R136a1: differenze tra le versioni

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|didascalia=Il superammasso stellare [[R136]]; il cerchio segnala la posizione della stella.

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|ar={{RA|5|38|42,43}}<ref name="sb">{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=RMC+136a1 |titolo=RMC 136a1 – Star in Cluster| editore= [[SIMBAD]]|accesso=5-08- agosto 2010}}</ref>

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|classe_spettrale= WN5h<ref name="arxiv">{{cita web| titolo=The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit| autore= P. A Crowther, O. Schnurr, R. Hirschi, ''et al'' | editore=[[arXiv]]| url=httphttps://arxiv.org/abs/1007.3284}}</ref>

|designazioni_alternative_stellari=BAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3, [WO84] 1b, Cl* NGC 2070 MH 498, [CHH92] 1, [P93] 954.

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|raggio_sole=39,2<ref name="Crowther2020">{{Cita pubblicazione|titolo=The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS – II. Physical properties of the most massive stars in R136|autore=Paul A. Crowther|etal=si|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=449|numero=2|pp=1918-1936|abstract=si|url=https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/499/2/1918/5905414?redirectedFrom=fulltext|arxiv=2009.05136}}</ref>

|raggio_sole=35,4{{±|4,0|3,6}}<ref name=arxiv/>

|massa_sole= {{M|196|34|27}}<ref name=Kalari2022>{{Cita pubblicazione|titolo=Resolving the Core of R136 in the Optical|autore=Venu M. Kalari|etal=si|rivista=The Astrophysical Journal|volume=935|numero=162|data=agosto 2022|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac8424}}</ref>

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'''R136a1''' è una [[stella]] visibile nella [[Dorado (costellazione)|costellazione del Dorado]]: è una delle stelle [[Stelle più massicce conosciute|più massicce]] e [[Stelle più luminose conosciute|luminose]] conosciute, la sua [[massa (fisica)|massa]] è stimata in circa 200 volte la [[Massa solare|massa del Sole]], mentre la sua luminosità è {{formatnum:5000000}} di volte quella del Sole.<ref name=Kalari2022/>

LaÈ una [[stella di Wolf-Rayet]] che fa parte del [[superammasso stellare]] [[R136]]a, posto al centro della [[Nebulosa Tarantola]], la più grande regione di [[formazione stellare]] del [[Gruppo Locale]], nella [[Grande Nube di Magellano]].

'''R136a1''' è una [[stella]] visibile nella [[costellazione]] del [[Dorado (costellazione)|Dorado]]. È ad oggi considerata la [[Lista delle stelle più massicce conosciute|stella più massiccia conosciuta]], con una [[massa (fisica)|massa]] stimata in 265 volte la [[Massa solare|massa del Sole]].<ref name="arxiv" /> La stella è inoltre annoverata anche tra le [[Lista delle stelle più luminose conosciute|stelle più luminose conosciute]], con circa 8.700.000 volte la [[luminosità solare|luminosità del Sole]].<ref name="arxiv" />

La stella fa parte del [[superammasso stellare]] [[R136]]a, posto al centro della [[Nebulosa Tarantola]], la più grande regione di [[formazione stellare]] del [[Gruppo Locale]], nella [[Grande Nube di Magellano]].

== Scoperta ==

Nel 1960, un gruppo di astronomi del ''[[Radcliffe Observatory]]'' di [[Pretoria]] effettuò misurazioni sistematiche della luminosità e degli spettri di stelle luminose nella [[Grande Nube di Magellano]]. Tra gli oggetti catalogati c'era RMC 136, la stella centrale della Nebulosa Tarantola, che gli osservatori catalogarono come un probabile sistema stellare multiplo. Successive osservazioni hanno mostrato che R136 è situato nel mezzo di una grande [[regione H II]] dove nelle vicinanze delle stelle osservate era in atto un'intensa [[formazione stellare]].<ref>{{Cita pubblicazione|titolo = The brightest stars in the Magellanic Clouds|autore = M. W. Feast ''et al.''|data = 1960|rivista = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume = 121|numero = 4|pagina = 337|url=https://mnras.oxfordjournals.org/content/121/4/337.full.pdf+html|bibcode = 1960MNRAS.121..337F|doi=10.1093/mnras/121.4.337}}</ref>

