WR 102
| WR 102 |
|---|
| Stjärna |
Infraröd bild av nebulosan runt WR 102 |
|
|
| Sorts |
Wolf-Rayet stjärna |
| rätt uppstigning |
17 h 45 m 47,50 s [1] |
| deklination |
−26° 10′ 27″ [1] |
| Distans |
9400 ± 800 St. år (2900 ± 200 st ) |
| Skenbar magnitud ( V ) |
14.10 [2] |
| Konstellation |
Skytten |
|
Rätt rörelse |
| • höger uppstigning |
0,923 ± 0,054 mas/år [3] |
| • deklination |
−0,157 ± 0,044 mas/år [3] |
| Parallax (π) |
0,3467 ± 0,0283 [4] mas |
| Absolut magnitud (V) |
−1,71 [2] |
| Spektralklass |
WO2 [5] |
|
Färgindex |
| • B−V |
+0,77 [6] |
| Vikt |
16.7+1,7
−1,4[7] M ⊙ |
| Radie |
0,52 [7 ] R⊙ |
| Temperatur |
210 000 [5] K |
| Ljusstyrka |
380 000 [7] L ⊙ |
| metallicitet |
0,0 [5] |
| Rotation |
1000 km/s |
|
V3893 Sagittarii, LS 4368, ALS 4368, Sand 4 |
| SIMBAD |
data |
| Information i Wikidata |
WR 102 är en Wolf-Rayet-stjärna i stjärnbilden Skytten , en representant för den extremt sällsynta spektralklassen WO, omgiven av G2.4 + 1.4- nebulosan . Den har hög ljusstyrka och extremt hög temperatur, nära en supernovaexplosion .
Upptäckt
WR 102 nämndes först som ett möjligt objekt motsvarande i det optiska området den säregna röntgenkällan GX 3+1 [8] . Senare blev det klart att detta är ett separat objekt, och 1971 upptäcktes att det är en ljus stjärna med ovanliga O VI -emissionslinjer i spektrumet [9] . Den tillhör WC-klassen, har ovanliga linjer av starkt joniserade grundämnen och är inte den centrala stjärnan i en planetarisk nebulosa [8] [10] . Stjärnan uppvisade ljusstyrkavariationer och fick beteckningen V3893 Skytten [11] .
1982 användes data om fem ljusstarka stjärnor, inklusive WR 102, med ljusa emissionslinjer av starkt joniserat syre, för att bestämma WO-klassen. Alla dessa stjärnor är i ett sent skede av evolutionen [12] .
Funktioner
WR 102 tillhör spektraltypen WO2, det är en av få kända syrerika Wolf-Rayet-stjärnor, det finns fyra kända i Vintergatan och fem i andra galaxer. Det är också en av de hetaste kända stjärnorna, med en temperatur på 210 000 K. Simuleringar av stjärnans atmosfär gav en luminositetsuppskattning på 282 000 solar luminositeter [5] , beräkningar från ljusstyrka och avståndsdata ger en luminositetsuppskattning av 380 000 solar luminosities, avståndet är 2 900 ± 200 parsecs [4] [7] . Stjärnan är liten och tät, dess radie är 0,58 solradier och massan är 16,7 ± 1,4 solmassor [7] .
En mycket stark stjärnvind med en hastighet på cirka 5000 km/s leder till massförlust med en hastighet av 10 −5 M ⊙ /år [2] . Som jämförelse förlorar solen (2-3) x 10 −14 solmassor per år på grund av solvinden , hundratals miljoner gånger mindre än WR 102. Stjärnvind och ultraviolett strålning leder till stark kompression och jonisering av den omgivande interstellära materien i form av en komplex struktur bågar [13] i G2.4 + 1.4-nebulosan.
Nebula G2.4+1.4
1981 upptäcktes en svag G2.4+1.4- nebulosa runt WR 102, som från början troddes vara en supernovarest eller bubbla skapad av solvinden från WR 102 [14] , men ytterligare studier visade att den bildades som ett resultat av fotojonisering [15] . Strukturen kan reproduceras genom numerisk simulering av fotojoniseringsprocessen [16] . Å andra sidan kan det utskjutna stjärnskalet förklara nebulosans strukturella och spektrala egenskaper [17] .
Evolutionär status
Stjärnan WR 102 hade under bildandet förmodligen en massa på 40-60 M ⊙ .
Det är troligt att WR 102 befinner sig i det sista stadiet av kärnreaktioner [18] , nära heliumförbränningens slut [19] eller till och med i nästa steg av kolförbränningen [9] , är syrefraktionen på ytan högre än helium och lägre än kolfraktionen, och ytan har en extremt hög temperatur.
Beräkningar har visat att WR 102 kommer att explodera som en supernova under de kommande 1500 åren [5] . Den stora massan och snabba rotationen kommer möjligen att leda till en gammastrålning [18] , men det är ännu inte klart hur snabbt denna stjärna roterar [5] . Initialt antogs det att projektionen av rotationshastigheten är minst 1000 km/s [2] , men spektropolarimetriska observationer har visat att om stjärnan roterar, då med en mycket lägre hastighet [20] .
