Melnick 42 - Melnick 42 - Wikipedia

Melnick 42
Velká hvězdotvorná oblast R136 v NGC 2070 (zachycená Hubbleovým kosmickým dalekohledem) .jpg
Melnick 42 (anotováno Commons)
Kredit: Hubbleův vesmírný dalekohled
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíDelfíni
Správný vzestup05h 38m 42.12s[1]
Deklinace−69° 05′ 55.19″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)12.78[1]
Vlastnosti
Spektrální typO2Pokud*[2]
B-V barevný index+0.08[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)173[4] km / s
Vzdálenost163,000 ly
(49,970[5] ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−7.4[3]
Detaily
Hmotnost189[3] M☉
Poloměr21.1[6] R☉
Zářivost3,600,000[3] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.90[7] cgs
Teplota47,300[3] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)240[7] km / s
Stáří~ 1 milion[8] let
Jiná označení
MK42, Brey 77, BAT99 105, 2MAS J05384212-6905552
Odkazy na databáze
SIMBADdata
The RMC 136 shluk. Melnick 42 je na obrázku zcela vpravo nad hlavní hvězdokupou.

Melnick 42 je masivní modrý superobr hvězda v Mlhovina Tarantule v Velký Magellanovo mračno nachází se v souhvězdí Delfíni. Přestože je pouze 21krát větší než slunce, jeho vysoká teplota 47 300 K z něj činí jednu z nejzářivější hvězdy mlhoviny Tarantula na 3 600 000L☉. Je to méně než dva parseky od středu R136 klastr, i když to je daleko mimo centrální jádro.

Mk 42 byl původně klasifikován jako spektrální typ WN, když byl objeven, pak jako O3 If. Když lomítko hvězdy byly definovány, dostal spektrální typ O3 If*/ WN6. A konečně, zavedení spektrální třídy O2 a zdokonalení klasifikace lomených hvězd vedlo k tomu, že byla označena jako O2 If*. I když je uveden a superobr třída svítivosti, je to skutečně a hlavní sekvence hvězda stále spalující vodík ve svém jádru. Předpokládá se, že je méně než milion let.[8]

Reference

  1. ^ A b C Doran, E. I .; Crowther, P. A .; De Koter, A .; Evans, C. J .; McEvoy, C .; Walborn, N. R .; Bastian, N .; Bestenlehner, J. M .; Gräfener, G .; Herrero, A .; Köhler, K .; Maíz Apellániz, J .; Najarro, F .; Puls, J .; Sana, H .; Schneider, F. R. N .; Taylor, W. D .; Van Loon, J. Th .; Vink, J. S. (2013). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XI. Sčítání horkých světelných hvězd a jejich zpětná vazba ve 30 Doradus“. Astronomie a astrofyzika. 558: A134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A & A ... 558A.134D. doi:10.1051/0004-6361/201321824. S2CID  118510909.
  2. ^ Crowther, P. A .; Walborn, N. R. (2011). „Spektrální klasifikace O2-3,5 If * / WN5-7 stars“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 416 (2): 1311. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011MNRAS.416.1311C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID  118455138.
  3. ^ A b C d E Bestenlehner, J. M .; Gräfener, G .; Vink, J. S .; Najarro, F .; De Koter, A .; Sana, H .; Evans, C. J .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Langer, N .; Schneider, F. R. N .; Simón-Díaz, S .; Taylor, W. D .; Walborn, N. R. (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XVII. Fyzikální a větrné vlastnosti hmotných hvězd v horní části hlavní sekvence“. Astronomie a astrofyzika. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A & A ... 570A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201423643. S2CID  118606369.
  4. ^ Schnurr, O .; Moffat, A. F. J .; St-Louis, N .; Morrell, N. I .; Guerrero, M. A. (2008). „Spektroskopický průzkum hvězd WNL ve Velkém Magellanově mračnu: Obecné vlastnosti a binární stav“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 389 (2): 806. arXiv:0806.2801. Bibcode:2008MNRAS.389..806S. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13584.x. S2CID  6590534.
  5. ^ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (7. března 2013). „Zatmění-binární vzdálenost k Velkému Magellanovu mračnu s přesností na dvě procenta“. Příroda. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495 ... 76P. doi:10.1038 / příroda11788. PMID  23467166. S2CID  4417699.
  6. ^ Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Oskinova, L. M .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Hamann, W. -R. (2014). „Hvězdy Vlka-Rayeta ve Velkém Magellanově mračnu: Komplexní analýza třídy WN“. Astronomie a astrofyzika. 565: A27. arXiv:1401.5474v1. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  7. ^ A b Puls, J .; Kudritzki, R.-P .; Herrero, A .; Pauldrach, A. W. A .; Haser, S. M .; Lennon, D. J .; Gabler, R .; Voels, S. A .; Vilchez, J. M .; Wachter, S .; Feldmeier, A. (1996). „O-star mass-loss and wind hybnost rates in the Galaxy and the Magellanic Clouds Observations and teoretical predictions“. Astronomie a astrofyzika. 305: 171. Bibcode:1996 A & A ... 305..171P.
  8. ^ A b Crowther, P. A .; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Yusof, N .; Parker, R. J .; Goodwin, S. P .; Kassim, H. A. (2010). „Hvězdokupa R136 hostí několik hvězd, jejichž jednotlivé hmotnosti výrazně přesahují akceptovaných 150 M⊙ hvězdný hmotnostní limit ". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x. S2CID  53001712.