WOH G64 - WOH G64 - Wikipedia

WOH G64
Magellanic Cloud.jpg
Červený kruh. Svg
Umístění WOH G64 (v kroužku) v Velký Magellanovo mračno
Kredit: NASA / JPL-Caltech / M. Meixner (STScI) a tým SAGE Legacy Team
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíDelfíni (LMC )
Správný vzestup04h 55m 10.5252s[1]
Deklinace−68° 20′ 29.998″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)18,46 (variabilní)[2][3]
Vlastnosti
Evoluční fázeOH / IR červený superobr
Spektrální typM5 I[4] - M7.5e[5][6]
Zdánlivá velikost  (K)6.849[2]
Zdánlivá velikost  (R)15.69[3]
Zdánlivá velikost  (G)15.0971[1]
Zdánlivá velikost  (Já)12.795[7]
Zdánlivá velikost  (J)9.252[2]
Zdánlivá velikost  (H)7.745[2]
Variabilní typBohatý na uhlík LPV (Miro ?)[7]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)294±2[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 1.108[1] mas /rok
Prosinec: –1.348[1] mas /rok
Paralaxa (π)−0.2280 ± 0.0625[1] mas
Vzdálenost160,000 ly
(50,000[4] ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−6.00[4]
Detaily
Poloměr1,784–2,481[8] R☉
Zářivost340,000–454,000[8], 589,000+57,000
−52,000[9] L☉
Povrchová gravitace (logG)+0.0[10]–−0.5[4] cgs
Teplota3,008–3,300[8] K.
Stáří≤5[9] Myr
Jiná označení
WOH G064, 2MAS J04551048-6820298, IRAS  04553-6825
Odkazy na databáze
SIMBADdata

WOH G64 (IRAS 04553-6825) je neobvyklý[4] červený superobr (RSG) hvězda v Velký Magellanovo mračno (LMC) satelitní galaxie v jižním souhvězdí Delfíni. Je to jeden z největší známé hvězdy a jeden z nejsvětlejší a masivní červené supergianty s poloměrem od téměř 1 800 do více než 2 400krát většího než u slunce (R☉ ) a světelnost v rozmezí od 300 000 do 600 000krát vyšší než sluneční svítivost (L☉ ).

WOH G64 je obklopen opticky silným prachovým obalem o průměru zhruba světelného roku, který je 3 až 9krát větší Hmota Slunce vypuzeného materiálu, který byl vytvořen silnými hvězdný vítr.[11] Pokud je umístěn uprostřed Sluneční Soustava, fotosféra hvězdy by pohltila oběžnou dráhu Jupiter.

Objev

WOH G64 objevil v 70. letech 20. století Bengt Westerlund, Olander a Hedin. Jako NML Cygni „WOH“ ve jménu hvězdy pochází ze jmen jejích tří objevitelů, ale v tomto případě odkazuje na celý katalog obřích a superobřích hvězd v LMC.[12] Westerlund také objevil další pozoruhodnou červenou hvězdu superobra, Westerlund 1-26, nalezený v masivu hvězdokupa Westerlund 1 v souhvězdí Ara.[13] V roce 1986 infračervená pozorování ukázala, že se jednalo o vysoce světelný superobr obklopený plynem a prachem, který absorboval asi tři čtvrtiny jeho záření.[6]

V roce 2007 pozorovatelé využívající Velmi velký dalekohled (VLT) ukázal, že WOH G64 je obklopen mrakem ve tvaru torusu.[11] Bylo také zjištěno, že WOH G64 je významným zdrojem ACH, H
2Ó, a SiO masers emise, která je typická pro Hvězda superobra OH / IR.[4] Ukazuje to neobvyklé spektrum nebulární emise; horký plyn je bohatý na dusík a má a radiální rychlost podstatně pozitivnější než u hvězdy.[4]

Vzdálenost

Předpokládá se, že vzdálenost WOH G64 je kolem 50 000 parsecs (160,000 ly ) pryč od Země, protože se zdá, že je v LMC.[4] The Gaia Data Release 2 paralaxa pro WOH G64 je -0.2280±0.0625 mas a negativní paralaxa neposkytuje spolehlivou vzdálenost.[1]

