WR 142

WR 142
WR 142
관측 데이터
신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 백조자리
우측 상승 20h 21m 44.3s[1]
탈위임 +37° 22′ 30.56″[1]
겉보기 크기 (V) 12.94[2]
특성.
스펙트럼형 WO2[3]
겉보기 크기 (J) 9.538[1]
겉보기 크기 (H) 8.889[1]
겉보기 크기 (K) 8.596[1]
U-B색지수 −0.29[4]
B-V색지수 +1.43[5]
아스트로메트리
고유 운동 (μ) RA:-6.168mas[6]/yr
Dec.:-3.422마스[6]/yr
시차 (π)0.5755 ± 0.0284[6] 마스
거리1,650+110
−90[7] pc
절대치수 (MV)−3.13[8]
세부 사항
미사28.6[8] M☉
반지름0.80[8] R☉
루미도(골수계)912,000[8] L☉
온도20만[8] K
금속성 [Fe/H]0.0[3] 덱스
회전 속도 (v sin i)1,000km[2]/s
기타 지정
WR 142, 2MASS J20214434+3722306, GSC 02684-00001, 샌드 5, St 3, UCAC2 44891902
데이터베이스 참조
심바드자료

WR 142는 WO 산소 염기서열상 극히 희귀한 별인 시그너스 별자리에 있는 울프레이에트 별이다.그것은 매우 발광하고 매우 뜨거운 별이며, 초신성으로서 고도로 진화하고 폭발에 가까운 별이다.그것은 약 1AU 떨어진 궤도를 돌고 있는 동반자를 가진 이진성일 것으로 추측된다.

디스커버리

Location of WR 142, circled (the bright star at the centre is γ Cygni and north is to the right)
Red circle.svg
WR 142의 위치, 동그라미(중앙의 밝은 별은 cy 시그니, 북쪽은 오른쪽에 있음)

1966년, 북반구의 울프-레이에 별을 찾는 연구는 7개의 새로운 예를 발견했다.Stephenson 3으로 지정된 1개는 WC로 분류되었다.[9]이후 고이온화 O의VI 비정상적인 배출 라인을 보이는 것으로 밝혀졌다.[10]다른 항성들 중 극히 일부에서만 볼 수 있는 특이한 산소선 때문에 은하계 울프-레이엣 별의 6번째 카탈로그에 있는 스펙트럼 타입 WC5pec가 주어졌다.[5]

1981년 WC-OVI 별로 묘사된 이 별은 활성 항성형성 지역 ON2와 연관되어 있는 것으로 확인되었고,[11] 그 다음 붉은 초거성 BC 시그니에서 남쪽으로 9.5㎞ 떨어진 버클리 87로 지정되어 심하게 가려진 개방 클러스터로 확인되었다.[4]

1982년 WC-OVI 스타들은 새로운 WO 클래스의 멤버로 그룹화되었다.당시 등급은 별 다섯 개로 구성되었는데, 그 중 두 개는 마젤란운 속에 있었고 그 중 한 개는 나중에 행성상성운의 중심별인 것으로 밝혀졌다.[12]

특징들

WR 142는 보통 태양으로부터의 거리가 그다지 잘 알려져 있지 않지만 1.23 킬로파르초(4,000광년) 정도로 생각되는 개방 성단 버클리 87의 일원으로 가정한다.그것의 집단과 마찬가지로 그것의 빛은 성간 먼지에 의해 매우 붉어지고 소멸된다.[13]

