WR 102: Różnice pomiędzy wersjami

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przeglądaj historię interaktywnie
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
← poprzednia edycjanastępna edycja →
Usunięta treść Dodana treść
WizualnieWikikod
źródła
Linia 8: Linia 8:
|rektascensja = {{RA|17|45|47,5}}
|rektascensja = {{RA|17|45|47,5}}
|deklinacja = {{DEC|-26|10|27}}
|deklinacja = {{DEC|-26|10|27}}
|paralaksa = 0.3467 ± 0.0283
|paralaksa = 0.3467 ± 0.0283{{r|dr2}}
|odległość = 9400 ± 800 [[Rok świetlny|ly]]
|odległość = 9400 ± 800 [[Rok świetlny|ly]]
|wielkość obserwowana = 14,10
|wielkość obserwowana = 14,10
Linia 19: Linia 19:
|rodzaj gwiazdy =
|rodzaj gwiazdy =
|typ widmowy = [[Gwiazda Wolfa-Rayeta|WO2]]
|typ widmowy = [[Gwiazda Wolfa-Rayeta|WO2]]
|masa = 16,7 (+1,7/-1,4){{masa Słońca}}
|masa = 16,7 (+1,7/-1,4){{masa Słońca}}{{r|sander2019}}
|promień = 0,52{{promień Słońca}}
|promień = 0,52{{promień Słońca}}{{r|sander2019}}
|pole powierzchni =
|pole powierzchni =
|objętość =
|objętość =
Linia 26: Linia 26:
|metaliczność =
|metaliczność =
|wielkość absolutna = -1,71
|wielkość absolutna = -1,71
|jasność = 380 000
|jasność = 380 000{{r|sander2019}}
|okres obrotu =
|okres obrotu =
|prędkość obrotu =
|prędkość obrotu =

Wersja z 22:18, 29 paź 2019

WR 102
{{{oznaczenie Bayera}}}
Gwiazdozbiór

Strzelec

Rektascensja

17h 45m 47,5s

Deklinacja

-26° 10′ 27″

Paralaksa (π)

0.3467 ± 0.0283[1]

Odległość

9400 ± 800 ly

Wielkość obserwowana

14,10

Charakterystyka fizyczna
Typ widmowy

WO2

Masa

16,7 (+1,7/-1,4)M☉[2]

Promień

0,52R☉[2]

Wielkość absolutna

-1,71

Jasność

380 000[2]

Temperatura

210 000

Alternatywne oznaczenia
V3893 Sagittarii, LS 4368, ALS 4368, Sand 4
[[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. [3] 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. [4] Została sklasyfikowana jako gwiazda o typie widmowym WC; swoją unikalność zawdzięcza silnie zjonizowanym liniom emisji (nie jest ona centralną gwiazdą mgławicy planetarnej ). [5] U WR102 zaobserwowano wahania jasności; obiekt otrzymał oznaczenie V3893 Sagittarii na 62. liście nazw gwiazd zmiennych. [6]

Słaba mgławica została odkryta wokół WR 102 w 1981 roku. [7] 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. [8]

Właściwości

Obraz mgławicy w podczerwieni wokół WR 102 ( WISE )

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, [9] zaś obliczenia jasności i odległości dają wynik rzędu 380,000 jasności Słońca przy odległości 2,900± 200 parseków. [1] [2] 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. [9] 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

  1. ↑ a b 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.Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  2. ↑ a b c d 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.
  3. ↑ Sanduleak, N. (1971). "On Stars Having Strong O VI Emission". The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ Stenholm, B. (1975). "Wolf-Rayet stars and galactic structure". Astronomy and Astrophysics. 39: 307. Bibcode:1975A&A....39..307S.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=WR_102&oldid=57833414”