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WR24

WR 24 ( HD 93131 ) es una estrella Wolf-Rayet en la constelación de Carina . Es una de las estrellas más luminosas conocidas . En el límite de la visibilidad a simple vista, también es una de las estrellas Wolf-Rayet más brillantes del cielo.

El espectro de WR 24 tiene las características líneas de emisión de nitrógeno y helio de una estrella WN, pero también líneas de hidrógeno que muestran componentes de absorción desplazados por Doppler . Las líneas de emisión de nitrógeno de ionización más baja son las más fuertes, mientras que las líneas N V son muy débiles. Las líneas He I son más débiles que las líneas He II , lo que conduce a una clase espectral WN6ha. El tipo espectral está anotado con una letra w, que indica una emisión más débil que la de una estrella WN6 típica. [6] [3]

Se cree que WR 24 es un miembro del cúmulo abierto Collinder 228, a veces considerado simplemente una extensión del rico cúmulo Trumpler 16. Se encuentra en el lado sudoeste de la Nebulosa Carina . Collinder 228 y la Nebulosa Carina están aproximadamente a 2,2 kpc de distancia. [7] Sin embargo, la paralaje de Gaia Data Release 2 da una distancia de alrededor de4 200 para WR 24. [5]

Curva de luz para WR 24, trazada a partir de datos de Hipparcos [8]

Se ha informado que WR 24 varía en brillo en aproximadamente 0,02 magnitudes. [7] El análisis de la fotometría de Hipparcos muestra una amplitud de 0,082 magnitudes y un período primario de 4,76 días. [9] Todavía no se le ha asignado una designación de estrella variable en el Catálogo General de Estrellas Variables y todavía figura formalmente como una variable sospechosa. [2]

Las estrellas WN ricas en hidrógeno se han denominado estrellas WNL o estrellas WNH, ya que no necesariamente tienen espectros de secuencia tardía del nitrógeno. Son sistemáticamente más masivas y más luminosas que las estrellas con espectros similares pero que carecen de nitrógeno. WR 24 tiene una masa de 54  M ☉ y es más de dos millones de veces más luminosa que el Sol. Se propone que estas estrellas sean estrellas jóvenes que queman hidrógeno, efectivamente objetos de secuencia principal , en lugar de estrellas post- supergigantes . [10] Se calcula que WR 24 tiene un 44% de hidrógeno en su atmósfera. [3] Se cree que el cúmulo Collinder 228 tiene alrededor de 6,78 millones de años. [7] Los espectros de tipo WR son causados ​​​​por el helio y el nitrógeno y convectados a la superficie por los gradientes de temperatura extremos causados ​​​​por el ciclo CNO en el núcleo, y luego expulsados ​​​​por poderosos vientos estelares . [10] WR 24 tiene un viento que reduce su masa en40 × 10 −6  M ☉ por año, a una velocidad de 2.160 km/s. [3]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abc Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  3. ^ abcdefSota , A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, NI; Barba, RH; Walborn, NR; Gamen, RC; Arias, JI; Alfaro, EJ; Oskinova, LM (2019). "Las estrellas galácticas WN revisadas. Impacto de las distancias de Gaia en los parámetros estelares fundamentales". Astronomía y Astrofísica . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . Código Bib : 2019A&A...625A..57H. doi :10.1051/0004-6361/201834850. S2CID  104292503.
  4. ^ ab Turner, DG; Moffat, AFJ (1980). "Extinción anómala en la nebulosa Carina". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 192 (2): 283. Bibcode :1980MNRAS.192..283T. doi : 10.1093/mnras/192.2.283 .
  5. ^ abcd Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  6. ^ Smith, Lindsey F.; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony FJ (1996). "Una clasificación tridimensional para estrellas WN". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (1): 163–191. Bibcode :1996MNRAS.281..163S. doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
  7. ^ abc Zejda, M.; Paunzen, E.; Baumann, B.; Mikulášek, Z.; Liška, J. (2012). "Catálogo de estrellas variables en campos de cúmulos abiertos". Astronomía y Astrofísica . 548 : A97. arXiv : 1211.1153 . Código Bibliográfico :2012A&A...548A..97Z. doi :10.1051/0004-6361/201219186. S2CID  54789717.
  8. ^ "/ftp/cats/more/HIP/cdroms/cats". Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Centro de datos astronómicos de Estrasburgo . Consultado el 16 de octubre de 2022 .
  9. ^ Koen, Chris; Eyer, Laurent (2002). "Nuevas variables periódicas de la fotometría de la época de Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 331 (1): 45–59. arXiv : astro-ph/0112194 . Bibcode :2002MNRAS.331...45K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x . S2CID  10505995.
  10. ^ ab Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). "Sobre el papel de la fase WNH en la evolución de estrellas muy masivas: posibilitando la inestabilidad LBV con retroalimentación". The Astrophysical Journal . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Bibcode :2008ApJ...679.1467S. doi :10.1086/586885. S2CID  15529810.

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