WR 30a

Estrella en la constelación de Carina

WR 30a

Ubicación de WR 30a (encerrado en un círculo rojo)
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Constelación	Carina
Ascensión recta	10 h 51 m 38.906 s [1]
Declinación	−60 ° 56 ′ 34,91 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)	12,73 [2]
Caracteristicas
Etapa evolutiva	Estrella Wolf – Rayet
Tipo espectral	WO4 + O5 ((f)) [3]
Índice de color U − B	−0,22 [4]
Índice de color B − V	+1.04 [4]
Tipo variable	WR [2]
Astrometria
Movimiento adecuado (μ)	RA:  −5,642 [1]  mas / año Diciembre:  2,842 [1]  mas / año
Paralaje (π)	0,1201 ± 0,0099 [1]  mas
Distancia	6.720+1,400 −1,090[5]  pc
Magnitud absoluta  (M V )	−5,39 [6] (−2,80 + −5,38)
Orbita
Primario	WR
Compañero	O
Periodo (P)	4.619 días [7]
Semieje mayor (a)	35,4  R ☉ [8]
Excentricidad (e)	0,2 [8]
Inclinación (i)	20 ± 5 [8] °
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria)	189 [4] km / s
Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria)	25 [8] km / s
Detalles
WR
Masa	7.5-9.7 [8]  M ☉
Radio	0,88 [a]  R ☉
Luminosidad	195.000 [9]  L ☉
Temperatura	129.500 [9]  K
O
Masa	40-60 [8]  M ☉
Otras designaciones
WR  29a, V574  Carinae, GSC  08958-04143, MS4
Referencias de la base de datos
SIMBAD	datos

WR 30a es un binario espectroscópico masivo en la constelación de Carina . La primaria es una estrella extremadamente rara en la secuencia de oxígeno WO y la secundaria es una estrella masiva de clase O. Aparece cerca de la Nebulosa Carina pero está mucho más lejos.

Descubrimiento

WR 30a fue descubierto en un estudio fotográfico en la constelación de Carina usando el Telescopio Curtis-Schmidt en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo . Fue catalogado como MS4 de nueve nuevos descubrimientos, clasificados solo como "WR ::". ^[10]

WR 30a entró en el sexto catálogo de estrellas WR galácticas en el último minuto con la designación WR 29a y una clase espectral de "WR + ABS". ^{[4] [11]} Una revisión de las estrellas Wolf-Rayet en 1984 informó que WR 30a tenía una ascensión recta mayor que WR 30 y debería numerarse correctamente 30a en lugar de 29a. ^[12] El nombre se corrigió en la séptima edición del catálogo. ^[6]

Todavía en 1984, WR 30a se estudió espectroscópicamente y se le asignó una clase WC4. ^[13] Otro estudio de 1984 observó la dilución de algunas líneas de emisión y sugirió la presencia de un compañero binario de tipo espectral aproximado O4. ^[14] La clasificación espectral WO ya había sido definida, pero ninguno de los artículos consideró que WR 30a mostrara líneas de excitación suficientemente altas o líneas de oxígeno fuertes para merecer esa clasificación. Finalmente se asignó una clase espectral WO, con una emisión de O vi relativamente débil , pero confirmada por la falta de emisión de C iii . Se asignó temporalmente una clase WO5 para tener en cuenta la excitación inusualmente baja, ^[15]pero se confirmó en WO4 cuando se definieron los criterios cuantitativos para las subclases de WO. ^[dieciséis]

La identificación del compañero se mantuvo solo como un O4 aproximado hasta 2001, cuando la espectroscopia detallada asignó una clase O5 ((f)). Esto se basa en la existencia de líneas de emisión estrechas de N iii a 463,4 - 464,1 nm y la identificación de una fuerte absorción de He ii a 468,6 nm. La clase de luminosidad no se pudo determinar con certeza, pero se puede descartar una supergigante y los anchos de línea sugieren que lo más probable es una clase gigante. ^[4]

Sistema

WR 30a es un binario espectroscópico cercano que contiene una estrella WO4 y una estrella O5 no supergigante . Se orbitan entre sí cada 4.916 días. ^[7] Aunque se pueden detectar las líneas espectrales de ambas estrellas y medir las variaciones de la velocidad radial orbital, la órbita aún es poco conocida. El primario tiene líneas de emisión muy ensanchadas que son difíciles de medir con precisión, y el secundario tiene una velocidad orbital relativamente baja debido a su gran masa. Las mediciones de diferentes líneas espectrales y diferentes porciones de perfiles de línea conducen a resultados diferentes. Algunos componentes del espectro son producidos por vientos estelares que no se mueven a la velocidad orbital con las estrellas. ^[4]

