ВР 25
Двойная звездная система в созвездии Карина
ВР 25
Местоположение WR 25 (обведено)
Кредит : ESO
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеКарина
прямое восхождение10 ч 44 м 10,337 с [1]
Склонение−59° 43′ 11,41″ [1]
Видимая звездная величина  (V)8.80 [2]
Характеристики
Эволюционная стадиязвезда Вольфа-Райе
Спектральный типO2.5Если*/WN6 + OB [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )−34,6 [4]  км/с
Собственное движение (μ) RA:  -6,918 [5]  мсек / год
Декабрь:  2,764 [5]  мсек / год
Параллакс (π)0,4450 ± 0,0203  мсек. дуги [5]
Расстояние1,970+180
−150[6]  ПК
Абсолютная величина  (M V )–6,98 [7]
Орбита [4]
Период (П)207,85 дней
Большая полуось (а)156  Р ☉
Эксцентриситет (e)0,50
Полуамплитуда (К 1 )
(первичная)		44 км/с
Подробности
ВР
Масса98 [7]  М ☉
Радиус20,24 [7]  Р ☉
Светимость (болометрическая)2,400,000 [7]  Л ☉
Температура50,100 [7]  К
Другие обозначения
HD  93162, 2MASS  J10441038-5943111, WR 25, XMMU  J104410.3-594311, CD −59°3282, PPM  339385, SAO  238408, Trumpler 16  177, GSC  08626-01989, UBV 9882, Hen 3-478
Ссылки на базы данных
СИМБАДданные

WR 25 ( HD 93162 ) — двойная звездная система в турбулентной области звездообразования Туманность Карина , примерно в 6800 световых годах от Земли. Она содержит звезду Вольфа-Райе и горячего светящегося компаньона и является членом скопления Trumpler 16. Название взято из Каталога галактических звезд Вольфа-Райе.

Спектр

WR 25 была признана звездой Вольфа-Райе в 19 веке из-за ее яркости и спектра, в котором преобладают широкие эмиссионные линии. [8] Спектр содержит линии водорода и является промежуточным между классической звездой WN (Вольфа-Райе) и сверхгигантом O-типа. Это привело к ранним сообщениям о том, что это была двойная звезда, например, звезда WN7 плюс звезда O7. [9] Она также была описана как WN7 + abs [10] (что означает звезду Вольфа-Райе с линиями поглощения неизвестного происхождения) и WN6ha. [11] С введением специальных классификаций для горячих косых звезд WR 25 был присвоен спектральный тип O2.5If * / WN6. Это признает присутствие азота, внутреннюю слабость многих эмиссионных линий и присутствие некоторых линий поглощения гелия и водорода. Классификация представляет собой тонкую градацию более слабой эмиссии и более сильного поглощения, чем спектральный тип WN6ha. [12] Никакой вклад в спектр от компаньона не может быть четко обнаружен. [4]

Характеристики

Самая яркая звезда на изображении — WR 25. Оранжевая звезда слева от нее — объект на переднем плане.

Главная звезда системы WR 25 примерно в 2,4 миллиона раз ярче Солнца и освещает дальний южный конец скопления Trumpler 16. Модель, использованная для получения звездных параметров, не подходит для использования в двойных системах, поскольку авторы отмечают, что компаньон вносит более 15% светимости системы, поэтому светимость является крайне неопределенной. Более ранние оценки, основанные на измерениях ионизирующего потока, давали значения примерно в 1,5 миллиона раз больше солнечных, с соответственно более низкими оценками для других физических данных. [13]

Предполагается, что компаньон — молодая горячая массивная звезда, похожая на другие известные двойные звезды WR+O или WR+WR. Сообщалось, что это сверхгигант O4, но более поздние измерения все еще не дают точного представления о его спектральном типе. Столкновение звездных ветров между двумя такими горячими светящимися звездами создает жесткое рентгеновское излучение [14] , что привело к подозрениям относительно статуса двойной звезды задолго до того, как был обнаружен 208-дневный орбитальный период. [4]

Несмотря на свою большую яркость, WR 25 находится за пределами видимости невооруженным глазом из-за сильного пылевого поглощения облаков в туманности, а также потому, что большая часть испускаемого излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне . При абсолютной величине −6,98 на расстоянии 1970 парсеков она была бы видна невооруженным глазом со звездной величиной 4,49, если бы ничего не было на пути, а не с фактической 8,80. Она наблюдалась в рентгеновских лучах и инфракрасном диапазоне. [14] [15]