La notizia della scoperta è stata resa nota nel luglio 2010. Un gruppo di astronomi britannici capitanato da Paul Crowther della [[University of Sheffield]], si è servito del [[Very Large Telescope]] dell'[[European Southern Observatory|ESO]] e dei dati raccolti dal [[Telescopio spaziale Hubble]] per studiare due [[ammasso stellare|ammassi stellari]], [[NGC 3603]] e [[R136]]a.<ref name="eso">{{Cita web| url = http://www.eso.org/public/news/eso1030/ | data = 21 luglio 2010 | titolo = A 300 Solar Mass Star Uncovered | editore = ESO Press Release}}</ref> Inizialmente ritenuto un oggetto supermassiccio, di massa pari a 1000–3000 masse solari, R136a fu poi risolto tramite [[speckle imaging|interferometria a macchie]] [[interferometria olografica|olografica]] in un denso ammasso stellare.<ref name=ms>{{cita web|url=http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.40-jun85/messenger-no40-4-6.pdf|titolo=R136a and the Central Object in the Giant HII Region NGC 3603 Resolved by Holographic Speckle Interferometry|accesso=}}.</ref> Il gruppo di ricerca vi individuò diverse stelle con [[temperatura effettiva|temperature superficiali]] superiori a 40.000 [[kelvin|K]] e [[luminosità (fisica)|luminosità]] di diversi milioni di luminosità solari; inoltre, almeno tre stelle dell'ammasso raggiungo le 150 masse solari, e almeno una (R136a1 per l'appunto) le supererebbe.

Nel 1979, tramite il telescopio da 3,6 metri dell'[[European Southern Observatory|ESO]], R136 fu risolto in tre componenti; R136a, R136b, e R136c. L'esatta natura di R136a era poco chiara e fu oggetto di un intenso dibattito. La luminosità della regione centrale doveva essere prodotta da ben 100 stelle calde di [[Classificazione_stellare#Classe_O|classe O]] concentrate nel raggio di mezzo parsec dal centro dell'ammasso, oppure rimaneva un'altra spiegazione, quella di una sola stella con 3000 volte la massa del Sole.<ref name="EbbetsConti1982">{{cita pubblicazione|autore=D. C. Ebbets, P. S. Conti|titolo=The optical spectrum of R136a - The central object of the 30 Doradus nebula|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982ApJ...263..108E&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume=263|data=1982|p=108|issn=0004-637X|doi=10.1086/160485|bibcode=1982ApJ...263..108E}}</ref>

==Caratteristiche fisiche ==

[[File:Eso1030c.jpg|thumb|left|Raffronto tra le dimensioni di, da sinistra a destra: una [[nana rossa]], il [[Sole]], una [[stella di classe B V|stella di classe B]] ed R136a1. R136a1 non è la [[lista delle stelle più grandi conosciute|stella più grande conosciuta]] in termini di [[volume]]; il primato spetta infatti a [[VY Canis Majoris]].]]

La prima dimostrazione che R136a era un ammasso stellare fu fornita da Weigelt e Beier nel 1985; utilizzando la tecnica dell'[[speckle imaging|interferometria speckle]], venne dimostrato che R136a era composta da 8 stelle entro 1 [[secondo d'arco]] dal centro dell'ammasso, con R136a1 che risultava essere la più brillante.<ref name="weigelt">{{Cita pubblicazione|bibcode=1985A&A...150L..18W|titolo=R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1985A%26A...150L..18W&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=150|pp=L18|autore1=Weigelt|nome1=G.|cognome2=Baier|nome2=G.|anno=1985}}</ref>

R136a1 è una [[stella di Wolf-Rayet]], caratterizzata da una temperatura superficiale di oltre 50.000 K. Come altre stelle prossime al [[limite di Eddington]], R136a1 ha perso tramite un intenso [[vento stellare|vento]] una discreta frazione della massa che possedeva appena dopo essersi [[formazione stellare|formata]]; si stima che la stella avesse in quel momento una massa di almeno 320 masse solari e che ne abbia perse 50 nel corso degli ultimi milioni di anni.

La conferma definitiva della natura di R136a avvenne dopo il lancio del [[telescopio spaziale Hubble]]. La sua [[Telescopio_spaziale_Hubble#Camera_planetaria_grandangolare|Wide Field and Planetary Camera]] (WFPC) risolse R136a in almeno 12 componenti e mostrò che R136 conteneva più di 200 stelle estremamente luminose. La WFPC2, più avanzata, permise lo studio di 46 stelle massicce entro mezzo parsec da R136a e oltre 3.000 stelle nel raggio di un parsec.<ref name=hunter>{{Cita pubblicazione|titolo= The Intermediate Stellar Mass Population in R136 Determined from Hubble Space Telescope Planetary Camera 2 Images|cognome= Hunter|nome= Deidre A.|data= 1995|rivista=The Astrophysical Journal|doi = 10.1086/175950|bibcode = 1995ApJ...448..179H|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ApJ...448..179H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|volume= 448|p= 179|cognome2= Shaya|nome2= Edward J.|cognome3= Holtzman|nome3= Jon A.|cognome4= Light|nome4= Robert M.|cognome5= O'Neil|nome5= Earl J., Jr.|cognome6= Lynds|nome6= Roger}}</ref>

