WikiDer > WR 9

WR 9
WR 9
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеЩенок
Прямое восхождение07час 45м 50.39754s[1]
Склонение−34° 19′ 48.5067″[1]
Видимая величина (V)10.50[2]
Характеристики
Спектральный типWC4 + O7[3]
Видимая величина (J)8.452[4]
Видимая величина (K)7.545[4]
U − B индекс цвета+0.04[2]
B − V индекс цвета+0.93[2]
Тип переменнойЗатмение + WR[5]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)321 ± 12[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −4.43[1] мас/год
Декабрь: +2.76[1] мас/год
Параллакс (π)0.94 ± 1.48[1] мас
Расстояние4,570+840
−630[7] ПК
Абсолютная величина (MV)WR: −3.34
О: −4.01[8]
Орбита[6]
Период (П)14.305
Большая полуось (а)123 р☉[9]
Эксцентриситет (е)0
Наклон (я)55 ± 34°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		186 ± 19 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		56 ± 28 км / с
Подробности
WR
Масса9[10] M☉
Радиус5[9] р☉
Яркость500,000[11] L☉
Температура139,700[11] K
О
Масса32[10] M☉
Прочие обозначения
V443 Щенок, CD−34° 3879, HD 63099, БЕДРО 37876
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 9 это спектроскопическая двойная в созвездие Щенок состоящий из Звезда Вольфа-Райе и звезда класса O. От нас около 4800 световых лет.

WR 9 - это двоичный с двумя компонентами на круговой 14-дневной орбите. Компонент Вольфа-Райе часто называют первичным, поскольку он доминирует в спектре с его широким спектром. эмиссионные линии, хотя он менее массивен, менее светит и менее ярок визуально, чем его компаньон. Спутник - звезда приблизительно O7.

В спектре преобладают широкие эмиссионные линии, те из CIV будучи сильнейшим, за ним следует ОнII. CIII линии видны, но намного слабее. ОV линии также сильнее, чем CIII. Классификация обычно дается как WC4, хотя ранее она была присвоена как WC5. Для сравнения, линии поглощения вторичной звезды уже и слабее, хотя на синем и более коротких длинах волн они становятся сильнее линий WR. Спектральный класс вторичной обмотки может быть установлен на O7.[3] Класс светимости не может быть точно определен, хотя предполагается, что это сверхгигант.[12] Звезда Вольфа-Райе не показывает водород в своем спектре и считается не содержащим водорода. Он рассчитан на 42% гелий и 58% более тяжелых элементов, в основном углерода и кислорода.[11]

WR 9 указан как затмевающий двоичный файл в Общий каталог переменных звезд, а также более нерегулярные изменения яркости, часто наблюдаемые у звезд Вольфа Райе. Полная амплитуда всего 0,04 звездной величины.[5] Затмения настолько мелкие, потому что только атмосфера звезды WR затмевает звезду O на каждой орбите.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е 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 Bartzakos, P .; Moffat, A. F. J .; Ниемела, В. С. (2001). "Магелланово Облако звезды WC / WO Вольфа-Райе - I. Двойная частота и формирование переполнения полости Роша". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 324 (1): 18–32. Bibcode:2001МНРАС.324 ... 18Б. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04126.x.
  4. ^ а б Cutri, R.M .; Скруцкие, М. Ф .; Van Dyk, S .; Beichman, C.A .; Карпентер, Дж. М .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Копан, Э. Л .; Киркпатрик, Дж. Д .; Light, R.M .; Марш, К. А .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Вайнберг, М .; Wheaton, W.A .; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Он-лайн каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C. 2246. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  5. ^ 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.
  6. ^ а б Bartzakos, P .; Moffat, A. F. J .; Ниемела, В. С. (2001). "Магелланово Облако звезд WC / WO Вольфа-Райе - II. Встречающиеся ветры в двойных системах". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 324 (1): 33–50. Bibcode:2001МНРАС.324 ... 33Б. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04127.x.
  7. ^ 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.
  8. ^ 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.
  9. ^ а б c Ламонтань, Роберт; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Дриссен, Лоран; Роберт, Кармель; Мэтьюз, Джейми М. (1996). "Фотометрическое определение наклонений орбит и темпов потери массы звезд Вольфа-Райе в двойных системах WR + O". Астрономический журнал. 112: 2227. Bibcode:1996AJ .... 112.2227L. Дои:10.1086/118175.
  10. ^ а б Petrovic, J .; Langer, N .; Ван дер Хухт, К. А. (2005). «Ограничение массопереноса в массивных двойных системах с помощью моделей эволюции предшественников двойных систем Вольфа-Райе + O». Астрономия и астрофизика. 435 (3): 1013. arXiv:Astro-ph / 0504242. Bibcode:2005A & A ... 435.1013P. Дои:10.1051/0004-6361:20042368. S2CID 16778765.
  11. ^ 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.
  12. ^ Niemela, V. S .; Massey, P .; Конти, П. С. (1984). «Двойная система WC5 + O7 HD 63099». Астрономическое общество Тихого океана. 96: 549. Bibcode:1984PASP ... 96..549N. Дои:10.1086/131377.