WR 3 - WR 3 - Wikipedia

WR 3
Данные наблюдений
Эпоха 2000      Равноденствие 2000
СозвездиеКассиопея
Прямое восхождение01час 38м 55.62715s[1]
Склонение+58° 09′ 22.67182″[1]
Видимая величина  (V)10.69[2]
Характеристики
Эволюционный этапВольф-Райе
Спектральный типWN3-hw[3]
U − B индекс цвета−0.86[2]
B − V индекс цвета+0.02[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)100.00[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: −4.061±0.063[5] мас /год
Декабрь: −1.422±0.072[5] мас /год
Параллакс (π)0.3131 ± 0.0412[5] мас
Расстояние2,900+520
−390[6] ПК
Абсолютная величина  (MV)–3.13[3]
Подробности
Масса15[3] M☉
Радиус2.48[3] р☉
Яркость363,000[3] L☉
Температура89,100[3] K
Прочие обозначения
HD  9974, WR  3, БЕДРО  7681, 2МАССА J01385562 + 5809227
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 3 это Звезда Вольфа-Райе расположен на расстоянии около 16000 световых лет от земной шар в созвездии Кассиопея.

WR 3 входит в азотную последовательность звезд WR и имеет спектр с сильным HeII и нV линий, но слабые NIV. Оня линии очень слабые или отсутствуют, но есть линии из OVI. Необычно то, что есть строчки водород и абсорбционные компоненты во многих линиях, создающих Профили P Cygni. В целом, излучение слабее, чем у звезд аналогичного спектрального класса, и часто предполагалось, что WR 3 имеет двойного компаньона типа О. Однако других признаков спутника нет, и считается, что это одиночная звезда со спектральным классом WN3-hw. «H» и «w» указывают на присутствие водорода и более слабое излучение для этого класса.[7][8]

Заказан прямое восхождение, WR 3 была третьей звездой в Шестом Каталоге галактических звезд Вольфа-Райе. WR 1 и WR 2 также обе являются ранними звездами WN в Кассиопее.[9]

WR 3 - массивная и яркая звезда. Присутствие водорода в его спектре предполагает, что он моложе безводородных звезд WR и может все еще синтезировать водород в своем ядре. В эмиссионные линии тяжелых элементов в его спектре производятся сильной конвекцией и мощным звездные ветры а не полная потеря внешних слоев звезды.[10] Ветер был измерен на скорости 2700 км / с, что привело к потере массы на уровне четырех миллионных долей.M☉ в год.[3]

Рекомендации

  1. ^ а б Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c Дукати, Дж. Р. (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  3. ^ а б c d е ж грамм Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N.I .; Barbá, R.H .; Walborn, N.R .; Gamen, R.C .; Arias, J. I .; Alfaro, E.J .; Оскинова, Л. М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний до Гайи на фундаментальные параметры звезд». Астрономия и астрофизика. A57: 625. arXiv:1904.04687. Дои:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID  104292503.
  4. ^ Харченко, Н. В .; Scholz, R.-D .; Пискунов, А.Е .; Röser, S .; Шильбах, Э. (2007). «Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ˜55000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических рассеянных скоплений и ассоциаций». Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN .... 328..889K. Дои:10.1002 / asna.200710776. S2CID  119323941.
  5. ^ а б c Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  6. ^ Crowther, Paul A .; Оцените, Джемма (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа – Райе с помощью Gaia DR2 - I. Расстояния и абсолютные величины». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 493 (1): 1512–1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020МНРАС.493.1512Р. Дои:10.1093 / mnras / stz3614. S2CID  209444955.
  7. ^ Hiltner, W. A .; Шильд, Р. Э. (1966). «Спектральная классификация звезд Вольфа-Райе». Астрофизический журнал. 143: 770. Bibcode:1966ApJ ... 143..770H. Дои:10.1086/148556.
  8. ^ Марченко, С. В .; Moffat, A. F. J .; Crowther, P.A .; Chené, A.-N .; De Serres, M .; Eenens, P.R.J .; Hill, G.M .; Moran, J .; Морель, Т. (2004). «Водород в атмосфере эволюционировавшей звезды WN3 Вольфа-Райе WR 3: бросая вызов эволюционной парадигме?» (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 353 (1): 153–161. Bibcode:2004МНРАС.353..153М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08058.x.
  9. ^ Van Der Hucht, Karel A .; Конти, Питер С .; Лундстрем, Ингемар; Стенхольм, Бьорн (1981). «Шестой Каталог галактических звезд Вольфа-Райе, их прошлое и настоящее». Обзоры космической науки. 28 (3): 227–306. Bibcode:1981ССРв ... 28..227В. Дои:10.1007 / BF00173260. S2CID  121477300.
  10. ^ Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с обратной связью». Астрофизический журнал. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ ... 679.1467S. Дои:10.1086/586885. S2CID  15529810.