Mk34 — звезда Вольфа-Райе с температурой поверхности более 50 000 K[4][1] По оценкам масса звезды в момент рождения составляла около 275 .[6] Обладает мощным звёздным ветром и, несмотря на молодой возраст, высветила значительную долю изначальной массы.[3] Высокая светимость в рентгеновском диапазоне и некоторые колебания лучевой скорости указывают на возможное наличие второго горячего компонента, поэтому оценки температуры, массы и светимости звезды имеют значительную неопределенность.[4]
Эволюция
В ядре Mk34 происходит горение водорода, хотя в спектре звезды наблюдаются сильные эмиссионные линии гелия и азота вследствие конвекционного переноса продуктов синтеза из ядра к поверхности. Ожидается, что в скором времени звезда превратится в не содержащую водорода звезду Вольфа-Райе, в течение некоторого времени являясь голубым гипергигантом и яркой голубой переменной. Постепенно звезда потеряет всё больше внешних слоёв, став WO-звездой с температурой около 200 000 K перед коллапсом, вспышкой сверхновой типа Ic, оставляющей после вспышки чёрную дыру.[7]
Примечания
1 2 3 4 5 6 7 Doran, E. I.; Crowther, P. A.; de Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Grafener, G.; Herrero, A.; Kohler, K.; Maiz Apellaniz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; van Loon, J. Th.; Vink, J. S. (2013). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus”. Astronomy & Astrophysics. 558: 134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A&A...558A.134D. DOI:10.1051/0004-6361/201321824.
↑ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (7 March 2013). “An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent”. Nature. 495 (7439): 76—79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. DOI:10.1038/nature11878. PMID23467166.
1 2 Portegies Zwart, Simon F.; Pooley, David; Lewin, Walter H. G. (2002). “A Dozen Colliding-Wind X-Ray Binaries in the Star Cluster R136 in the 30 Doradus Region”. The Astrophysical Journal. 574 (2): 762. arXiv:astro-ph/0106109. Bibcode:2002ApJ...574..762P. DOI:10.1086/340996.
1 2 3 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W. -R. (2014). “The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
1 2 Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. (2016). “The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 458: 624. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. DOI:10.1093/mnras/stw273.
↑ 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. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. DOI:10.1051/0004-6361/201321906.
Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.
2019-2024 WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии