{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보 시작
| 이름 = 멜닉 34
| 로마자이름 = Melnick 34
}}
{{항성 정보 그림
| 그림 = [[파일:Melnick_34_-_Hubble_-_WFPC2.jpg|200px|upright=1.3]]
| 그림설명 = 멜닉 34
| 그림출처 = [[허블 우주망원경]]의 [[WFPC2|WFPC]]
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{{항성 정보 관측자료
| 역기점 = [[J2000.0]]
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| 별자리 = [[황새치자리]]
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{{항성 정보 특성
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| 분류 = [[볼프-레이에별|WN5h]] + [[볼프-레이에별|WN5h]]<ref name=tehrani/>
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{{항성 정보 위치천문
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{{항성 정보 분류
| 이름= [[BAT99]]-116,<ref name=bat99>{{저널 인용|last1=Breysacher|first1=J.|last2=Azzopardi|first2=M.|last3=Testor|first3=G.|title=The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=137|issue=1|year=1999|pages=117–145|doi=10.1051/aas:1999240|bibcode = 1999A&AS..137..117B |doi-access=free}}</ref> Melnick&nbsp;34, [[2MASS]]&nbsp;J05384424-6906058, [[Breysacher catalogue|Brey]]&nbsp;84
}}
{{항성 정보 자료
| Simbad = BAT99+116
| ARICNS = <!--Code-->
}}
{{항성 정보 끝}}

'''멜닉 34'''(축약 시 Mk34)는 '''BAT99-116'''이라고도 불리며 [[대마젤란 은하]]의 [[황새치자리 30]] 복합체 ([[타란툴라 성운]]으로도 알려져 있다) 내부의 [[R136]] 근처에 존재하는 [[볼프-레이에별]]로 이루어진 [[쌍성계|쌍성]]이다. 두 구성원 모두 알려진 가장 [[질량이 큰 항성 목록|질량이 크고]] [[광도 순 항성 목록|광도가 높은]] 항성 중 하나며 알려진 가장 질량이 큰 쌍성계다.

== 쌍성계 ==
[[파일:ESO - Eso1030a (by).jpg|섬네일|왼쪽|upright=1.5|[[NGC 2070]] 영역, 멜닉 34는 오른쪽 사진의 [[R136]] 성단 왼쪽의 고립된 밝은 별이다.]]
멜닉 34는 공전 주기 155일의 쌍성으로 항성풍 출동 쌍성의 높은 X선 광도 특성과 광도의 주기적인 변화, 스펙트럼 흡수, X선 밝기를 보인다.<ref name=pollock/>

궤도는 [[VLT (망원경)|VLT]]를 사용한 분광 관측을 기반으로 계산되었다. 두 구성원은 WN5h의 동일한 분광형을 가지고 각각의 스펙트럼 선은 155일마다 달라지며 각각 {{val|130|ul=km/s}} 및 {{val|141|u=km/s}}의 속도로 예상되는 궤도 운동을 나타낸다. 비슷한 궤도 속도는 두 구성원의 질량이 비슷하다는 것을 보여주며 동반성은 {{val|50|ul=°}}에 가까운 궤도 경사각을 가정할 때 주성의 92%의 질량을 가지는데 {{val|50|ul=°}}의 궤도 경사각은 두 별의 궤도 특성과 관측된 특성과 가장 잘 일치한다. 주성은 A로 동반성은 B로 지정되었으며 중간 정도의 궤도 경사각으로 [[장축단|근성점]] 간격은 약 0.9AU다.<ref name=tehrani/>

== 물리적 특성 ==
[[파일:Grand star-forming region R136 in NGC 2070 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|섬네일|왼쪽|[[NGC 2070]] 내부의 [[R136]], 멜닉 34는 밀집된 중앙부 바로 왼쪽에 위치한다.]]
멜닉 34의 두 구성원은 WN5h의 동일한 분광형을 가지며 고도로 이온화된 헬륨, 질소 및 탄소의 눈에 띄는 [[방출선]]이 있는 스펙트럼을 가지고 있다. ''h'' 접미사는 스펙트럼에 볼프-레이에별의 스펙트럼에서 일반적으로 볼 수 없는 수소선도 포함되어 있음을 나타내며 스펙트럼에서 헬륨 방출선의 강도는 별의 외부 층이 35%의 헬륨으로 구성되어 있음을 보인다.

