RMC 136a1 ou R136a1 é uma estrela Wolf-Rayet no centro do aglomerado estelar RCM 136, na Nebulosa da Tarântula. Com uma massa estimada de 265 vezes a massa solar, é a estrela mais massiva conhecida. Durante seu nascimento, sua massa era ainda maior, estimada em 320 vezes a massa solar. Sua temperatura efetiva é de 53 000 K.
A RMC 136a1 fica a uma distância de 165 mil anos-luz da Terra, inserida na Grande Nuvem de Magalhães. Comparativamente ao Sol, ela seria cerca de 35,4 vezes maior e 8,7 milhões de vezes mais luminosa.
A descoberta foi realizada com a ajuda do Very Large Telescope (VLT), instalado no deserto de Atacama, norte do Chile. As pesquisas foram publicadas no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e se referem a dois aglomerados estelares, sendo um deles o R136a.
Descoberta left|thumb|R136 em luz ultravioleta, visível e vermelha pelo instrumento Wide Field Camera 3, do Telescópio Espacial Hubble Em 1960, um grupo de astrônomos no Observatório Radcliffe em Pretória fez observações sistemáticas do brilho e espectro de estrelas brilhantes na Grande Nuvem de Magalhães. Entre os objetos catalogados estava RMC 136 (Radcliffe Magellanic Cloud 136), a "estrela" central da Nebulosa da Tarântula, a qual foi considerado pelos observadores um provável sistema estelar múltiplo. Observações subsequentes mostraram que R136 estava no meio de uma grande região de hidrogênio interestelar ionizado, conhecida como uma região HII, que era um centro de intensa formação estelar nas redondezas das estrelas observadas.
Em 1979, o telescópio de 3,6 metros do Observatório Europeu do Sul foi usado para resolver R136 em três componentes; R136a, R136b e R136c. A natureza exata de R136a permaneceu incerta e foi tópico de discussão intensa. Estimativas de que o brilho da região central só seria explicado por mais de cem estrelas quentes de classe O em um raio de um parsec do centro do aglomerado levaram à especulação de que uma estrela com 3 000 vezes a massa do Sol seria a explicação mais provável.
A primeira demonstração de que R136a é um aglomerado estelar foi fornecida por Weigelt e Beier em 1985. Usando a técnica de interferometria, foi mostrado que R136a é composto por 8 estrelas em um ângulo de 1 segundo de arco no centro do aglomerado, com R136a1 sendo a mais brilhante.
A confirmação definitiva da natureza de R136a veio após o lançamento do Telescópio Espacial Hubble. A Wide Field and Planetary Camera (WFPC) mostrou que R136 contém mais de 200 estrelas de alta luminosidade e que R136a é formado por pelo menos 12 componentes. A mais avançada WFPC2 permitiu o estudo de 46 estrelas massivas e luminosas a até meio parsec de R136a e de mais de 3 000 estrelas em um raio de 4,7 parsecs.
Visibilidade No céu noturno, R136 aparece como um objeto de décima magnitude no núcleo do aglomerado NGC 2070, dentro da Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães. Foi necessário um telescópio de 3,6 metros para detectar R136a como um componente de R136 em 1979, e resolver R136a para detectar R136a1 requer um telescópio espacial ou técnicas sofisticadas como óptica adaptativa ou interferometria.
A sul do paralelo 20° sul, a Grande Nuvem de Magalhães é circumpolar, o que significa que ela está sempre acima do horizonte e pode ser observada à noite quando tempo e poluição luminosa permitem. No hemisfério norte, ela se torna visível a sul do paralelo 20° norte. Isso exclui a América do Norte (exceto o sul do México), toda Europa, norte da África (passando a ser visível a partir do sul do deserto do Saara), Ásia (excetos o sul e sudeste do continente, como o sul da península Arábica, centro-sul da Índia e de Myanmar, praticamente toda Tailândia e o Camboja, excetos os extremos norte do Vietnã e do Laos), e alguns poucos locais setentrionais da Oceania, como as ilhas Havaianas (exceto o sul na maior Ilha Havaí), atol Midway e norte das ilhas Marianas do Norte.
