NGC 3603-A1 - NGC 3603-A1
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Карина |
| Прямое восхождение | 11час 15м 07.305s[1] |
| Склонение | −61° 15′ 38.43″[1] |
| Видимая величина (V) | 11.18[1] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | WN6h + WN6h[2] |
| B − V индекс цвета | 1.03[1] |
| Тип переменной | EA[3] |
| Астрометрия | |
| Правильное движение (μ) | РА: 2.4[4] мас /год Декабрь: 2.8[4] мас /год |
| Расстояние | 7,600[2] ПК |
| Абсолютная величина (MV) | −8.13[2] |
| Орбита[3] | |
| Начальный | A1a |
| Компаньон | A2b |
| Период (П) | 3.7724 дней |
| Эксцентриситет (е) | 0 |
| Наклон (я) | 71° |
| Полу-амплитуда (K1) (начальный) | 330 ± 20 км / с |
| Полуамплитуда (K2) (вторичный) | 433 ± 53 км / с |
| Подробности | |
| A1a | |
| Масса | 120[2] M☉ |
| Радиус | 29[2] р☉ |
| Яркость | 2,500,000[2] L☉ |
| Температура | 42,000[2] K |
| Возраст | 1.5[2] Myr |
| A1b | |
| Масса | 92[2] M☉ |
| Радиус | 26[2] р☉ |
| Яркость | 1,500,000[2] L☉ |
| Температура | 40,000[2] K |
| Возраст | 1.5[2] Myr |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
NGC 3603-A1 (HD 97950A1) является двойным затмевающим двойная звезда система, расположенная в центре HD 97950 кластер в NGC 3603 область звездообразования, около 25000 световых лет из земной шар. Обе звезды относятся к спектральному классу WN6h и относятся к самый яркий и самый массовый известен.
HD 97950 была внесена в каталог как звезда, но была известна как плотное скопление или близкая кратная звезда. В 1926 году шести самым ярким участникам были присвоены буквы от A до F,[5] хотя с тех пор некоторые из них превратились в более чем одну звезду.[6] Звезда А сначала была разделена на три компонента с использованием спекл-интерферометрия, хотя теперь их можно напрямую отображать с помощью космической или адаптивной оптики.[1] В конце концов было установлено, что компонент A1 является спектрально-двойным.[7]
Две составляющие звезды NGC 3603-A1 обращаются друг вокруг друга каждые 3,77 дня и показывают изменения яркости примерно на 0,3 звездной величины из-за затмений. Звезды вращаются по орбите очень близко друг к другу, разделенные едва ли их собственные диаметры, и на уровне или почти заполняют их. доли Роша.[7]
Массы A1a и A1b, определенные из параметров орбиты, составляют 116 ± 31M☉ и 89 ± 16M☉соответственно.[3] Это делает их двумя самыми массивными звездами, которые измеряются напрямую, то есть с их массами, определенными (с использованием кеплеровских орбит), а не оцененными с помощью моделей. Массы, оцененные на основе анализа физических свойств, немного выше и составляют 120M☉ и 92M☉.
Каждый компонент представляет собой Вольф-Райе (WR) звезда, в спектрах которой преобладают сильные уширенные линии излучения. Тип WN6 указывает на то, что линии ионизированного азота более сильные по сравнению с линиями ионизированного углерода, а суффикс час указывает на то, что водород также виден в спектре. Этот тип звезды WR - это не классическая стареющая звезда с полосой горящего гелия, а молодой очень светящийся объект с Цикл CNO продукты плавления, видимые на поверхности из-за сильного обычного и вращательного перемешивания, а также высокой скорости потери массы из атмосферы. Эмиссионные линии генерируются в звездный ветер и фотосфера полностью скрыт. Доля водорода на поверхности все еще оценивается в 60-70%.[2]
Хотя звезды очень молодые, им около 1,5 миллионов лет, они уже потеряли значительную часть своей первоначальной массы. Начальные массы оцениваются в 148M☉ и 106M☉, то есть они потеряли 28M☉ и 14M☉ соответственно.[2]
Рекомендации
- ^ а б c d е Мелена, Николас В .; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия I .; Зангари, Аманда М. (2008). «Массивное звездное содержание NGC 3603». Астрономический журнал. 135 (3): 878–891. arXiv:0712.2621. Bibcode:2008AJ .... 135..878M. Дои:10.1088/0004-6256/135/3/878. ISSN 0004-6256.
- ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о Crowther, P.A .; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Юсоф, Н .; Паркер, Р. Дж .; Goodwin, S.P .; Кассим, Х.А. (2010). "В звездном скоплении R136 есть несколько звезд, индивидуальные массы которых значительно превышают принятые 150 M⊙ предел звездной массы ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 408 (2): 731–751. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010МНРАС.408..731С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x.
- ^ а б c Schnurr, O .; Casoli, J .; Chené, A. -N .; Moffat, A.F.J .; Сент-Луис, Н. (2008). «Очень массивная двойная NGC 3603-A1». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 389 (1): L38 – L42. arXiv:0806.2815. Bibcode:2008МНРАС.389Л..38С. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2008.00517.x.
- ^ а б Zacharias, N .; и другие. (2004). "Второй каталог CCD астрографов морской обсерватории США (UCAC2)". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 1289 (5): 3043–3059. arXiv:Astro-ph / 0403060. Bibcode:2003гКат.1289 .... 0Z. Дои:10.1086/386353.
- ^ Ван ден Бос, В. Х. (1928). «Еще одна туманная множественная звезда». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов. 4: 261. Bibcode:1928БАН ..... 4..261В.
- ^ Моффат, Энтони Ф. Дж .; Дриссен, Лоран; Шара, Майкл М. (1994). «NGC 3603 и ее звезды Вольфа-Райе: галактический клон R136 в ядре 30 дорада, но без массивного окружающего гало скопления». Астрофизический журнал. 436: 183. Bibcode:1994ApJ ... 436..183M. Дои:10.1086/174891.
- ^ а б Moffat, A. F. J .; Poitras, V .; Марченко, С. В .; Shara, M. M .; Zurek, D. R .; Bergeron, E .; Антохина Е.А. (2004). "Исследование переменности массивных звезд с помощью космического телескопа Хаббл NICMOS в молодой плотной галактической вспышке звездообразования NGC 3603". Астрономический журнал. 128 (6): 2854–2861. Bibcode:2004AJ .... 128.2854M. Дои:10.1086/425878. ISSN 0004-6256.