멜닉 34
멜닉 34(축약 시 Mk34)는 BAT99-116이라고도 불리며 대마젤란 은하의 황새치자리 30 복합체 (타란툴라 성운으로도 알려져 있다) 내부의 R136 근처에 존재하는 볼프-레이에별로 이루어진 쌍성이다. 두 구성원 모두 알려진 가장 질량이 크고 광도가 높은 항성 중 하나며 알려진 가장 질량이 큰 쌍성계다.
| 관측 정보 역기점 J2000.0 분점 J2000.0 | |
|---|---|
| 별자리 | 황새치자리 |
| 적경 | 5h 38m 44.26s[1] |
| 적위 | −69° 06′ 05.88″[1] |
| 겉보기등급 (V) | 13.09[1] |
| 특성 | |
| 진화 단계 | 볼프-레이에별 |
| 스펙트럼 종류 | WN5h + WN5h[2] |
| B−V 색지수 | +0.25[1] |
| 위치천문학 | |
| 시선속도 (Rv) | 287±5[2] km/s |
| 거리 | 163,000 ly (49,970[3] pc) |
| 절대등급 (MV) | -7.42[2] |
| 궤도[2] | |
| 공전 주기 (P) | 154.55±0.05 일 |
| 궤도 이심률 (e) | 0.68±0.02 |
| 궤도 경사 (i) | ~50° |
| 근성점 역기점 (T) | 57671.2±0.9 JD |
| 근점 편각 (ω) (2차) | 20.9±3.8° |
| 반진폭 (K1) (1차) | 130±7 km/s |
| 반진폭 (K2) (2차) | 141±6 km/s |
| 상세 | |
| A | |
| 질량 | 148[4] M☉ |
| 반지름 | 19.3±2.8[2] R☉ |
| 광도 | 2,042,000[4] L☉ |
| 유효온도 | 53,000±1,200[2] K |
| 나이 | 0.5±0.3[2] Myr |
| B | |
| 질량 | 135[4] M☉ |
| 반지름 | 18.2±2.7[2] R☉ |
| 광도 | 1,585,000[4] L☉ |
| 유효온도 | 53,000±1,200[2] K |
| 나이 | 0.6±0.3[2] Myr |
| 천체 명칭 | |
| 데이터베이스 자료 | |
| SIMBAD | 데이터 |
쌍성계 편집
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멜닉 34는 공전 주기 155일의 쌍성으로 항성풍 출동 쌍성의 높은 X선 광도 특성과 광도의 주기적인 변화, 스펙트럼 흡수, X선 밝기를 보인다.[6]
궤도는 VLT를 사용한 분광 관측을 기반으로 계산되었다. 두 구성원은 WN5h의 동일한 분광형을 가지고 각각의 스펙트럼 선은 155일마다 달라지며 각각 130 km/s 및 141 km/s의 속도로 예상되는 궤도 운동을 나타낸다. 비슷한 궤도 속도는 두 구성원의 질량이 비슷하다는 것을 보여주며 동반성은 50°에 가까운 궤도 경사각을 가정할 때 주성의 92%의 질량을 가지는데 50°의 궤도 경사각은 두 별의 궤도 특성과 관측된 특성과 가장 잘 일치한다. 주성은 A로 동반성은 B로 지정되었으며 중간 정도의 궤도 경사각으로 근성점 간격은 약 0.9AU다.[2]
물리적 특성 편집
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멜닉 34의 두 구성원은 WN5h의 동일한 분광형을 가지며 고도로 이온화된 헬륨, 질소 및 탄소의 눈에 띄는 방출선이 있는 스펙트럼을 가지고 있다. h 접미사는 스펙트럼에 볼프-레이에별의 스펙트럼에서 일반적으로 볼 수 없는 수소선도 포함되어 있음을 나타내며 스펙트럼에서 헬륨 방출선의 강도는 별의 외부 층이 35%의 헬륨으로 구성되어 있음을 보인다.
