WR 30a

WR 30a - массивная спектроскопическая двойная система в созвездии Киля. Первичная звезда - чрезвычайно редкая звезда в кислородной последовательности WO, а вторичная - массивная звезда класса О.

• 1 Открытие
• 2 Система
• 3 Изменчивость
• 4 Характеристики
• 5 Эволюционный статус
• 6 См. Также
• 7 Ссылки

WR 30a был обнаружен в результате фотографического обследования в созвездии Киля с помощью телескопа Кертиса-Шмидта в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо. Он был внесен в список MS4 из девяти новых открытий, классифицированных только как "WR ::".

WR 30a был внесен в шестой каталог галактических звезд WR в последнюю минуту с обозначением WR 29a и спектральным класс «WR + ABS». Обзор звезд Вольфа-Райе в 1984 г. показал, что WR 30a имеет прямое восхождение больше, чем и должно быть правильно пронумеровано 30a, а не 29a. Название было исправлено в седьмом издании каталога.

Еще в 1984 году WR 30a был исследован спектроскопически и ему был присвоен класс WC4. Другое исследование 1984 г. отметило размытие некоторых эмиссионных линий и предположило наличие двойного спутника приблизительного спектрального класса O4. Спектральная классификация WO уже была определена, но ни в одной из работ не рассматривалась WR 30a как имеющая достаточно сильные линии возбуждения или сильные линии кислорода, чтобы соответствовать этой классификации. В конечном итоге был назначен спектральный класс WO с относительно слабым излучением Ovi, но подтвержденным отсутствием излучения C 97 III. Класс WO5 был временно назначен для учета необычно низкого возбуждения, но он был подтвержден на WO4, когда были определены количественные критерии для подклассов WO.

Идентификация компаньона оставалась только приблизительной O4 до тех пор, пока 2001 г., когда детальной спектроскопии был присвоен класс O5 ((f)). Это основано на существовании узких эмиссионных линий N iii при 463,4 - 464,1 нм и идентификации сильного поглощения He ii при 468,6 нм. Класс светимости не может быть определен с уверенностью, но сверхгигант может быть исключен, а ширина линий предполагает, что класс яркости наиболее вероятен.

WR 30a является близкой спектроскопической двойной системой, содержащей звезда WO4 и звезда не- сверхгигант O5. Они обращаются друг к другу каждые 4,916 дня. Хотя спектральные линии обеих звезд можно обнаружить и измерить вариации лучевой скорости орбиты, орбита все еще плохо известна. Первичный элемент имеет сильно уширенные эмиссионные линии, которые трудно точно измерить, а вторичный имеет относительно низкую орбитальную скорость из-за своей большой массы. Измерения разных спектральных линий и разных участков профилей линий приводят к разным результатам. Некоторые компоненты спектра создаются звездными ветрами, которые не движутся с орбитальной скоростью со звездами.

Звезды не затмевают друг друга, но они деформируются под действием силы тяжести и показывают небольшие изменения яркости во время движения по орбите. Эти изменения яркости регулярны и постоянны в течение длительных периодов, поэтому орбитальный период известен точно. Наклон можно оценить по функции масс и встречных ветров. Эксцентриситет невелик, и наиболее точная модель изменения профиля спектральной линии на орбите дает эксцентриситет 0,2. Большая полуось орбиты составляет 35,4 R☉, при этом звезда WO движется по эллипсу большой полуоси 30 R☉, а более массивный спутник O - по эллипсу большой полуоси. ось 5.4 R☉. Расстояние между звездами варьируется от 28 R☉до 42 R☉.

. Хотя горячая вторичная звезда производит то, что обычно считается быстрым звездным ветром, он полностью подавляется ветром первичной звезды. Фронт ударной волны , где сталкиваются ветры, представляет собой примерно конус вокруг звезды O с половинным углом 50 °. Вершина ударного конуса оценивается на расстоянии 25 R☉от звезд WO и 10 R☉от звезды O. 10 R☉сравним с радиусом типичной несверхгигантской звезды O5, так что ее собственный ветер отталкивается от поверхности звезды.

WR 30a показывает регулярную и непрерывные изменения блеска 0,02 звездной величины со стабильным периодом 4,6 дня. Это связано с орбитальным движением и деформированными формами двух звезд. Кроме того, система иногда показывает очень быструю яркость до 0,2 звездной величины. Эти изменения яркости наблюдались только на видимых длинах волн и продолжались всего несколько часов. На синих длинах волн изменения либо не видны, либо иногда происходит небольшое противоположное изменение яркости. Они непредсказуемы, но возможен период около трех дней. Причина этих изменений яркости полностью неизвестна.

Основная звезда спектральной классификации WO4 является одной из очень немногих известных кислородных последовательностей Вольф- Звезд Райе, всего четыре в Млечном Пути галактике и пять во внешних галактиках. Моделирование атмосферы дает светимость около 195 000 L☉. Это очень маленькая плотная звезда с радиусом менее солнечного, но с массой около 10 солнечных масс. Очень сильный звездный ветер с конечной скоростью 4500 километров в секунду приводит к потере WR 93b более 10 M☉/ год. Для сравнения, Солнце теряет (2-3) x 10 солнечных масс в год из-за своего солнечного ветра, что в несколько сотен миллионов раз меньше, чем WR 30a.

Вторичная звезда имеет спектральный класс O5. Это не сверхгигант, но может быть звездой главной последовательности или гигантской звездой. В спектре обнаруживаются некоторые линии гелия и эмиссия азота, что указывает на смешение продуктов термоядерного синтеза с поверхностью и сильный звездный ветер.

Вторичная звезда визуально более чем в 10 раз ярче первичной и более чем в пять раз массивнее, хотя первичный цвет доминирует над внешним видом спектра. Исследователи стараются избегать двусмысленности в отношении звезды, определяемой как первичная, и обычно называют компоненты как «WR» и «O».

WR 30a - очень сильный источник рентгеновского излучения. Это ожидается для двойной системы встречного ветра, но источник рентгеновского излучения окончательно не определен. Они могут иметь тепловое или нетепловое происхождение.

Звезды WO Вольфа-Райе - последняя стадия эволюции самых массивных звезд перед взрывом сверхновой, возможно, с гамма-всплеском . Весьма вероятно, что WR 30a находится на последней стадии ядерного синтеза, около или после окончания горения гелия. Модели эволюции одной звезды компонента WO WR 30a предполагают, что он начал свою жизнь как быстро вращающаяся звезда размером 120 M☉, которая теперь потеряла более 90% своей массы.

• WR 102
• WR 142
• WR 93b
• Список кандидатов в сверхновые