Melnick 34
Melnick 34 (afgekort as Mk34), ook bekend as BAT99-116, is 'n dubbele Wolf-Rayetster naby die sterreswerm R136 in die 30 Doradus-kompleks (ook bekend as die Tarantula-newel) in die Groot Magellaanse Wolk. Albei komponente is onder die swaarste en helderste sterre bekend. Dit is sover bekend die dubbelster met die grootste massa.

Dubbelster

Melnick 34 is 'n dubbelster met 'n wenteltydperk van 155 dae. Dit toon die hoë X-straalligsterkte-eienskappe van dubbelsterre met botsende sterwinde en periodieke wisselings in ligsterkte, spektrale absorpsie en X-straalhelderheid.

Die wentelbaan is bereken gebaseer op spektroskopiese waarnemings met die Baie Groot Teleskoop. Die twee sterre het dieselfde spektraaltipe, WN5h, en die spektraallyne van elk wissel elke 155 dae. Dit dui ook daarop dat die sterre byna dieselfde massa het; die sekondêre ster se massa is 92% dié van die primêre ster as die mees waarskynlike baanhelling van sowat  aanvaar word. Die wentelbaan is effens eksentriek, met 'n skeiding by periastron van sowat .

Fisiese eienskappe

Die twee komponente van Mk34 het albei 'n spektraaltipe van WN5h, asook spektrums met prominente emissielyne van hoogs geïoniseerde helium, stikstof en koolstof. Die agtervoegsel "h" dui aan die spektrum bevat ook lyne van waterstof, wat nie gewoonlik in Wolf-Rayetpektrums gesien word nie. Die sterkte van die helium-emissielyne toon die buitenste sterlae bevat 35% helium.

Die effektiewe temperatuur van albei sterre is vasgestel op sowat . Die primêre ster het 'n bolometriese ligsterkte van sowat  (sonligsterktes) en 'n radius van sowat , terwyl die sekondêre ster 'n ligsterkte van sowat  en 'n radius van sowat  het.

Die massa van albei sterre, soos bepaal uit hulle spektrums, is onderskeidelik sowat  en . Die massas soos bepaal uit die wentelbaan van die sterre hang grootliks van die baanhelling af, en die wentelbaan is nie goed bekend nie. 

Die emissielynspektrums van die twee sterre is vanweë groot massaverlies, wat 'n digte sterwind veroorsaak. Albei se sterwind het 'n snelheid van sowat , wat daartoe lei dat elke ster meer as 1 sonmassa elke  verloor; dit is 'n miljard keer so sterk soos die son se wind.

Evolusie
Hoewel Wolf-Rayetsterre gewoonlik ou sterre is wat hulle buitenste waterstoflae verloor het, is sommige van hulle baie jong, swaar sterre wat waterstof bevat. Albei sterre in die Mk34-stelsel is baie jonk en die helium-, koolstof- en stikstoffusieprodukte in hulle spektrums word geskep deur die sterk konveksie wat in swaar hoofreekssterre voorkom en deur rotasiemenging. Die sterre roteer onderskeidelik teen sowat  en .

Modelle van die sterre gebaseer op evolusie, dui op 'n ouderdom van sowat , met huidige massas van onderskeidelik 139 en 127 sonmassas en aanvanklike massas van onderskeidelik 144 en 131 sonmassas. Dit is omtrent dieselfde as die massas wat van waarneming verkry word. Die sterre sal 'n waterstofverbrandende leeftyd van omtrent 2,2 miljoen jaar hê en sal waarskynlik nie gedurende hulle evolusie baie massa uitruil nie. Albei se massa sal aan die einde van hulle leeftyd te groot wees om as 'n normale supernova te ontplof. Hulle sal waarskynlik 'n swartkolk vorm, óf indirek ná 'n swak supernova óf direk sonder enige tekens van 'n supernova.

