Редко когда один космический объект является рекордсменом сразу по нескольким параметрам. Но одной звезде это удалось. На сегодняшний день она самая яркая звезда во Вселенной – а еще наиболее массивная и одна из самых горячих. Встречайте – звезда R136a1.

Хотя звезда была открыта еще в 60-х годах прошлого века, свой титул рекордсмена она получила совсем недавно, в 2010 году. Причиной этому стало ее удаление – расстояние между R136a1 и Землей составляет 50 тысяч парсек, что равно 163 тысячам световых лет!

Поэтому не странно, что рассмотреть звезду детально сумел только телескоп «Хаббл». Ведь яркость звездного скопления R136 на звездном небе составляет всего 10 – на три пункта ниже порога видимости человеческого глаза. А чтобы увидеть саму звезду, понадобится телескоп длиной в 3,6 метра! Сразу и не подумаешь, что в таком незаметном с Земли секторе находится самая яркая во Вселенной звезда.

Но сегодня у астрономов имеются как и проработанная теоретическая база физики звезды, так и мощная аппаратура, позволяющая заглянуть в самые дальние уголки Вселенной. В итоге длительные исследования принесли немало интересной информации про R136a1 – а именно:
• Масса R136a1 равна массе 256 Солнц – в переводе на цифры, это 5 × 10³² килограмм, или 5 000 000 000 000 000 000 000 000 000 00 тонн! Это самый высокий показатель среди открытых сегодня звезд. Масса является важным параметром для звезды – от нее зависит интенсивность термоядерного «горения» ядра, источника всей энергии светила.
• В соответствии с большой массой, у R136a1 невероятно высокая температура поверхности – 55 тысяч градусов по Цельсию. Это почти в десять раз больше нагрева нашего светила! Так как процесс «горения» водорода внутри звезды продолжается до сих пор, накал ядра R136a1 может достигать сотен миллионов градусов Цельсия. Зависимость цвета звезды от температуры и длины световой волны. Цвета усилены.
• Хотя R136a1 является самой тяжелой звездой, ее размеры относительно скромные – диаметр звезды больше солнечного «всего» в 29-35 раз. Однако и этого достаточно – радиус R136a1 составляет 1/7 астрономической единицы, расстояния от Солнца до Земли. А общий объем R136a1 больше нашего светила в 22 тысячи раз!
• Звезда относится к молодым светилам Вселенной – ее возраст астрономы оценивают в 1,7 миллиона лет. Из-за массы, высокой светимости, накала поверхности и сильных звездных ветров, R136a1 причисляют к звездам класса Вольфа-Райе. Причислению в эту группу поспособствовал и состав светила, богатый тяжелыми элементами, особенно кислородом, углеродом и азотом. Однако R136a1 не совсем типичная звезда ВР. Большинство светил класса – это старые тяжелые звезды, в которых термоядерное «горение» перешло на гелий. А внутри R136a1 все еще длится ядерный синтез на основании водорода.

Заслуживает внимание и расположение R136a1 во Вселенной. Как уже было сказано в начале статьи, она находится в звездном скоплении R136, которое прячется в туманности Тарантул. Все они находятся в Большом Магеллановом Облаке – карликовой галактике, которая вращается вокруг нашего Млечного Пути. Расстояние от Земли к туманности составляет 50 тысяч парсек – это 1,54 × 10¹⁸ километров.

Туманность Тарантул, как и все Магелланово Облако, находится в районе созвездия Золотой Рыбы. Оно принадлежит к Южному полушарию Земли, поэтому увидеть его на небе с нашей территории нельзя. И очень жаль: в туманности Тарантул находится много интересных объектов. Среди них находится красный сверхгигант WOH G64 – одна их самых больших звезд в обозримой Вселенной.

Благодаря высокой светимости, R136a1 играет значительную роль в своем секторе. Так, она создает десятую часть ионных потоков всей туманности Тарантул и составляет половину всего излучения своего звездного скопления. Для воздействия подобной силы нужно соединить энергию 70 обычных голубых звезд.

Главной особенностью R136a1 является невероятно сильная яркость – ее абсолютная светимость, по максимальным расчётам, достигает 8,7 миллиона солнечных яркостей! Большую яркость не имеет ни одна звезда в мире. За 5 секунд R136a1 выделяет столько же энергии, сколько наше Солнце излучает целый год!

В первую очередь стоит отметить, что общую яркость звезды определяют не только по спектру света, который видит человеческий глаз.

Болометрическая абсолютная звездная величина R136a1, которая включает в себя невидимые диапазоны излучения, составляет –12,5 (чем меньше показатель – тем ярче излучения), когда в видимом диапазоне абсолютная величина колеблется около –7,4. Но и видимой яркости R136a1 хватает, чтобы перебивать наше Солнце. Если звезда-рекордсмен заменит в Солнечной системе наше светило, она будет в два раза больше на небе, и почти в 100 тысяч раз ярче. И даже на расстоянии в десять парсек, R136a1 в ночном небе была бы размером в половину Луны.

