LBV 1806-20
LBV 1806-20[1] es una estrella hipergigante —o posiblemente una estrella binaria— que se encuentra a una distancia estimada entre 30.000 y 49.000 años luz del Sol.
| LBV 1806-20 | ||
|---|---|---|
 Imagen en infrarrojo del clúster 1806_20. LBV 1806−20 es la estrella más brillante a la izquierda. | ||
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Sagitario | |
| Ascensión recta (α) | 18h 08m 40,3s | |
| Declinación (δ) | -20° 24' 41" | |
| Mag. aparente (V) |
+35 +8,4 (a 2 µm) | |
| Características físicas | ||
| Masa solar | 130 - 200 M☉ | |
| Radio | (200 R☉) | |
| Luminosidad | 5 - 40 × 106 (bolométrica) L☉ | |
| Temperatura superficial | 18.000 - 36.000 K | |
| Edad | < 2 × 106 | |
LBV 1806-20 se encuentra en el otro extremo de la galaxia, en el centro de la radio nebulosa G10.0-0.3. Está en el extremo del cúmulo Cl* 1806-20, que forma parte de W31, una de las mayores regiones H II de la Vía Láctea. Este cúmulo contiene otras estrellas supermasivas, como dos estrellas de Wolf-Rayet ricas en carbono (WC9d y WCL), dos hipergigantes azules y un magnetar (SGR 1806-20).[2]
Características físicas editar
El sistema tiene una masa entre 130 y 200 masas solares[3] y una luminosidad variable entre 5 y 40 millones de soles, comparable a la de Eta Carinae o estrella Pistola, todas ellas estrellas variables azules luminosas. Actualmente su tipo espectral se halla entre O9 y B2.[4]
A pesar de su luminosidad, LBV 1806-20 es virtualmente invisible desde la Tierra porque nos llega menos de una milmillonésima parte de su luz, quedando el resto absorbida por gas y polvo interestelar. Tiene magnitud aparente 35 en el espectro visible y magnitud 8 en longitud de onda de 2 μm en el infrarrojo cercano.
Teoría de formación editar
Las teorías actuales de formación estelar indican que una estrella debe tener como máximo unas 120 masas solares, inferior a la masa mínima estimada de 130 masas solares para LBV 1806-20. Recientes estudios de espectroscopia de alta resolución sugieren que LBV 1806-20 no es una única estrella sino un sistema binario masivo, siendo en este caso la masa de cada una de las estrellas considerablemente inferior al límite máximo para la formación estelar.[5]
Véase también editar
Referencias editar
- ↑ LBV 1806-20 - Star (SIMBAD)
- ↑ 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. (2004). «Infrared Observations of the Candidate LBV 1806-20 & Nearby Cluster Stars». The Astrophysical Journal. 616, 1: 506-518.
- ↑ Figer, D.; Najarro, F.; Kudritzki, R. (2004). «The Double-lined Spectrum of LBV 1806-20». The Astrophysical Journal. 610, 2: L109-L112.
Datos: Q753574
Multimedia: LBV 1806-20 / Q753574
