Melnick 34
| Melnick 34 | ||||
| ||||
| Foto deur die Hubble-ruimteteleskoop. | ||||
| Sterrebeeld | Swaardvis | |||
| Spektraaltipe | WN5h + WN5h[1] | |||
| Soort | Wolf-Rayetster | |||
| Waarnemingsdata (Epog J2000) | ||||
| Regte klimming | 5h 38m 44.26s[2] | |||
| Deklinasie | −69° 06′ 05.88″[2] | |||
| Skynmagnitude (m) | 13,09[2] | |||
| Absolute magnitude (M) | -7,42[1] | |||
| B-V-kleurindeks | +0,25[2] | |||
| Besonderhede | ||||
| Massa (M☉) | 148,[3] 135[3] | |||
| Radius (R☉) | 19,3±2,8,[1] 18,2±2,7[1] | |||
| Ligsterkte (L☉) | 2 042 000,[3] 1 585 000[3] | |||
| Ouderdom (jaar) | 0,5±0,3,[1] 0,6±0,3[1] | |||
| Temperatuur (K) | 53 000±1 200,[1] 53 000±1 200[1] | |||
| Afstand (ligjaar) | 163 000 | |||
| Eienskappe | ||||
| Veelvoudigheid | Dubbelster | |||
| Ander name | ||||
| BAT99-116,[4] Melnick 34, 2MASS J05384424-6906058, Brey 84[5] | ||||
| ||||
Melnick 34 (afgekort as Mk34), ook bekend as BAT99-116, is 'n dubbele Wolf-Rayetster naby die sterreswerm R136 in die 30 Doradus-kompleks (ook bekend as die Tarantula-newel) in die Groot Magellaanse Wolk. Albei komponente is onder die swaarste en helderste sterre bekend. Dit is sover bekend die dubbelster met die grootste massa.
Dubbelster[wysig | wysig bron]
.jpg)
Melnick 34 is 'n dubbelster met 'n wenteltydperk van 155 dae. Dit toon die hoë X-straalligsterkte-eienskappe van dubbelsterre met botsende sterwinde en periodieke wisselings in ligsterkte, spektrale absorpsie en X-straalhelderheid.[6]
Die wentelbaan is bereken gebaseer op spektroskopiese waarnemings met die Baie Groot Teleskoop. Die twee sterre het dieselfde spektraaltipe, WN5h, en die spektraallyne van elk wissel elke 155 dae. Dit dui ook daarop dat die sterre byna dieselfde massa het; die sekondêre ster se massa is 92% dié van die primêre ster as die mees waarskynlike baanhelling van sowat 50 ° aanvaar word. Die wentelbaan is effens eksentriek, met 'n skeiding by periastron van sowat 0,9 AE.[1]
Fisiese eienskappe[wysig | wysig bron]
.jpg)
Die twee komponente van Mk34 het albei 'n spektraaltipe van WN5h, asook spektrums met prominente emissielyne van hoogs geïoniseerde helium, stikstof en koolstof. Die agtervoegsel "h" dui aan die spektrum bevat ook lyne van waterstof, wat nie gewoonlik in Wolf-Rayetpektrums gesien word nie. Die sterkte van die helium-emissielyne toon die buitenste sterlae bevat 35% helium.[1]
Die effektiewe temperatuur van albei sterre is vasgestel op sowat 53 000 K. Die primêre ster het 'n bolometriese ligsterkte van sowat 2 000 000 L☉ (sonligsterktes) en 'n radius van sowat 19 R☉, terwyl die sekondêre ster 'n ligsterkte van sowat 1 600 000 L☉ en 'n radius van sowat 18 R☉ het.[1][3]
Die massa van albei sterre, soos bepaal uit hulle spektrums, is onderskeidelik sowat 148 M☉ en 135 M☉.[3] Die massas soos bepaal uit die wentelbaan van die sterre hang grootliks van die baanhelling af, en die wentelbaan is nie goed bekend nie.
Die emissielynspektrums van die twee sterre is vanweë groot massaverlies, wat 'n digte sterwind veroorsaak. Albei se sterwind het 'n snelheid van sowat 2 500 km/s, wat daartoe lei dat elke ster meer as 1 sonmassa elke 10 000 jaar verloor; dit is 'n miljard keer so sterk soos die son se wind.[1]
Evolusie[wysig | wysig bron]
Hoewel Wolf-Rayetsterre gewoonlik ou sterre is wat hulle buitenste waterstoflae verloor het, is sommige van hulle baie jong, swaar sterre wat waterstof bevat. Albei sterre in die Mk34-stelsel is baie jonk en die helium-, koolstof- en stikstoffusieprodukte in hulle spektrums word geskep deur die sterk konveksie wat in swaar hoofreekssterre voorkom en deur rotasiemenging. Die sterre roteer onderskeidelik teen sowat 240 km/s en 250 km/s.[1]
Modelle van die sterre gebaseer op evolusie, dui op 'n ouderdom van sowat 500 000 jaar, met huidige massas van onderskeidelik 139 en 127 sonmassas en aanvanklike massas van onderskeidelik 144 en 131 sonmassas. Dit is omtrent dieselfde as die massas wat van waarneming verkry word. Die sterre sal 'n waterstofverbrandende leeftyd van omtrent 2,2 miljoen jaar hê en sal waarskynlik nie gedurende hulle evolusie baie massa uitruil nie. Albei se massa sal aan die einde van hulle leeftyd te groot wees om as 'n normale supernova te ontplof. Hulle sal waarskynlik 'n swartkolk vorm, óf indirek ná 'n swak supernova óf direk sonder enige tekens van 'n supernova.[1]
Verwysings[wysig | wysig bron]
- ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 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.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 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.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 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.
- ↑ 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.
- ↑ "BAT99 116", SIMBAD (Centre de Données astronomiques de Strasbourg), https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=BAT99+116, besoek op 2023-07-06
- ↑ 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.
Skakels[wysig | wysig bron]
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.
