Войти
 Melnick 34 Кредит: Широкое поле и планетарная камера из космического телескопа Хаббла | |
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 5 ч 38 м 44,26 с |
| Склонение | −69 ° 06 ′ 05,88 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 13.09 |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Звезда Вольфа – Райе |
| Спектральный тип | WN5h + WN5h |
| Индекс цвета B − V | +0,25 |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v) | 287 ± 5 км / с |
| Расстояние | 163000 LY (49970 шт ) |
| Абсолютная звездная величина (M V) | −7,42 |
| Орбита | |
| Период (P) | 154,55 ± 0,05 сут. |
| Эксцентриситет (e) | 0,68 ± 0,02 |
| Наклон (i) | ~ 50 ° |
| Эпоха периастра (T) | 57 671,2 ± 0,9 иорданских динаров |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 20,9 ± 3,8 ° |
| Полуамплитуда (K 1) (первичная) | 130 ± 7 км / с |
| Полуамплитудный (K 2) (вторичный) | 141 ± 6 км / с |
| Подробности | |
| А | |
| Масса | 148 М☉ |
| Радиус | 19,3 ± 2,8 R☉ |
| Яркость | 2,042 миллиона л☉ |
| Температура | 53000 ± 1200 К |
| Возраст | 0,5 ± 0,3 млн лет |
| B | |
| Масса | 135 М☉ |
| Радиус | 18,2 ± 2,7 R☉ |
| Яркость | 1,585 миллиона л☉ |
| Температура | 53000 ± 1200 К |
| Возраст | 0,6 ± 0,3 млн лет |
| Прочие обозначения | |
| BAT99 116, [HSH95] 8, Melnick 34, 2MASS J05384424-6906058, Brey 84 | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
BAT99-116 (обычно называемая Melnick 34 или Mk34) - двойная звезда Вольфа – Райе около R136 в комплексе 30 Doradus (также известном как туманность Тарантул ) в Большом Магеллановом Облаке. Оба компонента являются одними из самых массивных и ярких известных звезд, а система является самой массивной из известных двойных систем.
Регион NGC 2070. Mk34 - яркая изолированная звезда слева от скопления R136 на правой панели. Melnick 34 является двойной звездой с орбитальным периодом 155 дней. Он показывает высокую рентгеновскую светимость, характерную для двойных систем со встречным ветром, и периодические изменения светимости, спектрального поглощения и яркости рентгеновского излучения.
Орбита была рассчитана на основе спектроскопических наблюдений с помощью очень большого телескопа. Эти два компонента имеют идентичные спектральные типы WN5h, а спектральные линии каждого изменяются каждые 155 дней, что указывает на прогнозируемые орбитальные движения со скоростью130 км / с и141 км / с соответственно. Сходные орбитальные скорости показывают, что два компонента имеют одинаковые массы; вторичный имеет 92% первичного, предполагая наклон около50 °. Склонность50 ° наилучшим образом соответствует орбитальным свойствам двух звезд их наблюдаемым свойствам. Первичный обозначен A, а вторичный B. Орбита умеренно эксцентрична, с расстоянием между периастрами около0.9 AU.
R136 в NGC 2070, с Mk34 слева от центральной концентрации Два компонента Mk34 имеют идентичные спектральные классы WN5h, имеющие спектры с хорошо заметными линиями излучения высокоионизированного гелия, азота и углерода. Ч суффикс указывает на то, что спектр содержит также линии водорода, которые обычно не видели в спектрах Вольфа-Райе. Сила эмиссионных линий гелия в спектре показывает, что внешние слои звезды состоят на 35% из гелия.
Спектральный класс WN5 указывает на чрезвычайно высокую фотосферную температуру. Моделирование профили нескольких спектральных линий дает эффективную температуру от53000 К на каждую звезду. Первичная звезда имеет болометрическую светимость около 2 млн L☉ и радиуса около 19 R☉, тогда как вторичные имеет светимость около 1,6 миллиона L☉ и радиуса около 18 R☉.
Массы двух компонентов, выведенных из их спектров около 148 М☉ и 135 M☉, соответственно. Массы, определяемые по орбите звезд, сильно зависят от наклона орбиты, который малоизвестен. Наилучшее совпадение с наблюдаемыми массами обнаружено для орбит с наклонением около50 °.
Спектры линий излучения двух звезд в системе Mk34 вызваны сильной потерей массы, которая создает плотный звездный ветер. Обе звезды имеют звездный ветер со скоростью около2500 км / с, из-за чего каждая звезда теряет массу, превышающую массу Солнца каждый10 000 лет, в миллиард раз сильнее солнечного ветра.
Хотя звезды Вольфа – Райе обычно являются старыми звездами, утратившими внешние слои водорода, некоторые из них являются очень молодыми массивными звездами, которые все еще содержат водород. Обе звезды в системе Mk34 очень молодые, и продукты слияния гелия, углерода и азота в их спектрах создаются сильной конвекцией, которая возникает у массивных звезд главной последовательности, и вращательным перемешиванием. Звезды вращаются примерно240 км / с и250 км / с соответственно.
Моделирование эволюции звезд дает возраст около 500000 лет, с текущими массами около 139 М☉ и 127 M☉, соответственно, и начальные массы 144 М☉ и 131 M☉, соответственно. Они похожи на массы, полученные в результате наблюдений. Ожидается, что звезды будут иметь время жизни при сжигании водорода около 2,2 млн лет, и не ожидается, что они будут испытывать значительный массообмен во время своей эволюции. Обе звезды должны достичь коллапса ядра с массой, слишком большой для образования нормальной сверхновой. Вместо этого они, вероятно, произведут слабую сверхновую с последующим коллапсом в черную дыру или сразу же коллапс в черную дыру без видимого взрыва.
