Melnick 34

Melnick 34
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildSvärdfisken
Rektascension05t 38m 44,26s[1]
Deklination-69° 06′ 05,88″[1]
Skenbar magnitud ()+13,09[1]
Stjärntyp
SpektraltypWN5h + WN5h[2]
B–V+0,25[1]
VariabeltypWolf-Rayet-stjärna
Astrometri
Radialhastighet ()+287 ± 5[2] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +1,848 ± 0,028[3] mas/år
Dek.: +0,490 ± 0,029[3] mas/år
Parallax ()0,0269 ± 0,0205[3]
Avståndca 163 000 lå (49 970[4] pc)
Absolut magnitud ()-7,42[2]
Detaljer
Massa148[5] M☉
Radie19,3 ± 2,8[2] R☉
Luminositet2 042 000[5] L☉
Temperatur53 000 ± 1 200[2] K
Ålder0,5 ± 0,3[2] miljoner år
Andra beteckningar
BAT 99-116[6], Brey 84, 2MASS J05384424-6906058, SSTISAGEMC J053844.22-690605.8, UCAC4 105-014328, [P93] 1134, Gaia DR3 4657685534828257792, Gaia DR2 4657685534828257792[3]

Melnick 34, även känd som BAT99-116, är en binär Wolf-Rayet-stjärna nära R136 i 30 Doradus-komplexet (Tarantelnebulosan) i Stora magellanska molnet (LMC) i södra delen av stjärnbilden Svärdfisken. Den har en skenbar magnitud av ca 13,09[1] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Early Data Release 2 på ca 0,0269 mas[4] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 163 000 ljusår (ca 49 970 parsec) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet av ca 287 km/s.[2] Båda komponenterna är bland de mest massiva och mest ljusstarka stjärnorna som är kända och systemet är den mest massiva kända dubbelstjärnan.

Observation

NGC 2070-regionen. MK 34 är den ljusa isolerade stjärnan till vänster om R136- klustret i den högra bilden.

Melnick 34 är en dubbelstjärna med en omloppsperiod på 155 dygn. Den visar hög röntgenljusstyrka som är karakteristisk för dubbelstjärnor i kolliderande stjärnvind och periodiska variationer i ljusstyrka, spektral absorption och röntgenljusstyrka.[7]

Banan har beräknats utifrån spektroskopiska observationer med Very Large Telescope. De två komponenterna har identisk spektraltyp av WN5h och spektrallinjerna för var och en varierar med en period av 155 dygn, vilket indikerar projicerade omloppsrörelser med hastighet på 130 respektive 141 km/s. De liknande omloppshastigheterna visar att de två komponenterna har liknande massa. Följeslagaren har en massa av 92 procent av primärstjärnans, förutsatt en banlutning nära 50°. Lutningen av 50° matchar bäst omloppsegenskaperna för de två stjärnorna med deras observerade egenskaper. Banan är måttligt excentrisk, med en periastronseparation på ca.0,9 AE.[2]

Egenskaper

R136 i NGC 2070, med Melnick 34 just till vänster om den central koncentrationen.

Primärstjärnan Melnik 34 A är en blå superjättestjärna i huvudserien av spektralklass WN5h.[2] Den har en massa av ca 148[5] solmassor, en radie av ca 19[2] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 2 042 000[5] gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 53 000 K.[2]

Följeslagaren Melnick 34 B, är en blå superjättestjärna i huvudserien av spektralklass WN5h.[2] Den har en massa av ca 135 solmassr,[5] en radie av ca 18[2] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 1 585 000[5] gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 53 000 K.[2]

De två komponenterna i Melnick 34 har spektra med framträdande emissionslinjer av högjoniserat helium, kväve och kol. Suffixet h anger att spektret också innehåller vätelinjer som vanligtvis inte ses i Wolf-Rayet-spektra. Styrkan hos heliumemissionslinjerna i spektret visar att stjärnans yttre skikt består av 35 procent helium.[2] Emissionslinjespektra för de två stjärnorna påverkas av kraftig massförlust som genereras av en tät stjärnvind. Båda stjärnorna har en stjärnvind med en hastighet på ca 2 500 km/s vilket gör att varje stjärna tappar mer än en solmassa per 10 000 år, en miljard gånger starkare än solvinden.[2]

Utveckling

Även om Wolf-Rayet-stjärnor vanligtvis är gamla stjärnor som har förlorat sina yttre lager av väte, är vissa mycket unga massiva stjärnor, som fortfarande innehåller väte. Båda stjärnorna i Melnick 34 är mycket unga, och helium-, kol- och kvävefusionsprodukterna i deras spektra genereras av den starka konvektion som sker i massiva huvudseriestjärnor och genom rotationsblandning. Stjärnorna har en projicerad rotationshastighet av ungefär 240 respektive 250 km/s.[2]

Modellering av stjärnornas utveckling ger åldrar på ungefär 500 000 år, med nuvarande massor på cirka 139 respektive 127 solmassor och initiala massor på 144 respektive 131 solmassor. Dessa liknar massorna som härleds från observation. Stjärnorna förväntas ha en livslängd med kärnfusion av väte på cirka 2,2 miljoner år och förväntas inte genomgå något betydande massutbyte under dess utveckling. Båda stjärnorna bör nå kärnkollaps med massor för höga för att bli en normal supernova. Istället kommer de sannolikt att bli en svag supernova följt av kollaps till ett svart hål, eller direkt kollapsa till ett svart hål utan någon synlig explosion.[2]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Melnick 34, 24 augusti 2024.

