stringtranslate.com

ВОН G64

WOH G64 ( IRAS 04553-6825 ) — необычная [3] звезда красного сверхгиганта (RSG) в галактике-спутнике Большого Магелланова Облака (LMC) в южном созвездии Дорадо . Это одна из крупнейших известных звезд , которую описывают как, возможно, самую большую из известных звезд. [3] [13] Это также один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, радиус которого примерно в 1540 раз превышает радиус Солнца ( R ☉ ) , а светимость примерно в 282 000 раз превышает светимость Солнца ( L ☉ ).

WOH G64 окружен оптически толстой пылевой оболочкой диаметром примерно светового года, содержащей в 3–9 раз больше солнечной массы выброшенного материала, созданного сильным звездным ветром . [14] Если бы звезду поместили в центр Солнечной системы , фотосфера звезды поглотила бы орбиту Юпитера .

Открытие

WOH G64 был открыт в 1970-х годах Бенгтом Вестерлундом , Оландером и Хедином. Как и NML Лебедя , буква «WOH» в названии звезды происходит от имен трех ее первооткрывателей, но в данном случае относится к целому каталогу звезд-гигантов и сверхгигантов в БМО. [15] Вестерлунд также обнаружил еще одну заметную красную звезду-сверхгигант, Вестерлунд 1-26 , найденную в массивном сверхзвездном скоплении Вестерлунд 1 в созвездии Ара . [16] В 1986 году инфракрасные наблюдения показали, что это был очень яркий сверхгигант, окруженный газом и пылью, которые поглотили около трёх четвертей его излучения. [5]

В 2007 году наблюдатели с помощью Очень Большого Телескопа (VLT) показали, что WOH G64 окружена облаком в форме тора. [14]

Расстояние

Предполагается, что расстояние WOH G64 составляет около 50 000 парсеков (160 000  св. лет ) от Земли, поскольку он, по-видимому, находится в БМО. [3] Параллакс Gaia Data Release 2 для WOH G64:−0,2280 ± 0,0625  мс , а отрицательный параллакс не обеспечивает надежного определения расстояния. [1]

Вариативность

WOH G64 регулярно меняет яркость более чем на величину в видимых длинах волн с первичным периодом около 800 дней. [7] Звезда страдает от более чем шести звездного ослабления в видимых длинах волн, а вариация в инфракрасном диапазоне гораздо меньше. [3] Ее описывают как богатую углеродом Миру или длиннопериодическую переменную , которая обязательно должна быть звездой асимптотической ветви гигантов (звезда AGB), а не сверхгигантом. [8] Переменность яркости была подтверждена другими исследователями в некоторых спектральных диапазонах, но неясно, каков фактический тип переменной. Никаких существенных спектральных изменений не обнаружено. [3]

Физические свойства

Пыльный тор вокруг WOH G64 ( Европейская южная обсерватория ) в представлении художника.

Спектральный класс WOH G64 указан как M5 [3] , но обычно обнаруживается, что она имеет гораздо более холодный спектральный класс M7,5, что весьма необычно для звезды-сверхгиганта. [12] [4] [5]

WOH G64 классифицируется как чрезвычайно яркий сверхгигант М-класса и, вероятно, является самой большой звездой, а также самым ярким и холодным красным сверхгигантом в БМО. [3] Сочетание температуры и светимости звезды помещает ее в верхний правый угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Развитое состояние звезды означает, что она больше не может удерживать свою атмосферу из-за низкой плотности, высокого радиационного давления и относительно непрозрачных продуктов термоядерного синтеза. [ нужна цитация ] Он имеет среднюю скорость потери массы от 3,1 до5,8 × 10 −4  M ☉ в год, одна из самых высоких из известных и необычно высокая даже для красного сверхгиганта. [17] [18]

Параметры WOH G64 не определены. На основе спектроскопических измерений, предполагающих сферическую оболочку, первоначально было рассчитано, что звезда имеет размер от 490 000 до 600 000  L ☉ , что предполагает начальную массу не менее 40  M ☉ и, следовательно, большие значения радиуса от 2 575 до 3 000  R ☉ . [19] [4] [20] Одно из таких измерений 2018 года дает светимость 432 000  л ☉ и более высокую эффективную температуру3500  К , на основе оптической и инфракрасной фотометрии и при условии сферически-симметричного излучения окружающей пыли. Это предполагает радиус 1788  R ☉ . [11] [а]

WOH G64 по сравнению с солнцем.

