WikiDer > WR 124

WR 124
WR 124
M1-67 & WR124.png
Изображение туманности M1-67 вокруг звезды Вольфа – Райе WR 124 с космического телескопа Хаббл.
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеСагитта
Прямое восхождение19час 11м 30.876s[1]
Склонение+16° 51′ 38.168″[1]
Видимая величина (V)11.50 ± 0.11[2]
Характеристики
Спектральный типWN8h[3]
B − V индекс цвета0.69[2]
Тип переменнойЭруптивный (WR)[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)190 ± 7.4[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: −2.645±0.050[6] мас/год
Декабрь: −5.534±0.049[6] мас/год
Параллакс (π)0.1153 ± 0.0365[6] мас
Расстояниеок. 28 000лы
(около 9000ПК)
Абсолютная величина (MV)–7.22[3]
Подробности
Масса20 - 22[7] M☉
Радиус11.93[7] р☉
Яркость562,000[7] L☉
Температура44,700[7] K
Возраст8.6[8] Myr
Прочие обозначения
Мерриллзвезда, QR Стрельцы, БЕДРО 94289, GSC 01586-00411, Ш 2-80, Курицы 2-427
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 124 это Звезда Вольфа – Райе в созвездие из Сагитта окруженный кольцом туманность выдворенного материала, известного как М1-67.[9] Это один из самых быстрых побегов звезды в Млечный Путь с радиальной скоростью около 200 км / с. Это было обнаружено Пол В. Меррилл в 1938 г. идентифицирована как высокоскоростная звезда Вольфа – Райе.[10] Он указан в Общий каталог переменных звезд в качестве QR Стрелец с диапазоном 0,08 звездной величины.[4]

Расстояние

В исследовании WR 124 в 2010 году напрямую измерялась скорость расширения M1-67. туманность исключен из звезды с помощью Космический телескоп Хаббла изображения с камеры, снятые с разницей в 11 лет, и сравниваются со скоростью расширения, измеренной Доплеровский сдвиг эмиссионных линий туманностей.[8] Это дало расстояние 3.35 кпк, что меньше, чем в предыдущих исследованиях, и в результате яркость в 150 000 раз больше солнце (L☉) намного ниже, чем рассчитывали ранее. Светимость также ниже, чем предсказывают модели для звезды этого спектрального класса. Предыдущие исследования показали, что расстояния 5 кпк[9] к 8,4 кпк,[3] с соответствующей светимостью 338 000–1 000 000L☉, как и ожидалось для типичной WN8h, очень молодой звезды, только удаляющейся от главная последовательность. В Гайя спутник измерил расстояние до WR 124 от своего параллакс, давая расстояние 6,203+1,621
−1,123 ПК.[6][11]

Физические характеристики

С предполагаемым визуальным абсолютная величина -7,22 и 3,1 величины вымирание, WR 124 будет 8,5 кпк прочь. Температура около 40000 К означает, что большая часть его энергии излучается в ультрафиолетовый длины волн, болометрическая светимость 1000000L☉ а радиус 26р☉. Масса, рассчитанная по эволюционным моделям, составляет 33M☉.[3]

WR 124 по-прежнему содержит около 15% водорода, а большую часть оставшейся массы составляет гелий. Молодая очень массивная и яркая звезда WN8h по-прежнему будет сжигать водород в своем ядре, но менее яркая и более старая звезда будет сжигать гелий в своем ядре.[12] Результат моделирования звезды исключительно по ее наблюдаемым характеристикам - светимость 1000000L☉ и массой 33M☉, что соответствует относительно молодой звезде, горящей водород около 8 кпк.[3] В любом случае ему осталось всего несколько сотен тысяч лет, прежде чем он взорвется как тип Ib или Ic. сверхновая звезда.

