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R136a1 - Wikipedia
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R136a1

知しられている中なかでは最もっとも質量しつりょうと光度こうどが大おおきい恒星こうせい

RMC 136a1（通称つうしょう R136a1）は、タランチュラ星雲せいうんにある散開さんかい星団せいだんのNGC 2070の中心ちゅうしんにある超ちょう星団せいだん「R136」に属ぞくするウォルフ・ライエ星ぼしに分類ぶんるいされる恒星こうせいである。銀河系ぎんがけいの近隣きんりんにある銀河ぎんがとして知しられている大だいマゼラン雲くもの中なかに位置いちしており、地球ちきゅうからは約やく49,970パーセク（約やく163,000光年こうねん）の距離きょりにある。既知きちの恒星こうせいの中なかで最もっとも大おおきな質量しつりょう[8][9]と光度こうどを持もち、質量しつりょうは315太陽たいよう質量しつりょう、光度こうどは約やく8,700,000太陽光たいようこう度どと推定すいていされており、最もっとも表面ひょうめん温度おんどが高たかい恒星こうせいの1つでもある。

R136a1
ヨーロッパ南天天文台（ESO）のVLTが撮影した高解像度のR136星団の近赤外線画像。画面中央にあるのがR136a1で、そのすぐ傍にR136a2、右下にR136a3、左にR136bがある。 （提供: ESO / VLT）
ヨーロッパ南天なんてん天文台てんもんだい（ESO）のVLTが撮影さつえいした高こう解像度かいぞうどのR136星団せいだんの近赤外線きんせきがいせん画像がぞう。画面がめん中央ちゅうおうにあるのがR136a1で、そのすぐ傍はたにR136a2、右みぎ下かにR136a3、左ひだりにR136bがある。
（提供ていきょう: ESO / VLT）
星座せいざ かじき座ざ
見みかけの等級とうきゅう (mv) 12.77[1]
12.23[2]
分類ぶんるい ウォルフ・ライエ星ぼし[1]
位置いち
元もと期き:J2000.0[1][2]
赤あか経けい (RA, αあるふぁ)  05h 38m 42.39s[2]
赤あか緯ぬき (Dec, δでるた) −69° 06′ 02.91″[2]
距離きょり ~163,000 光年こうねん
（~49,970 パーセク[3]）
絶対ぜったい等級とうきゅう (MV) -8.09[4]
物理ぶつり的てき性質せいしつ
半径はんけい 28.8[5] - 35.4[6] R☉
質量しつりょう 315+60
−50 M☉[4]
表面ひょうめん重力じゅうりょく 4.0 (log g)[6]
スペクトル分類ぶんるい WN5h[1][5]
光度こうど ~8,710,000 L☉[4][注ちゅう 1]
表面ひょうめん温度おんど 53,000 ± 3,000 K[4]
色いろ指数しすう (B-V) 0.03[2]
色いろ指数しすう (U-B) -2.275[7]
年齢ねんれい 0+30
−0 万まん年ねん[4]
他たのカタログでの名称めいしょう
BAT99 108[1]
CHH92 1[1]
H2013 LMCe 1398[1]
RMC 136a1[1]
WO84 1[1]
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発見はっけん

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1960年ねん、南みなみアフリカ共和きょうわ国こくのプレトリアにあるラドクリフ天文台てんもんだいで働はたらいていた天文学てんもんがく者しゃのグループが、大だいマゼラン銀河ぎんが内ないの明あかるい恒星こうせいの光度こうどとスペクトル分類ぶんるいの体系たいけい的てきな測定そくていを行おこなった。カタログに掲載けいさいされた天体てんたいの中なかには、タランチュラ星雲せいうんの「中心ちゅうしん星ぼし」としてRMC 136（通称つうしょう R136、ラドクリフ天文台てんもんだいマゼラン雲くもカタログ番号ばんごう136番ばんの意い）が記載きさいされていた。その後ごの観測かんそくによりR136は、すぐ近ちかくにある大おおきな恒星こうせいが形成けいせいされている空間くうかんの中心ちゅうしんである、HII領域りょういきと言いわれるイオン化いおんかされた水素すいそから成なる巨大きょだいな領域りょういきの中央ちゅうおうにあることが示しめされた[10]。

1979年ねん、ヨーロッパ南天なんてん天文台てんもんだい（ESO）の3.6メートル望遠鏡ぼうえんきょう（3.6 m telescope）を使用しようした観測かんそくによりR136はR136a（英語えいご版ばん）、R136b（英語えいご版ばん）、R136cの3つの天体てんたいに分離ぶんりされた[11]。しかし、このうちのR136aは正確せいかくな特徴とくちょうが不明瞭ふめいりょうであったことから、R136aについて激はげしい議論ぎろんが交かわされた。中心ちゅうしん部ぶの明あかるさは、星団せいだんの中心ちゅうしん0.5パーセク（1.63光年こうねん）の範囲はんい内ないに高温こうおんのO型かた主ぬし系列けいれつ星ぼしが100個こも存在そんざいしなければならないと推定すいていされ、太陽たいようの3,000倍ばいもの質量しつりょうを持もつ恒星こうせいが存在そんざいするという可能かのう性せいが最もっとも理りにかなった説明せつめいであると推測すいそくされた[12]。

