WR 102
| Gwiazdozbiór | |||
|---|---|---|---|
| Rektascensja |
17h 45m 47,5s | ||
| Deklinacja |
–26° 10′ 27″ | ||
| Paralaksa ( |
|||
| Odległość |
9400 ± 800 ly | ||
| Wielkość obserwowana |
14,10m | ||
| Charakterystyka fizyczna | |||
| Typ widmowy | |||
| Masa | |||
| Promień | |||
| Wielkość absolutna |
–1,71m | ||
| Jasność | |||
| Temperatura |
210 000 K | ||
| Alternatywne oznaczenia | |||
| |||
WR 102 – gwiazda Wolfa-Rayeta w gwiazdozbiorze Strzelca, niezwykle rzadka gwiazda o typie widmowym WO. Jest jasną i bardzo gorącą gwiazdą, wysoko rozwiniętą i bliską eksplozji jako supernowa.
Odkrycie
[edytuj | edytuj kod]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 WR 102 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
[edytuj | edytuj kod]
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 2900± 200 parseków[1][2]. Jest to bardzo mała, gęsta gwiazda o promieniu około 0,58 promienia Słońca i masie 16,7 mas Słońca.
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
[edytuj | edytuj kod]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].
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ a b Gaia Collaboration i inni, Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, „Astronomy & Astrophysics”, 616, 2018, A1, DOI: 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode: 2018A&A...616A...1G, arXiv:1804.09365 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ a b c d A.A.C. Sander i inni, The Galactic WC and WO stars: The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors, „Astronomy & Astrophysics”, 621, 2019, A92, DOI: 10.1051/0004-6361/201833712, arXiv:1807.04293 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ N. Sanduleak, On Stars Having Strong O VI Emission, „The Astrophysical Journal”, 164, 1971, L71, DOI: 10.1086/180694, Bibcode: 1971ApJ...164L..71S [dostęp 2022-12-29] (ang.).
- ↑ C.B. Stephenson, N. Sanduleak, Luminous stars in the Southern Milky Way, „Publications of the Warner & Swasey Observatory”, 1, 1971, s. 1, Bibcode: 1971PW&SO...1a...1S.
- ↑ B. Stenholm, Wolf-Rayet stars and galactic structure, „Astronomy and Astrophysics”, 39, 1975, s. 307, Bibcode: 1975A&A....39..307S.
- ↑ B.V. Kukarkin i inni, 62nd Name-List of Variable Stars, „Information Bulletin on Variable Stars”, 1248, 1977, Bibcode: 1977IBVS.1248....1K.
- ↑ Y.-H. Chu, Galactic ring nebulae associated with Wolf-Rayet stars. I - Introduction and classification, „The Astrophysical Journal”, 249, 1981, s. 195, DOI: 10.1086/159275, Bibcode: 1981ApJ...249..195C [dostęp 2022-12-29] (ang.).
- ↑ M.J. Barlow, D.G. Hummer, The WO Wolf-rayet stars, „Wolf-Rayet Stars: Observations”, 99, 1982, s. 387–392, DOI: 10.1007/978-94-009-7910-9, 51, ISBN 978-90-277-1470-1, Bibcode: 1982IAUS...99..387B.
- ↑ a b F. Tramper i inni, Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars, „Astronomy & Astrophysics”, 581, 2015, A110, DOI: 10.1051/0004-6361/201425390, Bibcode: 2015A&A...581A.110T, arXiv:1507.00839v1 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ a b A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC stars: Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence⋆, „Astronomy & Astrophysics”, 540, 2012, A144, DOI: 10.1051/0004-6361/201117830, Bibcode: 2012A&A...540A.144S, arXiv:1201.6354 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ J.A. Toalá i inni, WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae, „Astronomy & Astrophysics”, 578, 2015, A66, DOI: 10.1051/0004-6361/201525706, Bibcode: 2015A&A...578A..66T, arXiv:1503.06878 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ a b Jose H. Groh i inni, Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: predicting the look of massive stars before death, „Astronomy & Astrophysics”, 558, 2013, A131, DOI: 10.1051/0004-6361/201321906, Bibcode: bibcode:2013A&A...558A.131G, arXiv:1308.4681v1 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ Jose H. Groh i inni, The evolution of massive stars and their spectra: I. A non-rotating 60 M ⊙ star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage⋆⋆⋆, „Astronomy & Astrophysics”, 564, 2014, A30, DOI: 10.1051/0004-6361/201322573, Bibcode: 2014A&A...564A..30G, arXiv:1401.7322 [dostęp 2022-12-29].
- ↑ H F Stevance i inni, Probing the rotational velocity of Galactic WO stars with spectropolarimetry, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 479 (4), 2018, s. 4535–4543, DOI: 10.1093/mnras/sty1827, Bibcode: 2018MNRAS.479.4535S, arXiv:1807.02117 [dostęp 2022-12-29] (ang.).