WR 30a - WR 30a
  | |
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Созвездие | Карина |
| Прямое восхождение | 10 ч 51 м 38.906 с |
| Склонение | −60 ° 56 ′ 34.91 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 12,73 |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Звезда Вольфа – Райе |
| Спектральный тип | WO4 + O5 ((f)) |
| Индекс цвета U − B | -0,22 |
| Индекс цвета B − V | +1,04 |
| Тип переменной | WR |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | RA: -5.642 Мась / год декабрь .: 2.842 мас / год |
| Параллакс (π) | 0.1201 ± 0,0099 мас |
| Расстояние |
6 720 +1 400 -1 090 ПК |
| Абсолютная звездная величина (M V ) | -5,39 (-2,80 + -5,38) |
| Орбита | |
| Начальный | WR |
| Компаньон | О |
| Период (P) | 4.619 дней |
| Большая полуось (а) | 35.4 R ☉ |
| Эксцентриситет (e) | 0,2 |
| Наклон (i) | 20 ± 5 ° |
|
Полуамплитуда (K 1 ) (первичная) |
189 км / с |
|
Полуамплитудный (K 2 ) (вторичный) |
25 км / с |
| Подробности | |
| WR | |
| Масса | 7.5-9.7 М ☉ |
| Радиус | 0.88 R ☉ |
| Яркость | 195,000 л ☉ |
| Температура | 129 500 К |
| О | |
| Масса | 40-60 М ☉ |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
WR 30a - массивная спектрально-двойная звезда в созвездии Киля . Первичная звезда - чрезвычайно редкая звезда в кислородной последовательности WO, а вторичная - массивная звезда класса О. Он появляется около туманности Киля, но находится намного дальше.
Открытие
WR 30a был обнаружен в фотографической съемки в созвездии Киля , используя Кертис-Шмидта телескоп в Серро Тололо Межамериканской обсерватории . Он был указан как MS4 из девяти новых открытий, классифицированных только как «WR ::».
WR 30a был внесен в шестой каталог галактических звезд WR в последнюю минуту с обозначением WR 29a и спектральным классом «WR + ABS». Обзор звезд Вольфа-Райе в 1984 г. показал, что WR 30a имеет прямое восхождение больше, чем WR 30, и его следует правильно пронумеровать 30a, а не 29a. Название исправлено в седьмом издании каталога.
Еще в 1984 году WR 30a был исследован спектроскопически и ему был присвоен класс WC4. Другое исследование 1984 г. отметило разбавление некоторых эмиссионных линий и предположило наличие двойного спутника приблизительного спектрального класса O4. Спектральная классификация WO уже была определена, но ни в одной из работ не рассматривалась WR 30a как имеющая достаточно сильные линии возбуждения или сильные линии кислорода, чтобы соответствовать этой классификации. В конечном итоге был назначен спектральный класс WO с относительно слабым излучением O vi, но подтвержденным отсутствием излучения C III . Класс WO5 был временно назначен для учета необычно низкого возбуждения, но он был подтвержден на WO4, когда были определены количественные критерии для подклассов WO.
Идентификация компаньона оставалась только приблизительным O4 до 2001 года, когда детальная спектроскопия присвоила класс O5 ((f)). Это основано на существовании узких эмиссионных линий N iii при 463,4 - 464,1 нм и идентификации сильного поглощения He ii при 468,6 нм. Класс светимости не может быть определен с уверенностью, но сверхгигант можно исключить, а ширина линий предполагает, что класс гигантов наиболее вероятен.
Система
WR 30a является близким спектрально - двойным содержащим WO4 звезду и не- сверхгиганта O5 звезды. Они обращаются друг к другу каждые 4,916 дня. Хотя спектральные линии обеих звезд можно обнаружить и измерить вариации лучевой скорости орбиты, орбита все еще плохо известна. Первичная обмотка имеет сильно уширенные эмиссионные линии, которые трудно точно измерить, а вторичная обмотка имеет относительно низкую орбитальную скорость из-за большой массы. Измерения разных спектральных линий и разных участков профилей линий приводят к разным результатам. Некоторые компоненты спектра создаются звездным ветром, не движущимся с орбитальной скоростью со звездами.
Звезды не затмевают друг друга, но они деформируются под действием силы тяжести и показывают небольшие изменения яркости во время движения по орбите. Эти изменения блеска регулярны и постоянны в течение длительных периодов, поэтому орбитальный период известен точно. Наклон можно оценить по функции масс и встречному ветру . Эксцентриситет невелик, и наиболее точная модель изменения профиля спектральной линии на орбите дает эксцентриситет 0,2. Большая полуось орбиты составляет 35,4 R ☉ , с WO звезды , движущейся в эллипсе большой полуоси 30 R ☉ и более массивной O спутником в эллипса большой полуоси 5.4 R ☉ . Расстояние между звездами варьируется от 28 R ☉ до 42 R ☉ .
Хотя горячая вторичная звезда производит то, что обычно считается быстрым звездным ветром, он полностью подавляется ветром первичной звезды. Фронт ударной волны , где ветры сталкиваются приблизительно конус вокруг звезды O с половинным углом 50 °. Вершина конуса ударной, по оценкам, лежат в 25 R ☉ из WO звезд и 10 R ☉ от звезды O. 10 R ☉ сравнимо с радиусом типичной несверхгигантской звезды O5, так что ее собственный ветер сталкивается с поверхностью звезды.
Изменчивость
WR 30a показывает регулярные и непрерывные изменения яркости 0,02 звездной величины со стабильным периодом 4,6 дня. Это связано с орбитальным движением и деформированными формами двух звезд. Кроме того, система иногда показывает очень быструю яркость до 0,2 звездной величины. Эти изменения яркости наблюдались только на видимых длинах волн и продолжались всего несколько часов. На синих длинах волн изменения либо не видны, либо иногда происходит небольшое противоположное изменение яркости. Они непредсказуемы, но возможен период около трех дней. Причина этих изменений яркости полностью неизвестна.
Функции
Главная звезда, из спектральной классификации WO4, является одним из очень немногих известных кислородно-последовательности Вольфа-Райе, только четыре в Млечном Пути галактики и пять внешних галактик. Моделирование атмосферы дает светимость около 195,000 L ☉ . Это очень маленькая плотная звезда с радиусом меньше солнечного, но с массой около 10 солнечных масс. Очень сильный звездный ветер с конечной скоростью 4500 километров в секунду приводит к потере WR 30a A более 10 -5 M ☉ / год. Для сравнения, Солнце теряет (2-3) x 10 -14 солнечных масс в год из-за своего солнечного ветра , что в несколько сотен миллионов раз меньше, чем WR 30a.
Вторичная звезда имеет спектральный класс O5. Это не сверхгигант, но может быть звездой главной последовательности или гигантской звездой . В спектре обнаруживаются некоторые линии гелия и излучения азота, что указывает на примешивание продуктов термоядерного синтеза к поверхности и сильный звездный ветер .
Вторичная звезда визуально более чем в 10 раз ярче основной и более чем в пять раз массивнее, хотя первичная звезда доминирует в спектре. Исследователи стараются избегать двусмысленности в отношении звезды, определяемой как основная, и обычно обозначают компоненты как «WR» и «O».
WR 30a - очень сильный источник рентгеновского излучения. Это ожидается для двойной системы со встречным ветром, но источник рентгеновских лучей окончательно не определен. Они могут иметь термическое или нетепловое происхождение.
Эволюционный статус
Звезды WO Wolf-Rayet - последняя стадия эволюции самых массивных звезд, прежде чем они взорвутся как сверхновые , возможно, с гамма-всплеском . Весьма вероятно, что WR 30a находится на последней стадии ядерного синтеза , близкой к окончанию или после окончания горения гелия . Однозвездные эволюционные модели компонента WO WR 30a предполагают, что он начал свою жизнь как быстро вращающаяся звезда 120 M ☉, которая теперь потеряла более 90% своей массы.