Localização e distância thumb|left|upright=1.5|Zoom da Nebulosa da Tarântula até o aglomerado R136, visto no canto inferior direito da última imagem O sistema R136a, no centro de R136, é um denso e luminoso conjunto de estrelas contendo pelo menos 12 estrelas, as mais proeminentes sendo R136a1, R136a2 e R136a3, todas estrelas WN5h massivas e luminosas. R136a1 está separada de R136a2, a segunda mais brilhante estrela do aglomerado, por apenas 5 000 UA.
R136 está localizado na Grande Nuvem de Magalhães, posicionado no canto sudeste da galáxia no centro da Nebulosa da Tarântula, também conhecida como 30 Doradus. R136 em si é apenas a concentração central de estrelas do mais extenso aglomerado aberto NGC 2070. A distância a R136a1 não pode ser medida diretamente, mas é assumido que a estrela esteja aproximadamente à mesma distância da Grande Nuvem de Magalhães, cerca de 50 mil parsecs (163 mil anos-luz). Em 2013, a observação de binárias eclipsantes na Grande Nuvem de Magalhães permitiu o cálculo da distância até a galáxia com precisão de 2%, com um valor encontrado de 49,97 ± 1,13 kpc.
Para uma estrela tão distante, R136a1 é relativamente pouco obscurecida por poeira interestelar. O fenômeno de avermelhamento causa seu brilho visual ser reduzido por cerca de 1,8 magnitudes, mas apenas cerca de 0,22 magnitudes no infravermelho próximo.
Multiplicidade Embora sistemas binários sejam muito comuns entre estrelas massivas, R136a1 parece ser uma estrela solitária já que nenhuma evidência de uma companheira massiva foi encontrada.
Emissão de raios X foi detectada de R136 pelo Observatório Chandra de Raios X. R136a e R136c foram ambos detectados claramente, mas R136a não pôde ser distinguido. Outro estudo separou o par R136a1/2 de R136a3. R136a1/2 mostrou apenas emissão de raios X de baixa energia, que não são indicativos de ventos em colisão em um sistema binário.
Variações rápidas de velocidade radial pelo efeito Doppler seriam esperadas de um par de estrelas massivas em uma órbita curta, mas isso não é observado no espectro de R136a1. Uma inclinação orbital próxima de zero, uma estrela companheira mais distante, ou um alinhamento aleatório de duas estrelas distintas são possibilidades que não foram descartadas, mas são improváveis. Um sistema binário com componentes de massas muito diferentes é possível, mas não afetaria o modelamento das propriedades da estrela primária.
Propriedades Classificação R136a1 é uma estrela WN5h de alta luminosidade, colocando-a no extremo do canto superior esquerdo do diagrama Hertzsprung-Russell. Uma estrela Wolf-Rayet é reconhecida pelas intensas e largas linhas de emissão em seu espectro. Isso inclui linhas de íons de nitrogênio, hélio, carbono, oxigênio e ocasionalmente silício, mas com linhas de hidrogênio fracas ou ausentes. Uma estrela WN5 é classificada com base em linhas de emissão de hélio ionizado sendo muito mais intensas que linhas de hélio neutro, e tendo linhas de emissão de intensidade similar de NIII, NIV e NV. O "h" no tipo espectral indica emissão de hidrogênio significativa no espectro, e calcula-se que hidrogênio componha 40% da superfície por massa.
Estrelas WNh são uma classe de estrelas massivas e luminosas que ainda estão fundindo hidrogênio em seus núcleos. O espectro de emissão é produzido por um forte e denso vento estelar, e os níveis elevados de hélio e nitrogênio surgem de mistura por convecção trazendo os produtos do ciclo CNO para a superfície.
Massa thumb|Impressão artística de R136a1 R136a1 é a estrela mais massiva conhecida, tendo provavelmente mais que o dobro da massa de Eta Carinae A, da Estrela da Pistola, ou de WR 102ka.