Las estrellas no se eclipsan entre sí, pero se deforman por la gravedad y muestran pequeñas variaciones de brillo durante la órbita. Estas variaciones de brillo son regulares y constantes durante largos períodos, por lo que el período orbital se conoce con precisión. La inclinación se puede estimar a partir de la función de masa y los vientos en colisión . La excentricidad es pequeña y el modelo más preciso de variaciones del perfil de la línea espectral durante la órbita da una excentricidad de 0,2. El semi-eje mayor de la órbita es 35.4  R _☉ , con la estrella WO moviéndose en una elipse de semi-eje mayor 30  R _☉ y la compañera O más masiva en una elipse de semi-eje mayor 5.4  R _☉. La separación de las estrellas varía de 28  R _☉ a 42  R _☉ . ^[8]

Aunque la estrella secundaria caliente produce lo que normalmente se consideraría un viento estelar rápido, está completamente dominado por el viento de la estrella primaria. El frente de choque donde chocan los vientos es aproximadamente un cono alrededor de la estrella O con un medio ángulo de 50 °. Se estima que el vértice del cono de choque se encuentra a 25  R _☉ de las estrellas WO y 10  R _☉ de la estrella O. 10  R _☉ es comparable al radio de una estrella O5 no supergigante típica, de modo que su propio viento se ve obligado a retroceder contra la superficie de la estrella. ^[8]

Variabilidad

WR 30a muestra variaciones de brillo regulares y continuas de 0.02 magnitudes con un período estable de 4.6 días. Estos se atribuyen al movimiento orbital y a las formas deformadas de las dos estrellas. Además, el sistema muestra un brillo muy rápido ocasional de hasta 0,2 magnitudes. Estos cambios de brillo solo se han visto en longitudes de onda visuales y duran solo unas pocas horas. En longitudes de onda azules, las variaciones no se ven o, a veces, un pequeño cambio de brillo opuesto. No son predecibles pero hay un período posible de alrededor de tres días. La causa de estos cambios de brillo se desconoce por completo. ^[17]

Características

La estrella primaria, de clasificación espectral WO4, es uno de los pocos conocidos de oxígeno-secuencia estrellas Wolf-Rayet, solo cuatro de la Vía Láctea, la galaxia y cinco en galaxias externas. Modelar la atmósfera da una luminosidad de alrededor de 195.000  L ☉ . Es una estrella densa muy pequeña, con un radio menor que el del sol pero con una masa cercana a las 10 masas solares. Los vientos estelares muy fuertes , con una velocidad terminal de 4.500 kilómetros por segundo, están provocando que WR 30a A pierda más de ^10-5  M _☉ / año. ^[4] A modo de comparación, el Sol pierde (2-3) x 10 ⁻¹⁴masas solares por año debido a su viento solar , varios cientos de millones de veces menos que WR 30a.

La estrella secundaria tiene una clase espectral O5. No es una supergigante, pero podría ser una secuencia principal o una estrella gigante . Algunas líneas de helio y emisión de nitrógeno se detectan en el espectro, lo que indica la mezcla de productos de fusión en la superficie y un fuerte viento estelar . ^[8]

La estrella secundaria es visualmente 10 veces más brillante que la primaria y más de cinco veces más masiva, aunque la primaria domina la apariencia del espectro. Los investigadores tienen cuidado de evitar la ambigüedad sobre la estrella definida como principal y normalmente se refieren a los componentes como "WR" y "O". ^{[4] [9]}

WR 30a es una fuente de rayos X muy potente. Esto se espera para un binario de viento en colisión, pero la fuente de los rayos X no se ha determinado de manera concluyente. Pueden tener un origen térmico o no térmico. ^[7]

Estado evolutivo

Las estrellas WO Wolf-Rayet son la última etapa evolutiva de las estrellas más masivas antes de explotar como supernovas , posiblemente con un estallido de rayos gamma . ^[18] Es muy probable que WR 30a esté en sus últimas etapas de fusión nuclear , cerca o más allá del final de la combustión del helio . ^[19] Los modelos evolutivos de una sola estrella del componente WO de WR 30a sugieren que comenzó su vida como una estrella de 120 M _☉ que giraba rápidamente y  que ahora ha perdido más del 90% de su masa. ^[17]

Notas

1. Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominalde 5.772  K :

   ${\displaystyle {\sqrt {(5772/129500)^{4}*195,000}}=0.88\ R\odot }$

Ver también

• WR 102
• WR 142
• WR 93b
• Lista de candidatos a supernova

Referencias

1. Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A y A ... 649A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202039657 . S2CID  227254300 . Registro de Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
2. Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 . Código bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
3. Tramper, F .; Straal, SM; Sanyal, D .; Sana, H .; de Koter, A .; Gräfener, G .; Langer, N .; Vink, JS; de Mink, SE ; Kaper, L. (2015). "Estrellas masivas a punto de explotar: las propiedades de la secuencia de oxígeno de las estrellas Wolf-Rayet". Astronomía y Astrofísica . 581 (110): A110. arXiv : 1507.00839v1 . Código Bibliográfico : 2015A y A ... 581A.110T . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425390 . S2CID 56093231 . 
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