BI 253 - BI 253

BI 253
BI 253 Tarantula.jpg
SZ část Mlhovina Tarantule, s BI 253 směrem vpravo nahoře
Kredit: Archiv Hubble Legacy
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíDelfíni
Správný vzestup05h 37m 34.461s[1]
Deklinace−69° 01′ 10.20″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)13.76[2]
Vlastnosti
Evoluční fázeHlavní sekvence[3]
Spektrální typO2V-III (n) ((f*))[3]
U-B barevný index−1.02[4]
B-V barevný index−0.13[4]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: 2.3[1] mas /rok
Prosinec: 3.1[1] mas /rok
Vzdálenost164,000 ly
(50,000[5] ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−5.7[3]
Detaily
Hmotnost84[3] M☉
Poloměr10.7[2] R☉
Zářivost912,000[3] L☉
Povrchová gravitace (logG)4.20[2] cgs
Teplota50,100[3] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)200[3] km / s
Jiná označení
BI 253, VFTS  72, 2MAS J05373446-6901102, IRSF J05373446-6901102
Odkazy na databáze
SIMBADdata

BI 253 je Hvězda O2V v Velký Magellanovo mračno a je primárním standardem typu O2. Je to jeden z nejžhavějších hlavní sekvence známé hvězdy a jedna z nejhmotnější a nejsvětlejší známé hvězdy.

Objev

Mlhovina Tarantule s BI 253 směrem vpravo nahoře
(TRAPPIST /E. Jehin /ESO )

BI 253 byl poprvé katalogizován v roce 1975 jako 253. z 272 pravděpodobných hvězd O a raných B v USA Velký Magellanovo mračno.[4] V roce 1995 byl spektrální typ analyzován jako O3 V, nejstarší typ definovaný v té době.[6]

Když byla v roce 2002 upřesněna klasifikace nejstarších hvězd typu O, zcela chyběl neutrál hélium nebo dvojnásobně ionizovaný dusík linky ve spektru vedly k umístění BI 253 do nové třídy O2 V. Bylo mu dáno ((f*)) kvalifikátor kvůli velmi slabým emisním linkám helia a dusíku.[7] Nejnovější publikovaná data poskytují spektrální typ O2V-III (n) ((f*)), i když není jasné, zda je to způsobeno vyšším spektrem kvality nebo skutečnou změnou spektra.[3][8]

BI 253 byl navržen jako a uprchlá hvězda kvůli své relativně izolované poloze mimo hlavní hvězdotvorné oblasti 30 Doradus. Nevykazuje však zvlášť vysokou prostorovou rychlost ani žádné jiné ukazatele, jako je ráz luku.[9][10] Astrometrická data naznačují, že se pohybuje minimálně 600 km / s vzhledem k Velkému Magellanovu mračnu, ale vzhledem k jeho extrémní vzdálenosti mohou i velmi přesná měření správných pohybů naznačovat mnohem jinou rychlost.[Citace je zapotřebí ]

Vlastnosti

BI 253 je jednou z nejžhavějších, nejhmotnějších a nejžhavějších známých hvězd hlavní posloupnosti.[11] Teplota se pohybuje kolem 50 000 K, svítivost přes 750 000L☉a hmotnost přes 80M☉, i když je to méně než 11R☉. Rychlost otáčení nejméně 200 km / s je vysoká, ale to je běžné u nejmladších a nejžhavějších hvězd, ať už kvůli roztočení během hvězdné formace nebo sloučení blízké binární soustavy.

Vývoj

BI 253 ve svém jádru stále spaluje vodík, ale vykazuje obohacení dusíkem a héliem na povrchu v důsledku silného rotačního a konvekčního míchání a kvůli jeho silnému hvězdný vítr. Je to velmi blízké očekávání ZAMS pozice pro 85M☉ hvězda. Očekává se, že hvězdy hmotnější než BI 253 by vykazovaly a obří nebo superobr třída svítivosti i na hlavní sekvenci.[11]

