WR 102

WR 102 впервые упоминался как возможный объект, соответствующий в оптическом диапазоне пекулярному рентгеновскому источнику GX 3+1^[8]. Позднее стало понятно, что это отдельный объект, а в 1971 году было обнаружено, что это яркая звезда с необычными эмиссионными линиями O_VI в спектре^[9]. Отнесена к классу WC, обладает необычными линиями сильно ионизованных элементов, не является центральной звездой планетарной туманности^[8][10]. Звезда проявляла переменность блеска и получила обозначение V3893 Стрельца^[11].

В 1982 году для определения класса WO были использованы данные о пяти ярких звёздах, включая WR 102, с яркими эмиссионными линиями высоко ионизованного кислорода. Все эти звёзды находятся на поздней стадии эволюции^[12].

WR 102 принадлежит спектральному классу WO2, это одна из немногих известных богатых кислородом звёзд Вольфа — Райе, всего их известно четыре в Млечном Пути и пять в других галактиках. Также это одна из наиболее горячих известных звёзд, она обладает температурой 210 000 K. Моделирование атмосферы звезды дало оценку светимости 282 000 светимостей Солнца^[5], вычисления по данным о блеске и расстоянии дают оценку светимости 380 000 светимостей Солнца, расстояние составляет 2 900 ± 200 парсеков^[4][7]. Звезда является маленькой и плотной, её радиус равен 0,58 радиуса Солнца, масса равна 16,7 ± 1,4 массы Солнца^[7].

Очень сильный звёздный ветер со скоростью около 5000 км/с приводит к потере массы с темпом 10⁻⁵M_⊙/год^[2]. Для сравнения, Солнце теряет (2-3) x 10⁻¹⁴ массы Солнца в год вследствие солнечного ветра, в сотни миллионов раз меньше, чем WR 102. Звёздный ветер и ультрафиолетовое излучение приводит к сильному сжатию и ионизации окружающего межзвёздного вещества в виде сложной структуры арок^[13] в туманности G2.4 + 1.4.

В 1981 году вокруг WR 102 была обнаружена слабая туманность G2.4+1.4 первоначально была принята за остаток сверхновой звезды или пузырь, созданный солнечным ветром от WR 102^[14], но дальнейшие исследования показали, что она образовалась в результате фотоионизации^[15]. Структуру удаётся воспроизвести путём численного моделирования процесса фотоионизации^[16]. С другой стороны, сброшенная звёздная оболочка может объяснить структурные и спектральные свойства туманности^[17].

Звезда WR 102 при формировании предположительно имела массу 40-60 M_⊙.

Вероятно, WR 102 находится на последней стадии протекания ядерных реакций^[18], вблизи завершения горения гелия^[19] или даже на следующей стадии сжигания углерода^[9], доля кислорода на поверхности выше гелия и ниже доли углерода, а поверхность имеет чрезвычайно высокую температуру.

Вычисления показали, что WR 102 взорвётся как сверхновая в ближайшие 1500 лет^[5]. Учитывая расстояние до звезды, более чем вероятно что взрыв уже произошёл, но электромагнитные и гравитационные волны ещё не достигли Земли. Большая масса и быстрое вращение, возможно, приведут к гамма-всплеску^[18], но пока неясно, насколько быстро вращается эта звезда^[5]. Первоначально предполагалось, что проекция скорости вращения составляет не менее 1000 км/с^[2], но спектрополяриметрические наблюдения показали, что, если звезда и вращается, то с гораздо меньшей скоростью^[20].