| 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[d][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 уже потеряла более половины своей массы в процессе эволюции[4].
Примечания
- ↑ 1 2 3 4 H.; Dong; Wang, Q. D.; Cotera, A.; Stolovy, S.; Morris, M. R.; Mauerhan, J.; Mills, E. A.; Schneider, G.; Calzetti, D.; Lang, C. Hubble Space Telescope Paschen α survey of the Galactic Centre: Data reduction and products (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 417. — P. 114. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19013.x. — . — arXiv:1105.1703.
- ↑ 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.
- ↑ A.; Liermann; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. The Quintuplet cluster. I. A K-band spectral catalog of stellar sources (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2009. — Vol. 494, no. 3. — P. 1137. — doi:10.1051/0004-6361:200810371. — . — arXiv:0809.5199.
- ↑ 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. — .
- ↑ SIMBAD Astronomical Database
Звёзды созвездия Стрельца | |
|---|---|
| Байер | |
| Флемстид | |
| Переменные |
|
| Планетные системы |
|
| Другие | |
Эта страница в последний раз была отредактирована 8 ноября 2020 в 10:26.
Как только страница обновилась в Википедии она обновляется в Вики 2.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.