HD 37974 - HD 37974

HD 37974
Ilustrace disku R 66 a R 126. Png
Koncept umělce hvězd, slunce a planet, které nebyly nakresleny v měřítku
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíDelfíni
Správný vzestup05h 36m 25.843s[1]
Deklinace–69° 22′ 55.90″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)10.95[2]
Vlastnosti
Spektrální typB0.5Ia+[3]
U-B barevný index−0.88[2]
B-V barevný index+0.15[2]
Variabilní typLBV ?[4][5]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)258[6] km / s
Správný pohyb (μ) RA: -1.8[1] mas /rok
Prosinec: -15.1[1] mas /rok
Paralaxa (π)0.22 ± 0.42[7] mas
Absolutní velikost  (M.PROTI)−8.4[4]
Detaily[3]
Hmotnost70 M☉
Zářivost1,400,000 L☉
Teplota22,500 K.
Jiná označení
RMC 126, R 126, HD  37964, GSC 09167-00518, AL 361, GV 408, MSX LMC 890, CPD -69°420, MWC  123, LHA 120-S 127, LI-LMC 1413, LMC V3566[5]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HD 37974 (nebo R 126) a proměnná Být] hyperobr v Velký Magellanovo mračno. Je obklopen neočekávaným prachovým diskem.

Vlastnosti

R126, formálně RMC (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud) 126, je hmotná světelná hvězda s několika neobvyklými vlastnostmi. Vykazuje fenomén B [e] kde zakázáno emisní potrubí se objeví ve spektru kvůli rozšířenému okolní materiál. Jeho spektrum také ukazuje normální (povolené) emisní čáry vytvořené v hustším materiálu blíže ke hvězdě, což naznačuje sílu hvězdný vítr.[8] Spektra zahrnují křemičitan a polycyklický aromatický uhlovodík (PAH) funkce, které naznačují zaprášený disk.[3]

Samotná hvězda je horký superobr, o kterém se myslí, že je sedmdesátkrát hmotnější než slunce a více než milionkrát zářivější. Vyvinula se pryč od hlavní sekvence (být hvězdou třídy O, když byla v MS[Citace je zapotřebí ]) a je tak zářivý a velký, že ztrácí materiál svým hvězdným větrem více než miliardkrát rychlejší než slunce. Za přibližně 25 000 let by ztratil více materiálu, než obsahuje slunce.[9]

Očekává se, že se z něj vyvine Vlčí Rayetova hvězda za několik stovek tisíc let.[Citace je zapotřebí ]

Zaprášený disk

Prachový mrak kolem R126 je překvapivý, protože tak hmotné hvězdy byly považovány za nehostinné pro tvorbu planet kvůli silným hvězdným větrům, které znesnadňovaly kondenzaci prachových částic. Blízký hyperobr HD 268835 vykazuje podobné vlastnosti a je také pravděpodobné, že má zaprášený disk, takže R126 není jedinečný.[3]

Disk se rozkládá směrem ven na 60krát větší oběžnou dráhu Pluta kolem slunce a pravděpodobně obsahuje tolik materiálu jako celá Kuiperův pás. Není jasné, zda takový disk představuje první nebo poslední fázi procesu formování planety.[10]

Variabilita

Jas R126 se mění nepředvídatelným způsobem o přibližně 0,6 magnitudy v časových řadách desítek až stovek dnů. Rychlejší variace jsou charakteristické pro α Cygni proměnné, nepravidelné pulzující supergianty. Pomalejší variace jsou doprovázeny změnami barvy hvězdy, která je červenější, když je vizuálně jasnější, typické pro S Doradus fáze světelné modré proměnné.[4]

Reference

  1. ^ A b C d Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862.
  2. ^ A b C Ducati, J. R. (2002). „Online katalog dat VizieR: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
  3. ^ A b C d Kastner, J. H .; Buchanan, C. L .; Sargent, B .; Forrest, W. J. (2006). „SpitzerSpectroscopy of Dusty Disks around B e] Hypergiants in the Large Magellanic Cloud“. Astrofyzikální deník. 638 (1): L29 – L32. Bibcode:2006ApJ ... 638L..29K. doi:10.1086/500804.
  4. ^ A b C Van Genderen, A. M .; Sterken, C. (2002). „Světelné variace hmotných hvězd (proměnné alfa Cyg). XVIII. B [e] supergianty S 18 v SMC a R 66 = HDE 268835 a R 126 = HD 37974 v LMC“. Astronomie a astrofyzika. 386 (3): 926. Bibcode:2002A & A ... 386..926V. doi:10.1051/0004-6361:20020360.
  5. ^ A b Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  6. ^ Feast, M. W .; Thackeray, A. D .; Wesselink, A. J. (1960). „Nejjasnější hvězdy v Magellanova mračnech“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093 / mnras / 121.4.337.
  7. ^ Gaia Collaboration (2016). „Online katalog dat VizieR: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)“. Online katalog VizieR: I / 337. Původně publikováno v: Astron. Astrophys. 1337. Bibcode:2016yCat.1337 ... 0G.
  8. ^ Levato, H .; Miroshnichenko, A. S .; Saffe, C. (2014). „Nové objekty s fenoménem B [e] ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 568: A28. Bibcode:2014A & A ... 568A..28L. doi:10.1051/0004-6361/201423846.
  9. ^ Zsargó, J .; Hillier, D. J .; Georgiev, L. N. (2008). „Axi-symetrické modely B [e] supergiantů. I. Závislost efektivní teploty a úbytku hmotnosti na ionizační struktuře vodíku a hélia“. Astronomie a astrofyzika. 478 (2): 543. arXiv:0712.0870. Bibcode:2008A & A ... 478..543Z. doi:10.1051/0004-6361:20078293. S2CID  55234776.
  10. ^ Spitzer NASA odhaluje náznaky mega solárních systémů, Nasa.gov, zpřístupněno 11. února 2006