WR 102hb (WR 102hb)
| WR 102hb | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
| Тип | звезда Вольфа-Райе |
| Прямое восхождение | 17ч 46м 15,94с[1] |
| Склонение | −28° 49′ 38,05″[1] |
| Расстояние | 26 000 св. лет (8 000 пк) [2] |
| Созвездие | Стрелец |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 112 км/с[5] |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −1,21 ± 0,84 mas/год[3] |
| • склонение | 0,52 ± 0,82 mas/год[3] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WN9h[2] |
| Физические характеристики | |
| Масса | 61[4] M⊙ |
| Радиус | 86[2] R⊙ |
| Возраст | ~4 млн[4] лет |
| Температура | 25 100[2] K |
| Светимость | 2,6 × 106[2] L⊙ |
| Коды в каталогах | |
| WR 102hb, GMM 8, MGM 5-8, qF 240, LHO 67, [DWC2011] 7, 2MASS J17461593-2849380 и [HSB2012b] 6 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
WR 102hb — звезда Вольфа — Райе в созвездии Стрельца. Звезда является самой мощной среди звёзд Вольфа-Райе в скоплении Квинтуплет (англ. Quintuplet). Светимость WR 102hb превышает солнечную в 2,6 млн раз; WR 102hb 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 102hb 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 102hb уже потеряла более половины своей массы в процессе эволюции[4].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 Cutri R. M., Skrutskie M. F., Van D. S., Beichman C. A., Carpenter J. M., Chester T., Cambresy L., Evans T., Fowler J., Gizis J. и др. 2MASS All Sky Catalog of point sources — 2003. — Т. 2246. — С. —1.
- ↑ 1 2 3 4 5 Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M.; Todt, H.; Butler, K. The Quintuplet cluster (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2010. — Vol. 524. — P. A82. — doi:10.1051/0004-6361/200912612. — . — arXiv:1011.5796.
- ↑ 1 2 Hussmann B., Stolte A., Brandner W., Liermann A., Gennaro M. The present-day mass function of the Quintuplet cluster based on proper motion membership (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 540. — P. 57–57. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117637
- ↑ 1 2 3 Adriane; Liermann; Hamann, Wolf-Rainer; Oskinova, Lidia M.; Todt, Helge. High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster (англ.) // Société Royale des Sciences de Liège : journal. — 2011. — Vol. 80. — P. 160. — .
- ↑ Liermann A., W.-R. Hamann, Oskinova L. M. The Quintuplet cluster (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 494, Iss. 3. — P. 1137–1166. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810371 — arXiv:0809.5199
