Войти
 . Инфракрасное изображение кластера 1806-20. LBV 1806-20 - самая яркая звезда, слева.. Кредит : Космический телескоп Хаббл | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Стрелец |
| Прямое восхождение | 18 08 40,31 |
| Склонение | −20 ° 24 ′ 41,1 ″ |
| Характеристики | |
| Этап эволюции | кандидат LBV |
| Спектральный тип | O9 - B2 |
| Видимая звездная величина (В) | ~ 35 |
| Кажущаяся звездная величина (Дж) | 13.93 |
| Видимая звездная величина (H) | 10,75 |
| Видимая звездная величина (K) | 8,89 |
| Астрометрия | |
| Расстояние | 8,7k pc |
| Подробности | |
| Масса | 36M☉ |
| Радиус | 46-145 R☉ |
| Светимость | ~ 2 000 000 L☉ |
| Температура | 18 000–32 000 K |
| Возраст | 3,0 - 4,5 млн лет |
| Другие обозначения | |
| 2MASS J18084031-2024411 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
LBV 1806-20 - кандидат светящаяся синяя переменная ( LBV) и, вероятно, двойная звезда, расположенная на расстоянии около 28000 световых лет (8700 pc ) от Солнца в направлении центра Млечный Путь. Его расчетная масса составляет около 36 масс Солнца, а переменная светимость, по оценкам, примерно в два миллиона раз больше, чем у Солнца. Он очень яркий, но невидим из Солнечной системы в видимом диапазоне длин волн, потому что до нас доходит менее одной миллиардной части его видимого света.
При первом открытии LBV 1806-20 считалась самой яркой и самой массивной звездой из известных, что поставило под сомнение наше понимание образования массивных звезд. По последним оценкам, он несколько ближе к Земле, что в сочетании с его двойной природой означает, что теперь он находится в пределах ожидаемого диапазона параметров для чрезвычайно ярких звезд в галактике. По оценкам, она в 2 миллиона раз ярче Солнца, что делает ее одной из самых ярких звезд в галактике.
LBV 1806-20 находится в ядро радио туманности G10.0–0.3, которое, как полагают, в основном питается ее звездным ветром. Он является членом 1806-20 открытого кластера, который сам является компонентом W31, одной из крупнейших областей H II в Млечный путь. Скопление 1806-20 состоит из очень необычных звезд, в том числе четырех звезд Вольфа – Райе, нескольких звезд OB и магнетара (SGR 1806-20 ).
Спектральный тип LBV 1806-20 неопределен и, возможно, изменчив. Он был ограничен между O9 и B2 на основе инфракрасного He I линия эквивалентная ширина. Спектр показывает сильное излучение в серии Пашена и Брэкетта водорода, а также линии излучения гелия, Fe II, Mg II и Na I. Линии широкие и имеют неровные профили, некоторые показывают профили P Cygni. Спектры высокого разрешения показывают, что некоторые He I линии поглощения удвоены.
Хотя звезда имеет 8-ю звездную величину в ближнем инфракрасном диапазоне длины волны 2 микрометров, по расчетам, она составляет около 35-й звездной величины в видимом диапазоне длин волн, что невозможно обнаружить с помощью существующего оборудования. Попадание пыли в направлении галлона Активный центр поглощает приблизительно 29 звездных величин на видимых длинах волн, поэтому большинство наблюдений проводится с использованием инфракрасных телескопов. На основании его светимости и спектрального класса предполагается, что он является LBV, но, несмотря на название, характерные фотометрические и спектральные вариации еще не наблюдались, поэтому он остается только кандидатом.
Для учета удвоенных линий He I в его спектре и несовместимых оценок массы, светимости и возраста LBV 1806-20 было предложено в качестве двойной системы. Эмиссионные линии одиночные, поэтому только одна звезда имеет плотный звездный ветер, как и следовало ожидать от LBV.
