WR 20a

WR 20a

WR 20a (inringad) nära Westerlund 2 Kredit : NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA), A. Nota (ESA/STScI) och Westerlund 2 Science Team
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000
Konstellation	Carina
Rätt uppstigning	10 h 23 m 58.002 s
Deklination	−57° 45′ 48,99″
Skenbar magnitud (V)	13.28
Egenskaper
Evolutionsstadiet	Het snedstjärna
Spektral typ	O3If*/WN6 + O3If*/WN6
U−B färgindex	+0,29
B−V färgindex	+1,63
Variabel typ	β Lyr + WR
Astrometri
Korrekt rörelse (μ)	RA: −5,391 mas / år Dec.: 2,949 mas / år
Parallax (π)	0,2310 ± 0,0171 mas
Distans	14 000 ± 1 000 ly (4 300 ± 300 st )
Absolut magnitud ( MV )	−6,49 / −6,49
Bana
Period (P)	3.675 dagar
Halvstor axel (a)	26 R ☉
Excentricitet (e)	0
Semi-amplitud (K 1 ) (primär)	353,1 km/s
Halvamplitud (K 2 ) (sekundär)	362,6 km/s
Detaljer
Primär
Massa	82,7 ± 5,5 M ☉
Radie	19,3 ± 0,5 R ☉
Ljusstyrka	1 150 000 ± 150 000 L ☉
Ytgravitation (log g )	3,8 cgs
Temperatur	43 000 ± 2 000 K
Sekundär
Massa	81,9 ± 5,5 M ☉
Radie	19,3 ± 0,5 R ☉
Ljusstyrka	1 150 000 ± 150 000 L ☉
Ytgravitation (log g )	3,8 cgs
Temperatur	43 000 ± 2 000 K
Övriga beteckningar
V712 Carinae, THA 35-II-36, Westerlund 2 MSP 240, 2MASS J10235800-5745489, UBV M 40466, Westerlund 2 4
Databasreferenser
SIMBAD	data

WR 20a är en förmörkande dubbelstjärna som tillhör eller nyligen (0,5 miljoner år tidigare) kastats ut från den unga, massiva klungan Westerlund 2 . Det upptäcktes 2004 som ett av de mest massiva binära systemen som är kända, för vilka komponenternas massor har mätts noggrant.

Varje stjärna i systemet har ungefär åttio gånger solens massa . Det är inte klart varför detta system är placerat bort från mitten av klustret. Det är möjligt att systemet bildades i kärnan, men att det stöttes ut av dynamiska interaktioner.

En visuell bandljuskurva för WR 20a (V712 Carinae), anpassad från Kochanek et al. (2017)

Var 3,6:e dag kretsar de två stjärnorna i detta system runt varandra. Även om stjärnorna befinner sig i en mycket snäv omloppsbana är båda stjärnorna i systemet fristående . De två stjärnorna förmörkar varandra på varje omloppsbana, vilket ger en minskning av ljusstyrkan på cirka 0,4 magnituder. Ljusstyrkan varierar också kontinuerligt utanför solförmörkelserna på grund av de två stjärnornas förvrängda former. De primära och sekundära minima är nästan samma djup eftersom storleken och temperaturen på varje stjärna är nästan identisk.

Det förväntas att inom en miljon år kommer de två att expandera och komma i kontakt . En stor mängd kväve har uppmätts på stjärnornas yta, ungefär sex gånger den mängd kväve som uppmätts i solen. Detta kväve produceras troligen i djupare lager av stjärnan och skjuts mot ytan genom rotationsblandning.

En kollision mellan systemens två vindar har upptäckts i såväl synligt som i röntgenstrålar . Det röntgenstrålande området är ganska utsträckt eftersom det inte lider av någon förmörkelse.