ВФТС 682
 VFTS 682 находится в самом центре этого изображения туманности Тарантул. Авторы и права : ESO/M.-R. Исследование Магелланова облака Cioni/VISTA. Благодарность: Кембриджский отдел астрономических исследований. | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 05 час 38 м 55.51 с [ 1 ] |
| Склонение | −69° 04′ 26.72″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 16.08 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | WN5h [ 3 ] |
| U-B Индекс цвета | -0.349 [ 4 ] |
| B-V Индекс цвета | -0.58 [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 300 [ 5 ] км/с |
| Расстояние | 164 000 лий (50 000 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | -6.83 ± 0.12 [ 5 ] |
| Абсолютный болометрический величина (М бол ) | -11.5 |
| Подробности | |
| Масса | 137.8 +27.5 −15.9 [ 6 ] M ☉ |
| Радиус | 20.2 +2.5 −2.3 [ 6 ] R ☉ |
| Яркость | 3,200,000 [ 5 ] L ☉ |
| Температура | 54,450 ± 1,960 [ 6 ] К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | <200 [ 6 ] км/с |
| Возраст | 1.0 ± 0.2 [ 6 ] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
VFTS 682 — звезда Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке . Оно расположено на расстоянии более 29 парсеков (95 св. лет ) к северо-востоку от массивного скопления R136 в туманности Тарантул . [ 5 ] Она в 138 раз массивнее Солнца и в 3,2 миллиона раз ярче, что делает ее одной из самых массивных и ярких известных звезд.
Открытие
[ редактировать ]VFTS 682 — известный источник инфракрасного излучения в Большом Магеллановом Облаке, неоднократно внесенный в каталог. В 1992 году она была идентифицирована как запись 153 в списке возможных протозвезд . [ 7 ] В 2009 году его снова классифицировали как вероятный молодой звездный объект из-за его исключительной инфракрасной светимости. [ 8 ]
Обзор VLT -FLAMES Tarantula (VFTS) детально изучил 800 массивных звезд и определил спектральный класс WN5h для VFTS 682. Он сильно покраснел и визуально на несколько звездных величин слабее, чем другие звезды аналогичной светимости и температуры в области 30 Дорадус. [ 2 ]
Убегать
[ редактировать ]VFTS 682 находится в большой области звездообразования туманности Тарантул, но не входит в состав плотного массивного скопления. Существование чрезвычайно массивной и чрезвычайно молодой звезды в некоторой изоляции является неожиданным, поскольку ожидается, что эти звезды образуются только из самых массивных и плотных молекулярных облаков и, следовательно, образуются в больших группах, таких как R136 , в результате конкурентной аккреции или звездных слияний. . Для формирования изолированной массивной звезды потребуются разные модели, позволяющие обеспечить аккрецию монолитного диска очень массивных звезд.
VFTS 682 находится достаточно близко к R136, поэтому он мог образоваться там и быть выброшен. не Головная ударная волна была обнаружена, и ее объемная скорость ниже, чем у большинства ускользающих частиц , но достаточно большая и в правильном направлении, чтобы она могла исходить от R136. [ 9 ]
Характеристики
[ редактировать ]Большая масса звезды, равная 138 M ☉, сжимает ее ядро до высокой температуры и вызывает очень быстрый синтез в ходе цикла CNO , что приводит к чрезвычайно высокой светимости в 3,2 миллиона L ☉ . Радиус звезды в 22 раза больше Солнца, но из-за своей высокой температуры она излучает в 3,2 миллиона раз больше энергии, в основном в ультрафиолетовых длинах волн, поэтому визуально она лишь в 43 000 раз ярче Солнца. Около 99% ( AV = 4,5) ультрафиолетового и визуального излучения блокируется промежуточным межзвездным материалом. Светимость, интенсивное УФ-излучение и химический состав поверхностных слоев звезды приводят к звездному ветру со скоростью до 2600 км/с (1600 миль/с). [ 9 ]
Эволюция
[ редактировать ]Такие массивные звезды, как VFTS 682, с металличностью , типичной для Большого Магелланова Облака, сохранят почти однородную химическую структуру из-за сильной конвекции и вращательного перемешивания. Это приводит к сильному увеличению поверхностного содержания гелия и азота даже во время горения водорода в активной зоне. Скорость их вращения также значительно снизится из-за потери массы и инфляции оболочки, так что гамма-всплески маловероятны, когда этот тип звезд достигнет коллапса ядра.
Ожидается, что очень массивные звезды разовьются непосредственно из богатых водородом молодых звезд со спектром Of или WNh в классические бедные водородом звезды Вольфа-Райе , возможно, с коротким периодом светящейся синей переменной. Они будут продолжать быстро терять массу, проходя через Стадии WN, WC и WO перед взрывом типа Ic сверхновой и образованием черной дыры . Неясно, будет ли образовавшаяся сверхновая недостаточно яркой или даже невидимой в результате коллапса в черную дыру или сверхсветящейся из-за большой массы выброшенного радиоактивного Ni 56 .
