WR 102ka , también conocida como la estrella de peonía , es una estrella Wolf-Rayet , que es uno de varios candidatos para los más luminosa -conocido estrellas en la Vía Láctea .
La "Nebulosa de la Peonía", descubierta por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA . Este compuesto infrarrojo de tres colores muestra una luz de 3,6 micrómetros en azul, una luz de 8 micrómetros en verde y una luz de 24 micrómetros en rojo. La nebulosa Peony es la nube rojiza de polvo dentro y alrededor del círculo blanco, que rodea a la estrella nebular Peony. | |
Datos de observación Epoch J2000. Equinox J2000. | |
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Constelación | Sagitario |
Ascensión recta | 17 h 46 m 18.12 s [1] |
Declinación | −29 ° 01 ′ 36,5 ″ [1] |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | Estrella de barra |
Tipo espectral | Ofpe / WN9 [2] |
Magnitud aparente (J) | 13,0 [1] |
Magnitud aparente (H) | 10,3 [1] |
Magnitud aparente (K) | 8.8 [1] |
Índice de color J − H | 2.7 [1] |
Índice de color J − K | 4.2 [1] |
Tipo variable | |
Astrometria | |
Distancia | 26,000 [2] ly (8,000 [2] pc ) |
Detalles | |
Masa | ~ 100 [3] M ☉ |
Radio | 92 [2] R ☉ |
Luminosidad | 3,200,000 [2] L ☉ |
Temperatura | 25.100 [2] K |
Edad | <3 [2] Myr |
Otras designaciones | |
Peony Star, [4] Peony Nebula Star, WR 102ka, 2MASS J17461811-2901366, ISOGAL-P J174618.2-290136, MSX6C G000.0003-00.1743 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Descubrimiento
WR 102ka se encuentra cerca del Centro Galáctico y esencialmente está totalmente oculto en las longitudes de onda visibles. Por lo tanto, debe observarse en luz infrarroja de longitud de onda más larga, que puede penetrar el polvo. WR 102ka fue catalogado en 2002 y 2003 mediante estudios infrarrojos. Se observó para el estudio Two-Micron All Sky Survey (2MASS) en las bandas de infrarrojo cercano J, H y K s , a 1,2 μm, 1,58 μm y 2,2 μm, respectivamente, [1] y el estudio ISOGAL de candidatos objetos estelares jóvenes a 7 μm y 15 μm. [5]
Las observaciones infrarrojas de banda estrecha de varias características espectrales de alrededor de 2 μm mostraron que WR 102ka era una estrella Wolf Rayet con una clasificación probable de WN10. [6] También se propuso como posible variable azul luminosa . [7]
El Telescopio Espacial Spitzer observó WR 102ka a longitudes de onda de 3.6 μm, 8 μm y 24 μm el 20 de abril de 2005. Estas observaciones permitieron los primeros cálculos confiables de las propiedades físicas de este objeto extremadamente luminoso. [2]
Otras estrellas luminosas de la Vía Láctea
Una estrella aún más luminosa pero más cercana, WR 25 , parece ser la más probable para el título. Otra estrella más cercana, Eta Carinae , que fue la segunda estrella más brillante del cielo durante algunos años en el siglo XIX, parece ser un poco más luminosa que WR 102ka, pero se sabe que es un sistema estelar binario. También está la Estrella Pistola, descubierta más recientemente , que, al igual que la estrella Peonía, deriva su nombre de la forma de la nebulosa en la que está incrustada, y que probablemente ha creado a través de una gran pérdida de masa a través de feroces vientos estelares y quizás también importantes ". Erupciones de tipo mini-supernova "como le sucedió a Eta Carinae alrededor de las décadas de 1830 a 1840, creando los lóbulos observados por el Telescopio Espacial Hubble .
Las luminosidades de Pistol Star, Eta Carinae y WR 102ka se vuelven algo inciertas debido al fuerte oscurecimiento por el polvo galáctico en el primer plano, cuyos efectos deben corregirse antes de que su brillo aparente pueda reducirse para estimar su potencia radiada total. o luminosidad bolométrica . Se cree que tanto Eta Carinae como WR 102ka explotarán como supernovas o hipernovas en los próximos millones de años. Como es típico de estrellas tan extremadamente masivas y luminosas, ambas han expulsado una parte considerable de su masa inicial, cuando se formaron originalmente, en vientos estelares densos y masivos .
Ver también
- Lista de estrellas más masivas
- Lista de estrellas más luminosas
- LBV 1806-20
Referencias
- ^ a b c d e f g h Skrutskie, MF; et al. (2006). "La encuesta de dos micrones All Sky (2MASS)" . El diario astronómico . 131 (2): 1163. Bibcode : 2006AJ .... 131.1163S . doi : 10.1086 / 498708 .
- ^ a b c d e f g h Barniske, A .; Oskinova, LM; Hamann, W. -R. (2008). "Dos estrellas WN extremadamente luminosas en el centro galáctico con emisión circunestelar de polvo y gas". Astronomía y Astrofísica . 486 (3): 971. arXiv : 0807.2476 . Bibcode : 2008A & A ... 486..971B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200809568 . S2CID 8074261 .
- ^ Oskinova, LM; Steinke, M .; Hamann, W. - R .; Sander, A .; Todt, H .; Liermann, A. (2013). "Una de las estrellas más masivas de la Galaxia puede haberse formado aisladamente". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 436 (4): 3357. arXiv : 1309.7651 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.436.3357O . doi : 10.1093 / mnras / stt1817 . S2CID 118513968 .
- ^ Wolf-Rainer Hamann; Andreas Barniske; Adriane Liermann; et al. (2011). "Las estrellas más luminosas de la Galaxia y las Nubes de Magallanes". Société Royale des Sciences de Liège . 80 : 98. arXiv : 1012.1875v1 . Código bibliográfico : 2011BSRSL..80 ... 98H .
- ^ Felli, M .; Testi, L .; Schuller, F .; Omont, A. (2002). "Jóvenes estrellas masivas en la encuesta ISOGAL. II. El catálogo de candidatos brillantes YSO". Astronomía y Astrofísica . 392 (3): 971–990. arXiv : astro-ph / 9905296 . Bibcode : 2002A y A ... 392..971F . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020973 . S2CID 18314394 .
- ^ Homeier, NL; Blum, RD; Pasquali, A .; Conti, PS; Damineli, A. (2003). "Resultados de una búsqueda en el infrarrojo cercano de estrellas de líneas de emisión en la galaxia interior: espectros de nuevas estrellas Wolf-Rayet". Astronomía y Astrofísica . 408 : 153-159. arXiv : astro-ph / 0306578 . Bibcode : 2003A & A ... 408..153H . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030989 . S2CID 11814077 .
- ^ Clark, JS; Larionov, VM; Arkharov, A. (2005). "Sobre la población de variables azules luminosas galácticas" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 435 (1): 239–246. Bibcode : 2005A & A ... 435..239C . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20042563 .