R136aが星団せいだんであることは、1985年ねんにWeigeltとBeierによって初はじめて立証りっしょうされた。彼かれらはスペックル干渉かんしょう法ほうを使用しようして、R136aは中心ちゅうしんから1秒びょう以内いないの範囲はんいに存在そんざいする8個この恒星こうせいで構成こうせいされ、そのうちR136a1が最もっとも明あかるい恒星こうせいであることを示しめした[13]。

R136aの性質せいしつを観測かんそくする最終さいしゅう確認かくにんはハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうの打うち上あげ後ごに行おこなわれた。ハッブルに搭載とうさいされている広こう視野しや惑星わくせいカメラ（WFPC）は、R136aを少すくなくとも12個この恒星こうせいに分解ぶんかいし、R136全体ぜんたいで少すくなくとも200個こ以上いじょうの高こう輝度きど星ぼしが含ふくまれていることを示しめした[14]。より高度こうどな観測かんそくが行おこなえるように改良かいりょうされた広こう視野しや惑星わくせいカメラ2（WFPC2）により、中心ちゅうしんから0.5パーセクの範囲はんい内ないにある46個この大だい質量しつりょうで明あかるい恒星こうせいと、半径はんけい4.7パーセク（15.3光年こうねん）の範囲はんい内ないにある3,000個こを超こえる恒星こうせいの研究けんきゅうが可能かのうになった[15]。

可視かし性せい

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アルゼンチンから見みた天球てんきゅう上うえにおけるR136a1の位置いち

夜空よぞらではR136は大だいマゼラン雲くものタランチュラ星雲せいうん内ないに存在そんざいする星団せいだんNGC 2070の中心ちゅうしんにある10等級とうきゅうの恒星こうせいとして見みえる[16]。1979年ねんにR136aをR136の構成こうせい部分ぶぶんとして検出けんしゅつするには口径こうけい3.6 mの望遠鏡ぼうえんきょうが必要ひつようであった。R136a1をR136aと分解ぶんかいするには、宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうまたは補償ほしょう光学こうがく（AO）、スペックル干渉かんしょう法ほうによる観測かんそくが必要ひつようとなる[13]。

天候てんこうや光ひかり害がいの影響えいきょうを受うけなければ、南緯なんい20度ど線せん以南いなんの地域ちいきでは[要よう出典しゅってん]大だいマゼラン雲くもは毎夜まいよ一いち晩ばん中ちゅう、観測かんそくすることができる。北半球きたはんきゅうでは北緯ほくい17度ど線せん以南いなんの地域ちいきで観測かんそくすることができる。北きたアメリカ（メキシコを除のぞく）、ヨーロッパ、北きたアフリカ、アジアのほとんどの地域ちいきはこれらの領域りょういきに含ふくまれず、大だいマゼラン雲くもを観測かんそくすることはできない[17]。

周辺しゅうへん

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タランチュラ星雲せいうんからR136へと拡大かくだいした画像がぞう。R136a1、R136a2、R136a3が右みぎ下かにかろうじて映うつされている。

R136の中心ちゅうしんにあるR136aは、少すくなくとも12個この恒星こうせいから成なる密集みっしゅうした明あかるい恒星こうせいの集団しゅうだんで[14]、そのうちR136a1、R136a2、R136a3は最もっとも顕著けんちょで、これらは全すべて非常ひじょうに明あかるく重おもいスペクトル分類ぶんるいWN5h型がたの恒星こうせいに分類ぶんるいされる。R136a1は、星団せいだん内ないで2番目ばんめに明あかるい恒星こうせいであるR136a2からは5,000 au離はなれている[6]。

R136は、地球ちきゅうから約やく163,000光年こうねん離はなれた位置いちにある大だいマゼラン雲くも内ないにあり、その南東なんとう部ぶに見みえる「かじき座ざ30番ばん星ほし」とも呼称こしょうされるタランチュラ星雲せいうんの中心ちゅうしんにある。R136自体じたいは、それよりもはるかに大おおきな散開さんかい星団せいだんNGC 2070の中心ちゅうしん核かくとなっている[18]。

このような遠方えんぽうにあるので、R136a1は星ほし間あいだ塵ちりによって比較的ひかくてき見みえにくくなっている。この星ほし間あいだ減げん光こう（星ほし間あいだ赤化せっか）により、可視かし光線こうせんでの明あかるさは約やく1.8等級とうきゅう暗くらくなっているが、近赤外線きんせきがいせんではわずか約やく0.22等級とうきゅうしか減げん光ひからしていない[6]。

特徴とくちょう

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伴ばん星ほし

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大だい質量しつりょうの恒星こうせいが伴とも星ぼしを持もつ連れん星ぼし系けいであることはとても普遍ふへん的てきなことだが、周囲しゅういに大型おおがたの伴とも星ぼしが確認かくにんされていないため、R136a1は単独たんどくの恒星こうせいと見みられている。

