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WR 25

WR 25 ( HD 93162 ) es un sistema estelar triple ubicado en la región de formación estelar turbulenta de la Nebulosa de Carina , a unos 7600 años luz de la Tierra. Contiene una e...

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WR 25 ( HD 93162 ) es un sistema estelar triple ubicado en la región de formación estelar turbulenta de la Nebulosa de Carina , a unos 7600 años luz de la Tierra. Contiene una estrella Wolf-Rayet y dos estrellas de tipo O, y pertenece al cúmulo Trumpler 16. Su nombre proviene del Catálogo de Estrellas Wolf-Rayet Galácticas.

Espectro

WR 25 fue reconocida como una estrella Wolf-Rayet en el siglo XIX, debido a su brillo y un espectro dominado por líneas de emisión anchas. [ 8 ] El espectro contiene líneas de hidrógeno y es intermedio entre una estrella WN (Wolf-Rayet) clásica y una supergigante de tipo O. Esto llevó a los primeros informes de que era un sistema binario, por ejemplo, una estrella WN7 más una estrella O7. [ 9 ] También se ha descrito como WN7 + abs [ 10 ] (lo que significa una estrella Wolf-Rayet con líneas de absorción de origen desconocido) y WN6ha. [ 11 ] Con la introducción de clasificaciones específicas para estrellas hot slash , a WR 25 se le asignó el tipo espectral O2.5If * /WN6. Esto reconoce la presencia de nitrógeno, la debilidad intrínseca de muchas líneas de emisión y la presencia de algunas líneas de absorción de helio e hidrógeno. La clasificación representa una gradación fina de emisión más débil y absorción más fuerte que un tipo espectral WN6ha. [ 12 ] No se puede detectar claramente ninguna contribución al espectro proveniente del compañero. [ 5 ]

Propiedades

WR 25 es la estrella más brillante de la imagen. La estrella naranja a su izquierda es un objeto en primer plano.

La estrella principal del sistema WR 25 es aproximadamente 2,4 millones de veces más brillante que el Sol e ilumina el extremo sur del cúmulo Trumpler 16. El modelo utilizado para derivar los parámetros estelares no es adecuado para sistemas binarios, ya que los autores señalan que la compañera contribuye con más del 15 % de la luminosidad del sistema, por lo que esta última es muy incierta. Estimaciones anteriores, basadas en mediciones del flujo ionizante, arrojaron valores cercanos a 1,5 millones de veces la luminosidad solar, con estimaciones correspondientemente menores para otros datos físicos. [ 13 ]

Se supone que la compañera es una estrella joven, caliente y masiva, similar a otros sistemas binarios WR+O o WR+WR conocidos. Se ha descrito como una supergigante O4, pero mediciones posteriores aún no permiten determinar con precisión su tipo espectral. Los vientos estelares que colisionan entre dos estrellas tan calientes y luminosas producen los rayos X duros [ 14 ] que generaron sospechas sobre el estatus de sistema binario mucho antes de que se detectara el período orbital de 208 días. [ 5 ]

Aunque muy luminosa, WR 25 está más allá de la visibilidad a simple vista debido a la fuerte extinción de polvo de las nubes en la nebulosa y a que gran parte de la radiación emitida se encuentra en el ultravioleta . Con una magnitud absoluta de −6,98 a una distancia de 1970 pársecs, sería visible a simple vista con una magnitud estelar de 4,49 si no hubiera obstáculos, en lugar de la magnitud real de 8,80. Se ha observado en rayos X e infrarrojo. [ 14 ] [ 15 ]

WR 25 se encuentra en el límite occidental del cúmulo estelar Trumpler 16, parte de Carina OB1 , una de las asociaciones estelares más grandes de la Vía Láctea. [ 16 ] Debido a su extrema luminosidad, afecta enormemente a su entorno estelar, como se observa en los delgados arcos largos y filamentos que se alejan de la estrella, incluida la Nebulosa del Dedo . [ 17 ]

Un tercer componente, previamente sospechado a partir de firmas espectroscópicas, fue confirmado en 2026 mediante interferometría . Se trata de una estrella de tipo O7 con una masa de 26 M☉ . Su órbita no ha sido determinada, pero se estima que su período probablemente se encuentre entre 19 y 82 años. [ 4 ] 

Véase también

Notas

  1. 1 2 3 Calculado, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann y la temperatura efectiva y luminosidad de la estrella, con respecto a latemperatura efectiva nominal solar de5.772 K  :(5,77242,200)4⋅106.21=24 R⊙.{\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{42,200}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{6.21}}}=24\ R_{\odot }.}(5,77241,400)4⋅105.48=10.7 R⊙.{\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{41,400}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{5.48}}}=10.7\ R_{\odot }.}(5,77236,300)4⋅105.08=8.8 R⊙.{\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{36,300}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{5.08}}}=8.8\ R_{\odot }.}