Измерения 2007 года с помощью Очень Большого Телескопа (VLT) дали звезде болометрическую светимость282 000+40 000
−30 000 L ☉ на основе моделирования переноса излучения окружающего тора, предполагающего начальную массу25 ± 5  M ☉ и радиус около 1730  R ☉ исходя из предположения об эффективной температуре3200  К.​ [14] В 2009 году Левеск рассчитал эффективную температуру3400 ± 25 К путем спектральной подгонки оптического и ближнего УФ SED . Принятие светимости Онаки с этой новой температурой дает радиус1540  Р ☉ но с погрешностью 5% или 77  Р ☉ . [3] Эти физические параметры согласуются с крупнейшими галактическими красными сверхгигантами и гипергигантами, обнаруженными в других местах, такими как VY Canis Majoris, а также с теоретическими моделями самых холодных, самых ярких и крупнейших из возможных холодных сверхгигантов (например, предел Хаяши или предел Хамфриса-Дэвидсона ). . [3] [14] [4] Если не учитывать влияние пыльного тора на перенаправление инфракрасного излучения, оценки составляют 1970–1990  Р ☉ на основе светимости450 000+150 000
−120 000 L ☉ и эффективная температура 3,372 -Также было получено 3400 К. [3]

Спектральные особенности

Было обнаружено, что WOH G64 является важным источником OH , H.2Мазерное излучение O и SiO , типичное для звезды-сверхгиганта OH/IR . [3] На нем показан необычный спектр небулярного излучения; горячий газ богат азотом и имеет лучевую скорость, значительно более положительную, чем у звезды. [3] Звездная атмосфера создает сильную полосу силикатного поглощения в средних инфракрасных волнах, сопровождаемую линейчатым излучением из-за высоковозбужденного монооксида углерода . [21]

Возможный компаньон

У WOH G64 есть возможная звезда- компаньон главной последовательности позднего O-типа с болометрической величиной -7,5 или светимостью 100 000  L ☉ , что сделало бы WOH G64 двойной звездой , хотя подтверждения этого наблюдения и промежуточной пыли не было. облака сильно затрудняют изучение звезды. [3]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Применение закона Стефана-Больцмана с номинальной эффективной солнечной температурой 5772  К :

