[go: up one dir, main page]
Hoppa till innehållet

WR 102

Från Wikipedia
WR 102
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildSkytten
Rektascension17t 45m 47,541s[1]
Deklination-26° 10′ 27,78″[1]
Skenbar magnitud ()14,10[2]
Stjärntyp
SpektraltypWO2[3]
B–V+0,77[4]
VariabeltypWolf Rayet-variabel
Astrometri
Egenrörelse (µ)RA: +0,672[1] mas/år
Dek.: -0,059[1] mas/år
Parallax ()0,3421 ± 0,0208[1]
Avstånd9 500 ± 600 lå (2 900 ± 200 pc)
Absolut magnitud ()-1,46[5]
Detaljer
Massa16,1 +1,7−1,4[5] M☉
Radie0,52[5] R☉
Luminositet380 000[5] L☉
Temperatur200 000[5] K
Metallicitet+0,0[3]
Andra beteckningar
ALS 4368, LS 4368, 2MASS J17454754-2610267, UCAC4 320-122902, V3893 Sagittarii, Sand 4, Gaia DR2 4067059872964459648, Gaia DR3 4067059872964459648[6]

WR 102 är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Skytten. Den har en skenbar magnitud av ca 14,10[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på uppmätt parallax enligt Gaia Data Realease 3 beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 9 500 ljusår (ca 2 900 parsec) från solen. Den är en Wolf–Rayet-stjärna och en extremt sällsynt stjärna i WO-syreserien. Den är en ljusstark och mycket het, högt utvecklad stjärna och nära att explodera som en supernova.

Observation

[redigera | redigera wikitext]
WR 102:s storlek jämfört med solen.

WR 102 nämndes först som den möjliga optiska motsvarigheten till en säregen röntgenkälla GX 3+1.[7] Det blev dock tydligt att det var ett separat objekt och 1971 framhölls den som en ljusstark stjärna med ovanliga OVI-emissionslinjer i dess spektrum.[8] Den klassificerades som en WC-stjärna, en ovanlig sådan på grund av de starkt joniserade emissionslinjerna, och inte centralstjärnan i en planetarisk nebulosa.[7][9] Den sågs variera i ljusstyrka och fick variabelbeteckningen V3893 Sagittarii i den 62:a namnlistan över variabla stjärnor.[10]

Svag nebulositet upptäcktes 1981 kring WR 102 och identifierades som en vindblåst bubbla.[11] År 1982 användes en uppsättning av fem lysande stjärnor med starkt joniserade syreemissionslinjer, inklusive WR 102, för att definiera WO-klassen av Wolf–Rayet-stjärnor. De identifierades som högt utvecklade massiva stjärnor.[12]

Egenskaper

[redigera | redigera wikitext]
Infraröd bild av nebulositet kring WR 102 (WISE)

WR 102, av spektralklass WO2, är en av de mycket få kända Wolf-Rayet-stjärnorna i syresekvensen, bara fyra i Vintergatan och nio i yttre galaxer. Den är också en av de hetaste kända, med en yttemperatur som uppskattas till 210 000 K. Modellering av atmosfären ger en ljusstyrka runt 95 500 gånger solens,[5] medan beräkningar från ljusstyrka och avstånd ger en ljusstyrka på 380 000 gånger solens (om man antar en temperatur på cirka 200 000 K) med ett avstånd på 2 900 ± 200 parsec.[1][5] WR 102 bildades troligen från OB-föreningen Sagittarius OB5.[13] Den är en mycket liten tät stjärna, med en radie runt 0,52 solradie och en massa på 16,1 solmassor.[5]

Mycket starka stjärnvindar med en sluthastighet på 5 000 kilometer per sekund gör att WR 102 tappar 10−5 solmassa/år.[2] Som jämförelse förlorar solen (2-3) x 10−14 solmassa per år på grund av dess solvind, flera hundra miljoner gånger mindre än WR 102. Dessa vindar och den starka ultravioletta strålningen från den heta stjärnan har komprimerat och joniserat omgivande interstellärt material till en komplex serie av bågar som beskrivs som bubbeltypen av Wolf-Rayet-nebulosan.[14]