チャンドラX線せん観測かんそく衛星えいせいを用もちいた観測かんそくで、R136から放出ほうしゅつされたX線せんが検出けんしゅつされている。R136aとR136cは共ともに明確めいかくに検出けんしゅつできたが、R136aを分解ぶんかいすることはできなかった[19]。別べつの研究けんきゅうでは、R136a1とR136a2のペアをR136a3から分離ぶんりすることに成功せいこうしている。この観測かんそくでは、両者りょうしゃがColliding-wind binaryと呼よばれる、互たがいの恒星こうせいが強つよい恒星こうせい風ふうを放出ほうしゅつするタイプの連れん星ほし系けいではないことを示しめすものと考かんがえられる比較的ひかくてき穏おだやかなX線せんが検出けんしゅつされた[20]。

ドップラー効果こうかによる急速きゅうそくな視線しせん速度そくどを捉とらえる観測かんそくでは、R136a1の近ちかくに同どう程度ていどの質量しつりょうを持もつ伴とも星ぼしの存在そんざいが予想よそうされているが、R136a1のスペクトルにはそのような兆候ちょうこうは見みられない。軌道きどう傾斜けいしゃ角かくが大おおきい伴とも星ぼしや遠方えんぽうにある伴とも星ぼし、もしくはR136a1と別べつの恒星こうせいが偶然ぐうぜん整列せいれつしていることによる可能かのう性せいも完全かんぜんには排除はいじょできないが、そうした可能かのう性せいは低ひくいと考かんがえられている。R136a1と極きわめて質量しつりょうが不ふ均一きんいつな小型こがたの伴とも星ぼしが存在そんざいする余地よちはあるが、仮かりに存在そんざいしているとしても、R136a1の特性とくせいを示しめすモデリングには影響えいきょうしないとされている[6]。

分類ぶんるい

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恒星こうせいのスペクトル分類ぶんるい

R136a1は高こう輝度きどのスペクトル分類ぶんるいWN5h型がたの恒星こうせいで、ヘルツシュプルング・ラッセル図ず（HR図ず）では左上ひだりうえの隅すみに位置いちする。このスペクトル分類ぶんるいに属ぞくする中なかでも特とくにスペクトルに広ひろい輝線きせんが含ふくまれるウォルフ・ライエ星ぼしに分類ぶんるいされる[1]。ウォルフ・ライエ星ぼしのスペクトルには窒素ちっそ、ヘリウム、炭素たんそ、酸素さんそ、場合ばあいによってはケイ素けいそのスペクトル線せんが含ふくまれているが、通常つうじょう、水素すいそのスペクトル線せんは見みられない、もしくは微かすかなものになる。WN5型がた星ぼしは中性ちゅうせいヘリウムのスペクトル線せんよりもかなり強つよく、イオン化いおんかされた窒素ちっそ（N III、N IV、N V）からの放射ほうしゃの強つよさとほぼ等ひとしいイオン化いおんかされたヘリウムの放射ほうしゃに基もとづいて分類ぶんるいされている。スペクトル分類ぶんるい内ないの「h」は、スペクトルに顕著けんちょな水素すいその放出ほうしゅつが見みられることを意味いみし、表面ひょうめん付近ふきんの質量しつりょうの40%を水素すいそが占しめていると計算けいさんされている[5]。

分類ぶんるいとしてのWN5h型かた星ぼしは、まだ核かく融合ゆうごう反応はんのうにより中心ちゅうしん部ぶで水素すいその燃焼ねんしょうが起おきている巨大きょだいな明あかるい恒星こうせいである。WN5h型かた星ぼしの輝線きせんスペクトルは高密度こうみつどで強力きょうりょくな恒星こうせい風ふうによって生しょうじており、ヘリウムや窒素ちっその濃度のうどが大おおきいのはCNOサイクルで生成せいせいされた物質ぶっしつの表面ひょうめんへの対流たいりゅう混合こんごうに起因きいんしている[21]。

距離きょり

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R136a1までの距離きょりを直接ちょくせつ求もとめることはできないが、地球ちきゅうからは大だいマゼラン雲くもと同おなじ約やく163,000光年こうねん離はなれていると想定そうていされている[22]。

質量しつりょう

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R136a1は、現在げんざい知しられている中なかでは最もっとも質量しつりょうが大おおきな恒星こうせいである[9][23][24]。

非ひ局所きょくしょ熱ねつ力学りきがく平衡へいこうブランケット効果こうか（英語えいご版ばん）CMFGENモデル[25]、およびTLUSTYモデル大気たいきコード[26]を組くみ合あわせたところ、近赤外線きんせきがいせんのスペクトル（Kバンド（英語えいご版ばん））から、265太陽たいよう質量しつりょうというR136a1の進化しんか論ろん的てき質量しつりょうが導みちびき出だされている。このモデルは、WN6h型がたの連れん星ぼしであるNGC 3603-A1から導出みちびきだされた動的どうてき質量しつりょうに対たいして検証けんしょうされたもので、地球ちきゅうから見みると一直線いっちょくせん上じょう、もしくは離はなれたところに予期よきしない伴とも星ぼしが存在そんざいしている場合ばあい、R136a1とその伴とも星ぼしの質量しつりょうはそれぞれ150太陽たいよう質量しつりょうとなる。予想よそうされるR136a1の特性とくせいは、大だいマゼラン雲くもで約やく170万まん年間ねんかん輝かがやき続つづけた後のちに見みられる金属きんぞく量りょうを持もち、かつ形成けいせい初期しょきは急速きゅうそくに自転じてんしていた太陽たいようの320倍ばいの質量しつりょうを持もつ場合ばあいとよく一致いっちしている[6]。

