WR 142

WR 142
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 20ч 21м 44,30с[1]
Склонение +37° 22′ 30,56″[1]
Расстояние 5700 ± 300 св. лет (1740 ± 90 пк)
Видимая звёздная величина (V) 12,94[2]
Созвездие Лебедь
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение −6,270[3] mas в год
 • склонение −3,422[3] mas в год
Параллакс (π) 0,5755 ± 0,0284[3] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −3,13[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс WO2[5]
Показатель цвета
 • B−V +1,43[6]
 • U−B −0,29[7]
Физические характеристики
Масса 28,6[4] M⊙
Радиус 0,80[4] R⊙
Температура 200 000[4] K
Светимость 912 000[4] (болометрическая) L⊙
Металличность 0,0[5]
Вращение 1000 км/с[2]
Коды в каталогах
WR 142, 2MASS J20214434+3722306, GSC 02684-00001, Sand 5, St 3, UCAC2 44891902
Информация в базах данных
SIMBAD WR 142
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

WR 142 — звезда Вольфа — Райе в созвездии Лебедя, крайне редкий тип звёзд среди кислородных звёзд WO. Чрезвычайно яркая и горячая звезда, находится на поздней стадии эволюции, близка к тому, чтобы вспыхнуть как сверхновая. Есть свидетельства того, что это может быть двойная звезда, компаньон которой вращается на расстоянии 1 а.е. от главной звезды.

Открытие

[править | править код]
Положение WR 142 отмечено кружком (яркая звезда в центре — Гамма Лебедя), север на изображении находится справа.
Положение WR 142 отмечено кружком (яркая звезда в центре — Гамма Лебедя), север на изображении находится справа.

В 1966 году проводилось исследование, посвященное поиску звёзд Вольфа-Райе, в рамках которого в северном полушарии неба обнаружили семь новых объектов. Один из них, обозначенный Stephenson 3, был отнесён к классу WC[8]. Затем было обнаружено, что объект обладает необычными эмиссионными линиями высокоионизованного OVI[9]. Вследствие необычности линий кислорода, видимых только у нескольких других звёзд, объект был отнесён к спектральному классу WC5pec в Шестом каталоге звёзд Вольфа-Райе в Галактике[6].

В 1981 году, описанный как звезда класса WC-OVI, объект был идентифицирован как связанный с активной областью звездообразования ON2[10], а затем с сильно затенённым рассеянным скоплением Беркли 87, в 9,5 угловых минутах к югу от красного сверхгиганта BC Лебедя[7].

В 1982 году звёзды WC-OVI были сгруппированы в новый класс WO. В то время класс объектов состоял из пяти звёзд, две из которых находились в Магеллановых облаках, а одна впоследствии оказалась центральной звездой планетарной туманности[11].

Особенности

[править | править код]

WR 142 обычно считают представителем рассеянного скопления Berkeley 87, расстояния от которого до Солнца известно не очень точно, но считается равным 1,23 килопарсека (4000 световых лет). Как и у самого скопления, свет звезды испытывает существенное межзвёздное покраснение вследствие влияния межзвёздной пыли[12]

Звезда принадлежит спектральному классу WO2, это одна из очень малого числа известных звёзд Вольфа-Райе кислородной последовательности, в Млечном Пути их известно всего четыре, в других галактиках их известно пять. Также это одна из наиболее горячих известных звёзд с температурой поверхности около 200 тысяч кельвинов[5]. Моделирование атмосферы дает оценку светимости около 245000 светимостей Солнца, но вычисления на основе блеска и расстояния дают оценку 500000 светимостей Солнца или более. Это очень маленькая и плотная звезда, по одной из оценок радиус составляет 80% радиуса Солнца, а масса в 28 раз больше. Очень мощный звёздный ветер со скоростью около 5000 километров в секунду приводит к тому, что WR 142 теряет около 10−5 масс Солнца в год[4]. Для сравнения, Солнце вследствие солнечного ветра теряет примерно (2-3) x 10−14 массы Солнца в год, в несколько сотен миллионов раз меньше.

