V4998 Sagittarii es una estrella variable azul luminosa (LBV) en la constelación de Sagitario . Ubicada a unos 25.000 años luz de distancia, la estrella se encuentra a unos 7 pc (23 ly ) de un cúmulo de explosión estelar conocido como el cúmulo Quintuplet . Tiene una nebulosa de eyección que mide más de 0.8 pc de diámetro, formada hace 5000-10,000 años a través de grandes erupciones. La estrella tiene una gran masa comparable a la estrella Pistol y una luminosidad de alrededor de 4.000.000 veces la del Sol ( L ☉ ). Esto coloca a la estrella como una de las estrellas más masivas y luminosas conocidas..
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Sagitario |
Ascensión recta | 17 h 46 m 05.625 s [1] |
Declinación | −28 ° 51 ′ 31,92 ″ [1] |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | LBV [2] [3] |
Magnitud aparente (B) | 19,5 [1] |
Magnitud aparente (R) | 17.2 [1] |
Magnitud aparente (J) | 12.534 [1] |
Magnitud aparente (H) | 9.239 [1] |
Magnitud aparente (K) | 7.462 [1] |
Tipo variable | LBV [2] |
Astrometria | |
Distancia | 8.000 [2] pieza |
Detalles | |
Radio | 463 [a] R ☉ |
Luminosidad | 4,000,000 [2] L ☉ |
Temperatura | 12 000 [4] K |
Otras designaciones | |
V 4998 Sagittarii, LBV G0.120-0.048, LBV3, 2MASS J17460562-2851319, SSTGC 595621 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Historia de la observación
La estrella fue descubierta por primera vez en un estudio de 1993 que buscaba fuentes brillantes en el infrarrojo cercano dentro de 0.55 ° 2 del centro galáctico . El estudio utilizó fotometría de 1 a 20 micrones y utilizó un detector InSb de dos canales en el telescopio ANU de 1 metro en Australia. Se apuntaron 50 objetos y la mayoría de ellos tenían magnitudes bolométricas por debajo de -5. La estrella misma fue observada en mayo de 1987. Se anotaron su posición, magnitudes JHKLNMQ , ascensión recta , declinación y absorción de silicato. La encuesta fue realizada por Tetsuya Nagata, AR Hyland, SM Straw, Shuji Sato y Kimiaki Kawara. La encuesta nombró a la estrella NHS93 22; NHS representa a los tres científicos principales en la encuesta (Nagata, Hyland y Straw), 93 que significa la fecha del descubrimiento y 22 que indica que era la vigésimo segunda estrella observada. [5]
La siguiente observación fue realizada por la encuesta 2MASS , que tuvo lugar en 1997-2001. La estrella fue designada 2MASS J17460562-2851319 y se catalogaron su posición, luminosidad y magnitudes JHK . [1] Después de eso, la estrella fue observada en un estudio de 2001 llamado Estudio de estrellas variables de período largo cerca del Centro Galáctico . La encuesta nombró a la estrella GMC2001 10-1, GMC representa a Glass, Matsumoto y Carter. [6] Fue observado por la cámara de matriz de infrarrojos a bordo del telescopio espacial Spitzer en un estudio de 2008 que cubría 2,0 por 1,4 grados (280 por 210 pc) y se le dio el nombre SSTGC 595621. [7] También fue observado por un 2009 estudio de infrarrojo cercano que apuntó al Centro Galáctico. La estrella fue designada MKN2009 en esa encuesta, MKN representa a los tres científicos líderes (Matsunaga, Kawadu y Nishiyama) y 2009 especifica la fecha de la encuesta. [8]
Un estudio de imágenes de banda estrecha de la región del centro galáctico realizado por la cámara de infrarrojos cercanos y el espectrómetro de múltiples objetos ( NICMOS ) del Telescopio Espacial Hubble (HST ) reveló que LBV G0.120-0.048 es una fuerte fuente de emisión Paschen-alfa (Paschen-α) que superó al de la estrella Pistol . [2] Por lo tanto, la estrella fue seleccionada para espectroscopía . La encuesta, que se llevó a cabo en 2010, confirmó que la estrella era una variable azul luminosa y la estrella se designó como LBV G0.120-0.048, LBV significa variable azul luminosa y G0.120-0.048 representa sus coordenadas galácticas. [2] También se descubrió mediante el uso de imágenes Pα que la estrella tenía una gran nebulosa de eyección con un diámetro de más de 0,8 pc que fue expulsada por ella hace 5000-10,000 años a través de grandes erupciones. [2] Se estudió el espectro de la estrella y se encontró que el espectro era similar al de la estrella Pistol, por lo que se asumió una masa similar a la de la estrella Pistol. [2] Se midieron las tasas de extinción y se obtuvo una luminosidad de aproximadamente 4.000.000 L ☉ . [2] También tiene la designación MMC2010 de una encuesta de 2010, MMC representa a los tres científicos líderes de la encuesta, Mauerhan, Morris y Cotera. En 2011, una encuesta dirigida por Dong, Wang y Cotera buscó estrellas en el centro galáctico que emitían Paschen-α. Las estrellas apuntadas fueron las detectadas por el estudio HST / NICMOS Paschen-α del Centro Galáctico. V4998 Sagittarii fue una de las estrellas observadas y recibió otra designación de DWC2011 92. [9]
En 2014, un grupo decidió estudiar las LBV en el clúster de Quintillizos. La masa de la nebulosa de la estrella se midió en 6.2 M ☉ . También midió fue la estrella de la temperatura efectiva y se encontró que era de 12.000 K . [4] La estrella fue designada LBV3 en esa encuesta porque era la tercera LBV en el cúmulo Quintuplet. [4]
Caracteristicas