R136a1が単独たんどくの恒星こうせいであると想定そうていして、光学こうがくスペクトルそして紫外線しがいせんスペクトルと質量しつりょう光度こうど関係かんけいを持もつPoWR（ポツダムウォルフ・ライエ）大気たいきモデル[27][28]を使用しようした同様どうようの解析かいせきでは、太陽たいようの256倍ばいという質量しつりょう値ちが得えられている[5]。

BONNSAIモデル[29]を用もちいて行おこなわれた最近さいきんの分析ぶんせきでは、観測かんそくで得えられたパラメーターに進化しんかモデルを一致いっちさせることで年齢ねんれいと質量しつりょうを割わり出だしており、これにより形成けいせい初期しょきの質量しつりょうとして325+55
−45太陽たいよう質量しつりょう、現在げんざいの質量しつりょうとして315+60
−50太陽たいよう質量しつりょうという値ねが導みちびき出だされている[4]。

質量しつりょうの損失そんしつ

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R136a1は2,600 ± 150 km/sもの速度そくどに達たっする強つよい恒星こうせい風ふうによって極端きょくたんな質量しつりょう損失そんしつ（英語えいご版ばん）を受うけている。これは光ひかり球だま上うえにある非常ひじょうに高温こうおんの加速かそく物質ぶっしつ（Accelerating material）からの電磁でんじ放射ほうしゃが重力じゅうりょくよりも強つよいため、表面ひょうめんから離はなれていくことで引ひき起おこされている。質量しつりょうの損失そんしつの度合どあいは、表面ひょうめん重力じゅうりょくが小ちいさく、かつ光ひかり球だま内ないでの重じゅう元素げんその量りょうが多おおい高こう光度こうどの恒星こうせいで最大さいだいとなる。R136a1は年間ねんかん5.1×10−5太陽たいよう質量しつりょう（3.21×1018 kg/s）という、太陽たいようの10億おく倍ばい以上いじょうのペースで質量しつりょうを失うしなっていると予想よそうされている[6]。

光度こうど

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左ひだりから赤色あかいろ矮星、太陽たいよう、B型かた主ぬし系列けいれつ星ぼし、R136a1の大おおきさを比較ひかくした画像がぞう

R136a1は現在げんざい知しられている中なかでは最もっとも光度こうどが大おおきい恒星こうせいで、その光度こうどは約やく8,710,000太陽光たいようこう度どに達たっし[23]、太陽たいようが1年ねんかけて放出ほうしゅつした量りょうよりも多おおいエネルギーをわずか4秒びょうで放出ほうしゅつしている。R136a1が既知きちの恒星こうせいの中なかで最もっとも質量しつりょうが大おおきく、かつ最もっとも光度こうどが大おおきい恒星こうせいであると認識にんしきされたのは2010年ねんになってからで、それ以前いぜんの推定すいていではR136a1の光度こうどは1,500,000太陽光たいようこう度どとされていた[30]。仮かりに太陽系たいようけい内うちにおいてR136a1を太陽たいようの位置いちに置おくと、地球ちきゅうからは太陽たいようよりも94,000倍ばい明あかるい、-39等級とうきゅうの明あかるさで見みえる。太陽系たいようけいに最もっとも近ちかい恒星こうせいであるプロキシマ・ケンタウリ（約やく4.2光年こうねん、約やく1.3パーセク）の位置いちにR136a1がある場合ばあい、地球ちきゅうからは満月まんげつとほぼ同おなじ明あかるさで見みえる。10パーセク（32.6光年こうねん）離はなれた位置いちにある時ときの見みかけの明あかるさを示しめす絶対ぜったい等級とうきゅうは-7.9等級とうきゅうで、これは地球ちきゅうから見みた金星かなぼしより3倍ばい明あかるい。

R136a1は、スペクトル分類ぶんるいO7型がたの主しゅ系列けいれつ星ぼし70個こ分ぶんに相当そうとうするタランチュラ星雲せいうん全体ぜんたいの約やく7%の電離でんり束たばね（Ionizing flux）を供給きょうきゅうしている。そしてR136a2、R136a3、R136cと共ともにR136全体ぜんたいの43～46%のライマン連続れんぞく放射ほうしゃ（Lyman continuum radiation）を生成せいせいしている[6]。

