LBV 1806-20

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
LBV 1806-20
Picto infobox astronomy.png
LBV 1806-20
1806-20 cluster.jpg
Datos d'observación
(Dómina J2000.0)
Constelación Saxitariu
Ascensión reuta (α) 18h 08m 40,3s
Declinación (δ) -20° 24' 41"
Mag. aparente (V) +35
+8,4 (a 2 µm)
Carauterístiques físiques
Masa solar 130 - 200 M
Radiu (150 R)
Lluminosidá 5 - 40 × 10⁶ (bolométrica) L
Temperatura superficial 18.000 - 36.000 K
[editar datos en Wikidata]

LBV 1806-20[1] ye una estrella hiperxigante —o posiblemente una estrella binaria— que s'atopa a una distancia envalorada ente 30.000 y 49.000 años lluz del Sol.

LBV 1806-20 atopar nel otru estremu de la galaxa, nel centru de la radio nebulosa G10.0-0.3. Ta nel estremu del cúmulu Cl* 1806-20, que forma parte de W31, una de les mayores rexones H II de la Vía Lláctea. Esti cúmulu contién otres estrelles supermasivas, como dos estrelles de Wolf-Rayet riques en carbonu (WC9d y WCL), dos hiperxigantes azules y un magnetar (SGR 1806-20).[2]

Carauterístiques físiques[editar | editar la fonte]

El sistema tien una masa ente 130 y 200 mases solares[3] y una lluminosidá variable ente 5 y 40 millones de soles, comparable a la d'Eta Carinae o Estrella Pistola, toes elles estrelles variables azules lluminoses. Anguaño'l so tipu espectral topar ente O9 y B2.[4]

A pesar de la so lluminosidá, LBV 1806-20 ye virtualmente invisible dende la Tierra porque nos llega menos d'una milmillonésima parte de la so lluz, quedando'l restu absorbida por gas y polvu interestelar. Tien magnitú aparente 35 nel espectru visible y magnitú 8 en llargor d'onda de 2 μm nel infrarroxu cercanu.

Teoría de formación[editar | editar la fonte]

Les teoríes actuales de formación estelar indiquen qu'una estrella tien de tener a lo más unes 120 mases solares, inferior a la masa mínimo envalorada de 130 mases solares pa LBV 1806-20. Recién estudios d'espectroscopia d'altu resolución suxuren que LBV 1806-20 nun ye una única estrella sinón un sistema binariu masivu, siendo nesti casu la masa de caúna de les estrelles considerablemente inferior a la llende máxima pa la formación estelar.[5]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]