WR 102: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Utworzono przez tłumaczenie strony "WR 102" |
infobox |
||
Linia 1: | Linia 1: | ||
{{Gwiazda infobox |
|||
{{Starbox begin|name=WR 102}} |
|||
|nazwa = |
|||
{{Starbox observe|epoch=[[J2000.0]]|equinox=[[J2000.0]]|constell=[[Sagittarius (constellation)|Sagittarius]]|ra={{RA|17|45|47.5}}<ref name=ukst/>|dec={{DEC|-26|10|27}}<ref name=ukst/>|appmag_v=14.10<ref name=wc/>}} |
|||
|oznaczenie bayera = |
|||
{{Starbox character|type=[[Wolf–Rayet star]]|class=[[WO2 star|WO2]]<ref name=wo/>|b-v=+0.77<ref name=smith/>}} |
|||
|grafika = |
|||
{{Starbox astrometry|radial_v=<!--Radial velocity (in km/sec)-->|prop_mo_ra=<!--Proper motion (RA), μα cos δ (in milliarcsec/yr)-->|prop_mo_dec=<!--Proper motion (dec), μδ (in milliarcsec/yr)-->|parallax=0.3467|p_error=0.0283|parallax_footnote=<ref name=dr2/>|dist_ly=|dist_pc=|absmag_v=−1.71<ref name=wc/>|space_v_u=<!--Space velocity (U), σu cos v w (in km/s)-->|space_v_v=<!--Space velocity (V), σv cos w (in km/s)-->|space_v_w=<!--Space velocity (W), σw (in km/s)-->}} |
|||
|opis grafiki = |
|||
{{Starbox detail|source=<!--[source url]-->|mass={{val|16.7|1.7|1.4}}<ref name=sander2019/>|luminosity=380,000<ref name=sander2019/>|temperature=210,000<ref name=wo/>|radius=0.52<ref name=sander2019/>|gravity=<!--Surface gravity (given as the base 10 logarithm expressed in cgs units)-->|metal_fe=0.0<ref name=wo/>|age_myr=}} |
|||
|epoka = |
|||
{{Starbox catalog|names=[[variable star designation|V3893]] Sagittarii, LS 4368, ALS 4368, Sand 4}} |
|||
|gwiazdozbiór = |
|||
{{Starbox reference|Simbad=WR+102|ARICNS=<!--Code-->}} |
|||
|rektascensja = |
|||
{{Starbox end}} |
|||
|deklinacja = |
|||
|paralaksa = |
|||
|odległość = |
|||
|wielkość obserwowana = |
|||
|pasmo = |
|||
|strumień promieniowania = |
|||
|rozmiar kątowy = |
|||
|ruch własny RA = |
|||
|ruch własny DEC = |
|||
|prędkość radialna = |
|||
|rodzaj gwiazdy = |
|||
|typ widmowy = |
|||
|masa = |
|||
|promień = |
|||
|pole powierzchni = |
|||
|objętość = |
|||
|gęstość = |
|||
|metaliczność = |
|||
|wielkość absolutna = |
|||
|jasność = |
|||
|okres obrotu = |
|||
|prędkość obrotu = |
|||
|inklinacja = |
|||
|spłaszczenie = |
|||
|przyspieszenie grawitacyjne = |
|||
|prędkość ucieczki = |
|||
|wiek = |
|||
|temperatura = |
|||
|krąży wokół = |
|||
|półoś wielka = |
|||
|okres orbitalny = |
|||
|mimośród = |
|||
|prędkość ruchu = |
|||
|skład = |
|||
|Flamsteed = |
|||
|2MASS = |
|||
|BD = |
|||
|CD = |
|||
|FK5 = |
|||
|GC = |
|||
|GJ = |
|||
|HD = |
|||
|HIP = |
|||
|HR = |
|||
|SAO = |
|||
|inne nazwy = |
|||
|wikisłownik = |
|||
|commons = |
|||
}} |
|||
'''WR 102''' jest [[Gwiazda Wolfa-Rayeta|gwiazdą Wolfa-Rayeta]] w [[Gwiazdozbiór|gwiazdozbiorze]] [[Gwiazdozbiór Strzelca|Strzelca]], niezwykle rzadką gwiazdą o typie widmowym '''WO'''. Jest jasną i bardzo gorącą gwiazdą, wysoko rozwiniętą i bliską eksplozji jako supernowa. |
'''WR 102''' jest [[Gwiazda Wolfa-Rayeta|gwiazdą Wolfa-Rayeta]] w [[Gwiazdozbiór|gwiazdozbiorze]] [[Gwiazdozbiór Strzelca|Strzelca]], niezwykle rzadką gwiazdą o typie widmowym '''WO'''. Jest jasną i bardzo gorącą gwiazdą, wysoko rozwiniętą i bliską eksplozji jako supernowa. |
||
Wersja z 21:58, 29 paź 2019
{{{oznaczenie Bayera}}} | |
[[Plik:{{{mapa}}}|240x240px|alt={{{alt mapy}}}|{{{opis mapy}}}]] {{{opis mapy}}} |
WR 102 jest gwiazdą Wolfa-Rayeta w gwiazdozbiorze Strzelca, niezwykle rzadką gwiazdą o typie widmowym WO. Jest jasną i bardzo gorącą gwiazdą, wysoko rozwiniętą i bliską eksplozji jako supernowa.
