Википедија

WOH G64

WOH G64 (IRAS 04553-6825) — необична ѕвезда, црвен суперџин во сателитската галаксија Големиот Магеланов Облак (ГМО) во јужното соѕвездие Златна Рипка. Таа е најголемата позната ѕвезда чиј полупречник е потврден.[12] Таа е исто така еден од најсјајните и најмасивните црвени суперџинови, со полупречник пресметан да биде околу 1.540 пати поголем од оној на Сонцето R ☉) и сјајност околу 282.000 пати поголема од сончевата светлина (L☉).

WOH G64

Првата слика одблиску на ѕвезда надвор од Млечниот пат направена од МГТ.
Автор: ESO
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Златна Рипка (LMC)
Ректасцензија 04ч 55м &1000000000010525200000010,5252с[1]
Деклинација −68° 20′ &1000000000002999800000029,998″[1]
Прив. величина (V) 17.7 - 18.8[2]
Особености
Развојна фаза OH/IR црвен суперџин
Спектрален тип M5 I[3] – M7.5e[4]

[5]

Привидна ѕвездена величина (K) 6.849[6]
Привидна величина (R) 15.69[7]
Привидна величина (G) 15.0971[1]
Привидна величина (I) 12.795[8]
Привидна величина (J) 9.252[6]
Привидна величина (H) 7.745[6]
Променлив тип Богата со јаглерод ДПЅ (Мирида?)[8]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)294 ± 2[3] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 1.108[1] млс/г
Дек.: −1.348[1] млс/г
Паралакса (π)−0.2280 ± 0.0625[1] млс
Оддалеченост160,000 сг
(50,000[3] пс)
Апсолутна величина (MV)−6.00[3]
Податоци
Маса25 ± 5 (почетна маса)[3] M☉
Полупречник1,540 ± 77[3][9][10] R☉
Површ. грав. (log g)+0.0[11]–−0.5[3]
Сјајност282,000+34,400
30,700[3] L☉
Температура3,400 ± 25[3] K
Други ознаки
WOH G064, 2MASS J04551048-6820298, IRAS 04553-6825, MSX LMC 1182
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

WOH G64 е опкружен со оптички густа обвивка од прашина од приближно светлосна година во пречник, која содржи 3 до 9 пати поголема од Сончевата маса на исфрлен материјал што е создаден од силниот ѕвезден ветер.[13] Доколку биде поставена во средината на Сончевиот Систем, фотосферата на ѕвездата би ја проголтала орбитата на Јупитер.

Откритие

уреди

WOH G64 била откриена во 1970-тите од Бенгт Вестерлунд, Оландер и Хедин. Како и NML Лебед, „WOH“ во името на ѕвездата доаѓа од имињата на нејзините тројца откривачи, но во овој случај се однесува на цел каталог на џиновски и суперџинови ѕвезди во ГМО.[14] Вестерлунд, исто така, открил уште една значајна црвена суперџин ѕвезда, Вестерлунд 1-26, пронајдена во масивното ѕвездено суперјато Вестерлунд 1 во соѕвездието Олтар.[15] Во 1986 година, инфрацрвените набљудувања покажале дека станува збор за многу прозрачен суперџин опкружен со гас и прашина кои апсорбирале околу три четвртини од нејзиното зрачење.[5]

Во 2007 година, набљудувачите со помош на Многу голем телескоп (VLT) покажале дека WOH G64 е опкружен со облак во облик на тор.

Растојание

уреди

Растојанието на WOH G64 се претпоставува дека е околу 50.000 парсеци или 160.000 светлосни години далеку од Земјата, бидејќи се смета дека е во Големиот Магеланов Облак. Паралаксата за издавање податоци на Gaia 2 за WOH G64 е −0,2280 ± 0,0625 и негативната паралакса не обезбедува сигурно растојание.

Варијабилност

уреди

WOH G64 редовно варира во осветленоста за повеќе од величина при визуелни бранови должини со примарен период од околу 800 денови.[7] Ѕвездата страда од над шест величини на изумирање при визуелни бранови должини, а варијацијата во инфрацрвените бранови должини е многу помала. Таа е опишана како Мира богата со јаглерод или променлива со долг период, која нужно би била ѕвезда со асимптотична џиновска гранка (AGB ѕвезда) наместо суперџин.[8] Варијабилноста на осветленоста била потврдена од други истражувачи во некои спектрални опсези, но не е познато кој е вистинскиот тип на променлива. Не е пронајдена значајна спектрална варијација.

Физички својства

уреди
 
Впечаток на уметникот за правливиот тор околу WOH G64 (Европска јужна опсерваторија)

Спектралниот тип на WOH G64 е даден како M5, но обично се открива дека има многу поладен спектрален тип M7.5, многу невообичаен за суперџинска ѕвезда.

