WR 102hb

WR 102hb
Звезда
Diagram showing star positions and boundaries of the Puppis constellation and its surroundings
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Тип звезда Вольфа-Райе
Прямое восхождение 17ч 46м 15,94с[1]
Склонение −28° 49′ 38,05″[1]
Расстояние 26 000 св. лет (8 000 пк) [2]
Созвездие Стрелец
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 112 км/с[5]
Собственное движение
 • прямое восхождение −1,21 ± 0,84 mas/год[3]
 • склонение 0,52 ± 0,82 mas/год[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс WN9h[2]
Физические характеристики
Масса 61[4] M⊙
Радиус 86[2] R⊙
Возраст ~4 млн[4] лет
Температура 25 100[2] K
Светимость 2,6 × 106[2] L⊙
Коды в каталогах
WR 102hb, GMM 8, MGM 5-8, qF 240, LHO 67, [DWC2011] 7, 2MASS J17461593-2849380 и [HSB2012b] 6
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

WR 102hb — звезда Вольфа — Райе в созвездии Стрельца. Звезда является самой мощной среди звёзд Вольфа-Райе в скоплении Квинтуплет (англ. Quintuplet). Светимость WR 102hb превышает солнечную в 2,6 млн раз; WR 102hb является одной из самых мощных известных звёзд. Несмотря на высокую светимость, звезда доступна для наблюдения только в инфракрасном диапазоне из-за поглощения света в оптическом диапазоне пылью.

WR 102hb является массивной звездой, эмиссионный спектр возникает вследствие мощного звёздного ветра, причиной которого являются высокая светимость и наличие элементов тяжелее водорода в фотосфере. В спектре преобладают линии ионизированного гелия и азота вследствие конвективного и вращательного переноса продуктов термоядерных реакций к поверхности звезды. Поскольку в ядре звезды горит водород, то в спектре видны линии водорода в отличие от более старых, менее ярких и массивных звёзд класса WN. WR 102hb уже потеряла более половины своей массы в процессе эволюции[4].

Примечания

  1. ↑ 1 2 Cutri R. M., Skrutskie M. F., Van D. S., Beichman C. A., Carpenter J. M., Chester T., Cambresy L., Evans T., Fowler J., Gizis J. et al. 2MASS All Sky Catalog of point sources (англ.) — 2003. — Vol. 2246.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M.; Todt, H.; Butler, K. The Quintuplet cluster (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2010. — Vol. 524. — P. A82. — doi:10.1051/0004-6361/200912612. — Bibcode: 2010A&A...524A..82L. — arXiv:1011.5796.
  3. ↑ 1 2 Hussmann B., Stolte A., Brandner W., Liermann A., Gennaro M. The present-day mass function of the Quintuplet cluster based on proper motion membership (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 540. — P. 57–57. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117637
  4. ↑ 1 2 3 Adriane; Liermann; Hamann, Wolf-Rainer; Oskinova, Lidia M.; Todt, Helge. High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster (англ.) // Société Royale des Sciences de Liège : journal. — 2011. — Vol. 80. — P. 160. — Bibcode: 2011BSRSL..80..160L.
  5. ↑ Liermann A., W.-R. Hamann, Oskinova L. M. The Quintuplet cluster (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 494, Iss. 3. — P. 1137–1166. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810371 — arXiv:0809.5199