Цифры цифрами – но что значит такая высокая светимость? Рассмотрим на примере нашей планетной системы. Если интенсивность излучения Солнца вырастет всего на десятую часть, жизнь на нашей планете станет возможной только на полюсах. При росте яркости в 40% Земля станет напоминать Венеру. Стоит ли говорить, что сделает с нашей планетой излучение R136a1, которое сильнее солнечного в сотни тысяч раз?

При этом мы не учитывали невидимые человеческим глазом спектры излучения, о которых было сказано выше – а на них приходится 99% от светимости звезды–гиганта. Звезда R136a1 больше всего энергии «вкладывает» в ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Это вызвано высокой температурой звезды – из-за нее цвет поверхности светила приобретает насыщенные голубые оттенки. Длина световой волны, покидающей такую среду, очень короткая – настолько, что свет покидает видимый диапазон. Более холодные звезды имеют белые, желтые и красные оттенки цвета.

Пусть R136a1 и является ярчайшей звездой, громадное расстояние долгое время скрывало ее от человеческих глаз. Большое Магелланово Облако известно людям уже больше 500 лет, а туманность Тарантул распознали еще в 1751 году. Но открыть скопление R136а удалось только в 1979 году – и то с помощью монструозного 3,6 метрового телескопа ESO в Чили.

Высокая яркость сектора сразу привлекла внимание астрономов. Было ясно, что обычные, путь и сильно светящие звезды, не смогут произвести столько энергии. Вдохновленные аномальной яркостью скопления R136а, некоторые астрономы делали заявления о возможности существования звезды, масса которой доходит до 3000 масс Солнца. До изобретения первых орбитальных телескопов, это было хоть и невероятным, но логичным объяснением.

R136a1 среди других звезд скопления удалось только в 90-х годах ХХ столетия – при помощи орбитального телескопа «Хаббл». Однако рекордные показатели массы и светимости звезды стали известными только в 2010 году, после длительных съемок звездного скопления. До этого постоянные пересечения с другими космическими объектами мешали заметить R136a1 на фоне других светил.

Даже для новичка в астрономии очевидно – уровень излучаемой R136a1 энергии чрезвычайно большой. Настолько большой, что разрушает целый ряд физических взаимодействий, удерживающих баланс – и звезда становится очень неустойчивой.

Поэтому титул самой тяжелой звезды будет оставаться за R136a1 недолго – по крайней мере, в космических масштабах. Излучение звезды и ее температура настолько сильны, что преодолевают силу гравитации, сдерживающую материю R136a1 вместе. Это порождает мощные звездные ветры, скорость которых достигает 2,5 тысячи километров в секунду. Ежегодно R136a1 теряет 0,0005 солнечной массы в год – в миллиард раз больше, чем наше светило! Эта большая цифра, впрочем, создана не одним лишь солнечным ветром: львиную долю потерь.

Масса и большая мощность излучения также влияют на механизм доставки энергии звезды из глубин наружу. В массивных звездах, от ядра и почти до самой поверхности излучение поднимается при помощи конвекции – процесса перемещения более горячего вещества в верхние слои. Такой же механизм у обычного кипения воды. Но так как энергия R136a1 чрезвычайно высока, конвекция вырывает атомы гелия и азота из ядра и выбрасывает их наружу в виде протуберанцев и солнечного ветра. Именно поэтому состав спектра R136a1 схож со спектром звезд Вольфа-Райе, хотя фактический состав и физические процессы у них разнятся.

Если произвести несложные расчеты, становится ясно – за 1,7 миллиона лет своего существования R136a1 потеряла материала весом в 50 Солнц. Если так продолжится и дальше, звезда просуществует в текущем режиме еще 2 миллиона лет, ужавшись в величине до 70–80 масс Солнца.

Однако все не так просто как кажется. Ученые строят прогнозы развития звезд, базируясь на наблюдениях за Солнцем и ближайшими светилами. Стоит отметить, что предсказывать будущее развитие в астрономов получается хорошо – особенно когда это касается звезд Главной последовательности, или типичных гигантов.

Но с этот подход R136a1 не работает – столь массивная звезда является беспрецедентной в астрономии. Имеет значение не только масса, которая превышает предел при натуральном формировании звезды – то есть, при сборе материала из туманности. Сила излучения R136a1 буквально рвет ее на части. Астрономы предполагают, что R136a1 могла образоваться только впоследствии слияния двух или нескольких звезд меньших размеров – недаром скопление R136 считается очень тесным.

Поэтому астрофизикам остается только гадать о дальнейшей эволюции звезды. Однако текущий опыт ученых позволяет сказать точно – R136a1 в конце своей жизни взорвется сверхновой. Дело в том, что любая звезда, в которой загорелся гелий и образовалось массивное ядро из углерода, кислорода и элементов потяжелее, не сможет просто отделаться от сил гравитации и превратиться в медленно охлаждающийся остов, белый карлик. Накопившейся энергии необходимо вырваться наружу.

