WR 22

WR 22
WR 22
Carina Nebula around the Wolf–Rayet star WR 22.jpg
WR 22 카리나 성운
관측 데이터
신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 카리나
우측 상승 10h 41m 17.51590s[1]
탈위임 −59° 40′ 36.8957″[1]
겉보기 크기 (V) 6.42[2]
특성.
스펙트럼형 WN7h + O9III-V[3]
겉보기 크기 (U) 5.68[2]
겉보기 크기 (B) 6.50[2]
겉보기 크기 (J) 5.705[4]
겉보기 크기 (H) 5.578[4]
겉보기 크기 (K) 5.389[4]
U-B색지수 −0.82[2]
B-V색지수 0.08[2]
J-H 색지수 0.127[4]
J-K 색지수 0.316[4]
변수형 2진수 입력[5]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-28.00km[6]/s
고유 운동 (μ) RA: -7.168mas[7]/yr
Dec.: 3.091[7]mas/yr
시차 (π)0.3953 ± 0.0348[7] 마스
거리8,300 ± 700 ly
(2,500 ± 200 pc)
절대치수 (MV)−6.73 + −4.44[5]
궤도[8]
1차WR
동반자O
기간 (P)80.336일[9]
반주축 (a)330 R☉
편심성 (e)0.598
기울기 (i)83.5[9]°
페리아스트론의 인수 (ω)
(2차)		268.2°
반암도 (K1)
(iii)		70.6km/s
반암도 (K2)
(2차)		190.0km/s
세부 사항
WR
미사49 - 75[10] M☉
반지름22.65[10] R☉
루미도1,905,000[10] L☉
온도44,700[10][11] K
O
미사25.7[12] M☉
반지름11[12] R☉
루미도130,000[12] L☉
온도33,000K[12]
나이2.2[11] 마이어
기타 지정
CD−59°3221, HR 4188, HD 92740, V429 Carinae, HIP 52308
데이터베이스 참조
심바드자료

WR 22는 V429 Carinae 또는 HR 4188로도 알려져 있으며, Carina 별자리에 있는 생략형 이진 항성계통이다.이 시스템에는 가장 거대하고 가장 빛을 발하는 별 중 하나인 울프레이(WR) 항성이 들어 있으며, 또한 덜 거대한 O급 동반자와 바람이 충돌해 밝은 X선원이기도 하다.그것의 겉으로 드러나는 성질과 겉으로 보이는 크기는 수소가 풍부한 WR 별의 특성을 구속하는 데 매우 유용하다.[9]

시스템

WR 22 시스템은 80일마다 공전하는 두 개의 거대한 별을 포함하고 있다.스펙트럼과 광도는 1차원이 지배하고 있는데, 1차원은 스펙트럼 타입 WN7h로 질소 염기서열상 WR 별이지만 스펙트럼 내 수소선도 있음을 나타낸다.2차 항성은 O9 항성으로 거대 항성의 스펙트럼 광도 등급이 있지만 주계열성의 밝기가 있는 것으로 보인다.[5]

1990년 3월 8일 UT 02:24에서 일식 최소값을 보여주는 V429 카리네에 대한 파란색 밴드 라이트 곡선.고셋 외 연구진(1991)에서 개작했다.[13]

일식이 2차 일식으로 분류되는 2차 일식을 통과할 때 감지할 수 있는 얕은 일식이 있다.그러나 1차 일식은 감지되지 않는데, 이는 1차 일식이 일어날 때 별들을 더 멀리 떨어져 있게 하는 계통의 편심 때문이라고 생각된다.[9]별의 분리는 500개 이상부터 다양하다.R☉ 150 이하까지R이것은 시스템의 가능한 성향을 강하게 구속한다☉.[11]

특성.