Mentre le stelle con una massa compresa tra 8 e 150 masse solari esplodono in [[supernova]]e, lasciando poi un [[stella degenere|residuo compatto]] sotto forma di [[stella di neutroni]] o [[buco nero stellare|buco nero]], si ritiene che le stelle supermassicce, come R136a1, terminino la loro esistenza esplodendo in [[ipernova]]e, fenomeni affini alle supernovae ma oltre cento volte più energetici (10⁴⁶&nbsp;[[joule]]), e generando buchi neri. Non si esclude anche che la stella possa andare incontro alla sua fine anche prima che il nucleo [[collasso gravitazionale|collassi]] naturalmente all'esaurimento delle riserve energetiche per la [[fusione nucleare]], dando luogo ad una [[supernova ad instabilità di coppia]]: all'interno dei vasti [[nucleo solare|nuclei]] che intraprendono la fusione dell'idrogeno potrebbero crearsi delle quantità abnormemente elevate di coppie [[elettrone]]-[[positrone]], che potrebbero rompere l'equilibrio [[pressione di radiazione]]-collasso a vantaggio di quest'ultimo. Se R136a1 andasse incontro ad un'esplosione del genere la stella non farebbe in tempo a lasciare un buco nero, mentre il [[resto di supernova]] in espansione arricchirebbe il [[mezzo interstellare]] circostante delle diverse masse solari di [[ferro]] inerte che si erano accumulate al centro dell'astro.<ref name=eso/>

== Caratteristiche fisiche ==

[[File:Eso1030cComparison of the sizes of a red dwarf, the Sun, a B-type main sequence star, and R136a1.jpg|thumb|left|Raffronto tra le dimensioni di, da sinistra a destra: una [[nana rossa]], il [[Sole]], una [[stella di classe B V|stella di classe B]] ed R136a1. R136a1 non è la [[lista delle stelle più grandi conosciute|stella più grande conosciuta]] in termini di [[volume]];, ilbensì primatoin spettamassa infattie a [[VY Canis Majoris]]luminosità.]]

R136a1 è una stella di [[classe spettrale]] WN5h ad alta luminosità che si posiziona nell'angolo in alto a sinistra del [[diagramma Hertzsprung-Russell]]. Una stella di Wolf-Rayet si distingue per le forti e ampie righe di emissione nel suo spettro. Ciò include azoto ionizzato, elio, carbonio, ossigeno e occasionalmente silicio, ma con linee dell'idrogeno solitamente deboli o assenti. Le stelle WNh sono relativamente giovani e in realtà sono ancora di [[sequenza principale]], fondendo idrogeno in elio al suo interno tramite il [[ciclo del carbonio-azoto]]. La "h" nel tipo spettrale infatti indica un'emissione significativa di idrogeno nello spettro, che si calcola costituisca il 40% dell'abbondanza superficiale in termini di massa.<ref name="hainich">{{Cita pubblicazione | doi = 10.1051/0004-6361/201322696| titolo = The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud| rivista = Astronomy & Astrophysics| volume = 565| numero = A27| anno = 2014|autore =R. Hainich |etal=si| arxiv = 1401.5474}}</ref>

Caratterizzata da una temperatura superficiale di oltre 50.000 K, come altre stelle prossime al [[limite di Eddington]], R136a1 ha perso<ref name=wnh>{{Cita pubblicazione|doi=10.1086/586885|titolo=On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback|url=https://archive.org/details/arxiv-0802.1742|rivista=The Astrophysical Journal|volume=679|numero=2|p=1467|anno=2008|cognome1=Smith|nome1=Nathan|cognome2=Conti|nome2=Peter S.|bibcode=2008ApJ...679.1467S|arxiv = 0802.1742 }}</ref> tramite un intenso [[vento stellare]] che raggiunge la velocità di {{M|2600|150|u=km/s}}, una discreta frazione della massa che possedeva appena dopo essersi [[formazione stellare|formata]]; si stima che la stella avesse in quel momento una massa di almeno 250 masse solari e che ne abbia perse 35 da quando si è formata.<ref name="Crowther2020"/> anche se uno studio del 2022 riduce la sua massa a circa 200 masse solari.<ref name=Kalari2022/>

