WikiDer > WR 134

WR 134
WR 134
WR-134.png
WR 134 (самая яркая белая звезда чуть ниже центра) в классическом стиле Хаббл Палитра (Ха/ OIII / SII) астрономом-любителем Чаком Аюбом
Данные наблюдений
Эпоха 2000      Равноденствие 2000
СозвездиеЛебедь
Прямое восхождение20час 10м 14.193s[1]
Склонение36° 10′ 35.07″[1]
Видимая величина (V)8.08[2]
Характеристики
Эволюционный этапВольф-Райе
Спектральный типWN6-s[3]
U − B индекс цвета−0.44[2]
B − V индекс цвета0.00[2]
Тип переменнойАлгол[4]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: −5.128[5] мас/год
Декабрь: −8.323[5] мас/год
Параллакс (π)0.5418 ± 0.0308[5] мас
Расстояние1,750+130
−110[6] ПК
Абсолютная величина (MV)–5.09[3]
Подробности
Масса18[3] M☉
Радиус5.25[3] р☉
Яркость407,000[3] L☉
Температура63,100[3] K
Прочие обозначения
V1769 Лебедь, BD+35° 4001, HD 191765, WR 134, БЕДРО 99377, SAO 69541
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 134 это Переменная Звезда Вольфа-Райе расположен на расстоянии около 6000 световых лет от земной шар в созвездии Лебедь, окруженный слабой пузырчатой ​​туманностью, порожденной сильным излучением и быстрым ветром звезды. Он в пять раз больше радиуса Солнца, но из-за температуры выше 63,000 K это в 400000 раз больше сияющий как солнце.

WR 134 был одним из трех звезд в Лебедь наблюдаемые в 1867 г., имеют необычные спектры, состоящие из интенсивных эмиссионные линии а не более нормальный континуум и линии поглощения. Это были первые представители класса звезд, которые стали называть звездами Вольфа-Райе (звезды WR) после Чарльз Вольф и Жорж Райе кто обнаружил их необычный внешний вид.[7] Он входит в азотную последовательность звезд WR, а две другие (WR 135 и WR 137) являются членами углеродной последовательности, которая также имеет OB товарищи. WR 134 имеет спектр с NIII и нIV излучение от двух до пяти раз сильнее, чем NV, что привело к присвоению спектрального класса WN6. В спектр также показывает сильный ОнII излучение и более слабые линии Heя и CIV.[8]

WR 134 классифицируется как Затменная переменная типа Algol и учитывая обозначение V1769 Cygni, но изменение не является строго периодическим, и изменения яркости происходят в масштабе времени от часов до дней. Его несколько раз исследовали на предмет поиска товарищей. Морел сообщил о начальном периоде в 2,25 дня, но счел, что различия связаны с вращательная модуляция а не эффекты компаньона.[9] Рустамов предполагает, что орбитальный период с карликом-компаньоном K-M составляет 1,887 суток, но с дополнительными оптическими вариациями.[10]

И твердый, и мягкий Рентгеновские лучи были обнаружены из WR 134, но источники полностью не объяснены. Выбросы не соответствуют ни одной звездочке ожидаемой температуры, недостаточны для встречные ветры между двумя горячими звездами и любым компактным источником, например нейтронная звезда или холодный карлик окажется на маловероятной орбите.[11]

WR 134 находится менее чем в градусе от WR 135, и считается, что они находятся примерно на одном и том же расстоянии от Земли в ассоциации Cygnus OB3.[12] Обе звезды лежат внутри водородной оболочки, которая, как считается, была унесена межзвездная среда когда одна или обе звезды были на главная последовательность. Оболочка имеет ширину более сорока парсеков и содержит около 1830 парсеков.M☉ водорода. Неясно, какая из двух звезд в первую очередь ответственна за создание оболочки.[13]

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 c Дукати, Дж. Р. (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  3. ^ а б c d е ж 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. Дои:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
  4. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Он-лайн каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ а б c Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  6. ^ Crowther, Paul A .; Оцените, Джемма (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа – Райе с помощью Gaia DR2 - I. Расстояния и абсолютные величины». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 493 (1): 1512–1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020МНРАС.493.1512Р. Дои:10.1093 / mnras / stz3614. S2CID 209444955.
  7. ^ Мурдин, П. (2001). "Вольф, Чарльз Дж. Э (1827-1918)". Энциклопедия астрономии и астрофизики. п. 4101. Bibcode:2000eaa..bookE4101.. Дои:10.1888/0333750888/4101. ISBN 0333750888.
  8. ^ Hiltner, W. A .; Шильд, Р. Э. (1966). «Спектральная классификация звезд Вольфа-Райе». Астрофизический журнал. 143: 770. Bibcode:1966ApJ ... 143..770H. Дои:10.1086/148556.
  9. ^ Morel, T .; Марченко, С. В .; Eenens, P.R.J .; Moffat, A.F.J .; Koenigsberger, G .; Антохин, И. И .; Eversberg, T .; Товмасян, Г. Х .; Hill, G.M .; Cardona, O .; Сент-Луис, Н. (1999). «2.3-дневная периодическая изменчивость в кажущейся одиночной звезде Вольфа-Райе WR 134: коллапс-компаньон или модуляция вращения?». Астрофизический журнал. 518 (1): 428–441. arXiv:Astro-ph / 9901269. Bibcode:1999ApJ ... 518..428M. Дои:10.1086/307250. S2CID 9670253.
  10. ^ Рустамов, Д. Н .; Черепащук, А. М. (2012). «Спектральные и фотометрические исследования звезды Вольфа-Райе WR 134 = HD 191765». Астрономические отчеты. 56 (10): 761. Bibcode:2012ARep ... 56..761R. Дои:10.1134 / S1063772912100058. S2CID 121129319.
  11. ^ Скиннер, S.L .; Жеков, С. А .; Güdel, M .; Schmutz, W .; Сокаль, К. Р. (2010). "Рентгеновское излучение звезд Вольфа-Райе азотного типа". Астрономический журнал. 139 (3): 825. arXiv:0912.1326. Bibcode:2010AJ .... 139..825S. Дои:10.1088/0004-6256/139/3/825. S2CID 119184875.
  12. ^ Жерве, Саймон; Сент-Луис, Николь (1999). "Большая оболочка H I, окружающая звезду Вольфа-Райе HD 191765". Астрономический журнал. 118 (5): 2394. Bibcode:1999AJ .... 118.2394G. Дои:10.1086/301065.
  13. ^ Ситник, Т. Г .; Лозинская, Т. А. (2009). «Структура и кинематика межзвездной среды вокруг WR 134 и WR 135». Письма об астрономии. 35 (2): 121. Bibcode:2009AstL ... 35..121S. Дои:10.1134 / S1063773709020066. S2CID 122124788.

внешняя ссылка