WR 30a

WR 30a
WR 30a
DSS Image of Eta Carinae Nebula.jpg
Red circle.svg
WR 30a 위치(빨간색 동그라미)
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 카리나
적경 10h 51m 38.906s[1]
적위 - 60° 56° 34.91°[1]
겉보기 등급(V) 12.73[2]
특성.
진화 단계 울프-레이에별
스펙트럼형 WO4 + O5 (f)[3]
U-B 색지수 - 0.22[4]
B-V 색지수 +1.04[4]
변수 유형 WR[2]
아스트로메트리
고유운동(μ) RA: - 5.642[1] mas/년
Dec.: 2.842[1] mas/년
시차())0.1201 ± 0.0099 mas[1]
거리6,190+1,400-1
,090[5] PC
절대 등급(MV)-5.39[6](-2.80 + -5)38)
궤도
기본적인WR
동반자O
기간(P)4.619일[7]
반장축(a)35.4 R☉[8]
편심(e)0.2[8]
기울기(i)20 ± 5[8]°
반진폭(K1)
(프라이머리)		189[4] km/s
반진폭(K2)
(세컨더리)		25[8] km/s
세부 사항
WR
덩어리7.5~9[8].7
반지름0.88[a] R☉
광도195,000[9] L☉
온도129,500[9] K
O
덩어리40[8]~60
기타 명칭
WR 29a, V574 Carinae, GSC 08958-04143, MS4
데이터베이스 참조
심바디데이터.

WR 30a는 용골자리에 있는 거대한 분광 쌍성이다.주성은 WO 산소 배열에서 매우 희귀한 별이고, 보조성은 질량이 큰 O형 별입니다.그것은 용골 성운 근처에 나타나지만 훨씬 더 멀리 있다.

검출

WR 30a는 Cerro Tololo Inter-American Observatory의 Curtis-Schmidt 망원경을 사용한 용골자리 사진 조사에서 발견되었다.이는 9개의 새로운 발견 중 MS4로 등록되었으며 "WR::"[10]로만 분류되었습니다.

WR 30a는 마지막 순간에 울프-레이에별의 여섯 번째 목록에 WR 29a라는 명칭과 스펙트럼 등급 "WR + ABS"[4][11]로 등록되었다.1984년 울프-레이에별에 대한 리뷰에서는 WR 30a의 적경이 WR 30보다 크므로 29a가 [12]아닌 30a로 정확하게 번호가 매겨져야 한다고 보고했습니다.그 이름은 카탈로그 [6]제7판에 정정되었다.

1984년에도 WR 30a는 분광학적으로 연구되어 WC4 [13]클래스가 할당되었다.또 다른 1984년 연구에서는 일부 방출 라인의 희석을 지적했으며, 대략적인 스펙트럼 유형 [14]O4의 쌍성 동반자의 존재를 제안했다.WO 스펙트럼 분류는 이미 정의되었지만, 어느 논문도 WR 30a가 충분히 높은 들뜸선 또는 그러한 분류에 적합한 강한 산소선을 나타낸다고 간주하지 않았다.결국 상대적으로 약한 O를 가진 WO 스펙트럼 클래스가 할당되었다.vi 방출. 그러나 Cii 방출의 결여로 확인되었다.비정상적으로 낮은 [15]들뜸을 설명하기 위해 일시적으로 WO5 클래스가 할당되었지만 WO 하위 클래스에 대한 정량적 기준이 [16]정의되었을 때 WO4에서 확인되었다.

동반자의 식별은 상세 분광학이 O5(f) 등급을 할당한 2001년까지 대략적인 O4로만 유지되었다.이는 463.4~464.1nm의 좁은 Nii 방출선이 존재하며 468.6nm의 강한 Heii 흡수가 확인된 것에 기초한다.광도 등급은 확실히 결정할 수 없지만, 초거성은 배제될 수 있으며 선폭은 거성 등급일 가능성이 [4]가장 높다는 것을 나타냅니다.

시스템.

WR 30a는 WO4 별과 비초거성 O5 별을 포함하는 근접 분광 쌍성이다.그들은 4.916일에 [7]한 번씩 서로를 공전한다.두 별의 스펙트럼 선이 감지되고 궤도 반지름 속도 변화가 측정되지만, 궤도는 여전히 잘 알려져 있지 않습니다.1차성은 정확한 측정이 어려운 고도로 넓은 방출선을 가지고 있으며, 2차성은 질량이 높아 상대적으로 궤도 속도가 느리다.서로 다른 스펙트럼 라인과 선 프로필의 서로 다른 부분의 측정은 서로 다른 결과로 이어진다.스펙트럼의 일부 구성요소는 [4]별과 함께 궤도 속도로 이동하지 않는 항성풍에 의해 생성된다.

