WR 102ea: различия между версиями
| [отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Перевод статьи WR 102ea из английского раздела Википедии |
|||
| Строка 35: | Строка 35: | ||
| Возраст = ~4 млн<ref name=liermann2011/> |
| Возраст = ~4 млн<ref name=liermann2011/> |
||
| Температура = 25 100<ref name=liermann2010/> |
| Температура = 25 100<ref name=liermann2010/> |
||
| Светимость = 2,5 |
| Светимость = 2,5 × 10<sup>6</sup><ref name=liermann2010/> |
||
| Металличность = |
| Металличность = |
||
| Вращение = |
| Вращение = |
||
Версия от 19:54, 29 июня 2018
| WR 102ea | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
| Тип | звезда Вольфа-Райе |
| Прямое восхождение | 17ч 46м 15,12с[1] |
| Склонение | −28° 49′ 36,90″[1] |
| Расстояние | 26 000 св. лет (8 000 пк) [2] |
| Созвездие | Стрелец |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 116[3] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −0,59[1] mas в год |
| • склонение | −1,21[1] mas в год |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WN9h[2] |
| Физические характеристики | |
| Масса | 58[4] M⊙ |
| Радиус | 86[2] R⊙ |
| Возраст | ~4 млн[4] лет |
| Температура | 25 100[2] K |
| Светимость | 2,5 × 106[2] L⊙ |
| Часть от | скопление Квинтуплет[вд][5] |
| Коды в каталогах | |
| FMM 241, qF 241, Q10, MGM 5-10, LHO 71 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
WR 102ea — звезда Вольфа — Райе в созвездии Стрельца. Звезда является второй по яркости в скоплении Квинтуплет (англ. Quintuplet) после WR 102hb. Светимость WR 102ea превышает солнечную в 2,5 млн раз, WR 102ea 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 102ea 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 102ea потеряла более половины своей массы в процессе эволюции.[4]
Примечания
- ↑ 1 2 3 4 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: 114. arXiv:1105.1703. Bibcode:2011MNRAS.417..114D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19013.x.
{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) - ↑ 1 2 3 4 5 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.
- ↑ 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.
- ↑ 1 2 3 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.
- ↑ SIMBAD Astronomical Database