WR 142
| WR 142 | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Stea Wolf-Rayet |
| Clasa spectrală | WO2 [2] |
| Distanța de la Soare | 4 000 până la [3] |
| Constelaţie | Lebădă |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000.0 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 20 h 21 m 44,34 s [1] |
| Declinaţie | 37 ° 22 ′ 30,56 ″ [1] |
| Lat. galactic | 00.3027 ° [1] |
| Lung. galactic | 75,7263 ° [1] |
| Date fizice | |
| Masa | |
| Temperatura superficial | 200 000 K [5] (medie) |
| Indicele de culoare ( BV ) | 1,46 [1] |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | 12,96 [1] |
| Magnitudine abs. | −2,8 [4] |
| Motocicletă proprie | AR : −8,0 mase / an Dec : -2,8 mase / an [1] |
| Nomenclaturi alternative | |
2MASS J20214434 + 3722306 | |
coordonate : 
20 h 21 m 44,34 s , + 37 ° 22 ′ 30,56 ″
WR 142 este o stea Wolf-Rayet aparținând constelației Swan . Ea a fost alocată clasei spectrale rare WO.
Caracteristici
WR 142 este unul dintre membrii grupului deschis Berkeley 87, a cărui distanță de Soare este estimată la 1,23 kilograme parsec [3] (aproximativ 4 000 al ). Radiația emisă de stelele acestui cluster, inclusiv WR 142, este puternic stinsă și devine mai roșie de prezența prafului interstelar [6] .
Această stea aparține clasei spectrale WO2 [2] . Stelele Wolf-Rayet de tip WO sunt extrem de rare. Catalogul VII al Wolf-Rayet aparținând galaxiei noastre , datând din 2001, include doar trei stele de acest tip [7] . WR 142 este cea mai apropiată stea de Pământ din clasa sa [6] . Stelele WO sunt cele mai fierbinți dintre Wolf-Rayets și cele mai fierbinți stele nedegenerate dintre toate. Temperatura de suprafață a WR 142 este în jur 200.000 K [5] . Steaua emite un vânt stelar intens și foarte rapid, care produce pierderi uriașe de masă : viteza vântului a fost estimată în jur 5 500 km / s [8] și pierderea de masă în jur 1,7 × 10 −5 M ⊙ în fiecare an [6] .
Telescoapele spațiale XMM-Newton și Chandra au detectat o emisie de raze X dure de la stea [6] . Sursa acestor raze X nu este bine cunoscută și au fost avansate mai multe ipoteze pentru a explica originea lor. Acestea ar putea fi produse prin conversia energiei cinetice a vântului stelar puternic al stelei sau prin coliziunea acestui vânt cu cea a unui însoțitor masiv care nu a fost încă rezolvat sau prin efectul invers Compton , adică de electronii prezenți în vânt care este accelerat de câmpurile magnetice produse.de fotonii razelor ultraviolete emise de stea [6] .
Starea evolutivă
Vârsta grupului Berkeley 87 a fost estimată la 3-5 milioane de ani [9] . Prin urmare, este probabil ca WR 142 să aibă și vârsta respectivă. S-a născut ca o stea foarte masivă a câtorva zeci de mase solare, dar în timpul evoluției sale rapide a pierdut o fracțiune substanțială din masa sa inițială datorită vântului său stelar intens. Masa sa actuală este estimată la 8 M ⊙ [4] . Deși interpretarea exactă a stelelor WO este încă o chestiune de dezbatere în rândul cercetătorilor, există totuși un acord unanim că este o etapă foarte avansată în evoluția Wolf-Rayet. Steaua se poate afla în stadiile târzii ale fuziunii heliului sau poate chiar a inițiat deja fuziunea carbonului [10] . Soarta sa finală este să explodeze într-o supernovă sau să se prăbușească într-o gaură neagră prin emiterea unei explozii de raze gamma în timpuri astronomice foarte scurte [11] .
Notă
- ^ a b c d e f g WR 142 , pe SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Adus pe 29 ianuarie 2015 .
- ^ a b PA Crowther, O. De Marco, MJ Barlow, Clasificare cantitativă a stelelor WC și WO , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 296, nr. 2, 1998, pp. 367-378, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01360.x . Adus la 31 ianuarie 2015 .
- ^ a b DG Turner și colab. , Comportamentul pe termen lung al variabilei semiregulare M Supergiant BC Cygni , în The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 118, nr. 849, 2006, pp. 1533-1544, DOI : 10.1086 / 508905 . Adus pe 29 ianuarie 2015 .
- ^ a b c LF Smith, G. Meynet, J.-C. Mermilliod, Corecții bolometrice îmbunătățite pentru stelele WR din apartenența la cluster și modele evolutive , în Astronomy and Astrophysics , vol. 287, 1994, pp. 835-842. Accesat la 3 februarie 2015 .
- ^ a b A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC vedete. Parametrii stelari din analize spectrale au indicat o nouă secvență evolutivă , în Astronomy & Astrophysics , vol. 540, 2012, pp. id. A144, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117830 . Adus la 1 februarie 2015 .
- ^ a b c d și KR Sokal și colab. , Chandra detectează steaua Wolf-Rayet WR 142 de tip oxigen rar și stelele OB din Berkeley 87 , în Jurnalul astrofizic , vol. 715, nr. 2, 2010, pp. 1327-1337, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 715/2/1327 . Adus la 31 ianuarie 2015 .
- ^ Karel van der Hucht, Al VII- lea catalog de stele galactice Wolf-Rayet , în New Astronomy Reviews , vol. 45, n. 3, 2001, pp. 135-232, DOI : 10.1016 / S1387-6473 (00) 00112-3 . Adus la 31 ianuarie 2015 .
- ^ RL Kingsburgh, MJ Barlow, PJ Storey, Properties of the WO Wolf-Rayet stars , în Astronomy and Astrophysics , vol. 295, nr. 1, 1995, pp. 75-100. Adus la 1 februarie 2015 .
- ^ DG Turner și colab. , Originea razelor cosmice și a stelelor lui Berkeley 87 , în Buletinul Societății Astronomice Americane , vol. 42, 2010, p. 566. Accesat la 3 februarie 2015 .
- ^ J. Groh și colab. , Evoluția stelelor masive și a spectrelor lor I. O stea nerotabilă de 60 Msun de la secvența principală de vârstă zero până la stadiul pre-supernovă , arXiv : 1401.7322 . Accesat la 3 februarie 2015 .
- ^ Jose H. Groh și colab. , Proprietăți fundamentale ale supernova-colapsului nucleului și progenitorilor GRB: Prezicerea aspectului stelelor masive înainte de moarte , 2013, arXiv : 1308.4681v1 . Accesat la 3 februarie 2015 .
