WR 147

WR 147
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座白鳥座[ 1 ]
赤経20時間36分43.632秒[ 2 ]
赤緯+40° 21′ 07.44″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）13.86 + 16.02 [ 3 ]
特徴
WR
進化段階ウォルフ・ライエ[ 4 ]
スペクトル型WN8h [ 5 ]
B−V色指数+4.06 [ 3 ]
OB
スペクトル型B0.5V [ 5 ]
B−V色指数+4.09 [ 3 ]
天体測量
固有運動（μ）RA:  −1.417 [ 2 ]マス/年12 月:  −5.737 [ 2 ]マス/年
視差（π）0.5014 ± 0.0797 マス
距離2100 ± 200 光年 (630 ± 70 [ 6 ] 個)
絶対等級 （M V）−7.22 [ 7 ]
詳細
WR 147S（WR）
質量51 [ 8 ] メートル☉
半径29.8 [ 8 ]  R ☉
明るさ1,995,000 [ 8 ]  L ☉
温度39,800 [ 8 ]  K
WR 147N（OB）
半径9.18  R ☉
明るさ50,000 [ 9 ]  L ☉
温度28,500 [ 9 ]  K
その他の指定
IRAS 20349+4010、第 1E 2034+40.1、第2E 4394、2MASS J20364364+4021075
データベース参照
シンバッドWR 147

WR 147は、はくちょう座にある多重星系です。この系は星間減光によって極度に赤く染まっています。つまり、星の前面にある塵がWR 147から発せられる青い光の多くを散乱させ、星が赤みを帯びて見えるのです。

距離

WR 147の距離は次のように計算されています。赤外線測光に基づくと、WR 147は630 パーセク離れており、これは白鳥座OB2として知られるOB連星の前方に位置することになる。[ 6 ]可視光域での減光は11.5等級と計算され、絶対視等級は-6.7と仮定された。[ 6 ]これにより、WR 147は、その見かけの等級が暗いにもかかわらず、最も近い既知のウォルフ・ライエ星の1つとなる。[ 3 ] [ 7 ]

その後、光学測光法と紫外線測光法を用いた計算により、減光量はわずかに低下しました。絶対等級がより明るいという仮定と組み合わせると、距離係数は10.6となり、これは約1,200パーセクの距離に相当します。これは現在でも太陽に最も近いウォルフ・ライエ系の一つです。[ 7 ]

ガイアデータリリース3の視差0.5 masは約2,000パーセクですが、その値にはかなりの不確実性があります。[ 2 ]

システム

WR 147は少なくとも2つの非常に質量の大きい恒星で構成されています。主星はウォルフ・ライエ星で、WR 147Sまたは単にWR 147と表記されます。伴星はWR 147Nと表記され、B型主系列星またはO型巨星です。北に0.5インチ離れている。 [ 10 ] また、1.7年周期で主星の風の中を周回する伴星によって発生する「電波風車」に基づいて、はるかに近い伴星の存在も疑われている。[ 11 ]

WR 147は1990年代に2つの成分に分解され、[ 9 ]最初に電波波長で分離されました。[ 6 ]約643 ± 157  mas [ 9 ]これは、約403 ± 45  AUで、これは海王星と太陽の距離の約13倍です。[ 12 ]近赤外線で分解された伴星の位置は、もともとWR 147Nと呼ばれていた電波源よりも主星からわずかに離れており、WR 147NIRと呼ばれるようになりました。[ 4 ]

この系内のウォルフ・ライエ星（WR 147S）は、2,000,000 L ☉の光度を持ち 、知られている恒星の中で最も明るい恒星の一つです。B型伴星の光度は50,000  L ☉と、ウォルフ・ライエ星よりもはるかに低いです。

WR 147の軌道の軌道要素は、2つの要素が十分に離れているため軌道運動が検出されず、あまり分かっていませんが、1回の軌道運動には1,300年かかると推定されています。[ 11 ] WR 147の軌道の視線に対する傾斜も不明です。多くの研究では、30°から60°の範囲の値を示しています。[ 9 ]傾斜の値を制限することは、星の真の分離がその値に依存するため重要です。[ 9 ]

衝突する風

これら2つの星からの恒星風が衝突し、 X線と電波を放射します。ウォルフ・ライエ星は、2.4 × 10 −5  M ☉ /年で伴星の質量は4 × 10 −7  M ☉ /年。[ 9 ]風の衝突によって生成されたプラズマの温度は2.7 keV（3100万ケルビン）に達する可能性がある。[ 12 ]

名前にもかかわらず、衝突する風衝撃は実際には衝突なしであると考えられており、つまり風の中のイオンはほとんど直接衝突しません。[ 5 ]

X線

2010年、WR 147からのX線放射は2つの発生源に分けられました。1つは風の衝突が起こっていると考えられる場所で、もう1つは原因がはっきりしていないウォルフ・ライエ星から直接放射されたものです。[ 5 ]これはウォルフ・ライエ星を周回する別の大質量星であるという仮説が立てられました。もしそうであれば、その公転周期は15～20日で、系の全質量は20  M ☉となり、約0.33 AUの距離になります。[ 13 ]