Общая продолжительность жизни составит около 2-3 миллионов лет, причем последние полмиллиона лет или около того будут потрачены в качестве звезды Вольфа Райе, сжигающей гелий в ядре, и очень короткий период, сжигающий более тяжелые элементы. [ 10 ] [ 11 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)» . Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C .
- ^ Перейти обратно: а б с Эванс, CJ; Тейлор, штат Вирджиния; Эно-Брюне, В.; Сана, Х.; Де Котер, А.; и др. (июнь 2011 г.). «Обследование тарантулов VLT-FLAMES. I. Введение и обзор наблюдений». Астрономия и астрофизика . 530 : А108. arXiv : 1103.5386 . Бибкод : 2011A&A...530A.108E . дои : 10.1051/0004-6361/201116782 . S2CID 54501763 .
- ^ Брессерт, Э.; Бастиан, Н.; Эванс, CJ; Сана, Х.; Эно-Брюне, В.; и др. (июнь 2012 г.). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES. IV. Кандидаты на изолированное звездообразование большой массы в 30 Дораду». Астрономия и астрофизика . 542 : А49. arXiv : 1204.3628 . Бибкод : 2012A&A...542A..49B . дои : 10.1051/0004-6361/201117247 . S2CID 73666622 .
- ^ Паркер, Джоэл Вм. (1992). «30 Дораду в Большом Магеллановом Облаке: звездное содержание и начальная функция масс» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 104 : 1107. Бибкод : 1992PASP..104.1107P . дои : 10.1086/133097 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Бестенленер, Дж. М.; Винк, Дж.С.; Грефенер, Г.; Нахарро, Ф.; Эванс, CJ; и др. (июнь 2011 г.). «Обзор Тарантулов VLT-FLAMES. III. Очень массивная звезда, очевидно изолированная от массивного скопления R136». Астрономия и астрофизика . 530 : Л14. arXiv : 1105.1775 . Бибкод : 2011A&A...530L..14B . дои : 10.1051/0004-6361/201117043 . S2CID 119305523 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Шнайдер, Франция; Сана, Х.; Эванс, CJ; Бестенленер, Дж.М.; Кастро, Н.; Фоссати, Л.; Грефенер, Г.; Лангер, Н.; Рамирес-Агудело, Огайо; Сабин-Санджулиан, К.; Симон-Диас, С.; Трампер, Ф.; Кроутер, Пенсильвания; Де Котер, А.; Де Минк, С.Э .; Дафтон, Пенсильвания; Гарсия, М.; Гилес, М.; Эно-Брюне, В.; Эрреро, А.; Иззард, Р.Г.; Калари, В.; Леннон, диджей; Маис Апелланис, Дж.; Маркова Н.; Нахарро, Ф.; Подсядловский, доктор философии; Пульс, Дж.; Тейлор, WD; и др. (2018). «Избыток массивных звезд в местной звездной вспышке 30 Дораду». Наука . 359 (6371): 69–71. arXiv : 1801.03107 . Бибкод : 2018Sci...359...69S . дои : 10.1126/science.aan0106 . ПМИД 29302009 . S2CID 206658504 .
- ^ Хайленд, Арканзас; Стро, Стивен; Джонс, Ти Джей; Гатли, Ян (1992). «Звездообразование в Магеллановых Облаках. IV — Протозвезды в районе 30 Дораду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 257 (3): 391. Бибкод : 1992MNRAS.257..391H . дои : 10.1093/mnras/257.3.391 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Грюндл, Роберт А.; Чу, Ю-Хуа (2009). «Молодые звездные объекты высокой и средней массы в Большом Магеллановом Облаке». Приложение к астрофизическому журналу . 184 (1): 172. arXiv : 0908.0347 . Бибкод : 2009ApJS..184..172G . дои : 10.1088/0067-0049/184/1/172 . S2CID 18913261 .
- ^ Перейти обратно: а б Банерджи, С.; Крупа, П.; О, С. (февраль 2012 г.). «Беглые массивные звезды с R136: VFTS 682, скорее всего, является «медленным бегством» ». Астрофизический журнал . 746 (1): 15. arXiv : 1111.0291 . Бибкод : 2012ApJ...746...15B . дои : 10.1088/0004-637X/746/1/15 . S2CID 117959362 .
- ^ Юсоф, Н.; Хирши, Р.; Мейне, Г.; Кроутер, Пенсильвания; Экстром, С.; и др. (август 2013 г.). «Эволюция и судьба очень массивных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1114. arXiv : 1305.2099 . Бибкод : 2013MNRAS.433.1114Y . дои : 10.1093/mnras/stt794 . S2CID 26170005 .
- ^ Кёлер, К.; Лангер, Н.; Де Котер, А.; Де Минк, SE ; Кроутер, Пенсильвания; и др. (январь 2015 г.). «Эволюция вращающихся очень массивных звезд состава БМО». Астрономия и астрофизика . 573 : А71. arXiv : 1501.03794 . Бибкод : 2015A&A...573A..71K . дои : 10.1051/0004-6361/201424356 . S2CID 28962151 .
