V4998 Стрельцы - V4998 Sagittarii

V4998 Стрельцы
LBV G0.120-0.048.jpg
V4998 Стрелец и окружающая его туманность-оболочка. Туманность выглядит как прозрачное пузырчатое тело, окружающее звезду.
Кредит: HST NIMCOS
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеСтрелец
Прямое восхождение17час 46м 05.625s[1]
Склонение−28° 51′ 31.92″[1]
Характеристики
Эволюционный этапLBV[2]
Видимая величина  (В)19.5[1]
Видимая величина  (Р)17.2[1]
Видимая величина  (J)12.534[1]
Видимая величина  (ЧАС)9.239[1]
Видимая величина  (K)7.462[1]
Астрометрия
Расстояние8,000[2] ПК
Подробности
Радиус463[а] р☉
Яркость4,000,000[2] L☉
Температура12,000[3] K
Прочие обозначения
V 4998 Стрелец, LBV G0.120-0.048, LBV3, 2МАССА J17460562-2851319, SSTGC  595621
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

V4998 Стрельцы чрезвычайно светящаяся синяя переменная звезда (LBV) в созвездии Стрелец. Расположен в некоторых 25000 световых лет вдали звезда расположена на ~ 7 ПК (~23 лы ) вдали от звездообразования, известного как Квинтуплетный кластер.[2] Он имеет выбросную туманность диаметром более 0,8 пк, образовавшуюся 5000-10 000 лет назад в результате крупных извержений.[3] Звезда имеет большую массу, сравнимую с массой Пистолетная звезда и светимость в ~ 4,000,000 раз больше солнце (L☉ ).[3] Это делает звезду одной из самый массовый и известные светящиеся звезды.

История наблюдений

Область скопления пятерых с центром на Пистолетной звезде, с V4998 Sgr вверху справа.

Звезда была впервые обнаружена в обзоре 1993 года, в ходе которого проводился поиск ярких источников в ближнем инфракрасном диапазоне в пределах 0,55 °.2 Галактического центра. В обзоре использовалась фотометрия размером 1–20 микрон и двухканальный InSb-детектор на 1-метровом телескопе ANU в Австралии. Были нацелены 50 объектов, большинство из которых имели болометрическую звездную величину ниже -5. Сама звезда наблюдалась в мае 1987 года. JHKLNMQ Были отмечены величины, прямое восхождение, склонение и силикатное поглощение. Опрос проводили Тэцуя Нагата, А. Р. Хайланд, С. М. Стро, Шуджи Сато и Кимиаки Кавара. В исследовании была названа звезда NHS93 22, NHS обозначает трех ведущих ученых, участвовавших в опросе (Нагата, Хайленд и Стро); 93, обозначающих дату открытия; и 22 означает, что это была 22-я наблюдаемая звезда.[4]

Следующее наблюдение было сделано в результате обзора 2MASS, проведенного в 1997-2001 гг. Звезда получила обозначение 2MASS J17460562-2851319, ее положение, светимость и JHKs величины были каталогизированы.[1] После этого звезда наблюдалась в обзоре 2001 года под названием «Исследование звезд с долгопериодическими переменными вблизи центра Галактики». Опрос назвал звезду GMC2001 10-1, GMC означает граммдевушка MАцумото и Cартерия.[5] Стрельца V4998 наблюдали в 2003 г. Общий каталог переменных звезд (GCVS) и был обозначен V4889 Стрелец, ‘’ V ’’ обозначает переменную звезду и 4889 обозначает ее серийный номер.[6] Это было замечено инфракрасной камерой на борту Космический телескоп Спитцера в обзоре 2008 г., охватывающем 2,0 на 1,4 градуса (280 на 210 пк), и получил название SSTGC 595621.[7] Его также наблюдали в ближнем инфракрасном диапазоне в 2009 году, нацеливавшимся на Галактический центр. В этом обзоре звезда была обозначена MKN2009, MKN обозначает трех ведущих ученых (Мацунага, Каваду и Нишияма), а 2009 год указывает дату опроса.[8]

Узкополосный обзор области центра Галактики, проведенный Космический телескоп Хаббла, (HST), камера ближнего инфракрасного диапазона (NIC) и многообъектный спектрометр (NIMCOS) выявили LBV G0. 120-0,048 как сильный источник Пашена-альфа (Пашена-α), который превосходит звезду Пистолета.[2] По этой причине звезда была выбрана для спектроскопии группой астрономов. Обзор, проведенный в 2010 году, подтвердил, что звезда является светящейся переменной синего цвета, и звезде было присвоено имя LBV G0.120-0.048, LBV означает светящаяся синяя переменная, а G0.120-0.048 - ее галактические координаты.[2] Также с помощью изображений Pα было обнаружено, что у звезды была большая выбросная туманность диаметром более 0,8 пк, которая была выброшена ею 5000–10 000 лет назад в результате крупных извержений.[2] Спектр звезды был изучен, и было обнаружено, что спектр был подобен Пистолетной звезде, поэтому была получена масса, аналогичная Пистолетной звезде.[2] Были измерены скорости поглощения света и светимость ~ 4 000 000 L☉ был получен.[2] У него также есть другое название MNC2010, название MMC, обозначающее трех ведущих ученых, участвовавших в опросе, MАуэрхан Mоррис и Cотера. Опрос проводился в 2010 году, отсюда и название MMC.2010. В 2011 году исследование, проведенное Донгом, Вангом и Котером, позволило выявить звезды в центре Галактики, излучающие Пашен-α. Были выбраны звезды, обнаруженные в результате обзора Галактического центра HST / NICMOS Paschen-α. V4998 Стрелец был одной из наблюдаемых звезд и получил другое обозначение DWC2011 92.[9]