WN5의 분광형은 극도로 높은 광구 온도를 나타내며 여러 스펙트럼 선의 모델링은 각 별이 53,000 K의 유효온도를 지님을 보인다. 주성의 광도는 약 2,000,000 L☉이고 반지름은 약 19 R☉이며 동반성의 광도는 약 1,600,000 L☉이고 반지름은 약 18 R☉이다.[2][4]
스펙트럼을 통해 유추된 두 구성원의 질량은 각각 약 148 M☉ 및 135 M☉이다.[4] 별의 궤도에서 얻어지는 질량은 궤도 경사각에 크게 의존하는데 이는 잘 알려져 있지 않으며 관측된 질량과 가장 잘 일치하는 것은 50°에 가까운 궤도 경사각일 때다.[2]
멜닉 34 계에 있는 두 별의 방출선 스펙트럼은 밀도 높은 항성풍을 생성하는 강한 질량 손실로 인해 발생한다. 두 별 모두 약 2500 km/s의 항성풍을 가지고 있어 각 별은 10,000년마다 태양의 질량보다 더 많은 질량을 잃으며 이는 태양풍의 10억 배의 강도다.[2]
진화 편집
볼프-레이에별은 일반적으로 외부 수소층을 잃어버린 오래된 별이지만 일부는 아직 수소가 존재하는 매우 어리고 무거운 별이다. 멜닉 34 계의 두 별은 모두 매우 어리며 스펙트럼의 헬륨, 탄소 및 질소 융합 생성물은 무거운 주계열성에서 발생하는 강한 대류와 회전 혼합에 의해 생성된다. 별들은 각각 약 240 km/s와 250 km/s의 속도로 자전한다.[2]
항성 진화 모델링에 따르면 나이는 대략 500,000년으로 추정되며 현재 질량은 각각 약 139 M☉ 및 127 M☉이고 초기 질량은 각각 144 M☉ 및 131 M☉인데 이는 관찰을 통해 추론된 질량과 유사하다. 별들은 약 220만 년의 수소 연소 기간을 가질 것으로 예상되며 진화 과정에서 상당한 질량 교환을 겪지 않을 것으로 예상되며 두 별 모두 핵붕괴 후 일반적인 초신성을 생성하기에는 질량이 너무 높으므로 대신 약한 초신성 후 블랙홀로 붕괴되거나 눈에 보이는 폭발 없이 바로 블랙홀로 붕괴될 가능성이 높다.[2]
참고 문헌 편집
- ↑ 가 나 다 라 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. S2CID 118510909.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 차 카 타 파 하 거 너 Tehrani, Katie A.; Crowther, Paul A.; Bestenlehner, Joachim M.; Littlefair, Stuart P.; Pollock, A M T.; Parker, Richard J.; Schnurr, Olivier (2019). “Weighing Melnick 34: The most massive binary system known”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 484 (2): 2692–2710. arXiv:1901.04769. Bibcode:2019MNRAS.484.2692T. doi:10.1093/mnras/stz147.
- ↑ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; 외. (2013년 3월 7일). “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. PMID 23467166. S2CID 4417699.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 Shenar, T.; Sablowski, D. P.; Hainich, R.; Todt, H.; Moffat, A. F. J.; Oskinova, L. M.; Ramachandran, V.; Sana, H.; Sander, A. A. C.; Schnurr, O.; St-Louis, N.; Vanbeveren, D.; Götberg, Y.; Hamann, W.-R. (2019). “The Wolf–Rayet binaries of the nitrogen sequence in the Large Magellanic Cloud”. 《Astronomy & Astrophysics》 627: A151. doi:10.1051/0004-6361/201935684.
- ↑ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). “The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. 《Astronomy and Astrophysics Supplement Series》 137 (1): 117–145. Bibcode:1999A&AS..137..117B. doi:10.1051/aas:1999240.
- ↑ Pollock, A. M. T; Crowther, P. A; Tehrani, K; Broos, Patrick S; Townsley, Leisa K (2017). “The 155-day X-ray cycle of the very massive Wolf-Rayet star Melnick 34 in the Large Magellanic Cloud”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 474 (3): 3228–3236. arXiv:1803.00822. Bibcode:2018MNRAS.474.3228P. doi:10.1093/mnras/stx2879.
더 읽어보기 편집
- 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 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. doi:10.1093/mnras/stw273.
- 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. S2CID 55123954.
- 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. S2CID 84177572.