Reference

  1. ^ A b C d Zacharias, N .; Urban, S.E .; Zacharias, M. I .; Wycoff, G. L .; Hall, D. M .; Germain, M. E.; Holdenried, E. R .; Winter, L. (2003). „Online katalog dat VizieR: The Second US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2)“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 1289. Bibcode:2003yCat.1289 .... 0Z.
  2. ^ A b C Rivero González, J. G .; Puls, J .; Najarro, F .; Brott, I. (2012). „Spektroskopie dusíkové linie O-hvězd. II. Množství povrchového dusíku pro O-hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 537: A79. arXiv:1110.5148. Bibcode:2012A & A ... 537A..79R. doi:10.1051/0004-6361/201117790. S2CID  119110554.
  3. ^ A b C d E F G h Bestenlehner, J. M .; Gräfener, G .; Vink, J. S .; Najarro, F .; De Koter, A .; Sana, H .; Evans, C. J .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Langer, N .; Schneider, F. R. N .; Simón-Díaz, S .; Taylor, W. D .; Walborn, N. R. (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XVII. Fyzikální a větrné vlastnosti hmotných hvězd v horní části hlavní sekvence“. Astronomie a astrofyzika. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A & A ... 570A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201423643. S2CID  118606369.
  4. ^ A b C Brunet, J. P .; Imbert, M .; Martin, N .; Mianes, P .; Prévot, L .; Rebeirot, E .; Rousseau, J. (1975). „Studie hvězdného obsahu LMC. I. Katalog 272 nových hvězd O-B2“. Astronomie a astrofyzika. 21: 109. Bibcode:1975A & AS ... 21..109B.
  5. ^ Evans, C. J .; Taylor, W. D .; Hénault-Brunet, V .; Sana, H .; De Koter, A .; Simón-Díaz, S .; Carraro, G .; Bagnoli, T .; Bastian, N .; Bestenlehner, J. M .; Bonanos, A. Z .; Bressert, E .; Brott, I .; Campbell, M. A .; Cantiello, M .; Clark, J. S .; Costa, E .; Crowther, P. A .; De Mink, S.E.; Doran, E .; Dufton, P.L .; Dunstall, P. R .; Friedrich, K .; Garcia, M .; Gieles, M .; Gräfener, G .; Herrero, A .; Howarth, I.D .; Izzard, R. G .; et al. (2011). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. I. Úvod a pozorovací přehled“. Astronomie a astrofyzika. 530: A108. arXiv:1103.5386. Bibcode:2011A & A ... 530A.108E. doi:10.1051/0004-6361/201116782. S2CID  54501763.
  6. ^ Massey, Philip; Lang, Cornelia C .; Degioia-Eastwood, Kathleen; Garmany, Catharine D. (1995). „Masivní hvězdy v poli a asociace magellanových mraků: horní hmotnostní limit, počáteční hmotnostní funkce a kritický test hvězdné evoluční teorie hlavní posloupnosti“. Astrofyzikální deník. 438: 188. Bibcode:1995ApJ ... 438..188M. doi:10.1086/175064.
  7. ^ Walborn, Nolan R .; Howarth, Ian D .; Lennon, Daniel J .; Massey, Philip; Oey, M. S .; Moffat, Anthony F. J .; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I .; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm. (2002). „Nový systém spektrální klasifikace pro nejčasnější hvězdy O: definice typu O2“ (PDF). Astronomický deník. 123 (5): 2754. Bibcode:2002AJ .... 123,2754W. doi:10.1086/339831.
  8. ^ Walborn, N. R .; Sana, H .; Simón-Díaz, S .; Maíz Apellániz, J .; Taylor, W. D .; Evans, C. J .; Markova, N .; Lennon, D. J .; De Koter, A. (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XIV. Hvězdný obsah typu O 30 Doradus“. Astronomie a astrofyzika. 564: A40. arXiv:1402.6969. Bibcode:2014A & A ... 564A..40W. doi:10.1051/0004-6361/201323082. S2CID  119302111.
  9. ^ Gvaramadze, V. V .; Kroupa, P .; Pflamm-Altenburg, J. (2010). "Masivní uprchlé hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu". Astronomie a astrofyzika. 519: A33. arXiv:1006.0225. Bibcode:2010A & A ... 519A..33G. doi:10.1051/0004-6361/201014871. S2CID  118579026.
  10. ^ Evans, C. J .; Walborn, N. R .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Massa, D .; Taylor, W. D .; Howarth, I.D .; Sana, H .; Lennon, D. J .; Van Loon, J. Th. (2010). „Massive Runaway Star from 30 Doradus“. The Astrophysical Journal Letters. 715 (2): L74. arXiv:1004.5402. Bibcode:2010ApJ ... 715L..74E. doi:10.1088 / 2041-8205 / 715/2 / L74. S2CID  118498849.
  11. ^ A b Doran, Emile I .; Crowther, Paul A. (2011). „Studie VLT / UVES spektroskopie hvězd O2 v LMC“. Société Royale des Sciences de Liège. 80: 129. Bibcode:2011BSRSL..80..129D.