WR 147
WR 147| 관측 데이터 신기루 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 백조자리 |
| 우측 상승 | 20h 36m 43.636s[1] |
| 탈위임 | +40° 21′ 07.69″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 13.86 + 16.02[2] |
| 특성. | |
| WR | |
| 진화 단계 | 울프레이에별 |
| 스펙트럼형 | WN8h[1] |
| B-V색지수 | +4.06 |
| OB | |
| 스펙트럼형 | B0.5V[1] |
| B-V색지수 | +4.09 |
| 아스트로메트리 | |
| 거리 | 2,100 ± 200 ly (102 ± 70pc[3]) |
| 절대치수 (MV) | −7.22[4] |
| 세부 사항 | |
| WR 147S(WR) | |
| 미사 | 51[5] M☉ |
| 반지름 | 29.8[5] R☉ |
| 루미도 | 1,995,000[5] L☉ |
| 온도 | 3만9800K[5] |
| WR 147N(OB) | |
| 반지름 | 9.18 R☉ |
| 루미도 | 50,000[6] L☉ |
| 온도 | 28,500[6] K |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | WR 147 |
| WR 147N | |
WR 147은 시그너스 별자리에 있는 항성계통이다.그것의 거리는 지구로부터 약 2,100 ± 200 광년(630 ± 70 파섹) 떨어져 있는 것으로 계산되었다.이로써 별은 시그너스 OB2로 알려진 OB 협회 앞에 놓이게 된다.[3]이 시스템은 성간 소멸로 인해 극도로 붉어진다. 즉, 별 앞의 먼지가 WR 147에서 나오는 푸른 빛을 많이 산란시켜 별이 불그스름하게 보이게 한다.
거리
WR 147의 거리는 적외선 광도계에 근거해 630파섹(pc)으로 계산되었다.시각적 범위의 소멸은 11.5의 크기로 계산되었고 절대 시각적 크기는 -6.7로 가정되었다.[3]이것은 WR 147이 희미한 겉보기 크기에도 불구하고 가장 가까운 것으로 알려진 별들 중 하나가 될 것이다.[2][4]
광학 및 자외선 광도계를 사용한 이후의 계산은 멸종의 값을 약간 낮게 도출했다.이것은 절대 크기가 더 밝다는 가정과 결합하여 약 1,200 pc의 거리에 해당하는 거리 계수를 10.6으로 했다.이것은 여전히 태양에서 가장 가까운 울프 레이트 시스템 중 하나이다.[4]
시스템
WR 147은 Wolf-Rayet 항성 1개, 지정 WR 147S, 그리고 또 다른 동반자 WR 147N으로 구성되는데, 이것은 B형 주계열성(O형 거성일 수도 있지만)이다.[7]
WR 147은 1990년대에 두 가지 요소로 분해되어 전파 파장에서 먼저 분리되었다.[6][3]이는 약 643 ± 157 mas의 각 분리를 바탕으로 해왕성과 태양 사이의 거리의 약 13배인 약 403 ± 45 AU의 예상(최소) 분리를 의미한다.[6][8]근적외선에서 해결된 동반자의 위치는 원래 WR 147N이라 불리던 전파원보다 1차원에서 약간 더 떨어져 있으며, 지금까지 WR 147NIR로 언급되어 왔다.[9]
시스템(WR 147S)의 울프 레이엣 별은 발광도가 200만 개로 알려져 있는 가장 밝은 별 중 하나이다.B형 동반자는 50,000으로 발광이 훨씬 적다.L☉.
