WikiDer > WR 30a

WR 30a
WR 30a
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеКарина
Прямое восхождение10час 51м 38.93s[1]
Склонение−60° 56′ 35.2″[1]
Видимая величина (V)12.73[2]
Характеристики
Эволюционный этапЗвезда Вольфа-Райе
Спектральный типWO4 + O5 ((f))[3]
U − B индекс цвета−0.22[4]
B − V индекс цвета+1.04[4]
Тип переменнойWR[2]
Астрометрия
Параллакс (π)0.0839 ± 0.0271[5] мас
Расстояние7,770[6] ПК
Абсолютная величина (MV)−5.39[1] (−2.48 + −5.38)
Орбита
ПервичныйWR
КомпаньонО
Период (П)4.619 дней[6]
Большая полуось (а)35.4 р☉[7]
Эксцентриситет (е)0.2[7]
Наклон (я)20 ± 5[7]°
Полу-амплитуда (K1)
(первичный)		189[4] км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		25[7] км / с
подробности
WR
Масса7.5-9.7[7] M☉
Яркость195,000[8] L☉
Температура129,500[8] K
О
Масса40-60[7] M☉
Прочие обозначения
WR 29а, V574 Кили, GSC 08958-04143, МС4
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 30a это массивный спектроскопическая двойная в созвездие Карина. Первичная звезда - чрезвычайно редкая звезда в кислородной последовательности WO, а вторичная - массивная звезда класса О.

Открытие

WR 30a был обнаружен при фотографическом обследовании в созвездии Киля с помощью Телескоп Кертиса-Шмидта на Межамериканская обсерватория Серро Тололо. Он был указан как MS4 из девяти новых открытий, классифицированных только как «WR ::».[9]

WR 30a был внесен в шестой каталог галактических звезд WR в последнюю минуту с обозначением WR 29a и спектральным классом «WR + ABS».[4][10] Обзор звезд Вольфа-Райе в 1984 г. сообщил, что WR 30a имеет прямое восхождение лучше чем WR 30 и должен быть правильно пронумерован 30а, а не 29а.[11] Название исправлено в седьмом издании каталога.[1]

Еще в 1984 году WR 30a был исследован спектроскопически и ему был присвоен класс WC4.[12] Другое исследование 1984 г. отметило размытие некоторых эмиссионных линий и предположило наличие двойного спутника приблизительного спектрального класса O4.[13] Спектральная классификация WO уже была определена, но ни в одной из работ не рассматривалась WR 30a как имеющая достаточно сильные линии возбуждения или сильные линии кислорода, чтобы соответствовать этой классификации. В конечном итоге был присвоен спектральный класс WO с относительно слабым Ovi эмиссия, но подтверждается отсутствием Ciii эмиссия. Класс WO5 был временно назначен для учета необычно низкого возбуждения,[14] но это было подтверждено на WO4, когда были определены количественные критерии для подклассов WO.[15]

Идентификация компаньона оставалась только приблизительной O4 до 2001 года, когда детальная спектроскопия присвоила класс O5 ((f)). Это основано на существовании узких Niii эмиссионные линии 463.4 - 464.1 нм и идентификация сильного Heii поглощение при 468,6 нм. Класс светимости не может быть определен с уверенностью, но сверхгигант можно исключить, а ширина линий предполагает, что класс гигантов наиболее вероятен.[4]

Система

WR 30a - тесная спектрально-двойная система, содержащая звезду WO4 и не-сверхгигант О5 звезда. Они обращаются друг к другу каждые 4,916 дня.[6] Хотя спектральные линии от обеих звезд можно обнаружить и измерить вариации лучевой скорости орбиты, орбита все еще плохо известна. Первичный элемент имеет сильно уширенные эмиссионные линии, которые трудно точно измерить, а вторичный имеет относительно низкую орбитальную скорость из-за своей большой массы. Измерения разных спектральных линий и разных участков профилей линий приводят к разным результатам. Некоторые компоненты спектра создаются звездным ветром, не движущимся с орбитальной скоростью со звездами.[4]

