R136

R136 (auch RMC 136) ist ein Supersternhaufen, der sich inmitten des Tarantelnebels in der Großen Magellanschen Wolke befindet. Der Sternhaufen ist etwa 1–2 Millionen Jahre alt.^[1] R136 besteht aus jungen, massereichen Sternen, deren harte Strahlung den Nebel zum Glühen bringt und ihm ein spezifisches, von Fäden durchzogenes Aussehen verleiht. Zahlreiche junge Sterne, auch vom Typ Wolf-Rayet-Stern, zählen zur Spektralklasse O3; 39 davon wurden bisher bestätigt.^[1][2]

Sternhaufen R 136, fotografiert von Hubble-Weltraumteleskop im Oktober 2009

R136a

Bis zu seiner Entdeckung am 8. April 1981 durch Astronomen der Ruhr-Universität Bochum ging man davon aus, dass Sterne nur bis zu höchstens 120 Sonnenmassen stabil bleiben können. Die Supersonne R136a im Nebel 30-Doradus wies offenbar die 300-fache Sonnenmasse auf. R136a hat einen Durchmesser von rund 150 Millionen Kilometern und würde, wenn man sie in unser Sonnensystem projiziert, etwa zwischen die Sonne und die Umlaufbahn der Erde passen. Er strahlt 100 Millionen Mal heller als die Sonne nach Hertzsprung-Russell und seine Oberflächentemperatur beträgt an die 60.000 Grad, welche im Verhältnis zu seiner Größe nicht besonders viel ist. Möglicherweise handelt es sich um einen Hyperstern, wie man ihn im Zentrum einer Galaxie vermutet.

R136a wurde erst als supermassiver Stern von etwa 2.000 Sonnenmassen gehandelt,^[3] dann auf 750 Sonnenmassen geschätzt.^[4] Die in letzt erwähnter Arbeit aufgekommene Vermutung, dass R136a ein extrem dichter Haufen aus mehreren Sternen sei, konnte durch Speckle-Beobachtungen^[5] und später mit Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops bestätigt werden.^[6] R136a ist also weiter aufgelöst worden, zum Beispiel in R136a1 und R136a2 (1984) und R136a5 (1998).^[7]

Nach der Zeit als Roter Überriese, oder Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher werden die massereichsten Sterne zu sogenannten Wolf-Rayet-Sternen. In der Endphase der Sternentwicklung haben die Sterne schon einen Großteil ihrer Masse verloren, und entwickeln sich zurück vom roten in den blauen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Vom Stern ist jetzt nur noch der helle Heliumkern übrig, der das für Wolf-Rayet-Sterne charakteristische elektromagnetische Spektrum produziert. Ein sehr starker Sternwind sorgt für starken Massenverlust und die Ausbildung von zirkumstellaren Nebeln (Wolf-Rayet-Nebel).

Belege

1. ↑ ^{a b} Massey, P ; Hunter, D.: Star Formation in R136: A Cluster of O3 Stars Revealed by Hubble Space Telescope Spectroscopy. In: The Astrophysical Journal. 493, Nr. 1, Januar 1998, S. 180. doi:10.1086/306503.
2. ↑ Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Brandl, B.; Whelan, D. G.; Wu, Yanling; Charmandaris, V.; Devost, D.; Houck, J. R.: Chemical Composition and Mixing in Giant H II Regions: NGC 3603, 30 Doradus, and N66. In: The Astrophysical Journal. 680, Nr. 1, Juni 2008, S. 398–419. doi:10.1086/587503.
3. ↑ Feitzinger et al. (1980). A&A, 84, 50.
4. ↑ Chu et al. (1984)
5. ↑ Weigelt & Baier 1985, Neri & Grewing 1988
6. ↑ Weigelt et al. 1991
7. ↑ Extremphasen der Sternentwicklung von H. Heintzmann Institut für Theoretische Physik der Universität Köln (Stand: 30. Juni 2007)

Weblinks

• SIMBAD-Daten für R136
• Alex de Koter et al.: On the Evolutionary Phase and Mass Loss of the Wolf-Rayet–like Stars in R136a in The Astrophysical Journal, 477:792 816 (1997). HTLM-Version, abgerufen am 31. Juli 2010.
• Supersternhaufen bei raumfahrer.net