WR 22는 에클립싱 이진법이기 때문에 두 별의 질량을 상당히 정확하게 결정할 수 있다.그것은 별의 진화에 대한 가정보다는 이런 방식으로 측정된 가장 거대한 항성계통 중 하나이다.그럼에도 불구하고 궤도 피팅에서 파생된 역동적인 질량은 70이 넘는 것으로부터 다양하다.M☉ 60 이하까지M☉ 경선용, 약 21 - 27M☉ 부차적인[8]1차 분광 질량은 74로 계산되었다.M☉[14] 또는 78.1.M☉.[11]

두 별의 온도는 높지만 다소 정의가 떨어진다.울프 레이엇 1차는 스펙트럼의 모형 대기에서 파생된 약 44,700K의 온도를 가지며, 2차적으로는 33,000K의 온도를 가지며, 이는 스펙트럼 유형의 별에 일반적인 것으로 가정한다.[12]

두 별의 밝기는 별도로 측정할 수 없지만, 광도비는 계산할 수 있다.2.7 kpc의 거리와 1.12의 규모의 소멸에 대한 총 시스템 절대 크기는 -6.85이다.[5]비슷한 거리에 대해 계산된 광도는 2백만이다.L☉ 그리고 13만.L☉.[11]

진화

고질량의 수소가 풍부한 WR 별은 더 무거운 원소를 융합한 진화된 별이라기보다는 아직도 중심부에서 수소를 태우는 젊은 별들이다.그것들은 강한 헬륨과 질소 방출의 WR 특성을 보여준다. 왜냐하면 그것들은 핵까지 강하게 대류되어 있고 표면으로 핵융합 제품을 준설했기 때문이다.약 200만년 전만 해도 WR22는 질량이 120여 개에 달하는 O형 주계열성이었을 것이다.M그것은 머지않아 중심부의 수소를 소진하고 수소 부족의 고전적인 WR 별로 진화할 것이며, 아마도 발광 청색 변광성으로서의 기간이 지나면 초신성으로 폭발할 것이다☉.이 2차 항성은 몇 백만 년 후에 붉은 초거성으로 더 전통적인 진화를 할 것으로 예상된다.[11]

참조

  1. ^ 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.
  2. ^ a b c d e Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  3. ^ Gagné, M.; Fehon, G.; Savoy, M. R.; Cartagena, C. A.; Cohen, D. H.; Owocki, S. P. (2012). "An X-Ray Survey of Colliding Wind Binaries". Proceedings of a Scientific Meeting in Honor of Anthony F. J. Moffat Held at Auberge du Lac Taureau. 465: 301. arXiv:1205.3510. Bibcode:2012ASPC..465..301G.
  4. ^ a b c d e Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  5. ^ a b c d Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; Rauw, G.; Vreux, J.-M. (2009). "Phase-resolved XMM-Newton observations of the massive WR+O binary WR 22". Astronomy and Astrophysics. 508 (2): 805. Bibcode:2009A&A...508..805G. doi:10.1051/0004-6361/20077981.
  6. ^ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). "Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations". Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776. S2CID 119323941.
  7. ^ 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.
  8. ^ a b Schweickhardt, J.; Schmutz, W.; Stahl, O.; Szeifert, Th.; Wolf, B. (1999). "Revised mass determination of the super massive Wolf-Rayet star WR 22". Astronomy and Astrophysics. 347: 127. Bibcode:1999A&A...347..127S.
  9. ^ a b c d Lenoir-Craig, G.; Antokhin, I. I.; Antokhina, E. A.; St-Louis, N.; Moffat, A F J. (2021). "On the nature of the single eclipse per 80d orbit of the H-rich luminous WN star WR22". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. arXiv:2111.09400. doi:10.1093/mnras/stab3374.
  10. ^ 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.
  11. ^ a b c d e f Gräfener, G.; Hamann, W.-R. (2008). "Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence. Very massive stars approaching the Eddington limit". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 945. arXiv:0803.0866. Bibcode:2008A&A...482..945G. doi:10.1051/0004-6361:20066176. S2CID 16025012.
  12. ^ a b c d e Parkin, E. R.; Gosset, E. (2011). "Investigating the X-ray emission from the massive WR+O binary WR 22 using 3D hydrodynamical models". Astronomy & Astrophysics. 530: A119. arXiv:1104.2383. Bibcode:2011A&A...530A.119P. doi:10.1051/0004-6361/201016125. S2CID 55645991.
  13. ^ Gosset, E.; Remy, M.; Manfroid, J.; Vreux, J. M.; Balona, L. A.; Sterken, C.; Franco, G. A. P. (March 1991). "WR 22 is an Eclipsing Binary Star". Information Bulletin on Variable Stars. 3571. Retrieved 22 November 2021.
  14. ^ 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. arXiv:astro-ph/0608078. Bibcode:2006A&A...457.1015H. doi:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID 18714731.