Referencias

  1. ↑ Roman, Nancy G. (1987). "Identificación de una constelación a partir de una posición" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 99 (617): 695. Bibcode : 1987PASP...99..695R . doi : 10.1086/132034 .Registro de constelación para este objeto en VizieR .
  2. 1 2 Roeser, S.; Bastian, U. (1988). "Un nuevo catálogo estelar de tipo SAO". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 74 : 449. Bibcode : 1988A & AS...74..449R . ISSN 0365-0138 . 
  3. ↑ Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección de catálogos electrónicos CDS/ADC . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237....0D .
  4. 1 2 3 4 5 6 Deshmukh, K.; Mahy, L.; Sana, H.; Frost, AJ; Gosset, E.; Lanthermann, C.; LeBouquin, J.-B.; Pauli, D.; Shenar, T. (2026-07-14). "Estrellas masivas del sur con alta resolución angular: WR 25 es un sistema triple jerárquico masivo". Astronomía y Astrofísica . arXiv : 2607.12836 .
  5. 1 2 3 Gamen, R.; Gosset, E.; Morrell, N. ; Niemela, V.; Sana, H.; Nazé, Y.; Rauw, G.; Barbá, R.; Solivella, G. (2006). "La primera solución orbital para el sistema binario masivo de viento colisionante HD 93162 (≡WR 25)". Astronomía y Astrofísica . 460 (3): 777– 782. arXiv : astro-ph/0609454 . Bibcode : 2006A & A...460..777G . doi : 10.1051/0004-6361:20065618 . S2CID 17677713 . 
  6. 1 2 3 Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). " Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties" . Astronomy & Astrophysics . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A & A...649A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 .  (Erratum: doi : 10.1051/0004-6361/202039657e )  . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
  7. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, NI ; Barba, RH; Walborn, NR; Gamen, RC; Arias, JI; Alfaro, EJ; Oskinova, LM (2019). "Las estrellas galácticas WN revisadas. Impacto de las distancias de Gaia en los parámetros estelares fundamentales". Astronomía y Astrofísica . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . Código Bib : 2019A y A...625A..57H . doi : 10.1051/0004-6361/201834850 . S2CID 104292503 . 
  8. ↑ Campbell, WW (1894). "Las estrellas Wolf-Rayet". Astronomía y Astrofísica . 13 : 448. Bibcode : 1894AstAp..13..448C .
  9. ↑ Smith, Lindsey F. (1968). "Un sistema de clasificación espectral revisado y un nuevo catálogo para estrellas Wolf-Rayet galácticas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 138 : 109–121 . Bibcode : 1968MNRAS.138..109S . doi : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  10. ↑ Crowther, Paul A.; Smith, Linda J.; Hillier, D. John (1993). "Análisis personalizados de 24 estrellas WN galácticas". Space Science Reviews . 66 ( 1–4 ): 271–275 . Bibcode : 1993SSRv...66..271C . doi : 10.1007/BF00771076 . S2CID 122574673 . 
  11. ↑ Smith, Lindsey F.; Maeder, A. (1998). "La relación entre la clasificación WR y los modelos estelares. II. Las estrellas WN sin hidrógeno". Astronomía y Astrofísica . 334 : 845. Bibcode : 1998A & A...334..845S .
  12. ↑ Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. (2011). "Clasificación espectral de estrellas O2-3.5 If*/WN5-7" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID 118455138 . 
  13. ↑ Crowther, PA; Dessart, L. (1998). "Espectroscopia cuantitativa de estrellas Wolf-Rayet en HD 97950 y R136a: los núcleos de regiones H II gigantes" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 296 (3): 622– 642. Bibcode : 1998MNRAS.296..622C . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01400.x .
  14. 1 2 Pandey, JC; Pandey, SB; Karmakar, S. (2014). "Observaciones de Wr 25 resueltas en fase con XMM-Newton y Swift". The Astrophysical Journal . 788 (1): 84. arXiv : 1405.7137 . Bibcode : 2014ApJ...788...84P . doi : 10.1088/0004-637X/788/1/84 . S2CID 119197173 . 
  15. ^ Sanchawala, K.; Chen, WP; Lee, HT; Chu, YH; Nakajima, Y.; Tamura, M.; Baba, D.; Sato, S. (2007). "Un estudio de rayos X e infrarrojo cercano de estrellas jóvenes en la nebulosa Carina". La revista astrofísica . 656 (1): 462– 473. Código bibliográfico : 2007ApJ...656..462S . CiteSeerX 10.1.1.667.3955 . doi : 10.1086/510184 . S2CID 53352850 .  
  16. ↑ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Thomas; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G.; King, Robert R.; McCaughrean, Mark J.; Moffat, Anthony FJ; Zinnecker, Hans (2011). "The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16". The Astrophysical Journal Supplement . 194 (1): 12. arXiv : 1103.1126 . Bibcode : 2011ApJS..194...12W . doi : 10.1088/0067-0049/194/1/12 . S2CID 13951142 . 
  17. ↑ Walborn, Nolan R. (2012). «La compañía de Eta Carinae: contenido estelar e interestelar de la nebulosa de Carina». Eta Carinae y los impostores de supernovas . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 384. pp. 25–42 . Bibcode : 2012ASSL..384...25W . doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2 . ISBN   978-1-4614-2274-7.