WR 25 находится на западной границе звездного скопления Trumpler 16, части Carina OB1 , одного из крупнейших звездных объединений в галактике Млечный Путь. [16] Из-за своей чрезвычайной светимости он сильно влияет на свое звездное окружение, что видно по тонким длинным дугам и волокнам, удаляющимся от звезды, включая туманность Палец . [17]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab Roeser, S.; Bastian, U. (1988). "Новый звездный каталог типа SAO". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 74 : 449. Bibcode :1988A&AS...74..449R. ISSN  0365-0138.
  2. ^ Дукати, Дж. Р. (2002). "Каталог данных VizieR Online: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237....0D.
  3. ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк ; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; Гамен, РЦ; Ариас, Дж.И.; Альфаро, Э.Дж. (2014). «Спектроскопический обзор галактических звезд O (GOSSS). II. Яркие южные звезды». Приложение к астрофизическому журналу . 211 (1): 10. arXiv : 1312,6222 . Бибкод : 2014ApJS..211...10S. дои : 10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  4. ^ abcd Gamen, R.; Gosset, E.; Morrell, N .; Niemela, V.; Sana, H.; Nazé, Y.; Rauw, G.; Barbá, R.; Solivella, G. (2006). "Первое орбитальное решение для массивной двойной системы сталкивающихся ветров HD 93162 (≡WR 25)". Astronomy and Astrophysics . 460 (3): 777–782. arXiv : astro-ph/0609454 . Bibcode :2006A&A...460..777G. doi :10.1051/0004-6361:20065618. S2CID  17677713.
  5. ^ abc Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  6. ^ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа–Райе с помощью Gaia DR2 – I. Расстояния и абсолютные величины». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (1): 1512–1529. arXiv : 1912.10125 . Bibcode : 2020MNRAS.493.1512R. doi : 10.1093/mnras/stz3614 . S2CID  209444955.
  7. ^ abcde 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.
  8. ^ Кэмпбелл, WW (1894). "Звезды Вольфа-Райе". Астрономия и астрофизика . 13 : 448. Bibcode : 1894AstAp..13..448C.
  9. ^ Смит, Линдси Ф. (1968). «Пересмотренная система спектральной классификации и новый каталог галактических звезд Вольфа-Райе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 138 : 109–121. Bibcode :1968MNRAS.138..109S. doi : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  10. ^ Crowther, Paul A.; Smith, Linda J.; Hillier, D. John (1993). «Индивидуальный анализ 24 звезд Galactic WN». Space Science Reviews . 66 (1–4): 271–275. Bibcode : 1993SSRv...66..271C. doi : 10.1007/BF00771076. S2CID  122574673.
  11. ^ Смит, Линдси Ф.; Мейдер, А. (1998). «Связь между классификацией WR и звездными моделями. II. Звезды WN без водорода». Астрономия и астрофизика . 334 : 845. Bibcode : 1998A&A...334..845S.
  12. ^ Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. (2011). "Спектральная классификация звезд O2-3.5 If*/WN5-7". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID  118455138.
  13. ^ Crowther, PA; Dessart, L. (1998). "Количественная спектроскопия звезд Вольфа--Райе в HD 97950 и R136a — ядрах гигантских областей H II". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 296 (3): 622–642. Bibcode : 1998MNRAS.296..622C. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01400.x .
  14. ^ ab Pandey, JC; Pandey, SB; Karmakar, S. (2014). "Phase-Resolvedxmm-Newtonandswiftobservations of Wr 25". The Astrophysical Journal . 788 (1): 84. arXiv : 1405.7137 . Bibcode :2014ApJ...788...84P. doi :10.1088/0004-637X/788/1/84. S2CID  119197173.
  15. ^ Санчавала, К.; Чен, В.П.; Ли, ХТ; Чу, Ю.Х.; Накадзима, Ю.; Тамура, М.; Баба, Д.; Сато, С. (2007). «Рентгеновское и ближнее инфракрасное исследование молодых звезд в туманности Киля». Астрофизический журнал . 656 (1): 462–473. Бибкод : 2007ApJ...656..462S. CiteSeerX 10.1.1.667.3955 . дои : 10.1086/510184. S2CID  53352850. 
  16. ^ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Thomas; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G.; King, Robert R.; McCaughrean, Mark J.; Moffat, Anthony FJ; Zinnecker, Hans (2011). "Проект Chandra Carina Complex Вид Trumpler 16". Приложение к Astrophysical Journal . 194 (1): 12. arXiv : 1103.1126 . Bibcode : 2011ApJS..194...12W. doi : 10.1088/0067-0049/194/1/12. S2CID  13951142.
  17. ^ Уолборн, Нолан Р. (2012). «Компания Eta Carinae Keeps: звездное и межзвездное содержимое туманности Карина». Eta Carinae и самозванцы сверхновые . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 384. С. 25–42. Bibcode : 2012ASSL..384...25W. doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2. ISBN 978-1-4614-2274-7.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=WR_25&oldid=1234990500"