WR 142

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
SIMBADдані для WR+142

WR 142 — зоря Вольфа-Райє в сузір’ї Лебедя, надзвичайно рідкісна зірка в кисневій послідовності WO. 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

[ред. | ред. код]
Розташування WR 142, обведене кружечком (яскрава зірка в центрі — Садр, північ — праворуч)
Розташування WR 142, обведене кружечком (яскрава зірка в центрі — Садр, північ — праворуч)

У 1966 році пошук зірок Вольфа-Райє 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 O VI[10]. 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[11], а потім сильно затемненим відкритим скупченням, позначеним Берклі 87, 9.5 на південь від червоного надгіганта BC Лебедя.

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[12].

Особливості

[ред. | ред. код]

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[13].

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[13].

Еволюційний статус

[ред. | ред. код]

WO Зірки Вольфа-Райє є останньою стадією еволюції наймасивніших зірок 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 через 2000 років. Маса та швидке обертання роблять гамма-всплеск вірогідним.

Дивись також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ 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.
  2. ↑ 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.
  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. S2CID 56093231.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 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.
  6. ↑ а б в Gaia collaboration (August 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.
  7. ↑ 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)
  8. ↑ 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.
  9. ↑ Stephenson, C. B. (1966). Search for new Northern Wolf-Rayet stars. The Astronomical Journal. 71: 477. Bibcode:1966AJ.....71..477S. doi:10.1086/109951.
  10. ↑ Sanduleak, N. (1971). On Stars Having Strong O VI Emission. The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.