GCIRS 16SW - GCIRS 16SW - Wikipedia

GCIRS 16SW
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíStřelec
Správný vzestup17h 45m 40.124s[1]
Deklinace−29° 00′ 29.02″[1]
Vlastnosti
Evoluční fázeVlk – Rayetova hvězda
Spektrální typOfpe / WN9[2]
Zdánlivá velikost  (J)14.75[3]
Zdánlivá velikost  (H)11.6[3]
Zdánlivá velikost  (K)9.34[4]
Obíhat[5]
HlavníStřelec A *
SpolečníkGCIRS 16SW
Doba (P)1270±309 rok
Poloviční hlavní osa (A)2.32±0.46″
Excentricita (E)0.35±0.11
Sklon (i)113.0±1.3°
Zeměpisná délka uzlu (Ω)113.2±1.4°
Periastron epocha (T)2132±29
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		28±14°
Obíhat[6]
Doba (P)19.4513±0.0011 d
Poloviční hlavní osa (A)140.6±4.7 R☉
Sklon (i)70.85±0.6°
Periastron epocha (T)2451775.102±0.032
Detaily[6]
A
Hmotnost~50 M☉
Poloměr54.5±1.8 X 58.2±1.9 X 62.7±2.1 R☉
Zářivost1,100,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)3.0 cgs
Teplota24,400 K.
B
Hmotnost~50 M☉
Poloměr54.5±1.8 X 58.2±1.9 X 62.7±2.1 R☉
Zářivost1,100,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)3.0 cgs
Teplota23,500 K.
Jiná označení
GCIRS 16SW, S97, S1-16[7]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

GCIRS 16SW, také známý jako S97, je kontakt binární hvězda umístěná v Galaktické centrum. Skládá se ze dvou žhavých hmotných hvězd stejné velikosti, které kolem sebe obíhají po dobu 19,5 dne. Hvězdy jsou tak blízko, že se jejich atmosféry překrývají, a obě hvězdy tvoří zákrytová binárka měnící se v jasu o 0,35 magnitudy při infračervený vlnové délky.[6]

Oběžné dráhy GCIRS 16SW Střelec A * na přibližně 19 000 AU, s obdobím přibližně 1270 let.[5] Při odhadované hmotnosti hvězd asi 50 sluneční hmoty Předpokládá se, že jejich životnost bude přibližně 4 miliony let, což naznačuje, že systém se vytvořil během 0,1 parsecs (0.33 ly; 21,000 AU ) Střelce A *, místo toho, aby migrovali dovnitř z větší vzdálenosti.[6]

GCIRS 16SW byl klasifikován jako kandidát světelná modrá proměnná na základě jeho spektra a fyzikálních vlastností.[8] To bylo předtím, než byla identifikována jako zákrytová binárka, ale stále se s ní zachází jako s kandidátem LBV.[9]

Každá hvězda je silně zkreslena gravitací druhé hvězdy. Polární poloměr se vypočítá na 54,5R☉, zatímco poloměr ve směru orbitálního pohybu je 58,2R☉. Poloměr podél čáry spojující dvě hvězdy je 62,7R☉, zatímco vzdálenost středů dvou hvězd je 132,8R☉. Výpočet vlastností považujících binární soubor za jedinou hvězdu dal efektivní teplota z 24,400 K..[8] Bylo zjištěno, že sekundární složka má teplotu 96% teploty primární. Tyto teploty však přinášejí více než milionkrát větší jas než slunce, nepříjemně blízko Eddingtonova svítivost pro každou hvězdu a existuje podezření, že skutečné teploty jsou o něco nižší.[6]

Reference

  1. ^ A b Miho N. Ishigaki; Nozomu Tominaga; Chiaki Kobayashi; Ken'ichi Nomoto (2014). „Slabá populace III Supernovy jako počátek nejchudších hvězd“. The Astrophysical Journal Letters. 792 (2): L32. arXiv:1404.4817. Bibcode:2014ApJ ... 792L..32I. doi:10.1088 / 2041-8205 / 792/2 / L32.
  2. ^ Paumard, T .; Genzel, R .; Martins, F .; Nayakshin, S .; Beloborodov, A.M .; Levin, Y .; Trippe, S .; Eisenhauer, F .; Ott, T .; Gillessen, S .; Abuter, R .; Cuadra, J .; Alexander, T .; Sternberg, A. (2006). „Dva mladé hvězdné disky v centrální části galaxie: Vlastnosti, dynamika a formace“. Astrofyzikální deník. 643 (2): 1011–1035. arXiv:astro-ph / 0601268. Bibcode:2006ApJ ... 643.1011P. doi:10.1086/503273.
  3. ^ A b Blum, R. D .; Ramírez, Solange V .; Sellgren, K .; Olsen, K. (2003). „Opravdu skvělé hvězdy a historie formování hvězd v galaktickém středu“. Astrofyzikální deník. 597: 323. arXiv:astro-ph / 0307291. Bibcode:2003ApJ ... 597..323B. doi:10.1086/378380.
  4. ^ Blum, R. D .; Sellgren, K .; Depoy, D. L. (1996). „JHKL Photometry and the K-Band Luminosity Function at the Galactic Center“. Astrofyzikální deník. 470: 864. arXiv:astro-ph / 9604109. Bibcode:1996ApJ ... 470..864B. doi:10.1086/177917. S2CID  2730271.
  5. ^ A b Gillessen, S .; Plewa, P. M .; Eisenhauer, F .; Sari, R .; Waisberg, I .; Habibi, M .; Pfuhl, O .; George, E .; Dexter, J. (2017). „Aktualizace monitorování hvězdných oběžných drah v galaktickém středu“. Astrofyzikální deník. 837 (1): 30. arXiv:1611.09144. Bibcode:2017ApJ ... 837 ... 30G. doi:10.3847 / 1538-4357 / aa5c41. ISSN  0004-637X. S2CID  119087402.
  6. ^ A b C d E Peeples, Molly S .; et al. (Leden 2007). „Povaha zdroje proměnného galaktického centra GCIRS 16SW Revisited: Masivní zákrytová dvojhvězda“. Astrofyzikální deník. 654 (1): L61 – L64. arXiv:astro-ph / 0610212. Bibcode:2007ApJ ... 654L..61P. doi:10.1086/510720. S2CID  14242573.
  7. ^ „GCIRS 16SW - Wolf-Rayet Star“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 30. června 2020.
  8. ^ A b Najarro, F .; Krabbe, A .; Genzel, R .; Lutz, D .; Kudritzki, R. P .; Hillier, D. J. (1997). "Kvantitativní spektroskopie HeI klastru v galaktickém středu". Astronomie a astrofyzika. 325: 700. Bibcode:1997A & A ... 325..700N.
  9. ^ Smith, Nathan; Aghakhanloo, Mojgan; Murphy, Jeremiah W .; Drout, Maria R .; Stassun, Keivan G .; Groh, Jose H. (2019). "Na vzdálenostech Gaia DR2 pro galaktické světelné modré proměnné". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 488 (2): 1760. arXiv:1805.03298. Bibcode:2019MNRAS.488.1760S. doi:10.1093 / mnras / stz1712. S2CID  119267371.