Tutti i modelli di [[formazione stellare]] per accrescimento da [[Nube molecolare|nubi molecolari]] prevedono un limite di massa per una stella oltre il quale la sua radiazione impedirebbe un ulteriore accrescimento. Il limite empirico di circa 150 M_☉ era ampiamente accettato,<ref name=figer>{{Cita pubblicazione|cognome1=Figer|nome1=Donald F.|titolo=An upper limit to the masses of stars|rivista=Nature|volume=434|numero=7030|anno=2005|pp=192-194|doi=10.1038/nature03293|pmid=15758993|bibcode=2005Natur.434..192F|arxiv = astro-ph/0503193 }}</ref> tuttavia R136a1 supera tutti questi limiti,<ref name="KuiperKlahr2011">{{Cita pubblicazione|cognome1=Kuiper|nome1=Rolf|cognome2=Klahr|nome2=Hubert|cognome3=Beuther|nome3=Henrik|cognome4=Henning|nome4=Thomas|titolo=THREE-DIMENSIONAL SIMULATION OF MASSIVE STAR FORMATION IN THE DISK ACCRETION SCENARIO|url=https://archive.org/details/arxiv-1102.4090|rivista=The Astrophysical Journal|volume=732|numero=1|anno=2011|pp=[https://archive.org/details/arxiv-1102.4090/page/n9 20]|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/732/1/20|bibcode=2011ApJ...732...20K|arxiv = 1102.4090 }}</ref> portando allo sviluppo di nuovi modelli sull'accrescimento di singole stelle, eliminando tale limite superiore.<ref name="KuiperKlahr2011"/>

=== Evoluzione ===

L'evoluzione di R136a1 è incerta, poiché non si conoscono stelle comparabili che possano confermare il futuro di un astro di tale massa.

Quando terminerà l'idrogeno ed inizierà la fusione dell'elio, l'idrogeno restante dell'atmosfera sarà rapidamente perso, la stella si contrarrà e la sua luminosità diminuirà, divenendo una stella di Wolf-Rayet di [[Classificazione_stellare#Classe_W:_stelle_di_Wolf-Rayet|tipo WNE]].<ref name=kohler>{{Cita pubblicazione|cognome1=Köhler|nome1=K.|cognome2=Langer|nome2=N.|cognome3=de Koter|nome3=A.|cognome4=de Mink|nome4=S. E.|cognome5=Crowther|nome5=P. A.|cognome6=Evans|nome6=C. J.|cognome7=Gräfener|nome7=G.|cognome8=Sana|nome8=H.|cognome9=Sanyal|nome9=D.|cognome10=Schneider|nome10=F. R. N.|cognome11=Vink|nome11=J. S.|titolo=The evolution of rotating very massive stars with LMC composition|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=573|anno=2014|pp=A71|doi=10.1051/0004-6361/201424356|bibcode=2015A&A...573A..71K|arxiv = 1501.03794 }}</ref>

Durante la combustione dell'elio, carbonio e ossigeno si accumulano nel nucleo e la rilevante perdita di massa continua. Questo conduce infine allo sviluppo di uno [[Stella_di_Wolf-Rayet#Classificazione|spettro WC]], e verso la fine della combustione dell'elio, l'aumento di temperatura del nucleo e la perdita di massa causano un aumento sia della luminosità che della temperatura, con il tipo spettrale che diventa WO. Diverse centinaia di migliaia di anni saranno spesi per la fusione dell'elio, ma le fasi finali, quando verranno fusi gli elementi più pesanti, durerà non più di qualche migliaio di anni.<ref name=yusof/><ref name=groh2013>{{Cita pubblicazione|bibcode=2013A&A...558A.131G|titolo=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pp=A131|autore1=Groh|nome1=Jose H.|cognome2=Meynet|nome2=Georges|cognome3=Georgy|nome3=Cyril|cognome4=Ekström|nome4=Sylvia|anno=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906|arxiv = 1308.4681 }}</ref> Verso la fine della sua evoluzione, la massa di R136a1 si sarà ridotta a poco più di 50 M_☉, con appena mezza massa solare di elio che circonda il nucleo.<ref name=yusof>{{Cita pubblicazione|bibcode=2013MNRAS.433.1114Y|titolo=Evolution and fate of very massive stars|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=433|numero=2|p=1114|autore1=Yusof|nome1=Norhasliza|cognome2=Hirschi|nome2=Raphael|cognome3=Meynet|nome3=Georges|cognome4=Crowther|nome4=Paul A.|cognome5=Ekström|nome5=Sylvia|cognome6=Frischknecht|nome6=Urs|cognome7=Georgy|nome7=Cyril|cognome8=Abu Kassim|nome8=Hasan|cognome9=Schnurr|nome9=Olivier|anno=2013|doi=10.1093/mnras/stt794|arxiv = 1305.2099 }}</ref>

=== Supernova ===

[[File:Residui di stelle singole massicce.svg|thumb|upright=2|Il grafico illustra i diversi destini finali delle stelle massicce in funzione della loro [[massa (fisica)|massa]] iniziale (in [[ascissa]]) e della loro [[metallicità]].]]