Uma massa evolucionária de 265 M☉ é encontrada de espectros no infravermelho próximo (banda K) usando uma combinação de modelos de atmosferas estelares. Os modelos foram validados com a massa dinâmica (calculada diretamente da órbita, ao invés de estimada por modelos) derivada para a binária WN6h NGC 3603-A1. No pior caso de um alinhamento na linha de visão ou de uma binária de alta separação, as estrelas teriam cada uma 150 M☉. R136a1 corresponde às propriedades esperadas de uma estrela de rápida rotação com uma massa inicial de 320 M☉, com a metalicidade da Grande Nuvem de Magalhães, após brilhar por cerca de 1,7 milhões de anos.
Uma massa atual de 256 M☉ é encontrada em uma análise similar usando modelos atmosféricos com espectros ópticos e ultravioletas e uma relação massa-luminosidade, assumindo uma estrela solitária.
Uma análise mais recente usando modelos evolucionários para derivar massa e idade a partir de parâmetros observados dá uma massa atual de 315 M☉, com uma massa inicial de 325 M☉, assumindo uma rotação inicial rápida, ou uma massa atual de 280 M☉ (massa inicial de 315 M☉) com uma rotação lenta. Em ambos os casos, a estrela tem uma idade de menos de 1 milhão de anos.
Perda de massa R136a1 está passando por perda de massa extrema através de um vento estelar atingindo uma velocidade de 2600 ± 150 km/s. Isso é causado pela intensa radiação da quente fotosfera acelerando material para longe da superfície mais rapidamente que a gravidade pode reter. Perda de massa é maior para estrelas de alta luminosidade com baixa gravidade superficial e níveis elevados de elementos pesados na fotosfera. R136a1 perde cerca de 5,1 M☉ por ano, mais um bilhão de vezes mais que o Sol, e espera-se que a estrela tenha perdido cerca de 50 M☉ desde sua formação.
Luminosidade Apenas em 2010 esta estrela foi reconhecida como a mais massiva e a mais luminosa conhecida. Estimativas anteriores tinham dado uma luminosidade tão baixa quanto 1 500 000 L☉.
Com cerca de 8 000 000 L☉, R136a1 é a estrela mais luminosa conhecida, irradiando mais energia em cinco segundos do que o Sol irradia em um ano. Se fosse colocada no lugar do Sol no centro do Sistema Solar, seria mais brilhante que o Sol por cerca de 94 000 vezes (MV = −7,6) e seria vista da Terra com uma magnitude aparente de −39. Seu brilho a uma distância de 10 parsecs, a magnitude absoluta visual, é de −7,6, três magnitudes mais brilhante que o brilho máximo de Vênus. Seu brilho à distância da estrela mais próxima da Terra, Proxima Centauri (um pouco mais que 1 parsec), seria similar ao da lua cheia.
R136a1 fornece cerca de 7% da energia de ionização de toda a região 30 Doradus, o equivalente a 70 estrelas O7 da sequência principal. Junto com R136a2, a3 e c, a estrela produz 43–46% da radiação do contínuo de Lyman (radiação com comprimento de onda menor que o limite da série de Lyman) de todo o aglomerado R136.
Estrelas massivas estão próximas do limite de Eddington, a luminosidade máxima em que a pressão de radiação para fora é igual à força de gravidade que comprime a estrela (equilíbrio hidrostático). Acima desse limite, uma estrela gera tanta energia que suas camadas externas são expelidas para fora. Isso efetivamente não permite que uma estrela brilhe a uma luminosidade maior por longos períodos. O limite de Eddington clássico não é aplicável para estrelas que não estão em equilíbrio, como R136a1, e seu cálculo é extremamente complexo para estrelas reais. O limite empírico de Humphrey-Davidson foi identificado como um limite de luminosidade para estrelas observadas, mas modelos recentes têm tentado calcular limites de Eddington teóricos aplicáveis para estrelas massivas. R136a1 possui atualmente cerca de 70% de sua luminosidade de Eddington.
Cor e temperatura Imagem:56000K blackbody visible colour.pngA cor de um corpo negro de 56 000 K R136a1 tem uma temperatura superficial de mais de 50 000 K, quase dez vezes a temperatura do Sol, e com pico de radiação no ultravioleta extremo.