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 | |
   | |
| 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 |
 Информация в Викиданных ? | |
Свойства звезды
правитьСпектр 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 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
правитьКомментарии
- ↑ 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. — . — 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. — .
- ↑ 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. — .
- ↑ 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. — . — 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. — .
- ↑ 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. — .
- ↑ 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. — . — 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. — . — 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. — . — arXiv:0802.1742.
Ссылки
править- Коллиндер 228 на SEDS.org (англ.)