İçeriğe atla

WOH G64

Vikipedi, özgür ansiklopedi
WOH G64
Yıldızın etrafındaki yoğun gaz ve toz halkasının VLTI ile elde edilen görüntüsü.
Kaynak: ESO
Gözlem verisi
Dönem J2000.0      Ekinoks J2000.0
Takımyıldız Kılıçbalığı (LMC)
Sağ açıklık 04sa 55d 10,5252s[1]
Dik açıklık -68° 20′ 29,998″[1]
Görünür büyüklük (V) 17,7 - 18,8[2]
Özellikler
Evrim aşaması OH/IR kırmızı üstdev
Tayfsal sınıf M5 I[3] – M7.5e[4][5]
Görünür büyüklük (K) 6,849[6]
Görünür büyüklük (R) 15,69[7]
Görünür büyüklük (G) 15,0971[1]
Görünür büyüklük (I) 12,795[8]
Görünür büyüklük (J) 9,252[6]
Görünür büyüklük (H) 7,745[6]
Değişen yıldız türü Karbon-zengin LPV (Mira?)[8]
Astrometri
Dikey hız (Rv)294±2[3] km/s
Özdevinim (μ) RA: 1,108[1] mys/y
Dec.: -1,348[1] mys/y
Iraklık açısı (π)−0,2280 ± 0,0625 mys[1]
Uzaklık160.000 ly
(50.000[3] pc)
Mutlak büyüklük (MV)-6,00[3]
Ayrıntılar
Kütle25±5 (başlangıç kütlesi)[3] M☉
Yarıçap1.540±77[3][9][10] R☉
Aydınlatma gücü282.000+34.400
-30.700[3] L☉
Yüzey kütle çekimi (log g)+0,0[11] -0,5[3] cgs
Sıcaklık3.400±25[3] K
Yaş≤5[12] Milyon yıl
Katalog belirtmeleri
WOH G064, 2MASS J04551048-6820298, IRAS 04553-6825, MSX LMC 1182
Veritabanı kaynakları
SIMBADveri

WOH G64 (IRAS 04553-6825), Kılıçbalığı takımyıldızındaki Büyük Macellan Bulutu (LMC) uydu gökadasında yer alan sıra dışı[3] bir kırmızı üstdev yıldızdır. Kesin olarak belirlenmiş bir yarıçapa sahip bilinen en büyük yıldızlardan biridir.[3][13] Aynı zamanda en parlak ve en kütleli kırmızı üstdevlerdendir. Yarıçapı Güneş'inkinin (R☉) yaklaşık 1.540 katı ve aydınlatma gücü (L☉) Güneş parlaklığının yaklaşık 282.000 katı olarak hesaplanmıştır. Güneş Sistemi'nin merkezine yerleştirilseydi, yıldızın fotosferi Jüpiter'in yörüngesini içine alırdı.

WOH G64, yaklaşık bir ışık yılı çapında ve optik olarak yoğun bir toz zarfıyla çevrilidir. Güçlü yıldız rüzgarlarıyla dışarı atılmış olan bu zarf, Güneş'in kütlesinin 3 ila 9 katı kadar malzeme içermektedir.[14]

Keşif

[değiştir | kaynağı değiştir]

WOH G64, 1970'lerde Bengt Westerlund, Olander ve Hedin tarafından keşfedilmiştir. NML Cygni'de olduğu gibi yıldızın adındaki "WOH" belirtmesi de keşfeden üç astronomun soyadlarından gelir, fakat bu durumda bu isim Büyük Macellan Bulutu'ndaki dev ve üstdev yıldızları içeren bir kataloğa da atıfta bulunmaktadır.[15] Westerlund ayrıca, Sunak takımyıldızındaki devasa süper yıldız kümesi Westerlund 1'de bulunan bir başka önemli kırmızı üstdev yıldız olan Westerlund 1-26'yı da keşfetmiştir.[16] 1986 yılında yapılan kızılötesi gözlemler, WOH G64'ün yüksek parlaklığa sahip bir üstdev olduğunu ve yaydığı radyasyonun yaklaşık dörtte üçünü soğuran gaz ve tozla çevrili olduğunu göstermiştir.[5]