Odkrycie
O gwieździe WR 102 po raz pierwszy wspomniano w kontekście możliwego optycznego odpowiednika szczególnego źródła promieniowania rentgenowskiego GX 3 + 1. [1] Jednak okazało się, że jest to osobny obiekt, a w 1971 roku został wyróżniony jako jasna gwiazda o nietypowych liniach emisji O VI w swoim spektrum. [2] Została sklasyfikowana jako gwiazda o typie widmowym WC; swoją unikalność zawdzięcza silnie zjonizowanym liniom emisji (nie jest ona centralną gwiazdą mgławicy planetarnej ). [3] U WR102 zaobserwowano wahania jasności; obiekt otrzymał oznaczenie V3893 Sagittarii na 62. liście nazw gwiazd zmiennych. [4]
Słaba mgławica została odkryta wokół WR 102 w 1981 roku. [5] W 1982 roku pięć jasnych gwiazd o wysoko zjonizowanych liniach emisji tlenu, w tym WR 102, zostało użytych do zdefiniowania klasy WO gwiazd Wolfa-Rayeta. Zostały one zidentyfikowane jako wysoko rozwinięte masywne gwiazdy. [6]
Właściwości
WR 102, o klasyfikacji widmowej WO2, jest jedną z niewielu znanych gwiazd Wolfa-Rayeta o sekwencji tlenowej; w Drodze Mlecznej odkryto zaledwie cztery takie obiekty, a w pozostałych galaktykach odkryto ich pięć. Jest również najgorętszą znaną gwiazdą, o temperaturze powierzchni 210 000 K. Poprzez komputerowe modelowanie atmosfery oszacowano jej jasność na około 282,000 jasności Słońca, [7] zaś obliczenia jasności i odległości dają wynik rzędu 380,000 jasności Słońca przy odległości 2,900± 200 parseków. [8] [9] Jest to bardzo mała gęsta gwiazda o promieniu około 0.58 i masie 16.7 .
Bardzo silne wiatry z graniczną prędkością rzędu 5000 km/s sprawiają, że WR 102 traci ok. 10^-5 masy Słońca każdego roku. [10] Dla porównania Słońce traci (2-3)*10-14 mas Słońca rocznie z powodu wiatru słonecznego, kilkaset milionów razy mniej niż WR 102. Wiatry te i silne promieniowanie ultrafioletowe z gorącej gwiazdy skompresowały i zjonizowały otaczający materiał międzygwiezdny w złożoną serię łuków opisanych jako bąbelkowa mgławica Wolfa-Rayeta . [11]
Status ewolucyjny
Gwiazdy WO są ostatnim etapem ewolucji najbardziej masywnych gwiazd przed eksplozją jako supernowe . [12] Jest bardzo prawdopodobne, że WR 102 jest na ostatnim etapie syntezy jądrowej, blisko zakończenia fazy spalania helu (lub też na dalszym etapie). [13]
Obliczono, że WR 102 wybuchnie jako supernowa w ciągu 1500 lat. [7] Wysoka masa i szybki obrót umożliwiłyby wystąpienie rozbłysku gamma (GRB) [12] ale nie jest jasne, czy WR 102 szybko się obraca. Wcześniej sądzono, że przewidywana prędkość obrotowa wiatru gwiazdowego może wynosić nawet 1000 km / s [10] ale obserwacje spektropolarne wydają się wskazywać, że jeżeli WR 102 obraca się, to prędkość jej obrotu jest znacznie niższa. [14]
Zobacz też
- WR 142
- WR 30a
- WR 93b
- Lista kandydatów na supernowe
Bibliografia
- ↑ Sanduleak, N. (1971). "On Stars Having Strong O VI Emission". The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Stephenson, C. B.; Sanduleak, N. (1971). "Luminous stars in the Southern Milky Way". Publications of the Warner & Swasey Observatory. 1: 1. Bibcode:1971PW&SO...1a...1S.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Stenholm, B. (1975). "Wolf-Rayet stars and galactic structure". Astronomy and Astrophysics. 39: 307. Bibcode:1975A&A....39..307S.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Fedorovich, V. P.; Kireyeva, N. N.; Kukarkina, N. P.; Medvedeva, G. I.; Perova, N. B. (1977). "62nd Name-List of Variable Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 1248: 1. Bibcode:1977IBVS.1248....1K.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Chu, Y. -H (1981). "Galactic ring nebulae associated with Wolf-rayet stars. I. Introduction and classification". The Astrophysical Journal. 249: 195. Bibcode:1981ApJ...249..195C. doi:10.1086/159275.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Barlow, M. J.; Hummer, D. G. (1982). "The WO Wolf-rayet stars". Wolf-Rayet Stars: Observations. 99: 387–392. Bibcode:1982IAUS...99..387B. doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ a b 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). "Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A&A...581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ↑ Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WC and WO stars". Astronomy & Astrophysics. 621: A92. arXiv:1807.04293. doi:10.1051/0004-6361/201833712.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ a b Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). "The Galactic WC stars" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Toalá, J. A.; Guerrero, M. A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. (2015). "WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A&A...578A..66T. doi:10.1051/0004-6361/201525706.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ a b Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681v1. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). "The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.
- ↑ Stevance, H F; Ignace, R; Crowther, P A; Maund, J R; Davies, B; Rate, G (2018). "Probing the rotational velocity of Galactic WO stars with spectropolarimetry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 479 (4): 4535–4543. arXiv:1807.02117. Bibcode:2018MNRAS.479.4535S. doi:10.1093/mnras/sty1827.Strona Moduł:Citation/CS1/styles.css nie ma żadnej zawartości.