WR 142
| Дані спостереження Епоха J2000.0 | |
|---|---|
| Сузір’я | Лебідь |
| Пряме піднесення | 20г 21х 44.3с[1] |
| Схилення | +37° 22′ 30.56″[1] |
| Видима зоряна величина (V) | 12.94[2] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | WO2[3] |
| Показник кольору (B−V) | +1.43[4] |
| Показник кольору (U−B) | −0.29[5]
|
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: −6,270[6] мас/р Схил.: −3,422[6] мас/р |
| Паралакс (π) | 0.5755 ± 0.0284 мас[6] |
| Відстань | (1,650+110 −90[7] пк |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
−3,13[8] |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 28.6[8] M☉ |
| Радіус | 0.80[8] R☉ |
| Світність (болометрична) | 912,000[8] L☉ |
| Ефективна температура | 200,000[8] K |
| Обертальна швидкість (v sin i) | 1,000[2] км/с |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для WR+142 |
WR 142 — зоря Вольфа — Рає в сузір'ї Лебедя, надзвичайно рідкісна зоря в кисневій послідовності WO. Яскрава і дуже гаряча зоря, яка дуже розвинулася і близька до вибуху наднової. Передбачається, що це подвійна зоря з компаньйоном, що обертається навколо неї на відстані 1 а. о.
Відкриття
У 1966 році пошук зір Вольфа — Рає в північній небесній півкулі виявив сім нових прикладів. Один, позначений як Stephenson 3, був класифікований як WC[9]. Пізніше було виявлено незвичайні лінії випромінювання високоіонізованого OVI[10]. Через незвичайні лінії кисню, які спостерігаються лише в кількох інших зірках, їй було присвоєно спектральний тип WC5pec у Шостому каталозі галактичних зір Вольфа — Рає.
У 1981 році було визначено, що зоря, описана як WC-OVI, пов'язана з активною областю зореутворення ON2[11], а потім сильно затемненим відкритим скупченням, позначеним Берклі 87, 9,5 на південь від червоного надгіганта BC Лебедя.
У 1982 році зорі WC-OVI були згруповані як члени нового класу WO. Клас на той час складався з п'яти зір, дві з яких були в Магелланових Хмарах, а одна пізніше виявилася центральною зорею планетарної туманності[12].
Особливості
Зазвичай вважають, що WR 142 належить до розсіяного скупчення Берклі 87, відстань якого від Сонця не дуже добре відома, але вважається, що приблизно вона дорівнює 1,23 кілопарсека (4000 світлових років). Як і у випадку з його рідним скупченням, його світло сильно почервоніло та погашене міжзоряним пилом[13].
Ця зоря зі спектральною класифікацією WO2 є однією з небагатьох відомих зір Вольфа — Рає кисневої послідовності, лише чотири в галактиці Чумацький Шлях і шість у зовнішніх галактиках. Це також одне з найгарячіших відомих із температурою поверхні 200 000 К. Моделювання атмосфери дає світність близько 245 000 сонячних, тоді як розрахунки на основі яскравості та відстані дають яскравість 500 000 сонячних або навіть більше. Згідно з дальністю Gaia DR2, вона може становити 912 000 сонячних. Це дуже маленька щільна зоря, радіус якої становить лише 80 % сонячного, але маса майже у 29 разів більша. Дуже сильні зоряні вітри з кінцевою швидкістю 5000 км/с призводять до того, що WR 142 втрачає 10−5 M☉/рік. Для порівняння, Сонце втрачає (2 3) × 10−14 сонячної маси на рік через сонячний вітер, що в кілька сотень мільйонів разів менше, ніж WR 142.
За допомогою космічного телескопа Чандра від цієї зорі було виявлено жорстке рентгенівське випромінювання, яке, як припускають, викликане наявністю компаньйона, зорі головної послідовності спектрального класу B, розташованої на відстані 1 астрономічної одиниці від WR 142. Немає інших ознак компаньйона, і інші причини рентгенівської світності вважаються більш імовірними[13].
Еволюційний статус
Зорі Вольфа — Рає є останньою стадією еволюції наймасивніших зір перед вибухом наднових, можливо, зі спалахом гамма-променів (GRB)[14]. Дуже ймовірно, що WR 142 перебуває на останніх стадіях ядерного синтезу, близько або після завершення спалювання гелію[15]. За оцінками, він вибухне як наднова приблизно протягом 2000 років. Маса та швидке обертання роблять гамма-сплеск вірогідним.
Див. також
- WR 102
- Перелік кандидатів у наднові
Примітки
- ↑ а б Zacharias, N. та ін. (2003). The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2). CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 1289: 0. Bibcode:2003yCat.1289....0Z.
- ↑ а б Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). The Galactic WC stars. Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID 119182468.
- ↑ Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; de Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S.; de Mink, S. E.; Kaper, L. (2015). Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A&A...581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID 56093231.
- ↑ Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn (1981). The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present. Space Science Reviews. 28 (3): 227—306. Bibcode:1981SSRv...28..227V. doi:10.1007/BF00173260. ISSN 0038-6308. S2CID 121477300.
- ↑ Turner, D. G.; Forbes, D. (1982). Berkeley 87, a heavily-obscured young cluster associated with the ON2 star-formation complex and containing the WO star Stephenson 3. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 94: 789. Bibcode:1982PASP...94..789T. doi:10.1086/131065. ISSN 0004-6280.
- ↑ а б в Gaia collaboration (Серпень 2018). Gaia Data Release 2. Astronomy & Astrophysics (Summary of the contents and survey properties). 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record at VizieR.
- ↑ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes. 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.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ а б в г д Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. (2019). The Galactic WC and WO stars. Astronomy & Astrophysics. 621: A92. arXiv:1807.04293. Bibcode:2019A&A...621A..92S. doi:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID 67754788.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