2007 yılında VLT'yi kullanan gözlemciler, WOH G64'ün torus (halka) şeklinde bir bulutla çevrili olduğunu ortaya koymuşlardır.[14]

Mesafe

[değiştir | kaynağı değiştir]

WOH G64, Büyük Macellan Bulutu'nda (LMC) bulunduğundan Dünya'ya yaklaşık 50.000 parsek (160.000 ly) uzaklıkta olduğu kabul edilmektedir.[3] Gaia Data Release 2'de WOH G64 için ölçülen paralaks değeri -0,2280±0,0625 mas olarak belirlenmiştir ve bu negatif paralaks değeri güvenilir bir mesafe ölçümü sağlamamaktadır.[1]

Değişkenlik

[değiştir | kaynağı değiştir]

WOH G64, yaklaşık 800 günlük bir ana periyotla görsel dalga boylarında bir kadirden fazla parlaklık değişimi gösterir.[7] Yıldız, görsel dalga boylarında altı kadirden fazla bir sönümleme yaşar, fakat kızılötesi dalga boylarındaki değişim çok daha küçüktür.[3] Karbon bakımından zengin bir Mira veya uzun dönemli değişen yıldız olarak tanımlanmıştır ve bu da onu bir üstdev yerine asimptotik dev kol yıldızı (AGB yıldızı) yapar.[8] Bazı spektral bantlarda parlaklık değişimi diğer araştırmacılar tarafından doğrulanmış olsa da, yıldızın tam olarak hangi değişen yıldız türüne ait olduğu net değildir. Bununla birlikte, önemli bir spektral değişim gözlemlenmemiştir.[3]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • B90, Büyük Macellan Bulutu'ndaki başka bir kırmızı üstdev yıldızdır.
  • VY Canis Majoris, Samanyolu'ndaki muhtemelen en büyük yıldız olarak kabul edilir.
  • NML Cygni
  • R136a1, bilinen en kütleli ve en parlak yıldızlardan biridir.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b c d e f g Brown, A. G. A.; ve diğerleri. (Gaia collaboration) (Ağustos 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365 $2. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.  VizieR'de bu kaynak için Gaia DR2 kaydı.
  2. ^ Bhardwaj, Anupam; Kanbur, Shashi; He, Shiyuan; Rejkuba, Marina; Matsunaga, Noriyuki; De Grijs, Richard; Sharma, Kaushal; Singh, Harinder P.; Baug, Tapas; Ngeow, Chow-Choong; Ou, Jia-Yu (2019). "Multiwavelength Period-Luminosity and Period-Luminosity-Color Relations at Maximum Light for Mira Variables in the Magellanic Clouds". The Astrophysical Journal. 884 (1). s. 20. arXiv:1908.01795 $2. Bibcode:2019ApJ...884...20B. doi:10.3847/1538-4357/ab38c2 Özgürce erişilebilir. 
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n Levesque, E. M.; Massey, P.; Plez, B.; Olsen, K. A. G. (2009). "The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?". The Astronomical Journal. 137 (6). s. 4744. arXiv:0903.2260 $2. Bibcode:2009AJ....137.4744L. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4744. 
  4. ^ Van Loon, J. Th.; Cioni, M.-R. L.; Zijlstra, A. A.; Loup, C. (2005). "An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars". Astronomy and Astrophysics. 438 (1). ss. 273-289. arXiv:astro-ph/0504379 $2. Bibcode:2005A&A...438..273V. doi:10.1051/0004-6361:20042555. 
  5. ^ a b Elias, J. H.; Frogel, J. A.; Schwering, P. B. W. (Mart 1986). "Two supergiants in the Large Magellanic Cloud with thick dust shells". The Astrophysical Journal (İngilizce). Cilt 302. s. 675. Bibcode:1986ApJ...302..675E. doi:10.1086/164028. hdl:1887/6514 Özgürce erişilebilir. ISSN 0004-637X. 
  6. ^ a b c Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. Cilt 2246. ss. II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C. 21 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Kasım 2024. 