От этой звезды космическим телескопом Чандра было получено рентгеновское излучение, предположительно, связанное с наличием объекта-компаньона, звезды главной последовательности спектрального класса B на расстоянии около 1 а.е. от WR 142. Других признаков наличия компаньона нет, поэтому более вероятными считаются другие причины рентгеновской светимости[12].

Эволюционный статус

[править | править код]

Звёзды Вольфа-Райе класса WO представляют собой последнюю эволюционную стадию наиболее массивных звёзд до вспышки сверхновой, возможно с гамма-всплеском (GRB)[13]. Вероятно, WR 142 находится на последней стадии термоядерных реакций в ядре, вблизи стадии горения гелия[14]. Считается, что примерно через 2 тысячи лет звезда вспыхнет как сверхновая. Если судить по массе и скорости вращения, то возможен гамма-всплеск[5].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 Zacharias, N.; Urban, S. E.; Zacharias, M. I.; Wycoff, G. L.; Hall, D. M.; Germain, M. E.; Holdenried, E. R.; Winter, L. The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2) (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2003. — Vol. 1289. — P. 0. — Bibcode: 2003yCat.1289....0Z.
  2. ↑ 1 2 Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. The Galactic WC stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2012. — Vol. 540. — P. A144. — doi:10.1051/0004-6361/201117830. — Bibcode: 2012A&A...540A.144S. — arXiv:1201.6354.
  3. ↑ 1 2 3 Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. The Galactic WC and WO stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2019. — Vol. 621. — P. A92. — doi:10.1051/0004-6361/201833712. — Bibcode: 2019A&A...621A..92S. — arXiv:1807.04293.
  5. ↑ 1 2 3 4 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. Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2015. — Vol. 581, no. 110. — P. A110. — doi:10.1051/0004-6361/201425390. — Bibcode: 2015A&A...581A.110T. — arXiv:1507.00839v1.
  6. ↑ 1 2 Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn. The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 1981. — Vol. 28, no. 3. — P. 227—306. — ISSN 0038-6308. — doi:10.1007/BF00173260. — Bibcode: 1981SSRv...28..227V.
  7. ↑ 1 2 Turner, D. G.; Forbes, D. Berkeley 87, a heavily-obscured young cluster associated with the ON2 star-formation complex and containing the WO star Stephenson 3 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1982. — Vol. 94. — P. 789. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/131065. — Bibcode: 1982PASP...94..789T.
  8. ↑ Stephenson, C. B. Search for new Northern Wolf-Rayet stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1966. — Vol. 71. — P. 477. — doi:10.1086/109951. — Bibcode: 1966AJ.....71..477S.
  9. ↑ Sanduleak, N. On Stars Having Strong O VI Emission (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1971. — Vol. 164. — P. L71. — doi:10.1086/180694. — Bibcode: 1971ApJ...164L..71S.
  10. ↑ Pitault, A. Possible association of a WC-OVI star with an active site of star formation (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1981. — Vol. 97. — P. L5. — Bibcode: 1981A&A....97L...5P.
  11. ↑ Barlow, M. J.; Hummer, D. G. The WO Wolf-rayet stars // Wolf-Rayet Stars: Observations. — 1982. — Т. 99. — С. 387—392. — ISBN 978-90-277-1470-1. — doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. — Bibcode: 1982IAUS...99..387B.
  12. ↑ 1 2 Sokal, Kimberly R.; Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner. Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 715, no. 2. — P. 1327—1337. — doi:10.1088/0004-637X/715/2/1327. — Bibcode: 2010ApJ...715.1327S. — arXiv:1004.0462.
  13. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia. Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2013. — Vol. 558. — P. A131. — doi:10.1051/0004-6361/201321906. — Bibcode: 2013A&A...558A.131G. — arXiv:1308.4681.
  14. ↑ Groh, Jose. 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 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2014. — Vol. 564. — P. A30. — doi:10.1051/0004-6361/201322573. — Bibcode: 2014A&A...564A..30G. — arXiv:1401.7322.