LH54-425 - LH54-425

LH54-425
Lh54.jpg
LH54-425 je jasná hvězda vlevo. NGC 1955 je shluk uprostřed, kterému dominuje superobr B0 HD 269925. Jasná hvězda vpravo je Vlk-Rayet / O-supergiant binární HD 36402.
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíDelfíni
Správný vzestup05h 26m 24.2505s[1]
Deklinace−67° 30′ 17.194″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)13.13[2]
Vlastnosti
Spektrální typO3V + O5V[3]
U-B barevný index+0.01[4]
B-V barevný index−0.31[4]
Obíhat[3]
Doba (P)2,2474 dní[5]
Poloviční hlavní osa (A)30.4 R☉
Excentricita (E)0
Sklon (i)55°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		201,6 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		359,1 km / s
Detaily[3]
O3
Hmotnost47 M☉
Poloměr11.4 R☉
Zářivost500,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.00 cgs
Teplota45,000 K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)197 km / s
O5
Hmotnost28 M☉
Poloměr8.1 R☉
Zářivost160,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.07 cgs
Teplota41,000 K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)182 km / s
Stáří2.0[6] Myr
Odkazy na databáze
SIMBADdata

LH54-425 je spektroskopická binárka hvězdný systém v LH 54 OB asociace v rámci Velký Magellanovo mračno v souhvězdí Dorado.

Objev a viditelnost

Sdružení OB LH 54 bylo katalogizováno astronomy Luckem a Hodgem v roce 1970 a bylo zařazeno 18 členských hvězd. Je spojena s NGC 1955, součást N51 HII kraj.[7] Jas a barva LH54-425 byly měřeny v roce 1974.[4] V roce 1996 M.S. Oey zjistil, že LH54-425 má zdánlivá (vizuální) velikost ze dne 13.13 a klasifikoval jej jako Třída O3 obří.[2]

Série fotometrických a spektroskopických pozorování provedených P. Ostrovem v letech 1998 až 2001 odhalila, že LH54-425 se velmi mírně měnil s pravidelným obdobím 2,2475 dne [5] kvůli zkresleným hvězdám v blízké binární soustavě složené z O3 třída obří a společník třídy přibližně O5. Hmotnost těchto dvou hvězd byla odhadnuta na 100M☉ a 50M☉. Odvození oběžné dráhy v roce 2008 pomocí přesnějších dat radiální rychlosti definovalo společníky jako hvězdy hlavní posloupnosti O3 a O5 s hmotností 47M☉ a 28M☉ resp.[3]

Systém

Binární systém má oběžnou dobu 2 dny, 5 hodin a 56 minut. Tyto dvě hvězdy jsou odděleny pouze 15násobkem šířky slunce nebo méně než dvojnásobkem jejich vlastních průměrů. Masivnější primární obíhá rychlostí 200 km / s, zatímco sekundární se pohybuje rychlostí 350 km / s a ​​systém jako celek se k nám blíží rychlostí přibližně 300 km / s.[3]

Vlastnosti

Oba členové binární soustavy LH54-425 jsou horké, hmotné a světelné hvězdy. Méně masivní sekundární má efektivní povrchovou teplotu 41 000 K a masivnější primární je 45 000 K. Hvězdy jsou 8 a 11krát větší než slunce a kombinace vysoké teploty a velké velikosti znamená, že primární hvězda je 500 000krát stejně zářivé jako slunce a sekundární 160 000krát zářivé. Vydávají a hvězdný vítr rychlostí 2800 km / s.[8]

Vývoj

Hvězdné evoluční modely se velmi shodují s vlastnostmi dvou hvězd ve věku dvou milionů let. V tomto věku mají téměř stejnou hmotnost, jako když se poprvé formovali. Porovnání modelů a pozorování naznačuje malou hmotnostní nesrovnalost, přičemž modely předpovídají vyšší hmotnosti než ty, které jsou odvozeny z oběžné dráhy. Jedná se o dlouhodobý a nevyřešený problém v modelování hmotných hvězd.[6]

