WikiDer > WR 24

WR 24
WR 24
Эффектная звездообразующая туманность Киля, полученная телескопом VLT Survey Telescope.jpg
WR 24
WR 24
WR 24 (в кружке) в туманности Киля
Кредит: ESO
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеКарина
Прямое восхождение10час 43м 52.25894s[1]
Склонение–60° 07′ 04.0215″[1]
Видимая величина (V)6.48 - 6.50[2]
Характеристики
Спектральный типWN6ha-w[3]
U − B индекс цвета–0.91[4]
B − V индекс цвета–0.04[4]
Тип переменнойподозреваемый[2]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: –6.649[5] мас/год
Декабрь: +1.593[5] мас/год
Параллакс (π)0.2398 ± 0.0344[5] мас
Расстояниеок. 14 000лы
(около 4200ПК)
Абсолютная величина (MV)–7.34[3]
подробности[3]
Масса114 M☉
Радиус21.73 р☉
Яркость (болометрический)2,950,000 L☉
Температура50,100 K
Прочие обозначения
WR 24, HD 93131, Бедра 52488, NSV 18148, компакт диск−59° 3272, 2МАССА J10435225-6007040, Курица 3-477
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 24 (HD 93131) это Звезда Вольфа-Райе в созвездие Карина. Это один из самые яркие известные звезды. На краю видимости невооруженным глазом это также одна из самых ярких звезд Вольфа Райе на небе.

Спектр WR 24 имеет характерные сильные эмиссионные линии азота и гелия звезды WN, а также линии водорода, которые показывают Доплеровский абсорбционные компоненты. Азот с самой низкой ионизацией эмиссионные линии сильнейшие, с NV линии очень слабые. Оня линии слабее HeII линии, ведущие к спектральному классу WN6ha. Спектральный класс отмечен буквой w, что указывает на более слабое излучение, чем для типичной звезды WN6.[6][3]

WR 24 считается членом открытый кластер Collinder 228, иногда считающийся просто продолжением богатого кластера Трамплер 16. Он расположен на юго-западной стороне Туманность Киля. Коллиндер 228 и туманность Киля находятся на расстоянии примерно 2,2 кпк.[7] Однако Выпуск данных Gaia 2 параллакс дает расстояние вокруг 4200 для WR 24.[5]

Сообщается, что яркость WR 24 меняется примерно на 0,02 звездной величины.[7] Анализ Hipparcos фотометрия показывает амплитуду 0,082 звездной величины и основной период 4,76 дня.[8] Ему еще не присвоен переменная звездочка в Общий каталог переменных звезд и формально все еще числится в списке подозреваемых переменных.[2]

Богатые водородом звезды WN называют звездами WNL или звездами WNH, поскольку они не обязательно имеют спектры поздней азотной последовательности. Они систематически более массивны и ярче, чем звезды с аналогичным спектром, но без азота. WR 24 имеет массу 54M☉ и более чем в два миллиона раз ярче солнца. Предполагается, что эти звезды являются молодыми звездами, сжигающими водород. главная последовательность объекты, а не пост-сверхгигант звезды.[9] Согласно расчетам, в атмосфере WR 24 содержится 44% водорода.[3] Считается, что скоплению Collinder 228 около 6,78 миллиона лет.[7] Спектры типа WR возникают из-за того, что гелий и азот транспортируются к поверхности под действием экстремальных температурных градиентов, вызванных Цикл CNO в ядре, а затем изгнан мощным звездные ветры.[9] WR 24 имеет ветер, уменьшающий его массу на 40×10−6 M☉ в год со скоростью 2160 км / с.[3]

использованная литература

  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 Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  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. ^ а б Тернер, Д. Г .; Моффат, А. Ф. Дж. (1980). "Аномальное вымирание в туманности Киля". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 192 (2): 283. Bibcode:1980МНРАС.192..283Т. Дои:10.1093 / mnras / 192.2.283.
  5. ^ 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. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  6. ^ Смит, Линдси Ф .; Шара, Майкл М .; Моффат, Энтони Ф. Дж. (1996). «Трехмерная классификация звезд WN». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 281 (1): 163–191. Bibcode:1996МНРАС.281..163С. Дои:10.1093 / mnras / 281.1.163.
  7. ^ а б c Зейда, М .; Paunzen, E .; Baumann, B .; Mikulášek, Z .; Лишка, Ю. (2012). «Каталог переменных звезд в полях рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика. 548: A97. arXiv:1211.1153. Bibcode:2012A & A ... 548A..97Z. Дои:10.1051/0004-6361/201219186. S2CID 54789717.
  8. ^ Коэн, Крис; Эйер, Лоран (2002). «Новые периодические переменные из фотометрии эпохи Hipparcos». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 331 (1): 45–59. arXiv:astro-ph / 0112194. Bibcode:2002МНРАС.331 ... 45К. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05150.x. S2CID 10505995.
  9. ^ а б Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с обратной связью». Астрофизический журнал. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ ... 679.1467S. Дои:10.1086/586885. S2CID 15529810.

внешние ссылки