WR 25 - WR 25
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
---|---|
Souhvězdí | Carina |
Správný vzestup | 10h 44m 10.337s[1] |
Deklinace | −59° 43′ 11.41″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 8.80[2] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | Vlčí Rayetova hvězda |
Spektrální typ | O2.5If * / WN6 + OB[3] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | −34.6[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: −6.813±0.057[5] mas /rok Prosinec: 2.721±0.055[5] mas /rok |
Paralaxa (π) | 0.4763 ± 0.0329[5] mas |
Vzdálenost | 1,970+180 −150[6] ks |
Absolutní velikost (M.PROTI) | –6.98[7] |
Obíhat[4] | |
Doba (P) | 207,85 dne |
Poloviční hlavní osa (A) | 156 R☉ |
Excentricita (E) | 0.50 |
Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 44 km / s |
Detaily | |
WR | |
Hmotnost | 98[7] M☉ |
Poloměr | 20.24[7] R☉ |
Zářivost (bolometrické) | 2,400,000[7] L☉ |
Teplota | 50,100[7] K. |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
WR 25 (HD 93162) je binární hvězda systém v turbulentní oblasti tvorby hvězd Mlhovina Carina, asi 6 800 světelných let od Země. Obsahuje a Vlčí Rayetova hvězda a horký světelný společník a je členem Trumpler 16 shluk.
Spektrum
WR 25 byl uznán jako Vlk – Rayetova hvězda v 19. století, kvůli jeho jasu a spektru dominují široké emisní čáry.[8] Spektrum obsahuje čáry vodíku a je přechodné mezi klasickou hvězdou WN a superobřím O-typu. To vedlo k časným zprávám, že se jednalo o binární soubor, například hvězdu WN7 plus hvězdu O7.[9] Bylo také popsáno jako WN7 + abs[10] a WN6ha.[11] Se zavedením specifických klasifikací pro horké lomítko hvězdy, WR 25 byl přiřazen spektrální typ O2.5If*/ WN6. Toto rozpoznává přítomnost dusíku, vnitřní slabost mnoha emisních vedení a přítomnost některých vedení absorpce helia a vodíku. Klasifikace představuje jemnou gradaci slabší emise a silnější absorpce než spektrální typ WN6ha.[12] Jakýkoli příspěvek od společníka do spektra nelze jasně detekovat.[4]
Vlastnosti
Primární hvězda systému WR 25 je přibližně 2,4 milionkrát jasnější než slunce a osvětluje daleko jižní konec klastru Trumpler 16. Model použitý k odvození hvězdných parametrů je nevhodný pro použití v binárních systémech, přičemž autoři poznamenali, že společník přispívá více než 15% k svítivosti systému, takže svítivost je velmi nejistá. Dřívější odhady založené na měřeních ionizujícího toku produkovaly hodnoty přibližně 1,5 milionkrát vyšší než slunce, s odpovídajícími nižšími odhady pro další fyzikální data.[13]
Společníkem se předpokládá, že je to mladá horká hmotná hvězda, podobná jiným známým binárním souborům WR + O nebo WR + WR. Bylo ohlášeno, že je to supergiant O4, ale pozdější měření jsou stále nejistá ohledně přesného spektrálního typu. Kolize hvězdné větry mezi dvěma tak horkými světelnými hvězdami vytvářejí tvrdé rentgenové paprsky[14] což vedlo k podezření na binární stav dlouho předtím, než byla zjištěna 208denní oběžná doba.[4]
Přestože je WR 25 velmi světelný, je mimo viditelnost pouhým okem kvůli silnému prachu zánik mraků v mlhovině a protože velká část emitovaného záření je v ultrafialový. To bylo pozorováno v rentgenovém záření a infračerveném záření.[14][15]
WR 25 leží na západní hranici hvězdokupy Trumpler 16, část Carina OB1, jeden z největších hvězdné asociace v galaxii Mléčná dráha.[16] Díky své extrémní svítivosti výrazně ovlivňuje své hvězdné prostředí, které je vidět v tenkých dlouhých obloucích a vláknech pohybujících se od hvězdy, včetně Prstová mlhovina.[17]
Viz také
Reference
- ^ A b Roeser, S .; Bastian, U. (1988). "Nový hvězdný katalog typu SAO". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 74: 449. Bibcode:1988A & AS ... 74..449R. ISSN 0365-0138.
- ^ Ducati, J. R. (2002). „Online katalog dat VizieR: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
- ^ Sota, A .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N. I.; Barbá, R. H .; Walborn, N. R .; Gamen, R. C .; Arias, J. I .; Alfaro, E. J. (2014). „Spektroskopický průzkum galaktických O-hvězd (GOSSS). II. Jasné jižní hvězdy“. Dodatek Astrophysical Journal. 211 (1): 10. arXiv:1312.6222. Bibcode:2014ApJS..211 ... 10S. doi:10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID 118847528.