Utvecklingsstatus

[redigera | redigera wikitext]

WO-stjärnor är det sista utvecklingsstadiet av de mest massiva stjärnorna innan de exploderar som supernova.[15] Det är mycket troligt att WR 102 är inne på dess sista stadier av kärnfusion, nära eller bortom slutet av heliumfusionen.[16]

Det har beräknats att WR 102 kommer att explodera som en supernova inom 1 500 år.[3] Hög massa och snabb rotation skulle göra en gammastrålning (GRB) möjlig,[15] men det är oklart om WR 102 roterar snabbt.[3] Man trodde tidigare att den projicerade rotationshastigheten inom stjärnvinden kunde vara så snabb som 1 000 km/s[2] men spektropolarimetriska observationer verkar tyda på att om WR 102 roterar så är det med mycket lägre hastighet.[17]

Referenser

[redigera | redigera wikitext]
Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, WR 102, 16 november 2023.

Noter

[redigera | redigera wikitext]
  1. ^ [a b c d e f] Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  2. ^ [a b c d] Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). "The Galactic WC stars". Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID 119182468.
  3. ^ [a b c d] 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". Astronomy & Astrophysics. 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). "Distances of Galactic WC stars from emission-line fluxes and a quantification of the WC classification". The Astrophysical Journal. 358: 229. Bibcode:1990ApJ...358..229S. doi:10.1086/168978. ISSN 0004-637X.
  5. ^ [a b c d e f g h] 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. Bibcode:2019A&A...621A..92S. doi:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID 67754788.
  6. ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=WR+102.Hämtad 2024-06-10.
  7. ^ [a b] Sanduleak, N. (1971). "On Stars Having Strong O VI Emission". The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  8. ^ 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.
  9. ^ Stenholm, B. (1975). "Wolf-Rayet stars and galactic structure". Astronomy and Astrophysics. 39: 307. Bibcode:1975A&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). "62nd Name-List of Variable Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 1248: 1. Bibcode:1977IBVS.1248....1K.
  11. ^ 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.
  12. ^ 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.
  13. ^ Goss, W. M.; Lozinskaya, Titiana A. (1995-02-01). "Radio and IRAS observations of two nebulae around WO stars: G2.4+1.4 in the Galaxy and Sandage H II region 3 in IC 1613". The Astrophysical Journal. 439: 637–645. doi:10.1086/175203. ISSN 0004-637X.
  14. ^ Toalá, J. A.; Guerrero, M. A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. (2015). "WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae". Astronomy & Astrophysics. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A&A...578A..66T. doi:10.1051/0004-6361/201525706. S2CID 55776698.
  15. ^ [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". Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681v1. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  16. ^ 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". Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID 118870118.
  17. ^ 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. S2CID 119102624.

Externa länkar

[redigera | redigera wikitext]
v • r
Stjärnor i Skytten
Bayer
Flamsteed
Variabler
R Sagittarii · S Sagittarii · T Sagittarii · U Sagittarii · V Sagittarii · W Sagittarii · X Sagittarii · Y Sagittarii · Z Sagittarii  · KW Sagittarii  · RS Sagittarii  · RY Sagittarii  · VX Sagittarii  · V356 Sagittarii  · V630 Sagittarii  · V725 Sagittarii  · V1017 Sagittarii  · V1059 Sagittarii  · V1216 Sagittarii  · V3903 Sagittarii  · V3961 Sagittarii  · V3890 Sagittarii  · V4024 Sagittarii  · V4029 Sagittarii  · V4030 Sagittarii  · V4046 Sagittarii  · V4199 Sagittarii  · V4200 Sagittarii  · V4332 Sagittarii  · V4334 Sagittarii  · V4375 Sagittarii  · V4381 Sagittarii  · V4580 Sagittarii  · V4641 Sagittarii  · V4647 Sagittarii  · V4650 Sagittarii  · V4743 Sagittarii  · V4998 Sagittarii  · V5125 Sagittarii  · V5157 Sagittarii  · V5652 Sagittarii  · V5668 Sagittarii · V5668 Sagittarii  · V5856 Sagittarii
HD
Övriga
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=WR_102&oldid=54874043”