LH54-425 - LH54-425

LH54-425
Lh54.jpg
LH54-425 - яркая звезда слева. NGC 1955 - это скопление в центре, в котором доминирует сверхгигант B0 HD 269925. Яркая звезда справа - это Вольф – Райе / O-сверхгигантская двойная HD 36402.
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05час 26м 24.2505s[1]
Склонение−67° 30′ 17.194″[1]
Видимая величина  (V)13.13[2]
Характеристики
Спектральный типO3V + O5V[3]
U − B индекс цвета+0.01[4]
B − V индекс цвета−0.31[4]
Орбита[3]
Период (П)2.2474 дней[5]
Большая полуось (а)30.4 р☉
Эксцентриситет (е)0
Наклон (я)55°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		201,6 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		359,1 км / с
Подробности[3]
O3
Масса47 M☉
Радиус11.4 р☉
Яркость500,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.00 cgs
Температура45,000 K
Скорость вращения (v грехя)197 км / с
O5
Масса28 M☉
Радиус8.1 р☉
Яркость160,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.07 cgs
Температура41,000 K
Скорость вращения (v грехя)182 км / с
Возраст2.0[6] Myr
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

LH54-425 это спектроскопическая двойная система звездная система в LH 54 Ассоциация акушерства в пределах Большое Магелланово Облако в созвездии Дорадо.

Открытие и видимость

Ассоциация OB LH 54 была каталогизирована астрономами Лакком и Ходжем в 1970 году и содержит 18 звезд-членов. Это связано с NGC 1955 г., часть N51 HII область, край.[7] Яркость и цвет LH54-425 были измерены в 1974 году.[4] В 1996 году М.С. Oey определил, что LH54-425 имеет видимая (визуальная) величина 13.13 и классифицировал его как O3-класс гигант.[2]

Серия фотометрических и спектроскопических наблюдений, выполненных П. Островом в период с 1998 по 2001 год, показала, что LH54-425 очень слабо изменялся с регулярным периодом 2,2475 дня. [5] из-за искаженных звезд в тесной двойной системе, состоящей из O3 учебный класс гигант и примерно товарищ по классу O5. Масса двух звезд оценивалась в 100M☉ и 50M☉. Определение орбиты в 2008 г. с использованием более точных данных о лучевой скорости определило спутники как звезды главной последовательности O3 и O5 с массой 47M☉ и 28M☉ соответственно.[3]

Система

Орбитальный период двойной системы составляет 2 дня, 5 часов и 56 минут. Две звезды разделены лишь 15-кратной шириной Солнца или менее чем в два раза их собственным диаметром. Более массивная основная орбита движется со скоростью 200 км / с, в то время как вторичная движется со скоростью 350 км / с, а система в целом приближается к нам со скоростью около 300 км / с.[3]

Характеристики

Оба члена двойной системы LH54-425 - горячие, массивные и светящиеся звезды. Менее массивная вторичная звезда имеет эффективную температуру поверхности 41000 K, а более массивная первичная звезда - 45000 K. Звезды в 8 и 11 раз больше Солнца, а сочетание высокой температуры и большого размера означает, что первичная звезда в 500000 раз больше. такой же светлый, как солнце, а вторичный в 160 000 раз ярче. Они излучают звездный ветер со скоростью 2800 км / с.[8]

Эволюция

Звездные эволюционные модели полностью соответствуют свойствам двух звезд возрастом два миллиона лет. В этом возрасте они имеют почти такую ​​же массу, как и при первом образовании. Сравнение между моделями и наблюдениями предполагает небольшое расхождение масс, при этом модели предсказывают более высокие массы, чем те, что получены с орбиты. Это давняя и нерешенная проблема при моделировании массивных звезд.[6]

По мере развития пары они могут сливаться в одну массивную звезду. Со временем отдельные звезды или результат слияния взорвутся, как сверхновая с коллапсом ядра.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б Bonanos, A. Z .; и другие. (Октябрь 2009 г.). "Инфракрасная фотометрия массивных звезд в Большом Магеллановом облаке Spitzer SAGE". Астрономический журнал. 138 (4): 1003–1021. arXiv:0905.1328. Bibcode:2009AJ .... 138.1003B. Дои:10.1088/0004-6256/138/4/1003. S2CID  14056495.
  2. ^ а б Ой, М. С. (1996). "UBV-фотометрия OB-ассоциаций в суперпузырьках Большого Магелланова Облака". Приложение к астрофизическому журналу. 104: 71. Bibcode:1996ApJS..104 ... 71O. Дои:10.1086/192292.
  3. ^ а б c d е Уильямс, С. Дж .; Gies, D. R .; Генри, Т. Дж .; Orosz, J. A .; McSwain, M. V .; Hillwig, T. C .; Пенни, Л. Р .; Sonneborn, G .; Iping, R .; Van Der Hucht, K. A .; Капер, Л. (2008). "Динамические массы для массивной двойной системы большого Магелланова облака [L72] LH 54-425". Астрофизический журнал. 682 (1): 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode:2008ApJ ... 682..492Вт. Дои:10.1086/589687. S2CID  118867799.
  4. ^ а б c Хилл, Роберт Дж .; Мадор, Барри Ф .; Фридман, Венди Л. (1994). «Начальная функция масс массивных звезд в Магеллановых Облаках. 1: UBV-фотометрия и диаграммы цвет-величина для 14 ассоциаций OB». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 91: 583. Bibcode:1994ApJS ... 91..583H. Дои:10.1086/191949.
  5. ^ а б Остров, Пабло Г. (2002). «Очень массивная спектрально-двойная ассоциация LH 54 OB в Большом Магеллановом Облаке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 336 (1): 309–314. arXiv:Astro-ph / 0205028. Bibcode:2002МНРАС.336..309О. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05754.x. S2CID  117980967.
  6. ^ а б Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия I .; Neugent, Kathryn F .; Пенни, Лаура Р .; Деджоя-Иствуд, Кэтлин; Гис, Дуглас Р. (2012). "Фотометрические и спектроскопические исследования массивных двойных систем в большом Магеллановом облаке. I. Введение и орбиты для двух отдельных систем: доказательства разницы масс?". Астрофизический журнал. 748 (2): 96. arXiv:1201.3280. Bibcode:2012ApJ ... 748 ... 96M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 748/2/96. S2CID  53558046.
  7. ^ Lucke, P. B .; Ходж, П. У. (1970). «Каталог звездных ассоциаций в Большом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал. 75: 171. Bibcode:1970AJ ..... 75..171L. Дои:10.1086/110959.
  8. ^ Iping, R.C .; и другие. (Апрель 2008 г.). Хаманн, Вольф-Райнер; Фельдмайер, Ахим; Оскинова, Лидия М. (ред.). Спектроскопия двойных систем O + O в Магеллановых облаках в дальнем ультрафиолетовом диапазоне. Скопление на ветру горячих звезд: материалы международного семинара, проходившего в Потсдаме, Германия, 18–22 июня 2007 г.. п. 244. Bibcode:2008cihw.conf..244I. ISBN  978-3-940793-33-1.
  9. ^ Наей, Боб (28 мая 2007 г.), Спутник НАСА FUSE зафиксировал столкновение титанов, НАСА, получено 2015-06-18