WR 24

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].

WR 24
Звезда
Положение WR 24 на карте созвездия показано стрелкой
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)[lower-alpha 1]
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
Информация в Викиданных ?

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
WR 24 (выделена красным кружком) и туманность Киля ESO

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
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
Источники
  1. 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. — . — arXiv:0708.1752.
  2. 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. — .
  3. 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. — .
  4. 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. — . — arXiv:astro-ph/0608078.
  5. 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. — .
  6. HD 93131 -- Wolf-Rayet Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 3 ноября 2011.
  7. 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. — .
  8. 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. — . — arXiv:1211.1153.
  9. 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. — . — arXiv:astro-ph/0112194.
  10. 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. — . — arXiv:0802.1742.

Ссылки

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.