WR 9
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WR 9
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónPuppis
Ascensión recta07 h 45 m 50.39754 s [1]
Declinación−34 ° 19 ′ 48,5067 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)10,50 [2]
Caracteristicas
Tipo espectralWC4 + O7 [3]
Magnitud aparente  (J)8.452 [4]
Magnitud aparente  (K)7.545 [4]
Índice de color U − B+0.04 [2]
Índice de color B − V+0,93 [2]
Tipo variableEclipsante + WR [5]
Astrometria
Velocidad radial (R v )321 ± 12 [6]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  −4,43 [1]  mas / año
Dic .:  +2,76 [1]  mas / año
Paralaje (π)0,94 ± 1,48 [1]  mas
Distancia4.570+840
−630[7]  pc
Magnitud absoluta  (M V )WR : −3,34
O : −4,01 [8]
Órbita [6]
Periodo (P)14.305
Semieje mayor (a)123  R ☉ [9]
Excentricidad (e)0
Inclinación (i)55 ± 34 °
Semi-amplitud (K 1 )
(primaria)		186 ± 19 km / s
Semi-amplitud (K 2 )
(secundaria)		56 ± 28 km / s
Detalles
WR
Masa9 [10]  M ☉
Radio5 [9]  R ☉
Luminosidad500.000 [11]  L ☉
Temperatura139.700 [11]  K
O
Masa32 [10]  M ☉
Otras designaciones
V443  Puppis, CD −34 ° 3879, HD  63099, HIP  37876
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

WR 9 es una binaria espectroscópica en la constelación Puppis que consiste en una estrella Wolf-Rayet y una estrella de la clase O . Se encuentra a unos 14.900 años luz de distancia.

WR 9 es un binario con dos componentes en una órbita circular de 14 días. El componente Wolf-Rayet a menudo se identifica como el primario porque domina el espectro con sus amplias líneas de emisión , aunque es menos masivo, menos luminoso y menos brillante visualmente que su compañero. La compañera es una estrella de aproximadamente O7.

El espectro está dominado por amplias líneas de emisión , siendo las de C IV las más fuertes, seguidas de He II . Se ven líneas C III pero mucho más débiles. Las líneas O V también son más fuertes que C III . La clasificación se suele dar como WC4, aunque anteriormente se había asignado como WC5. En comparación, las líneas de absorción de la estrella secundaria son más estrechas y débiles, aunque en longitudes de onda azules y más cortas se vuelven más fuertes que las líneas WR. El tipo espectral del secundario se puede establecer en O7. [3] La clase de luminosidad no se puede determinar claramente, aunque se ha sugerido que es una supergigante. [12] La estrella Wolf-Rayet no muestrahidrógeno en su espectro y se cree que está libre de hidrógeno. Se calcula que consta de 42% de helio y 58% de elementos más pesados, principalmente carbono y oxígeno. [11]

WR 9 figura como un binario eclipsante en el Catálogo General de Estrellas Variables , además de tener los cambios de brillo más irregulares que se ven con frecuencia en las estrellas Wolf Rayet. La amplitud total es de solo 0,04 magnitudes. [5] Los eclipses son tan superficiales porque solo la atmósfera de la estrella WR eclipsa a la estrella O en cada órbita. [9]

Referencias

  1. ↑ a b c d e Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID  18759600 .
  2. ↑ a b c Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS / ADC de Catálogos Electrónicos . 2237 . Código Bibliográfico : 2002yCat.2237 .... 0D .
  3. ↑ a b Bartzakos, P .; Moffat, AFJ; Niemela, VS (2001). "Nube de Magallanes WC / WO Wolf-Rayet estrellas - I. Frecuencia binaria y formación de desbordamiento del lóbulo de Roche" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 324 (1): 18–32. Código bibliográfico : 2001MNRAS.324 ... 18B . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04126.x .
  4. ^ a b Cutri, RM; Skrutskie, MF; Van Dyk, S .; Beichman, CA; Carpenter, JM; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Light, RM; Marsh, KA; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, WA; Wheelock, S .; Zacarías, N. (2003). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo 2MASS All-Sky de fuentes puntuales (Cutri + 2003)". Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246. Publicado originalmente en: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 . Código bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C .
  5. ^ a b 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 .
  6. ↑ a b Bartzakos, P .; Moffat, AFJ; Niemela, VS (2001). "Estrellas de Nube de Magallanes WC / WO Wolf-Rayet - II. Vientos en colisión en binarios" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 324 (1): 33–50. Código Bibliográfico : 2001MNRAS.324 ... 33B . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04127.x .
  7. ^ Crowther, Paul A .; Rate, Gemma (2020). "Desbloqueo de estrellas Galactic Wolf-Rayet con Gaia DR2 - I. Distancias y magnitudes absolutas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 493 (1): 1512-1529. arXiv : 1912.10125 . Código bibliográfico : 2020MNRAS.493.1512R . doi : 10.1093 / mnras / stz3614 . S2CID 209444955 . 
  8. ^ Van Der Hucht, Karel A. (2001). "El VII catálogo de estrellas galácticas Wolf-Rayet". Nuevas revisiones de astronomía . 45 (3): 135–232. Código Bibliográfico : 2001NewAR..45..135V . doi : 10.1016 / S1387-6473 (00) 00112-3 .
  9. ↑ a b c Lamontagne, Robert; Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent; Robert, Carmelle ; Matthews, Jaymie M. (1996). "Determinación fotométrica de inclinaciones orbitales y tasas de pérdida de masa para estrellas Wolf-Rayet en binarias WR + O". Revista astronómica . 112 : 2227. Código Bibliográfico : 1996AJ .... 112.2227L . doi : 10.1086 / 118175 .
  10. ↑ a b Petrovic, J .; Langer, N .; Van Der Hucht, KA (2005). "Restringir la transferencia de masa en binarios masivos a través de modelos de evolución progenitora de binarios Wolf-Rayet + O". Astronomía y Astrofísica . 435 (3): 1013. arXiv : astro-ph / 0504242 . Código bibliográfico : 2005A y A ... 435.1013P . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20042368 . S2CID 16778765 . 
  11. ^ a b c Nugis, T .; Lamers, HJGLM (2000). "Tasas de pérdida de masa de las estrellas Wolf-Rayet en función de los parámetros estelares". Astronomía y Astrofísica . 360 : 227. Bibcode : 2000A & A ... 360..227N .
  12. ^ Niemela, VS; Massey, P .; Conti, PS (1984). "El sistema binario WC5 + O7 HD 63099" . Sociedad Astronómica del Pacífico . 96 : 549. Código Bibliográfico : 1984PASP ... 96..549N . doi : 10.1086 / 131377 .
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