Jak se dvojice vyvíjí, mohou se spojit a vytvořit jedinou hmotnou hvězdu. Jednotlivé hvězdy nebo výsledek fúze časem explodují jako a supernova s ​​kolapsem jádra.[9]

Reference

  1. ^ A b Bonanos, A. Z .; et al. (Říjen 2009). „Spitzer SAGE Infračervená fotometrie hmotných hvězd ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomický deník. 138 (4): 1003–1021. arXiv:0905.1328. Bibcode:2009AJ .... 138,1003B. doi:10.1088/0004-6256/138/4/1003. S2CID  14056495.
  2. ^ A b Oey, M. S. (1996). "UBV fotometrie sdružení OB v superbublinách Velkého Magellanova mračna". Dodatek k astrofyzikálnímu deníku. 104: 71. Bibcode:1996ApJS..104 ... 71O. doi:10.1086/192292.
  3. ^ A b C d E Williams, S. J .; Gies, D. R .; Henry, T. J .; Orosz, J. A .; McSwain, M. V .; Hillwig, T. C .; Penny, L. R .; Sonneborn, G .; Iping, R .; Van Der Hucht, K. A .; Kaper, L. (2008). „Dynamické masy pro masivní binární systém velkého Magellanova mračna [L72] LH 54-425“. Astrofyzikální deník. 682 (1): 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode:2008ApJ ... 682..492W. doi:10.1086/589687. S2CID  118867799.
  4. ^ A b C Hill, Robert J .; Madore, Barry F .; Freedman, Wendy L. (1994). „Počáteční hmotnostní funkce pro hmotné hvězdy v Magellanova mračnech. 1: UBV fotometrie a diagramy barevné velikosti pro 14 asociací OB“. Astrophysical Journal Supplement Series. 91: 583. Bibcode:1994ApJS ... 91..583H. doi:10.1086/191949.
  5. ^ A b Ostrov, Pablo G. (2002). „Velmi masivní spektroskopická binárka v asociaci LH 54 OB ve Velkém Magellanově mračnu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 336 (1): 309–314. arXiv:astro-ph / 0205028. Bibcode:2002MNRAS.336..309O. doi:10.1046 / j.1365-8711.2002.05754.x. S2CID  117980967.
  6. ^ A b Massey, Philip; Morrell, Nidia I .; Neugent, Kathryn F .; Penny, Laura R .; Degioia-Eastwood, Kathleen; Gies, Douglas R. (2012). „Fotometrické a spektroskopické studie masivních dvojhvězd ve velkém Magellanově mračnu. I. Úvod a oběžné dráhy pro dva oddělené systémy: důkaz hromadného rozporu?“. Astrofyzikální deník. 748 (2): 96. arXiv:1201.3280. Bibcode:2012ApJ ... 748 ... 96M. doi:10.1088 / 0004-637X / 748/2/96. S2CID  53558046.
  7. ^ Lucke, P. B .; Hodge, P. W. (1970). "Katalog hvězdných asociací ve Velkém Magellanově mračnu". Astronomický deník. 75: 171. Bibcode:1970AJ ..... 75..171L. doi:10.1086/110959.
  8. ^ Iping, R. C .; et al. (Duben 2008). Hamann, Wolf-Rainer; Feldmeier, Achim; Oskinova, Lidia M. (eds.). Daleko ultrafialová spektroskopie binárních souborů O + O v Magellanova mračnech. Shlukování v horkých hvězdných větrech: sborník z mezinárodního workshopu, který se konal v Postupimi v Německu ve dnech 18. - 22. června 2007. str. 244. Bibcode:2008cihw.conf..244I. ISBN  978-3-940793-33-1.
  9. ^ Naeye, Bob (28. května 2007), Satelitní satelit NASA FUSE zachytil srážku Titánů, NASA, vyvoláno 2015-06-18