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WR 25

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WR 25

Imagen compuesta en color de la nebulosa de la Quilla
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Carina
Ascensión recta (α) 10 h 44 m 10.337 s[1]​
Declinación (δ) -59°43′11.41″[1]​
Mag. aparente (V) 8.80[2]​
Color O2.5If*/WN6 OB[3]​
Características físicas
Tipo Estrella de Wolf-Rayet
Masa solar 98 M☉
Radio (20.24 R☉)
Magnitud absoluta –6.98
Luminosidad 2,400,000 L☉
Temperatura superficial 50,100 K
Características orbitales
Período orbital 207.85 días años
Astrometría
Mov. propio en α -6.918 mas/año
Velocidad radial -34.6[4]​ km/s
Distancia (1,970  -150
  180 [5]​ pc)
Paralaje 0.4450 ± 0.0203 mas
Otras designaciones
HD 93162, 2MASS J10441038-8633111, WR 25, XMMU J104410.3-863311, CD−59°3282, PPM 339385, SAO 238408, Trumpler 16 177, GSC 08626-01989, UBV 9882, Hen 3-478
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WR 25 (HD 93162) es una estrella binaria en la turbulenta región de formación de estrellas de la nebulosa de la Quilla, a unos 6800 años luz de la Tierra. Está formada por una estrella de Wolf-Rayet y una compañera caliente luminosa y, forma parte del cúmulo abierto Trumpler 16. Su nombre proviene del Catálogo de Estrellas de Wolf-Rayet Galácticas.

Espectro

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WR 25 fue reconocida como una estrella de Wolf-Rayet en el siglo XIX, debido a su brillo y un espectro dominado por amplias líneas de emisión.[6]​ El espectro contiene líneas de hidrógeno y, es intermedio entre una estrella clásica WN (Wolf-Rayet) y, una supergigante tipo O. Esto llevó a primeros informes de que se trataba de una estrella binaria, por ejemplo, una estrella WN7 más una estrella O7.[7]​ También se ha descrito como WN7 abs,[8]​ (que significa una estrella de Wolf-Rayet con líneas de absorción de origen desconocido) y como WN6ha.[9]​ Con la introducción de clasificaciones específicas para las estrellas calientes reducidas, a WR 25 se le asignó el tipo espectral O2.5If*/WN6. Esto reconoce la presencia de nitrógeno, la debilidad intrínseca de muchas líneas de emisión y, la presencia de algunas líneas de absorción de helio e hidrógeno. La clasificación representa una gradación fina de emisión más débil y emisión más fuerte que un tipo espectral WN6ha.[10]​ No se ha podido detectar claramente alguna contribución de su compañera al espectro.[4]​

Propiedades

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WR25 es la estrella más brillante de la imagen. La estrella naranja a la izquierda es un objeto en primer plano.

La estrella primaria del sistema WR25 es aproximadamente 2.4 millones de veces más brillante que el Sol, e ilumina el extremo meridional del cúmulo Trumpler 16. El modelo usado para derivar los parámetros estelares no es adecuado para su uso en sistemas binarios y, los autores señalan que la compañera contribuye con más del 15% de la luminosidad del sistema, por lo que la luminosidad es altamente incierta. Estimaciones anteriores basadas en mediciones del flujo ionizante, produjeron valores de aproximadamente 1.5 millones de veces el Sol, con estimaciones correspondientemente más bajas para otros datos físicos.[11]​

Se supone que la compañera es una estrella masiva joven, parecida a otras estrellas binarias WR O, o WR WR conocidas. Se ha reportado como una supergigante O4, pero las mediciones posteriores aún no son claras sobre su tipo espectral exacto. Los vientos estelares que colisionan entre dos estrellas luminosas tan calientes producen rayos X duros,[12]​ lo que generó sospechas sobre el estado binario antes de que se detectara el período orbital de 208 días.[4]​

Aunque es muy luminosa, WR 25 está más allá de la visibilidad a simple vista debido a la fuerte extinción de nubes de polvo en la nebulosa y, porque gran parte de la radiación emitida está en el ultravioleta. Con una magnitud absoluta de -6.98, a una distancia de 1970 pársecs, sería visible a simple vista con una magnitud aparente de 4.49 si no se interpusiera nada en el camino, en lugar de los 8.80 reales. Ha sido observada en rayos X y en infrarrojo.[12]​[13]​