Verwysings

Skakels

W-tipe sterre
Dubbelsterre
Swaardvis (sterrebeeld)
Magellaanse Wolke
Sterre buite die Melkweg
Melnick( afgekort as Mk34 ) , ook bekend as BAT99-116 , is 'n dubbele Wolf-Rayetster naby die sterreswerm R136 in dieDoradus-kompleks ( ook bekend as die Tarantula-newel ) in die Groot Magellaanse Wolk . Albei komponente is onder die swaarste en helderste sterre bekend . Dit is sover bekend die dubbelster met die grootste massa . Dubbelster Melnickis 'n dubbelster met 'n wenteltydperk vandae . Dit toon die hoë X-straalligsterkte-eienskappe van dubbelsterre met botsende sterwinde en periodieke wisselings in ligsterkte , spektrale absorpsie en X-straalhelderheid . Die wentelbaan is bereken gebaseer op spektroskopiese waarnemings met die Baie Groot Teleskoop . Die twee sterre het dieselfde spektraaltipe , WN5h , en die spektraallyne van elk wissel elkedae . Dit dui ook daarop dat die sterre byna dieselfde massa het ; die sekondêre ster se massa is dié van die primêre ster as die mees waarskynlike baanhelling van sowat aanvaar word . Die wentelbaan is effens eksentriek , met 'n skeiding by periastron van sowat \ . Fisiese eienskappe Die twee komponente van Mk34 het albei 'n spektraaltipe van WN5h , asook spektrums met prominente emissielyne van hoogs geïoniseerde helium , stikstof en koolstof . Die agtervoegsel " h " dui aan die spektrum bevat ook lyne van waterstof , wat nie gewoonlik in Wolf-Rayetpektrums gesien word nie . Die sterkte van die helium-emissielyne toon die buitenste sterlae bevat helium . Die effektiewe temperatuur van albei sterre is vasgestel op sowat \ . Die primêre ster het 'n bolometriese ligsterkte van sowat ( sonligsterktes ) en 'n radius van sowat , terwyl die sekondêre ster 'n ligsterkte van sowat en 'n radius van sowat het . Die massa van albei sterre , soos bepaal uit hulle spektrums , is onderskeidelik sowat en \ . Die massas soos bepaal uit die wentelbaan van die sterre hang grootliks van die baanhelling af , en die wentelbaan is nie goed bekend nie . Die emissielynspektrums van die twee sterre is vanweë groot massaverlies , wat 'n digte sterwind veroorsaak . Albei se sterwind het 'n snelheid van sowat , wat daartoe lei dat elke ster meer assonmassa elke verloor ; dit is 'n miljard keer so sterk soos die son se wind . Evolusie Hoewel Wolf-Rayetsterre gewoonlik ou sterre is wat hulle buitenste waterstoflae verloor het , is sommige van hulle baie jong , swaar sterre wat waterstof bevat . Albei sterre in die Mk34-stelsel is baie jonk en die helium- , koolstof- en stikstoffusieprodukte in hulle spektrums word geskep deur die sterk konveksie wat in swaar hoofreekssterre voorkom en deur rotasiemenging . Die sterre roteer onderskeidelik teen sowat en \ . Modelle van die sterre gebaseer op evolusie , dui op 'n ouderdom van sowat , met huidige massas van onderskeidelikensonmassas en aanvanklike massas van onderskeidelikensonmassas . Dit is omtrent dieselfde as die massas wat van waarneming verkry word . Die sterre sal 'n waterstofverbrandende leeftyd van omtrent2 miljoen jaar hê en sal waarskynlik nie gedurende hulle evolusie baie massa uitruil nie . Albei se massa sal aan die einde van hulle leeftyd te groot wees om as 'n normale supernova te ontplof . Hulle sal waarskynlik 'n swartkolk vorm , óf indirek ná 'n swak supernova óf direk sonder enige tekens van 'n supernova . Verwysings Skakels W-tipe sterre Dubbelsterre Swaardvis ( sterrebeeld ) Magellaanse Wolke Sterre buite die Melkweg