WR 2

WR 2
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 01ч 05м 23,01с[1]
Склонение +60° 25′ 18,97″[1]
Расстояние 2510 пк[2]
Видимая звёздная величина (V) 11,33[3]
Созвездие Кассиопея
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение −12,80[1] mas в год
 • склонение −7,18[1] mas в год
Параллакс (π) 4,46 ± 3,31[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −2,43[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс WN2-w[4]
Показатель цвета
 • B−V +0,16[3]
Физические характеристики
Масса 16[4] M⊙
Радиус 0,89[4] R⊙
Возраст 4,0 млн[5] лет
Температура 141 000[4] K
Светимость 282 000[4] L⊙
Вращение 500 км/с[6]
Коды в каталогах
HD 6327, WR 2, HIP 5100
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

WR 2 — звезда Вольфа — Райе на расстоянии около 8000 световых лет от Солнца в созвездии Кассиопеи, принадлежит звездной ассоциации Кассиопея OB1[7]. Звезда имеет меньшие размеры чем Солнце, но вследствие высокой эффективной температуры, более 140000 К, светимость звезды в 282000 раз превышает солнечную. При радиусе 89% солнечного это самая маленькая звезда спектрального класса в Млечном Пути[4].

WR 2 считается звездой азотной последовательности звёзд Вольфа — Райе, но в спектре нет линий NIII, NIV, NV и HeI. В спектре доминируют широкие скруглённые эмиссионные линии HeII, что соответствует спектральному классу WN2-b (линии широкие)[8]. В настоящее время звезду относят к спектральному классу WN2-w (линии слабые), поскольку континуум довольно мощный при отсутствии большого числа интенсивных эмиссионных линий. Это единственная известная звезда спектрального подкласса WN2 в Млечном Пути[4]. Звёзды Вольфа — Райе со слабыми линиями часто имеют горячих ярких компаньонов, своим излучением оттеняющих свет основной звезды. WR 2 также обладает звездой-компаньоном, но гораздо более слабым, чем главная звезда и поэтому не способным быть причиной ослабления линий в спектре[6].

WR 2 — самая маленькая и горячая известная в Млечном Пути звезда спектрального класса WN. Необычные скруглённые эмиссионные линии, как считается, возникают из-за крайне быстрого вращения, хотя точная скорость вращения неизвестна. Оценки скорости варьируют от 500 км/с до практически скорости разрушения, 1900 км/с[4][6][9]. Высокая температура также приводит к возникновению быстрого звёздного ветра со скоростью около 1800 км/с[4], хотя в целом темп потери массы у этой звезды наименьший среди известных звёзд Вольфа — Райе[10]. Сочетание высокой массы звезды и быстрого вращения, скорее всего, приведёт к гамма-всплеску, когда звезда взорвётся как сверхновая[9].

У WR 2 было обнаружено рентгеновское излучение, хотя оно может возникать и не из-за сталкивающихся сгустков в звёздном ветре, как бывает у массивных звёзд[10].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Van Leeuwen, F. (2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653—664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ↑ Van Der Hucht, K. A. (2001). The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars. New Astronomy Reviews. 45 (3): 135—232. Bibcode:2001NewAR..45..135V. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3.
  3. ↑ 1 2 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars. Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Hamann, W. -R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). The Galactic WN stars. Astronomy and Astrophysics. 457 (3): 1015. arXiv:astro-ph/0608078. Bibcode:2006A&A...457.1015H. doi:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID 18714731.
  5. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190—200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. S2CID 118629873.
  6. ↑ 1 2 3 Shenar, T.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2014). The impact of rotation on the line profiles of Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics. 562: A118. arXiv:1401.2159. Bibcode:2014A&A...562A.118S. doi:10.1051/0004-6361/201322496. S2CID 21732510.
  7. ↑ Lundstrom, I.; Stenholm, B. (1 октября 1984). Wolf-Rayet stars in open clusters and associations. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 58: 163—192. Bibcode:1984A&AS...58..163L. ISSN 0365-0138.
  8. ↑ Hiltner, W. A.; Schild, R. E. (1966). Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars. Astrophysical Journal. 143: 770. Bibcode:1966ApJ...143..770H. doi:10.1086/148556.
  9. ↑ 1 2 Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2012). The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence. Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID 119182468.
  10. ↑ 1 2 Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner; Sokal, Kimberly R. (2012). New X-Ray Detections of WNL Stars. The Astronomical Journal. 143 (5): 116. arXiv:1203.5098. Bibcode:2012AJ....143..116S. doi:10.1088/0004-6256/143/5/116. S2CID 119281411.

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.