Variabilita

WOH G64 se pravidelně mění v jasu o více než velikost při vizuálních vlnových délkách s primárním obdobím kolem 800 dnů.[3] Hvězda trpí více než šesti veličinami vyhynutí při vizuálních vlnových délkách a variace u infračervených vlnových délek je mnohem menší.[4] Bylo popsáno, že je bohaté na uhlík Miro nebo dlouhodobá proměnná, což by nutně bylo asymptoticko-obří větev hvězda (Hvězda AGB) spíše než superobr.[7] Variabilita jasu byla potvrzena jinými vědci v některých spektrálních pásmech, ale není jasné, jaký je skutečný typ proměnné. Nebyla nalezena žádná významná spektrální variace.[4]

Fyzikální vlastnosti

Umělecký dojem zaprášeného torusu kolem WOH G64 (Evropská jižní observatoř )

Spektrální typ WOH G64 je uveden jako M5,[4] ale obvykle se zjistí, že má mnohem chladnější spektrální typ M7,5, což je u supergiantní hvězdy velmi neobvyklé.[9][5][6]

WOH G64 je klasifikován jako mimořádně světelný supergiant třídy M a je pravděpodobné, že bude největší hvězdou a nejlepší červený superobr v LMC.[4] Kombinace teploty a světelnosti hvězdy ji umisťuje do pravého horního rohu Hertzsprung – Russellův diagram. Vyvinutý stav hvězdy znamená, že se již nemůže držet své atmosféry kvůli nízké hustotě, vysokému radiačnímu tlaku a relativně neprůhledným produktům termonukleární fúze.[Citace je zapotřebí ] Má průměrnou hmotnostní ztrátu 3,1 až 5.8×10−4 M☉ za rok, mezi nejznámější a neobvykle vysoké i pro červeného velikána.[8]

Parametry WOH G64 jsou nejisté. Hvězda byla původně vypočítána na přibližně 490 000 až 600 000L☉ na základě spektroskopických měření za předpokladu sférických skořápek, což naznačuje počáteční hmotnosti alespoň 40M☉ a následně větší hodnoty pro poloměr mezi 2 575 a 3 000R☉.[14][5][15] 2007 měření pomocí Velmi velký dalekohled (VLT) dal hvězdě a bolometrická svítivost z 282,000+40,000
−30,000 L☉, což naznačuje počáteční hmotnost 25±5 M☉a poloměr kolem 1730R☉ na základě předpokladu efektivní teplota z 3,200 K. a modelování radiačního přenosu okolního torusu.[11] V roce 2009, Levesque vypočtena efektivní teplota 3,400±25 K. spektrálním přizpůsobením optického a blízkého UV záření SED. Přijetí svítivosti Ohnaka s touto novou teplotou dává poloměr 1,540 R☉ ale s hranice chyby o 5% nebo o 77R☉.[4] Ignorování vlivu prašného torusu na přesměrování infračerveného záření, odhady 1 970 - 1 990R☉ na základě svítivosti 450,000+150,000
−120,000 L☉ a efektivní teplota 3 372 - 3 400 K. byly také odvozeny.[4]

Tyto fyzikální parametry jsou v souladu s největšími galaktickými červenými supergianty a hypergigany, které se nacházejí jinde, jako např Westerlund 1-26, VY Canis Majoris a NML Cygni as teoretickými modely nejchladnějších, nejsvětelnějších a největších možných superchiantů (např Hayashiho limit nebo Humphreys – Davidsonův limit ).[4][11][5]

Papír z roku 2018 dává svítivost 432 000L☉ a vyšší efektivní teplota 3,500 K., založené na optickém a infračerveném záření fotometrie a za předpokladu sféricky symetrického záření z okolního prachu. To naznačuje poloměr 1788R☉.[10][A]

Možný společník

WOH G64 má možné pozdě O-typ trpasličí společník a bolometrická velikost -7,5 nebo svítivost 100 000L☉, což by z WOH G64 a binární hvězda i když toto pozorování nebylo potvrzeno a mezikrásná mračna prachu činí studium hvězdy velmi obtížným.[4]

