WR 140
 To zdjęcie przedstawia WR 140 i jej mgławicę wykonane za pomocą instrumentu JWST Mid-Infrared Instrument , wykonane w lipcu 2022 r. Mgławica jest utworzona przez układ podwójny i tylko najbardziej wewnętrzne powłoki zostały wcześniej sfotografowane za pomocą Kecka w latach 1999/2001. | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Gwiazdozbiór Łabędzia |
| Rektascensja | 20 godz. 20 m 27,97608 sek |
| Deklinacja | +43° 51′ 16,2802″ |
| Pozorna wielkość (V) | 6,85 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | WC7p + O5 |
| Pozorna wielkość (J) | 5.547 |
| Pozorna wielkość (K) | 5.037 |
| Indeks koloru U-B | −0,35 |
| Indeks koloru B-V | +0,40 |
| Typ zmiennej | WR |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | 3,10 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -4,653 mas / rok Grudzień: -2,047 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 0,5815 ± 0,0286 mas |
| Dystans | 5600 ± 300 ly (1720 ± 80 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) |
WR : -6,6 - -4,8 O : -6,11 - -5,94 |
| Orbita | |
| Podstawowy | O |
| Towarzysz | WR |
| Okres (P) |
7,9241 +0,0037 -0,0035 rok |
| Półoś wielka (a) |
8,30 + 0,22-0,23 ″ |
| Ekscentryczność (e) | 0,9012 ± 0,0034 |
| Nachylenie (i) |
119,4 +3,7 -3,4 ° |
| Długość geograficzna węzła (Ω) | 349,1 ± 2,5 ° |
| Epoka periastronu (T) | MJD 1 993 .1825 +0,0036 −0,0039 |
|
Argument periastronu (ω) (podstawowy) |
42,31 +0,70 -0,68 ° |
|
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna) |
29,3 ± 1,8 km/s |
|
Półamplituda (K 2 ) (wtórna) |
68,5 +1,2 -1,1 km/s |
| Szczegóły | |
| WR | |
| Masa | 8,4 mln ☉ |
| Jasność | 537 000 litrów ☉ |
| Temperatura | 70 000 tys |
| O | |
| Masa | 20,5 mln ☉ |
| Promień | 35 R ☉ |
| Jasność | 1 600 000 litrów ☉ |
| Temperatura | 35 000 tys |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
WR 140 to wizualnie umiarkowanie jasna gwiazda Wolfa-Rayeta umieszczona w spektroskopowym układzie podwójnym SBC9 1232 , którego główną gwiazdą jest wyewoluowana gwiazda widmowa klasy O4-5 . Znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia , leżąc na niebie w środku trójkąta utworzonego przez Deneba , γ Cygni i δ Cygni .
Znaczenie
Uważa się, że WR 140 jest prototypowym przykładem kosmicznej produkcji pyłu . W tym trybie kosmicznej produkcji pyłu, szczątki wzbogacone w krzem i węgiel są okresowo wydmuchiwane do szerszego Wszechświata przez niektóre gwiazdy pod koniec ich życia. Takie gwiazdy nazywane są Wolf-Rayets.
Najbardziej zewnętrzne warstwy gwiazdy Wolfa-Rayeta są wzbogacone w tlen , azot , krzem i węgiel . Rzeczywiście, spektrograficzna obecność tych pierwiastków, wraz z godnym uwagi brakiem wodoru, była jednym z pierwotnych kryteriów diagnostycznych klasyfikowania gwiazdy jako Wolfa-Rayeta. To właśnie te wzbogacone warstwy fotosfery są tracone w powtarzających się impulsach. Po oddaleniu się od powierzchni frakcja węglowa tego wyrzuconego materiału zaczyna świecić w temperaturze około 1000 K . Ogrzewanie jest spowodowane promieniowaniem UV gwiazdy promieniowanie, długość fali jego największej jasności. Efektem tego jest reemisja promieniowania UV gwiazdy w podczerwieni , co jest wykrywane przez odpowiednie teleskopy . Retransmisja promieniowania UV gwiazdy przez węgiel i inne metale oddalające się od jej powierzchni tworzy sygnaturę Wolfa-Rayeta: szerokie widma emisyjne , a nie znacznie bardziej powszechne widma absorpcyjne .
Charakterystyka systemu binarnego
WR 140 została opisana jako najjaśniejsza gwiazda Wolfa-Rayeta na półkuli północnej , chociaż WR 133 również w Łabędziu jest porównywalnie jasna. Będąc mniej masywnym, mniej świecącym i prawdopodobnie mniej wizualnie jasnym niż jej główny składnik, składnik Wolfa-Rayeta jest identyfikowany jako gwiazda drugorzędna, pomimo faktu, że dominuje w widmie swoimi szerokimi liniami emisyjnymi . Główną gwiazdą jest gwiazda O4-5, najprawdopodobniej olbrzym lub nadolbrzym . Jego obecnie akceptowana orbita spektroskopowa jest wysoce ekscentryczna i ma okres orbitalny 7,9 ± 0,2 lat, co określono na podstawie zmian prędkości obserwowanych na liniach widmowych składnika, głównie z linii absorpcyjnych Balmera linii emisji pierwotnej O4-5 i C IV przy 465,0 nm dla WR 140. Oddzielenie między tymi dwiema gwiazdami waha się od 1,3 AU w periastron do 23,9 AU w apastron .
