PROFILPELAJAR.COM

WR 102
	; So sánh kích thước giữa WR 102 (trái) và Mặt Trời (phải).
Dữ liệu quan sát; Kỷ nguyên J2000.0 Xuân phân J2000.0
Chòm sao	Nhân Mã
Xích kinh	17h 45m 47.5s
Xích vĩ	−26° 10′ 27″
Cấp sao biểu kiến (V)	14.10
Các đặc trưng
Giai đoạn tiến hóa	Sao Wolf-Rayet
Kiểu quang phổ	WO2
Chỉ mục màu B-V	+0.77
Trắc lượng học thiên thể
Thị sai (π)	0.3467 ± 0.0283 mas
Khoảng cách	9400 ± 800 ly ; (2900 ± 200 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)	−1.71
Chi tiết
Khối lượng	70+18; −14 M☉
Bán kính	023+005; −004 R☉
Độ sáng	89,100+42,700; −28,900 L☉
Nhiệt độ	210,000 K
Độ kim loại [Fe/H]	0.0 dex
Tên gọi khác
	V3893 Sagittarii, LS 4368, ALS 4368, Sand 4
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBAD	dữ liệu

WR 102 là một ngôi sao Wolf-Rayet trong chòm sao Nhân Mã, một ngôi sao cực kỳ hiếm trên chuỗi oxy WO. Nó là một ngôi sao phát sáng và rất nóng, phát triển cao và gần như phát nổ như một siêu tân tinh.

Khám phá

WR 102 lần đầu tiên được đề cập là đối tác quang có thể có với nguồn tia X đặc biệt GX 3+1^[7]. Tuy nhiên, nó trở nên rõ ràng rằng nó là một vật thể riêng biệt và vào năm 1971, nó được làm nổi bật như một ngôi sao phát sáng với các vạch phát xạ O_VI bất thường trong quang phổ của nó^[8]. Nó được phân loại là một ngôi sao WC, một ngôi sao khác thường vì các vạch phát xạ bị ion hóa cao và không phải là ngôi sao trung tâm của một tinh vân hành tinh^[7]^[9]. Nó được nhìn thấy có độ sáng khác nhau và được chỉ định ngôi sao biến thiên V3893 Sagittarii trong danh sách tên thứ 62 của các ngôi sao biến.^[10]

Độ mờ nhạt mờ được phát hiện vào khoảng WR 102 năm 1981 và được xác định là bong bóng gió^[11]. Năm 1982, một bộ năm ngôi sao phát sáng với các vạch phát xạ oxy bị ion hóa cao, bao gồm WR 102, đã được sử dụng để xác định lớp WO của các ngôi sao Wolf-Rayet. Chúng được xác định là những ngôi sao lớn tiến hóa.^[12]

Tính năng, đặc điểm

WR 102, trong phân loại phổ WO2, là một trong những rất ít được biết đến oxy chuỗi Wolf-Rayet sao, chỉ có bốn trong dải Ngân Hà và năm trong các thiên hà bên ngoài. Đây cũng là nơi nóng nhất được biết đến với nhiệt độ bề mặt 210.000 K. Mô hình hóa bầu không khí mang lại độ sáng khoảng 282.000^[3], trong khi các tính toán từ độ sáng và khoảng cách cho độ sáng gần 100.000 với khoảng cách 2,600±200^[6] parsec. Đó là một ngôi sao dày đặc rất nhỏ, với bán kính khoảng 0,23 và một khối lượng 7.0.^[6]

Gió sao rất mạnh với vận tốc đầu cuối 5.000 km mỗi giây đang khiến WR 102 mất 10⁻⁵ M_☉ năm^[2]. Để so sánh, Mặt trời mất (2-3)x10⁻¹⁴ khối lượng mặt trời mỗi năm do gió mặt trời của nó, ít hơn vài trăm triệu lần so với WR 102. Những cơn gió này và bức xạ cực tím mạnh từ ngôi sao nóng đã nén và ion hóa vật liệu liên sao xung quanh thành một chuỗi các vòng cung phức tạp được mô tả là loại tinh vân Wolf-Rayet^[13].

Tình trạng tiến hóa

Các ngôi sao WO là giai đoạn tiến hóa cuối cùng của những ngôi sao lớn nhất trước khi phát nổ thành siêu tân tinh^[14]. Rất có khả năng WR 102 đang ở giai đoạn cuối của phản ứng tổng hợp hạt nhân, gần hoặc xa hơn khi kết thúc quá trình đốt cháy heli^[15]. Người ta đã tính toán rằng WR 102 sẽ phát nổ như một siêu tân tinh trong vòng 1.500 năm.^[3] Khối lượng lớn và tốc độ quay nhanh sẽ tạo ra vụ nổ tia gamma (GRB),^[14] nhưng không rõ liệu WR 102 có quay nhanh hay không.^[3] Trước đây người ta đã nghĩ rằng tốc độ quay dự kiến trong gió sao có thể nhanh tới 1.000 km/s ^[2] nhưng các quan sát đo quang phổ dường như chỉ ra rằng nếu WR 102 đang quay thì nó đang quay với tốc độ thấp hơn nhiều.^[6]

Xem thêm

Tham khảo

^ ^a ^b Dufton, P. L.; Smartt, S. J.; Hambly, N. C. (2001). “A UKST survey of blue objects towards the Galactic centre - seven additional fields” (PDF). Astronomy and Astrophysics. 373 (2): 608–624. Bibcode:2001A&A...373..608D. doi:10.1051/0004-6361:20010613. ISSN 0004-6361.
^ ^a ^b ^c ^d Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). “The Galactic WC stars” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f 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” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 581 (110): A110. arXiv:1507.00839v1. Bibcode:2015A&A...581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390.
^ 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.
^ Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Hồ sơ Gaia DR2 cho nguồn này tại VizieR.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f "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.
^ ^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.
^ 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.
^ Stenholm, B. (1975). “wolf-Rayet stars and galactic structure”. Astronomy and Astrophysics. 39: 307. Bibcode:1975A&A....39..307S.
^ 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.
^ 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.
^ 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.
^ Toalá, J. A.; Guerrero, M. A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. (2015). “WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A&A...578A..66T. doi:10.1051/0004-6361/201525706.
^ ^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” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681v1. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
^ 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” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.