WR 147 궤도의 궤도 원소는 잘 알려져 있지 않은데, 두 성분이 궤도 움직임이 감지되지 않을 정도로 멀리 떨어져 있기 때문이다.WR 147의 궤도가 우리의 시야에 미치는 기울기 또한 알려져 있지 않다: 수많은 연구들이 30°에서 60°[6]까지의 값을 주었다.항성의 진정한 분리는 그 가치에 달려 있기 때문에 경사의 가치를 구속하는 것이 중요하다.[6]
충돌풍
이 두 별에서 나오는 별의 바람은 충돌하여 X선과 전파를 방출한다.울프 레이엣 별은 2.4×10의−5 비율로 질량을 잃고 있다. M☉/yr와 동반자는 4×10의−7 비율로 질량을 잃고 있다. M☉/yr.[6] 바람 충돌로 생성된 플라즈마는 최대 2.7 keV 또는 3,100만 kelvins의 온도에 도달할 수 있다.[8]
이름에도 불구하고 충돌 풍력 충격은 실제로 충돌 없는 것으로 간주된다. 즉, 바람의 이온들은 대부분의 경우 직접 충돌하지 않는다.[1]
엑스레이
2010년 WR 147의 X선 방출은 두 가지 선원으로 해결되었는데, 하나는 풍랑 충돌이 일어나는 것으로 생각되는 선원과 다른 하나는 원인이 명확하지 않은 울프-레이트의 항성에서 직접 방출되는 선원으로 확인되었다.[1]그것은 울프-레이엣 별 주위를 돌고 있는 또 다른 거대한 별이라고 가정되었다; 그렇다면, 이 별의 궤도 주기는 15일에서 20일이고, 전체 시스템 질량은 20일이다.M약 0.33AU의 분리로 이어진다☉.[10]
참고 항목
- WR 140, 시제품 충돌 바람 바이너리
참조
- ^ a b c d e f Zhekov, S. A.; Park, S. (2010). "Chandra Observations of WR 147 Reveal a Double X-ray Source". The Astrophysical Journal Letters. 709 (2): L119–L123. arXiv:0912.3554. Bibcode:2010ApJ...709L.119Z. doi:10.1088/2041-8205/709/2/L119. S2CID 118707042.
- ^ a b Niemela, Virpi S.; Shara, Michael M.; Wallace, Debra J.; Zurek, David R.; Moffat, Anthony F. J. (1998). "Hubble Space Telescope Detection of Optical Companions of WR 86, WR 146, and WR 147: Wind Collision Model Confirmed". The Astronomical Journal. 115 (5): 2047. Bibcode:1998AJ....115.2047N. doi:10.1086/300320.
- ^ a b c d Churchwell, E.; Bieging, J. H.; van der Hucht, K. A.; Williams, P. M.; Spoelstra, T. A. Th.; Abbott, D. C. (1992). "The Wolf-Rayet system WR 147 - A binary radio source with thermal and nonthermal components". Astrophysical Journal, Part 1. 393 (1): 329–340. Bibcode:1992ApJ...393..329C. doi:10.1086/171508.
- ^ a b c Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). "The Galactic WN stars. Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation". Astronomy and Astrophysics. 457 (3): 1015–1031. arXiv:astro-ph/0608078. Bibcode:2006A&A...457.1015H. doi:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID 18714731.
- ^ a b c d Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters". Astronomy & Astrophysics. A57: 625. arXiv:1904.04687. Bibcode:2019A&A...625A..57H. doi:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
- ^ a b c d e f g Reimer, A.; Reimer, O. (2009). "Parameter Constraints for High-Energy Models of Colliding Winds of Massive Stars: The Case WR 147". The Astrophysical Journal. 694 (2): 1139–1146. arXiv:0901.1297. Bibcode:2009ApJ...694.1139R. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1139. S2CID 17754125.
- ^ Zhekov, S. A. (2007). "Colliding stellar wind models with non-equilibrium ionization: X-rays from WR 147". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (2): 886–894. arXiv:0709.1686. Bibcode:2007MNRAS.382..886Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12450.x. S2CID 17164715.
- ^ a b Skinner, S. L.; Zhekov, S. A.; Güdel, M.; Schmutz, W. (2007). "XMM-Newton X-ray observations of the Wolf-Rayet binary system WR 147". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 378 (4): 1491–1498. arXiv:0704.3235. Bibcode:2007MNRAS.378.1491S. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11892.x. S2CID 15552884.
- ^ Williams, P. M.; Dougherty, S. M.; Davis, R. J.; Van Der Hucht, K. A.; Bode, M. F.; Setia Gunawan, D. Y. A. (1997). "Radio and infrared structure of the colliding-wind Wolf-Rayet system WR147". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 289 (1): 10–20. Bibcode:1997MNRAS.289...10W. CiteSeerX 10.1.1.23.1193. doi:10.1093/mnras/289.1.10.
- ^ Zhekov, S. A.; Park, S. (2010). "Chandra HETG Observations of the Colliding Stellar Wind System WR 147". The Astrophysical Journal. 721 (1): 518–529. arXiv:1007.4352. Bibcode:2010ApJ...721..518Z. doi:10.1088/0004-637X/721/1/518. S2CID 118456342.