Mentre le stelle con una massa compresa tra 8 e 150 masse solari esplodono in [[supernova]]e, lasciando poi un [[stella degenere|residuo compatto]] sotto forma di [[stella di neutroni]] o [[buco nero stellare|buco nero]], si ritiene che le stelle supermassicce, come R136a1, terminino la loro esistenza esplodendo in [[ipernova]]e, fenomeni affini alle supernovae ma oltre cento volte più energetici (10⁴⁶&nbsp;[[joule]]), e generando buchi neri.

Mentre le stelle con una massa compresa tra 8 e 150 masse solari esplodono in [[supernova]]e, lasciando poi un [[stella degenere|residuo compatto]] sotto forma di [[stella di neutroni]] o [[buco nero stellare|buco nero]], si ritiene che le stelle supermassicce, come R136a1, terminino la loro esistenza esplodendo in [[ipernova]]e, fenomeni affini alle supernovae ma oltre cento volte più energetici (10⁴⁶&nbsp;[[joule]]), e generando buchi neri. Non si esclude anche che la stella possa andare incontro alla sua fine anche prima che il nucleo [[collasso gravitazionale|collassi]] naturalmente all'esaurimento delle riserve energetiche per la [[fusione nucleare]], dando luogo ad una [[supernova ada instabilità di coppia]]: all'interno dei vasti [[nucleo solare|nuclei]] che intraprendono la fusione dell'idrogeno potrebbero crearsi delle quantità abnormemente elevate di coppie [[elettrone]]-[[positrone]], che potrebbero rompere l'equilibrio [[pressione di radiazione]]-collasso a vantaggio di quest'ultimo. Se R136a1 andasse incontro ad un'esplosione del genere la stella non farebbe in tempo a lasciare un buco nero, mentre il [[resto di supernova]] in espansione arricchirebbe il [[mezzo interstellare]] circostante delle diverse masse solari di [[ferro]] inerte che si erano accumulate al centro dell'astro.<ref name=eso/>

Se R136a1 andasse incontro ad un'esplosione del genere la stella non farebbe in tempo a lasciare un buco nero, mentre il [[resto di supernova]] in espansione arricchirebbe il [[mezzo interstellare]] circostante delle diverse masse solari di [[ferro]] inerte che si starebbero formando al centro dell'astro.<ref name="eso">{{Cita web| url = http://www.eso.org/public/news/eso1030/ | data = 21 luglio 2010 | titolo = A 300 Solar Mass Star Uncovered | editore = ESO Press Release}}</ref>

== Note ==

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== Bibliografia ==

=== Libri ===

* {{en}} {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | id=ISBN =0-691-08044-5 | lingua=en }}

* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}

* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| id= ISBN= 88-11-50517-8}}

* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| id= ISBN= 88-365-3679-4}}

* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | id= ISBN= 88-7307-326-3}}

* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| id= ISBN= 88-89150-32-7}}

=== Carte celesti ===

* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°| editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | id= ISBN =0-943396-15-8}}

* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| id= ISBN= 0-933346-90-5}}

* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| idISBN= ISBN 0-521-80084-6}}

== Voci correlate ==

* [[R136a2]]

* [[Eta Carinae]]

* [[Lista delle stelleStelle più massicce conosciute]]

* [[Lista delle stelleStelle più luminose conosciute]]

== Altri progetti ==

{{Portale|stelle}}

{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==

[[Categoria:Ipergiganti blu]]

* {{Collegamenti esterni}}

[[Categoria:Stelle di classe spettrale W]]

[[Categoria:Grande Nube di Magellano]]

{{Portale|stelle}}

[[Categoria:Stelle di classe spettrale WWN]]

[[de:R136a1]]

[[Categoria:Stelle della Grande Nube di Magellano]]

[[en:R136a1]]

[[es:R136a1]]

[[fa:آر۱۳۶ای۱]]

[[gl:R136a1]]

[[ja:R136a1]]

[[ko:R136a1]]

[[nl:R136a1]]

[[pt:RMC 136a1]]

[[ru:R136a1]]

[[sl:R136a1]]

[[sv:R136a1]]

[[uk:R136a1]]

[[vi:R136a1]]

[[zh:R136a1]]