WR 102 - WR 102

WR 102
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíStřelec
Správný vzestup17h 45m 47.5s[1]
Deklinace−26° 10′ 27″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)14.10[2]
Vlastnosti
Evoluční fázeVlk – Rayetova hvězda
Spektrální typWO2[3]
B-V barevný index+0.77[4]
Astrometrie
Paralaxa (π)0.3467 ± 0.0283[5] mas
Vzdálenost9,400 ± 800 ly
(2,900 ± 200 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−1.71[2]
Detaily
Hmotnost16.7+1.7
−1.4[6] M☉
Poloměr0.52[6] R☉
Zářivost380,000[6] L☉
Teplota210,000[3] K.
Kovovost [Fe / H]0.0[3] dex
Jiná označení
V3893 Sagittarii, LS 4368, ALS 4368, písek 4
Odkazy na databáze
SIMBADdata

WR 102 je Vlk – Rayetova hvězda v souhvězdí Střelec, extrémně vzácná hvězda na kyslíkové sekvenci WO. Je to zářící a velmi horká hvězda, vysoce vyvinutá a téměř explodující jako supernova.

Objev

WR 102 byl poprvé zmíněn jako možný optický protějšek zvláštního rentgen zdroj GX 3 + 1.[7] Ukázalo se však, že se jednalo o samostatný objekt, a v roce 1971 byl zvýrazněn jako světelná hvězda s neobvyklým OVI emisní čáry ve svém spektru.[8] Byl klasifikován jako hvězda WC, neobvyklá kvůli vysoce ionizovaným emisním linkám, a ne jako centrální hvězda a planetární mlhovina.[7][9] Bylo vidět, že se liší jasem a dostal proměnné označení hvězdy V3893 Sagittarii v 62. jmenném seznamu proměnných hvězd.[10]

Slabá mlhovina byla objevena kolem WR 102 v roce 1981 a byla identifikována jako vzduchem foukaná bublina.[11] V roce 1982 byla k definování třídy WO hvězd Wolf-Rayet použita sada pěti světelných hvězd s vysoce ionizovanými emisními linkami kyslíku, včetně WR 102. Byly identifikovány jako vysoce vyvinuté hmotné hvězdy.[12]

Funkce

Infračervený obrázek mlhovina kolem WR 102 (MOUDRÝ)

WR 102, ze dne spektrální klasifikace WO2, je jednou z mála známých hvězd kyslíkové sekvence vlkodlačí hvězdy, pouhé čtyři v mléčná dráha galaxie a pět ve vnějších galaxiích. Je také nejžhavější známou povrchovou teplotou 210 000 K.. Modelování atmosféry dává svítivost kolem 282 000L☉,[3] zatímco výpočty z jasu a vzdálenosti dávají svítivost 380 000L☉ se vzdáleností 2,900±200 parsec.[5][6] Je to velmi malá hustá hvězda s poloměrem kolem 0,58R☉ a hmotnost 16,7M☉.[6]

Velmi silný hvězdné větry s konečná rychlost 5 000 kilometrů za sekundu způsobují, že WR 102 ztrácí 10−5 M☉/rok.[2] Pro srovnání Slunce ztrácí (2-3) x 10−14 sluneční hmotnosti za rok kvůli jeho solární bouře, několik set milionůkrát méně než WR 102. Tyto větry a silné ultrafialový záření z horké hvězdy stlačilo a ionizovalo okolní mezihvězdný materiál do komplexní řady oblouků popsaných jako bublinový typ Vlkodlačí mlhovina.[13]

Evoluční status

Hvězdy WO jsou poslední evoluční fází nejhmotnějších hvězd, než explodují jako supernovy.[14] Je velmi pravděpodobné, že WR 102 je v poslední fázi roku jaderná fůze, blízko nebo za koncem roku spalování helia.[15]