Se även
Anteckningar
- ↑ 12 Dufton , P.L.; Smartt, SJ; Hambly, NC En UKST-undersökning av blå objekt mot det galaktiska centrumet - sju ytterligare fält // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2001. - Vol. 373 , nr. 2 . - s. 608-624 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010613 . - .
- ↑ 1 2 3 4 Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. The Galactic WC-stjärnor // Astronomy and Astrophysics . - 2012. - Vol. 540 . — P. A144 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117830 . - . - arXiv : 1201.6354 .
- ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
- ↑ 1 2 Brown, AGA et al. Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaper // Astronomy and Astrophysics : journal . - EDP Sciences , 2018. - Augusti ( vol. 616 ). — P.A1 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . — . - arXiv : 1804.09365 . Gaia DR2 rekord för denna källa på VizieR .
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Tramper, F.; Straal, S.M.; Sanyal, D.; Sana, H.; de Koter, A.; Graffener, G.; Langer, N.; Vink, J.S.; de Mink, SE; Kaper, L. Massiva stjärnor på väg att explodera: Egenskaperna för syresekvens Wolf-Rayet-stjärnor (engelska) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2015. - Vol. 581 , nr. 110 . — P. A110 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . - . - arXiv : 1507.00839v1 .
- ↑ Smith, Lindsey F.; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony FJ Distances of Galactic WC-stjärnor från emissionslinjeflöden och en kvantifiering av VM-klassificeringen // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1990. - Vol. 358 . — S. 229 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/168978 . - .
- ↑ 1 2 3 4 5 Sander, AAC; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, LM The Galactic WC and WO stars (engelska) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2019. - Vol. 621 . —P.A92 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833712 . — . - arXiv : 1807.04293 .
- ↑ 1 2 Sanduleak, N. Om stjärnor som har stark O VI-utsläpp // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1971. - Vol. 164 . — P.L71 . - doi : 10.1086/180694 . - .
- ↑ 12 Stephenson , CB; Sanduleak, N. Luminous stars in the Southern Milky Way // Publications of the Warner & Swasey Observatory. - 1971. - T. 1 . - S. 1 . — .
- ↑ Stenholm, B. Wolf-Rayet stjärnor och galaktisk struktur // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1975. - Vol. 39 . — S. 307 . - .
- ↑ Kukarkin, BV; Kholopov, P.N.; Fedorovich, V.P.; Kireyeva, N.N.; Kukarkina, N.P.; Medvedeva, G.I.; Perova, NB 62:a namnlistan över variabla stjärnor // Informationsbulletin om variabla stjärnor. - 1977. - T. 1248 . - S. 1 . — .
- ↑ Barlow, MJ; Hummer, DG WO Wolf-rayet stjärnor // Wolf-Rayet Stars: Observationer. - 1982. - T. 99 . - S. 387-392 . - ISBN 978-90-277-1470-1 . - doi : 10.1007/978-94-009-7910-9_51 . - .
- ↑ Toalá, JA; Guerrero, M.A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. WISE morfologisk studie av Wolf-Rayet-nebulosor (engelska) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2015. - Vol. 578 . —P.A66 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201525706 . - . - arXiv : 1503.06878 .
- ↑ Chu, Y.-H. Galaktiska ringnebulosor associerade med Wolf-rayet stjärnor. I. Introduktion och klassificering (engelska) // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1981. - Vol. 249 . — S. 195 . - doi : 10.1086/159275 . - .
- ↑ MA Dopita, TA Lozinskaia, PJ McGregor, SJ Rawlings. Den extraordinära massförlustbubblan G 2,4+1,4 och dess centrala stjärna. (engelska) // The Astrophysical Journal. — 1990-03. — Vol. 351 . — S. 563–572 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/168493 . Arkiverad från originalet den 28 februari 2022.
- ↑ F. Brighenti, A. D'Ercole. Evolution av WR-ringnebulosor genererade av rörliga centrala stjärnor - I. Paradigmet för G2.4+1.4 // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society. - 1995-03. — Vol. 273 , utg. 2 . — S. 443–448 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/273.2.443 .
- ↑ VF Polcaro, C. Rossi, L. Norci, R. Viotti. WO-stjärnorna. II. Långslitsspektroskopi av G2.4+1.4-nebulosan runt Sand 4. // Astronomi och astrofysik. — 1995-11. — Vol. 303 . — S. 211 . — ISSN 0004-6361 .
- ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia. Grundläggande egenskaper hos core-kollaps Supernova och GRB progenitors: Förutsäga utseendet på massiva stjärnor före döden // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2013. - Vol. 558 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . - . - arXiv : 1308.4681v1 .
- ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; George, Cyril. Utvecklingen av massiva stjärnor och deras spektra I. En icke-roterande stjärna på 60 Msun från nollålders huvudsekvens till pre-supernovastadiet // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2014. - Vol. 564 . — P. A30 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322573 . - . - arXiv : 1401.7322 .
- ↑ Stevance, H.F.; Ignace, R; Crowther, P.A.; Maund, JR; Davies, B; Rate, G. Undersöka rotationshastigheten för galaktiska WO-stjärnor med spektropolarimetri // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal . — Oxford University Press , 2018. — Vol. 479 , nr. 4 . - P. 4535-4543 . - doi : 10.1093/mnras/sty1827 . - . - arXiv : 1807.02117 .