Как уже наверняка знают наши читатели, после сверхновой светило превращается либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Что из этого ждет R136a1? Так как ее ядро будет не просто углеродно-кислородным, а даже железным, она сможет стать только черной дырой – масса остатки R136a1 будет намного больше верхнего предела для нейтронной звезды. Обычно превращение в черную дыру происходит без видимого взрыва. Однако громадная R136a1 сможет выбросить наружу немало изотопа никеля 56Ni. Это вызовет вспышку громадной светимости, гиперновую – ее можно будет увидеть даже с Земли.

К счастью, эта гиперновая произойдет на безопасном расстоянии от нас. Ибо похожая вспышка, произошедшая 450 миллионов лет назад на расстоянии 6 тысяч световых лет, уничтожила 60% живших на планете существ. Это событие известно также как ордовикско-силурийское вымирание.

Группа европейских астрономов во главе с профессором Полом Кроутером (Paul Crowther) исследовала пару молодых звездных скоплений, NGC 3603 и RMC 136a. Первое из них расположено в 22 тыс. световых годах от нас и представляет собой настоящую «фабрику звезд», где из обширных газопылевых облаков активно формируются новые светила. Второе находится дальше, в 165 тыс. световых годах, в Туманности Тарантул (в пределах соседней с нами галактики Большое Магелланово Облако), и уже полна юных и ярких звезд.

В ходе этой работы было обнаружено несколько звезд, поверхность которых раскалена выше 40 тыс. градусов, то есть всемеро сильнее, чем у Солнца, и которые в несколько десятков раз его тяжелее и в несколько миллионов раз – ярче. Расчеты показали, что в момент рождения эти великаны могли насчитывать до 150 солнечных масс. Но самой впечатляющей из них стала звезда R136a1 – самая большая, известная нам. Сейчас ее масса составляет 265 солнечных, а при рождении должна была доходить до 320 солнечных масс.

Такие очень крупные (мягко говоря) звезды создают и очень мощные потоки излучения. В отличие от людей, максимальный вес они набирают к моменту рождения, и постепенно теряют его с выбросами вещества и энергии. Зато и живут великаны не слишком долго: R136a1, имея немногим больше 1 млн лет от роду, уже потеряла до 1/5 своей изначальной массы – то есть, чуть больше 50-ти масс Солнца.

Они и довольно редки, формируясь буквально поодиночке внутри самых плотных звездных скоплений. В скоплении R136 насчитывается лишь 4 звезды, имевших в момент рождения массу более 150-ти солнечных. Но они ответственны практически за половину всего свечения и излучения, исходящего из этого скопления, в которое входят около 100 тыс. звезд. Самые мелкие из них лишь в 8 раз крупнее Юпитера – это коричневые карлики, «недозвезды», так и не сумевшие зажечься.

Чтобы представить себе ее размеры, поместим R136a1 мысленно в нашу Солнечную систему. Яркость превзошла бы яркость Солнца настолько же, насколько яркость Солнца сегодня превосходит Луну (оно светит примерно в 100 млн раз ярче нашей звезды). Мощное притяжение звезды заставило бы Землю носиться по орбите с бешеной скоростью, и год составил бы около 3 недель. Не говоря уж о бомбардировке такими количествами ультрафиолета, что никакая жизнь здесь не была бы возможна.

Понять, как же рождаются и живут подобные великаны, задача не из простых – уже хотя бы потому, что они редки и живут недолго. Даже на первый взгляд можно увидеть две альтернативы: то ли они с самого начала образуются такими большими, то ли формируются в результате слияния более мелких объектов, как это делают массивные черные дыры.

Интересен и момент их гибели: известно, что звезды массой от 8 до 150 солнечных заканчивают свое существование, взрываясь сверхновыми. Возможно, и те звезды, которые тяжелее этого, ждет такая же судьба – тогда можно ожидать существования невероятно колоссальных сверхновых, взрывы которых не оставляют по себе даже никаких «обломков» исходной звезды.

До сих пор остаётся неясным вопрос происхождения подобных сверхмассивных звёзд: образовались ли они с такой массой изначально, либо они образовались из нескольких меньших звёзд.

Яркость этой звезды превосходит яркость Солнца в 8,7 млн раз. Сама звезда порождает сильнейший звёздный ветер, что приводит её к быстрой потере вещества. Обитаемая зона звезды располагается в 2950 а.е. от неё. Однако, жизнь около этой звезды невозможна из-за чрезвычайно интенсивного ультрафиолетового излучения.

Звёзды массой от 8 до 150 солнечных в конце своего жизненного цикла взрываются как сверхновые, оставляя после себя нейтронную звезду или чёрную дыру. Полученные свидетельства существования звёзд массой от 150 до 320 масс Солнца допускают возможность существования исключительно ярких сверхновых, нестабильных по отношению к образованию электрон-позитронных пар, не оставляющих после себя ничего и рассеивающих в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс. Такие сверхновые часто называют гиперновыми.