WR 140 jest wymieniona jako gwiazda zmienna Wolfa-Rayeta i otrzymała oznaczenie gwiazdy zmiennej V1687 Cyg w Ogólnym katalogu gwiazd zmiennych , której wizualna jasność zmienia się tylko nieznacznie. Zainteresowanie tym systemem WR 140 polega głównie na obserwowaniu fluktuacji światła podczerwonego podczas orbity elementu, który jest szeroko badany ze względu na jego epizodyczne pyłu . Obecnie jest uważany za prototyp układu binarnego zderzającego się wiatru .
Krótko po przejściu periastronu , co osiem lat, jasność w podczerwieni dramatycznie wzrasta, a następnie powoli spada ponownie w okresie miesięcy. Tutaj wiatry gwiazdowe zderzają się z formacją pyłu utworzoną przez gwiazdę Wolfa-Rayeta, powodując niezwykłe wybrzuszenia i kąty w koncentrycznych powłokach pyłu. Pył zwykle emitowany przez systemy Wolfa-Rayeta nie jest tak spójny ani koncentryczny jak pył z WR 140. Pasy pyłu wokół Wolfa-Rayeta są najczęściej obserwowane jako pewna odmiana spirali. Uważa się, że jest to wynikiem pojedynku wiatrów słonecznych w układach podwójnych, które ściskają obłoki pyłu w odrębne fronty uderzeniowe. Koncentryczna natura powłok pyłowych WR 140 nie jest dobrze poznana, chociaż może być związana z procesami jądrowymi w jądrze gwiazdy Wolfa-Rayeta.
Mechanizm powstawania pyłu
Podczas gdy interakcje między dwoma wiatrami gwiazdowymi gwiazd, które krążą wokół siebie w WR 140, mogą być odpowiedzialne za koncentrację pyłu w dyskretne pasma, nie wiadomo, w jaki sposób powstają koncentryczne powłoki. Uważa się, że procesy jądrowe w gwieździe Wolfa-Rayeta mogą przyczyniać się do niezwykłego stopnia spójności emisji pyłu.
Gdy gwiazda Wolfa-Rayeta w WR 140 zbliżała się do końca swojego krótkiego życia, w jej jądrze skończył się wodór , który mógł przekształcić się w hel . Wraz z utratą ciśnienia promieniowania zapewnianego przez tę fuzję, równowaga określająca promienie wszystkich gwiazd przesunęła się zdecydowanie w kierunku kolapsu grawitacyjnego . Gwiazda Wolfa-Rayeta zaczęła tracić objętość, gdy jej własny skurcz grawitacyjny zagęszczał jej chłodniejsze wnętrze.
To zapadanie się w końcu zaczęło zwalniać, gdy stawało się coraz bardziej intensywne i ogrzewało wnętrze gwiazdy. Wzdłuż krawędzi rdzenia cienka powłoka doświadczała temperatur i ciśnień wystarczających do rozpoczęcia syntezy helu . To spalanie helu spowodowało wybuch ciśnienia promieniowania, które rozprzestrzeniło się przez gwiazdę aż do jej powierzchni. Gwiazda zaczęła się powiększać, chociaż ten wzrost był tylko tymczasowy. Cienka powłoka syntezy helu ostatecznie spowodowała wystarczającą ekspansję, aby złagodzić, a nawet stłumić własną reakcję. Gwiazda znów zaczęła się rozpadać.
Jednak na powierzchni ta utrata wewnętrznego ciśnienia promieniowania spowodowała wydmuchanie najbardziej zewnętrznych warstw fotosfery gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Następnie gwiazda zaczęła łączyć hel z większą szybkością i chwilowo odzyskała dawne ciśnienie promieniowania. Ta fuzja helu ponownie utknęła w martwym punkcie, a późniejsze kolapsy grawitacyjne wyparły kolejną warstwę fotosfery w kosmos. Impulsy te będą trwały tak długo, jak cykl przerywanej fuzji helu będzie się powtarzał.
Odrzucone materiały to zasadniczo bardzo duże zastrzyki kosmicznego pyłu do wiatru gwiazdowego gwiazdy , który następnie unosi go z dala od gwiazdy z prędkością kilkuset kilometrów na sekundę. Nie jest dobrze zrozumiane, czy niezwykła koncentryczność pyłu WR 140 wynika z interakcji między dwoma wiatrami gwiazdowymi, czy jest wynikiem procesów jądrowych w członie Wolfa-Rayeta.
Ogromna temperatura powierzchni gwiazd Wolfa-Rayeta (do 210 000 K) wytwarza intensywne promieniowanie ultrafioletowe, wystarczające do uwidocznienia 20 lub więcej warstw dla instrumentów. Odległość między koncentrycznymi powłokami wyrzuconej materii odpowiada czasowi między jednym a drugim załamaniem się spalania helu gwiazdy. Okres ten trwa blisko osiem lat, a nowe emisje zaobserwowano w latach 1985, 1993, 2001 i 2009. Według szacunków odległość między powłokami wynosi około 1,4 biliona km, co oznacza, że gdyby Słońce było taką gwiazdą Wolfa- Rayeta , shell byłby daleko w Obłoku Oorta i około 5% drogi do niego Alpha Centauri przed odrzuceniem kolejnej skorupy. Jak widać na JWST w prawym górnym rogu, interwały te mogą być bardzo stabilne i trwać przez wiele dziesięcioleci lub setek lat.
Dalsza lektura
- Thomas, Joshua D.; i in. (2021). „Orbita i masy gwiazdowe archetypu układu podwójnego zderzającego się wiatru WR 140”. Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 504 (4): 5221–5230. ar Xiv : 2101.10563 . doi : 10.1093/mnras/stab1181 .