O WOH G64 είναι ένας κόκκινος υπεργίγαντας αστέρας που βρίσκεται στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, δορυφόρο του Γαλαξία μας και εμφανίζεται στο νότιο αστερισμό του Δορά. Απέχει 168.000 έτη φωτός από τη Γη και είναι ένα από τα μεγαλύτερα γνωστά αστέρια, με ακτίνα 1.540 ηλιακές ακτίνες, που αντιστοιχεί σε όγκο 3,65 δισ. φορές μεγαλύτερο από τον Ήλιο. Αν τοποθετηθεί στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος, η επιφάνεια του αστεριού θα φτάσει το Δία.
Καλλιτεχνική απεικόνιση του WOH G64
| WOH G64 | |
|---|---|
| Αστερισμός: | Δοράς |
| Συντεταγμένες (εποχή ): |
04h 55m 10.482s[1] |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 18.46[1] |
| Απόσταση από τη Γη: | 168.000 έτη φωτός |
Ιστορία
Το αστέρι ανακαλύφθηκε στη δεκαετία του 1970 από τους Westerlund, Olander και Hedin. Όπως και ο NML Κύκνου, το όνομα WOH προέρχεται από τα αρχικά των τριών εξερευνητών που το ανακάλυψαν, αλλά σε αυτή την περίπτωση αναφέρεται σε έναν ολόκληρο κατάλογο των γιγάντων και υπεργιγάντων αστέρων στο LMC.[2] Ο Westerlund, επίσης, ανακάλυψε έναν ακόμη αξιοσημείωτο ψυχρό υπεργίγαντα αστέρα, τον Westerlund 1-26, που βρέθηκε στον αστερισμό του Βωμού.
Χαρακτηριστικά
Η φωτεινότητα του WOH G64 ποικίλλει τακτικά σε οπτικά μήκη κύματος, με κύρια περίοδο τις 800 περίπου ημέρες.[3] Ο αστέρας επιτρέπει έξι μεγέθη απόσβεσης στα οπτικά μήκη κύματος, και η διακύμανση στο υπέρυθρο μήκος κύματος είναι πολύ μικρότερη. Η μεταβλητότητα στη φωτεινότητα έχει επιβεβαιωθεί και από άλλους ερευνητές σε ορισμένες φασματικές ζώνες, αλλά δεν είναι σαφές ποια είναι η πραγματική μεταβλητή τύπου. Δεν έχει βρεθεί σημαντική φασματική διακύμανση.
Ο συνδυασμός της θερμοκρασίας και της φωτεινότητας του WOH G64 τον τοποθετεί προς την επάνω δεξιά γωνία στο διάγραμμα Hertzsprung–Russell. H κατάσταση εξέλιξης του αστέρα σημαίνει ότι δεν μπορεί πλέον να κρατήσει την ατμόσφαιρα του λόγω της χαμηλής πυκνότητας, της υψηλής πίεσης της ακτινοβολίας, και τα σχετικά αδιαφανή προϊόντα της θερμοπυρηνικής σύντηξης. Η παρεμβολή από σύννεφα σκόνης καθιστά τη μελέτη του αστέρα πολύ δύσκολη. Είναι πιθανό να έχει ένα φωτεινό ζεστό σύντροφο, αλλά δεν υπάρχει καμία επιβεβαίωση αυτής της παρατήρησης. Ο ισχυρός αστρικός άνεμος έχει δημιουργήσει ένα σύννεφο τοροειδούς σχήματος με διάμετρο περίπου ένα έτος φωτός το οποίο περιέχει 3-9 ηλιακές μάζες αποβαλλόμενου υλικού.
Έχει υπολογιστεί ότι το αστέρι έχει φωτεινότητα 280.000 Lumens και ακτίνα περίπου 1.730 ηλιακές ακτίνες. Η Levesque υπολόγισε την ενεργό θερμοκρασία στους 3.400 K. Υιοθετώντας την προαναφερθείσα φωτεινότητα και θερμοκρασία η ακτίνα του αστέρα υπολογίστηκε σε νέα τιμή γύρω στις 1.540 ηλιακές ακτίνες. Προηγούμενες μελέτες, αγνοώντας την ασύμμετρη ακτινοβολία, βρήκε φωτεινότητα περίπου δύο φορές μεγαλύτερη, και, κατά συνέπεια, μεγαλύτερες τιμές για την ακτίνα.[4] Οι φυσικές παράμετροι που βρέθηκαν από τις πιο πρόσφατες έρευνες συμφωνούν ότι πρόκειται για τον μεγαλύτερο κόκκινο υπεργίγαντα και σύμφωνα με τα θεωρητικά μοντέλα από τα πιο ψυχρά και μεγαλύτερα αστέρια (π. χ. το Hayashi όριο).
Δείτε επίσης
Κατάλογος αστέρων της Δοράδος
UY Ασπίδος
VY Μεγάλου Κυνός
VV Κηφέως
Εράκης
Αναφορές
Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T. και άλλοι. (2003). «VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)». VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C 2246. Bibcode: 2003yCat.2246....0C.
Westerlund, B. E.; Olander, N.; Hedin, B. (1981). «Supergiant and giant M type stars in the Large Magellanic Cloud». Astronomy & Astrophysics Supplement Series 43: 267–295. Bibcode: 1981A&AS...43..267W.
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): 1242. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1242. Bibcode: 2008AJ....136.1242F.
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: 273. doi:10.1051/0004-6361:20042555. Bibcode: 2005A&A...438..273V.