Μέλνικ 34
| Melnick 34 | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Δοράς | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0)[1] |
α = 5h:38m:44,3s, δ = −69°.06′.06″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 13,09[1] | |
| Φασματικός τύπος: | WN5h + WN5h[2] | |
| Απόσταση από τη Γη[3]: | 163.000 έτη φωτός | |
| Εναλλακτικές ονομασίες: | BAT99-116[4], Brey 84, 2MASS J05384424-6906058, | |
Το Μέλνικ 34 (Melnick 34, συντομογρ. Mk34), γνωστό και με την ονομασία BAT99-116, είναι ένα διπλό σύστημα αστέρων του τύπου Βολφ-Ραγιέ (Wolf-Rayet) κοντά στο αστρικό σμήνος R136 στο Νεφέλωμα Ταραντούλα, εντός του Μεγάλου Νέφους του Μαγγελάνου, μικρού γαλαξία δίπλα στον δικό μας. Δηλαδή αν και φαίνεται οπτικώς ως ένας αστέρας, το Mk34 είναι στην πραγματικότητα δύο αστέρες που περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Αμφότεροι οι αστέρες θεωρείται ότι είναι μεταξύ των μεγαλύτερης μάζας και απόλυτης λαμπρότητας γνωστών αστέρων, και το σύστημα μεταξύ των μεγαλύτερης μάζας διπλών αστρικών συστημάτων που είναι γνωστά μέχρι σήμερα.
Το διπλό σύστημα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα].jpg)
Οι αστέρες του Μέλνικ 34 περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους μία φορά κάθε 154,55 γήινες ημέρες. Η τροχιά τους αυτή έχει υπολογισθεί με βάση φασματοσκοπικές παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν με το Very Large Telescope. Οι δύο αστέρες του διπλού συστήματος έχουν τον ίδιο φασματικό τύπο και οι γραμμές των φασμάτων τους μετατοπίζονται εξαιτίας του φαινομένου Ντόπλερ με περίοδο 155 ημέρες (24ωρα), κάτι που υποδεικνύει προβολές των ταχυτήτων περιφοράς τους στα 130 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (ο αστέρας A) και 141 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (ο αστέρας B). Ο λόγος αυτών των ταχυτήτων ισούται με τον λόγο των μαζών των μελών του συστήματος, που είναι παρόμοιες, με τον δευτερεύοντα αστέρα να έχει κατά 8% μικρότερη μάζα από τον κύριο αστέρα. Η κλίση του επιπέδου της τροχιάς ως προς την ευθεία που ενώνει τη Γη με το σύστημα θεωρείται ότι είναι περί τις 50 μοίρες, καθώς η τιμή αυτή εναρμονίζει καλύτερα τις εκτιμώμενες τροχιακές παραμέτρους με τα παρατηρούμενα χαρακτηριστικά του συστήματος. Η εκκεντρότητα της τροχιάς εκτιμάται σε 0,68 ± 0,02 και ο ελάχιστος διαχωρισμός των δύο αστέρων δεν ξεπερνά τη μία αστρονομική μονάδα (περ. 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα).[2] Το όλο σύστημα απομακρύνεται από τον Ήλιο με ταχύτητα περί τα 287 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, δηλαδή περίπου 1,03 εκατομμύριο χιλιόμετρα την ώρα (ακτινική ταχύτητα).[2]
Αστροφυσικά δεδομένα των αστέρων
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα].jpg)
Οι δύο αστέρες του Μέλνικ 34 έχουν τον ίδιο ακριβώς φασματικό τύπο, WN5h, με έντονες και ευρείες γραμμές εκπομπής πολλαπλώς ιονισμένων ατόμων ηλίου, αζώτου και άνθρακα. Το επίθεμα h στον φασματικό τύπο σημειώνει ότι το φάσμα περιέχει και γραμμές του υδρογόνου που συνήθως δεν διακρίνονται στα φάσματα αστέρων Wolf-Rayet. Η ένταση των γραμμών εκπομπής του ηλίου στο φάσμα αντιστοιχεί[2] σε περιεκτικότητα των εξωτερικών στρωμάτων των αστέρων σε ήλιο περίπου 35%.
Ο φασματικός τύπος WN5 αντιστοιχεί σε εξαιρετικά υψηλή θερμοκρασία της επιφάνειας (φωτόσφαιρας) των αστέρων. Η προτυποποίηση των δομών αρκετών φασματικών γραμμών δίνει ενεργό θερμοκρασία 52 έως 54 χιλιάδων βαθμών K για τον κάθε αστέρα.[2] Ο A έχει συνολική («βολομετρική») απόλυτη λαμπρότητα περίπου 2 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την αντίστοιχη λαμπρότητα του Ήλιου, με διάμετρο περίπου 19 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Ο B έχει αντίστοιχη λαμπρότητα περίπου[5] 1,6 εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή και διάμετρο περίπου 18 φορές μεγαλύτερη εκείνης του Ήλιου.[2][5] Συνολικά δηλαδή οι δύο αστέρες εκπέμπουν 3,6 εκατομμύρια φορές περισσότερη ακτινοβολία από τον Ήλιο, που στο ορατό φως ισοδυναμεί[2] με απόλυτο μέγεθος −7,42.
