WR 102

WR 102  es una estrella Wolf-Rayet en la constelación de Sagitario , un representante de la clase espectral WO extremadamente rara, rodeada por la nebulosa G2.4 + 1.4 . Tiene una alta luminosidad y una temperatura extremadamente alta, cerca de una explosión de supernova .

Descubrimiento

WR 102 fue mencionado por primera vez como un posible objeto correspondiente en el rango óptico a la peculiar fuente de rayos X GX 3+1 [8] . Más tarde quedó claro que se trata de un objeto separado, y en 1971 se descubrió que se trata de una estrella brillante con líneas de emisión O VI inusuales en el espectro [9] . Pertenece a la clase WC, tiene líneas inusuales de elementos fuertemente ionizados y no es la estrella central de una nebulosa planetaria [8] [10] . La estrella exhibió variabilidad de brillo y recibió la designación V3893 Sagitario [11] .

En 1982, se utilizaron datos de cinco estrellas brillantes, incluida WR 102, con líneas de emisión brillantes de oxígeno altamente ionizado, para determinar la clase WO. Todas estas estrellas se encuentran en una etapa tardía de evolución [12] .

Características

WR 102 pertenece al tipo espectral WO2, es una de las pocas estrellas Wolf-Rayet ricas en oxígeno conocidas, hay cuatro conocidas en la Vía Láctea y cinco en otras galaxias. También es una de las estrellas más calientes conocidas, con una temperatura de 210.000 K. Las simulaciones de la atmósfera de la estrella dieron una estimación de luminosidad de 282 000 luminosidades solares [5] , los cálculos a partir de los datos de brillo y distancia dan una estimación de luminosidad de 380 000 luminosidades solares, siendo la distancia de 2900 ± 200 parsecs [4] [7] . La estrella es pequeña y densa, su radio es de 0,58 radios solares y su masa es de 16,7 ± 1,4 masas solares [7] .

Un viento estelar muy fuerte con una velocidad de alrededor de 5000 km/s conduce a una pérdida de masa a razón de 10 −5 M ⊙ /año [2] . A modo de comparación, el Sol pierde (2-3) x 10 −14 masas solares por año debido al viento solar , cientos de millones de veces menos que WR 102. El viento estelar y la radiación ultravioleta conducen a una fuerte compresión e ionización de la materia interestelar circundante. en forma de arcos de estructura compleja [13] en la nebulosa G2.4 + 1.4.

Nebulosa G2.4+1.4

En 1981, se descubrió una débil nebulosa G2.4+1.4 alrededor de WR 102, inicialmente se pensó que era un remanente de supernova o una burbuja creada por el viento solar de WR 102 [14] , pero estudios posteriores mostraron que se formó como resultado de fotoionización [15] . La estructura se puede reproducir mediante simulación numérica del proceso de fotoionización [16] . Por otro lado, la capa estelar expulsada puede explicar las propiedades estructurales y espectrales de la nebulosa [17] .

Estado evolutivo

La estrella WR 102 durante su formación presumiblemente tenía una masa de 40-60 M⊙ .

Es probable que WR 102 se encuentre en la última etapa de las reacciones nucleares [18] , cerca de la finalización de la combustión del helio [19] o incluso en la siguiente etapa de la combustión del carbono [9] , la fracción de oxígeno en la superficie es mayor que la del helio y menor que la fracción de carbono, y la superficie tiene una temperatura extremadamente alta.

Los cálculos han demostrado que WR 102 explotará como una supernova en los próximos 1500 años [5] . La gran masa y la rápida rotación posiblemente darán lugar a un estallido de rayos gamma [18] , pero aún no está claro qué tan rápido gira esta estrella [5] . Inicialmente, se asumió que la proyección de la velocidad de rotación es de al menos 1000 km/s [2] , pero las observaciones espectropolarimétricas han demostrado que, si la estrella gira, entonces a una velocidad mucho menor [20] .

