WOH G64 - Википедия - WOH G64

WOH G64
Magellanic Cloud.jpg
Красный circle.svg
Расположение WOH G64 (обведено) в Большое Магелланово Облако
Кредит: НАСА / Лаборатория реактивного движения-Калтех / М. Мейкснер (STScI) и команда SAGE Legacy
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеДорадо (LMC )
Прямое восхождение04час 55м 10.5252s[1]
Склонение−68° 20′ 29.998″[1]
Видимая величина  (V)18,46 (переменная)[2][3]
Характеристики
Эволюционный этапOH / IR красный сверхгигант
Спектральный типM5 I[4] - M7.5e[5][6]
Видимая величина  (K)6.849[2]
Видимая величина  (Р)15.69[3]
Видимая величина  (ГРАММ)15.0971[1]
Видимая величина  (Я)12.795[7]
Видимая величина  (J)9.252[2]
Видимая величина  (ЧАС)7.745[2]
Тип переменнойБогатый углеродом LPV (Мира ?)[7]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)294±2[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: 1.108[1] мас /год
Декабрь: –1.348[1] мас /год
Параллакс (π)−0.2280 ± 0.0625[1] мас
Расстояние160,000 лы
(50,000[4] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−6.00[4]
Подробности
Радиус1,784–2,481[8] р☉
Яркость340,000–454,000[8], 589,000+57,000
−52,000[9] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)+0.0[10]–−0.5[4] cgs
Температура3,008–3,300[8] K
Возраст≤5[9] Myr
Прочие обозначения
WOH G064, 2МАССА J04551048-6820298, IRAS  04553-6825
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WOH G64 (IRAS 04553-6825) необычный[4] красный сверхгигант (RSG) звезда в Большое Магелланово Облако (LMC) галактика-спутник в южном созвездии Дорадо. Это один из крупнейшие известные звезды и один из самый яркий и массивный красные сверхгиганты с радиусом от 1800 до 2400 раз больше, чем у солнце (р☉ ) и светимостью от 300000 до 600000 раз больше солнечная светимость (L☉ ).

WOH G64 окружен оптически толстой пылевой оболочкой диаметром примерно в световой год, содержащей от 3 до 9 раз больше Масса Солнца изгнанного материала, созданного сильными звездный ветер.[11] Если разместить в центре Солнечная система, фотосфера звезды поглотит орбиту Юпитер.

Открытие

WOH G64 был открыт в 1970-х годах Бенгт Вестерлунд, Оландер и Хедин. Нравиться NML Cygni "WOH" в названии звезды происходит от имен трех ее первооткрывателей, но в данном случае относится ко всему каталогу звезд-гигантов и сверхгигантов в БМО.[12] Вестерлунд также обнаружил еще одну заметную красную сверхгигантскую звезду, Вестерлунд 1-26, найденный в массивных супер звездное скопление Вестерлунд 1 в созвездии Ара.[13] В 1986 году инфракрасные наблюдения показали, что это был очень светящийся сверхгигант, окруженный газом и пылью, которые поглотили около трех четвертей его излучения.[6]

В 2007 г. наблюдатели, использующие Очень большой телескоп (VLT) показал, что WOH G64 окружен облаком в форме тора.[11] Было также обнаружено, что WOH G64 является важным источником ОЙ, ЧАС
2О, и SiO мазеры излучение, характерное для ОН / ИК-сверхгигант.[4] Показывает необычный спектр эмиссии туманностей; горячий газ богат азотом и имеет радиальная скорость значительно более позитивный, чем у звезды.[4]

Расстояние

Предполагается, что расстояние WOH G64 составляет около 50 000 парсек (160,000 лы ) далеко от Земли, так как он находится в БМО.[4] В Выпуск данных Gaia 2 параллакс для WOH G64 -0.2280±0.0625 мас а отрицательный параллакс не обеспечивает надежного расстояния.[1]

Изменчивость

WOH G64 регулярно меняется по яркости более чем на величину на видимых длинах волн с основным периодом около 800 дней.[3] Звезда страдает от более чем шести величин поглощения на видимых длинах волн, а вариации на инфракрасных длинах волн намного меньше.[4] Он был описан как богатый углеродом Мира или же долгопериодная переменная, что обязательно будет звезда асимптотической гигантской ветви (Звезда AGB), а не сверхгигант.[7] Изменчивость яркости была подтверждена другими исследователями в некоторых спектральных диапазонах, но неясно, каков фактический тип переменной. Никаких значительных спектральных вариаций обнаружено не было.[4]

