M33 X-7

M33 X-7

Wizja artystyczna M33 X-7
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Trójkąt
Rektascensja	01 godz. 33 min 34,13 sek
Deklinacja	+30° 32′ 11,3″
Pozorna wielkość (V)	+18,70
Charakterystyka
Typ widmowy	O7-8III / Czarna dziura
Astrometria
Dystans	2 700 000 ± 70 000 ly ( 840 000 ± 20 000 szt )
Orbita
Okres (P)	3,45301 ± 0,00002 d
Półoś wielka (a)	42,4 ± 1,5 R ☉
Ekscentryczność (e)	0,0185 ± 0,0077
Nachylenie (i)	74,6 ± 1,0°
Szczegóły
Gwiazda typu O
Masa	70 ± 6,9 mln ☉
Temperatura	35000 ± 1000 K
Czarna dziura
Masa	15,65 ± 1,45 M ☉
Promień	około. 0,0000661205 R ☉
Inne oznaczenia
2E 408, 2E 0130.7+3016, RX J0133.5+3032, CXOU J013334.1+303210
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

M33 X-7 to układ podwójny czarnej dziury w Galaktyce Trójkąta . System składa się z czarnej dziury o masie gwiazdowej i gwiazdy towarzyszącej. Czarna dziura w M33 X-7 ma szacunkową masę 15,65 razy większą od masy Słońca ( M ☉ ₎ (dawniej największej znanej czarnej dziury gwiezdnej, chociaż teraz została ona zastąpiona wśród czarnych dziur obserwowanych elektromagnetycznie przez zwiększoną szacunkową masę dla Cygnus X-1 , a także przez wielu LVK - wykryte binarne składowe czarnej dziury). Całkowitą masę układu szacuje się na około 85,7 M _☉ , co czyni go najbardziej masywnym układem podwójnym z czarnymi dziurami. Spędza czas na jedzeniu niebieskiego olbrzyma o masie 70 mas Słońca.

Lokalizacja

M33 X-7 leży w Galaktyce Trójkąta , oddalonej o około 3 miliony lat świetlnych (ly) od Drogi Mlecznej w gwiazdozbiorze Trójkąta. To uczyniłoby M33 X-7 jedną z najdalej potwierdzonych znanych czarnych dziur o masie gwiazdowej.

System

M33 X-7 krąży wokół gwiazdy towarzyszącej, która zaćmiewa czarną dziurę co 3,45 dnia. Gwiazda towarzysząca ma również niezwykle dużą masę, 70 M _☉ . To czyni ją najmasywniejszą gwiazdą towarzyszącą w układzie podwójnym zawierającym czarną dziurę.

Dane obserwacyjne

Obserwatorium Rentgenowskie Chandra NASA i teleskop Gemini na Mauna Kea na Hawajach.

Właściwości układu podwójnego M33 X-7 są trudne do wyjaśnienia przy użyciu konwencjonalnych modeli ewolucji masywnych gwiazd. Gwiazda macierzysta czarnej dziury musiała mieć masę większą niż istniejący towarzysz, aby uformować czarną dziurę przed gwiazdą towarzyszącą. Tak masywna gwiazda miałaby promień większy niż obecny odstęp między gwiazdami, więc gwiazdy musiały zostać zbliżone, dzieląc wspólną atmosferę zewnętrzną. Proces ten zwykle powoduje utratę dużej ilości masy z układu, tak bardzo, że gwiazda macierzysta nie powinna była być w stanie utworzyć czarnej dziury o masie 15,7 M _{☉ .}

• 

  Kompozyt M33 X-7

• 

  Optyczny M33 X-7

• 

  Rentgen M33 X-7

• 

  M33 X-7

W nowych modelach powstawania czarnej dziury gwiazda, która utworzy czarną dziurę, ma masę prawie 100 razy większą od Słońca, krążąc wokół drugiej gwiazdy o masie około 30 M _☉ .

Na takiej orbicie przyszła czarna dziura jest w stanie rozpocząć przenoszenie masy, podczas gdy wciąż jest w stanie topić wodór w hel . W rezultacie traci większość swojego wodoru, stając się gwiazdą Wolfa-Rayeta i zrzuca resztę otoczki w postaci wiatru gwiazdowego, odsłaniając swoje jądro. Jej towarzysz staje się coraz bardziej masywny, stając się masywniejszymi z dwóch gwiazd.

W końcu gwiazda zapada się, tworząc czarną dziurę i zaczyna absorbować materię swojego towarzysza, co prowadzi do emisji promieniowania rentgenowskiego.

Przyszły

Ze względu na masę zakłada się, że towarzysz zapadnie się w czarną dziurę, tworząc podwójny układ czarnych dziur .