WR 3 (WR 3)
| WR 3 | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 01ч 38м 55,63с[1] |
| Склонение | +58° 09′ 22,67″[1] |
| Расстояние | 2900 св. лет[2] |
| Видимая звёздная величина (V) | 10,69[3] |
| Созвездие | Кассиопея |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 100,00[4] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −4,061 ± 0,063[5] mas в год |
| • склонение | −1,422 ± 0,072[5] mas в год |
| Параллакс (π) | 0,3131 ± 0,0412[5] mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −3,13[6] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WN3-hw[6] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | +0,02[3] |
| • U−B | −0,86[3] |
| Физические характеристики | |
| Масса | 15[6] M⊙ |
| Радиус | 2,48[6] R⊙ |
| Температура | 89 100[6] K |
| Светимость | 363 000[6] L⊙ |
| Коды в каталогах | |
| HD 9974, WR 3, HIP 7681, 2MASS J01385562+5809227 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
WR 3 — звезда Вольфа — Райе на расстоянии 9500 световых лет от Солнца в созвездии Кассиопеи.
WR 3 — представитель азотной последовательности звёзд Вольфа — Райе, в спектре видны сильные линии HeII и NV, но линии NIV слабы. Линии HeI очень слабы или отсутствуют, но присутствуют линии OVI. Нехарактерно наличие линий водорода и компонентов поглощения во многих линиях, что создаёт профили линий типа P Лебедя. В целом, эмиссионные детали слабее, чем у звёзд данного спектрального класса. Предполагается, что компаньоном WR 3 является звезда спектрального класса O. Однако других признаков наличия компаньона нет, поэтому на данный момент звезду считают одиночной и относят к спектральному классу WN3-hw. Индексы "h" и "w" указывают на наличие водорода и слабую эмиссию[7][8].
Если упорядочить звёзды Шестого каталога звёзд Вольфа — Райе в Галактике по прямому восхождению, то WR 3 окажется третьей по порядку. WR 1 и WR 2 также являются звёздами спектрального класс WN в созвездии Кассиопеи[9].
WR 3 является массивной и очень яркой звездой. Наличие водорода в спектре позволяет предположить, что звезда моложе, чем не содержащие водорода звёзды Вольфа — Райе, и может до сих пор выбрасывать остатки водорода в окружающее пространство. Эмиссионные линии тяжёлых элементов создаются в процессе бурной конвекции и сильного звёздного ветра, но не при полной потере внешних слоёв атмосферы[10]. Скорость звёздного ветра по данным измерений равна 2700 км/с, что означает потерю массы порядка 4 миллионных долей массы Солнца в год[6].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653—664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ↑ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). "Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (1): 1512—1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020MNRAS.493.1512R. doi:10.1093/mnras/stz3614. S2CID 209444955.
{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) - ↑ 1 2 3 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.
- ↑ 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. S2CID 119323941.
- ↑ 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 7 Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters". Astronomy & Astrophysics. A57: 625. arXiv:1904.04687. Bibcode:2019A&A...625A..57H. doi:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
- ↑ Hiltner, W. A.; Schild, R. E. (1966). "Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars". Astrophysical Journal. 143: 770. Bibcode:1966ApJ...143..770H. doi:10.1086/148556.
- ↑ Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Crowther, P. A.; Chené, A.-N.; De Serres, M.; Eenens, P. R. J.; Hill, G. M.; Moran, J.; Morel, T. (2004). "Hydrogen in the atmosphere of the evolved WN3 Wolf-Rayet star WR 3: Defying an evolutionary paradigm?" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 353 (1): 153—161. Bibcode:2004MNRAS.353..153M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08058.x. Архивировано (PDF) 18 декабря 2022. Дата обращения: 18 декабря 2022.
- ↑ Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn (1981). "The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present". Space Science Reviews. 28 (3): 227—306. Bibcode:1981SSRv...28..227V. doi:10.1007/BF00173260. S2CID 121477300.
- ↑ Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). "On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback". The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467—1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. doi:10.1086/586885. S2CID 15529810.