Viz také

Poznámky

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

Reference

  1. ^ A b C d E F G Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  2. ^ 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: II / 246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
  3. ^ A b C Fraser, Oliver J .; Hawley, Suzanne L .; Cook, Kem H. (2008). "Vlastnosti dlouhodobých proměnných ve velkém Magellanově mračnu od MACHO". Astronomický deník. 136 (3): 1242–1258. arXiv:0808.1737. Bibcode:2008AJ .... 136.1242F. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1242. S2CID  2754884.
  4. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó str q Levesque, E. M .; Massey, P .; Plez, B .; Olsen, K. A. G. (2009). „Fyzikální vlastnosti Červeného superobra WOH G64: Největší známá hvězda?“. Astronomický deník. 137 (6): 4744. arXiv:0903.2260. Bibcode:2009AJ .... 137,4744L. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4744. S2CID  18074349.
  5. ^ A b C d Van Loon, J. Th .; Cioni, M.-R. L .; Zijlstra, A. A .; Loup, C. (2005). „Empirický vzorec pro míru úbytku hmotnosti červených supergianantů zahalených prachem a hvězd Asymptotic Giant Branch bohatých na kyslík“. Astronomie a astrofyzika. 438 (1): 273–289. arXiv:astro-ph / 0504379. Bibcode:2005A & A ... 438..273V. doi:10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  6. ^ A b C Elias, J.H. (Březen 1986). „Dva supergianty ve Velkém Magellanově mračnu se silnými prachovými granáty“. Astrofyzikální deník. 302: 675. Bibcode:1986ApJ ... 302..675E. doi:10.1086/164028. hdl:1887/6514.
  7. ^ A b C Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2009). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. IV. Dlouhodobé proměnné ve velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 59 (3): 239. arXiv:0910.1354. Bibcode:2009AcA .... 59..239S.
  8. ^ A b C d Steven R. Goldman; Jacco Th. van Loon (2016). „Rychlost větru, obsah prachu a rychlost úbytku hmoty vyvinutých hvězd AGB a RSG s různou metalicitou“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 465 (1): 403–433. arXiv:1610.05761. Bibcode:2017MNRAS.465..403G. doi:10.1093 / mnras / stw2708. S2CID  11352637.
  9. ^ A b C Davies, Ben; Crowther, Paul A .; Beasor, Emma R. (2018). „Svítivost chladných supergiantů v Magellanově mračnu a limit Humphreys – Davidson byly znovu navštíveny“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 478 (3): 3138–3148. arXiv:1804.06417. Bibcode:2018MNRAS.478.3138D. doi:10.1093 / mnras / sty1302. S2CID  59459492.
  10. ^ A b Groenewegen, Martin A. T .; Sloan, Greg C. (2018). „Svítivost a míra úbytku hmotnosti hvězd místní skupiny AGB a červených supergiantů“. Astronomie a astrofyzika. 609: A114. arXiv:1711.07803. Bibcode:2018A & A ... 609A.114G. doi:10.1051/0004-6361/201731089. ISSN  0004-6361. S2CID  59327105.
  11. ^ A b C d Ohnaka, K .; Driebe, T .; Hofmann, K. H .; Weigelt, G .; Wittkowski, M. (2009). „Řešení prašného torusu a záhady obklopující červený superobr LMC WOH G64“. Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 454–458. Bibcode:2009IAUS..256..454O. doi:10.1017 / S1743921308028858.
  12. ^ Westerlund, B. E .; Olander, N .; Hedin, B. (1981). „Superobří a obří hvězdy typu M ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 43: 267–295. Bibcode:1981A & AS ... 43..267W.
  13. ^ Westerlund, B. E. (1987). "Fotometrie a spektroskopie hvězd v oblasti vysoce zarudlé hvězdokupy v ARA". Astronomie a astrofyzika. Doplněk. 70 (3): 311–324. Bibcode:1987A & AS ... 70..311W. ISSN  0365-0138.
  14. ^ Elias, J. H; Frogel, J. A; Schwering, P. B. W (1986). „Dva supergianty ve Velkém Magellanově mračnu se silnými prachovými granáty“. Astrofyzikální deník. 302: 675. Bibcode:1986ApJ ... 302..675E. doi:10.1086/164028. hdl:1887/6514.
  15. ^ Monnier, J. D; Millan-Gabet, R; Tuthill, P. G; Traub, W. A; Carleton, N. P; Coudé Du Foresto, V; Danchi, W. C; Lacasse, M.G; Morel, S; Perrin, G; Porro, I. L; Schloerb, F. P; Townes, C. H (2004). „Zobrazování prachových skořápek ve vysokém rozlišení pomocí maskování clony Keck a interferometru IOTA“. Astrofyzikální deník. 605 (1): 436–461. arXiv:astro-ph / 0401363. Bibcode:2004ApJ ... 605..436M. doi:10.1086/382218. S2CID  7851916.