HD 269810 - HD 269810
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Delfíni |
Správný vzestup | 05h 35m 13.9s |
Deklinace | −67° 33′ 27.5″ |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 12.22[1] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | O2III (f*)[2] |
B-V barevný index | −0.14[1] |
Variabilní typ | Žádný |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | 303[3] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: 0.9[4] mas /rok Prosinec: -0.9[4] mas /rok |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −6.6[2] |
Detaily | |
Hmotnost | 130[2] M☉ |
Poloměr | 18[5] R☉ |
Zářivost | 2,2 milionu[2] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 4.0[2] cgs |
Teplota | 52,500[2] K. |
Kovovost | ≤0.1[2] On / H |
Otáčení | 173[6] |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
HD 269810 je modrý obr hvězda v Velký Magellanovo mračno. Je to jeden z nejhmotnější a nejsvětlejší známé hvězdy a jedna z mála hvězd s spektrální typ O2.
název
Název hvězdy, HD 269810, pochází z Katalog Henryho Drapera. Sériové číslo 269810 naznačuje, že bylo zveřejněno v rozšíření katalogu a je formálně označováno jako HDE 269810.
Detaily
HD 269810 je klasifikován jako O2III (f*) hvězda s teplotou 52 500K. (52 200 ° C; 94 000 ° F). Třída svítivosti III znamená, že se hvězda ve srovnání s hvězdou poněkud vyvinula a rozšířila hlavní posloupnost nulového věku. Kód spektrální zvláštnosti (f*) označuje silné NIII emisní linky, ještě silnější NNIV emise a slabý HeNII emise. Poloměr hvězdy je 18R☉, ale díky své vysoké povrchové teplotě je dva milionykrát jasnější než Slunce. Vysoká teplota generuje rychle hvězdný vítr 3 750 km / s (2 330 mi / s),[7] každoročně vylučuje více než miliontinu hmotnosti slunce.[2] V roce 1995 byla HD 269810 odhadována na 190násobek hmotnosti Slunce[8] a byla považována za nejtěžší známou hvězdu, ale hmotnost je nyní kolem 130M☉.[2]
Vývoj
Hvězdy tak masivní jako HD 269810 s metalicita typické pro Velký Magellanovo mračno si udrží téměř homogenní chemickou strukturu díky silné konvekci a rotačnímu míchání. To produkuje silné zvýšení povrchové hojnosti helia a dusíku i během spalování vodíku v jádře. Míra jejich rotace se také významně sníží v důsledku úbytku hmoty a inflace obálky, takže záblesky gama záření jsou nepravděpodobné, když tento typ hvězdy dosáhne zhroucení jádra. Očekává se, že se z nich vyvine přímo Vlk – Rayetovy hvězdy, procházející fázemi WN, WC a WO před výbuchem jako a typ Ic supernova a zanechal za sebou Černá díra. Celková životnost by byla asi 2 miliony let, což by po většinu času ukazovalo spektrum typu O před kratším obdobím se spektrem WR.[9][10]
Reference
- ^ A b Zacharias, N .; Finch, C. T .; Girard, T. M .; Henden, A .; Bartlett, J. L .; et al. (Únor 2013). „Čtvrtý katalog USC Naval Observatory CCD Astrograph (UCAC4)“. Astronomický deník. 145 (2): 44. arXiv:1212.6182. Bibcode:2013AJ .... 145 ... 44Z. doi:10.1088/0004-6256/145/2/44. S2CID 119299381.
Zacharias, N .; Finch, C. T .; Girard, T. M .; Henden, A .; Bartlett, J. L .; et al. (Červenec 2012). "Online katalog VizieR: katalog UCAC4". Online katalog VizieR: I / 322A. 1322. Bibcode:2012yCat.1322 .... 0Z. - ^ A b C d E F G h i Evans, C. J .; Walborn, N. R .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Massa, D .; et al. (Červen 2010). „Massive Runaway Star from 30 Doradus“. The Astrophysical Journal Letters. 715 (2): L74 – L79. arXiv:1004.5402. Bibcode:2010ApJ ... 715L..74E. doi:10.1088 / 2041-8205 / 715/2 / L74. S2CID 118498849.
- ^ Ardeberg, A .; Brunet, J. P .; Maurice, E .; Prevot, L. (červenec 1972). "Spektrografická a fotometrická pozorování supergiantů a hvězd v popředí ve směru Velkého Magellanova mračna". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 6: 249. Bibcode:1972A & AS .... 6..249A.
- ^ A b Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; et al. (Březen 2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27 – L30. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862.
- ^ Walborn, N. R .; Morrell, N. I .; Howarth, I.D .; Crowther, P. A .; Lennon, D. J .; et al. (Červen 2004). „Dichotomie CNO mezi O2 Giant Spectra v Magellanova mračnech“. Astrofyzikální deník. 608 (2): 1028–1038. arXiv:astro-ph / 0403557. Bibcode:2004ApJ ... 608.1028W. doi:10.1086/420761. S2CID 16656083.
- ^ Penny, L. R .; Sprague, A. J .; Seago, G .; Gies, D. R. (prosinec 2004). "Účinky metalicity na rotační rychlosti hmotných hvězd". Astrofyzikální deník. 617 (2): 1316–1322. arXiv:astro-ph / 0409757. Bibcode:2004ApJ ... 617.1316P. doi:10.1086/425573. S2CID 14026671.
- ^ Howk, J. C .; Sembach, K. R .; Savage, B. D .; Massa, D .; Friedman, S. D .; et al. (Duben 2002). „Globální obsah, distribuce a kinematika mezihvězdného Oviinu ve Velkém Magellanově mračnu“. Astrofyzikální deník. 569 (1): 214–232. arXiv:astro-ph / 0111566. Bibcode:2002ApJ ... 569..214H. doi:10.1086/339322. S2CID 9421429.
- ^ Walborn, N. R .; Long, K. S .; Lennon, D. J .; Kudritzki, R. P. (listopad 1995). „Průzkum 900–1200 Å spektra raných O hvězd v Magellanova mračnech“. The Astrophysical Journal Letters. 454: L27. Bibcode:1995ApJ ... 454L..27W. doi:10.1086/309768.
- ^ Yusof, N .; Hirschi, R .; Meynet, G .; Crowther, P. A .; Ekstrom, S .; et al. (Srpen 2013). „Evoluce a osud velmi hmotných hvězd“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 433 (2): 1114–1132. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. doi:10.1093 / mnras / stt794. S2CID 26170005.
- ^ Köhler, K .; Langer, N .; De Koter, A .; De Mink, S.E.; Crowther, P. A .; et al. (Leden 2015). "Vývoj rotujících velmi hmotných hvězd se složením LMC". Astronomie a astrofyzika. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A & A ... 573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356. S2CID 28962151.