Pismis 24-1
| Pismis 24-1 NE | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Skorpionen |
| Rektascension | 17t 24m 43,497s[1] |
| Deklination | -34° 11′ 56,86″[1] |
| Skenbar magnitud () | 11,0[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | O3.5 If*[3] |
| Variabeltyp | förmörkelsevariabel[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -2,0[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,1[6] mas/år Dek.: -1,3[6] mas/år |
| Avstånd | ca 6 500[7] lå (ca 2 000[7] pc) |
| Absolut magnitud () | -6,41[4] |
| Detaljer | |
| Massa | 74[1] M☉ |
| Radie | 18 R☉ |
| Luminositet | 776 000[1] L☉ |
| Temperatur | 42 500 / 41 500 ± [4] K |
| Andra beteckningar | |
| CCDM J17247-3412A ALS 4142, CD-34 11671, GSC 07383-00007, HD 319718, LS 4142, 2MASS J17244349-3411570, 1RXS J172446.8-341224, SSTGLMC G353.1678+00.8946, TYC 7383-7-1, UCAC4 280-119319, uvby98 427240001, WDS J17247-3412A, Pismis 24-1NE, HD 319718A[8] | |
| Pismis 24-1 SW | |
| Observationsdata | |
|---|---|
| Rektascension | 17t 24m 43,481s[1] |
| Deklination | -34° 11′ 57,21″[1] |
| Skenbar magnitud () | 11,10[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | O4 III(f+)[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -2,0[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,1[6] mas/år Dek.: -1,3[6] mas/år |
| Avstånd | ca 6 500[7] lå (ca 2 000[7] pc) |
| Absolut magnitud () | -6,28[4] |
| Detaljer | |
| Massa | 66[1] M☉ |
| Radie | 17 R☉ |
| Luminositet | 646 000[1] L☉ |
| Temperatur | ca 40 000[1] K |
| Andra beteckningar | |
| CCDM J17247-3412A, ALS 4142, CD-34 11671, GSC 07383-00007, HD 319718, LS 4142, 2MASS J17244349-3411570, 1RXS J172446.8-341224, SSTGLMC G353.1678+00.8946, TYC 7383-7-1, UCAC4 280-119319, uvby98 427240001, WDS J17247-3412A, Pismis 24-1SW, HD 319718B[8] | |
Pismis 24-1 eller HD 319718 är en multipelstjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Skorpionen belägen i den öppna stjärnhopen Pismis 24 i nebulosan NGC 6357. Den har en skenbar magnitud av ca 11,0[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Den beräknas befinna sig på ett avstånd på ca 6 500 ljusår (2 000 parsek)[2] från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -2 km/s.[5]
Observation
Pismis 24-1 ansågs en gång vara den mest massiva stjärnan man känner till, men den består av minst tre individuella objekt, vart och ett av de mest lysande och mest massiva stjärnorna som är kända.
Pismis 24-1 katalogiserades först som HD 319718, men upplöstes senare till både Pismis 24-1 och den svagare Pismis 24-16. Den omgivande H II-regionen NGC 6357 är framträdande, men den kompakta öppna stjärnhopen Pismis 24 av 10:e magnituden identifierades inte förrän 1959.[9]
År 1973 upplöstes Pismis 24 i 15 komponenter varav 12 ansågs vara medlemsstjärnor. Den ljusaste numrerades först som Pismis 24-1 och ansågs preliminärt vara en superjätte.[10] Den löstes senare till en spektroskopisk dubbelstjärna av en O3.5 superjätte och en O4 jättestjärna separerade med ca 500 AE.[3]
System
Pismis 24-1 har upplösts visuellt i två komponenter, vanligtvis märkta som NE och SW utifrån deras orientering med varandra. Pismis 24-1 NE är något mer lysande och varmare än 24-1 SW, men är känd för att vara en spektroskopisk dubbelstjärna.[4] Detta är överraskande med tanke på deras spektrala ljusstyrkeklasser, eftersom det skulle göra de enskilda superjättestjärnorna mindre lysande än en enda kallare jättestjärna. Det kan vara så att interaktionen mellan komponenterna i 24-1 NE försvårar dess klassificering, eller så kan O4-jätten också vara en snäv dubbelstjärna.[3]
Pismis 24-1 är faktiskt en svagt förmörkande dubbelstjärna med en period på 2,4 dygn. Det antas vara NE-komponenten som producerar förmörkelserna, men de separata ljuskurvorna för komponenterna har inte upplösts. Ljuskurvan är symmetrisk, vilket anger en nästan cirkulär bana, och de två förmörkande stjärnorna har mycket liknande massa och temperatur.[4]
The Catalog of Components of Double and Multiple Stars listar Pismis 24-1 med att ha två svagare följeslagare på 5,5 och 16,4 bågsekunders avstånd.[11] Detta är inte förvånande eftersom den ingår i en rik öppen stjärnhop med en vidd på bara 1,5 bågminuter.[7]
Egenskaper
De två komponenterna i Pismis 24-1 NE kan inte observeras separat, men analys av deras förmörkelser visar att de är nästan identiska, med temperatur kring 42 000 K. Paret tillsammans är nästan 800 000 gånger så lysande som solen, vilket gör att varje enskild stjärna sannolikt kommer att vara under 400 000 gånger solens luminositet. Spektraltypen av det kombinerade objektet är O3.5 If*, vilket anger en expanderad stjärna med starka emissionslinjer av högjoniserat kväve. Separata spektrala signaturer kan inte anges så det antas att båda stjärnorna har liknande spektra. Massan som ett enda objekt har beräknats till 74 solmassor men varje stjärna skulle ha en mindre massa. Hård röntgenstrålning från närheten av Pismis 24-1 antas vara orsakad av dessa två superjättars kolliderande stjärnvindar.[4]
Pismis 24-1 SW är tydligen en enda stjärna med en spektraltyp av O4 III(f+), som anger en temperatur kring 40 000 K och emmissionslinjer av joniserat kväve, kisel och helium. Ljusstyrkan är cirka 650 000 gånger solens, radien 17 solradier och massan 66 solmassor. Den klassificeras som en jättestjärna på grundval av dess spektrum, men de hetaste O-stjärnorna utvecklar dessa spektrala egenskaper medan de fortfarande har kärnfusion av väte i dess kärna, som ett resultat av kraftig konvektion och kraftfulla stjärnvindar.[4]
När den först modellerades ansågs Pismis 24-1 vara en enda stjärna med en massa på 300 solmassor eller mer, högre än vad som förväntas vara teoretiskt möjligt. Denna uppskattning har minskat eftersom stjärnan upptäcktes vara en dubbelstjärna, sedan en trippel när nyare modeller av stjärnatmosfärer har utvecklats. De senaste massuppskattningarna ligger väl inom teoretiska förväntningar för stjärnbildning utan exotiska förklaringar.[3]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Pismis 24-1, 14 maj 2023..