Самый последний опрос был проведен в 2014 году, когда группа решила изучить LBV в кластере Quintuplet. Масса туманности звезды составила 6,2 M☉. Также была измерена температура звезды, и она составила 12000 градусов. K.[3] В этом обзоре звезда была обозначена как LBV3, потому что это была третья LBV в скоплении Quintuplet.[3]

Характеристики

Высокая масса V4998 Sgr сжимает его ядро ​​и ускоряет синтез, прежде всего за счет Цикл CNO что приводит к светимости ~ 4 000 000L☉ и температуре 12000 K. Имеет большой выброс туманность диаметром ~ 0,8 парсек (~ 2,5 св. лет) и массой 6,2M☉.[3] Поскольку сравнимые туманности обычно существуют не более 10 000 лет, предполагается, что V4998 Sagittarii подверглась массивному извержению 5000-10 000 лет назад.[3]

Звезда спроецирована на расстояние ~ 7 пк (~ 23 св. Лет) от пятиминутного звездообразования, которое расположено в направлении Галактический центр. В скоплении около 100 звезд O-типа и несколько звезд Вольфа – Райе. Рядом с V4998 Sagittarii есть еще две светящиеся синие переменные: Пистолетная звезда и qF362.[2]

Эволюция

Высокая скорость потери массы звездой в сочетании с ее извержениями приведет к срыву ее водородных слоев и обнажению горячего гелиевого ядра. Он перейдет к Вольф – Райе последовательность. В конечном итоге она начнет объединять тяжелые элементы в своем ядре, и когда она образует большое железное ядро, звезда схлопнется сама по себе и взорвется, как сверхновые типа Ib или Ic. В зависимости от количества массы, потерянной до взрыва сверхновой, остаток будет нейтронная звезда или же черная дыра. Черная дыра предсказана для самых массивных звезд, таких как эта.[10]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час Cutri, R.M .; Скруцкие, М. Ф .; Van Dyk, S .; Beichman, C.A .; Карпентер, Дж. М .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Копан, Э. Л .; Киркпатрик, Дж. Д .; Light, R.M .; Марш, К. А .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, W.A .; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Он-лайн каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C. 2246: 0. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я j Mauerhan, J.C .; Моррис, М. Р .; Cotera, A .; Dong, H .; Wang, Q.D .; и другие. (Апрель 2010 г.). «Открытие светящейся голубой переменной с выбросом туманности около пятиминутного скопления». Астрофизический журнал. 713 (1): L33 – L36. arXiv:1002.3379. Bibcode:2010ApJ ... 713L..33M. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L33. S2CID  42696538.
  3. ^ а б c d е ж грамм Lau, R.M .; Herter, T. L .; Моррис, М. Р .; Адамс, Дж. Д. (2014). «Природа против воспитания: светящиеся голубые переменные туманности в и около массивных звездных скоплений в центре Галактики». Астрофизический журнал. 785 (2): 120. arXiv:1403.5298. Bibcode:2014ApJ ... 785..120л. Дои:10.1088 / 0004-637X / 785/2/120. S2CID  118447462.
  4. ^ Нагата, Тецуя; Hyland, A.R .; Стро, С. М .; Сато, Сюдзи; Кавара, Кимиаки (1993). «Яркие источники ближнего инфракрасного диапазона в пределах 1 градуса от центра Галактики. I - Обзор и фотометрия 1-20 микрон». Астрофизический журнал. 406: 501. Bibcode:1993ApJ ... 406..501N. Дои:10.1086/172462.
  5. ^ Glass, I. S .; Matsumoto, S .; Картер, Б. С .; Секигучи, К. (2001). «Переменные с большой амплитудой около центра Галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 321 (1): 77–95. Bibcode:2001МНРАС.321 ... 77Г. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.03971.x.
  6. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  7. ^ Рамирес, Соланж В .; Арендт, Ричард Дж .; Селлгрен, Крис; Stolovy, Susan R .; Котера, Анджела; Smith, Howard A .; Заде, Фархад Юсеф (2008). "Точечные источники из обзора Галактического центра Spitzer IRAC". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 175 (1): 147–164. arXiv:0709.3113. Bibcode:2008ApJS..175..147R. Дои:10.1086/524015. S2CID  17768615.
  8. ^ Мацунага, Нориюки; Каваду, Такахиро; Нишияма, Сёго; Нагаяма, Такахиро; Хатано, Хирофуми; Тамура, Мотохайд; Glass, I. S .; Нагата, Тэцуя (2009). «Обзор Мираса и расстояния до центра Галактики в ближнем инфракрасном диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 399 (4): 1709–1729. arXiv:0907.2761. Bibcode:2009МНРАС.399.1709М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15393.x. S2CID  13447758.
  9. ^ Dong, H .; Wang, Q.D .; Моррис, М. Р. (2011). «Многоволновое исследование эволюционировавших массивных звезд в Центре Галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 425 (2): 884–906. arXiv:1204.6298. Bibcode:2012МНРАС.425..884Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21200.x. S2CID  119217006.
  10. ^ Эдегаард, К. Дж. Р. (1996). «Эволюция очень массивных звезд». Звезды Вольфа – Райе в рамках звездной эволюции. Льеж: Университет Льежа. 33: 81. Bibcode:1996LIACo..33 ... 81O.

Примечания

  1. ^ Применяя Закон Стефана-Больцмана с номинальной солнечный эффективная температура из 5772K: