Study of the late nitrogen-sequence Galactic Wolf–Rayet star WR156. Spectropolarimetry and modeling

Maryeva, O. V.; Afanasiev, V. L.; Панчук, В. Е.

doi:10.1016/j.newast.2013.03.015

Cited by 5 publications

(4 citation statements)

References 27 publications

Supporting

Mentioning

Contrasting

Unclassified

Order By: Relevance

“…-спектроскопия и спектрополяриметрия протопланетарных туманностей [12,5]; -обнаружение синтеза тяжелых элементов в процессах медленной нейтронизации [13,14]; -изучение околозвездных оболочек при мощных пылевых выбросах [7]; -спектроскопия и спектрополяриметрия горячих звезд с протяженными газовыми структурами [15,16]; -исследование нерадиальных пульсаций горячих звезд [17]; -спектроскопия абсорбционных спектров ярких квазаров. Увеличение одновременно регистрируемого диапазона длин волн позволяет применять программы определения физических параметров и химического состава звездных атмосфер, где необходимо использовать параметры линий, наблюдаемых в близком ИК-диапазоне (на-пример, NI λ=862,9 нм и NI λ=868,3 нм, ИК-триплет нейтрального кислорода OI вблизи λ=777,3 нм).…”

Section: рисunclassified

Stellar spectropolarimetry with the 6-m telescope BTA. II. Primary focus Echellé spectrographs

Панчук¹,

Клочкова²,

Yushkin³

et al. 2017

Izv. vysš. učebn. zaved., Priborostr.

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

Представлен эшельный спектрограф PFES и прибор нового поколения -спек-трограф ESPRI, разработанный с учетом последних достижений оптики и элек-троники. На новом спектрографе первичного фокуса БТА увеличены диаметр коллимированного пучка, угол блеска эшелле, фокусное расстояние объектива и формат ПЗС-матрицы. При этом каждый из параметров спектрографа PFES (спектральное разрешение, длина одновременно регистрируемого диапазона, проницающая способность) превзойден минимум в два раза. В режиме спек-троскопии спектральное разрешение составляет R=30 000, в режиме измерения линейной и круговой поляризации R=20 000. Новый прибор предоставляет воз-можность быстрой трансформации спектрополяриметра в спектрограф, и на-оборот. Приведены схемы спектрографов PFES и ESPRI и рассмотрены их осо-бенности. Приведены примеры изображений эшелле-спектров. Ключевые слова: большой телескоп, спектрограф, анализатор поляризации, ПЗС-матрица, параметры Стокса, спектры звездВведение. В предыдущей публикации [1] представлены основные этапы развития тех-ники спектроскопии и спектрополяриметрии звезд в фокусах Нэсмита БТА. Для наблюдений объектов низкой яркости был изготовлен эшелле-спектрограф PFES (Prime Focus Echelle Spectrograph), устанавливаемый в кабине первичного фокуса (ПФ) телескопа. Основанием для разработки PFES послужили следующие факторы. Во-первых, наметилась необходимость выполнения наблюдений с разрешением R=13 000, типичным для Основного звездного спек-трографа (ОЗСП) [2], но при величине одновременно регистрируемого спектрального диапа-зона, более чем на порядок превышающей одновременно регистрируемый спектральный диа-пазон ОЗСП. Во-вторых, проницающая способность таких наблюдений не должна уступать проницающей способности ОЗСП (так как потери на втором и третьем зеркалах схемы Нэс-мита сравнимы с потерями на втором диспергирующем элементе эшелле-спектрографа). В-третьих, измерения линейной и круговой поляризации, выполняемые в первичном фокусе БТА, свободны от инструментальной поляризации, возникающей на третьем плоском зеркале схемы Нэсмита. В первичном фокусе БТА вращение поля зрения компенсируется механиче-ски вращением поворотного стола, на котором находится спектрограф. Поэтому нет необхо-димости применять компенсаторы вращения поля, на оптических поверхностях которых также возникает инструментальная поляризация. И, наконец, при создании и развитии

show abstract

Section: рисunclassified

Stellar spectropolarimetry with the 6-m telescope BTA. II. Primary focus Echellé spectrographs

Панчук¹,

Клочкова²,

Yushkin³

et al. 2017

Izv. vysš. učebn. zaved., Priborostr.

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

show abstract

“…Note that the R 2/3 surface moves deeper in the wind during the minima. For comparison Figure 8 shows the structure of the wind of two WN8h stars: FSZ35 (Maryeva & Abolmasov 2012b) and WR156 (Maryeva et al 2013), belonging to M 33 and our Galaxy, respectively. It is clear that the wind structure of GR 290 during the minimum of brightness is fairly similar to the one of typical WN8h (non variable) stars.…”

Section: Physical Parameters Of Gr 290mentioning

confidence: 99%

GR 290 (Romano's Star): 2. Light history and evolutionary state

Polcaro,

Maryeva,

Nesci

et al. 2016

Preprint

View full text Add to dashboard Cite

We have investigated the past light history of the luminous variable star GR 290 (M33/V532, Romano's Star) in the M 33 galaxy, and collected new spectrophotometric observations in order to analyse links between this object, the LBV category and the Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence. We have built the historical light curve of GR 290 back to 1901, from old observations of the star found in several archival plates of M 33. These old recordings together with published and new data on the star allowed us to infer that for at least half a century the star was in a low luminosity state, with B ≃18-19, most probably without brighter luminosity phases. After 1960, five large variability cycles of visual luminosity were recorded. The amplitude of the oscillations was seen increasing towards the 1992-1994 maximum, then decreasing during the last maxima. The recent light curve indicates that the photometric variations have

show abstract

“…Next evolutionary state after LBV phase is the WR star of nitrogen sequence (WN). We consider WN state using two stars of WN8 subtype: FSZ35 which is located in M33 galaxy (Maryeva & Abolmasov 2012b) and WR156 -in our Galaxy (Maryeva et al 2013a). Performed modeling allows both to determine parameters of the stars as well as to refine the evolutionary state of GR 290.…”

Section: Wolf-rayet Starsmentioning

confidence: 99%

The study of massive stars with 50 Msun initial mass at different evolutionary stages

Maryeva

2016

Preprint

View full text Add to dashboard Cite

We will present results of studies of several massive stars at different evolutionary stages, but with similar values of the initial mass: O-supergiants belonging to association Cyg OB2, unique LBV/post-LBV -Romano's star and two Wolf-Rayet stars -WR156 and FSZ35. All these stars have similar initial mass of about 50 M ⊙ . It allows us to consider them a single star at different moments of life, and it gives an opportunity to track changes in the physical parameters (such as effective temperature, luminosity, mass loss rate, wind velocity) and chemical abundances during the life of a massive star. It is important to test the current evolution theories of such objects.

show abstract

Study of the late nitrogen-sequence Galactic Wolf–Rayet star WR156. Spectropolarimetry and modeling

Cited by 5 publications

References 27 publications

Stellar spectropolarimetry with the 6-m telescope BTA. II. Primary focus Echellé spectrographs

Stellar spectropolarimetry with the 6-m telescope BTA. II. Primary focus Echellé spectrographs

GR 290 (Romano's Star): 2. Light history and evolutionary state

The study of massive stars with 50 Msun initial mass at different evolutionary stages

Contact Info

Product

Resources

About