質量しつりょうの大おおきい恒星こうせいは、表面ひょうめんから外そと向むきに作用さようする放射ほうしゃ圧あつが恒星こうせいの中心ちゅうしん方向ほうこうに作用さようする重力じゅうりょくの強つよさと等ひとしくなる光度こうどであるエディントン限界げんかい（エディントン光度こうど）に近ちかい光度こうどを持もつ。エディントン限界げんかいに近ちかづくと、恒星こうせいは非常ひじょうに多おおくのエネルギーを生成せいせいするため、外層がいそうが宇宙うちゅう空間くうかんに急速きゅうそくに放出ほうしゅつされてしまう。これにより、恒星こうせいが長期間ちょうきかんに渡わたってより強つよい光度こうどで輝かがやくことは事実じじつ上じょう、制限せいげんされている[31]。古典こてん的てきなエディントン限界げんかいは、静水せいすい圧あつ平衡へいこうにないR136a1などの恒星こうせいには適用てきようできず、その計算けいさんは実際じっさいの恒星こうせいに対たいして行おこなうには非常ひじょうに複雑ふくざつなものであった。より経験けいけん的てきなHumphreys–Davidson限界げんかいは観測かんそくされた恒星こうせいの光度こうどの限界げんかいとして求もとめられるが[32][33]、最近さいきんのモデルでは大だい質量しつりょうの恒星こうせいに適用てきようできる、さらに有用ゆうようで理論りろん的てきなエディントン限界げんかいの計算けいさんが行おこなわれている[28]。R136a1は現在げんざい、エディントン限界げんかいの約やく70%の光度こうどで輝かがやいている[6]。

表面ひょうめん温度おんど

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R136a1の表面ひょうめん温度おんどは太陽たいようの10倍ばい近ちかく高たかい約やく50,000 K（約やく49,700 ℃）で、極ごく紫外線しがいせん（英語えいご版ばん）の放射ほうしゃが最もっとも多おおい。

R136a1のB-V色いろ指数しすうは0.03で[2]、これは典型てんけい的てきなF型かた主ぬし系列けいれつ星ぼしに相当そうとうする色いろである。ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうの広こう視野しや惑星わくせいカメラ2（WFPC2）の336 nmおよび555 nmフィルターを用もちいて測定そくていされたU-V色いろ指数しすうは-1.28であり、R136a1の表面ひょうめん温度おんどが非常ひじょうに高たかいことを示しめしている[15]。黒くろ体たいに対たいするこの様々さまざまな色いろ指数しすうの変動へんどうは星ほし間あいだ減げん光こう（星ほし間あいだ赤化せっか）に起因きいんしている。赤化せっかの度合どあい（EB-V）を用もちいれば、見みかけ上じょう明あかるさが減げん光ひからしている度合どあい（AV）を推定すいていすることができる。測定そくていでは赤化せっかの度合どあいは0.29 - 0.37と求もとめられており、これに基もとづいて見みかけ上じょうの減げん光こうの度合どあいは約やく1.80等級とうきゅう、星ほし間あいだ減げん光こうの影響えいきょうを考慮こうりょしない固有こゆうのB-V色いろ指数しすう（B-V0）は-0.30とされているが、0.1秒びょう離はなれた位置いちにある近隣きんりんのR136a2の影響えいきょうでかなりの不ふ確実かくじつ性せいがある[5][6]。

恒星こうせいの表面ひょうめん温度おんどは色いろから概算がいさんすることができるが、これはあまり正確せいかくな方法ほうほうではなく、正確せいかくな表面ひょうめん温度おんどを導出どうしゅつするには大気たいきモデルへのスペクトルの適合てきごうが必要ひつようとなる。異ことなる大気たいきモデルを用もちいて求もとめられたR136a1の表面ひょうめん温度おんどは50,000 - 56,000 Kである[4]。古ふるいモデルでは表面ひょうめん温度おんどは45,000 Kとされていたため、現在げんざいよりも光度こうどが大おおきく過小かしょう評価ひょうかされていた[30]。あまりに極端きょくたんな温度おんどを持もつため、放射ほうしゃのピークは波長はちょう50 nmであり、放射ほうしゃのほぼ99%が可視かし光線こうせん以外いがいの波長はちょうで放射ほうしゃされている（放射ほうしゃ補正ほせい（英語えいご版ばん）は約やく-5）。

大おおきさ

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太陽たいようとR136a1の大おおきさの比較ひかく

R136a1の半径はんけいは太陽たいようの約やく30倍ばい（約やく21,000,000 km、0.143 au）であり、体積たいせきは太陽たいようの27,000倍ばいに相当そうとうする。

R136a1には地球ちきゅうや太陽たいようのような明確めいかくに定義ていぎできる可視かし的てきな表面ひょうめんは存在そんざいしない。静水せいすい圧あつ平衡へいこうを満みたす恒星こうせいの本体ほんたいは、外部がいぶに放出ほうしゅつされる恒星こうせい風ふうに乗のって加速かそくされる高密度こうみつどの大気たいきに覆おおわれている。この恒星こうせい風ふう内ないの任意にんいの地点ちてんが半径はんけいを測定そくていするための「表面ひょうめん」とみなされるため、測定そくてい者しゃごとによって異ことなる定義ていぎの「表面ひょうめん」が大おおきさの測定そくていに用もちいられる可能かのう性せいがある。恒星こうせいの温度おんどは通常つうじょう同おなじ深ふかさの地点ちてんを表面ひょうめんと基準きじゅんとして引用いんようされるため、半径はんけいと温度おんどは光度こうどと対応たいおうしている[5][6]。

