VFTS 102 - VFTS 102
Umělecké zobrazení VFTS 102 | |
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Delfíni |
Správný vzestup | 05h 37m 39.248s[1] |
Deklinace | −69° 09′ 51.04″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 15.806[2] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | Hlavní sekvence |
Spektrální typ | O9: Vnnne[3] |
U-B barevný index | −0.879[2] |
B-V barevný index | +0.293[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | 228[3] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: 7.3[1] mas /rok Prosinec: 2.1[1] mas /rok |
Vzdálenost | 164,000 ly (50,000 ks ) |
Detaily[3] | |
Hmotnost | ~ 25 M☉ |
Zářivost | 100,000 L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.6 ± 0.5 cgs |
Teplota | 36,000 ± 5000 K. |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 610±30[4] km / s |
Jiná označení | |
2MAS J05373924-6909510 | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
VFTS 102 je hvězda umístěná v Mlhovina Tarantule, hvězdotvorná oblast v Velký Magellanovo mračno, satelitní galaxie v mléčná dráha.
Zvláštností této hvězdy je její projektovaná rovníková rychlost ~610 km / s (o 2,000,000 km / h), což z něj dělá nejrychleji rotující hmotnou hvězdu známou vedle VFTS 285 (609 km / s).[4][5] Výsledná dostředivá síla má tendenci hvězdu zplošťovat; materiál může být ztracen ve volně vázaných rovníkových oblastech, což umožňuje vytvoření disku. Zdá se, že to potvrzují spektroskopická pozorování a hvězda je klasifikována jako Oe, pravděpodobně kvůli emisi z takového rovníkového disku plynu.
Tuto hvězdu pozorovala spolupráce VLT Flames Tarantula Survey pomocí VLT, Velmi velký dalekohled v Chile. Jedním členem tohoto týmu je Matteo Cantiello, italský astrofyzik, který emigroval do Spojených států a v současné době pracuje v USA Kavliho ústav pro teoretickou fyziku na Kalifornská univerzita v Santa Barbaře. V roce 2007 předpověděl společně s několika spolupracovníky existenci hmotných hvězd s vlastnostmi velmi podobnými VFTS 102. Ve svém teoretickém modelu je extrémní rychlost otáčení způsobena přenosem materiálu z doprovodné hvězdy v binární soustavě. Po tomto „kosmickém tanci“ se předpokládá, že dárcovská hvězda exploduje jako supernova. Spun-up společník místo toho bude pravděpodobně vypuštěn z oběžné dráhy a vzdálit se od svých hvězdných sousedů vysokou rychlostí. Takové hvězdě se říká uprchlík. VFTS 102 velmi dobře zapadá do tohoto teoretického modelu. Bylo zjištěno, že je rychle rotující uprchlou hvězdou a leží blízko pulsaru a zbytku supernovy. Možné jsou i další scénáře, například dynamické vysunutí z jádra hvězdokupy R136.[6]
Reference
- ^ A b C d Cutri, R. M .; Skrutskie, M. F .; Van Dyk, S .; Beichman, C. A .; Carpenter, J. M .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, E. L .; Kirkpatrick, J. D .; Light, R. M .; Marsh, K. A .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, W. A .; Wheelock, S .; Zacarias, N. (2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Online katalog VizieR: II / 246. Původně publikováno v: 2003yCat.2246 ... 0C. 2246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
- ^ A b C Bonanos, A. Z .; Massa, D. L .; Sewilo, M .; Lennon, D. J .; Panagia, N .; Smith, L. J .; Meixner, M .; Babler, B.L .; Bracker, S .; Meade, M. R.; Gordon, K. D .; Hora, J.L .; Indebetouw, R .; Whitney, B. A. (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.
- ^ A b C Dufton, P.L .; Dunstall, P. R .; Evans, C. J .; Brott, I .; Cantiello, M .; De Koter, A .; De Mink, S.E.; Fraser, M .; Hénault-Brunet, V .; Howarth, I.D .; Langer, N .; Lennon, D. J .; Markova, N .; Sana, H .; Taylor, W. D. (2011). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES: Nejrychleji rotující hvězda typu O a nejkratší doba LMC Pulsar - zbytky narušeného binárního souboru supernovy?“. The Astrophysical Journal Letters. 743 (1): L22. arXiv:1111.0157. Bibcode:2011ApJ ... 743L..22D. doi:10.1088 / 2041-8205 / 743/1 / L22. S2CID 118448435.
- ^ A b Shepard, Katherine (leden 2020). „HST / COS Spectra of the Wind Lines of VFTS 102 and 285“. Astrofyzikální deník. 888 (2): 82. arXiv:1911.09675. Bibcode:2020ApJ ... 888 ... 82S. doi:10.3847 / 1538-4357 / ab5a82. S2CID 208202016.
- ^ Jiang, Dengkai; Han, Zhanwen; Yang, Liheng; Li, Lifang (2013). "Binární spojovací kanál pro předka nejrychleji rotující hvězdy typu O VFTS 102". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 428 (2): 1218. arXiv:1302.6296. Bibcode:2013MNRAS.428.1218J. doi:10.1093 / mnras / sts105. S2CID 118856665.
- ^ Cantiello, M .; Yoon, S.-C .; Langer, N .; Livio, M. (2007). "Binární hvězdní předci dlouhých záblesků gama záření". Astronomie a astrofyzika. 465 (2): L29. arXiv:astro-ph / 0702540. Bibcode:2007A & A ... 465L..29C. doi:10.1051/0004-6361:20077115. S2CID 118921504.