ВР 24
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Карина |
| прямое восхождение | 10 ч 43 м 52,25894 с [1] |
| Склонение | –60° 07′ 04.0215″ [1] |
| Видимая звездная величина (V) | 6.48 - 6.50 [2] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | WN6ha-w [3] |
| Цветовой индекс U−B | –0,91 [4] |
| Цветовой индекс B−V | –0,04 [4] |
| Тип переменной | подозревал [2] |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | RA: –6,649 [5] мсек / год Декабрь: +1,593 [5] мсек / год |
| Параллакс (π) | 0,2398 ± 0,0344 мсек. дуги [5] |
| Расстояние | около 14 000 световых лет (около 4 200 пк ) |
| Абсолютная величина (M V ) | –7,34 [3] |
| Подробности [3] | |
| Масса | 114 М ☉ |
| Радиус | 21.73 Р ☉ |
| Светимость (болометрическая) | 2,950,000 л ☉ |
| Температура | 50,100 К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
WR 24 ( HD 93131 ) — звезда Вольфа-Райе в созвездии Карина . Это одна из самых ярких известных звезд . На краю видимости невооруженным глазом это также одна из самых ярких звезд Вольфа-Райе на небе.
Спектр WR 24 имеет характерные сильные линии эмиссии азота и гелия звезды WN, а также линии водорода, которые показывают смещенные доплеровским эффектом компоненты поглощения. Линии эмиссии азота с самой низкой ионизацией являются самыми сильными, а линии N V очень слабые. Линии He I слабее линий He II , что приводит к спектральному классу WN6ha. Спектральный тип аннотируется буквой w, что указывает на более слабую эмиссию, чем у типичной звезды WN6. [6] [3]
WR 24 считается членом открытого скопления Collinder 228, которое иногда считают просто расширением богатого скопления Trumpler 16. Он расположен на юго-западной стороне туманности Карина . Collinder 228 и туманность Карина находятся на расстоянии примерно 2,2 кпк. [7] Однако параллакс Gaia Data Release 2 дает расстояние около4 200 для WR 24. [5]
Сообщается, что WR 24 меняет яркость примерно на 0,02 звездной величины. [7] Анализ фотометрии Hipparcos показывает амплитуду 0,082 звездной величины и первичный период 4,76 дня. [9] Ей еще не присвоено обозначение переменной звезды в Общем каталоге переменных звезд , и она по-прежнему формально числится как предполагаемая переменная. [2]
Богатые водородом звезды WN называются звездами WNL или звездами WNH, поскольку они не обязательно имеют спектры поздней последовательности азота. Они систематически более массивны и более ярки, чем звезды с похожими спектрами, но без азота. WR 24 имеет массу 54 M ☉ и более чем в два миллиона раз ярче Солнца. Предполагается, что эти звезды являются молодыми звездами, сжигающими водород, фактически объектами главной последовательности , а не пост- сверхгигантскими звездами. [10] Подсчитано, что WR 24 имеет 44% водорода в своей атмосфере. [3] Считается, что скоплению Collinder 228 около 6,78 миллионов лет. [7] Спектры типа WR вызваны тем, что гелий и азот и конвектируются на поверхность из-за экстремальных градиентов температуры, вызванных циклом CNO в ядре, а затем выбрасываются мощными звездными ветрами . [10] У WR 24 есть ветер, уменьшающий его массу на40 × 10 −6 M ☉ в год, со скоростью 2160 км/с. [3]
Смотрите также
Ссылки
- ^ ab Van Leeuwen, F. (2007). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ abc Самус, NN; Дурлевич, OV; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
- ^ abcdef Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; Гамен, РЦ; Ариас, Дж.И.; Альфаро, Э.Дж.; Оскинова, Л.М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний Гайи на фундаментальные звездные параметры». Астрономия и астрофизика . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . Бибкод : 2019A&A...625A..57H. дои : 10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
- ^ ab Тернер, Д.Г.; Моффат, А.Ф.Дж. (1980). "Аномальное вымирание в туманности Карина". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 192 (2): 283. Bibcode : 1980MNRAS.192..283T. doi : 10.1093/mnras/192.2.283 .
- ^ abcd Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
- ^ Смит, Линдси Ф.; Шара, Майкл М.; Моффат, Энтони Ф.Дж. (1996). «Трехмерная классификация звезд WN». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (1): 163– 191. Bibcode : 1996MNRAS.281..163S. doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
- ^ abc Zejda, M.; Paunzen, E.; Baumann, B.; Mikulášek, Z.; Liška, J. (2012). "Каталог переменных звезд в полях рассеянных скоплений". Astronomy & Astrophysics . 548 : A97. arXiv : 1211.1153 . Bibcode :2012A&A...548A..97Z. doi :10.1051/0004-6361/201219186. S2CID 54789717.
- ^ "/ftp/cats/more/HIP/cdroms/cats". Центр астрономических исследований Страсбурга . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 16 октября 2022 г.
- ^ Koen, Chris; Eyer, Laurent (2002). "Новые периодические переменные из фотометрии эпохи Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 331 (1): 45–59 . arXiv : astro-ph/0112194 . Bibcode : 2002MNRAS.331...45K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x . S2CID 10505995.
- ^ ab Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с помощью обратной связи». The Astrophysical Journal . 679 (2): 1467– 1477. arXiv : 0802.1742 . Bibcode :2008ApJ...679.1467S. doi :10.1086/586885. S2CID 15529810.
Внешние ссылки
- Коллиндер 228 SEDS.org
