R136a1

Se ha resuelto un posible compañero binario de R136a1, HSH95-17, aunque existe una probabilidad del 25% de que se trate de una alineación casual. ^{[ 19 ]}

Se detectó emisión de rayos X de R136 utilizando el Observatorio de Rayos X Chandra . R136a y R136c se detectaron claramente, pero R136a no pudo resolverse. ^{[ 20 ]} Otro estudio separó el par R136a1/2 de R136a3. R136a1/2 mostró rayos X relativamente suaves que no se consideraron indicativos de un sistema binario de vientos en colisión. ^{[ 21 ]}

Cabría esperar variaciones rápidas de la velocidad radial Doppler de un par de estrellas de igual masa en una órbita cercana, pero esto no se ha observado en el espectro de R136a1 . No se puede descartar por completo una alta inclinación orbital, un sistema binario más distante o una alineación fortuita de dos estrellas distantes, pero se considera improbable. Es posible que existan componentes binarios muy desiguales, pero esto no afectaría al modelado de las propiedades de R136a1. ^{[ 16 ]}

R136a1 es una estrella WN5h de alta luminosidad, ubicada en la esquina superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell . Una estrella Wolf-Rayet se distingue por las líneas de emisión fuertes y anchas en su espectro . Esto incluye nitrógeno , helio , carbono , oxígeno y, ocasionalmente, silicio ionizados , pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. Una estrella WN5 se clasifica en función de que la emisión de helio ionizado es considerablemente más fuerte que las líneas de helio neutro, y tiene una intensidad de emisión aproximadamente igual de N III , N IV y N V. La "h" en el tipo espectral indica una emisión significativa de hidrógeno en el espectro, y se calcula que el hidrógeno constituye el 40% de la abundancia superficial en masa. ^{[ 4 ]}

Las estrellas WNh, como clase, son estrellas masivas y luminosas que aún queman hidrógeno en sus núcleos. El espectro de emisión se produce en un potente y denso viento estelar , y los niveles elevados de helio y nitrógeno surgen de la mezcla convectiva de los productos del ciclo CNO hacia la superficie. ^{[ 22 ]}

Las estimaciones actuales, a fecha de 2025, sitúan la masa de R136a1 en torno a ₂₉₁ M☉ . Esta estimación se basa en la abundancia de helio de la estrella. ^{[ 3 ]} Existen otras estimaciones, como una masa evolutiva de 215 M☉ obtenida a partir de espectros visuales del HST utilizando una atmósfera modelo CMFGEN ^{[ 23 ]} con líneas de absorción no-LTE . R136a1 coincide estrechamente con las propiedades esperadas para una estrella de 251 M☉ con rotación rápida inicial y metalicidad de la Gran Nube de Magallanes (LMC) _tras brillar durante aproximadamente un _millón de años. ^{[ 6 ]}   

Un análisis anterior que utilizó _{espectroscopia} ultravioleta encontró una masa actual de 315 M☉ y una masa inicial de 325 M☉ . ^{[ 24 ]} Se encuentra una masa actual de 256 _{M☉ en un análisis similar utilizando modelos atmosféricos PoWR (Potsdam} Wolf - _{Rayet )} ^{[ 25 ]} con espectros ópticos y ultravioleta y una relación masa-luminosidad , ^{[ 26 ]} asumiendo una sola estrella. ^{[ 4 ]}   

R136a1 está experimentando una pérdida de masa extrema a través de un viento estelar que alcanza una velocidad de2600 ± 150  km/s . Esto se debe a la intensa radiación electromagnética de la fotosfera muy caliente que acelera el material alejándolo de la superficie con más fuerza de la que la gravedad puede retenerlo. ^{[ 16 ]} La pérdida de masa es mayor para las estrellas de alta luminosidad con baja gravedad superficial y niveles elevados de elementos pesados ​​en la fotosfera. R136a1 pierde1,6 × 10 ⁻⁴ M _☉ por año ( 3,21 × 10 ¹⁸  kg/s ), más de mil millones de veces más de lo que pierde el Sol, ^{[ 6 ]} y se espera que haya perdido alrededor de 55 ^{[ 3 ]} M _☉ desde su formación. 

Con aproximadamente 7.244.000 L _☉ , R136a1 es la estrella más luminosa conocida , irradiando más energía en cuatro segundos que el Sol en un año. De 2010 a 2020 (y en 2025-2026) fue reconocida como la estrella más masiva y luminosa conocida . ^{[ 27 ]} Si reemplazara al Sol en el Sistema Solar, brillaría más que el Sol en luz visible por 164.000 veces (M _V = −8,2), porque la mayor parte de su radiación electromagnética es UV. Por lo tanto, aparecería desde la Tierra con una magnitud de −40. Su brillo a una distancia de 10 pársecs, la magnitud visual absoluta, sería de −8,18, tres magnitudes más brillante que Venus en cualquier momento visto desde la Tierra. Su brillo a la distancia de la estrella más cercana a la Tierra, Proxima Centauri (poco más de un pársec), sería aproximadamente el mismo que el de la luna llena . 