  7. ^ a b Fraser, Oliver J.; Hawley, Suzanne L.; Cook, Kem H. (2008). "The Properties of Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud from MACHO". The Astronomical Journal. 136 (3). ss. 1242-1258. arXiv:0808.1737 $2. Bibcode:2008AJ....136.1242F. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1242. 
  8. ^ a b c Soszyñski, I.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 59 (3). s. 239. arXiv:0910.1354 $2. Bibcode:2009AcA....59..239S. 
  9. ^ Levesque, E. M. (Haziran 2010). The Physical Properties of Red Supergiants. Hot and Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution ASP Conference Series. 425. s. 103. arXiv:0911.4720 $2. Bibcode:2010ASPC..425..103L. 3 Aralık 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Kasım 2024. 
  10. ^ Beasor, Emma R.; Smith, Nathan (1 Mayıs 2022). "The Extreme Scarcity of Dust-enshrouded Red Supergiants: Consequences for Producing Stripped Stars via Winds". The Astrophysical Journal. 933 (1). s. 41. arXiv:2205.02207 $2. Bibcode:2022ApJ...933...41B. doi:10.3847/1538-4357/ac6dcf Özgürce erişilebilir. 
  11. ^ Groenewegen, Martin A. T.; Sloan, Greg C. (2018). "Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants". Astronomy & Astrophysics. Cilt 609. ss. A114. arXiv:1711.07803 $2. Bibcode:2018A&A...609A.114G. doi:10.1051/0004-6361/201731089. ISSN 0004-6361. 
  12. ^ Davies, Ben; Crowther, Paul A.; Beasor, Emma R. (2018). "The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys–Davidson limit revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (3). ss. 3138-3148. arXiv:1804.06417 $2. Bibcode:2018MNRAS.478.3138D. doi:10.1093/mnras/sty1302 Özgürce erişilebilir. 
  13. ^ Jones, Olivia; Woods, Paul; Kemper, Franziska; Kraemer, Elena; Sloan, G.; Srinivasan, Sivakrishnan; Oliveira, Joana; van Loon, Jacco; Boyer, Martha; Sargent, Benjamin; Mc Donald, I.; Meixner, Margaret; Zijlstra, A.; Ruffel, Paul; Lagadec, Eric; Pauly, Tyler (7 Mayıs 2017). "The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: the life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud. Point source classification – III". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (3). ss. 3250-3282. arXiv:1705.02709 $2. doi:10.1093/mnras/stx1101 Özgürce erişilebilir. Erişim tarihi: 23 Haziran 2022. 
  14. ^ a b Ohnaka, K.; Driebe, T.; Hofmann, K. H.; Weigelt, G.; Wittkowski, M. (2009). "Resolving the dusty torus and the mystery surrounding LMC red supergiant WOH G64". Proceedings of the International Astronomical Union. Cilt 4. ss. 454-458. Bibcode:2009IAUS..256..454O. doi:10.1017/S1743921308028858 Özgürce erişilebilir. 
  15. ^ Westerlund, B. E.; Olander, N.; Hedin, B. (1981). "Supergiant and giant M type stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Cilt 43. ss. 267-295. Bibcode:1981A&AS...43..267W. ISSN 0365-0138. 
  16. ^ Westerlund, B. E. (1987). "Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA". Astronomy & Astrophysics. Supplement. 70 (3). ss. 311-324. Bibcode:1987A&AS...70..311W. ISSN 0365-0138. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Wikimedia Commons'ta WOH G64 ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=WOH_G64&oldid=34449921" sayfasından alınmıştır