WOH G64 е класифицирана како екстремно прозрачен суперџин од класата М и најверојатно ќе биде најголемата ѕвезда и најсветлиот и најстуден црвен суперџин во ГМО. Комбинацијата на температурата и сјајноста на ѕвездата ја поставува кон горниот десен агол на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Еволуираната состојба на ѕвездата значи дека таа повеќе не може да се задржи на својата атмосфера поради малата густина, високиот притисок на зрачење и релативно непроѕирните производи на термојадреното соединување. Има просечна стапка на загуба на маса од 3,1 до 5,8 годишно, меѓу најпознатите и невообичаено високи дури и за црвен суперџин.[16][17]

Параметрите на WOH G64 се непознати. Врз основа на спектроскопски мерења претпоставувајќи сферични обвивки, првично било пресметано дека ѕвездата е помеѓу 490,000 and 600,000 L☉, што сугерира почетни маси најмалку 40 M☉ и следствено поголеми вредности за полупречникот помеѓу 2,575 и 3,000 R☉.[18] Едно од овие мерења од 2018 година дало сјајност од 432,000 L☉ и повисока делотворна температура од 3,500 К, базирано на оптичка и инфрацрвена фотометрија и претпоставувајќи сферично-симетрично зрачење од околната прашина. Ова би сугерирало полупречник од 1,788 R☉.

 
WOH G64 во споредба со сонцето.

Мерењата од 2007 година со помош на Многу голем телескоп (МГТ) и дале на ѕвездата булометриска сјајност од 282,000+40,000
30,000 L☉ врз основа на моделирање на радијативен пренос на околниот тор, што сугерира почетна маса од 25 ± 5 и радиус околу 1,730 R☉ врз основа на претпоставката за делотворната температура од 3,200 К. Во 2009 година, Левеск пресметал делотворна температура од 3,400 ± 25 со спектрално приспособување на оптичкиот и близу UV SED. Усвојувањето на сјајноста на Онака со оваа нова температура дава полупречник од 1,540 но со маргина на грешка од 5% или 77 R☉. Тие физички параметри се конзистентни со најголемите галактички црвени суперџинови и хиперџинови пронајдени на друго место, како што е VY Големо Куче и со теоретските модели на најстудени, најсветли и најголеми можни суперџинови (на пр. границата на Хајаши или границата на Хамфрис-Дејвидсон). Игнорирање на ефектот на правливиот тор во пренасочувањето на инфрацрвеното зрачење, проценува 1,970 - 1,990 R☉ врз основа на осветленост од 450,000+150,000
120,000 и делотворна температура од 3.372 - 3,400 келвини.

Спектрални карактеристики

уреди

Откриено е дека WOH G64 е истакнат извор на OH, H2O, и SiO масер емисии, што е типично за суперџинова ѕвезда OH/IR. Покажува необичен спектар на небуларна емисија; жешкиот гас е богат со азот и има радијална брзина значително попозитивна од онаа на ѕвездата. Ѕвездената атмосфера создава силна силикатна апсорпциона лента во средни инфрацрвени бранови должини, придружена со линиска емисија поради високао возбудениот јаглерод моноксид.[19]

Можен придружник

уреди

WOH G64 има можен придружник на ѕвезда од главната низа од доцниот О-тип со булометриска величина од − 7,5 или сјајност од 100,000 L☉, што би ја направило WOH G64 двојна ѕвезда, иако нема потврда за ова набљудување, а облаците од прашина што се мешаат го отежнуваат проучувањето на ѕвездата.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 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. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  2. ↑ Bhardwaj, Anupam; Kanbur, Shashi; He, Shiyuan; Rejkuba, Marina; Matsunaga, Noriyuki; De Grijs, Richard; Sharma, Kaushal; Singh, Harinder P.; Baug, Tapas; Ngeow, Chow-Choong; Ou, Jia-Yu (2019). „Multiwavelength Period-Luminosity and Period-Luminosity-Color Relations at Maximum Light for Mira Variables in the Magellanic Clouds“. The Astrophysical Journal. 884 (1): 20. arXiv:1908.01795. Bibcode:2019ApJ...884...20B. doi:10.3847/1538-4357/ab38c2. S2CID 199452754.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 3,8 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.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 5,0 5,1 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-access= бара |hdl= (help)
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). „VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  7. ↑ 7,0 7,1 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.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 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.
  9. ↑ Levesque, E. M. (June 2010). The Physical Properties of Red Supergiants. Hot and Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution ASP Conference Series. 425. стр. 103. arXiv:0911.4720. Bibcode:2010ASPC..425..103L. S2CID 8921166.
  10. ↑ Beasor, Emma R.; Smith, Nathan (2022-05-01). „The Extreme Scarcity of Dust-enshrouded Red Supergiants: Consequences for Producing Stripped Stars via Winds“. The Astrophysical Journal. 933 (1): 41. arXiv:2205.02207. Bibcode:2022ApJ...933...41B. doi:10.3847/1538-4357/ac6dcf. S2CID 248512934 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  11. ↑ 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.
  12. ↑ Jones, Olivia; Woods, Paul; Kemper, Franziska; Kraemer, Elena; Sloan, G.; Srinivasan, Sivakrishnan; Oliveira, Joana; van Loon, Jacco; Boyer, Martha (May 7, 2017). „The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: the life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud. Point source classification – III“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (3): 3250–3282. arXiv:1705.02709. doi:10.1093/mnras/stx1101. Посетено на 23 June 2022.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ de Wit, S.; Bonanos, A.Z.; Tramper, F.; Yang, M.; Maravelias, G.; Boutsia, K.; Britavskiy, N.; Zapartas, E. (2023). „Properties of luminous red supergiant stars in the Magellanic Clouds“. Astronomy and Astrophysics. 669: 17. arXiv:2209.11239. Bibcode:2023A&A...669A..86D. doi:10.1051/0004-6361/202243394.
  18. ↑ 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 (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.
  19. ↑ The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detectionof rotational CO emission from two red supergiants in the LargeMagellanic Cloud
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=WOH_G64&oldid=5304493“