WR 25 se encuentra en el límite occidental del cúmulo abierto Trumpler 16, parte de Quilla OB1, una de las asociaciones estelares más largas en la Vía Láctea.[14]​ Debido a su extrema luminosidad, afecta en gran medida su entorno estelar, visto en los delgados arcos largos y filamentos que se alejan de la estrella, incluida la nebulosa del Dedo.[15]​

Referencias

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  1. ↑ a b Roeser, S.; Bastian, U. (1988). «A new star catalogue of SAO type». Astronomy and Astrophysics Supplement Series 74: 449. Bibcode:1988A&AS...74..449R. ISSN 0365-0138. 
  2. ↑ 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: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  3. ↑ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J. (2014). «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars». The Astrophysical Journal Supplement 211 (1): 10. Bibcode:2014ApJS..211...10S. S2CID 118847528. arXiv:1312.6222. doi:10.1088/0067-0049/211/1/10. 
  4. ↑ a b c Gamen, R.; Gosset, E.; Morrell, N.; Niemela, V.; Sana, H.; Naze, Y.; Rauw, G.; Barba, R. et al. (2006-12). «The first orbital solution for the massive colliding-wind binary HD93162 (=WR25)». Astronomy & Astrophysics 460 (3): 777-782. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20065618. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  5. ↑ 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. Bibcode:2020MNRAS.493.1512R. S2CID 209444955. arXiv:1912.10125. doi:10.1093/mnras/stz3614. 
  6. ↑ Campbell, W. W. (1 de enero de 1894). «The Wolf-Rayet stars.». Astronomy and Astro-Physics (formerly The Sidereal Messenger) 13: 448-476. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  7. ↑ Smith, Lindsey F. (1 de enero de 1968). «A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf-Rayet stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 138: 109. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/138.1.109. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  8. ↑ Crowther, Paul A.; Smith, Linda J.; Hillier, D. John (1 de marzo de 1993). «Tailored analyses of 24 Galactic WN stars». Space Science Reviews 66: 271-275. ISSN 0038-6308. doi:10.1007/BF00771076. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  9. ↑ Smith, Lindsey F.; Maeder, A. (1 de junio de 1998). «The relationship between the WR classification and stellar models. II. The WN stars without hydrogen». Astronomy and Astrophysics 334: 845-856. ISSN 0004-6361. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  10. ↑ Crowther, Paul; Walborn, Nolan (11 de septiembre de 2011). «Spectral Classification of O2-3.5If*/WN5-7 stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 416 (2): 1311-1323. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  11. ↑ Crowther, P. A.; Dessart, Luc (1 de mayo de 1998). «Quantitative spectroscopy of Wolf-Rayet stars in HD97950 and R136a - the cores of giant HII regions». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 296: 622-642. ISSN 0035-8711. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01400.x. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  12. ↑ a b Pandey, J. C.; Pandey, S. B.; Karmakar, Subhajeet (23 de mayo de 2014). «Phase-resolved XMM-Newton and swift observations of WR 25». The Astrophysical Journal 788 (1): 84. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/788/1/84. Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  13. ↑ Sanchawala, K.; Chen, Wen-Ping; Lee, Hsutai; Chu, Y.; Nakajima, Y.; Tamura, M.; Baba, D.; Sato, S. (2007). «An X-Ray and Near-Infrared Study of Young Stars in the Carina Nebula». The Astrophysical Journal (en inglés). Consultado el 13 de mayo de 2023. 
  14. ↑ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Thomas; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G. et al. (1 de mayo de 2011). «The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16». The Astrophysical Journal Supplement Series 194: 12. ISSN 0067-0049. doi:10.1088/0067-0049/194/1/12. Consultado el 23 de junio de 2023. 
  15. ↑ Walborn, Nolan R. (1 de enero de 2012). The Company Eta Carinae Keeps: Stellar and Interstellar Content of the Carina Nebula 384. p. 25. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. Consultado el 23 de junio de 2023. 
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