WR 102ea
| WR 102ea | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Skytten |
| Rektascension | 17t 46m 15,12s[1] |
| Deklination | -28° 49′ 36,9″[1] |
| Skenbar magnitud () | 8,8[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | WN9h[3] |
| Variabeltyp | Wolf–Rayet-stjärna |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +116[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,59[1] mas/år Dek.: -1,21[1] mas/år |
| Avstånd | ca 26 000[3] lå (ca 8 000[3] pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 58[5] M☉ |
| Radie | 86[3] R☉ |
| Luminositet | 2 500 000[3] L☉ |
| Temperatur | 25 100[3] K |
| Ålder | ca 4[5] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| WR 102ea, MGM 5-10, [HSB2012b] 5, GMM 10, qF 241, [LFG99] QR5, LHO 71, [DWC2011] 6, [NWS90] F[6] | |
WR 102ea är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Skytten. Den har en skenbar magnitud av ca 8,8[1] och kräver en kraftig handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på stjärnans position beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 26 000 ljusår (ca 8 000 parsec) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 116 km/s.[4] Den är en Wolf–Rayet-stjärna och den tredje mest lysande stjärnan i stjärnhopen Quintuplet efter WR 102hb. Med en ljusstyrka på 2 500 000 gånger solens är den också en av de mest ljusstarka kända stjärnorna. Trots den höga ljusstyrkan kan den endast observeras på infraröd våglängd på grund av den dämpande effekten på visuellt ljus av mellanliggande stoft.
Egenskaper
WR 102ea är en utvecklad massiv stjärna som har ett emissionslinjespektrum från en stark stjärnvind orsakad av hög ljusstyrka och närvaro av element tyngre än väte i fotosfären. Spektrumet domineras av joniserade helium- och kvävelinjer på grund av konvektions- och rotationsblandning av fusionsprodukter till stjärnans yta. Den är dock fortfarande i en kärnfusionsfas och vätelinjer är också synliga i spektrumet, till skillnad från WN-stjärnor utan väte som är äldre, mindre massiva och mindre lysande. Trots att den är en relativt outvecklad stjärna har WR 102ea redan förlorat över hälften av dess ursprungliga massa.[5]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, WR 102ea, 16 mars 2023.
Noter
- ^ [a b c d e] Dong, H.; Wang, Q. D.; Cotera, A.; Stolovy, S.; Morris, M. R.; Mauerhan, J.; Mills, E. A.; Schneider, G.; Calzetti, D.; Lang, C. (2011). "Hubble Space Telescope Paschen α survey of the Galactic Centre: Data reduction and products". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 417 (1): 114–135. arXiv:1105.1703. Bibcode:2011MNRAS.417..114D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19013.x. S2CID 11060463.
- ^ Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). "The Quintuplet cluster". Astronomy and Astrophysics. 494 (3): 1137. arXiv:0809.5199. Bibcode:2009A&A...494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371. S2CID 260300.
- ^ [a b c d e f] Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M.; Todt, H.; Butler, K. (2010). "The Quintuplet cluster". Astronomy & Astrophysics. 524: A82. arXiv:1011.5796. Bibcode:2010A&A...524A..82L. doi:10.1051/0004-6361/200912612. S2CID 30091594.
- ^ [a b] Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). "The Quintuplet cluster. I. A K-band spectral catalog of stellar sources". Astronomy and Astrophysics. 494 (3): 1137. arXiv:0809.5199. Bibcode:2009A&A...494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371. S2CID 260300.
- ^ [a b c] Liermann, Adriane; Hamann, Wolf-Rainer; Oskinova, Lidia M.; Todt, Helge (2011). "High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster". Société Royale des Sciences de Liège. 80: 160. Bibcode:2011BSRSL..80..160L.
- ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=WR_102ea. Hämtad 2024-06-12.
Externa länkar
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Sagittarius chart
Penetrating 25,000 light-years of obscuring dust and myriad stars, NASA's Hubble Space Telescope has provided the clearest view yet of a pair of the largest young clusters of stars inside our Milky Way galaxy, located less than 100 light-years from the very center of the Galaxy. Having the equivalent mass greater than 10,000 stars like our sun, the monster clusters are ten times larger than typical young star clusters scattered throughout our Milky Way. Both clusters are destined to be ripped apart in just a few million years by gravitational tidal forces in the Galaxy's core. But in the brief time they are around, they shine more brightly than any other star cluster in the Galaxy. Arches cluster (left): The more compact Arches cluster is so dense, over 100,000 of its stars would fill a spherical region in space whose radius is the distance between the Sun and its nearest neighbor, the star Alpha Centauri, 4.3 light-years away. At least 150 of its stars are among the brightest ever seen in the Galaxy. Quintuplet cluster (right): This 4-million-year-old cluster is more dispersed than the Arches cluster. It has stars on the verge of blowing up as supernovae. It is the home of the brightest star seen in the Galaxy, called the Pistol star. Both pictures were taken in infrared light by Hubble's NICMOS camera in September 1997. The false colors correspond to infrared wavelengths. The galactic center stars are white, the red stars are enshrouded in dust or behind dust, and the blue stars are foreground stars between us and the Milky Way's center. The clusters are hidden from direct view behind black dust clouds in the constellation Sagittarius. If the clusters could be seen from Earth they would appear to the naked eye as a pair of third magnitude "stars," 1/6th of a full moon's diameter apart.