MN18
MN18| 관찰 데이터 Epoch J2000 Equinox J2000 | |
|---|---|
| 콘스텔레이션 | 서커스 |
| 적경 | 15h 16m 41.001s[1] |
| 적위 | - 58° 22° 25.96°[1] |
| 겉보기 등급(V) | 13.4 |
| 특성. | |
| 진화 단계 | 청색 초거성 |
| 스펙트럼형 | B1Ia[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 시차()) | 0.1714 ± 0.0192 mas[1] |
| 거리 | 5,600[2] pc |
| 절대 등급(MV) | - 6[2].8 |
| 세부 사항 | |
| 반지름 | 38.5[2] R☉ |
| 광도 | 263,000[2] L☉ |
| 온도 | 21,100[2] K |
| 회전 속도(v sin i) | 90[2] km/s |
| 나이 | 550만[2] 년 |
| 기타 명칭 | |
[GKF2010] MN18, IRAS 15127-5811, 2MASS J15164101-5822260 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바디 | 데이터. |
MN18은 산개성단 링가3의 약 18,300광년 떨어진 서커스자리에 있는 청색 초거성이다.MN18은 청색초거성 주변에서는 매우 드문 쌍극성운으로 둘러싸여 있으며, HD 168625, Sher 25, SBW [2]1과 같은 다른 청색초거성의 예도 있습니다.
특성.
이 별의 스펙트럼을 합성 모형으로 맞추는 것은 이 별의 온도가 약 21,100 K라는 것을 의미한다.절대 등급 -6.8(B1 초거성의 경우 보통)과 온도를 가정할 때 이 별의 밝기는 태양의 약 260,000배이며, 따라서 이 크기는 태양의 약 38.5배일 것입니다.이러한 매개변수는 MN18의 초기 조건인 태양 질량이 30인 550만년 된 별의 모형으로 대부분 재현할 수 있습니다. 즉, MN18은 약 550만년 된 것일 수 있습니다.그러나 이 모델은 MN18에 비해 탄소, 질소 및 산소 함량이 현저하게 다릅니다. 예를 들어 합성 모델은 MN18보다 질소 함량이 훨씬 낮습니다.[2]
이 별은 우리 사이에 엄청난 양의 먼지로 인해 E(B-V)가 1.97로 매우 붉게 물들어 있습니다.또한 이 먼지 때문에, 그것은 6.4222 등급의 시각적 소멸로 인해 매우 가려져 있다.즉, 빛의 1/371만 도달하고 나머지(대부분의 빛)는 앞서 언급한 [2]먼지에 흡수됩니다.
쌍극성운
MN18의 쌍극성운은 지름이 약 1.7x2.5분이며, MN18을 중심으로 한 밝은 고리(가장 눈에 띄는 부분)에서 북서쪽과 남동쪽 방향으로 약 70아크초 동안 뻗어 있는 두 개의 엽처럼 보입니다.중심별에서 5.6kpc 떨어져 있을 때, 중심별의 엽의 범위는 약 1.9파섹(약 6.2광년)으로, 이는 이 쌍극성운의 지름이 약 3.8파섹(약 12.4광년)일 것이라는 것을 의미한다.5.6kpc 거리에서 링의 반지름은 0.29파섹(약 0.95광년)입니다.이것은 고리의 팽창 속도와 합쳐서 약 37,000년의 [2]운동학적 나이를 암시합니다.
기원.
별을 둘러싼 고리의 형성은 아마도 MN18의 과거 매우 빠른 회전 속도 때문일 것이다.이러한 높은 회전 속도는 MN18이 근접 쌍성계의 일원이었거나 지금도 마찬가지라는 것을 의미합니다.이 경우 MN18은 현재 적당한 회전속도에 의해 제시된 링의 나이보다 작은 시간척도에서 많은 각운동량 손실을 입었을 가능성이 있으며, 이는 강한 자기장과 높은 질량손실률로 설명될 수 있으며,[2] 이는 생성된 강한 전단 때문에 바이너리 시스템을 병합할 때 가능하다.
호
MN18을 둘러싸고 있는 성운 남동쪽 잎의 남서쪽 가장자리에 밝은 원호 모양의 특징이 부착되어 있으며, 이 원호 안에 정점 근처에 별이 있습니다.이 별은 Lynga 3의 11번으로 등록되어 있습니다(따라서 Lynga 3-11로 명명되었습니다).원호 모양의 특징은 링가 3-11의 항성풍과 MN18의 쌍극성운 사이의 상호작용에서 생겨난 것으로 보이며, 이는 성운과 항성풍 사이의 접촉 지점 부근에서 밝기가 증가했음을 증명합니다.만약 이것이 사실이라면 링가 3-11은 강한 항성풍, 즉 OB별을 가지고 있을 것입니다.스펙트럼 유형(2MASS에 의해 기록된 파장마다 다른 크기에서 도출된 것)은 5.6 kpc의 거리를 가정할 때 O6V로 추정되지만 정확한 거리에 [2]따라 더 빠르거나 더 늦어질 수 있다.
클러스터 멤버십
MN18은 산개성단 Lynga 3에 속할 가능성이 있지만, Lynga 3은 오래된 성단(MN18의 550만 년에서 1000만 년 사이에 약 8억3200만 년으로 추정됨)으로 보이기 때문에 이 성단에는 의문이 생겼다.그 후 근처 별 2MASS J15164297-5822197은 MN18보다 뜨거운 질량의 후발 또는 조기 B형 항성임이 밝혀졌다.MN18에 매우 가까운 거대하고 매우 희귀한 별의 존재는 그들이 같은 성단, 즉 링가 3에 있을 수 있다는 것을 암시합니다.이 별은 MN18의 5.6 kpc 오차범위(+1.5 - 1.2 kpc)와 호환되는 4.7 또는 7 kpc 떨어져 있을 수 있으며, 이는 두 별이 같은 성단에 속할 수 있다는 추정을 뒷받침한다.그러나 2MASS J15164297-5822197의 스펙트럼 라인의 평균 방사 속도는 MN18의 2배 이상이다.비록 이 차이가 두 별이 서로 관련이 없고 단지 같은 가시선을 따라 우연히 투영된 것임을 의미할 수도 있지만, 이것은 또한 이 별이 거대한 [2]쌍성이라는 것을 의미할 수도 있습니다.
또 다른 거대한 별인 링가 3-11의 존재는 링가 3의 젊은 성단 상태에 대한 잠재적 증거이기도 하지만, 이 별과 링가 3의 구성원으로 나열된 다른 별에 대한 더 많은 관찰이 MN18의 모성단인 링가 [2]3의 일부인지 확인하기 위해 필요하다.
레퍼런스
- ^ a b c Gaia Collaboration (2018-04-01). "VizieR Online Data Catalog: Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018)". VizieR Online Data Catalog. 1345. Bibcode:2018yCat.1345....0G.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. Y.; Bestenlehner, J. M.; Bodensteiner, J.; Langer, N.; Greiner, J.; Grebel, E. K.; Berdnikov, L. N.; Beletsky, Y. (2015-11-01). "The blue supergiant MN18 and its bipolar circumstellar nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (1): 219–237. arXiv:1508.06288. Bibcode:2015MNRAS.454..219G. doi:10.1093/mnras/stv1995. ISSN 0035-8711.
