WR 102
WR 102 (auch: Sand 4) ist ein Wolf-Rayet-Stern im Sternbild Schütze der sehr seltenen Spektralklasse WO. Seine Oberfläche hat eine extrem hohe Temperatur von rund 200.000 Kelvin und er steht in seiner Entwicklung kurz vor seinem Ende als Supernova.
| Stern WR 102 | |||||
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| Infrarotaufnahme des Nebels um WR 102 (Daten von WISE und dem Spitzer-Weltraumteleskop) | |||||
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| AladinLite | |||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||
| Sternbild | Schütze | ||||
| Rektaszension | 17h 45m 47,5s [1] | ||||
| Deklination | −26° 10′ 27″ [1] | ||||
| Helligkeiten | |||||
| Scheinbare Helligkeit | 14 mag | ||||
| Spektrum und Indices | |||||
| Veränderlicher Sterntyp | Wolf-Rayet-Stern | ||||
| Spektralklasse | WO2 [2] | ||||
| Astrometrie | |||||
| Entfernung | 9.530 ± 580 Lj [3] | ||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||
| Masse | ca. 19 M☉ [4] | ||||
| Radius | ca. 0,4 R☉ [5] ca. 0,6 R☉ [4] | ||||
| Effektive Temperatur | ca. 200000 K [5][4] | ||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||
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Der Stern ist von einem Nebel mit der Bezeichnung G2.4+1.4 umgeben.
Eigenschaften Bearbeiten
WR 102 ist mit der Spektralklasse WO2[2] einer der wenigen Wolf-Rayet-Sterne der Sauerstoff-Sequenz, von denen in der Milchstraße nur vier und in anderen Galaxien weitere fünf bekannt sind. Zudem ist er mit einer Oberflächentemperatur von rund 200.000 Kelvin einer der heißesten bekannten Sterne. Ein Modell der Atmosphäre deutet auf eine Leuchtkraft von 282.000 L☉,[5] während Abschätzungen aus Helligkeit und Entfernung für 500.000 L☉ sprechen, wobei aber die Entfernungsschätzung mit großer Unsicherheit behaftet ist.[4] Trotz seiner rund 20 Sonnenmassen hat der Stern etwa den halben Durchmesser der Sonne. Er verliert durch starke Sonnenwinde mit einer Geschwindigkeit von 5000 Kilometern pro Sekunde etwa 10−5 M☉/Jahr,[4] mehr als das Hundertmillionenfache der Sonne.
Verschiedene Methoden der Entfernungsbestimmung führen zu weit auseinanderliegenden Ergebnissen. Photometrische Analysen liefern 4,9 kpc[6] und 5,56 kpc[2]. Untersuchungen des den Stern umgebenden Nebels deuten auf eine Entfernung von 3 kpc hin;[7] gleiche Werte ergaben Parallaxenmessungen durch die Raumsonde Gaia.[3]
Nebel G2.4+1.4 Bearbeiten
Der Nebel G2.4+1.4 wurde anfänglich für einen Supernovaüberrest oder eine durch den Sonnenwind von WR 102 erzeugte Blase gehalten, bevor weitere Untersuchungen zeigten, dass die Blase durch Photoionisation entstanden ist.[7] Die Struktur kann durch eine numerische Simulation der Photoionisation nachvollzogen werden.[8] Alternativ kann auch eine abgestoßene Sternhülle strukturelle und spektrale Eigenschaften des Nebels erklären.[9]
Entwicklungsstadium Bearbeiten
Der Stern WR 102 hatte bei seiner Entstehung vermutlich eine Masse von 40–60 M☉ und befindet sich nun in seinem letzten Evolutionsstadium, bevor er als Supernova explodiert, was Schätzungen zufolge in 1500 Jahren der Fall sein könnte. In diesem Stadium ist das Heliumbrennen des Kerns bereits abgeschlossen, der Anteil von Sauerstoff an der Oberfläche liegt vor Helium und unter dem von Kohlenstoff, und die Oberfläche weist eine extrem hohe Temperatur auf. Falls WR 102 schnell rotiert, kann aufgrund seiner Masse bei der Supernova ein Gammablitz entstehen.[5]
Literatur Bearbeiten
- König, Michael & Binnewies, Stefan (2023): Bildatlas der Sternhaufen & Nebel, Stuttgart: Kosmos, S. 398
Weblinks Bearbeiten
- wr 102. In: SIMBAD. simbad.u-strasbg.fr, abgerufen am 29. November 2016.
Einzelnachweise Bearbeiten
- ↑ P. L. Dufton, S. J. Smartt, N. C. Hambly: A UKST survey of blue objects towards the Galactic centre – seven additional fields. In: Astronomy and Astrophysics. Band 373, Nr. 2, 1. Juli 2001, S. 608–624, doi:10.1051/0004-6361:20010613, bibcode:2001A&A...373..608D.
- ↑ a b c Karel A. van der Hucht: The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars. In: New Astronomy Reviews. 45. Jahrgang, Nr. 3, 2001, ISSN 1387-6473, S. 135–232, doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3, bibcode:2001NewAR..45..135V.
- ↑ a b wr 102. In: SIMBAD. simbad.u-strasbg.fr, abgerufen am 29. November 2016.
- ↑ a b c d e A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt: The Galactic WC stars. In: Astronomy and Astrophysics. Band 540, April 2012, doi:10.1051/0004-6361/201117830, arxiv:1201.6354, bibcode:2012A&A...540A.144S (Artikel: A144).
- ↑ a b c d F. Tramper, S. M. Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter, G. Gräfener, N. Langer, J. S. Vink, S. E. de Mink, L. Kaper: Massive stars on the verge of exploding. The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars. In: Astronomy and Astrophysics. Band 581, September 2015, doi:10.1051/0004-6361/201425390, arxiv:1507.00839v1, bibcode:2015A&A...581A.110T (Artikel: A110).
- ↑ Peter S. Conti, William D. Vacca: The distribution of massive stars in the Galaxy. I – The Wolf-Rayet stars. In: The Astronomical Journal. 1990, bibcode:1990AJ....100..431C.
- ↑ a b M. A. Dopita, T. A. Lozinskaia, P. J. McGregor, S. J. Rawlings: The extraordinary mass-loss bubble G2.4 + 1.4 and its central star. In: Astrophysical Journal. 1990, bibcode:1990ApJ...351..563D.
- ↑ F. Brighenti, A. D’Ercole: Evolution of WR ring nebulae generated by moving central stars – I. The paradigm of G2.4+1.4. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1995, bibcode:1995MNRAS.273..443B.
- ↑ V. F. Polcaro, C. Rossi, L. Norci, R. Viotti: The WO stars. II. Long slit spectroscopy of the G2.4+1.4 nebula around Sand 4. In: Astronomy & Astrophysics. 1995, bibcode:1995A&A...303..211P.