WR 156
WR 156| 관찰 데이터 Epoch J2000 Equinox J2000 | |
|---|---|
| 콘스텔레이션 | 케페우스 |
| 적경 | 23hm 00 10.12037s[1] |
| 적위 | +60°55°38.4168°[1] |
| 겉보기 등급(V) | 11.01[2] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | WN8h[3] |
| B-V 색지수 | +1.17[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 고유운동(μ) | - 2.595±0.040mas[4]/RA:년 - 1.691±0.042mas[4]/Dec.:년 |
| 시차()) | 0.2749 ± 0.0125 mas[5] |
| 거리 | 11,900 ± 500 ly (3,600 ± 200 pc) |
| 절대 등급(MV) | - 7.00[6] |
| 세부 사항 | |
| 덩어리 | 32개[6] |
| 반지름 | 20.81[6] R☉ |
| 광도 | 1,023,000[6] L☉ |
| 온도 | 39,800[6] K |
| 기타 명칭 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바디 | 데이터. |
WR 156은 세페우스자리에 있는 젊고 무거운 울프-레이에별이다.비록 WR 스펙트럼을 보여주고 있지만, 그것은 여전히 중심핵에서 수소를 융합하고 있는 젊은 별인 것으로 생각된다.
거리
WR 156의 히파르코스 시차는 3.16인치로 오차범위가 상당히 크지만 약 1000광년 거리임을 나타냅니다.다른 연구들은 매우 높은 광도와 희미한 겉보기 [6]등급에 근거해 훨씬 더 멀리 떨어져 있다는 것을 보여준다.Gaia DR1 시차는 0.07인치입니다.오차 한계는 측정된 시차보다 크지만 여전히 매우 [7]먼 거리에 대한 표시입니다.Gaia Data Release 2에서 시차는 0.2090±0.0251 mas로 제공되지만 결과를 신뢰할 [4]수 없는 표식을 사용할 수 있다.Gaia Early Release 3에서는 용액이 0.2749±0.0125ms로 조정되었으며, 약간의 측성 소음 [5]초과가 있었다.
물리 속성
WR 156은 질소 배열에 WR 스펙트럼이 있어 헬륨과 질소의 강한 방출을 나타내지만 수소의 특징도 보인다.따라서 스펙트럼형 WN8h가 부여된다.외층은 30%의 수소를 함유하고 있는 것으로 계산되며, 이는 울프 레이에 [8]은하계에서 가장 높은 수치 중 하나입니다.
WR 156은 울프레이에 기준으로는 각각 3만9800K와 660km/s로 낮은 온도와 느린 항성풍을 갖고 있다.바람의 밀도가 매우 높아 총 질량 손실은 100,000분의 1 이상이다.M☉/년.[6]
WR 156은 수소가 풍부한 젊은 별이며 중심핵에서 수소를 태우지만 질소와 헬륨 핵융합 생성물을 표면으로 대류시킬 정도로 밝습니다.그것은 표면에 [6]27%의 수소를 보여준다.초기 질량은 50으로 추정된다.M☉ 몇백만 [8]년 전에.
레퍼런스
- ^ a b Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ a b Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
- ^ Maryeva, Olga (2016). "The study of massive stars with 50 Msun initial mass at different evolutionary stages". arXiv:1612.01191 [astro-ph.SR].
- ^ 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. VizieR에서 이 소스에 대한 Gaia DR2 레코드.
- ^ a b Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. VizieR에서 이 소스에 대한 Gaia EDR3 레코드.
- ^ a b c d e f g h 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.
- ^ Gaia Collaboration (2016). "VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)". VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally Published in: Astron. Astrophys. 1337. Bibcode:2016yCat.1337....0G.
- ^ a b Maryeva, O. V.; Afanasiev, V. L.; Panchuk, V. E. (2013). "Study of the late nitrogen-sequence Galactic Wolf-Rayet star WR156. Spectropolarimetry and modeling". New Astronomy. 25: 27–31. Bibcode:2013NewA...25...27M. doi:10.1016/j.newast.2013.03.015.
