Bước tới nội dung

WR 22

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
WR 22

WR 22 in the Carina nebula
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao Thuyền Để
Xích kinh 10h 41m 17.51590s[1]
Xích vĩ −59° 40′ 36.8957″[1]
Cấp sao biểu kiến (V) 6.42[2]
Các đặc trưng
Kiểu quang phổWN7h O9III-V[3]
Cấp sao biểu kiến (U)5.68[2]
Cấp sao biểu kiến (B)6.50[2]
Cấp sao biểu kiến (J)5.705[4]
Cấp sao biểu kiến (H)5.578[4]
Cấp sao biểu kiến (K)5.389[4]
Chỉ mục màu U-B−0.82[2]
Chỉ mục màu B-V0.08[2]
Chỉ mục màu J-H0.127[4]
Kiểu biến quangEclipsing binary[5]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)−28.00[6] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: −7.71[1] mas/năm
Dec.: 2.86[1] mas/năm
Thị sai (π)0.49 ± 0.36[7] mas
Khoảng cách8,200[8] ly
(2,500[8] pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)−6.73 −4.44[5]
Các đặc điểm quỹ đạo[9]
Sao chínhWR
Sao phụO
Chu kỳ (P)80.3 days
Bán trục lớn (a)330 R☉
Độ lệch tâm (e)0.598
Độ nghiêng (i)85[5]°
Acgumen cận tinh (ω)
(thứ cấp)		268.2°
Bán biên độ (K1)
(sơ cấp)		70.6 km/s
Bán biên độ (K2)
(thứ cấp)		190.0 km/s
Chi tiết
WR
Khối lượng78.1[8] M☉
Bán kính23.7[8] R☉
Độ sáng2,000,000[8] L☉
Nhiệt độ44,700[8] K
O
Khối lượng25.7[10] M☉
Bán kính11[10] R☉
Độ sáng130,000[10] L☉
Nhiệt độ33,000[10] K
Tuổi2.2[8] Myr
Tên gọi khác
CD−59° 3221, HR 4188, HD 92740, V429 Carinae, HIP 52308
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBADdữ liệu

WR 22, còn được gọi là V429 Carinae hoặc HR 4188, là hệ thống sao eclipsing binary trong chòm sao Carina. Hệ thống này có ngôi sao Wolf-Rayet (WR) là một trong những ngôi sao sao lớn nhất và sao sáng nhất, và cũng là nguồn sáng x quang do gió va chạm với bạn đồng hành lớp O ít ồn ào hơn.

Hệ thống

[sửa | sửa mã nguồn]

Hệ thống WR 22 chứa hai ngôi sao lớn quay quanh 80 ngày một lần. Phổ và độ sáng bị chi phối bởi chính, trong đó có một loại phổ của WN7h, chỉ ra rằng nó là một ngôi sao WR trên trình tự nitơ, nhưng cũng với các dòng hydro trong quang phổ của nó. Điểm thứ hai là một ngôi sao O9 xuất hiện để có lớp độ sáng phổ của sao khổng lồ, nhưng độ sáng của sao chuỗi chính.[5]

Có một eclipse nông phát hiện khi đi tiểu ở phía trước của trung học, mà sẽ được phân loại như nhật thực thứ cấp. Tuy nhiên, không có nhật thực chính nào được phát hiện, được cho là do sự lệch tâm của hệ thống đặt các ngôi sao xa nhau hơn khi nhật thực sơ cấp xảy ra. Sự phân tách các ngôi sao thay đổi từ trên 500 R☉ xuống dưới 150 R☉. Điều này hạn chế mạnh mẽ các khuynh hướng có thể xảy ra của hệ thống.[8]

Thuộc tính

[sửa | sửa mã nguồn]

Khối lượng của hai ngôi sao có thể được xác định khá chính xác bởi vì WR 22 là một nhị phân lu mờ. Nó là một trong những hệ thống sao khổng lồ nhất được đo bằng cách này chứ không phải bởi các giả định về sự tiến hóa sao. Mặc dù vậy, khối lượng động học bắt nguồn từ quỹ đạo thay đổi từ trên 70 khối lượng mặt trời tới 60 khối lượng mặt trờicho khối lượng chính và khoảng 21-27 khối lượng mặt trời cho...

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ a b c d Van Leeuwen, F. (2007). “Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  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 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). “VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri 2003)”. VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C. 2246. 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.
  7. ^ 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.
  8. ^ a b c d e f g h 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.
  9. ^ 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.
  10. ^ a b c d 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.

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn]
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=WR_22&oldid=65529986”