R136a1 aporta aproximadamente el 7% del flujo ionizante de toda la región 30 Doradus , tanto como 70 estrellas de secuencia principal O7 . Junto con R136a2 , a3 y c , produce entre el 43% y el 46% de la radiación continua de Lyman de todo el cúmulo R136. ^{[ 16 ]}

Las estrellas masivas se encuentran cerca del límite de Eddington , la luminosidad en la que la presión de radiación que actúa hacia afuera en la superficie de la estrella es igual a la fuerza de la gravedad de la estrella que la atrae hacia adentro. Por encima del límite de Eddington, una estrella genera tanta energía que sus capas exteriores se desprenden rápidamente. Esto restringe efectivamente que las estrellas brillen con luminosidades más altas durante largos períodos. ^{[ 28 ]} El límite de luminosidad clásico de Eddington no es aplicable a estrellas como R136a1 que no están en equilibrio hidrostático, y su cálculo es extremadamente complejo para estrellas reales. El límite empírico de Humphrey-Davidson se ha identificado como un límite de luminosidad para estrellas observadas, ^{[ 29 ] [ 30 ]} pero modelos recientes han intentado calcular límites de Eddington teóricos útiles aplicables a estrellas masivas. ^{[ 26 ]} R136a1 se encuentra actualmente alrededor del 70% de su luminosidad de Eddington. ^{[ 16 ]}

R136a1 tiene una temperatura superficial de alrededor de 46.000 K (45.700 °C; 82.300 °F) , ocho veces más caliente que el Sol , y con radiación máxima en el ultravioleta extremo . ^{[ 6 ]}   

R136a1 tiene un índice B–V de aproximadamente 0,03, que es un color típico para una estrella de tipo F. El color "U–V" del HST WFPC2336  nm yLos filtros de 555  nm son −1,28, más indicativos de una estrella extremadamente caliente. ^{[ 13 ]} Esta variación de diferentes índices de color en relación con un cuerpo negro es el resultado del polvo interestelar que causa enrojecimiento y extinción. El enrojecimiento (E _B–V ) puede usarse para estimar el nivel de extinción visual (A _V ). Se han medido valores de E _B–V de 0,29–0,37, con una incertidumbre considerable debido a la contaminación de vecinos cercanos como R136a2 a 0,1" de distancia, lo que lleva a A _V alrededor de 1,80 y un B–V desenrojecido (B–V ₀ ) de −0,30. ^{[ 4 ] [ 16 ]}

La temperatura efectiva de una estrella se puede aproximar a partir de su color, pero esto no es muy preciso y es necesario ajustar el espectro a un modelo atmosférico para derivar la temperatura. Se han encontrado temperaturas de 53.000–56.000 K para R136a1 utilizando diferentes modelos atmosféricos. Los modelos más antiguos habían producido temperaturas alrededor de45.000  K y, por lo tanto, luminosidades drásticamente menores. ^{[ 27 ]} La temperatura extrema de la estrella hace que su radiación máxima sea de alrededor de50  nm y casi el 99% de la radiación se emitirá fuera del rango visual (una corrección bolométrica de alrededor de -5).

R136a1 tiene un radio más de cuarenta veces mayor que el del Sol ( 42,7 R☉ ; 29.700.000 km ; 1/5 ua ) , lo que corresponde a un volumen casi 80.000 veces mayor que el del Sol _. ^{[ 6 ]}   

R136a1 no tiene una superficie visible bien definida como la Tierra o el Sol. El cuerpo principal hidrostático de la estrella está rodeado por una atmósfera densa que se acelera hacia afuera en el viento estelar. Un punto arbitrario dentro de este viento se define como la superficie para medir el radio, y diferentes autores pueden usar diferentes definiciones. Por ejemplo, una profundidad óptica de Rosseland de 2/3 corresponde aproximadamente a una superficie visible, mientras que una profundidad de Rosseland de 20 o 100 se corresponde más estrechamente con una fotosfera física. Las temperaturas estelares generalmente se citan a la misma profundidad para que el radio y la temperatura correspondan a la luminosidad. ^{[ 4 ] [ 16 ]}

Las dimensiones de R136a1 son mucho menores que las de las estrellas más grandes: las supergigantes rojas tienen entre varios cientos y más de mil radios solares ( R☉ ₎ , decenas de veces más grandes que R136a1. A pesar de su gran masa y dimensiones modestas, R136a1 tiene una densidad media inferior al 1% de la del Sol. Con aproximadamente 5 kg / m³ , es unas 4 veces más densa que la atmósfera terrestre a nivel del mar ; ^o , dicho de otro modo, menos de una centésima parte de la densidad del agua . 

