LBV 1806-20
LBV 1806-20[3] és un estel hipergegant -o possiblement un estel binari- que s'hi troba a una distància estimada entre 30.000 i 49.000 anys llum del Sol, a la constel·lació del Sagitari.
 LBV 1806-20 | |
|---|---|
 | |
| Tipus | estel  |
| Tipus espectral (estel) | LBV[1] |
| Constel·lació | Sagitari |
| Època | J2000.0 |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Radi | 1.135 R☉ |
| Magnitud aparent (V) | 13,66 (banda J)[2] 10,48 (banda H)[2] 8,742 (banda K)[2] |
| Massa | 165 M☉ |
| Temperatura efectiva | 27.000 K |
| Ascensió recta (α) | 18h 8m 40.312s[2] |
| Declinació (δ) | -21° 35' 18.8599''[2] |
| Metal·licitat | 24,5 |
| Part de | Cl* 1806-20 (en)  |
| Catàlegs astronòmics | |
2MASS J18084031-2024411 (2MASS)
| |
LBV 1806-20 s'hi troba a l'altre extrem de la galàxia, al centre de la radio nebulosa G10.0-0.3. Està en l'extrem del cúmul Cl* 1806-20, que forma part de W31, una de les majors regions H II de la Via Làctia. Aquest cúmul conté altres estels supermasius, com dos estels de Wolf-Rayet rics en carboni (WC9d i WCL), dues hipergegants blaves i un magnetar (SGR 1806-20).[4]
Característiques físiques modifica
El sistema té una massa entre 130 i 200 masses solars[5] i una lluminositat variable entre 5 i 40 milions de sols, comparable a la d'Eta Carinae o estel Pistola, totes elles estrelles variables blaves lluminoses. Actualment el seu tipus espectral es troba entre O9 i B2.[6]
Malgrat la seva lluminositat, LBV 1806-20 és virtualment invisible des de la Terra perquè ens arriba menys d'una milmil·lionèsima part de la seva llum, quedant la resta absorbida per gas i pols interestel·lar. Té magnitud aparent 35 en l'espectre visible i magnitud 8 en longitud d'ona de 2 μm en l'infraroig proper.
Teoria de formació modifica
Les teories actuals de formació estel·lar indiquen que un estel ha de tenir com a màxim unes 120 masses solars, inferior a la massa mínima estimada de 130 masses solars per LBV 1806-20. Recents estudis d'espectroscòpia d'alta resolució suggereixen que LBV 1806-20 no és un únic estel sinó un sistema binari massiu, sent en aquest cas la massa de cadascuna dels estels considerablement inferior al límit màxim per a la formació estel·lar.[7]
Referències modifica
- ↑ Francisco Najarro «Massive Stars in the SGR 1806-20 Cluster» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 16-02-2005, pàg. 49–52. DOI: 10.1086/429159.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
- ↑ «LBV 1806-20 - Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 23 desembre 2020].
- ↑ LBV 1806-20 AB Solstation
- ↑ LBV 1806-20. Jumk.de/astronomie
- ↑ Eikenberry, S.S.; Matthews, K; LaVine, J.L.; Garske, M.A.; Mu, D.; Jackson, M.A.; Patel, S.G.; Barry, D.J.; Colonno, M.R.; Houck, J. R.; Wilson, J.C; Corbel, S.; Smith, J.D. «Infrared Observations of the Candidate LBV 1806-20 & Nearby Cluster Stars». The Astrophysical Journal, 616, 1, 2004, pàg. 506-518.
- ↑ Figer, D.; Najarro, F.; Kudritzki, R. «The Double-lined Spectrum of LBV 1806-20». The Astrophysical Journal, 610, 2, 2004, pàg. L109-L112.