WikiDer > WR 156

WR 156
WR 156
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЦефей
Прямое восхождение23час 00м 10.13337s[1]
Склонение+60° 55′ 38.4168″[1]
Видимая величина (V)11.01[2]
Характеристики
Спектральный типWN8h[3]
B − V индекс цвета+1.17[2]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: −2.595±0.040[4] мас/год
Декабрь: −1.691±0.042[4] мас/год
Параллакс (π)0.2090 ± 0.0251[4] мас
Расстояниеок. 16 000лы
(около 4800ПК)
Абсолютная величина (MV)−7.00[5]
Подробности
Масса32[5] M☉
Радиус20.81[5] р☉
Яркость1,023,000[5] L☉
Температура39,800[5] K
Прочие обозначения
WR 156, БЕДРО 113569, 2МАССА J23001010 + 6055385, МИСТЕР 119
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

WR 156 молодой массивный и светлый Звезда Вольфа – Райе в созвездие из Цефей. Хотя он показывает спектр WR, считается, что это молодая звезда, все еще синтезирующая водород в своем ядре.

Расстояние

WR 156 имеет Hipparcos параллакс 3,16 ", что указывает на расстояние около тысячи световых лет, хотя и с довольно большой погрешностью. Другие исследования показывают, что это намного дальше, на основе очень высокой светимости и слабой кажущаяся величина.[5] В Гайя Параллакс DR1 составляет 0,07 дюйма. Допустимая погрешность больше, чем измеренный параллакс, но все же индикация рассчитана на очень большое расстояние.[6] В Выпуск данных Gaia 2, параллакс задается как 0.2090±0.0251 мас но с маркером, что результат может быть ненадежным.[4]

Физические свойства

WR 156 имеет спектр WR на последовательности азота, что указывает на сильное излучение гелий и азот, но он также показывает особенности водород. Поэтому ему присвоен спектральный класс WN8h. По расчетам, ее внешние слои содержат 30% водорода, что является одним из самых высоких уровней для любой галактической звезды Вольфа Райе.[7]

WR 156 имеет низкую температуру и медленный звездный ветер по меркам Вольфа Райе всего 39 800 К и 660 км / с соответственно. Ветер очень плотный, с общей потерей массы более 1/100 000.M☉/год.[5]

WR 156 - молодая богатая водородом звезда, которая все еще сжигает водород в своем ядре, но достаточно яркая, чтобы конвектировать продукты синтеза азота и гелия на свою поверхность. На его поверхности видно 27% водорода.[5] По оценкам, его первоначальная масса составляла 50M☉ несколько миллионов лет назад.[7]

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 Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика. 355: L27. Bibcode:2000A и A ... 355L..27H. Дои:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
  3. ^ Марьева, Ольга (2016). «Изучение массивных звезд с начальной массой 50 Мсн на разных стадиях эволюции». arXiv:1612.01191 [Astro-ph.SR].
  4. ^ а б c d 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.
  5. ^ а б c d е ж грамм час 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.
  6. ^ Сотрудничество Gaia (2016). «Онлайн-каталог данных VizieR: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: I / 337. Первоначально опубликовано в: Astron. Астрофизики. 1337. Bibcode:2016yCat.1337 .... 0G.
  7. ^ а б Марьева, О. В .; Афанасьев, В.Л .; Панчук, В. Е. (2013). "Исследование галактической звезды Вольфа-Райе WR156 поздней азотной последовательности. Спектрополяриметрия и моделирование". Новая астрономия. 25: 27–31. Bibcode:2013НОВАЯ ... 25 ... 27М. Дои:10.1016 / j.newast.2013.03.015.