La velocidad de rotación de R136a1 no se puede medir directamente ya que la fotosfera está oculta por el denso viento estelar y las líneas de absorción fotosféricas utilizadas para medir el ensanchamiento Doppler rotacional no están presentes en el espectro. La línea de emisión AN _V a 2,1  μm se produce relativamente profundamente en el viento y se puede utilizar para estimar la rotación. En R136a1 tiene un FWHM de aproximadamente 15  Å , lo que indica una estrella de rotación lenta o sin rotación, aunque podría estar alineada con su polo hacia la Tierra. R136a2 y a3 están rotando rápidamente y los modelos evolutivos más cercanos para R136a1 coinciden con una estrella que todavía rota con una velocidad ecuatorial de c  200  km/s después de c  1,75  Myr. ^{[ 16 ]}

R136a1 está fusionando hidrógeno en helio, principalmente mediante el ciclo CNO debido a las altas temperaturas en el núcleo. A pesar de su apariencia espectral de Wolf-Rayet, es una estrella joven, de poco más de un millón de años. El espectro de emisión se crea por un denso viento estelar causado por la extrema luminosidad, con los niveles elevados de helio y nitrógeno que se mezclan desde el núcleo hasta la superficie por una fuerte convección. Es, en efecto, una estrella de secuencia principal de tipo WR . ^{[ 22 ]} Más del 90 % de la estrella es convectiva , con una pequeña capa no convectiva en la superficie. ^{[ 31 ]}

Los modelos de formación estelar por acreción de nubes moleculares predicen un límite superior para la masa que una estrella puede alcanzar antes de que su radiación impida una mayor acreción. Los modelos de acreción más simples en _{metalicidades de} población I predicen un límite tan bajo como 40 M☉ , pero teorías más complejas permiten masas varias veces mayores. ^{[ 32 ]} Un límite empírico de alrededor de 150 M☉ se ha vuelto ampliamente aceptado. ^{[ 33 ]} R136a1 supera claramente todos estos límites, lo que lleva al desarrollo de nuevos modelos de acreción de estrellas individuales que potencialmente eliminan el límite superior, ^{[ 34 ]} y el potencial de formación estelar masiva por fusiones estelares. ^{[ 35 ] [ 36 ]}  

Como estrella única formada por acreción, las propiedades de una estrella tan masiva aún son inciertas. Los espectros sintéticos indican que nunca tendría una clase de luminosidad de secuencia principal (V), ni siquiera un espectro normal de tipo O. La alta luminosidad, la proximidad al límite de Eddington y el fuerte viento estelar probablemente crearían un espectro If* o WNh tan pronto como R136a1 se hiciera visible como estrella. El helio y el nitrógeno se mezclan rápidamente en la superficie debido al gran núcleo convectivo y la alta pérdida de masa, y su presencia en el viento estelar crea el espectro de emisión característico de Wolf-Rayet. ^{[ 16 ]} La ZAMS en masas muy altas se curva hacia temperaturas más frías, y en metalicidades de LMC la temperatura máxima predicha es de alrededor de 56 000 K para estrellas de 150-200 M _☉ , por lo que R136a1 habría sido ligeramente más fría que algunas estrellas de secuencia principal menos masivas. ^{[ 31 ]} 

Durante la combustión del hidrógeno en el núcleo, la fracción de helio en el núcleo aumenta y, según el teorema del virial, la presión y la temperatura del núcleo aumentarán. ^{[ 37 ]} Esto conlleva un aumento de la luminosidad, de modo que R136a1 es ahora algo más luminosa que cuando se formó. La temperatura disminuye ligeramente, pero las capas exteriores de la estrella se han expandido, lo que provoca una pérdida de masa aún mayor. ^{[ 16 ]}