Noter

  1. ^ [a b c d e] Doran, E. I.; Crowther, P. A.; de Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Grafener, G.; Herrero, A.; Kohler, K.; Maiz Apellaniz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; van Loon, J. Th.; Vink, J. S. (2013). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus". Astronomy & Astrophysics. 558: 134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A&A...558A.134D. doi:10.1051/0004-6361/201321824. S2CID 118510909.
  2. ^ [a b c d e f g h i j k l m n o p q r] Tehrani, Katie A.; Crowther, Paul A.; Bestenlehner, Joachim M.; Littlefair, Stuart P.; Pollock, A M T.; Parker, Richard J.; Schnurr, Olivier (2019). "Weighing Melnick 34: The most massive binary system known". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 484 (2): 2692–2710. arXiv:1901.04769. Bibcode:2019MNRAS.484.2692T. doi:10.1093/mnras/stz147.
  3. ^ [a b c d] https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=BAT99+116. Hämtad 2024-09-16.
  4. ^ [a b] Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (7 March 2013). "An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent". Nature. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. doi:10.1038/nature11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
  5. ^ [a b c d e f] Shenar, T.; Sablowski, D. P.; Hainich, R.; Todt, H.; Moffat, A. F. J.; Oskinova, L. M.; Ramachandran, V.; Sana, H.; Sander, A. A. C.; Schnurr, O.; St-Louis, N.; Vanbeveren, D.; Götberg, Y.; Hamann, W.-R. (2019). "The Wolf–Rayet binaries of the nitrogen sequence in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. 627: A151. doi:10.1051/0004-6361/201935684.
  6. ^ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). "The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 137 (1): 117–145. Bibcode:1999A&AS..137..117B. doi:10.1051/aas:1999240.
  7. ^ Pollock, A. M. T; Crowther, P. A; Tehrani, K; Broos, Patrick S; Townsley, Leisa K (2017). "The 155-day X-ray cycle of the very massive Wolf-Rayet star Melnick 34 in the Large Magellanic Cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (3): 3228–3236. arXiv:1803.00822. Bibcode:2018MNRAS.474.3228P. doi:10.1093/mnras/stx2879.

Vidare läsning

  • Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; et al. (2016). ”The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 458 (1): sid. 624–659. doi:10.1093/mnras/stw273. Bibcode: 2016MNRAS.458..624C. 
  • Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; et al. (2014). ”The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics 565: sid. A27. doi:10.1051/0004-6361/201322696. Bibcode: 2014A&A...565A..27H. 
  • Groh, J. H.; Meynet, G.; Georgy, C.; Ekström, S. (2013). ”Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death”. Astronomy & Astrophysics 558: sid. A131. doi:10.1051/0004-6361/201321906. Bibcode: 2013A&A...558A.131G. 

Externa länkar

Stjärnor i Svärdfisken
Bayer
Variabler
HD
Övriga
B90  · BAT99-7  · BAT99-66  · BAT99-68  · BAT99-98  · BAT99-104  · BAT99-123  · BI 253  · Gliese 163  · HE 0437-5439  · Hodge 301  · HV 888  · IRAS 05280–6910  · LHA 120-S 79  · LH 41-1042  · LH 54-425  · LMC195-1  · LMC X-2  · LMC X-3  · MACHO 80.7443.1718  · Melnick 34  · Melnick 42  · PSR J0523−7125  · PSR J0537−6910  · PSR J0540−6919  · R85  · R99  · R136  · R136a  · R136a1  · R136a2  · R136a3  · R136b  · R136c  · R139  · R145  · Sanduleak -69° 202  · SNR 0509-67.5  · SGR 0525−66  · TOI-700  · TOI-813  · VFTS 102  · VFTS 243  · VFTS 352  · VFTS 682  · WASP-62 (Naledi)  · WOH G 64

Media som används på denna webbplats

Golden star.svg
(c) I, Ssolbergj, CC BY 3.0
Gold-shaded star.
Grand star-forming region R136 in NGC 2070 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg
A Hubble Space Telescope image of the R136 super star cluster, near the center of the 30 Doradus Nebula, also known as the Tarantula Nebula or NGC 2070. (Converted to JPG from the source TIFF file)
ESO - Eso1030a (by).jpg
Författare/Upphovsman: ESO/P. Crowther/C.J. Evans, Licens: CC BY 4.0
Using a combination of instruments on ESO’s Very Large Telescope, astronomers have discovered the most massive stars to date, some weighing at birth more than 300 times the mass of the Sun, or twice as much as the currently accepted limit of 150 solar masses. The most extreme of these stars was found in the cluster RMC 136a (or R136 as it is more usually named). Named R136a1, it is found to have a current mass of 265 times that of the Sun. Being a little over a million years old, R136a1 is already “middle-aged” and has undergone an intense weight-loss programme, shedding a fifth of its initial mass over that time, or more than fifty solar masses. It also has the highest luminosity, close to 10 million times greater than the Sun.

R136 is a cluster of young, massive and hot stars located inside the Tarantula Nebula, in one of the neighbourhood galaxies of the Milky Way, the Large Magellanic Cloud, 165 000 light-years away. R136 contains so many stars that on a scale equivalent to the distance between the Sun and the nearest star there are tens of thousands of stars. Hundreds of these stars are so incredibly bright that if we were to sit on a (hypothetical) planet in the middle of the cluster the sky would never get dark.

This montage shows a visible-light image of the Tarantula nebula as seen with the Wide Field Imager on the MPG/ESO 2.2-metre telescope (left) along with a zoomed-in visible-light image from the Very Large Telescope (middle). A new image of the R136 cluster, obtained with the near-infrared MAD adaptive optics instrument on the Very Large Telescope is shown in the right-hand panel, with the cluster itself at the lower right. The MAD image provides unique details on the stellar content of the cluster.
Dorado IAU.svg
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Dorado chart