参照

  • WR 140、衝突風連星のプロトタイプ

参考文献

  1. ^ Roman, Nancy G. (1987). 「位置からの星座の同定」 .太平洋天文学会刊行物. 99 (617): 695. Bibcode : 1987PASP...99..695R . doi : 10.1086/132034 .VizieRにおけるこのオブジェクトの星座記録。
  2. ^ a b c d e Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイプロパティの概要」 .天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A&A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . VizieRにおけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
  3. ^ a b c d Niemela, Virpi S.; Shara, Michael M.; Wallace, Debra J.; Zurek, David R.; Moffat, Anthony FJ (1998). 「ハッブル宇宙望遠鏡によるWR 86、WR 146、WR 147の光学伴星の検出：風衝突モデルの確認」天文雑誌. 115 (5): 2047.書誌コード: 1998AJ....115.2047N . doi : 10.1086/300320 .
  4. ^ a b Williams, PM; Dougherty, SM; Davis, RJ; Van Der Hucht, KA; Bode, MF; Setia Gunawan, DYA (1997). 「衝突風ウォルフ・ライエ系WR147の電波・赤外線構造」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 289 (1): 10– 20. Bibcode : 1997MNRAS.289...10W . CiteSeerX 10.1.1.23.1193 . doi : 10.1093/mnras/289.1.10 . 
  5. ^ a b c d Zhekov, SA; Park, S. (2010). 「チャンドラによるWR 147の観測で二重X線源が明らかに」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 709 (2): L119– L123. arXiv : 0912.3554 . Bibcode : 2010ApJ...709L.119Z . doi : 10.1088/2041-8205/709/2/L119 . S2CID 118707042 . 
  6. ^ a b c d Churchwell, E.; Bieging, JH; van der Hucht, KA; Williams, PM; Spoelstra, TA Th.; Abbott, DC (1992). 「ウォルフ・ライエ系 WR 147 ― 熱的成分と非熱的成分を持つ連星電波源」 . Astrophysical Journal, Part 1. 393 ( 1): 329– 340. Bibcode : 1992ApJ...393..329C . doi : 10.1086/171508 .
  7. ^ a b c Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). 「銀河系WN星．ラインブランケットモデル大気を用いたスペクトル解析と回転の有無による恒星進化モデルの比較」.天文学と天体物理学. 457 (3): 1015– 1031. arXiv : astro-ph/0608078 . Bibcode : 2006A&A...457.1015H . doi : 10.1051/0004-6361:20065052 . S2CID 18714731 . 
  8. ^ a b c d Sota、A.;マイス・アペラニス、J.ニセコ州モレル。バーバ、RH;ニュージャージー州ウォルボーン。ゲーメン、RC;アリアス、JI;アルファロ、EJ;オスキノバ、LM (2019)。 「銀河の WN 星を再訪。基本的な恒星のパラメータに対するガイア距離の影響」。天文学と天体物理学。A57 : 625.arXiv : 1904.04687。ビブコード: 2019A&A...625A..57H。土井：10.1051/0004-6361/201834850。S2CID 104292503。 
  9. ^ a b c d e f g Reimer, A.; Reimer, O. (2009). 「大質量星の衝突風の高エネルギーモデルに対するパラメータ制約：WR 147のケース」. The Astrophysical Journal . 694 (2): 1139– 1146. arXiv : 0901.1297 . Bibcode : 2009ApJ...694.1139R . doi : 10.1088/0004-637X/69​​4/2/1139 . S2CID 17754125 . 
  10. ^ Zhekov, SA (2007). 「非平衡電離を伴う衝突恒星風モデル：WR 147からのX線」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 382 (2): 886– 894. arXiv : 0709.1686 . Bibcode : 2007MNRAS.382..886Z . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12450.x . S2CID 17164715 . 
  11. ^ a bロドリゲス、ルイス F.アーサー、ジェーン。モンテス、ガブリエラ。カラスコ＝ゴンサレス、カルロス。トアラ、ヘスス A. (2020)。「WR 147 から発せられる無線風車」。天体物理学ジャーナル。900 (1)：L3。arXiv : 2008.03725。ビブコード: 2020ApJ...900L...3R。土井：10.3847/2041-8213/abad9d。S2CID 221090126。 
  12. ^ a b Skinner, SL; Zhekov, SA; Güdel, M.; Schmutz, W. (2007). 「XMM-NewtonによるWolf-Rayet連星系WR 147のX線観測」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 378 (4): 1491– 1498. arXiv : 0704.3235 . Bibcode : 2007MNRAS.378.1491S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11892.x . S2CID 15552884 . 
  13. ^ Zhekov, SA; Park, S. (2010). 「チャンドラHETGによる衝突恒星風システムWR 147の観測」.アストロフィジカル・ジャーナル. 721 (1): 518– 529. arXiv : 1007.4352 . Bibcode : 2010ApJ...721..518Z . doi : 10.1088/0004-637X/721/1/518 . S2CID 118456342 . 
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