Véase también

• WR 142
• Lista de estrellas - candidatas a supernovas

Notas

1. ↑ 12 Dufton , PL; Smartt, SJ; Hambly, NC Un estudio del UKST de objetos azules hacia el centro galáctico: siete campos adicionales  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2001. - vol. 373 , núm. 2 . - Pág. 608-624 . — ISSN 0004-6361 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20010613 . - .
2. ↑ 1 2 3 4 Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. Las estrellas WC galácticas  // Astronomía y astrofísica  . - 2012. - vol. 540 . — Pág. A144 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201117830 . - . -arXiv : 1201.6354 . _
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
4. ↑ 1 2 Marrón, AGA et al. Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - EDP Ciencias , 2018. - Agosto ( vol. 616 ). — P.A1 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201833051 . — . -arXiv : 1804.09365 . _ Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Tramper, F.; Straal, SM; Sanyal, D.; Saná, H.; de Koter, A.; Graffener, G.; Langer, N.; Vink, JS; de visón, SE; Kaper, L. Estrellas masivas a punto de explotar: Las propiedades de la secuencia de oxígeno Estrellas Wolf-Rayet  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2015. - Vol. 581 , núm. 110 . — P. A110 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201425390 . - . -arXiv : 1507.00839v1 . _
6. ↑ Smith, Lindsey F.; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony FJ Distancias de las estrellas galácticas WC de los flujos de línea de emisión y una cuantificación de la clasificación WC  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1990. - Vol. 358 . — Pág. 229 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 168978 . - .
7. ↑ 1 2 3 4 5 Sander, CAA; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, LM Las estrellas galácticas WC y WO  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2019. - Vol. 621 . —P.A92 . _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201833712 . — . - arXiv : 1807.04293 .
8. ↑ 1 2 Sanduleak, N. Sobre las estrellas que tienen una fuerte emisión de O VI  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1971. - Vol. 164 . — P.L71 . -doi : 10.1086/ 180694 . - .
9. ↑ 12 Stephenson , CB; Sanduleak, N. Estrellas luminosas en la Vía Láctea del Sur // Publicaciones del Observatorio Warner & Swasey. - 1971. - T. 1 . - S. 1 . — .
10. ↑ Stenholm, B. Wolf-Rayet estrellas y estructura galáctica  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1975. - vol. 39 . — Pág. 307 . - .
11. ↑ Kukarkin, BV; Kholopov, PN; Fedorovich, vicepresidente; Kireyeva, N. N.; Kukarkina, NP; Medvedeva, G.I.; Perova, NB 62.ª Lista de nombres de estrellas variables // Boletín informativo sobre estrellas variables. - 1977. - T. 1248 . - S. 1 . — .
12. ↑ Barlow, MJ; Hummer, DG Las estrellas WO Wolf-rayet // Estrellas Wolf-Rayet: Observaciones. - 1982. - T. 99 . - S. 387-392 . - ISBN 978-90-277-1470-1 . -doi : 10.1007 / 978-94-009-7910-9_51 . - .
13. ↑ Toala, JA; Guerrero, MA; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. WISE estudio morfológico de las nebulosas Wolf-Rayet  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2015. - Vol. 578 . —P.A66 ._ _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201525706 . - . -arXiv : 1503.06878 . _
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16. ↑ F. Brightenti, A. D'Ercole. Evolución de las nebulosas del anillo WR generadas por estrellas centrales en movimiento - I. El paradigma de G2.4+1.4  //  Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. - 1995-03. — vol. 273 , edición. 2 . — pág. 443–448 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnras/273.2.443 .
17. ↑ VF Polcaro, C. Rossi, L. Norci, R. Viotti. Las estrellas WO. II. Espectroscopía de rendija larga de la nebulosa G2.4+1.4 alrededor de Sand 4.  //  Astronomía y Astrofísica. — 1995-11. — vol. 303 . — Pág. 211 . — ISSN 0004-6361 .
18. ↑ 1 2 Groh, José H.; Meynet, Georges; Georgy, Cirilo; Ekstrom, Sylvia. Propiedades fundamentales de los progenitores de supernovas y GRB de colapso del núcleo: predicción del aspecto de estrellas masivas antes de la muerte  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2013. - Vol. 558 . — Pág. A131 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201321906 . - . -arXiv : 1308.4681v1 . _
19. ↑ Groh, José H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Jorge, Cirilo. La evolución de las estrellas masivas y sus espectros I. Una estrella de 60 Msun que no gira desde la secuencia principal de edad cero hasta la etapa previa a la supernova  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2014. - Vol. 564 . — Pág. A30 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201322573 . - . -arXiv : 1401.7322 . _
20. ↑ Stevance, H. F.; Ignacio, R; Crowther, PA; Maund, JR; Davis, B; Rate, G. Sondeo de la velocidad de rotación de las estrellas galácticas WO con espectropolarimetría  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista  . — Oxford University Press , 2018. — Vol. 479 , núm. 4 . - Pág. 4535-4543 . -doi : 10.1093 / mnras/sty1827 . - . -arXiv : 1807.02117 . _