Alta masa del V4998 Sgr comprime su núcleo y acelera la fusión principalmente por el ciclo CNO lo que conduce a una luminosidad de aproximadamente 4.000.000 L ☉ y una temperatura de 12.000 K . Cuenta con una gran nebulosa de eyección con un diámetro de aproximadamente 0,8 parsec (2,5 ly) y una masa de 6,2 M ☉ . [4] Dado que las nebulosas comparables no suelen durar más de 10.000 años, se presume que V4998 Sagittarii sufrió una erupción masiva hace 5000-10.000 años. [4]
La estrella está proyectada a 7 pc (23 años antes) del cúmulo de Quintuplet Starburst, que se encuentra en la dirección del centro galáctico . El cúmulo contiene alrededor de 100 estrellas de tipo O y varias estrellas Wolf-Rayet. También hay otras dos variables azules luminosas además de V4998 Sagittarii: la estrella Pistol y qF362. [2]
Evolución
La alta tasa de pérdida de masa de la estrella combinada con sus erupciones eliminará sus capas de hidrógeno y expondrá un núcleo de helio caliente. Pasará a la secuencia Wolf-Rayet . Eventualmente comenzará a fusionar elementos pesados en su núcleo, y cuando desarrolle un gran núcleo de hierro, la estrella colapsará sobre sí misma y explotará como supernovas de tipo Ib o Ic . Dependiendo de la cantidad de masa perdida antes de la explosión de la supernova, el remanente será una estrella de neutrones o un agujero negro . Se predice un agujero negro para las estrellas más masivas como esta. [10]
Referencias
- ^ a b c d e f g h Cutri, RM; Skrutskie, MF; Van Dyk, S .; Beichman, CA; Carpenter, JM; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Light, RM; Marsh, KA; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, WA; Wheelock, S .; Zacarías, N. (2003). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo 2MASS All-Sky de fuentes puntuales (Cutri + 2003)". Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246. Publicado originalmente en: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 : 0. Código Bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C .
- ^ a b c d e f g h yo j Mauerhan, JC; Morris, MR; Cotera, A .; Dong, H .; Wang, QD; et al. (Abril de 2010). "Descubrimiento de una variable azul luminosa con una nebulosa de eyección cerca del cúmulo de quintillizos". El diario astrofísico . 713 (1): L33 – L36. arXiv : 1002.3379 . Código bibliográfico : 2010ApJ ... 713L..33M . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L33 . S2CID 42696538 .
- ^ Clark, JS; Lohr, ME; Patrick, LR; Najarro, F .; Dong, H .; Figer, DF (2018). "Un censo estelar actualizado del cúmulo de Quintillizos". Astronomía y Astrofísica . 618 : A2. arXiv : 1805.10139 . Bibcode : 2018A & A ... 618A ... 2C . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833041 . S2CID 53501337 .
- ^ a b c d e Lau, RM; Herter, TL; Morris, MR; Adams, JD (2014). "Naturaleza versus crianza: nebulosas variables azules luminosas en y cerca de cúmulos estelares masivos en el centro galáctico". El diario astrofísico . 785 (2): 120. arXiv : 1403.5298 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 785..120L . doi : 10.1088 / 0004-637X / 785/2/120 . S2CID 118447462 .
- ^ Nagata, Tetsuya; Hyland, AR; Paja, SM; Sato, Shuji; Kawara, Kimiaki (1993). "Fuentes brillantes del infrarrojo cercano dentro de 1 grado del centro galáctico. I - Estudio y fotometría de 1-20 micrones". Revista astrofísica . 406 : 501. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 406..501N . doi : 10.1086 / 172462 .
- ^ Vidrio, ES; Matsumoto, S .; Carter, BS; Sekiguchi, K. (2001). "Variables de gran amplitud cerca del Centro Galáctico" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 321 (1): 77–95. Código bibliográfico : 2001MNRAS.321 ... 77G . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.03971.x .
- ^ Ramírez, Solange V .; Arendt, Richard G .; Sellgren, Kris; Stolovy, Susan R .; Cotera, Angela; Smith, Howard A .; Zadeh, Farhad Yusef (2008). "Fuentes puntuales de un estudio IRAC de Spitzer del centro galáctico". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 175 (1): 147-164. arXiv : 0709.3113 . Código bibliográfico : 2008ApJS..175..147R . doi : 10.1086 / 524015 . S2CID 17768615 .
- ^ Matsunaga, Noriyuki; Kawadu, Takahiro; Nishiyama, Shogo; Nagayama, Takahiro; Hatano, Hirofumi; Tamura, Motohide; Vidrio, ES; Nagata, Tetsuya (2009). "Un estudio de Miras en el infrarrojo cercano y la distancia al Centro Galáctico". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 399 (4): 1709-1729. arXiv : 0907.2761 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.399.1709M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15393.x . S2CID 13447758 .
- ^ Dong, H .; Wang, QD; Morris, MR (2011). "Un estudio de longitud de onda múltiple de estrellas masivas evolucionadas en el Centro Galáctico". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 425 (2): 884–906. arXiv : 1204.6298 . Código bibliográfico : 2012MNRAS.425..884D . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21200.x . S2CID 119217006 .
- ^ Ødegaard, KJR (1996). "Evolución de estrellas muy masivas". Estrellas Wolf-Rayet en el marco de la evolución estelar . 33 . Lieja: Universidad de Lieja. pag. 81. Código Bibliográfico : 1996LIACo..33 ... 81O .
Notas
- ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominalde 5.772 K :