Мельник 34
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 5 час 38 м 44.26 с [ 1 ] |
| Склонение | −69° 06′ 05.88″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 13.09 [ 1 ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Звезда Вольфа – Райе |
| Спектральный тип | ВН5ч + ВН5ч [ 2 ] |
| B-V Индекс цвета | +0.25 [ 1 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 287 ± 5 [ 2 ] км/с |
| Расстояние | 163 000 лий (49,970 [ 3 ] ПК ) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | -7.42 [ 2 ] |
| Орбита [ 2 ] | |
| Период (П) | 154,55 ± 0,05 д. |
| Эксцентриситет (е) | 0.68 ± 0.02 |
| Наклон (я) | ~50° |
| Периастровая эпоха (Т) | 57 671,2 ± 0,9 динаров иорданских |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 20.9 ± 3.8 ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 130 ± 7 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 141 ± 6 км/с |
| Подробности | |
| А | |
| Масса | 148 [ 4 ] M ☉ |
| Радиус | 19.3 ± 2.8 [ 2 ] R ☉ |
| Яркость | 2,042,000 [ 4 ] L ☉ |
| Температура | 53,000 ± 1,200 [ 2 ] К |
| Возраст | 0.5 ± 0.3 [ 2 ] Мир |
| Б | |
| Масса | 135 [ 4 ] M ☉ |
| Радиус | 18.2 ± 2.7 [ 2 ] R ☉ |
| Яркость | 1,585,000 [ 4 ] L ☉ |
| Температура | 53,000 ± 1,200 [ 2 ] К |
| Возраст | 0.6 ± 0.3 [ 2 ] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Мельник 34 (сокращенно Mk34), также называемая BAT99-116 , — двойная звезда Вольфа-Райе вблизи R136 в комплексе 30 Дорадус (также известном как туманность Тарантул ) в Большом Магеллановом Облаке . Оба компонента входят в число самых массивных и самых ярких известных звезд, а сама система является самой массивной из известных двойных систем.
Двоичный
[ редактировать ]
Мельник 34 — двойная звезда с орбитальным периодом 155 дней. Он демонстрирует высокую рентгеновскую светимость, характерную для двойных систем со сталкивающимися ветрами , а также периодические изменения светимости, спектрального поглощения и рентгеновской яркости. [ 6 ]
Орбита была рассчитана на основе спектроскопических наблюдений с помощью Очень Большого Телескопа . Два компонента имеют идентичные спектральные классы WN5h, и спектральные линии каждого из них меняются каждые 155 дней, что указывает на прогнозируемые орбитальные движения со скоростями 130 км/с и 141 км/с соответственно. Сходные орбитальные скорости показывают, что эти два компонента имеют одинаковые массы; вторичная часть имеет массу 92% первичной, при условии наклона около 50 ° . Наклон в 50° лучше всего соответствует орбитальным свойствам двух звезд их наблюдаемым свойствам. обозначена А, вторичная — В. Орбита умеренно эксцентричная, с расстоянием между периастрами около 0,9 а.е. Первичная звезда [ 2 ]
Физические характеристики
[ редактировать ]
Два компонента Mk34 имеют идентичные спектральные классы WN5h, имея спектры с выраженными эмиссионными линиями высокоионизированного гелия, азота и углерода. Суффикс h указывает на то, что в спектре также присутствуют линии водорода, которые обычно не наблюдаются в спектрах Вольфа-Райе. Сила эмиссионных линий гелия в спектре показывает, что внешние слои звезды состоят на 35% из гелия. [ 2 ]
Спектральный класс WN5 указывает на чрезвычайно высокую температуру фотосферы . Моделирование профилей нескольких спектральных линий дает эффективную температуру 53 000 К для каждой звезды. Первичная звезда имеет болометрическую светимость около 2 000 000 L ☉ и радиус около 19 R ☉ , а вторичная имеет светимость около 1 600 000 L ☉ и радиус около 18 R ☉ . [ 2 ] [ 4 ]
Массы двух компонентов, определенные по их спектрам, составляют около 148 M ☉ и 135 M ☉ соответственно. [ 4 ] Массы, определяемые по орбитам звезд, сильно зависят от наклона орбиты, который малоизвестен. Наилучшее совпадение с наблюдаемыми массами обнаруживается для орбит с наклонением около 50° . [ 2 ]
Спектры линий излучения двух звезд в системе Mk34 вызваны сильной потерей массы, которая создает плотный звездный ветер . Обе звезды имеют звездный ветер со скоростью около 2500 км/с, из-за которого каждая звезда теряет больше массы Солнца каждые 10 000 лет , что в миллиард раз сильнее, чем солнечный ветер. [ 2 ]
Эволюция
[ редактировать ]Хотя звезды Вольфа-Райе обычно представляют собой старые звезды, потерявшие внешние слои водорода, некоторые из них представляют собой очень молодые массивные звезды, которые все еще содержат водород. Обе звезды в системе Mk34 очень молоды, и продукты синтеза гелия, углерода и азота в их спектрах образуются в результате сильной конвекции, возникающей в массивных звездах главной последовательности , и в результате вращательного смешивания. Звезды вращаются со скоростью около 240 км/с и 250 км/с соответственно. [ 2 ]