R136a1の大おおきさは最もっとも半径はんけいが大おおきい恒星こうせいよりもはるかに小ちいさく、太陽たいようの数すう百ひゃく倍ばいから数すう千せん倍ばいの大おおきさを持もつ赤色あかいろ超ちょう巨星きょせいの方ほうが数すう十じゅう倍ばい大おおきい。大おおきな質量しつりょうを持もつが、その割わりには半径はんけいはそこまで大おおきくないため、R136a1の平均へいきん密度みつどは太陽たいようの約やく1%に相当そうとうする約やく14 kg/m3しかない。

自転じてん

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光ひかり球だまが高密度こうみつどの恒星こうせい風ふうによって隠かくされており、自転じてんによるドップラー効果こうかの広ひろがりを測定そくていするのに必要ひつような光ひかり球だまのスペクトル線せんがスペクトル上じょうに存在そんざいしないため、R136a1の自転じてん速度そくどを直接ちょくせつ測定そくていすることはできない。波長はちょう2.1 μみゅーmのイオン化いおんかされた窒素ちっそ（N V）のスペクトル線せんは恒星こうせい風ふうの比較的ひかくてき深ふかい領域りょういきで生成せいせいされ、自転じてん速度そくどの推定すいていに用もちいることができる。R136a1の半値はんね幅はばは約やく15 Åで、これは恒星こうせいの自転じてんが低速ていそくもしくは自転じてんしていないことを示しめしているが、地球ちきゅうに対たいして自転じてん軸じくを向むけている場合ばあいでもこのような値ねが得えられることがある。一方いっぽうでR136a2とR136a3は高速こうそくで自転じてんしており、現在げんざいのR136a1に最もっとも近ちかい進化しんかモデルを適用てきようすると、約やく175万まん年ねん後ごの赤道せきどうにおける自転じてん速度そくどは約やく200 km/sとなる[6]。

進化しんか

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現在げんざいの状態じょうたい

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R136a1は現在げんざい、中心ちゅうしん核かくの高温こうおんによって生しょうじたCNOサイクルにより水素すいそが燃焼ねんしょうされてヘリウムに変換へんかんされる核かく融合ゆうごう反応はんのうが起おきており、事実じじつ上じょうは主しゅ系列けいれつ星ぼしの段階だんかいにある[21]。極端きょくたんな光度こうどによって引ひき起おこされる高密度こうみつどの恒星こうせい風ふうによって放出ほうしゅつスペクトルが生成せいせいされ、強力きょうりょくな対流たいりゅうによってヘリウムと窒素ちっそが表面ひょうめんで混合こんごうされている。恒星こうせい全体ぜんたいの90%以上いじょうで対流たいりゅうが起おきており、表面ひょうめんに対流たいりゅうがない非ひ対流たいりゅう層そうがある[34]。

発達はったつ

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大だいマゼラン雲くもの大だい規模きぼな星ほし形成けいせい領域りょういきにあるR136星団せいだん

分子ぶんし雲くもからの降着こうちゃくによる星ほし形成けいせいのモデルでは、放出ほうしゅつされる放射線ほうしゃせんによって更さらなる降着こうちゃくが妨さまたげられることで恒星こうせいの質量しつりょうに上限じょうげんがあることが予測よそくされている。種族しゅぞくIの恒星こうせいの金属きんぞく量りょうから考かんがえられる最もっとも単純たんじゅんな降着こうちゃくモデルでは、恒星こうせいの質量しつりょうの限界げんかいは40太陽たいよう質量しつりょうと低ひくい値ねにしているが、より複雑ふくざつな理論りろんでは上限じょうげんはその数すう倍ばい大おおきくなる[35]。現在げんざいでは恒星こうせいの上限じょうげん質量しつりょうとして150太陽たいよう質量しつりょうという経験けいけん的てき限界げんかいが広ひろく受うけ入いれられている[36]。R136a1は明あきらかにこれらの限界げんかいを超越ちょうえつしていて、これらの限界げんかいを潜在せんざい的てきに除外じょがいする単独たんどく星ぼしの新あたらしい降着こうちゃくモデルの開発かいはつにつながっており[37]、恒星こうせい同士どうしの合体がったいによってさらに大だい規模きぼな恒星こうせいが形成けいせいされる可能かのう性せいをもたらしている[38][39]。

単独たんどく星ぼしとして降着こうちゃくから形成けいせいされたそのような巨大きょだいの恒星こうせいの特性とくせいについては未いまだ不確ふたしかである。合成ごうせいスペクトルでは、主しゅ系列けいれつ星ぼしの光度こうど階級かいきゅう（V）または通常つうじょうのO型かた星ぼしのスペクトルでさえも持もたないことが示しめされている。エディントン限界げんかいに近ちかい光度こうどと強つよい恒星こうせい風ふうは、R136a1が明確めいかくな恒星こうせいとして見みえるのであればIf*型かたもしくはWNh型がたのスペクトルを生成せいせいしていた可能かのう性せいがある。ヘリウムと窒素ちっそは、大おおきい対流たいりゅう核かくと激はげしい質量しつりょう損失そんしつによって表面ひょうめんで急速きゅうそくに混合こんごうされており、それが恒星こうせい風ふうの中なかに存在そんざいしていると、特徴とくちょう的てきなウォルフ・ライエ星ほし型がたの放出ほうしゅつスペクトルが生成せいせいされる[6]。非常ひじょうに大おおきい質量しつりょうを持もつ零れい歳さい主ぬし系列けいれつ星ぼし（ZAMS）は少すこし温度おんどが低ひくくなり、大だいマゼラン雲くもの金属きんぞく量りょうの値ねから150 - 200太陽たいよう質量しつりょうの質量しつりょうを持もつ恒星こうせいの最大さいだい温度おんどは約やく56,000 Kと予測よそくされているため、R136a1はやや質量しつりょうが小ちいさい他ほかのいくつかの主しゅ系列けいれつ星ぼしよりもわずかに温度おんどが低ひくくなっている[34]。