Звезды не затмевают друг друга, но они деформируются под действием силы тяжести и демонстрируют небольшие изменения яркости во время движения по орбите. Эти изменения блеска регулярны и постоянны на протяжении длительных периодов, поэтому орбитальный период известен точно. Наклон можно оценить по функции масс и встречные ветры. Эксцентриситет невелик, и наиболее точная модель изменения профиля спектральной линии на орбите дает эксцентриситет 0,2. В большая полуось орбиты составляет 35,4р☉, со звездой WO, движущейся по эллипсу с большой полуосью 30р☉ и более массивный O-компаньон в эллипсе большой полуоси 5.4.р☉. Расстояние между звездами варьируется от 28р☉ до 42р☉.[7]

Хотя горячая вторичная звезда производит то, что обычно считается быстрым звездным ветром, он полностью подавляется ветром первичной звезды. В ударный фронт где сталкиваются ветры, это примерно конус вокруг звезды O с половиной угла в 50 °. Вершина ударного конуса оценивается в 25 °.р☉ от звезд WO и 10р☉ от звезды O. 10р☉ сравним с радиусом типичной несверхгигантской звезды O5, так что ее собственный ветер сталкивается с поверхностью звезды.[7]

Изменчивость

WR 30a показывает регулярные и непрерывные изменения блеска 0,02 звездной величины со стабильным периодом 4,6 дня. Это связано с орбитальным движением и деформированными формами двух звезд. Кроме того, система иногда показывает очень быструю яркость до 0,2 звездной величины. Эти изменения яркости наблюдались только на видимых длинах волн и продолжались всего несколько часов. На синих длинах волн изменения либо не видны, либо иногда происходит небольшое противоположное изменение яркости. Они непредсказуемы, но возможен период около трех дней. Причина этих изменений яркости полностью неизвестна.[16]

Функции

Основная звезда спектральная классификация WO4 - одна из очень немногих известных звезд кислородной последовательности Вольфа-Райе, всего четыре из них. Млечный Путь галактика и пять во внешних галактиках. Моделирование атмосферы дает яркость около 195000.L☉. Это очень маленькая плотная звезда с радиусом менее солнце но с массой около 10 масс Солнца. Очень сильный звездные ветры, с предельная скорость 4500 километров в секунду приводят к тому, что WR 93b теряет более 10−5 M☉/год.[4] Для сравнения, Солнце проигрывает (2-3) х 10−14 солнечных масс в год из-за Солнечный ветер, в несколько сотен миллионов раз меньше, чем WR 30a.

Вторичная звезда имеет спектральный класс O5. Это не сверхгигант, но мог бы быть главная последовательность или гигантская звезда. В спектре обнаруживаются некоторые линии гелия и эмиссия азота, что указывает на подмешивание продуктов термоядерного синтеза к поверхности и сильное звездный ветер.[7]

Вторичная звезда визуально более чем в 10 раз ярче основной и более чем в пять раз массивнее, хотя первичная звезда доминирует в спектре. Исследователи стараются избегать двусмысленности в отношении звезды, определяемой как основная, и обычно называют компоненты как «WR» и «O».[4][8]

WR 30a - очень сильный источник рентгеновского излучения. Это ожидается для двойной системы встречного ветра, но источник рентгеновского излучения окончательно не определен. Они могут иметь термическое или нетепловое происхождение.[6]

