ВФТС 682 - VFTS 682

ВФТС 682
Яркая звезда VFTS 682 в Большом Магеллановом Облаке.jpg
VFTS 682 находится в самом центре этого изображения туманности Тарантул.
Кредит: ESO / M.-R. Обзор Cioni / VISTA Magellanic Cloud. Благодарность: Cambridge Astronomical Survey Unit
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05час 38м 55.51s[1]
Склонение−69° 04′ 26.72″[1]
Видимая величина  (V)16.08[2]
Характеристики
Спектральный типWN5h[3]
U − B индекс цвета-0.349[4]
B − V индекс цвета-0.58[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)300[5] км / с
Расстояние164,000 лы
(50,000 ПК )
Абсолютная величина  (MV)-6.83±0.12[5]
Абсолютный болометрический
величина  (Mболт)		-11.5
Подробности
Масса137.8+27.5
−15.9[6] M☉
Радиус20.2+2.5
−2.3[6] р☉
Яркость3,200,000[5] L☉
Температура54,450±1,960[6] K
Скорость вращения (v грехя)<200[6] км / с
Возраст1.0±0.2[6] годы
Прочие обозначения
2МАССА J05385552-6904267, IRSF J05385552-6904267, ДЕНИС J053855.4-690425, ДЕНИС J053855.5-690426, Дор IRS 153
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

ВФТС 682 это Звезда Вольфа – Райе в Большое Магелланово Облако. Он расположен более 29 парсек (95 лы ) к северо-востоку от массивной кластер R136 в Туманность Тарантул.[5] Он в 150 раз больше массы Солнца и в 3,2 миллиона раз ярче, что делает его одним из самый массовый и самый яркий звезды известны.

Открытие

VFTS 682 - известный инфракрасный источник в Большом Магеллановом Облаке, который неоднократно каталогизировался. В 1992 г. он был обозначен позицией 153 в списке возможных протозвезды.[7] В 2009 году он снова был классифицирован как вероятный молодой звездный объект из-за его исключительной инфракрасной светимости.[8]

В VLT -FLAMES Обзор тарантулов (VFTS) подробно изучил 800 массивных звезд и определил спектральный класс WN5h для VFTS 682. Он сильно покраснел и визуально на несколько величин слабее, чем другие звезды аналогичной светимости и температуры в области 30 дорадов.[2]

Убегай

VFTS 682 находится в большой области звездообразования туманности Тарантул, но не в плотном массивном скоплении. Существование чрезвычайно массивной и чрезвычайно молодой звезды в некоторой изоляции является неожиданным, поскольку ожидается, что эти звезды образуются только из самых массивных и плотных молекулярных облаков и, следовательно, образуются большими группами, такими как R136 в результате конкурентной аккреции или звездных слияний. Для образования изолированной массивной звезды потребовались бы разные модели, чтобы позволить монолитную дисковую аккрецию очень массивных звезд.

VFTS 682 находится достаточно близко к R136, чтобы он мог там образоваться и выбрасываться. Головной ударной волны не обнаружено, и его объемная скорость ниже, чем у большинства беглецы, но достаточно большой и в нужном направлении, чтобы это могло быть от R136.[9]

Характеристики

Высокая масса звезды 150M☉ сжимает ядро ​​до высокой температуры и вызывает очень быстрое слияние через Цикл CNO, что привело к чрезвычайно высокой светимости 3,2 миллионаL☉. Звезда в 22 раза больше радиуса Солнца, но из-за своей высокой температуры она излучает в 3,2 миллиона раз больше энергии, в основном в ультрафиолетовых длинах волн, поэтому она всего в 43000 раз ярче Солнца визуально. Почти 99% (АV = 4.5) ультрафиолетового и визуального излучения затем блокируется межзвездным материалом. Светимость, интенсивное УФ-излучение и химический состав поверхностных слоев звезды приводят к звездный ветер со скоростью до 2600 км / с (1600 миль / с).[9]

Эволюция

Звезды столь же массивны, как VFTS 682 с металличность Типичное для Большого Магелланова Облака будет поддерживать почти однородную химическую структуру из-за сильной конвекции и вращательного перемешивания. Это приводит к сильному увеличению поверхностного содержания гелия и азота даже во время горения водорода в активной зоне. Скорость их вращения также значительно снизится из-за потери массы и раздувания оболочки, так что гамма-всплески маловероятны, когда звезда этого типа достигает коллапса ядра.

Ожидается, что очень массивные звезды разовьются непосредственно из богатых водородом молодых звезд, показывающих спектр Of или WNh, в классические бедные водородом. Звезды Вольфа – Райе, возможно, с коротким периодом в виде светящейся синей переменной. Они будут продолжать быстро терять массу, проходя стадии WN, WC и WO, прежде чем взорваться как тип Ic сверхновая звезда и оставив позади черная дыра. Неясно, будет ли образовавшаяся сверхновая светиться недосветной или даже невидимой из-за коллапса в черную дыру или слишком светящейся из-за большой массы выброшенного радиоактивного никеля.56.