스펙트럼 분류 WO2의 이 별은 은하계에는 4개, 외부은하에는 6개로 알려진, 산소시퀀스 울프 레이에트 별 중 극히 적은 별 중 하나이다.그것은 또한 표면 온도가 20만 K로 알려진 가장 더운 것 중 하나이다.[3]대기의 모델링은 약 245,000의 광도를 제공하는 반면, 밝기와 거리의 계산은 500,000의 광도를 제공한다.L☉ 또는 그 이상.가이아 DR2의 거리에 따르면 무려 91만2000명이 될 수 있다.L☉. 태양의 반경은 80%에 불과하지만 질량은 거의 29배나 되는 매우 작은 밀도 높은 별이다.초속 5,000km의 매우 강한 항성풍으로 인해 WR 142가 10을−5 잃고 있다. M☉/year.[8] 비교를 위해 태양은 태양풍으로 인해 연간 (2-3) x 10개의−14 태양 질량을 잃는데, 이는 WR 142보다 수억 배 적은 것이다.

WR 142에서 1AU 거리에 위치한 B형 주 시퀀스 별인 동반자의 존재에 의해 발생한다고 제안된 찬드라 우주 망원경의 도움으로 이 별에서 하드 X선 방출이 검출되었다.동반자에 대한 다른 징후는 없으며 x-ray 점도의 다른 이유가 더 가능성이 높은 것으로 간주된다.[13]

진화현황

WO Wolf-Rayet 별은 초신성으로 폭발하기 전 가장 거대한 별들의 마지막 진화 단계로 감마선 폭발(GRB)이 있을 수 있다.[14]WR 142는 헬륨 연소가 거의 끝나거나 그 너머에서 핵융합 마지막 단계에 있을 가능성이 매우 높다.[15]약 2,000년 후에 초신성으로 폭발할 것으로 추정된다.질량과 빠른 회전은 GRB를 가능성 있게 만든다.[3]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e Zacharias, N.; et al. (2003). "The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 1289: 0. Bibcode:2003yCat.1289....0Z.
  2. ^ a b Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). "The Galactic WC stars". Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID 119182468.
  3. ^ a b c d 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. (2015). "Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars". Astronomy & Astrophysics. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A&A...581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID 56093231.
  4. ^ a b Turner, D. G.; Forbes, D. (1982). "Berkeley 87, a heavily-obscured young cluster associated with the ON2 star-formation complex and containing the WO star Stephenson 3". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 94: 789. Bibcode:1982PASP...94..789T. doi:10.1086/131065. ISSN 0004-6280.
  5. ^ a b Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn (1981). "The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present". Space Science Reviews. 28 (3): 227–306. Bibcode:1981SSRv...28..227V. doi:10.1007/BF00173260. ISSN 0038-6308. S2CID 121477300.
  6. ^ a b c Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  7. ^ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). "Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (1): 1512–1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020MNRAS.493.1512R. doi:10.1093/mnras/stz3614. S2CID 209444955.
  8. ^ a b c d e f Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WC and WO stars". Astronomy & Astrophysics. 621: A92. arXiv:1807.04293. Bibcode:2019A&A...621A..92S. doi:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID 67754788.
  9. ^ Stephenson, C. B. (1966). "Search for new Northern Wolf-Rayet stars". The Astronomical Journal. 71: 477. Bibcode:1966AJ.....71..477S. doi:10.1086/109951.
  10. ^ Sanduleak, N. (1971). "On Stars Having Strong O VI Emission". The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  11. ^ Pitault, A. (1981). "Possible association of a WC-OVI star with an active site of star formation". Astronomy and Astrophysics. 97: L5. Bibcode:1981A&A....97L...5P.
  12. ^ Barlow, M. J.; Hummer, D. G. (1982). "The WO Wolf-rayet stars". Wolf-Rayet Stars: Observations. 99: 387–392. Bibcode:1982IAUS...99..387B. doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.
  13. ^ a b Sokal, Kimberly R.; Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner (2010). "Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87". The Astrophysical Journal. 715 (2): 1327–1337. arXiv:1004.0462. Bibcode:2010ApJ...715.1327S. doi:10.1088/0004-637X/715/2/1327. S2CID 119232391.
  14. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death". Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  15. ^ Groh, Jose (2014). "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". Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID 118870118.