中心ちゅうしん核かくで水素すいその燃焼ねんしょうが起おきている間あいだは核かく内ないのヘリウムの割合わりあいが増加ぞうかしていき、ビリアル定理ていりにより核かくの圧力あつりょくと温度おんどが増加ぞうかしていく[40]。これにより光度こうどが増加ぞうかし、R136a1は形成けいせいされた時ときよりもやや明あかるくなっている。一方いっぽうで温度おんどはわずかに低下ていかしているが、恒星こうせいの外層がいそうが膨張ぼうちょうし、さらに激はげしい質量しつりょう損失そんしつが引ひき起おこされている[6]。

将来しょうらい

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R136a1が将来しょうらいどう発達はったつするかは不ふ確実かくじつで、それを予測よそくするのに必要ひつようなR136a1と同等どうとうの恒星こうせいは知しられていない。質量しつりょうの大おおきい恒星こうせいの進化しんかは失うしなわれる可能かのう性せいのある質量しつりょうの大おおきさに依存いぞんしており、様々さまざまなモデルから異ことなる結果けっかがもたらされているが、どれも実際じっさいの観測かんそく結果けっかと完全かんぜんには一致いっちしていない。中心ちゅうしん核かくの水素すいそが枯渇こかつし始はじめると、WNh型がたの恒星こうせいは高こう光度こうど青色あおいろ変光星へんこうせい（LBV）に進化しんかすると考かんがえられている。LBVは恒星こうせいが極端きょくたんな質量しつりょう損失そんしつを起おこす重要じゅうような段階だんかいで、太陽たいように近ちかい金属きんぞく量りょうを持もつ恒星こうせいを水素すいそのないウォルフ・ライエ星ぼしに変化へんかさせることがある[21]。非常ひじょうに大おおきな対流たいりゅう核かく、高たかい金属きんぞく量りょう、または自転じてんによる更さらなる物質ぶっしつの混合こんごうにより、十分じゅうぶんに強つよい中心ちゅうしん核かくから表面ひょうめんへの混合こんごうを伴ともなう恒星こうせいはLBVの段階だんかいを飛とばして、水素すいそに富とむWNh型がた星ほしから水素すいそに欠かけたWN型がた星ほしに直接ちょくせつ進化しんかする可能かのう性せいがある[41]。水素すいそによる核かく融合ゆうごうは約やく200万まん年間ねんかん強きょうに渡わたって続つづき、最終さいしゅう的てきにR136a1の質量しつりょうは太陽たいようの70 - 80倍ばいになると予想よそうされている[34]。大だいマゼラン雲くもと同様どうようの金属きんぞく量りょうを持もつ単独たんどくの恒星こうせいは、たとえ形成けいせい当初とうしょに非常ひじょうに速はやく自転じてんしていたとしても、水素すいそによる核かく融合ゆうごうが終おわるころには自転じてん速度そくどがほぼゼロになるほど自転じてんにブレーキがかけられる[42]。

水素すいそに代かわってヘリウムの核かく融合ゆうごうが始はじまると大気たいき中ちゅうの残のこりの水素すいそが急速きゅうそくに失うしなわれ、R136a1は急速きゅうそくに収縮しゅうしゅくして水素すいそを含ふくまないWNE型がた星ほしになり、光度こうどが下さがる。この時点じてんでのウォルフ・ライエ星ぼしは主おもにヘリウムで出来できており、これらは水素すいそを燃焼ねんしょうしている主しゅ系列けいれつ星ぼしに類似るいじしているが、それより高温こうおんの零れい歳さいヘリウム主ぬし系列けいれつ星ぼし（Zero Age Helium Main Sequence、He-ZAMS）と呼よばれる分類ぶんるい上じょうに位置いちづけられる[34]。