El desarrollo futuro de R136a1 es incierto, y no hay estrellas comparables para confirmar las predicciones. La evolución de las estrellas masivas depende críticamente de la cantidad de masa que pueden perder, y varios modelos dan resultados diferentes, ninguno de los cuales coincide completamente con las observaciones. Se cree que las estrellas WNh se desarrollan en LBV a medida que el hidrógeno en el núcleo comienza a agotarse. Esta es una fase importante de pérdida de masa extrema que permite que una estrella, con una metalicidad cercana a la solar, transite a una estrella Wolf-Rayet libre de hidrógeno. ^{[ 22 ]} Las estrellas con una mezcla suficientemente fuerte del núcleo a la superficie, debido al núcleo convectivo muy grande, alta metalicidad o mezcla rotacional adicional, pueden saltarse la fase LBV y evolucionar directamente de la fase WNh rica en hidrógeno a la fase WN pobre en hidrógeno. ^{[ 38 ]} La fusión de hidrógeno dura un poco más de dos millones de años, y se espera que la masa de la estrella al final sea de 70–80 M _☉ . ^{[ 31 ]} Una sola estrella con metalicidad de la Gran Nube de Magallanes, incluso si comienza a rotar muy rápidamente, se frenará hasta una rotación cercana a cero al final de la combustión del hidrógeno. ^{[ 39 ]} 

Una vez que comienza la fusión del helio en el núcleo, el hidrógeno restante en la atmósfera se pierde rápidamente y R136a1 se contraerá rápidamente hasta convertirse en una estrella WNE libre de hidrógeno, y su luminosidad disminuirá. Las estrellas Wolf-Rayet en este punto están compuestas principalmente de helio y se encuentran en la Secuencia Principal de Helio de Edad Cero (He-ZAMS), análoga y paralela a la secuencia principal de fusión de hidrógeno, pero a temperaturas más elevadas. ^{[ 31 ]}

Durante la combustión del helio, el carbono y el oxígeno se acumularán en el núcleo y continuará la pérdida de masa. Esto finalmente conduce al desarrollo de un espectro WC, aunque en la metalicidad de la Gran Nube de Magallanes se espera que una estrella pase la mayor parte de la fase de combustión del helio con un espectro WN. Hacia el final de la combustión del helio, el aumento de la temperatura del núcleo y la pérdida de masa causan un aumento tanto en la luminosidad como en la temperatura, y el tipo espectral se convierte en WO. Se emplearán varios cientos de miles de años en la fusión del helio, pero las etapas finales de la combustión de elementos más pesados ​​no duran más de unos pocos miles de años. ^{[ 39 ] [ 40 ]} R136a1 finalmente se contraerá a poco más de 50 M _☉ , con solo 0,5 M _☉ de helio restante rodeando el núcleo. ^{[ 39 ]}  

Cualquier estrella que produzca un núcleo de carbono-oxígeno (C-O) más masivo que el máximo para una enana blanca (aprox. 1,4 M☉ ) sufrirá inevitablemente _un colapso del núcleo . Esto suele ocurrir cuando se ha producido un núcleo de hierro y la fusión ya no puede generar la energía necesaria para evitar el colapso, aunque puede suceder en otras circunstancias. 

El núcleo AC–O, entre aproximadamente ₆₄ M☉ y 133 M☉ , _se calentará tanto que la radiación gamma producirá espontáneamente pares electrón-positrón, y la pérdida repentina de energía en el núcleo provocará su colapso como una supernova de inestabilidad de pares (PISN), a veces llamada supernova de creación de pares (PCSN). Una PISN generalmente solo se produce en estrellas de metalicidad muy baja que no pierden suficiente masa para mantener el tamaño de su núcleo C–O por debajo de 64 M☉ . Esto también puede ocurrir en la metalicidad _de la Gran Nube de Magallanes para estrellas muy masivas, pero el tamaño del núcleo C–O predicho para R136a1 es inferior a 50 M☉ _, por lo que una PISN es improbable. ^{[ 39 ]}    

El colapso del núcleo de hierro puede producir una explosión de supernova y, a veces, un estallido de rayos gamma (GRB). El tipo de explosión de supernova será de tipo I, ya que la estrella no tiene hidrógeno; o de tipo Ic, ya que casi no tiene helio. ^{[ 39 ]} Los núcleos de hierro particularmente masivos pueden colapsar la estrella entera en un agujero negro sin explosión visible, o en una supernova subluminosa a medida que el isótopo radiactivo ^56Ni cae de nuevo sobre el agujero negro. ^{[ 41 ]}

Una supernova de tipo Ic puede producir un GRB si la estrella está rotando y tiene la masa adecuada. Se espera que R136a1 pierda casi toda su rotación mucho antes del colapso del núcleo, por lo que es improbable que se produzca un GRB. ^{[ 39 ]}

El remanente de una supernova de colapso de núcleo de tipo Ic es una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de la masa del núcleo progenitor. Para una estrella tan masiva como R136a1, es muy probable que el remanente sea un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones. ^{[ 40 ]}