Эволюционный статус

Звезды WO Wolf-Rayet - последняя стадия эволюции самых массивных звезд перед взрывом сверхновые, возможно, с гамма-всплеск.[17] Весьма вероятно, что WR 30a находится на последней стадии термоядерная реакция, около или после конца горение гелия.[18] Однозвездные эволюционные модели компонента WO WR 30a предполагают, что он начал свою жизнь как быстро вращающийся 120M☉ звезда, которая теперь потеряла более 90% своей массы.[16]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б c d ван дер Хухт, Карел А. (2001). «VII каталог галактических звезд Вольфа – Райе». Новые обзоры астрономии. 45 (3): 135–232. Bibcode:2001Новый..45..135V. Дои:10.1016 / S1387-6473 (00) 00112-3. ISSN 1387-6473.
  2. ^ а б 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. ^ Tramper, F .; Straal, S.M .; Sanyal, D .; Sana, H .; de Koter, A .; Gräfener, G .; Langer, N .; Vink, J. S .; де Минк, С.Э.; Капер, Л. (2015). «Массивные звезды на грани взрыва: свойства кислородной последовательности звезд Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A & A ... 581A.110T. Дои:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID 56093231.
  4. ^ а б c d е ж г час Gosset, E .; Royer, P .; Rauw, G .; Manfroid, J .; Вре, Ж.-М. (2001). «Первое подробное исследование встречной двойной двойной WR + O WR 30a». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 327 (2): 435. Bibcode:2001МНРАС.327..435Г. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04755.x.
  5. ^ 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.
  6. ^ а б c d Жеков, Светозар А .; Скиннер, Стивен Л. (2015). «Рентгеновские лучи кислородной двойной системы Вольфа-Райе WR 30a». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 452 (1): 872. arXiv:1506.04634. Bibcode:2015МНРАС.452..872Z. Дои:10.1093 / мнрас / stv1343. S2CID 118692988.
  7. ^ а б c d е ж г час я Falceta-Gonçalves, D .; Abraham, Z .; Ятенко-Перейра, В. (2008). «Моделирование вариаций линий от ударно-ветрового выброса WR30a». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 383 (1): 258. arXiv:0710.0662. Bibcode:2008МНРАС.383..258Ф. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12526.x. S2CID 8010490.
  8. ^ а б c Nugis, T .; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М. (2000). "Скорость потери массы звезд Вольфа-Райе как функция звездных параметров". Астрономия и астрофизика. 360: 227. Bibcode:2000А и А ... 360..227Н.
  9. ^ МакКоннелл, Даррелл Дж .; Сандулек, Н. (1970). "Новые тусклые звезды Вольфа-Райе в Карине". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 82 (484): 80. Bibcode:1970PASP ... 82 ... 80M. Дои:10.1086/128887.
  10. ^ Van Der Hucht, K. A .; Conti, P. S .; Lundstrom, I .; Стенхольм Б. (1981). «Шестой Каталог галактических звезд Вольфа-Райе, их прошлое и настоящее». Обзоры космической науки. 28 (3): 227. Bibcode:1981ССРв ... 28..227В. Дои:10.1007 / BF00173260. S2CID 121477300.
  11. ^ Lundstrom, I .; Стенхольм, Б. (1984). «Звезды Вольфа-Райе в рассеянных скоплениях и ассоциациях». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 58: 163. Bibcode:1984A и AS ... 58..163L.
  12. ^ Lundstrom, I .; Стенхольм, Б. (1984). «Спектроскопия пяти кандидатов в звезды Вольфа-Райе, включая звезду Вольфа-Райе в галактическом балджу». Астрономия и астрофизика. 138: 311. Bibcode:1984A&A ... 138..311L.
  13. ^ Moffat, A. F. J .; Сеггуисс В. (1984). «Спектр Вольфа-Райе MS 4 = WR 29a». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 58: 117. Bibcode:1984A & AS ... 58..117M.
  14. ^ Kingsburgh, R.L .; Barlow, M. J .; Стори, П. Дж. (1995). «Свойства звезд WO Wolf-Rayet». Астрономия и астрофизика. 295: 75. Bibcode:1995 A&A ... 295 ... 75K.
  15. ^ Crowther, P.A .; Де Марко, Орсола; Барлоу, М. Дж. (1998). «Количественная классификация звезд WC и WO». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 296 (2): 367. Bibcode:1998МНРАС.296..367С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01360.x.
  16. ^ а б Paardekooper, S.J .; Van Der Hucht, K. A .; Ван Гендерен, А. М .; Brogt, E .; Gieles, M .; Мейеринк, Р. (2003). «Новый тип вариаций блеска встречного ветра WO4 + O5 ((f)) двойной WR 30a» (PDF). Астрономия и астрофизика. 404 (2): L29. Bibcode:2003A & A ... 404L..29P. Дои:10.1051/0004-6361:20030574.
  17. ^ Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстром, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика. 558: A131. arXiv:1308.4681v1. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. Дои:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  18. ^ Гро, Хосе (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Мсн от нулевой главной последовательности до стадии до сверхновой». Астрономия и астрофизика. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A & A ... 564A..30G. Дои:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID 118870118.