Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
WOH G64
Magellanic Cloud.jpg
Red circle.svg
Местоположение WOH G64 (обведено) в Большом Магеллановом облаке
Авторы : NASA / JPL-Caltech / M. Мейкснер (STScI) и команда SAGE Legacy
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
СозвездиеДорадо ( LMC )
Прямое восхождение04 ч 55 м 10,5252 с [1]
Склонение−68 ° 20 ′ 29,998 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)18,46 (переменная) [2] [3]
Характеристики
Эволюционный этапOH / IR красный сверхгигант
Спектральный типM5 I [4] - M7.5e [5] [6]
Видимая звездная величина  (K)6,849 [2]
Видимая звездная величина  (R)15,69 [3]
Видимая звездная величина  (G)15.0971 [1]
Видимая величина  (I)12,795 [7]
Видимая звездная величина  (Дж)9,252 [2]
Видимая звездная величина  (H)7,745 [2]
Тип переменнойБогатый углеродом LPV ( Mira ?) [7]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )294 ± 2 [4]  км / с
Собственное движение (μ) RA:  1,108 [1]  Рождество / год
декабрь .:  -1,348 [1]  Рождество / год
Параллакс (π)-0,2280 ± 0,0625 [1]  мсд.
Расстояние160 000  св. Лет
(50 000 [4]  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V )-6,00 [4]
Подробности
Радиус1 540–1 730 [8]  R ☉
Яркость340 000–454 000, [8] 589 000+57
000 −52 000[9]  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )+0,0 [10] ––0,5 [4]  сг.
Температура3 008–3 300 [8]  К
Возраст≤5 [9]  млн лет
Прочие обозначения
WOH G064, 2MASS  J04551048-6820298, IRAS  04553-6825
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WOH G64 ( IRAS 04553-6825 ) - необычная [4] звезда красного сверхгиганта (RSG) в галактике-спутнике Большое Магелланово Облако (БМО) в южном созвездии Дорадо . Это одна из крупнейших известных звезд и один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов с радиусом от 1800 до 2400 раз больше, чем у Солнца ( R ☉ ), и светимостью от 300000 до 600000 раз больше солнечной. светимость ( L ☉ ), однако, более вероятно, что она будет примерно в 1540–1730 раз больше размераСолнце ( R ☉ ).

WOH G64 окружен оптически толстой пылевой оболочкой диаметром примерно в световой год, содержащей от 3 до 9 масс выброшенного вещества, которое было создано сильным звездным ветром, в 3–9 раз больше массы Солнца . [11] Если поместить ее в центр Солнечной системы , фотосфера звезды поглотит орбиту Юпитера .

Открытие [ править ]

WOH G64 был открыт в 1970-х годах Бенгтом Вестерлундом , Оландером и Хедином. Как и NML Cygni , "WOH" в названии звезды происходит от имен трех ее первооткрывателей, но в данном случае относится к целому каталогу звезд-гигантов и сверхгигантов в БМО. [12] Вестерлунд также обнаружил еще одну примечательную красную сверхгигантскую звезду Вестерлунд 1-26 , обнаруженную в массивном звездном скоплении Вестерлунд 1 в созвездии Ара . [13] В 1986 году инфракрасные наблюдения показали, что это был очень светящийся сверхгигант, окруженный газом и пылью, которые поглотили около трех четвертей его излучения. [6]

В 2007 году наблюдатели с помощью очень большого телескопа (VLT) показали, что WOH G64 окружен облаком в форме тора. [11]

Расстояние [ править ]

Предполагается, что WOH G64 находится на расстоянии около 50 000 парсеков (160 000  св. Лет ) от Земли, поскольку он, по-видимому, находится в БМО. [4] Гайя данных Выпуск 2 параллакс для WOH G64 является -0.2280 ± 0,0625  мас и отрицательный параллакс не обеспечивают надежное расстояние. [1]

Изменчивость [ править ]

WOH G64 регулярно меняется по яркости более чем на величину на видимых длинах волн с основным периодом около 800 дней. [3] Звезда страдает от более чем шести величин поглощения на видимых длинах волн, а вариации на инфракрасных длинах волн намного меньше. [4] Она была описана как богатая углеродом Мира или долгопериодическая переменная , которая обязательно должна быть звездой с асимптотической ветвью гигантов (звезда AGB), а не сверхгигантом. [7] Изменчивость яркости была подтверждена другими исследователями в некоторых спектральных диапазонах, но неясно, каков фактический тип переменной. Никаких значительных спектральных вариаций обнаружено не было. [4]

Физические свойства [ править ]

Впечатление художника от пыльного тора вокруг WOH G64 ( Европейская южная обсерватория )

Спектральный класс WOH G64 указан как M5, [4], но обычно обнаруживается, что он имеет гораздо более холодный спектральный класс M7,5, что очень необычно для сверхгигантской звезды. [9] [5] [6]

WOH G64 классифицируется как чрезвычайно яркий сверхгигант класса M и, вероятно, будет самой большой звездой, а также самым ярким и самым холодным красным сверхгигантом в БМО. [4] 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. [ необходима цитата ] Он имеет средний коэффициент потери массы от 3,1 до5,8 × 10 −4  M ☉ в год, один из самых высоких из известных и необычно высокий даже для красного сверхгиганта. [8]

