WR 142: відмінності між версіями
Створено шляхом перекладу сторінки «WR 142» |
(Немає відмінностей)
|
Версія за 11:48, 23 вересня 2023
| Дані спостереження Епоха {{{epoch}}} | |
|---|---|
| Сузір’я | {{{constell}}} |
| Пряме піднесення | {{{ra}}} |
| Схилення | {{{dec}}} |
| Видима зоряна величина (V) | {{{appmag_v}}} |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | {{{клас}}} |
| Тип змінності | |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: {{{prop_mo_ra}}} мас/р Схил.: {{{prop_mo_dec}}} мас/р |
| Паралакс (π) | {{{parallax}}} ± {{{p_error}}} мас |
| Відстань | |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
−3.13[1] |
| Фізичні характеристики | |
| Інші позначення | |
{{{names}}}
| |
| Посилання | |
WR 142 — зірка Вольфа-Райє в сузір’ї Лебедя, надзвичайно рідкісна зірка в кисневій послідовності WO. Це яскрава і дуже гаряча зірка, яка дуже розвинулася і близька до вибуху наднової. Передбачається, що це подвійна зірка з компаньйоном, що обертається навколо 1 астрономічної орбіти.
Це яскрава і дуже гаряча зірка, яка дуже розвинулася і близька до вибуху наднової. Передбачається, що це подвійна зірка з компаньйоном, що обертається навколо 1 астрономічної орбіти.
Відкриття
У 1966 році пошук зірок Вольфа-Райє в північній небесній півкулі виявив сім нових прикладів. Один, позначений як Stephenson 3, був класифікований як WC[2]. Пізніше було виявлено незвичайні лінії випромінювання високоіонізованого O VI[3]. Через незвичайні лінії кисню, які спостерігаються лише в кількох інших зірках, їй було присвоєно спектральний тип WC5pec у Шостому каталозі галактичних зірок Вольфа-Райє.
Через незвичайні лінії кисню, які спостерігаються лише в кількох інших зірках, їй було присвоєно спектральний тип WC5pec у Шостому каталозі галактичних зірок Вольфа-Райє.
У 1981 році, описану як зірка WC-OVI, було визначено, що вона пов’язана з активною областю зореутворення ON2[4], а потім сильно затемненим відкритим скупченням, позначеним Берклі 87, 9.5 на південь від червоного надгіганта BC Лебедя.
Через незвичайні лінії кисню, які спостерігаються лише в кількох інших зірках, їй було присвоєно спектральний тип WC5pec у Шостому каталозі галактичних зірок Вольфа-Райє.
У 1982 році зірки WC-OVI були згруповані як члени нового класу WO. Клас на той час складався з п'яти зірок, дві з яких були в Магелланових Хмарах, а одна з яких пізніше виявилася центральною зіркою планетарної туманності[5].
Особливості
Зазвичай вважають, що WR 142 належить до розсіяного скупчення Берклі 87, відстань якого від Сонця не дуже добре відома, але вважається приблизно 1,23 кілопарсека (4000 світлових років). Як і у випадку з його рідним скупченням, його світло сильно почервоніло та погашене міжзоряним пилом[6].
Ця зірка зі спектральною класифікацією WO2 є однією з небагатьох відомих зірок Вольфа-Райє кисневої послідовності, лише чотири в галактиці Чумацький Шлях і шість у зовнішніх галактиках. Це також одне з найгарячіших відомих з температурою поверхні 200000. Моделювання атмосфери дає яскравість близько 245,000 L☉, тоді як розрахунки на основі яскравості та відстані дають яскравість 500,000 L☉ або більше. Згідно з дальністю Gaia DR2, вона може становити 912,000 L☉. Це дуже маленька щільна зірка, радіус якої становить лише 80% сонячного, але маса майже в 29 разів більша. Дуже сильні зоряні вітри з кінцевою швидкістю 5000 кілометрів на секунду призводять до того, що WR 142 втрачає 10−5 M☉/рік. Для порівняння, Сонце втрачає (2-3) x 10 −14 сонячних мас на рік через сонячний вітер, що в кілька сотень мільйонів разів менше, ніж WR 142.
За допомогою космічного телескопа Чандра від цієї зірки було виявлено жорстке рентгенівське випромінювання, яке, як припускають, викликане наявністю компаньйона, зірки головної послідовності B-типу, розташованої на відстані 1 астрономічної одиниці від WR 142. Немає інших ознак компаньйона, і інші причини рентгенівської світності вважаються більш імовірними[6].
Еволюційний статус
WO Зірки Вольфа-Райє є останньою стадією еволюції наймасивніших зірок перед вибухом наднових, можливо, зі спалахом гамма-променів (GRB)[7]. Дуже ймовірно, що WR 142 перебуває на останніх стадіях ядерного синтезу, близько або після завершення спалювання гелію[8]. За оцінками, він вибухне як наднова приблизно через 2000 років. Маса та швидке обертання роблять гамма-всплеск вірогідним.
Дивись також
Примітки
- ↑ Помилка цитування: Неправильний виклик тегу
<ref>: для виносок під назвоюsander2019не вказано текст - ↑ Stephenson, C. B. (1966). Search for new Northern Wolf-Rayet stars. The Astronomical Journal. 71: 477. Bibcode:1966AJ.....71..477S. doi:10.1086/109951.
- ↑ Sanduleak, N. (1971). On Stars Having Strong O VI Emission. The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
- ↑ Pitault, A. (1981). Possible association of a WC-OVI star with an active site of star formation. Astronomy and Astrophysics. 97: L5. Bibcode:1981A&A....97L...5P.
- ↑ Barlow, M. J.; Hummer, D. G. (1982). The WO Wolf-rayet stars. Wolf-Rayet Stars: Observations. 99: 387—392. Bibcode:1982IAUS...99..387B. doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.
- ↑ а б
Sokal, Kimberly R.; Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner (2010). Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87. The Astrophysical Journal. 715 (2): 1327—1337. arXiv:1004.0462. Bibcode:2010ApJ...715.1327S. doi:10.1088/0004-637X/715/2/1327. Помилка цитування: Некоректний тег
<ref>; назва «Sokal2010» визначена кілька разів з різним вмістом - ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia (2013). Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death. Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
- ↑ Groh, Jose (2014). The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage. Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
| ||||||||||||||||||||