WN5의 분광형은 극도로 높은 [[광구]] 온도를 나타내며 여러 스펙트럼 선의 모델링은 각 별이 {{val|53,000|fmt=commas|ul=K}}의 [[유효온도]]를 지님을 보인다. 주성의 광도는 약 {{태양광도|2,000,000|link=y}}이고 반지름은 약 {{태양반경|19|link=y}}이며 동반성의 광도는 약 {{태양광도|1,600,000}}이고 반지름은 약 {{태양반경|18}}이다.<ref name=tehrani/><ref name=shenar/>

스펙트럼을 통해 유추된 두 구성원의 질량은 각각 약 {{태양질량|148|link=y}} 및 {{태양질량|135}}이다.<ref name=shenar/> 별의 궤도에서 얻어지는 질량은 궤도 경사각에 크게 의존하는데 이는 잘 알려져 있지 않으며 관측된 질량과 가장 잘 일치하는 것은 {{val|50|u=°}}에 가까운 궤도 경사각일 때다.<ref name=tehrani/>

멜닉 34 계에 있는 두 별의 방출선 스펙트럼은 밀도 높은 [[항성풍]]을 생성하는 강한 질량 손실로 인해 발생한다. 두 별 모두 약 {{val|2,500|ul=km/s}}의 항성풍을 가지고 있어 각 별은 10,000년마다 태양의 질량보다 더 많은 질량을 잃으며 이는 태양풍의 10억 배의 강도다.<ref name=tehrani/>

== 진화 ==
볼프-레이에별은 일반적으로 외부 수소층을 잃어버린 오래된 별이지만 일부는 아직 수소가 존재하는 매우 어리고 무거운 별이다. 멜닉 34 계의 두 별은 모두 매우 어리며 스펙트럼의 헬륨, 탄소 및 질소 융합 생성물은 무거운 [[주계열|주계열성]]에서 발생하는 강한 대류와 회전 혼합에 의해 생성된다. 별들은 각각 약 {{val|240|ul=km/s}}와 {{val|250|ul=km/s}}의 속도로 자전한다.<ref name=tehrani/>

항성 진화 모델링에 따르면 나이는 대략 500,000년으로 추정되며 현재 질량은 각각 약 {{태양질량|139}} 및 {{태양질량|127}}이고 초기 질량은 각각 {{태양질량|144}} 및 {{태양질량|131}}인데 이는 관찰을 통해 추론된 질량과 유사하다. 별들은 약 220만 년의 수소 연소 기간을 가질 것으로 예상되며 진화 과정에서 상당한 질량 교환을 겪지 않을 것으로 예상되며 두 별 모두 핵붕괴 후 일반적인 [[초신성]]을 생성하기에는 질량이 너무 높으므로 대신 약한 초신성 후 [[블랙홀]]로 붕괴되거나 눈에 보이는 폭발 없이 바로 블랙홀로 붕괴될 가능성이 높다.<ref name=tehrani/>

== 각주 ==
{{각주|refs=

<ref name=shenar>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201935684 |title=The Wolf–Rayet binaries of the nitrogen sequence in the Large Magellanic Cloud |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=627 |pages=A151 |year=2019 |last1=Shenar |first1=T. |last2=Sablowski |first2=D. P. |last3=Hainich |first3=R. |last4=Todt |first4=H. |last5=Moffat |first5=A. F. J. |last6=Oskinova |first6=L. M. |last7=Ramachandran |first7=V. |last8=Sana |first8=H. |last9=Sander |first9=A. A. C. |last10=Schnurr |first10=O. |last11=St-Louis |first11=N. |last12=Vanbeveren |first12=D. |last13=Götberg |first13=Y. |last14=Hamann |first14=W.-R. |doi-access=free }}</ref>

<ref name=census>{{저널 인용|last1=Doran|first1=E. I. |last2=Crowther|first2=P. A. |last3=de Koter|first3=A. |last4=Evans|first4=C. J. |last5=McEvoy|first5=C. |last6=Walborn|first6=N. R. |last7=Bastian|first7=N. |last8=Bestenlehner|first8=J. M. |last9=Grafener|first9=G. |last10=Herrero|first10=A. |last11=Kohler|first11=K. |last12=Maiz Apellaniz|first12=J. |last13=Najarro|first13=F. |last14=Puls|first14=J. |last15=Sana|first15=H. |last16=Schneider|first16=F. R. N. |last17=Taylor|first17=W. D. |last18=van Loon|first18=J. Th. |last19=Vink|first19=J. S. |year=2013 |title=The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=558 |issue= |pages=134 |arxiv=1308.3412 |bibcode=2013A&A...558A.134D |doi=10.1051/0004-6361/201321824|s2cid=118510909 }}</ref>