Физические свойства

Впечатление художника от пыльного тора вокруг WOH G64 (Европейская южная обсерватория )

Спектральный класс WOH G64 задается как M5,[4] но обычно обнаруживается, что у нее гораздо более холодный спектральный класс M7,5, что очень необычно для сверхгигантской звезды.[9][5][6]

WOH G64 классифицируется как чрезвычайно яркий сверхгигант класса M и, вероятно, будет самой большой звездой, самой яркой и яркой звездой. самый крутой красный сверхгигант в БМО.[4] Комбинация температуры и яркости звезды помещает ее в правый верхний угол диаграммы. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Развитое состояние звезды означает, что она больше не может удерживать свою атмосферу из-за низкой плотности, высокого радиационного давления и относительно непрозрачных продуктов термоядерного синтеза.[нужна цитата ] Он имеет средний коэффициент потери массы от 3,1 до 5.8×10−4 M☉ в год, один из самых высоких из известных и необычно высокий даже для красного сверхгиганта.[8]

Параметры WOH G64 неопределенны. Первоначально предполагалось, что звезда будет находиться в диапазоне от 490 000 до 600 000.L☉ на основе спектроскопических измерений в предположении сферических оболочек, предполагающих начальные массы не менее 40M☉ и, как следствие, большие значения для радиуса от 2575 до 3000р☉.[14][5][15] 2007 измерения с использованием Очень большой телескоп (VLT) поставил звезде болометрическая светимость из 282,000+40,000
−30,000 L☉, предполагая начальную массу 25±5 M☉и радиусом около 1730р☉ основанный на предположении эффективная температура из 3,200 K и моделирование переноса излучения окружающего тора.[11] В 2009, Levesque рассчитал эффективную температуру 3,400±25 К спектральной подгонкой оптического и ближнего УФ САС. Принятие светимости Охнака с этой новой температурой дает радиус 1,540 р☉ но с погрешность на 5% или на 77р☉.[4] Игнорирование влияния пыльного тора на перенаправление инфракрасного излучения, оценки 1970 - 1990 гг.р☉ на основе светимости 450,000+150,000
−120,000 L☉ и эффективная температура 3372 - 3400 К также были получены.[4]

Эти физические параметры согласуются с самыми большими галактическими красными сверхгигантами и гипергигантами, найденными в других местах, таких как Вестерлунд 1-26, VY Canis Majoris и NML Cygni и с теоретическими моделями самых холодных, самых ярких и самых крупных из возможных холодных сверхгигантов (например, Предел Хаяши или Предел Хамфриса – Дэвидсона ).[4][11][5]

Газета 2018 года дает светимость 432000L☉ и более высокая эффективная температура 3,500 K, на основе оптического и инфракрасного фотометрия и предполагая сферически-симметричное излучение окружающей пыли. Это предполагает радиус 1788р☉.[10][а]

Возможный компаньон

WOH G64 имеет возможное опоздание O-образный карликовый компаньон болометрическая величина −7,5 или светимость 100000L☉, что сделало бы WOH G64 двойная звезда хотя это наблюдение не было подтверждено, а промежуточные пылевые облака очень затрудняют изучение звезды.[4]