Параметры WOH G64 неопределенны. Звезда была первоначально рассчитана , чтобы быть вокруг между 490000 и 600000  л ☉ на основе спектроскопических измерений в предположении сферических оболочек, предполагая начальные массы по крайней мере , 40  М ☉ и , следовательно , больших значения для радиуса между 2575 и 3000  R ☉ . [14] [5] [15] 2007 измерений с помощью Very Large Telescope (VLT) дал звезде болометрическую светимость из282 000+40
000 −30 000 L ☉ , предполагая начальную массу25 ± 5  М ☉ , и радиус вокруг 1730  R ☉ основаны на предположении об эффективной температуре от3200  K и моделирование переноса излучения окружающего тора. [11] В 2009 году Левеск рассчитал эффективную температуру3,400 ± 25 К спектральным фитинга оптической и ближней УФ - SED . Принятие светимости Охнаки с этой новой температурой дает радиус1,540 R☉ but with a margin of error of 5% or 77 R☉.[4] Ignoring the effect of the dusty torus in redirecting infrared radiation, estimates of 1,970 - 1,990 R☉ based on a luminosity of 450,000+150,000
−120,000 L☉ and an effective temperature of 3,372 - 3,400 K have also been derived.[4]

Those physical parameters are consistent with the largest galactic red supergiants and hypergiants found elsewhere such as Westerlund 1-26, VY Canis Majoris and NML Cygni and with theoretical models of the coolest, most luminous and largest possible cool supergiants (e.g. the Hayashi limit or the Humphreys–Davidson limit).[4][11][5]

A 2018 paper gives a luminosity of 432,000 L☉ and a higher effective temperature of 3,500 K, based on optical and infrared photometry and assuming spherically-symmetric radiation from the surrounding dust. This suggests a radius of 1,788 R☉.[10][a]

Spectral features[edit]

WOH G64 was discovered to be a prominent source of OH, H2O, and SiO masers emission, which is typical of an OH/IR supergiant star.[4] It shows an unusual spectrum of nebular emission; the hot gas is rich in nitrogen and has a radial velocity considerably more positive than that of the star.[4] The stellar atmosphere is producing a strong silicate absorption band in mid-infrared wavelengths, accompanied a line emission due to highly excited carbon monoxide.[16]

Possible companion[edit]

WOH G64 has a possible late O-type dwarf companion of a bolometric magnitude of −7.5 or a luminosity of 100,000 L☉, which would make WOH G64 a binary star although there has been no confirmation of this observation and the intervening dust clouds makes the study of the star very difficult.[4]

See also[edit]

  • WOH S281
  • WOH G17
  • HV 888

Notes[edit]

  1. ^ Applying the Stefan-Boltzmann Law with a nominal solar effective temperature of 5,772 K:

References[edit]

  1. ^ a b c d e f g Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  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). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally Published in: 2003yCat.2246....0C. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  3. ^ a b c Fraser, Oliver J.; Hawley, Suzanne L.; Cook, Kem H. (2008). "The Properties of Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud from MACHO". The Astronomical Journal. 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 o p q Levesque, E. M.; Massey, P.; Plez, B.; Olsen, K. A. G. (2009). "The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?". The Astronomical Journal. 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). "An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars". Astronomy and Astrophysics. 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. (March 1986). "Two Supergiants in the Large Magellanic Cloud with Thick Dust Shells". Astrophysical Journal. 302: 675. Bibcode:1986ApJ...302..675E. doi:10.1086/164028. hdl:1887/6514.
  7. ^ a b c Soszyñski, I.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud". 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). "The wind speeds, dust content, and mass-loss rates of evolved AGB and RSG stars at varying metallicity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 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). "The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys–Davidson limit revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 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). "Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants". Astronomy & Astrophysics. 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). "Resolving the dusty torus and the mystery surrounding LMC red supergiant WOH G64". Proceedings of the International Astronomical Union. 4: 454–458. Bibcode:2009IAUS..256..454O. doi:10.1017/S1743921308028858.
  12. ^ Westerlund, B. E.; Olander, N.; Hedin, B. (1981). "Supergiant and giant M type stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 43: 267–295. Bibcode:1981A&AS...43..267W.
  13. ^ Westerlund, B. E. (1987). "Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA". Astronomy and Astrophysics. Supplement. 70 (3): 311–324. Bibcode:1987A&AS...70..311W. ISSN 0365-0138.
  14. ^ Elias, J. H; Frogel, J. A; Schwering, P. B. W (1986). "Two Supergiants in the Large Magellanic Cloud with Thick Dust Shells". The Astrophysical Journal. 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). "High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer". The Astrophysical Journal. 605 (1): 436–461. arXiv:astro-ph/0401363. Bibcode:2004ApJ...605..436M. doi:10.1086/382218. S2CID 7851916.
  16. ^ The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detectionof rotational CO emission from two red supergiants in the LargeMagellanic Cloud