ヘリウムの燃焼ねんしょうが進すすんでいる間あいだは合成ごうせいされた炭素たんそと酸素さんそが中心ちゅうしん核かくに堆積たいせきしていき、激はげしい質量しつりょう損失そんしつが続つづく。これだと最終さいしゅう的てきにはWC型がた星ほしのスペクトルが生成せいせいされるが、大だいマゼラン雲くも内ないの金属きんぞく量りょうでは、恒星こうせいはヘリウムの大だい部分ぶぶんをWN型がた星ほしのスペクトルを持もつ段階だんかいのうちに燃焼ねんしょうしてしまうことが予想よそうされている。ヘリウムの燃焼ねんしょうが終おわるにつれて中心ちゅうしん核かくの温度おんど上昇じょうしょうと恒星こうせいの質量しつりょう損失そんしつが進行しんこうすることにより、光度こうどと温度おんどの両方りょうほうが増加ぞうかし、スペクトル分類ぶんるいはWO型がたに変化へんかする。ヘリウムの核かく融合ゆうごうによる燃焼ねんしょうには数すう十じゅう万まん年ねんが費ついやされるが、さらに重おもい元素げんその核かく融合ゆうごうによる燃焼ねんしょうの最終さいしゅう段階だんかいは数すう千せん年ねんしか持続じぞくされない[42][43]。最終さいしゅう的てきにR136a1は太陽たいようの50倍ばい強きょうの質量しつりょうにまで収縮しゅうしゅくし、中心ちゅうしん核かくの周囲しゅういにはわずか太陽たいようの半分はんぶんの質量しつりょうのヘリウムが残のこされる[42]。

超新星ちょうしんせい爆発ばくはつ

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恒星こうせいの初期しょき質量しつりょうと金属きんぞく量りょうから予測よそくされる超新星ちょうしんせい爆発ばくはつ後ごに残のこされる天体てんたいの分布ぶんぷ

白色はくしょく矮星の最大さいだい質量しつりょう（約やく1.4太陽たいよう質量しつりょう）よりも重おもい、炭素たんそと酸素さんそから出来できた核かくを形成けいせいする恒星こうせいは必然ひつぜん的てきに中心ちゅうしん核かくが崩壊ほうかいしてしまう。これは通常つうじょう、鉄てつを含ふくむ中心ちゅうしん核かくが生成せいせいされて、崩壊ほうかいを防ふせぐのに必要ひつようなエネルギーを核かく融合ゆうごうで生成せいせいできなくなった際さいに発生はっせいするが、他たの状況じょうきょうでも発生はっせいする可能かのう性せいがある。

約やく64 - 133太陽たいよう質量しつりょうの質量しつりょうを持もつ中心ちゅうしん核かくは非常ひじょうに高温こうおんになり、ガンマ線がんませんが自然しぜんに電子でんしと陽電子ようでんしのペアを対たい生成せいせいし、そして中心ちゅうしん核かくのエネルギーが突然とつぜん失うしなわれると中心ちゅうしん核かくは対たい不安定ふあんてい型がた超新星ちょうしんせい（または対生たいせい成型せいけい超新星ちょうしんせい）を起おこして崩壊ほうかいする。これは大だいマゼラン雲くもと同おなじ金属きんぞく量りょうを含ふくんだ非常ひじょうに大だい質量しつりょうの恒星こうせいでも発生はっせいする可能かのう性せいがあるが、R136a1の炭素たんそと酸素さんその核かくは50太陽たいよう質量しつりょう以下いかと予想よそうされているので、R136a1は対たい不安定ふあんてい型がた超新星ちょうしんせいを起おこさないとされている[42]。

鉄てつで出来できた核かくの崩壊ほうかいは超新星ちょうしんせい爆発ばくはつや、時ときにはガンマ線がんませんバースト（GRB）を引ひき起おこす可能かのう性せいがある。晩期ばんきには水素すいそとヘリウムがほとんど含ふくまれないため、R136a1が起おこす超新星ちょうしんせい爆発ばくはつの種類しゅるいはIc型がた超新星ちょうしんせいになるとされている[42]。特とくに質量しつりょうが大おおきい鉄てつの核かくは、超新星ちょうしんせい爆発ばくはつを起おこさずに恒星こうせいを直接ちょくせつブラックホールに崩壊ほうかいさせるか、放射ほうしゃ性せい物質ぶっしつのニッケル56（56Ni）がブラックホールに落おち込こんで亜あ光度こうど超新星ちょうしんせい（Sub-luminous supernova）と呼よばれる超新星ちょうしんせい爆発ばくはつを起おこす可能かのう性せいがある[44]。

Ic型がた超新星ちょうしんせいでは、適切てきせつな質量しつりょうを持もって自転じてんしている恒星こうせいである場合ばあいであればガンマ線がんませんバーストが発生はっせいする。R136a1は中心ちゅうしん核かくが崩壊ほうかいするかなり前まえに自転じてんをほぼ止とめることが予想よそうされているため、超新星ちょうしんせい爆発ばくはつを起おこしてもガンマ線がんませんバーストは発生はっせいしないとされている[42]。

Ic型がた超新星ちょうしんせいでの中心ちゅうしん核かくの崩壊ほうかいで残のこされる天体てんたいは、元々もともとの中心ちゅうしん核かくの質量しつりょうに応おうじて中性子星ちゅうせいしせいかブラックホールのいずれかになる。R136a1は中性子星ちゅうせいしせいに進化しんかする最大さいだい質量しつりょうを超こえる質量しつりょうの中心ちゅうしん核かくを持もつので、超新星ちょうしんせい爆発ばくはつ後ごに残のこされる天体てんたいはブラックホールとなる[43]。

脚注きゃくちゅう

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[脚注きゃくちゅうの使つかい方かた]

注釈ちゅうしゃく

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  1. ^ 出典しゅってんでは常用じょうよう対数たいすうで表記ひょうき

出典しゅってん

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