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WR 142
WR 142
Cygnus IAU.svg
ClassificazioneStella di Wolf-Rayet
Classe spettraleWO2[2]
Distanza dal Sole4 000 al[3]
CostellazioneCigno
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta20h 21m 44,34s[1]
Declinazione37° 22′ 30,56″[1]
Lat. galattica00,3027°[1]
Long. galattica75,7263°[1]
Dati fisici
Massa
Temperatura
superficiale
200 000 K[5] (media)
Indice di colore (B-V)1,46[1]
Dati osservativi
Magnitudine app.12,96[1]
Magnitudine ass.−2,8[4]
Moto proprioAR: −8,0 mas/anno
Dec: −2,8 mas/anno[1]
Nomenclature alternative
2MASS J20214434+3722306

Coordinate: Carta celeste 20h 21m 44.34s, +37° 22′ 30.56″

WR 142 è una stella di Wolf-Rayet appartenente alla costellazione del Cigno. È stata assegnata alla rara classe spettrale WO.

CaratteristicheModifica

WR 142 è uno dei membri dell'ammasso aperto Berkeley 87, la cui distanza dal Sole è stimata essere 1,23 kiloparsec[3] (circa 4 000 al). La radiazione emessa dalle stelle di questo ammasso, WR 142 compresa, è fortemente estinta e resa più rossa dalla presenza di polvere interstellare[6].

Questa stella appartiene alla classe spettrale WO2[2]. Le stelle di Wolf-Rayet di tipo WO sono estremamente rare. Il VII catalogo delle Wolf-Rayet appartenenti alla nostra galassia, risalente al 2001, annovera solo tre stelle di questo tipo[7]. WR 142 è la stella della sua classe più vicina alla Terra[6]. Le stelle WO sono le più calde fra le Wolf-Rayet e le più calde stelle non degeneri in assoluto. La temperatura superficiale di WR 142 si aggira intorno a 200 000 K[5]. La stella emette un intenso e velocissimo vento stellare, che produce ingenti perdite di massa: la velocità del vento è stata stimata intorno a 5 500 km/s[8] e la perdita di massa intorno a 1,7 × 10−5 M ogni anno[6].

I telescopi spaziali XMM-Newton e Chandra hanno rilevato una emissione di raggi X duri dalla stella[6]. La fonte di tali raggi X non è ben nota e sono state avanzate diverse ipotesi per spiegarne l'origine. Potrebbero essere prodotti dalla conversione dell'energia cinetica del potente vento stellare della stella o dalla collisione di tale vento con quello di una compagna massiccia non ancora risolta oppure ancora per effetto Compton inverso, cioè dagli elettroni presenti nel vento che vengono accelerati dai campi magnetici prodotti dai fotoni dei raggi ultravioletti emessi dalla stella[6].

Stato evolutivoModifica

L'età dell'ammasso Berkeley 87 è stata stimata in 3-5 milioni di anni[9]. È quindi probabile che anche WR 142 abbia tale età. È nata come una stella molto massiccia di alcune decine di masse solari ma durante la sua rapida evoluzione ha perso una frazione consistente della sua massa iniziale a causa del suo intenso vento stellare. La sua massa attuale è stimata in 8 M[4]. Sebbene l'esatta interpretazione delle stelle WO sia ancora oggetto di dibattito fra gli studiosi, c'è tuttavia un accordo unanime che sia uno stadio molto avanzato dell'evoluzione delle Wolf-Rayet. La stella potrebbe essere nelle ultime fasi della fusione dell'elio o addirittura avere già avviato la fusione del carbonio[10]. Il suo destino finale è quello di esplodere in una supernova o collassare in un buco nero emettendo un lampo gamma in tempi astronomicamente molto brevi[11].

NoteModifica

  1. ^ a b c d e f g WR 142, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 29 gennaio 2015.
  2. ^ a b P. A. Crowther, O. De Marco, M. J. Barlow, Quantitative classification of WC and WO stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 296, nº 2, 1998, pp. 367-378, DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x. URL consultato il 31 gennaio 2015.
  3. ^ a b D. G. Turner et al., The Long-Term Behavior of the Semiregular M Supergiant Variable BC Cygni, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 118, nº 849, 2006, pp. 1533-1544, DOI:10.1086/508905. URL consultato il 29 gennaio 2015.
  4. ^ a b c L. F. Smith, G. Meynet, J.-C. Mermilliod, Improved bolometric corrections for WR stars from cluster membership and evolutionary models, in Astronomy and Astrophysics, vol. 287, 1994, pp. 835-842. URL consultato il 3 febbraio 2015.
  5. ^ a b A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence, in Astronomy & Astrophysics, vol. 540, 2012, pp. id. A144, DOI:10.1051/0004-6361/201117830. URL consultato il 1º febbraio 2015.
  6. ^ a b c d e K. R. Sokal et al., Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87, in The Astrophysical Journal, vol. 715, nº 2, 2010, pp. 1327-1337, DOI:10.1088/0004-637X/715/2/1327. URL consultato il 31 gennaio 2015.
  7. ^ Karel van der Hucht, The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, in New Astronomy Reviews, vol. 45, nº 3, 2001, pp. 135-232, DOI:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. URL consultato il 31 gennaio 2015.
  8. ^ R. L. Kingsburgh, M. J. Barlow, P. J. Storey, Properties of the WO Wolf-Rayet stars, in Astronomy and Astrophysics, vol. 295, nº 1, 1995, pp. 75-100. URL consultato il 1º febbraio 2015.
  9. ^ D. G. Turner et al., The Origin Of Cosmic Rays And The Stars Of Berkeley 87, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 42, 2010, p. 566. URL consultato il 3 febbraio 2015.
  10. ^ J. Groh et al., 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, arXiv:1401.7322. URL consultato il 3 febbraio 2015.
  11. ^ Jose H. Groh et al., Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death, 2013, arXiv:1308.4681v1. URL consultato il 3 febbraio 2015.

Voci correlateModifica

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