| Ascension droite | 05h 38m 55,5222410976s |
|---|---|
| Déclinaison | −69° 04′ 26,809579344″ |
| Constellation | Dorade |
| Magnitude apparente | 12,00 |
Localisation dans la constellation :Dorade   | |
| Type spectral | WN5h |
|---|---|
| Indice U-B | −0,349 |
| Indice B-V | −0,58 |
| Distance | 164 000 al (50 000 pc) |
|---|---|
| Magnitude absolue | −6,83 ± 0,12 |
| Masse | 138 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 20,2 avec une incertitude de ~2,5 R☉ |
| Luminosité | 3 200 000 L☉ |
| Température | 54 450 ± 1 960 K |
| Âge | 1,0 ± 0,2 million d' a |
Désignations
VFTS 682, premièrement nomméeUCAC4 105-014417, est uneétoile de Wolf-Rayet qui se situe à 164 000années-lumière (50 000parsec) de laTerre, dansnébuleuse de la Tarentule, au nord-est de l'amas d'étoiles massivesR136a[1]. VFTS 682 est l'une desétoiles les plus massives etlumineuses connues, sa masse est estimée à 138M☉ et sa luminosité est de 3,2 millions deL☉.
VFTS 682 est une source infrarouge de premier plan dans leGrand Nuage de Magellan et a été cataloguée à plusieurs reprises. En 1992, elle a été identifiée comme entrée 153 dans une liste deprotoétoiles[2]. En 2009, VFTS 682 a encore été identifiée comme un probablejeune objet stellaire à cause de sa luminosité infrarouge exceptionnelle[3]. L'étudeVery Large Telescope Flames Tarentula Survey (VFTS) a examiné en détail 800 étoiles massives et a déterminé un type spectral de WN5h pour VFTS 682. La luminosité infrarouge de VFTS 682 est fortement rougie et visuellement plus faible que d'autres étoiles de luminosité et de température similaires dans la région de l'amas d'étoile30 Doradus[4].
VFTS 682 se trouve dans la granderégion de formation d'étoiles de lanébuleuse de la Tarentule, mais cette dernière n'est pas dans un amas massif et dense. L'existence de ces étoiles extrêmement massives et extrêmement jeunes dans un certain isolement est inattendue puisque ces étoiles ne devraient se former qu'à partir desnuages moléculaires les plus massifs et les plus denses et donc, elles devraient se former en grands groupes tels queR136 à la suite d'une accrétion compétitive ou de fusions stellaires. La formation d'étoiles massives isolées nécessiterait différents modèles pour permettre l'accrétion de disques monolithiques d'étoiles très massives. VFTS 682 est suffisamment proche de R136 pour qu'elle s'y soit formé et ait été éjecté par une action avec un autre astre. Aucun choc d'étrave n'a été détecté et elle a unevitesse spatiale inférieure à la plupart desétoiles en fuite, mais suffisamment grande et dans la bonne direction pour qu'elle puisse provenir de R136[5].
La masse élevée de l'étoile de 138 M☉ comprime son noyau à une température élevée et provoque unefusion très rapide via lecycle carbone-azote-oxygène, conduisant à la luminosité extrêmement élevée de 3,2 millions deL☉. L'étoile possède un rayon de 22 R☉, mais en raison de sa température élevée, elle émet 3,2 millions de fois plus d'énergie, principalement aux longueurs d'ondeultraviolettes, de sorte qu'elle n'est que 43 000 fois visuellement plus lumineuse que le soleil. Près de 99% (AV = 4,5) du rayonnement ultraviolet et visuel sont alors bloqués par lamatière interstellaire intermédiaire. La luminosité, le rayonnement UV intense et la composition chimique des couches de laphotosphère se traduisent par unvent stellaire d'une vitesse pouvant atteindre2 600 km/s[5].
Des étoiles aussi massives que VFTS 682 avec unemétallicité typique des étoiles massives duGrand Nuage de Magellan conserveront une structure chimique quasihomogène en raison d'une forte convection et d'un mélange rotationnel[6],[7]. Cela produit une forte amélioration de l'abondance de surface d'hélium et d'azote même pendant la combustion de l'hydrogène du cœur. Leurs taux de rotation diminueront également de manière significative en raison de la perte de masse et de l'inflation de l'enveloppe, de sorte que lessursauts gamma sont peu probables lorsque ce type d'étoile atteint l'effondrement du cœur[6],[7]. On s'attend à ce que les étoiles très massives se développent directement à partir dejeunes étoiles riches enhydrogène présentant unspectreOf ouWNh qui évolueront en étoiles Wolf-Rayet classiques pauvres en hydrogène, éventuellement avec une courte période de variabilité en tant quevariable lumineuse bleue[6],[7]. Elles continueront à perdre rapidement de la masse, en passant par les étagesWN,WC etWO avant d'exploser ensupernova detype Ic et de laisser derrière eux untrou noir stellaire ouintermédiaire. On ne sait pas si la supernova résultante serait sous-lumineuse, voire invisible, à la suite de l'effondrement du cœur dans le trou noir nouvellement formé, ou sur-lumineuse en raison d'une grande masse de Ni56 radioactif éjecté. La durée de vie totale serait d'environ 2 à 3 millions d'années, le dernier demi-million d'années étant passé comme une étoile Wolf Rayet brûlant de l'hélium au cœur et une très courte période brûlant des éléments plus lourds[6],[7].
Étoiles de la constellation de laDorade | |
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