Noter
- ^ [a b c d e f g h i] Fang, M.; Van Boekel, R.; King, R. R.; Henning, T.; Bouwman, J.; Doi, Y.; Okamoto, Y. K.; Roccatagliata, V.; Sicilia-Aguilar, A. (2012). "Star formation and disk properties in Pismis 24". Astronomy & Astrophysics. 539: A119. arXiv:1201.0833. Bibcode:2012A&A...539A.119F. doi:10.1051/0004-6361/201015914. S2CID 73612793.
- ^ [a b c d] Skiff, B. A. (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2014)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
- ^ [a b c d e] Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, N. I.; Niemela, V. S.; Nelan, E. P. (2007). "Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved". The Astrophysical Journal. 660 (2): 1480–1485. arXiv:astro-ph/0612012. Bibcode:2007ApJ...660.1480M. doi:10.1086/513098. S2CID 15936535.
- ^ [a b c d e f g h i] Barr Domínguez, A.; Chini, R.; Pozo Nuñez, F.; Haas, M.; Hackstein, M.; Drass, H.; Lemke, R.; Murphy, M. (2013). "Eclipsing high-mass binaries. I. Light curves and system parameters for CPD - 51° 8946, PISMIS 24-1, and HD 319702". Astronomy & Astrophysics. 557: A13. arXiv:1306.5482. Bibcode:2013A&A...557A..13B. doi:10.1051/0004-6361/201321642. S2CID 118623790.
- ^ [a b c] Crampton, D. (1972). "Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory - VI. Stars in H II regions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 158: 85–98. Bibcode:1972MNRAS.158...85C. doi:10.1093/mnras/158.1.85.
- ^ [a b c d] Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862.
- ^ [a b c d e] Lima, E. F.; Bica, E.; Bonatto, C.; Saito, R. K. (2014). "Probing embedded star clusters in the HII complex NGC 6357 with VVV". Astronomy & Astrophysics. 568: A16. arXiv:1406.2413. Bibcode:2014A&A...568A..16L. doi:10.1051/0004-6361/201323050. S2CID 56229887.
- ^ [a b] https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=HDE+319718. Hämtad 2024-04-16.
- ^ Pišmiš, P. (1959). "New Southern Star Clusters (Spanish Title: Nuevos Cumulos Estelares en regiones del sur)". Boletín de los Observatorios de Tonantzintla y Tacubaya. 2 (18): 37. Bibcode:1959BOTT....2r..37P.
- ^ Moffat, A. F. J.; Vogt, N. (1973). "Southern open stars clusters. III. UBV-Hbeta photometry of 28 clusters between galactic longitudes 297d and 353d". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 10: 135. Bibcode:1973A&AS...10..135M.
- ^ Dommanget, J.; Nys, O. (1994). "Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition - Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition". Com. De l'Observ. Royal de Belgique. 115: 1. Bibcode:1994CoORB.115....1D.
Externa länkar
- https://www.universeguide.com/star/122640/pismis241b
- https://www.universeguide.com/star/122639/pismis241a
- Massive Stars in Open Cluster Pismis 24 , 2006 December 19.
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Scorpius chart
The star cluster Pismis 24 lies in the core of the large emission nebula NGC 6357 that extends one degree on the sky in the direction of the Scorpius constellation. Part of the nebula is ionised by the youngest (bluest) heavy stars in Pismis 24. The intense ultraviolet radiation from the blazing stars heats the gas surrounding the cluster and creates a bubble in NGC 6357. The presence of these surrounding gas clouds makes probing into the region even harder.
Författare/Upphovsman: ESO/IDA/Danish 1.5 m/ R. Gendler, U.G. Jørgensen, J. Skottfelt, K. Harpsøe, Licens: CC BY 4.0
Home to some of the largest stars ever discovered, the open stellar cluster Pismis 24 blazes from the core of NGC 6357, a nebula in the constellation of Scorpius (the Scorpion). Several stars in the clusters weigh in at over 100 times the mass of the Sun, making them real monster stars. The strange shapes taken by the clouds are a result of the huge amount of blazing radiation emitted by these massive, hot stars. The gas and dust of the nebula hide huge baby stars in the nebula from telescopes observing in visible light, as well as adding to the hazy appearance of the image.
This image combines observations performed through three different filters in visible light (B, V, R) with the 1.5-metre Danish telescope at the ESO La Silla Observatory in Chile.
Författare/Upphovsman: PopePompus, Licens: CC BY-SA 4.0
A Sloan r band light curve for Pismis 24-1, adapted from Domínguez et al., A&A 557, A13 (2013), DOI: 10.1051/0004-6361/201321642