Рекомендации

  1. ^ abcdefg Браун, AGA ; и другие. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). «Выпуск данных Gaia 2: Краткое изложение содержания и свойств исследования». Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  2. ^ Бхардвадж, Анупам; Канбур, Шаши; Он, Шиюань; Рейкуба, Марина; Мацунага, Нориюки; Де Грийс, Ричард; Шарма, Каушал; Сингх, Хариндер П.; Бауг, Тапас; Нгеоу, Чоу-Чунг; Оу, Цзя-Ю (2019). «Многоволновые отношения период-светимость и период-светимость-цвет при максимуме света для переменных Миры в Магеллановых облаках». Астрофизический журнал . 884 (1): 20. arXiv : 1908.01795 . Бибкод : 2019ApJ...884...20B. дои : 10.3847/1538-4357/ab38c2 . S2CID  199452754.
  3. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Левеск, EM; Мэсси, П.; Плез, Б.; Олсен, КАГ (2009). «Физические свойства красного сверхгиганта WOH G64: самой большой известной звезды?». Астрономический журнал . 137 (6): 4744. arXiv : 0903.2260 . Бибкод : 2009AJ....137.4744L. дои : 10.1088/0004-6256/137/6/4744. S2CID  18074349.
  4. ^ abcd Ван Лун, Дж. Т.; Чиони, М.-РЛ; Зийлстра, А.А.; Лу, К. (2005). «Эмпирическая формула для скорости потери массы окутанных пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд асимптотической ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 438 (1): 273–289. arXiv : astro-ph/0504379 . Бибкод : 2005A&A...438..273В. дои : 10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  5. ^ abc Элиас, JH (март 1986 г.). «Два сверхгиганта в Большом Магеллановом облаке с толстой пылевой оболочкой». Астрофизический журнал . 302 : 675. Бибкод : 1986ApJ...302..675E. дои : 10.1086/164028. hdl : 1887/6514 .
  6. ^ abc Cutri, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C.
  7. ^ аб Фрейзер, Оливер Дж.; Хоули, Сюзанна Л.; Кук, Кем Х. (2008). «Свойства долгопериодических переменных в Большом Магеллановом Облаке от МАЧО». Астрономический журнал . 136 (3): 1242–1258. arXiv : 0808.1737 . Бибкод : 2008AJ....136.1242F. дои : 10.1088/0004-6256/136/3/1242. S2CID  2754884.
  8. ^ abc Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2009). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. IV. Долгопериодические переменные в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 59 (3): 239. arXiv : 0910.1354 . Бибкод : 2009AcA....59..239S.
  9. ^ Левеск, EM (июнь 2010 г.). Физические свойства красных сверхгигантов. Горячо и круто: Преодоление пробелов в серии конференций ASP по эволюции массивных звезд. Том. 425. с. 103. arXiv : 0911.4720 . Бибкод : 2010ASPC..425..103L. S2CID  8921166.
  10. ^ Бизор, Эмма Р.; Смит, Натан (01 мая 2022 г.). «Чрезвычайная нехватка окутанных пылью красных сверхгигантов: последствия образования лишенных звезд с помощью ветров». Астрофизический журнал . 933 (1): 41. arXiv : 2205.02207 . Бибкод : 2022ApJ...933...41B. дои : 10.3847/1538-4357/ac6dcf . S2CID  248512934.
  11. ^ ab Groenewegen, Мартин AT; Слоан, Грег К. (2018). «Светимость и скорость потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 609 : А114. arXiv : 1711.07803 . Бибкод : 2018A&A...609A.114G. дои : 10.1051/0004-6361/201731089. ISSN  0004-6361. S2CID  59327105.
  12. ^ Аб Дэвис, Бен; Кроутер, Пол А.; Бизор, Эмма Р. (2018). «Светимость холодных сверхгигантов в Магеллановых облаках и новый предел Хамфриса-Дэвидсона». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (3): 3138–3148. arXiv : 1804.06417 . Бибкод : 2018MNRAS.478.3138D. doi : 10.1093/mnras/sty1302. S2CID  59459492.
  13. ^ Джонс, Оливия; Вудс, Пол; Кемпер, Франциска; Кремер, Елена; Слоан, Г.; Шринивасан, Сивакришнан; Оливейра, Жоана; ван Лун, Жакко; Бойер, Марта; Сарджент, Бенджамин; Мак Дональд, И.; Мейкснер, Маргарет; Зийлстра, А.; Раффель, Пол; Лагадек, Эрик; Поли, Тайлер (7 мая 2017 г.). «Программа SAGE-Spec Spitzer Legacy: жизненный цикл пыли и газа в Большом Магеллановом Облаке. Классификация точечных источников – III». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 470 (3): 3250–3282. arXiv : 1705.02709 . дои : 10.1093/mnras/stx1101 . Проверено 23 июня 2022 г.
  14. ^ abcd Онака, К.; Дрибе, Т.; Хофманн, К.Х.; Вайгельт, Г.; Витковски, М. (2009). «Разгадка пыльного тора и тайны красного сверхгиганта LMC WOH G64». Труды Международного астрономического союза . 4 : 454–458. Бибкод : 2009IAUS..256..454O. дои : 10.1017/S1743921308028858 .
  15. ^ Вестерлунд, Бельгия; Оландер, Н.; Хедин, Б. (1981). «Сверхгигантские и гигантские звезды М-типа в Большом Магеллановом Облаке». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 43 : 267–295. Бибкод : 1981A&AS...43..267W.
  16. ^ Вестерлунд, Бельгия (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Астрономия и астрофизика . Добавка. 70 (3): 311–324. Бибкод : 1987A&AS...70..311W. ISSN  0365-0138.
  17. ^ Стивен Р. Голдман; Жакко Т. ван Лун (2016). «Скорость ветра, содержание пыли и скорость потери массы эволюционировавших звезд AGB и RSG с различной металличностью». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 465 (1): 403–433. arXiv : 1610.05761 . Бибкод : 2017MNRAS.465..403G. doi : 10.1093/mnras/stw2708. S2CID  11352637.
  18. ^ де Вит, С.; Бонанос, Аризона; Трампер, Ф.; Ян, М.; Маравелиас, Г.; Буция, К.; Бритавский Н.; Сапартас, Э. (2023). «Свойства светящихся красных звезд-сверхгигантов в Магеллановых облаках». Астрономия и астрофизика . 669 : 17. arXiv : 2209.11239 . Бибкод : 2023A&A...669A..86D. дои : 10.1051/0004-6361/202243394. S2CID  252519285.
  19. ^ Элиас, Дж. Х; Фрогель, Дж. А.; Шверинг, ПБ В (1986). «Два сверхгиганта в Большом Магеллановом облаке с толстой пылевой оболочкой». Астрофизический журнал . 302 : 675. Бибкод : 1986ApJ...302..675E. дои : 10.1086/164028. hdl : 1887/6514 .
  20. ^ Моннье, JD; Миллан-Габе, Р.; Тутхилл, П.Г.; Трауб, Вашингтон; Карлтон, Нью-Йорк; Куде Дю Форесто, В; Данчи, В.К.; Лакасс, MG; Морель, С; Перрен, Дж; Порро, Иллинойс; Шлёрб, Ф.П.; Таунс, CH (2004). «Визуализация пылевых оболочек с высоким разрешением с использованием маскировки апертуры Кека и интерферометра IOTA». Астрофизический журнал . 605 (1): 436–461. arXiv : astro-ph/0401363 . Бибкод : 2004ApJ...605..436M. дои : 10.1086/382218. S2CID  7851916.
  21. ^ Скорость потери массы красных сверхгигантов при низкой металличности: обнаружение вращательного излучения CO от двух красных сверхгигантов в Большом Магеллановом Облаке.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме WOH G64 .