WR 102c - WR 102c
 Region kolem Clintuplet Cluster. Obrázek v plné velikosti je opatřen poznámkami, aby zobrazoval WR 102c. Kredit: NASA / ESA, Hubble | |
| Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Střelec |
| Správný vzestup | 17h 46m 11.14s[1] |
| Deklinace | +28° 4905.9′[1] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | WN6[2] |
| Zdánlivá velikost (K) | 11.6[1] |
| Detaily[2] | |
| Zářivost | 320,000-500,000 L☉ |
| Teplota | 65,000-75,000 K. |
| Stáří | 4 - 6 Myr |
| Jiná označení | |
WR 102c, qF 353E | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
WR 102c je Vlk – Rayetova hvězda nachází se v souhvězdí Střelec směrem ke galaktickému středu. Je to jen pár parseků z Clintuplet Cluster, v rámci Srpkovitá mlhovina.
Funkce
Podle nedávných odhadů je WR 102c až 500 000krát jasnější než náš slunce. První studie uvádějící mnohem vyšší svítivost omylem použila fotometrii blízké hvězdy.[3][4] Vzniklo by to jako 40M☉ Hvězda hlavní posloupnosti typu O před několika miliony let a od té doby strávil období jako červený superobr než úplně ztratí své vnější vrstvy. Nyní je téměř bez vodíku a blíží se konec své životnosti. Bude vyrábět typ Ib nebo Ic supernova během příštích několika set tisíc let.
WR 102c je obklopen skořápkou mlhoviny, která obsahuje prach, který je díky intenzivnímu záření ještě teplejší než samotná hvězda. Mlhovina také obsahuje téměř 1M☉ molekulárního vodíku a kolem 10M☉ ionizovaného vodíku, vše vyloučeno z hvězdy.[4]
Existuje návrh, že WR 102c může být a binární hvězda. Během orbitálního pohybu mohl být vyloučen paprsek mlhoviny ve tvaru vývrtky. což by znamenalo období 800 - 1400 dní.[3] Je obklopen malou hvězdokupou kolem 1000M☉ celkem, odděleně od mnohem masivnějšího Quintuplet Cluster.[2]
Reference
- ^ A b C Dong, H .; Wang, Q. D .; Cotera, A .; Stolovy, S .; Morris, M. R.; Mauerhan, J .; Mills, E. A .; Schneider, G .; Calzetti, D.; Lang, C. (2011). „Průzkum Hubblova kosmického dalekohledu Paschen α v Galaktickém centru: Redukce dat a produkty“ (PDF). Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 417: 114–135. arXiv:1105.1703. Bibcode:2011MNRAS.417..114D. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19013.x.
- ^ A b C Steinke, M .; Oskinova, L. M .; Hamann, W.-R .; Sander, A .; Liermann, A .; Todt, H. (2016). „Analýza hvězdy WN WR 102c, její mlhoviny WR a související hvězdokupy hmotných hvězd v srpkovité mlhovině“. Astronomie a astrofyzika. 588 (9): A9. arXiv:1601.03395. Bibcode:2016A & A ... 588A ... 9S. doi:10.1051/0004-6361/201527692.
- ^ A b Lau, Ryan M .; Hankins, Matthew J .; Herter, Terry L .; Morris, Mark R .; Mills, Elisabeth A. C .; Ressler, Michael E. (2015). „Zdánlivý předchůdce spirálového odtoku z masivní vyvinuté hvězdy: důkaz binární interakce“. Astrofyzikální deník. 1512 (2): 117. arXiv:1512.07639. Bibcode:2016ApJ ... 818..117L. doi:10,3847 / 0004-637X / 818/2/117.
- ^ A b Barniske, A .; Oskinova, L. M .; Hamann, W.-R. (2008). „Dvě extrémně zářivé hvězdy WN v galaktickém středu s cirkulárními emisemi z prachu a plynu“. Astronomie a astrofyzika. 486 (3): 971–984. arXiv:0807.2476. Bibcode:2008A & A ... 486..971B. doi:10.1051/0004-6361:200809568.