WR 46
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Sedno sprawy |
| Rektascensja | 12 godz. 05 m 18,72028 sek |
| Deklinacja | −62° 03′ 10,1280″ |
| Pozorna wielkość (V) | 10.83 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | WN3p-w |
| Indeks koloru U-B | -0,84 |
| Indeks koloru B-V | -0,03 |
| Typ zmiennej | Nieregularny |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | 4,00 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -5,625 mas / rok Grudzień: 0,304 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 0,3501 ± 0,0343 mas |
| Dystans | 9300 ± 900 ly (2900 ± 300 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −2,56 |
| Detale | |
| Masa | 14 mln ☉ |
| Promień | 1,36 R ☉ |
| Jasność | 263 000 litrów ☉ |
| Temperatura | 112 200 tys |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
WR 46 ( DI Crucis ) to gwiazda Wolfa-Rayeta w gwiazdozbiorze Krzyża Południa o pozornej jasności +10,8. Znajduje się na 55 min łuku na północ od Theta 2 Crucis. Gwiazda jest członkiem odległego stowarzyszenia gwiezdnego OB4 Cru i znajduje się około 2900 parseków lub 9300 lat świetlnych od Układu Słonecznego .
Cechy
WR 46 ma typ widmowy WN3, z osobliwościami w widmie, w tym niezwykle szerokimi liniami emisyjnymi . Jego widmo charakteryzuje się obecnością silnych linii NV i He II oraz brakiem linii wodoru . Jest znana jako gwiazda WNE o słabych liniach ze względu na wysoką temperaturę, ale stosunkowo słabą siłę emisji.
Wszystkie parametry fizyczne WR 46 są szacunkami na podstawie założeń dotyczących odległości i modeli dla gwiazd tego typu, powikłanych podejrzeniem, że istnieje gwiazda towarzysząca. Efektywna temperatura wynosi ponad 110 000 K, jasność większa niż 200 000 razy jasność Słońca ( L ☉ ), masa około 14 razy większa od Słońca ( M ☉ ) i promień 1,36 razy większy od promienia Słońca ( R ☉ ). Prędkość graniczna wiatru gwiazdowego 2450 km/s przy całkowitej utracie masy 4 × 10-6 M ☉ rocznie .
WR 46 jest znanym źródłem promieniowania rentgenowskiego, aspektem odkrytym przez Obserwatorium Einsteina. Jasność promieniowania rentgenowskiego między 0,2 a 10,0 keV wynosi 7,7 × 10 32 erg/s. Jego widmo rentgenowskie jest zdominowane przez składową miękką, ale jest też składowa twarda powyżej 3 keV (twardy ogon).
Zmienność
WR 46 wykazuje złożoną zmienność w stosunkowo krótkich skalach czasowych wynoszących kilka godzin. W przeszłości występowały regularne, ale sporadyczne zmiany prędkości radialnej , wielokrotne okresy i zmiany fotometryczne na niektórych długościach fal, zwłaszcza w ultrafiolecie . Zaproponowano, że to krótkotrwałe zachowanie jest spowodowane pulsacjami niepromieniowymi, szybką modulacją rotacyjną lub obecnością towarzysza o mniejszej masie. Teorie, które są obecnie dyskontowane, obejmują WR 46 jako źródło super miękkiego promieniowania rentgenowskiego lub gwiazdę V Sagittae,
Zmiany prędkości radialnej linii widmowych pochodzących najgłębiej w wietrze gwiazdowym pokazują wyraźne zmiany prędkości radialnej w okresie 7,9 godziny. Jednak linie nie zmieniają swojego kształtu ani intensywności, czego można by się spodziewać po pulsującej gwieździe. Zaproponowano pulsacje niepromieniowe , z wieloma okresami pulsacji o różnej amplitudzie, które odpowiadają za pozornie nieregularne zmiany jasności.
Gwiazda binarna
Podejrzewa się, że WR 46 jest systemem binarnym z towarzyszem OB. Okres orbitalny układu wynosił 0,311 dnia i 0,329 dnia. Najnowsze badania odrzucają ideę towarzysza, zamiast tego opowiadają się za teorią pojedynczej gwiazdy WN.
