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WR 102

WR 102 è una stella di Wolf-Rayet nella costellazione del Sagittario distante circa 9400 anni luce dal sistema solare. Si tratta di una stella di classe WO2, vale a dire che presenta nel proprio spettro le linee dell'O V-VI (ossigeno ionizzato quattro o cinque volte)[6], una classe molto rara a cui fino ad oggi sono state attribuite solo quattro stelle della Via Lattea. Si ritiene che WR 102 – al momento della sua scoperta la stella più calda conosciuta – si trovi in uno stadio molto avanzato della sua storia evolutiva e che sia prossima ad esplodere in una supernova.

WR 102
WR 102
Immagine nell'infrarosso ottenuta con il WISE della nebulosa che circonda WR 102.
ClassificazioneStella di Wolf-Rayet
Classe spettraleWO2[2]
Distanza dal Sole9 400 ± 8 000 anni luce (2 900 ± 2 500 pc)
CostellazioneSagittario
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta17h 45m 47,5s[1]
Declinazione-26° 10′ 27″
Dati fisici
Raggio medio0,52 R⊙
Massa
16,7+1,7
−1,4[3] M⊙
Temperatura
superficiale		210000 K (media)
Luminosità
380 000 L⊙
Indice di colore (B-V)0,77[4]
Dati osservativi
Magnitudine app.+14,801[5] (media)
Magnitudine app.14,2
Magnitudine ass.−1,71
Parallasse0,3467±0,0283 mas

Coordinate: Carta celeste 17h 45m 47.5s, -26° 10′ 27″

Scoperta modifica

WR 102 è stata citata per la prima volta come possible controparte visibile della sorgente di raggi X GX 3+1[7]. Tuttavia, divenne presto chiaro che si trattasse di due oggetti distinti e, nel 1971, fu evidenziato come questa stella avesse nel proprio spettro delle insolite linee di emissione corrispondenti all'OVI.[8] WR 102 fu classificata come stella di classe WC, sebbene fosse una stella inusuale per quella classe, dato che non era la stella centrale di una nebulosa planetaria e aveva linee di emissione fortemente ionizzate.[7][9] Data inoltre la sua luminosità variabile, la stella fu anche designata come stella variabile con il nome V3893 Sagittarii, divenendo la sessantaduesima della lista delle stelle variabili conosciute.[10]

Nel 1982, WR 102 e altre quattro stelle altamente luminose e con linee di emissione corrispondenti all'ossigeno altamente ionizzato, sono state utilizzate per definire la classe WO delle stelle di Wolf-Rayet.[11][12]

Caratteristiche modifica

Come detto, WR 102 è una delle pochissime stelle di Wolf-Rayet conosciute appartenenti alla classe spettrale WO2. Come le altre tre stelle finora conosciute appartenenti a questa classe, anche WR 102 ha una temperatura superficiale altissima, pari a 210000 K, ed un'elevatissima luminosità, pari a 282000 volte quella del Sole, secondo alcuni modelli atmosferici, e a 380 000 volte quella del Sole, secondo calcoli basati sulla magnitudine e sulla distanza.[3] Per quanto riguarda le sue dimensioni, WR 102 è una stella piuttosto piccola, con un raggio pari a 0,58 R⊙, ma piuttosto densa, dato che la sua massa è di 16,7+1,7
−1,4 M⊙.[3]

La stella eietta i suoi strati più esterni ad una velocità di circa 5000 km/s generando un vento stellare che fa sì che WR 102 perda ogni anno una massa pari a circa 10-5 masse solari,[5] un valore centinaia di milioni di volte maggiore di quello relativo al Sole, che perde ogni anno un valore di massa pari a (2-3) x 10-14 masse solari. Questi venti e l'altissima energia della radiazione ultravioletta emessa hanno portato alla compressione e alla ionizzazione del materiale interstellare circostante, generando una complessa serie di archi descritta come un tipo "a bolla" di nebulosa di Wolf-Rayet.[13]

Stadio evolutivo modifica

Si ritiene che le stelle WO siano l'ultimo stadio evolutivo di stelle supermassicce prima che queste esplodano in supernovae.[14] Si ritiene quindi probabile che WR 102 sia agli ultimi stadi dei suoi processi di fusione nucleare, vicino, se non già oltre, alla fine del processo tre alfa,[15] in cui tre nuclei di elio (particella α) sono alla fine trasformati in carbonio dopo una complessa serie di reazioni nucleari.[16][17]

È stato calcolato che WR 102 esploderà in una supernova entro i prossimi 1 500 anni.[2] L'elevata massa della stella, assieme alla sua rapida rotazione, potrebbe dare origine a un lampo gamma,[14] ma a tutt'oggi non è chiaro se WR 102 stia ruotando abbastanza rapidamente.[2] Mentre infatti prima, basandosi sulla velocità di rotazione del vento solare, si riteneva che la velocità di rotazione della stella fosse di almeno 1000 km/s, osservazioni spettrometriche recenti hanno confermato che WR102 sta in effetti ruotando ma a una velocità decisamente inferiore.[18]

