HR Carinae

Samochód HR

Krzywa blasku pasma I (bliska podczerwień) dla HR Carinae, wykreślona z danych ASAS
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Konstelacja	Karina
Rektascensja	10 godz. 22 m 53,84074 sek
Deklinacja	−59° 37′ 28,3774″
Pozorna wielkość (V)	8,42 ( 6,95 - 8,80 )
Charakterystyka
Typ widmowy	LBV + RSG
Indeks koloru U-B	−0,22
Indeks koloru B-V	+0,92
Typ zmiennej	LBV
Astrometria
Ruch własny (μ)	RA: –6,161 mas / rok Grudzień: +2,163 mas / rok
Paralaksa (π)	0,1708 ± 0,0326 mas
Dystans	4370 szt
Wielkość bezwzględna (M V )	-8,4
Orbita
Okres (P)	4557,5 ± 21,0 dni
Półoś wielka (a)	3,324 ± 0,026 cala (18 jednostek astronomicznych)
Ekscentryczność (e)	0,4 ± 0,2
Nachylenie (i)	119,2 ± 0,7°
Szczegóły
HR Car LBV
Masa	25- 40 M ☉
Promień	220 ± 60 (100 - 350) R ☉
Jasność	416 000-790 000 litrów ☉
Temperatura	7900-21900 tys
Prędkość obrotowa ( v sin i )	150 kilometrów na sekundę
HR Car RSG
Masa	9-20 M ☉
Promień	500 ± 150 rubli ☉
Temperatura	3600-4000 tys
Inne oznaczenia
HR Car, HD 90177, HIP 50843, SAO 238005, CD -59 3044, GC 14276, MWC 202, AAVSO 1019-59
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

HR Carinae to jasna, niebieska gwiazda zmienna znajdująca się w konstelacji Carina . Jest otoczona rozległą mgławicą wyrzuconej materii przetworzonej jądrowo, ponieważ ta gwiazda ma atmosferę rozszerzającą się z wielu powłok. Ta gwiazda należy do najjaśniejszych w Drodze Mlecznej . Ma bardzo szerokie skrzydła emisyjne na liniach Balmera , przypominające szerokie linie obserwowane w widmach gwiazd O i Wolfa-Rayeta . Odległość 5 kpc i wielkość bolometryczna -9,4 stawia HR Car wśród najjaśniejszych gwiazd galaktyki.

Odkrycie

HR Carinae została po raz pierwszy zauważona na początku XX wieku ze względu na emisję H _β . Został umieszczony w klasie Secchiego , odpowiadającej współczesnym gwiazdom typu A i F. Została skatalogowana w 1933 roku jako gwiazda Be i odkryto, że jest zmienna w 1940 roku. Bardziej szczegółowe badania spektroskopowe dały jej typ B2eq z linią emisyjną wodoru, helu i zjonizowanego żelaza oraz profilami P Cygni na niektórych liniach.

W 1970 roku uznano, że HR Carinae i podobna zmienna AG Carinae są spokrewnione ze zmiennymi P Cygni, niestabilnymi gorącymi nadolbrzymami. Grupa została formalnie uznana za zmienne S Doradus , aby uniknąć pomyłki z cechami widmowymi P Cygni, które są wspólne dla innych typów gwiazd. HR Carinae stała się jednym z najlepiej zbadanych przykładów tej klasy, wyraźnie pokazując jasność i zmiany widmowe, które zaczęły charakteryzować gwiazdy znane jako jasne, niebieskie zmienne.

Zmiana jasności

HR Carinae podlega zmianom widmowym najwyraźniej skorelowanym ze zmianami światła, podobnie jak inne świecące niebieskie zmienne. Przeszedł kilka wybuchów, podczas których jasność wizualna wzrasta, a temperatura spada, ale jasność bolometryczna pozostaje w przybliżeniu stała. Jasność wizualna wzrastała nieregularnie, ale konsekwentnie w późniejszych dekadach XX wieku do rekordowego szczytu 6,8 mag, po czym spadła prosto do rekordowego minimum 8,8 mag do 2010 roku.

Charakterystyka

HR Carinae ma temperaturę około 21 000 K , gdy jest spoczynkowa , a widmo odpowiada wczesnemu hiperolbrzymowi B , ale podczas wybuchu ochładza się do poniżej 8 000 K.

HR Carinae jest bardzo podobna do Eta Carinae , obie świecące na niebiesko zmienne i obie otoczone wyrzuconą materią. HR Carinae prawdopodobnie będzie również systemem binarnym z podobną separacją, okresem i stosunkiem rozmiarów komponentów do Eta Carinae. Jednak system Eta Carinae jest bardziej masywny i jaśniejszy.

Została zidentyfikowana jako potencjalny kandydat na supernową typu IIb w modelowaniu losów gwiazd o masie od 20 do 25 mas Słońca (ze statusem LBV jako przewidywanym wcześniej końcowym etapem).

System binarny

Interferometria AMBER i PIONIER wykazała, że ​​HR Carinae jest układem podwójnym gwiazd. Orbita jest tylko słabo ograniczona, ale najbardziej prawdopodobna orbita ma półoś wielką 3,3 mas, ekscentryczność 0,4 i okres 12,5 lat. Możliwe orbity wahają się od prawie okrągłych orbit trwających zaledwie kilka lat do wysoce ekscentrycznych orbit trwających kilkaset lat, wszystkie z najbliższą separacją dwóch gwiazd na około 2 mas.

Towarzysz wydaje się być większy niż główna gwiazda LBV, ale znacznie mniej jasny. Jest to najprawdopodobniej czerwony nadolbrzym o średnicy kątowej 0,85 ± 0,20 mas , co przekłada się na promień około 500 ± 150 R _☉ , a także o masie 9-20 M _☉ i temperaturze 3600–4000 K . Średnica głównej gwiazdy została również zmierzona bezpośrednio przy 0,38 ± 0,08 mas , co odpowiada promieniowi 220 ± 60 R _☉ po 5,4 kpc .