WR 24
WR 24 | |
---|---|
Звезда | |
![]() ![]() ![]() | |
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org. | |
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) | |
Тип | Звезда Вольфа — Райе |
Прямое восхождение | 10ч 43м 52,26с[1] |
Склонение | −60° 07′ 4,02″[1] |
Расстояние | ~5 000 св. лет (~1 500 пк)[a] |
Видимая звёздная величина (V) | 6.48 - 6.50[2] |
Созвездие | Киль |
Астрометрия | |
Собственное движение | |
• прямое восхождение | –5,67[1] mas в год |
• склонение | +1,78[1] mas в год |
Параллакс (π) | 0.68 ± 0.43[3] mas |
Абсолютная звёздная величина (V) | –7.05[4] |
Спектральные характеристики | |
Спектральный класс | WN6ha-w[4] |
Показатель цвета | |
• B−V | 0.04[5] |
• U−B | –0.91[5] |
Переменность | ожидает подтверждения[2] |
Физические характеристики | |
Масса | 54[4] M⊙ |
Радиус | 19,9[4] R⊙ |
Температура | 50 100[4] K |
Светимость | 2 240 000[4] L⊙ |
Коды в каталогах | |
WR 24 HD 93131, HIC 52488, HIP 52488, SAO 238394, 2MASS J10435225-6007040, TD1 15105, TYC 8957-1556-1[6] | |
Информация в базах данных | |
SIMBAD | данные |
![]() |
WR 24, она же HD 93131 — звезда в южном созвездии Киль. Это одна из самых ярких из известных звёзд. Звезда имеет видимую звёздную величину 6,49m[2], и, согласно шкале Бортля, видна, не только в бинокль, но и даже невооружённым глазом на деревенско-пригородном небе (англ. Rural/suburban transition). Это также одна из самых ярких звёзд Вольфа —Райе на небе. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia, известно, что звезда удалена примерно на ~5 000 св. лет (~1 500 пк)[3].
Свойства звезды
Спектр WR 24 имеет характерные сильные линии излучения азота и гелия звезды WN-типа, а также линии водорода, которые показывают доплеровские линии поглощения. Линии излучения азота с наименьшей ионизацией являются наиболее сильными, причём линии NV очень слабые. Линии HeI слабее линий HeII, что приводит к тому, что WR 24 был присвоен спектральный класс — WN6ha-w. Звёзды типа WN, богатые водородом, называют звёздами WNL или звёздами WNH, поскольку они не обязательно имеют поздние спектры азотной последовательности. Они систематически более массивные и более яркие, чем звёзды с аналогичными спектрами, но без присутствия азота. Спектральный тип имеет в обозначении букву w (от англ. weak — «слабый»), обозначающей более слабое излучение, чем для типичной звезды WN6[7][4].
WR 24 — достаточно типичная звезда Вольфа — Райе: её масса равна 54 [4] и её радиус равен 19,9 [4]. Но её светимость просто колоссальна и составляет 2 240 000 [4]. WR 24 очень горяча — её эффективная температура 50 100 К[4], что придаёт звезде голубой оттенок звезды спектрального класса O.
![WR 24 (выделена красным кружком) и туманность Киля ESO](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c5/The_spectacular_star-forming_Carina_Nebula_imaged_by_the_VLT_Survey_Telescope.jpg/310px-The_spectacular_star-forming_Carina_Nebula_imaged_by_the_VLT_Survey_Telescope.jpg)
![WR 24](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Cercle_rouge_100%25.svg/12px-Cercle_rouge_100%25.svg.png)
WR 24 является членом рассеянного звёздного скопления Коллиндер 228 (англ. Collinder 228), иногда считающегося просто продолжением большего скопления Трюмплер 16. Оно расположено к юго-западу от туманности Киля. Рассеянное звёздное скопление Коллиндер 228 и туманность Киля разделены расстоянием примерно в 2200 пк[8].
Сообщалось, что яркость WR 24 изменяется примерно на 0,02m[8]. Анализ фотометрии Hipparcos показывает изменение амплитуды на 0,082m и первичный период 4,76 дня[9]. Звезде ещё не было присвоено обозначение переменной звезды в Общем каталоге переменных звёзд, и она всё ещё включена в список возможных переменных звёзд[2].
![]() ![]() |
Гал.долгота 287,6681°[6] Гал.широта −01.08216°[6] Расстояние ~5 000 св. лет |
Предполагается, что звезда WR 24 являются молодой звездой и что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, а не является пост-сверхгигантской звездой[10]. У WR 24 предполагается содержание 44 % водорода в атмосфере звезды[4]. Также предполагается, что рассеянному звёздному скоплению Коллиндер 228 около 6,78 млн. лет[8]. Спектры типа WR вызваны тем, что гелий и азот переносятся на поверхность из-за экстремальных градиентов температуры, вызванных CNO-циклом в ядре звезды, а затем истекают мощными звёздными ветрами[10]. WR 24 имеет довольно сильный звёздный ветер, уносящий массу 40⋅10−6 в год, со скоростью 2160 км/с[4].
Примечания
- Комментарии
- ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
- Источники
- ↑ 1 2 3 4 F.; Van Leeuwen. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, no. 2. — P. 653. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V. — arXiv:0708.1752.
- ↑ 1 2 3 4 N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
- ↑ 1 2 Gaia Collaboration. VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally published in: Astron. Astrophys : journal. — 2016. — Vol. 1337. — Bibcode: 2016yCat.1337....0G.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Hamann, W. -R.; Gräfener, G.; Liermann, A. The Galactic WN stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2006. — Vol. 457, no. 3. — P. 1015. — doi:10.1051/0004-6361:20065052. — Bibcode: 2006A&A...457.1015H. — arXiv:astro-ph/0608078.
- ↑ 1 2 D. G.; Turner; Moffat, A. F. J. Anomalous extinction in the Carina Nebula (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1980. — Vol. 192, no. 2. — P. 283. — doi:10.1093/mnras/192.2.283. — Bibcode: 1980MNRAS.192..283T.
- ↑ 1 2 3 HD 93131 -- Wolf-Rayet Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 3 ноября 2011. Архивировано 26 марта 2019 года.
- ↑ Lindsey F.; Smith; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony F. J. A three-dimensional classification for WN stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1996. — Vol. 281. — P. 163. — doi:10.1093/mnras/281.1.163. — Bibcode: 1996MNRAS.281..163S.
- ↑ 1 2 3 M.; Zejda; Paunzen, E.; Baumann, B.; Mikulášek, Z.; Liška, J. Catalogue of variable stars in open cluster fields (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2012. — Vol. 548. — P. A97. — doi:10.1051/0004-6361/201219186. — Bibcode: 2012A&A...548A..97Z. — arXiv:1211.1153.
- ↑ Chris; Koen; Eyer, Laurent. New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2002. — Vol. 331. — P. 45. — doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x. — Bibcode: 2002MNRAS.331...45K. — arXiv:astro-ph/0112194.
- ↑ 1 2 Nathan; Smith; Conti, Peter S. On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 679, no. 2. — P. 1467—1477. — doi:10.1086/586885. — Bibcode: 2008ApJ...679.1467S. — arXiv:0802.1742.
Ссылки
- Коллиндер 228 на SEDS.org (англ.)