VFTS 102

VFTS 102  es una estrella en la constelación de Dorado . Se encuentra en la Nebulosa de la Tarántula en la región de formación estelar de la Gran Nube de Magallanes , una galaxia enana vecina . La distancia de éste al Sol es de unos 163 mil años luz .

Características

VFTS 102 es una estrella peculiar de clase O. A pesar de su gran brillo (en luminosidad supera en 100.000 veces al Sol), tiene una magnitud aparente de 15,8 y no es visible a simple vista. La estrella tiene una temperatura superficial extremadamente alta: alrededor de 36 mil kelvin [2] . Sin embargo, su característica más importante es su rápida rotación alrededor de su eje: la velocidad de rotación ecuatorial supera los 500 km/s, que es 100 veces más rápida que la del Sol [5] . A partir de 2020, VFTS 102 tiene la tasa de rotación más alta conocida entre las estrellas masivas [2] (solo las estrellas de neutrones giran más rápido ). La razón de esta velocidad, los astrónomos llaman la fusión de dos estrellas en una. Los cálculos mostraron que el progenitor era una estrella binaria, cuyos componentes se acercaron gradualmente entre sí, intercambiando materia estelar entre sí. En algún momento, se convirtieron en un sistema binario cerrado y luego se fusionaron en una estrella masiva que gira rápidamente. No muy lejos de VFTS 102, a una distancia de 12 parsecs , se encuentra el púlsar PSR J0537-6910 , que se aleja de él. Se supone [6] que en el pasado formaba parte de un sistema ligado gravitacionalmente , sin embargo, durante una fusión catastrófica de estrellas, fue expulsado de él.

Véase también

• VFTS 352
• Achernar

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 SIMBAD._ _ _ - VFTS 102 en la base de datos SIMBAD . Recuperado: 2 de abril de 2019.  
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 P. L. Dufton et al. El VLT-FLAMES Tarantula Survey: La estrella de tipo O de rotación más rápida y el púlsar LMC de período más corto: ¿restos de una supernova interrumpida binaria?  (Inglés) . Arxiv.org (6 de diciembre de 2011). Consultado el 2 de abril de 2019. Archivado desde el original el 18 de junio de 2018.
3. ↑ Ramírez-Agudelo O. H., Simón-Díaz S. , Sana H. , Koter A. d., Sabín-Sanjulian C., Dufton P. L., Gräfener G., Evans C. J., Herrero A. , Langer N. et al. Encuesta de tarántulas VLT-FLAMES. XII. Velocidades de rotación de las estrellas individuales de tipo O  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2013. - Vol. 560.—Pág. 29–29. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201321986 - arXiv:1309.2929
4. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
5. ↑ La estrella de rotación más rápida encontrada en una galaxia vecina  (ing.)  (enlace no disponible) . NASA (5 de diciembre de 2011). Consultado el 17 de abril de 2018. Archivado desde el original el 18 de abril de 2018.
6. ↑ Dengkai Jiang, Zhanwen Han, Liheng Yang, Lifang Li. El canal de fusión binario para el progenitor de la estrella de tipo O de más rápido crecimiento VFTS102  . Arxiv.org (26 de febrero de 2013). Consultado el 18 de marzo de 2018. Archivado desde el original el 1 de diciembre de 2017.

Enlaces

• AZ Bonanos et al. Spitzer SAGE Fotometría infrarroja de estrellas masivas en la Gran Nube de  Magallanes . Arxiv.org (11 de agosto de 2009). Recuperado: 18 de marzo de 2018.
• M. Cantiello, S.-C. Yoon, N. Langer, M. Livio. Estrellas binarias progenitoras de largas ráfagas de rayos gamma  . Arxiv.org (20 de febrero de 2007). Recuperado: 18 de marzo de 2018.
• Alex B. Nielsen. Sobre la distribución de giros de agujeros negros de tamaño estelar  . Arxiv.org (4 de abril de 2016). Recuperado: 18 de marzo de 2018.