LBV 1806-20 - LBV 1806-20

LBV 1806-20
1806-20 cluster.jpg
Infračervený snímek Klastr 1806-20. LBV 1806-20 je nejjasnější hvězda vlevo.
Kredit: Hubbleův vesmírný dalekohled
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíStřelec
Správný vzestup18h 08m 40.31s[1]
Deklinace−20° 24′ 41.1″[1]
Vlastnosti
Evoluční fázekandidát LBV[2]
Spektrální typO9 - B2[2]
Zdánlivá velikost  (PROTI)~35[3]
Zdánlivá velikost  (J)13.93[3]
Zdánlivá velikost  (H)10.75[3]
Zdánlivá velikost  (K)8.89[3]
Astrometrie
Vzdálenost8,7 tis[4] ks
Detaily
Hmotnost36[4] M☉
Poloměr46-145[A] R☉
Zářivost~2,000,000[2][5][6] L☉
Teplota18,000–32,000[3] K.
Stáří3.0 – 4.5[1] Myr
Jiná označení
2MAS J18084031-2024411
Odkazy na databáze
SIMBADdata

LBV 1806-20 je kandidát světelná modrá proměnná (LBV) a pravděpodobně binární hvězda nachází se kolem 28 000 světelné roky (8,700 ks ) z slunce, směrem ke středu mléčná dráha. Má odhadovanou hmotnost kolem 36 sluneční hmoty a odhadovaná proměnná svítivost asi dva milionykrát vyšší než u Slunce. Je vysoce světelný, ale je neviditelný z Sluneční Soustava na vizuální vlnové délce, protože k nám dosáhne méně než jedna miliardtina jeho viditelného světla.

Když byl poprvé objeven, LBV 1806-20 byl považován za obojí nejzářivější a nejhmotnější známá hvězda, což zpochybňuje naše chápání vzniku hmotných hvězd. Nedávné odhady ji umisťují o něco blíže Zemi, což v kombinaci s její binární podstatou znamená, že je nyní v očekávaném rozsahu parametrů pro extrémně zářící hvězdy v galaxii. Odhaduje se, že je 2 milionkrát zářivější než slunce, což z něj činí jednu z nejžhavějších hvězd v galaxii.

Umístění

LBV 1806-20 leží v jádru rádia mlhovina G10.0–0.3, o kterém se předpokládá, že je primárně poháněn jeho hvězdný vítr.[7] Je členem 1806-20 otevřený klastr, sama o sobě součást W31, jeden z největších H II regiony v Mléčné dráze. Cluster 1806-20 se skládá z několika velmi neobvyklých hvězd, včetně čtyř Vlk – Rayetovy hvězdy, několik OB hvězdy a magnetar (SGR 1806-20 ).[4]

Spektrum

Spektrální typ LBV 1806-20 je nejistý a možná proměnlivý. Bylo omezeno mezi O9 a B2 na základě infračerveného HeJá čára ekvivalentní šířka. Spektrum vykazuje silné emise v Paschenově a Brackettově sérii vodík, ale také emisní linie z hélium, FeII, MgIIa NaJá. Čáry jsou široké a mají nerovnoměrné profily, některé ukazující Profily se jménem P Cygni.[3] Spektra s vysokým rozlišením ukazují, že někteří HeJá absorpční linie se zdvojnásobí.[2]

Vlastnosti

I když je hvězda na 8. místě velikost na blízké infračervené vlnové délce 2 mikrometry, počítá se asi na 35. místo velikost při viditelných vlnových délkách, což je při současném vybavení nedetekovatelné. Zasahující prach ve směru k galaktický střed absorbovat odhadovaných 29 velikostí při vizuálních vlnových délkách,[2] a tak se většina pozorování provádí pomocí infračervený dalekohledy.[4][1] Na základě své světelnosti a spektrálního typu se předpokládá, že jde o LBV, ale navzdory jménu dosud nebyly pozorovány charakteristické fotometrické a spektroskopické variace, takže zůstává pouze kandidátem.[2][5]

