HD 37974
HD 37974 (hoặc R 126) là một biến B [e] siêu khổng lồ trong Đám mây Magellan Lớn. Nó được bao quanh bởi một đĩa bụi bất ngờ.
 Artist concept of the stars, sun and planets not drawn to scale | |
| Dữ liệu quan sát Kỷ nguyên J2000 Xuân phân J2000 | |
|---|---|
| Chòm sao | Kiếm Ngư |
| Xích kinh | 05h 36m 25.843s[1] |
| Xích vĩ | –69° 22′ 55.90″[1] |
| Cấp sao biểu kiến (V) | 10.95[2] |
| Các đặc trưng | |
| Kiểu quang phổ | B0.5Ia+[3] |
| Chỉ mục màu U-B | −0.88[2] |
| Chỉ mục màu B-V | +0.15[2] |
| Kiểu biến quang | LBV?[4][5] |
| Trắc lượng học thiên thể | |
| Vận tốc xuyên tâm (Rv) | 258[6] km/s |
| Chuyển động riêng (μ) | RA: -1.8[1] mas/năm Dec.: -15.1[1] mas/năm |
| Thị sai (π) | 0.22 ± 0.42[7] mas |
| Cấp sao tuyệt đối (MV) | −8.4[4] |
| Chi tiết [3] | |
| Khối lượng | 70 M☉ |
| Độ sáng | 1,400,000 L☉ |
| Nhiệt độ | 22,500 K |
| Tên gọi khác | |
| Cơ sở dữ liệu tham chiếu | |
| SIMBAD | dữ liệu |
Tính chất
sửaR126, tên gọi chính thức là RMC (Đám mây Magellanic của đài thiên văn Radcliffe) 126, là một ngôi sao phát sáng khổng lồ với một vài tính chất khác thường. Nó thể hiện hiện tượng B [e] trong đó các vạch phát xạ bị cấm xuất hiện trong phổ do vật liệu hoàn cảnh mở rộng. Phổ của nó cũng cho thấy các vạch phát xạ bình thường (được phép) hình thành trong vật liệu dày đặc hơn gần ngôi sao, biểu thị cho một cơn gió sao.[8] Phổ bao gồm các tính năng hydrocarbon thơm silicat và polycyclic (PAH) gợi ý một đĩa bụi.[3]
Bản thân ngôi sao này cũng là một siêu sao nóng được cho là to gấp bảy mươi lần so với mặt trời và phát sáng hơn một triệu lần. Nó đã phát triển ra khỏi chuỗi chính (là một ngôi sao hạng O, khi nó ở trong MS) rất sáng và lớn đến nỗi nó đang mất vật chất thông qua gió sao nhanh hơn một tỷ lần so với mặt trời. Nó sẽ mất nhiều vật chất hơn mặt trời chứa trong khoảng 25.000 năm.[9]
Nó được dự đoán sẽ phát triển trở thành ngôi sao Wolf-Rayet trong vài trăm nghìn năm nữa. [cần dẫn nguồn]
Đĩa bụi
sửaĐám mây bụi xung quanh R126 rất đáng ngạc nhiên vì các ngôi sao lớn như thế được cho là không thể hình thành hành tinh do gió sao mạnh mẽ khiến các hạt bụi khó ngưng tụ. HD 268835 siêu gần đó cho thấy các tính năng tương tự và cũng có khả năng có một đĩa bụi, vì vậy R126 không phải là duy nhất.[3]
Đĩa bụi này trải rộng ra gấp 60 lần kích thước quỹ đạo của Sao Diêm Vương quay quanh mặt trời và có thể chứa nhiều vật liệu như toàn bộ Vành đai Kuiper. Không rõ liệu một đĩa như vậy có đại diện cho giai đoạn đầu tiên hoặc cuối cùng của quá trình hình thành hành tinh.[10]
Sự thay đổi
sửaĐộ sáng của R126 thay đổi theo một cách không thể đoán trước được bởi khoảng 0,6 độ lớn trong quãng thời gian hàng chục đến hàng trăm ngày. Các biến thể nhanh hơn là đặc trưng của các biến Cygni, các siêu sao xung không đều. Các biến thể chậm hơn đi kèm với sự thay đổi màu sắc của ngôi sao, với màu đỏ hơn khi nó sáng hơn, đặc trưng cho các pha S Doradus của Biến màu xanh lam.[4]
Chú thích
sửa- ^ 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 Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ^ a b c d Kastner, J. H.; Buchanan, C. L.; Sargent, B.; Forrest, W. J. (2006). “SpitzerSpectroscopy of Dusty Disks around B\e] Hypergiants in the Large Magellanic Cloud”. The Astrophysical Journal. 638: L29. Bibcode:2006ApJ...638L..29K. doi:10.1086/500804.
- ^ a b c Van Genderen, A. M.; Sterken, C. (2002). “Light variations of massive stars (alpha Cyg variables). XVIII. The B[e] supergiants S 18 in the SMC and R 66 = HDE 268835 and R 126 = HD 37974 in the LMC”. Astronomy and Astrophysics. 386 (3): 926. Bibcode:2002A&A...386..926V. doi:10.1051/0004-6361:20020360.
- ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; và đồng nghiệp (2009). “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)”. VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ^ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. (1960). “The brightest stars in the Magellanic Clouds”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093/mnras/121.4.337.
- ^ Gaia Collaboration (2016). “VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)”. VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally Published in: Astron. Astrophys. 1337. Bibcode:2016yCat.1337....0G.
- ^ Levato, H.; Miroshnichenko, A. S.; Saffe, C. (2014). “New objects with the B[e] phenomenon in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics. 568: A28. Bibcode:2014A&A...568A..28L. doi:10.1051/0004-6361/201423846.
- ^ Zsargó, J.; Hillier, D. J.; Georgiev, L. N. (2008). “Axi-symmetric models of B[e] supergiants. I. The effective temperature and mass-loss dependence of the hydrogen and helium ionization structure”. Astronomy and Astrophysics. 478 (2): 543. arXiv:0712.0870. Bibcode:2008A&A...478..543Z. doi:10.1051/0004-6361:20078293.
- ^ NASA's Spitzer Uncovers Hints of Mega Solar Systems Lưu trữ 2016-03-04 tại Wayback Machine, Nasa.gov, accessed 11 Feb 2006