WR 3
| WR 3 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Cassiopeja |
| Rektascension | 01t 38m 55,62715 s[1] |
| Deklination | +58° 09′ 22,67182″[1] |
| Skenbar magnitud () | +10,69 (v)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | WN3-hw[3] |
| U–B | -0,86[2] |
| B–V | +0,02[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet (Misslyckades med att tolka formel. Se "Wikipedia:Matematiska uttryck" för information om hur formler skrivs. (MathML med SVG- eller PNG-återgång (rekommenderas för moderna webbläsare och tillgänglighetsverktyg): Ogiltigt svar ("Math extension cannot connect to Restbase.") från server "/mathoid/local/v1/":): {\displaystyle R_v} ) | +100,00[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -4,061 ± 0,03[5] mas/år Dek.: -1,422 ± 0,072[5] mas/år |
| Parallax () | 0,3131 ± 0,0412[5] |
| Avstånd | ca 9 500 lå (2 900+520-390[6] pc) |
| Absolut magnitud () | -3,13[3] |
| Detaljer | |
| Massa | 15[3] M☉ |
| Radie | 2,48[3] R☉ |
| Luminositet | 363 000[3] L☉ |
| Temperatur | 89 100[3] K |
| Andra beteckningar | |
| HD 9974, ALS 6662, GSC 03683-00986, HIC 7681, HIP 7681, LS I +57 24, 2MASS J01385562+5809227, SDSS J013855.64+580922.9, TYC 3683-986-1, Gaia DR2 508955656105078912, Gaia EDR3 508955656105078912, Gaia DR1 508955651800615168 [7] | |
WR 3 är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Cassiopeja. Den har en skenbar magnitud av ca 10,69[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 0,31 mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 9 500 ljusår (ca 2 900 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 100 km/s.[4]
Egenskaper
WR 3 är en blå till vit ljusstark stjärna av spektralklass WN3-hw,[3] och är en Wolf-Rayet-stjärna. Den har en massa som är ca 15[3] solmassor, en radie som är ca 2,5[3] solradier och har ca 363 000 gånger solens utstrålning av energi[3] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 89 100 K.[3]
WR 3 ingår i kväveserien av WR-stjärnor och har ett spektrum med starka linjer för NV och HeII men svaga för NIV. HI-linjer är mycket svaga eller saknas, men det finns linjer av OVI. Ovanligt nog finns det linjer av väte- och absorptionskomponenter i många linjer som skapar P Cygni-profiler. Sammantaget är emissionen svagare än för stjärnor av liknande spektraltyp, och det har ofta föreslagits att WR 3 har en följeslagare av spektraltyp O. Det finns dock inga andra tecken på en följeslagare och den tros vara en ensam stjärna med en spektraltyp av WN3-hw. "h" och "w" anger att väte förekommer och att emissionen är svagare för klassen.[8][9]
WR 3 var den tredje stjärnan i den sjätte katalogen över galaktiska Wolf-Rayet-stjärnor. WR 1 och WR 2 är också båda tidiga WN-stjärnor i Cassiopeja.[10]
WR 3 är en massiv och ljusstark stjärna. Närvaron av väte i dess spektrum tyder på att den är yngre än vätefria WR-stjärnor och kan fortfarande vara i färd med att kasta ut resten av dess väte. Emissionslinjerna för tunga grundämnen i dess spektrum orsakas av stark konvektion och kraftiga stjärnvindar snarare än fullständig förlust av stjärnans yttre lager.[11] Vindhastigheten har uppmätts till 2 700 km/s vilket leder till att massan går förlorad med fyra miljondels solmassa per år.[2]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, WR 3, 6 juni 2022.
Noter
- ^ [a b] 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.
- ^ [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.
- ^ [a b c d e f g h i j k] 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.
- ^ [a b] 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.
- ^ [a b c] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ^ 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.
- ^ WR 3 (unistra.fr), Hämtad 2022-07-14.
- ^ 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.
- ^ 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.
Externa länkar
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Cassiopeia chart.
