NGC 3603-A1

NGC 3603-A1

A1 är den ljusaste (och längst upp till höger) av de tre knappt upplösta stjärnorna i mitten i denna HST -bild av den centrala delen av HD 97950 . Kredit : NASA, ESA och Wolfgang Brandner (MPIA), Boyke Rochau (MPIA) och Andrea Stolte (University of Cologne)
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstellation	Carina
Rätt uppstigning	11 h 15 m 07.305 s
Deklination	−61° 15′ 38,43″
Skenbar magnitud (V)	11.18
Egenskaper
Spektral typ	WN6h+WN6h
B−V färgindex	1.03
Variabel typ	EA
Astrometri
Korrekt rörelse (μ)	RA: 2,4 mas / år Dec.: 2,8 mas / år
Distans	7 600 st
Absolut magnitud ( MV )	−8.13
Bana
Primär	A1a
Följeslagare	A2b
Period (P)	3,7724 dagar
Excentricitet (e)	0
Lutning (i)	71°
Semi-amplitud (K 1 ) (primär)	330 ± 20 km/s
Halvamplitud (K 2 ) (sekundär)	433 ± 53 km/s
Detaljer
A1a
Massa	120 M ☉
Radie	29 R ☉
Ljusstyrka	2 500 000 L ☉
Temperatur	42 000 K
Ålder	1.5 Myr
A1b
Massa	92 M ☉
Radie	26 R ☉
Ljusstyrka	1 500 000 L ☉
Temperatur	40 000 K
Ålder	1.5 Myr
Andra beteckningar
NGC 3603 -A1, CD -60°3452A1, CPD -60°2732A1, HD 97950A1, HIP 54948A1, WR 43a, UCAC2 4794917, AAVSO 1110-60, NGC-referens 3603
Databaser
SIMBAD	data

NGC 3603-A1 ( HD 97950A1 ) är ett dubbelförmörkande binärt stjärnsystem beläget i mitten av HD 97950- klustret i det stjärnbildande området NGC 3603 , cirka 25 000 ljusår från jorden . Båda stjärnorna är av spektraltyp WN6h och bland de mest lysande och mest massiva kända.

HD 97950 katalogiserades som en stjärna, men var känd för att vara en tät klunga eller nära flera stjärnor. 1926 fick de sex ljusaste medlemmarna bokstäver från A till F, även om flera av dem sedan dess har lösts upp till mer än en stjärna. Stjärna A löstes först upp i tre komponenter med speckle-interferometri , även om de nu kan avbildas direkt med hjälp av rymdbaserad eller adaptiv optik. Komponent Al fastställdes slutligen vara en spektroskopisk binär.

En nära-infraröd ( J-band ) ljuskurva för NGC 3603-A1, anpassad från Moffat et al. (2004)

De två komponentstjärnorna i NGC 3603-A1 kretsar runt varandra var 3,77:e dag och visar ljusstyrkavariationer på cirka 0,3 magnituder på grund av förmörkelser. Stjärnorna kretsar mycket nära varandra, åtskilda av knappt sina egna diametrar och vid eller nära att fylla sina rochelober .

Massorna av A1a och A1b bestämt från orbitalparametrarna är 116 ± 31 M _☉ respektive 89 ± 16 M _{☉ .} Detta gör dem till de två mest massiva stjärnorna direkt uppmätta, dvs med deras massor bestämda (med Keplerska banor), och inte uppskattade från modeller. Massorna uppskattade från analys av de fysikaliska egenskaperna är något högre vid 120 M _☉ och 92 M _☉ .

Varje komponent är en Wolf-Rayet (WR) stjärna, med spektra som domineras av kraftiga bredda emissionslinjer. Typ WN6 indikerar att joniserade kvävelinjer är starka i jämförelse med joniserade kollinjer, och suffixet h indikerar att väte också ses i spektrumet. Denna typ av WR-stjärna är inte den klassiska avskalade helium-brinnande åldrade stjärnan, utan ett ungt mycket lysande föremål med CNO -cykelfusionsprodukter som syns på ytan på grund av stark konventionell och roterande blandning och höga massförlusthastigheter från atmosfären. Emissionslinjerna genereras i stjärnvinden och fotosfären är helt dold. Ytfraktionen av väte beräknas fortfarande vara 60-70%.

Även om stjärnorna är mycket unga, runt 1,5 miljoner år gamla, har de redan förlorat en avsevärd bråkdel av sina initiala massor. De initiala massorna beräknas ha varit 148 M _☉ och 106 M _☉ , vilket betyder att de har förlorat 28 M _☉ respektive 14 M _{☉ .}

externa länkar

• NASA Astronomi Dagens bild: Starburst Cluster i NGC 3603 (5 oktober 2007)
• NASA Dagens bild
• Space Daily