- ^ A b C d Gamen, R .; Gosset, E .; Morrell, N.; Niemela, V .; Sana, H .; Nazé, Y .; Rauw, G .; Barbá, R .; Solivella, G. (2006). „První orbitální řešení pro masivní binární systém srážky a větru HD 93162 (≡WR 25)“. Astronomie a astrofyzika. 460 (3): 777–782. arXiv:astro-ph / 0609454. Bibcode:2006A & A ... 460..777G. doi:10.1051/0004-6361:20065618. S2CID 17677713.
- ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ Crowther, Paul A .; Sazba, Gemma (2020). „Odemykání hvězd Galaktického vlka – Rayeta pomocí Gaia DR2 - I. Vzdálenosti a absolutní velikosti“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 493 (1): 1512–1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020MNRAS.493.1512R. doi:10.1093 / mnras / stz3614. S2CID 209444955.
- ^ A b C d E Sota, A .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N. I.; Barbá, R. H .; Walborn, N. R .; Gamen, R. C .; Arias, J. I .; Alfaro, E. J .; Oskinova, L. M. (2019). „Galaktické hvězdy WN byly znovu navštíveny. Dopad vzdáleností Gaia na základní hvězdné parametry“. Astronomie a astrofyzika. A57: 625. arXiv:1904.04687. doi:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
- ^ Campbell, W. W. (1894). „Hvězdy vlčího paprsku“. Astronomie a astro-fyzika. 13: 448. Bibcode:1894AstAp..13..448C.
- ^ Smith, Lindsey F. (1968). „Revidovaný spektrální klasifikační systém a nový katalog galaktických hvězd Wolf-Rayet“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 138: 109–121. Bibcode:1968MNRAS.138..109S. doi:10.1093 / mnras / 138.1.109.
- ^ Crowther, Paul A .; Smith, Linda J .; Hillier, D. John (1993). "Přizpůsobené analýzy 24 galaktických hvězd WN". Recenze vesmírných věd. 66 (1–4): 271–275. Bibcode:1993SSRv ... 66..271C. doi:10.1007 / BF00771076. S2CID 122574673.
- ^ Smith, Lindsey F .; Maeder, A. (1998). „Vztah mezi klasifikací WR a hvězdnými modely. II. Hvězdy WN bez vodíku“. Astronomie a astrofyzika. 334: 845. Bibcode:1998A & A ... 334..845S.
- ^ Crowther, Paul A .; Walborn, Nolan R. (2011). „Spektrální klasifikace O2-3,5 If * / WN5-7 stars“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 416 (2): 1311. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011MNRAS.416.1311C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID 118455138.
- ^ Crowther, P. A .; Dessart, L. (1998). „Kvantitativní spektroskopie hvězd Vlk - Rayet v HD 97950 a R136a - jádra obřích oblastí H II“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 296 (3): 622–642. Bibcode:1998MNRAS.296..622C. doi:10.1046 / j.1365-8711.1998.01400.x.
- ^ A b Pandey, J. C .; Pandey, S. B .; Karmakar, S. (2014). „Phase-Resolvedxmm-Newtonandswiftobservations of Wr 25“. Astrofyzikální deník. 788 (1): 84. arXiv:1405.7137. Bibcode:2014ApJ ... 788 ... 84P. doi:10.1088 / 0004-637X / 788/1/84. S2CID 119197173.
- ^ Sanchawala, K .; Chen, W. P .; Lee, H. T .; Chu, Y. H .; Nakajima, Y .; Tamura, M .; Baba, D .; Sato, S. (2007). „Rentgenová a blízké infračervená studie mladých hvězd v mlhovině Carina“. Astrofyzikální deník. 656 (1): 462–473. Bibcode:2007ApJ ... 656..462S. CiteSeerX 10.1.1.667.3955. doi:10.1086/510184.
- ^ 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 F. J .; Zinnecker, Hans (2011). "Pohled na komplexní projekt Chandra Carina na Trumpler 16". Dodatek Astrophysical Journal. 194 (1): 12. arXiv:1103.1126. Bibcode:2011ApJS..194 ... 12W. doi:10.1088/0067-0049/194/1/12. S2CID 13951142.
- ^ Walborn, Nolan R. (2012). „Společnost Eta Carinae udržuje: hvězdný a mezihvězdný obsah mlhoviny Carina“. Eta Carinae a podvodníci Supernovy. Knihovna astrofyziky a kosmické vědy. 384: 25–42. Bibcode:2012ASSL..384 ... 25W. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. ISBN 978-1-4614-2274-7.