Смотрите также

Примечания

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

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б c d 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 .; Вайнберг, М .; Wheaton, W.A .; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Онлайн-каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C. 2246: II / 246. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  3. ^ а б c Фрейзер, Оливер Дж .; Хоули, Сюзанна Л .; Кук, Кем Х. (2008). «Свойства долгопериодических переменных в большом Магеллановом облаке от MACHO». Астрономический журнал. 136 (3): 1242–1258. arXiv:0808.1737. Bibcode:2008AJ .... 136.1242F. Дои:10.1088/0004-6256/136/3/1242. S2CID  2754884.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q Levesque, E.M .; Massey, P .; Plez, B .; Олсен, К.А.Г. (2009). «Физические свойства красного сверхгиганта WOH G64: самая большая известная звезда?». Астрономический журнал. 137 (6): 4744. arXiv:0903.2260. Bibcode:2009AJ .... 137.4744L. Дои:10.1088/0004-6256/137/6/4744. S2CID  18074349.
  5. ^ а б c d Van Loon, J. Th .; Чиони, М.-Р. L .; Zijlstra, A. A .; Лу, К. (2005). «Эмпирическая формула для скорости потери массы покрытых пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд Асимптотической ветви гигантов». Астрономия и астрофизика. 438 (1): 273–289. arXiv:astro-ph / 0504379. Bibcode:2005A & A ... 438..273V. Дои:10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  6. ^ а б c Элиас, Дж. (Март 1986 г.). «Два сверхгиганта в большом Магеллановом облаке с толстыми пылевыми оболочками». Астрофизический журнал. 302: 675. Bibcode:1986ApJ ... 302..675E. Дои:10.1086/164028. HDL:1887/6514.
  7. ^ а б c Soszyñski, I .; Удальский, А .; Szymañski, M.K .; Кубяк, М .; Pietrzyñski, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2009). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. IV. Долгопериодические переменные в большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica. 59 (3): 239. arXiv:0910.1354. Bibcode:2009AcA .... 59..239S.
  8. ^ а б c d Стивен Р. Голдман; Jacco Th. ван Лун (2016). «Скорость ветра, запыленность и скорость потери массы эволюционировавших звезд AGB и RSG при различной металличности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 465 (1): 403–433. arXiv:1610.05761. Bibcode:2017МНРАС.465..403Г. Дои:10.1093 / mnras / stw2708. S2CID  11352637.
  9. ^ а б c Дэвис, Бен; Crowther, Paul A .; Бисор, Эмма Р. (2018). "Светимости холодных сверхгигантов в Магеллановых Облаках и предел Хамфриса-Дэвидсона повторно". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 478 (3): 3138–3148. arXiv:1804.06417. Bibcode:2018МНРАС.478.3138Д. Дои:10.1093 / mnras / sty1302. S2CID  59459492.
  10. ^ а б Groenewegen, Martin A. T .; Слоан, Грег С. (2018). «Светимости и темпы потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика. 609: A114. arXiv:1711.07803. Bibcode:2018A & A ... 609A.114G. Дои:10.1051/0004-6361/201731089. ISSN  0004-6361. S2CID  59327105.
  11. ^ а б c d Охнака, К .; Driebe, T .; Hofmann, K. H .; Weigelt, G .; Витковски, М. (2009). «Разоблачение пыльного тора и загадки, окружающей красный сверхгигант LMC WOH G64». Труды Международного астрономического союза. 4: 454–458. Bibcode:2009IAUS..256..454O. Дои:10.1017 / S1743921308028858.
  12. ^ Westerlund, B.E .; Olander, N .; Хедин, Б. (1981). «Сверхгигантские и гигантские звезды типа M в Большом Магеллановом Облаке». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 43: 267–295. Bibcode:1981A & AS ... 43..267 Вт.
  13. ^ Вестерлунд, Б. Э. (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Астрономия и астрофизика. Добавка. 70 (3): 311–324. Bibcode:1987A и AS ... 70..311W. ISSN  0365-0138.
  14. ^ Элиас, Дж. Н; Frogel, J. A; Шверинг, П. Б. В (1986). «Два сверхгиганта в большом Магеллановом облаке с толстыми пылевыми оболочками». Астрофизический журнал. 302: 675. Bibcode:1986ApJ ... 302..675E. Дои:10.1086/164028. HDL:1887/6514.
  15. ^ Monnier, J.D; Millan-Gabet, R; Tuthill, P.G; Трауб, В. А; Карлтон, Н. П.; Coudé Du Foresto, V; Danchi, W. C; Lacasse, M. G; Морель, S; Perrin, G; Порро, И. Л; Schloerb, F.P; Таунс, К. Х (2004). «Визуализация пылевых оболочек с высоким разрешением с использованием маскировки апертуры Кека и интерферометра IOTA». Астрофизический журнал. 605 (1): 436–461. arXiv:Astro-ph / 0401363. Bibcode:2004ApJ ... 605..436M. Дои:10.1086/382218. S2CID  7851916.