Binární

Na účet zdvojnásobeného HeJá čáry ve svém spektru a nekonzistentní odhady hmotnosti, svítivosti a věku bylo LBV 1806-20 navrženo jako binární. Emisní čáry jsou jednoduché, takže se zdá, že pouze jedna hvězda má hustý hvězdný vítr, jak by se dalo očekávat od LBV.[2]

Poznámky

  1. ^ Uplatnění Stefan-Boltzmann Law s nominálním sluneční efektivní teplota 5 772K.: a

Reference

  1. ^ A b C d Figer, Donald F .; Najarro, Francisco; Geballe, T. R .; Blum, R. D .; Kudritzki, Rolf P. (2005). "Massive Stars in the SGR 1806-20 Cluster". Astrofyzikální deník. 622 (1): L49. arXiv:astro-ph / 0501560. Bibcode:2005ApJ ... 622L..49F. doi:10.1086/429159. S2CID  14696048.
  2. ^ A b C d E F G Figer, D. F .; Najarro, F .; Kudritzki, R. P. (2004). „Dvojitě lemované spektrum LBV 1806-20“. Astrofyzikální deník. 610 (2): L109. arXiv:astro-ph / 0406316. Bibcode:2004ApJ ... 610L.109F. doi:10.1086/423306. S2CID  118975170.
  3. ^ A b C d E F Eikenberry, S. S .; Matthews, K .; Lavine, J. L .; Garske, M. A .; Hu, D .; Jackson, M. A .; Patel, S. G .; Barry, D. J .; Colonno, M. R.; Houck, J. R .; Wilson, J. C .; Corbel, S .; Smith, J. D. (2004). „Infračervená pozorování kandidáta LBV 1806-20 a blízkých hvězdokup“. Astrofyzikální deník. 616 (1): 506–518. arXiv:astro-ph / 0404435. Bibcode:2004ApJ ... 616..506E. doi:10.1086/422180. S2CID  18042381.
  4. ^ A b C d Bibby, J. L .; Crowther, P. A .; Furness, J. P .; Clark, J. S. (2008). „Revize směrem dolů do vzdálenosti klastru 1806-20 a souvisejícího magnetaru od Gemini Near-Infrared Spectroscopy“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti: Dopisy. 386 (1): L23. arXiv:0802.0815. Bibcode:2008MNRAS.386L..23B. doi:10.1111 / j.1745-3933.2008.00453.x. S2CID  14466990.
  5. ^ A b Nazé, Y .; Rauw, G .; Hutsemékers, D. (2012). "První rentgenový průzkum galaktických světelných modrých proměnných". Astronomie a astrofyzika. 538: A47. arXiv:1111.6375. Bibcode:2012A & A ... 538A..47N. doi:10.1051/0004-6361/201118040. S2CID  43688343.
  6. ^ Abdalla, H .; Abramowski, A .; Aharonian, F .; Ait Benkhali, F .; Akhperjanian, A. G .; Angüner, E.O .; Arrieta, M .; Aubert, P .; Backes, M .; Balzer, A .; Barnard, M .; Becherini, Y .; Becker Tjus, J .; Berge, D .; Bernhard, S .; Bernlöhr, K .; Birsin, E .; Blackwell, R .; Böttcher, M .; Boisson, C .; Bolmont, J .; Bordas, P .; Bregeon, J .; Brun, F .; Brun, P .; Bryan, M .; Bulik, T .; Capasso, M .; Carr, J .; et al. (2018). "Rozšířená emise paprsků VHE směrem k SGR1806-20, LBV 1806-20 a hvězdné hvězdokupě Cl * 1806-20". Astronomie a astrofyzika. 612: A11. arXiv:1606.05404. doi:10.1051/0004-6361/201628695. S2CID  118345803.
  7. ^ Yeung, Paul K. H .; Kong, Albert K. H .; Tam, P. H. Thomas; Lin, Lupin C. C .; Hui, C. Y .; Hu, Chin-Ping; Cheng, K. S. (2016). "Studium oblasti SGR 1806-20 / Cl * 1806-20 pomocí dalekohledu Fermi Large Area Telescope". Astrofyzikální deník. 827 (1): 41. arXiv:1606.01707. Bibcode:2016ApJ ... 827 ... 41Y. doi:10,3847 / 0004-637X / 827/1/41. S2CID  118434103.