Bylo vypočítáno, že WR 102 exploduje jako supernova během 1500 let.[3] Velká hmotnost a rychlá rotace by způsobily a gama záblesk (GRB) možné,[14] ale není jasné, zda se WR 102 rychle otáčí.[3] Dříve se předpokládalo, že předpokládaná rychlost otáčení uvnitř hvězdný vítr může být až 1 000 km / s [2] ale spektropolarimetrická pozorování naznačují, že pokud rotuje WR 102, rotuje mnohem nižší rychlostí.[16]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Dufton, P.L .; Smartt, S. J .; Hambly, N. C. (2001). „Průzkum UKST modrých objektů směrem ke galaktickému středu - dalších sedm polí“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 373 (2): 608–624. Bibcode:2001A & A ... 373..608D. doi:10.1051/0004-6361:20010613. ISSN  0004-6361.
  2. ^ A b C d Sander, A .; Hamann, W. -R .; Todt, H. (2012). „Hvězdy galaktického WC“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A & A ... 540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID  119182468.
  3. ^ A b C d E F Tramper, F .; Straal, S. M .; Sanyal, D .; Sana, H .; de Koter, A .; Gräfener, G .; Langer, N .; Vink, J. S .; de Mink, S.E.; Kaper, L. (2015). „Masivní hvězdy na pokraji exploze: Vlastnosti kyslíkové sekvence hvězd Wolf-Rayet“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A & A ... 581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID  56093231.
  4. ^ Smith, Lindsey F .; Shara, Michael M .; Moffat, Anthony F. J. (1990). „Vzdálenosti galaktických hvězd WC od toků emisních čar a kvantifikace klasifikace WC“. Astrofyzikální deník. 358: 229. Bibcode:1990ApJ ... 358..229S. doi:10.1086/168978. ISSN  0004-637X.
  5. ^ A b Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  6. ^ A b C d E Sander, A. A. C .; Hamann, W.-R .; Todt, H .; Hainich, R .; Shenar, T .; Ramachandran, V .; Oskinova, L. M. (2019). "Galaktické hvězdy WC a WO". Astronomie a astrofyzika. 621: A92. arXiv:1807.04293. Bibcode:2019A & A ... 621A..92S. doi:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID  67754788.
  7. ^ A b Sanduleak, N. (1971). „Na hvězdách se silnými emisemi O VI“. Astrofyzikální deník. 164: L71. Bibcode:1971ApJ ... 164L..71S. doi:10.1086/180694.
  8. ^ Stephenson, C. B .; Sanduleak, N. (1971). "Světelné hvězdy v jižní mléčné dráze". Publikace Warner & Swasey Observatory. 1: 1. Bibcode:1971PW & SO ... 1a ... 1S.
  9. ^ Stenholm, B. (1975). „Hvězdy vlkodlaka a galaktická struktura“. Astronomie a astrofyzika. 39: 307. Bibcode:1975 A & A .... 39..307S.
  10. ^ Kukarkin, B. V .; Kholopov, P. N .; Fedorovich, V. P .; Kireyeva, N. N .; Kukarkina, N. P .; Medvedeva, G. I .; Perova, N. B. (1977). "62. Seznam jmen proměnných hvězd". Informační bulletin o proměnných hvězdách. 1248: 1. Bibcode:1977IBVS.1248 .... 1K.
  11. ^ Chu, Y. -H (1981). „Galaktické prstencové mlhoviny spojené s hvězdami Wolf-rayet. I. Úvod a klasifikace“. Astrofyzikální deník. 249: 195. Bibcode:1981ApJ ... 249..195C. doi:10.1086/159275.
  12. ^ Barlow, M. J .; Hummer, D. G. (1982). „Hvězdy WO Vlčího paprsku“. Wolf-Rayet Stars: Postřehy. 99: 387–392. Bibcode:1982IAUS ... 99..387B. doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN  978-90-277-1470-1.
  13. ^ Toalá, J. A .; Guerrero, M. A .; Ramos-Larios, G .; Guzmán, V. (2015). „WISE morfologická studie mlhovin Wolf-Rayet“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A & A ... 578A..66T. doi:10.1051/0004-6361/201525706. S2CID  55776698.
  14. ^ A b Groh, Jose H .; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia (2013). „Základní vlastnosti předků supernovy a GRB zhroucení jádra: Předpovídání vzhledu hmotných hvězd před smrtí“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 558: A131. arXiv:1308.4681v1. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  15. ^ Groh, Jose H .; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). „Vývoj hmotných hvězd a jejich spekter I. Nerotující hvězda 60 Msunů od hlavní sekvence nulového věku po fázi pre-supernovy“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A & A ... 564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  16. ^ Stevance, H F; Ignace, R; Crowther, PA; Maund, JR; Davies, B; Míra, G (2018). "Zkoumání rotační rychlosti galaktických hvězd WO pomocí spektropolarimetrie". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 479 (4): 4535–4543. arXiv:1807.02117. Bibcode:2018MNRAS.479.4535S. doi:10.1093 / mnras / sty1827. S2CID  119102624.