이 별들은 서로를 일식하지 않지만, 중력에 의해 변형되어 공전하는 동안 작은 밝기 변화를 보인다.이러한 밝기 변화는 일정하고 장기간에 걸쳐 일정하기 때문에 궤도 주기가 정확하게 알려져 있습니다.기울기는 질량 함수와 충돌 바람을 통해 추정할 수 있다.이심률은 작으며 궤도 중 스펙트럼 라인 프로파일 변동의 가장 정확한 모델은 이심률 0.2를 나타낸다.궤도의 장축은 35.4이다.RWO 별은 반장축 30의 타원형으로 움직인다☉.R☉ 그리고 반장축 5.4의 타원에 있는 보다 질량이 큰 O 동반성R별의 분리는 28개부터 다양하다☉.R☉ 42까지R를 클릭합니다☉.[8]

뜨거운 별 두 개는 일반적으로 빠른 항성풍으로 여겨질 수 있는 것을 만들어 내지만, 주성에서 불어오는 바람에 완전히 압도당합니다.바람이 충돌하는 충격 전선은 약 50°의 O 별 주위의 원추형이다.쇼크 콘의 꼭대기는 25로 추정됩니다.R☉ WO별과 10개의R☉ O스타에서 왔습니다.10R☉ 이 값은 일반적인 비초거성 O5 별의 반지름과 비슷하기 때문에 항성 [8]표면에서 바람이 역류합니다.

가변성

Gosset 등으로부터 채택된 WR 30a(V574 Carinae)의 시각적 밴드라이트 곡선.(2001)[4]

WR 30a는 4.6일의 안정적인 주기로 0.02 등급의 규칙적이고 연속적인 밝기 변화를 보여줍니다.이것들은 궤도 운동과 두 별의 변형된 형태에 기인한다.또한 시스템은 최대 0.2 등급의 매우 빠른 밝기를 때때로 보여줍니다.이러한 밝기 변화는 시각적인 파장에서만 볼 수 있고 몇 시간 동안만 지속됩니다.파란색 파장에서는 변화가 보이지 않거나 때로는 반대되는 작은 밝기가 변화합니다.예측은 할 수 없지만 3일 정도의 기간이 있을 수 있습니다.이러한 밝기 변화의 원인은 전혀 [17]알려져 있지 않습니다.

특징들

분광형 WO4의 주성은 알려진 몇 안 되는 산소가열 울프-레이에별 중 하나이며, 우리은하에는 4개, 외부은하에는 5개뿐입니다.대기를 모델링하면 약 195,000개의 광도를 얻을 수 있습니다. 이것은 매우 작고 밀도가 높은 별이며 반지름은 태양보다 작지만 질량은 10개에 가깝습니다.초속 4,500km의 매우 강한 항성풍으로 인해 WR 30a A가 10개 이상−5 손실되고 있습니다. M비교하자면,[4] 태양은 태양풍으로 인해 연간 (2-3) x−14 10 태양 질량을 잃는데, 이는 WR 30a보다 수억 배 적은 양이다☉.

두 번째 별의 분광형은 O5입니다.초거성은 아니지만 주계열성이나 거성이 될 수 있다.스펙트럼에서 헬륨선과 질소 방출이 일부 검출되어 핵융합 생성물이 지표면에 혼합되고 강한 항성풍이 [8]불고 있음을 알 수 있다.

주성이 스펙트럼의 외관을 지배하지만, 주성보다 시각적으로 10배 이상 밝고 질량이 5배 이상 더 큽니다.연구자들은 주성으로 정의되는 별에 대한 모호함을 피하기 위해 주의하며, 일반적으로 이 성분들을 "WR"과 "O"[4][9]라고 부릅니다.

WR 30a는 매우 강력한 X선 소스입니다.이는 충돌-바람 쌍성의 경우 예상되지만 X선의 출처는 결정적으로 결정되지 않았다.열원 또는 비열원일 [7]수 있습니다.

진화 상태

WO 울프-레이에별은 초신성으로 폭발하기 전, 아마도 감마선 [18]폭발로 가장 질량이 큰 별의 마지막 진화 단계입니다.WR 30a는 헬륨 [19]연소가 끝날 무렵 또는 끝날 무렵에 핵융합의 마지막 단계에 있을 가능성이 매우 높다.WR 30a의 WO 구성 요소의 단일 별 진화 모델에 따르면 WR 30a는 빠르게 회전하는 120으로 생명을 시작했습니다.M☉ 현재 [17]질량의 90% 이상을 잃은 별입니다.

메모들

  1. ^ 공칭 태양 유효 온도가 5,772 K인 스테판-볼츠만 법칙 적용:

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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