Οι μάζες των δύο αστέρων, όπως εκτιμώνται με βάση τα φάσματά τους, είναι περίπου 148 και 135 φορές μεγαλύτερες από τη μάζα του Ήλιου.[5] Οι μάζες που υπολογίζονται από την τροχιά των μελών του συστήματος εξαρτώνται πολύ από την κλίση του επιπέδου της τροχιάς, που δεν είναι γνωστή με κάποια ακρίβεια.[2]
Οι έντονες φασματικές γραμμές εκπομπής των μελών του Μέλνικ 34 προκαλούνται από τον πολύ πυκνό και ισχυρό αστρικό άνεμο, που επιφέρει μεγάλη και συνεχή απώλεια μάζας. Η ταχύτητα αυτού του αστρικού ανέμου φθάνει τα 2.500 χιλιόμετρα την ώρα, ενώ η απώλεια μάζας από τον κάθε αστέρα εκτιμάται ότι υπερβαίνει τη μία ηλιακή μάζα κάθε 10 χιλιάδες χρόνια, δηλαδή είναι ένα δισεκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από όση επιφέρει ο αστρικός (ηλιακός) άνεμος του Ήλιου.[2] Το σύστημα εκπέμπει ακτίνες Χ με μεγάλη ένταση, χαρακτηριστικό των διπλών συστημάτων με συγκρουόμενους αστρικούς ανέμους.[6]
Εξέλιξη
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Παρά το ότι συνήθως οι αστέρες Βολφ-Ραγιέ (όσοι τουλάχιστον παρατηρούνται) έχουν ήδη απωλέσει το μεγαλύτερο μέρος των εξωτερικών στρωμάτων τους, που περιέχουν το περισσότερο υδρογόνο, ορισμένοι είναι πολύ νεαροί αστέρες μεγάλης μάζας, που περιέχουν ακόμα αρκετό υδρογόνο. Αμφότεροι οι αστέρες του Μέλνικ 34 είναι πολύ νεαροί, οπότε τα προϊόντα της πυρηνικής συντήξεως που συμβαίνει στις κεντρικές περιοχές τους (ήλιο, άνθρακας και άζωτο) και ανιχνεύονται στα φάσματά τους, ανέρχονται ως τις φωτόσφαιρές τους από ισχυρά ρεύματα μεταφοράς και από ανάμειξη εξαιτίας περιστροφής. Οι αστέρες αυτοί περιστρέφονται γύρω από τους άξονές τους με ταχύτητες στους ισημερινούς τους 240 και 250 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο.[2]
Εκτιμώντας την αστρική τους εξέλιξη για σημερινές μάζες 139 και 127 ηλιακές μάζες, βρίσκουμε ότι οι αστέρες του συστήματος έχουν ηλικία περίπου μισό εκατομμύριο γήινα έτη, αλλά με μεγάλα περιθώρια σφάλματος (η ηλικία του A μπορεί να είναι από 200 χιλιάδες έως 800 χιλιάδες έτη, ενώ του B από 300 χιλιάδες έως 900 χιλιάδες) Σε αυτό το πλαίσιο, οι αρχικές μάζες των δύο αστέρων πρέπει να ήταν 144 ηλιακές μάζες για τον A και 131 για τον B. Εκτιμάται ότι οι αστέρες έχουν χρόνο ζωής στην Κύρια ακολουθία (σύντηξη υδρογόνου) περί τα 2,2 εκατομμύρια γήινα έτη και δεν αναμένεται να υπάρξει ροή υλικού από τον έναν στον άλλον κατά τη διάρκεια της εξελίξεώς τους. Αμφότεροι οι αστέρες αναμένεται να υποστούν κατάρρευση των πυρήνων τους έχοντας μάζες υπερβολικά μεγάλες για να σημειωθεί μια έκρηξη συνήθους υπερκαινοφανούς. Η έκρηξη που θα επισυμβεί θα είναι πολύ ασθενέστερη (ή και καθόλου ορατή), και θα ακολουθηθεί από τη δημιουργία μιας μαύρης τρύπας.[2]
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ 1,0 1,1 Doran, E.I.; Crowther, P.A.; de Koter, A.; Evans, C.J.; McEvoy, C.; Walborn, N.R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J.M. και άλλοι. (2013). «The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus». Astronomy & Astrophysics 558: 134. doi:. Bibcode: 2013A&A...558A.134D.
- ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 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. doi:. Bibcode: 2019MNRAS.484.2692T.
- ↑ Pietrzyński, G.; D. Graczyk; W. Gieren; I.B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński (7 March 2013). «An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent». Nature 495 (7439): 76-79. doi:. PMID 23467166. Bibcode: 2013Natur.495...76P. https://archive.org/details/sim_nature-uk_2013-03-07_495_7439/page/n83.
- ↑ 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. doi:. Bibcode: 1999A&AS..137..117B.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 Shenar, T.; Sablowski, D.P.; Hainich, R.; Todt, H.; Moffat, A.F.J.; Oskinova, L.M.; Ramachandran, V.; Sana, H. και άλλοι. (2019). «The Wolf–Rayet binaries of the nitrogen sequence in the Large Magellanic Cloud». Astronomy & Astrophysics 627: A151. doi:.
- ↑ 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. doi:. Bibcode: 2018MNRAS.474.3228P.
Βιβλιογραφία
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L.M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O. και άλλοι. (2014). «The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud». Astronomy & Astrophysics 565: A27. doi:. 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: A131. doi:. Bibcode: 2013A&A...558A.131G.