<ref name=Nature>{{저널 인용|last=Pietrzyński|first=G|author2=D. Graczyk |author3=W. Gieren |author4=I. B. Thompson |author5=B. Pilecki |author6=A. Udalski |author7=I. Soszyński |display-authors=etal |title=An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_2013-03-07_495_7439/page/76|journal=Nature|date=7 March 2013|volume=495|issue=7439|pages=76–79|doi=10.1038/nature11878|pmid=23467166|arxiv = 1303.2063 |bibcode = 2013Natur.495...76P |s2cid=4417699}}</ref>

<ref name=tehrani>{{저널 인용|doi=10.1093/mnras/stz147|title=Weighing Melnick 34: The most massive binary system known|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=484|issue=2|pages=2692–2710|year=2019|last1=Tehrani|first1=Katie A.|last2=Crowther|first2=Paul A.|last3=Bestenlehner|first3=Joachim M.|last4=Littlefair|first4=Stuart P.|last5=Pollock|first5=A M T.|last6=Parker|first6=Richard J.|last7=Schnurr|first7=Olivier|bibcode=2019MNRAS.484.2692T|arxiv=1901.04769}}</ref>

<ref name=pollock>{{저널 인용|doi=10.1093/mnras/stx2879|title=The 155-day X-ray cycle of the very massive Wolf-Rayet star Melnick 34 in the Large Magellanic Cloud|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=474|issue=3|pages=3228–3236|year=2017|last1=Pollock|first1=A. M. T|last2=Crowther|first2=P. A|last3=Tehrani|first3=K|last4=Broos|first4=Patrick S|last5=Townsley|first5=Leisa K|bibcode=2018MNRAS.474.3228P|arxiv=1803.00822}}</ref>

}}

== 추가 문헌 ==
* {{저널 인용|bibcode=2016MNRAS.458..624C|arxiv=1603.04994|title=The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=458|issue=1|pages=624–659|last1=Crowther|first1=Paul A.|last2=Caballero-Nieves|first2=S. M.|last3=Bostroem|first3=K. A.|last4=Maíz Apellániz|first4=J.|last5=Schneider|first5=F. R. N.|last6=Walborn|first6=N. R.|last7=Angus|first7=C. R.|last8=Brott|first8=I.|last9=Bonanos|first9=A.|last10=De Koter|first10=A.|last11=De Mink|first11=S. E.|last12=Evans|first12=C. J.|last13=Gräfener|first13=G.|last14=Herrero|first14=A.|last15=Howarth|first15=I. D.|last16=Langer|first16=N.|last17=Lennon|first17=D. J.|last18=Puls|first18=J.|last19=Sana|first19=H.|last20=Vink|first20=J. S.|year=2016|doi=10.1093/mnras/stw273}}
* {{저널 인용| doi = 10.1051/0004-6361/201322696| title = The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 565| pages = A27| year = 2014| last1 = Hainich | first1 = R.| last2 = Rühling | first2 = U.| last3 = Todt | first3 = H.| last4 = Oskinova | first4 = L. M.| last5 = Liermann | first5 = A.| last6 = Gräfener | first6 = G.| last7 = Foellmi | first7 = C.| last8 = Schnurr | first8 = O.| last9 = Hamann | first9 = W. -R. | arxiv = 1401.5474| bibcode = 2014A&A...565A..27H| s2cid = 55123954}}
* {{저널 인용| doi = 10.1051/0004-6361/201321906| title = Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 558| pages = A131| year = 2013| last1 = Groh | first1 = J. H. | last2 = Meynet | first2 = G. | last3 = Georgy | first3 = C. | last4 = Ekström | first4 = S. | bibcode = 2013A&A...558A.131G|arxiv = 1308.4681 | s2cid = 84177572}}

== 외부 링크 ==
{{포털|천문학|우주 공간}}
* [https://www.spacetelescope.org/images/opo9405c/ ESA/Hubble image] {{웨이백|url=https://www.spacetelescope.org/images/opo9405c/ |date=20180415191430 }}

[[분류:2MASS 천체|J05384424-6906058]]
[[분류:대마젤란 은하]]
[[분류:대마젤란 은하의 항성]]
[[분류:볼프-레이에별]]
[[분류:분광쌍성]]
[[분류:외부은하 항성]]
[[분류:타란툴라 성운]]
[[분류:황새치자리]]