Скорость потери массы 10−5 M☉–10−4 M☉ в год, в зависимости от расстояния и свойств, определенных для звезды.[9]

Туманность

WR 124 окружен очень горячей туманностью, образованной сильным звездным ветром звезды.[9] Туманность M1-67 расширяется со скоростью более 150 000 км / ч (93 000 миль в час) и составляет почти 6 км / ч. световых лет поперек, что приводит к динамическому возрасту в 20 000 лет. M1-67 имеет небольшую внутреннюю структуру, хотя были обнаружены большие комки материала, некоторые из которых имеют массу в 30 раз превышающую массу земной шар и простираются на 150 миллиардов км (93 миллиарда миль). Если поместить в Солнечная система, один из этих сгустков будет охватывать расстояние от Солнца до Сатурн.

внешняя ссылка

Рекомендации

  1. ^ а б Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ а б Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика. 355: L27. Bibcode:2000A и A ... 355L..27H. Дои:10.1888/0333750888/2862.
  3. ^ а б c d е Hamann, W.-R .; Gräfener, G .; Лиерманн, А. (2006). «Галактические звезды WN». Астрономия и астрофизика. 457 (3): 1015. arXiv:Astro-ph / 0608078. Bibcode:2006 A&A ... 457.1015H. Дои:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID 18714731.
  4. ^ а б Кукаркин, Б.В .; Холопов, П. Н .; Псковский, Ю.П .; Ефремов Ю.Н. Кукаркина, Н.П .; Курочкин, Н.Е .; Медведева, Г. И. (1971). «Третье издание, содержащее информацию о 20437 переменных звездах, открытых и обозначенных до 1968 года». Общий каталог переменных звезд: 0. Bibcode:1971GCVS3.C ...... 0K.
  5. ^ Харченко, Н. В .; Scholz, R.-D .; Пискунов, А.Е .; Röser, S .; Шильбах, Э. (2007). «Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ˜55000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических рассеянных скоплений и ассоциаций». Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN .... 328..889K. Дои:10.1002 / asna.200710776. S2CID 119323941.
  6. ^ а б c d Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  7. ^ а б c d Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N.I .; Barbá, R.H .; Walborn, N.R .; Gamen, R.C .; Arias, J. I .; Alfaro, E.J .; Оскинова, Л. М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний до Гайи на фундаментальные параметры звезд». Астрономия и астрофизика. A57: 625. arXiv:1904.04687. Bibcode:2019A & A ... 625A..57H. Дои:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
  8. ^ а б Марченко, С. В .; Moffat, A. F. J .; Кроутер, П. А. (2010). "Сбежавшие звезды Population I Вольфа – Райе: случай Wr124 и ее расширяющейся туманности M1-67". Астрофизический журнал. 724 (1): L90 – L94. arXiv:1011.0785. Bibcode:2010ApJ ... 724L..90M. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 724/1 / L90. S2CID 119186821.
  9. ^ а б c d Crowther, Paul A .; Pasquali, A .; Де Марко, Орсола; Schmutz, W .; Hillier, D.J .; Де Котер, А. (1999). «Туманности Вольфа – Райе как индикаторы звездных ионизирующих потоков. I. M1-67». Астрономия и астрофизика. 350: 1007. arXiv:Astro-ph / 9908200. Bibcode:1999 А и А ... 350.1007C.
  10. ^ Меррилл, П. У. (1938). "Звезда Вольфа – Райе с большой скоростью". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 50 (298): 350. Bibcode:1938ПАСП ... 50..350М. Дои:10.1086/124982.
  11. ^ Bailer-Jones, C.A.L .; Рыбиски, J .; Fouesneau, M .; Mantelet, G .; Андрэ, Р. (2018). «Оценка расстояния от параллаксов. IV. Расстояния до 1,33 миллиарда звезд в выпуске данных Gaia 2». Астрономический журнал. 156 (2): 58. arXiv:1804.10121. Bibcode:2018AJ .... 156 ... 58B. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aacb21. S2CID 119289017.
  12. ^ Meynet, G .; Мэдер, А. (2003). «Звездная эволюция с вращением». Астрономия и астрофизика. 404 (3): 975–990. arXiv:astro-ph / 0304069. Bibcode:2003A&A ... 404..975M. Дои:10.1051/0004-6361:20030512. S2CID 17546535.