Моделирование эволюции звезд дает возраст около 500 000 лет , с нынешними массами около 139 M ☉ и 127 M ☉ соответственно и начальными массами 144 M ☉ и 131 M ☉ соответственно. Они аналогичны массам, полученным из наблюдений. Ожидается, что звезды будут иметь время горения водорода около 2,2 млн лет, и не ожидается, что они будут испытывать значительный массообмен во время своей эволюции. Обе звезды должны достичь коллапса ядра с массами, слишком высокими для образования нормальной сверхновой . Вместо этого они, вероятно, произведут слабую сверхновую с последующим коллапсом в черную дыру или непосредственно коллапсируют в черную дыру без видимого взрыва. [ 2 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д Доран, Э.И.; Кроутер, Пенсильвания; де Котер, А.; Эванс, CJ; МакЭвой, К.; Уолборн, Северная Каролина; Бастиан, Н.; Бестенленер, Дж. М.; Графенер, Г.; Кузнец, А.; Колер, К.; Апеллянт по кукурузе, Дж.; Нахарро, Ф.; Пульс, Дж.; Сана, Х.; Шнайдер, ФРН; Тейлор, штат Вашингтон; ван Лун, Дж. Т.; Винк, Дж. С. (2013). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES - XI. Перепись горячих светящихся звезд и их отзывы в 30 Дораду». Астрономия и астрофизика 558 : 134. arXiv : 1308.3412 . Бибкод : 2013A&A...558A.134D . дои : 10.1051/0004-6361/201321824 . S2CID 118510909 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д Тегерани, Кэти А.; Кроутер, Пол А.; Бестенленер, Иоахим М.; Литтлфэр, Стюарт П.; Поллок, AM Т.; Паркер, Ричард Дж.; Шнурр, Оливье (2019). «Взвешивание Мельника 34: самая массивная известная двойная система» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 484 (2): 2692–2710. arXiv : 1901.04769 . Бибкод : 2019MNRAS.484.2692T . дои : 10.1093/mnras/stz147 .
- ^ Петржинский, Г; Д. Грачик; В. Гирен; И.Б. Томпсон; Б. Пилецкий; А. Удальский; И. Сошинский; и др. (7 марта 2013 г.). «Затменно-двойное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа . 495 (7439): 76–79. arXiv : 1303.2063 . Бибкод : 2013Natur.495...76P . дои : 10.1038/nature11878 . ПМИД 23467166 . S2CID 4417699 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж Шенар, Т.; Сабловский, ДП; Хайнич, Р.; Тодт, Х.; Моффат, AFJ; Оскинова, Л.М.; Рамачандран, В.; Сана, Х.; Сандер, AAC; Шнурр, О.; Сент-Луис, Северная Каролина; Ванбеверен, Д.; Гетберг, Ю.; Хаманн, В.-Р. (2019). «Двойные системы Вольфа-Райе азотистой последовательности в Большом Магеллановом Облаке» . Астрономия и астрофизика . 627 : А151. дои : 10.1051/0004-6361/201935684 .
- ^ Брейзахер, Дж.; Аззопарди, М.; Тестор, Г. (1999). «Четвертый каталог звезд Вольфа-Райе I населения в Большом Магеллановом Облаке» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 137 (1): 117–145. Бибкод : 1999A&AS..137..117B . дои : 10.1051/aas:1999240 .
- ^ Поллок, AM Т; Кроутер, Пенсильвания; Тегерани, К; Броос, Патрик С; Таунсли, Лейза К. (2017). «155-дневный рентгеновский цикл очень массивной звезды Вольфа-Райе Мельник 34 в Большом Магеллановом Облаке» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (3): 3228–3236. arXiv : 1803.00822 . Бибкод : 2018MNRAS.474.3228P . дои : 10.1093/mnras/stx2879 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Кроутер, Пол А.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Бострем, Калифорния; Маис Апелланис, Дж.; Шнайдер, ФРН; Уолборн, Северная Каролина; Ангус, ЧР; Бротт, И.; Бонанос, А.; Де Котер, А.; Де Минк, SE; Эванс, CJ; Грефенер, Г.; Эрреро, А.; Ховарт, ID; Лангер, Н.; Леннон, диджей; Пульс, Дж.; Сана, Х.; Винк, Дж.С. (2016). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббла / STIS. I. Спектроскопическая перепись в дальнем ультрафиолете и происхождение He II λ1640 в молодых звездных скоплениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (1): 624–659. arXiv : 1603.04994 . Бибкод : 2016MNRAS.458..624C . дои : 10.1093/mnras/stw273 .
- Хайнич, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лирманн, А.; Грефенер, Г.; Фоэллми, К.; Шнурр, О.; Хаманн, В.-Р. (2014). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : А27. arXiv : 1401.5474 . Бибкод : 2014A&A...565A..27H . дои : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID 55123954 .
- Гро, Дж. Х.; Мейне, Г.; Георгий, К.; Экстрем, С. (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]