Википедија

WR 142

WR 142 — Волф-Рајеова ѕвезда во соѕвездието Лебед, исклучително ретка ѕвезда на WO кислородната низаа. Таа е прозрачна и многу жешка ѕвезда, високо развиена и близу до експлозија како супернова. Се претпоставува дека е двојна ѕвезда со придружник што орбитира на растојание од околу 1 ае .

WR 142
Податоци од набљудување
Епоха J2000,0      Рамноденица J2000,0
Соѕвездие Лебед
Ректасцензија 20ч 21м &1000000000000044300000044,3с[1]
Деклинација +37° 22′ &1000000000000305600000030,56″[1]
Прив. величина (V) 12,94[2]
Особености
Спектрален тип WO2[3]
Привидна ѕвездена величина (J) 9,538[1]
Привидна величина (H) 8,889[1]
Привидна величина (K) 8,596[1]
U−B Боен показател −0.29[4]
B−V Боен показател +1,43[5]
Астрометрија
Сопствено движење (μ) Рект: −6,270[6] млс/г
Дек.: −3,422[6] млс/г
Паралакса (π)0.5755 ± 0.0284[6] млс
Оддалеченост5.700 ± 300 сг
(1.740 ± 90 пс)
Апсолутна величина (MV)−3,13[7]
Податоци
Маса28,6[7] M☉
Полупречник0,80[7] R☉
Сјајност (болометричка)912.000[7] L☉
Температура200.000[7] K
Вртежна брзина (v sin i)1.000[2] км/с
Други ознаки
WR 142, 2MASS J20214434+3722306, GSC 02684-00001, Sand 5, St 3, UCAC2 44891902
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Откривање уреди

Местоположбата на WR 142, заокружена (сјајната ѕвезда во центарот е γ Лебед север е кон десно.)


Во 1966 година, потрагата по Волф-Рајеови ѕвезди на северната небесна полутопка открила седум нови примероци. Една од нив означена е како Стефенсон 3, и класифицирана како WC.[8] Подоцна беше откриено дека покажуваат невообичаени оддавни линии на високојонизиран О VI.[9] Поради невообичаените кислородни линии, кои се забележани само кај неколку други ѕвезди, и беше определен спектрален тип WC5pec во Шестиот каталог на галактички Волф-Рајеови ѕвезди.

Во 1981 година, е опишана како WC-OVI ѕвезда, таа беше препознанена како припадник на активниот ѕвездообразна област ON2 [10] а подоцна тешко забележливо расеано јато наречено Беркли 87, 9,5 јужно од црвениот супеџин BC Лебед .

Во 1982 година, WC-OVI ѕвездите беа класифицирани како членови на новата WO класа. Класата во тоа време се состоела од пет ѕвезди, од кои две биле во Магелановите облаци, а една од нив подоцна била забележана како централна ѕвезда на една планетарна маглина .[11]

Особености уреди

WR 142 обично се претпоставува дека е член на расеаното јато Беркли 87, чие растојание од Сонцето не е точно определено, но се смета дека е околу 1,23 килопарсеци (4.000 светлосни години ). Како и целото расеано јато нејзината сјајност е многу згасната и поцрвенета поради меѓуѕвездената прашина .[12]

Оваа ѕвезда, со спектрална класификација WO2, е една од ретките познати Волф-Рајови ѕвезди од познатата кислородна низа, забележани се само четири во Млечниот Пат и пет во надворешните галаксии. Таа е исто така една од најжешките познати ѕвезди со површинска температура од 200.000 K. Моделирањето на атмосферата дава сјајност од околу 245.000 L☉, додека пак пресметките од осветленоста и растојанието даваат сјајност од 500.000 L☉ или повеќе. Тоа е многу мала густа ѕвезда, со полупречник 40% од Сончевиот, но масата е 20 пати поголема. Многу силните ѕвездени ветрови, со конечна брзина од 5.000 километри во секунда, предизвикуваат WR 142 да изгуби 10−5 M☉/годишно. За споредба, Сонцето губи (2-3) х 10-14 сончеви маси годишно поради својот сончев ветер, неколку стотици милиони пати помалку од WR 142.

Забележана е тврда емисија на рендгенски зраци од оваа ѕвезда со помош на вселенскиот телескоп Чандра, за која се претпоставува дека е предизвикана од присуството на придружник, ѕвезда на главната низа од спектрален тип B на растојание од 1 AE од WR 142. Не постои друга доказ за постоење на придружник па мора да има друга причина за рендгенското зрачење.[12]

Развоен статус уреди

Волф-Рајеовите WO ѕвезди се последна развојна фаза на повеќето масивни ѕвезди пред тие да експлодираат како супернови,проследени со можен изблик на гама-зрачење (GRB).[13] Многу е веројатно дека WR 142 е во својата последна фаза на јадрено соединување, близу или по завршувањето на согорувањето на хелиум.[14] Се проценува дека можно е да експлодира како супернова за околу 2.000 години. Масата и брзото вртење прават да има голема веројатност за гама-експлозија.

Поврзано уреди

Наводи уреди

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Zacharias, N.; и др. (2003). „The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2)“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 1289: 0. Bibcode:2003yCat.1289....0Z.
  2. ↑ 2,0 2,1 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.
  3. ↑ 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.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 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 Проверете ја вредноста |doi= (help). ISSN 0038-6308.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 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.
  8. ↑ Stephenson, C. B. (1966). „Search for new Northern Wolf-Rayet stars“. The Astronomical Journal. 71: 477. Bibcode:1966AJ.....71..477S. doi:10.1086/109951.
  9. ↑ Sanduleak, N. (1971). „On Stars Having Strong O VI Emission“. The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 12,0 12,1 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=WR_142&oldid=5115871“