WR 142
| WR 142 | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 20ч 21м 44,30с[1] |
| Склонение | 37° 22′ 30,56″[1] |
| Расстояние | 5700 ± 300 св. лет (1740 ± 90 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 12,94[2] |
| Созвездие | Лебедь |
| Астрометрия | |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −6,270[3] mas в год |
| • склонение | −3,422[3] mas в год |
| Параллакс (π) | 0,5755 ± 0,0284[3] mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −3,13[4] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WO2[5] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 1,43[6] |
| • U−B | −0,29[7] |
| Физические характеристики | |
| Масса | 28,6[4] M⊙ |
| Радиус | 0,80[4] R⊙ |
| Температура | 200 000[4] K |
| Светимость | 912 000[4] (болометрическая) L⊙ |
| Металличность | 0,0[5] |
| Вращение | 1000 км/с[2] |
| Коды в каталогах | |
| WR 142, 2MASS J20214434 3722306, GSC 02684-00001, Sand 5, St 3, UCAC2 44891902 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | WR 142 |
 Информация в Викиданных ? | |
WR 142 — звезда Вольфа — Райе в созвездии Лебедя, крайне редкий тип звёзд среди кислородных звёзд WO. Чрезвычайно яркая и горячая звезда, находится на поздней стадии эволюции, близка к тому, чтобы вспыхнуть как сверхновая. Есть свидетельства того, что это может быть двойная звезда, компаньон которой вращается на расстоянии 1 а.е. от главной звезды.
Открытие
[править | править код]
В 1966 году проводилось исследование, посвященное поиску звёзд Вольфа-Райе, в рамках которого в северном полушарии неба обнаружили семь новых объектов. Один из них, обозначенный Stephenson 3, был отнесён к классу WC[8]. Затем было обнаружено, что объект обладает необычными эмиссионными линиями высокоионизованного OVI[9]. Вследствие необычности линий кислорода, видимых только у нескольких других звёзд, объект был отнесён к спектральному классу WC5pec в Шестом каталоге звёзд Вольфа-Райе в Галактике[6].
В 1981 году, описанный как звезда класса WC-OVI, объект был идентифицирован как связанный с активной областью звездообразования ON2[10], а затем с сильно затенённым рассеянным скоплением Беркли 87, в 9,5 угловых минутах к югу от красного сверхгиганта BC Лебедя[7].
В 1982 году звёзды WC-OVI были сгруппированы в новый класс WO. В то время класс объектов состоял из пяти звёзд, две из которых находились в Магеллановых облаках, а одна впоследствии оказалась центральной звездой планетарной туманности[11].
Особенности
[править | править код]WR 142 обычно считают представителем рассеянного скопления Berkeley 87, расстояния от которого до Солнца известно не очень точно, но считается равным 1,23 килопарсека (4000 световых лет). Как и у самого скопления, свет звезды испытывает существенное межзвёздное покраснение вследствие влияния межзвёздной пыли[12]
Звезда принадлежит спектральному классу WO2, это одна из очень малого числа известных звёзд Вольфа-Райе кислородной последовательности, в Млечном Пути их известно всего четыре, в других галактиках их известно пять. Также это одна из наиболее горячих известных звёзд с температурой поверхности около 200 тысяч кельвинов[5]. Моделирование атмосферы дает оценку светимости около 245000 светимостей Солнца, но вычисления на основе блеска и расстояния дают оценку 500000 светимостей Солнца или более. Это очень маленькая и плотная звезда, по одной из оценок радиус составляет 80% радиуса Солнца, а масса в 28 раз больше. Очень мощный звёздный ветер со скоростью около 5000 километров в секунду приводит к тому, что WR 142 теряет около 10−5 масс Солнца в год[4]. Для сравнения, Солнце вследствие солнечного ветра теряет примерно (2-3) x 10−14 массы Солнца в год, в несколько сотен миллионов раз меньше.
От этой звезды космическим телескопом Чандра было получено рентгеновское излучение, предположительно, связанное с наличием объекта-компаньона, звезды главной последовательности спектрального класса B на расстоянии около 1 а.е. от WR 142. Других признаков наличия компаньона нет, поэтому более вероятными считаются другие причины рентгеновской светимости[12].
Эволюционный статус
[править | править код]Звёзды Вольфа-Райе класса WO представляют собой последнюю эволюционную стадию наиболее массивных звёзд до вспышки сверхновой, возможно с гамма-всплеском (GRB)[13]. Вероятно, WR 142 находится на последней стадии термоядерных реакций в ядре, вблизи стадии горения гелия[14]. Считается, что примерно через 2 тысячи лет звезда вспыхнет как сверхновая. Если судить по массе и скорости вращения, то возможен гамма-всплеск[5].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 Zacharias, N.; Urban, S. E.; Zacharias, M. I.; Wycoff, G. L.; Hall, D. M.; Germain, M. E.; Holdenried, E. R.; Winter, L. The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2) (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2003. — Vol. 1289. — P. 0. — .
- ↑ 1 2 Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. The Galactic WC stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2012. — Vol. 540. — P. A144. — doi:10.1051/0004-6361/201117830. — . — arXiv:1201.6354.
- ↑ 1 2 3 Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — . — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. The Galactic WC and WO stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2019. — Vol. 621. — P. A92. — doi:10.1051/0004-6361/201833712. — . — arXiv:1807.04293.
- ↑ 1 2 3 4 Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; de Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S.; de Mink, S. E.; Kaper, L. Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2015. — Vol. 581, no. 110. — P. A110. — doi:10.1051/0004-6361/201425390. — . — arXiv:1507.00839v1.
- ↑ 1 2 Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn. The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 1981. — Vol. 28, no. 3. — P. 227—306. — ISSN 0038-6308. — doi:10.1007/BF00173260. — .
- ↑ 1 2 Turner, D. G.; Forbes, D. Berkeley 87, a heavily-obscured young cluster associated with the ON2 star-formation complex and containing the WO star Stephenson 3 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1982. — Vol. 94. — P. 789. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/131065. — .
- ↑ Stephenson, C. B. Search for new Northern Wolf-Rayet stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1966. — Vol. 71. — P. 477. — doi:10.1086/109951. — .
- ↑ Sanduleak, N. On Stars Having Strong O VI Emission (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1971. — Vol. 164. — P. L71. — doi:10.1086/180694. — .
- ↑ Pitault, A. Possible association of a WC-OVI star with an active site of star formation (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1981. — Vol. 97. — P. L5. — .
- ↑ Barlow, M. J.; Hummer, D. G. The WO Wolf-rayet stars // Wolf-Rayet Stars: Observations. — 1982. — Т. 99. — С. 387—392. — ISBN 978-90-277-1470-1. — doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. — .
- ↑ 1 2 Sokal, Kimberly R.; Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner. Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 715, no. 2. — P. 1327—1337. — doi:10.1088/0004-637X/715/2/1327. — . — arXiv:1004.0462.
- ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia. Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2013. — Vol. 558. — P. A131. — doi:10.1051/0004-6361/201321906. — . — arXiv:1308.4681.
- ↑ Groh, Jose. The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2014. — Vol. 564. — P. A30. — doi:10.1051/0004-6361/201322573. — . — arXiv:1401.7322.