Note modifica

  1. ^ P. L. Dufton, S. J. Smartt e N. C. Hambly, A UKST survey of blue objects towards the Galactic centre - seven additional fields (PDF), in Astronomy and Astrophysics, vol. 373, n. 2, 2001, pp. 608-624, Bibcode:2001A&A...373..608D, DOI:10.1051/0004-6361:20010613, ISSN 0004-6361 (WC · ACNP).
  2. ^ a b c F. Tramper, S. M. Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter, G. Gräfener, N. Langer, J. S. Vink, S. E. de Mink e L. Kaper, Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 581, n. 110, 2015, pp. A110, Bibcode:2015A&A...581A.110T, DOI:10.1051/0004-6361/201425390, arXiv:1507.00839v1.
  3. ^ a b c A. A. C. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, R. Hainich, T. Shenar, V. Ramachandran e L. M. Oskinova, The Galactic WC and WO stars, in Astronomy & Astrophysics, vol. 621, 2019, pp. A92, DOI:10.1051/0004-6361/201833712, arXiv:1807.04293.
  4. ^ Lindsey F. Smith, Michael M. Shara e Anthony F. J. Moffat, Distances of Galactic WC stars from emission-line fluxes and a quantification of the WC classification, in The Astrophysical Journal, vol. 358, 1990, p. 229, Bibcode:1990ApJ...358..229S, DOI:10.1086/168978, ISSN 0004-637X (WC · ACNP).
  5. ^ a b A. Sander, W. -R. Hamann e H. Todt, The Galactic WC stars (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 540, 2012, pp. A144, Bibcode:2012A&A...540A.144S, DOI:10.1051/0004-6361/201117830, arXiv:1201.6354.
  6. ^ Paul A. Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, in Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 45, n. 1, 2007, pp. 177-219, DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. URL consultato l'11 ottobre 2019.
  7. ^ a b N. Sanduleak, On Stars Having Strong O VI Emission, in The Astrophysical Journal, vol. 164, 1971, pp. L71, Bibcode:1971ApJ...164L..71S, DOI:10.1086/180694.
  8. ^ C. B. Stephenson e N. Sanduleak, Luminous stars in the Southern Milky Way, in Publications of the Warner & Swasey Observatory, vol. 1, 1971, p. 1, Bibcode:1971PW&SO...1a...1S.
  9. ^ B. Stenholm, Wolf-Rayet stars and galactic structure, in Astronomy and Astrophysics, vol. 39, 1975, p. 307, Bibcode:1975A&A....39..307S.
  10. ^ B. V. Kukarkin, P. N. Kholopov, V. P. Fedorovich, N. N. Kireyeva, N. P. Kukarkina, G. I. Medvedeva e N. B. Perova, 62nd Name-List of Variable Stars, in Information Bulletin on Variable Stars, vol. 1248, 1977, p. 1, Bibcode:1977IBVS.1248....1K.
  11. ^ Y. -H Chu, Galactic ring nebulae associated with Wolf-rayet stars. I. Introduction and classification, in The Astrophysical Journal, vol. 249, 1981, p. 195, Bibcode:1981ApJ...249..195C, DOI:10.1086/159275.
  12. ^ M. J. Barlow e D. G. Hummer, The WO Wolf-rayet stars, in Wolf-Rayet Stars: Observations, vol. 99, 1982, pp. 387-392, Bibcode:1982IAUS...99..387B, DOI:10.1007/978-94-009-7910-9_51, ISBN 978-90-277-1470-1.
  13. ^ J. A. Toalá, M. A. Guerrero, G. Ramos-Larios e V. Guzmán, WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 578, 2015, pp. A66, Bibcode:2015A&A...578A..66T, DOI:10.1051/0004-6361/201525706, arXiv:1503.06878.
  14. ^ a b Jose H. Groh, Georges Meynet, Cyril Georgy e Sylvia Ekstrom, Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 558, 2013, pp. A131, Bibcode:2013A&A...558A.131G, DOI:10.1051/0004-6361/201321906, arXiv:1308.4681v1.
  15. ^ Jose H. Groh, Georges Meynet, Sylvia Ekström e Cyril Georgy, 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), in Astronomy & Astrophysics, vol. 564, 2014, pp. A30, Bibcode:2014A&A...564A..30G, DOI:10.1051/0004-6361/201322573, arXiv:1401.7322.
  16. ^ Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble, Astrophysics Library, 3rd Edition, New York, Springer.
  17. ^ D. A. Ostlie e B. W. Carroll, An Introduction to Modern Stellar Astrophysics, San Francisco, Addison Wesley, 2007, ISBN 0-8053-0348-0.
  18. ^ H F Stevance, R Ignace, P A Crowther, J R Maund, B Davies e G Rate, Probing the rotational velocity of Galactic WO stars with spectropolarimetry, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 479, n. 4, 2018, pp. 4535-4543, Bibcode:2018MNRAS.479.4535S, DOI:10.1093/mnras/sty1827, arXiv:1807.02117.

Voci correlate modifica

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