Общее время жизни составило бы около 2-3 миллионов лет, причем последние полмиллиона лет или около того она была потрачена на то, чтобы звезда Вольфа Райе сжигала гелий в ядре, и очень короткий период сжигал более тяжелые элементы.[10][11]

Рекомендации

  1. ^ а б Cutri, R.M .; Скруцкие, М. Ф .; Van Dyk, S .; Beichman, C.A .; Карпентер, Дж. М .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Копан, Э. Л .; Киркпатрик, Дж. Д .; Light, R.M .; Марш, К. А .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Вайнберг, М .; Wheaton, W.A .; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Онлайн-каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C. 2246. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  2. ^ а б c Evans, C.J .; Taylor, W. D .; Hénault-Brunet, V .; Sana, H .; Де Котер, А .; и другие. (Июнь 2011 г.). «Исследование тарантулов VLT-FLAMES. I. Введение и обзор наблюдений». Астрономия и астрофизика. 530: A108. arXiv:1103.5386. Bibcode:2011A и A ... 530A.108E. Дои:10.1051/0004-6361/201116782. S2CID  54501763.
  3. ^ Bressert, E .; Bastian, N .; Evans, C.J .; Sana, H .; Hénault-Brunet, V .; и другие. (Июнь 2012 г.). "VLT-FLAMES Tarantula Survey. IV. Кандидаты на изолированное крупномассивное звездообразование в 30 Doradus". Астрономия и астрофизика. 542: A49. arXiv:1204.3628. Bibcode:2012A и A ... 542A..49B. Дои:10.1051/0004-6361/201117247. S2CID  73666622.
  4. ^ Паркер, Джоэл Вм. (1992). «30 Doradus в большом Магеллановом облаке: звездное содержимое и начальная функция массы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 104: 1107. Bibcode:1992PASP..104.1107P. Дои:10.1086/133097.
  5. ^ а б c d Bestenlehner, J.M .; Vink, J. S .; Gräfener, G .; Najarro, F .; Evans, C.J .; и другие. (Июнь 2011 г.). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES. III. Очень массивная звезда, очевидно изолированная от массивного скопления R136». Астрономия и астрофизика. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A & A ... 530L..14B. Дои:10.1051/0004-6361/201117043. S2CID  119305523.
  6. ^ а б c d е Schneider, F.R.N .; Sana, H .; Evans, C.J .; Bestenlehner, J.M .; Castro, N .; Fossati, L .; Gräfener, G .; Langer, N .; Рамирес-Агудело, О. Х .; Sabín-Sanjulián, C .; Simón-Díaz, S .; Tramper, F .; Crowther, P.A .; Де Котер, А .; Де Минк, С.Э.; Dufton, P.L .; Гарсия, М .; Gieles, M .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Izzard, R.G .; Kalari, V .; Леннон, Д. Дж .; Maíz Apellániz, J .; Маркова, Н .; Najarro, F .; Подсядловски, Ph .; Puls, J .; Taylor, W. D .; и другие. (2018). «Избыток массивных звезд в местной звездной вспышке 30 Дорад». Наука. 359 (6371): 69–71. arXiv:1801.03107. Bibcode:2018Научный ... 359 ... 69S. Дои:10.1126 / science.aan0106. PMID  29302009. S2CID  206658504.
  7. ^ Hyland, A.R .; Стро, Стивен; Jones, T. J .; Гатли, Ян (1992). «Звездное образование в Магеллановых Облаках. IV - Протозвезды в окрестностях 30 Дорад». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 257 (3): 391. Bibcode:1992МНРАС.257..391Н. Дои:10.1093 / mnras / 257.3.391. ISSN  0035-8711.
  8. ^ Gruendl, Robert A .; Чу, Ю-Хуа (2009). «Молодые звездные объекты большой и средней массы в большом Магеллановом облаке». Приложение к астрофизическому журналу. 184 (1): 172. arXiv:0908.0347. Bibcode:2009ApJS..184..172G. Дои:10.1088/0067-0049/184/1/172. S2CID  18913261.
  9. ^ а б Banerjee, S .; Kroupa, P .; О, С. (февраль 2012 г.). «Сбежавшие массивные звезды из R136: очень вероятно, что VFTS 682 станет» медленным побегом"". Астрофизический журнал. 746 (1): 15. arXiv:1111.0291. Bibcode:2012ApJ ... 746 ... 15B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 746/1/15. S2CID  117959362.
  10. ^ Юсоф, Н .; Hirschi, R .; Meynet, G .; Crowther, P.A .; Экстром, С .; и другие. (Август 2013). «Эволюция и судьба очень массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 433 (2): 1114. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013МНРАС.433.1114Y. Дои:10.1093 / mnras / stt794. S2CID  26170005.
  11. ^ Köhler, K .; Langer, N .; Де Котер, А .; Де Минк, С.Э.; Crowther, P.A .; и другие. (Январь 2015 г.). «Эволюция вращающихся очень массивных звезд с составом БМО». Астрономия и астрофизика. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A & A ... 573A..71K. Дои:10.1051/0004-6361/201424356. S2CID  28962151.