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

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

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

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

  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 Collaboration). Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2018. — Vol. 616. — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode:2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365.Открытый доступ — Запись Gaia DR2 для этого источника на сайте 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.

Content Disclaimer

Informasi ini disarikan dari Wikipedia dan disajikan kembali untuk tujuan edukasi. Konten tersedia di bawah lisensi CC BY-SA 3.0. Kami tidak bertanggung jawab atas ketidakakuratan data yang bersumber dari kontribusi publik tersebut.

  1. The information displayed on this website is sourced in part or in whole from Wikipedia and has been adapted for the purpose of restating it. We strive to provide accurate and relevant information, however:
  2. There is no guarantee of absolute accuracy. Wikipedia is an open, collaborative project that can be edited by anyone, so information is subject to change.
  3. It is not intended to constitute professional advice. The content displayed is for informational and educational purposes only. For important decisions (e.g., medical, legal, or financial), please consult a professional.
  4. Content copyright. Wikipedia is licensed under the Creative Commons Attribution-ShareAlike License (CC BY-SA). This means that content may be reused with appropriate attribution and shared under a similar license.
  5. Responsible use. Any risk arising from the use of information from this website is entirely the responsibility of the user.