WR 104
| WR 104 | |
|---|---|
 Infračervený snímek prachové spirály kolem WR 104 | |
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000.0) | |
| Souhvězdí | Střelec (Sagittarius) |
| Rektascenze | 18h 02m 04,12444s[1] |
| Deklinace | -23°37′42,1683″[1] |
| Paralaxa | 1,5644±0,2004 mas[1] |
| Vzdálenost | 8 410±390[2] ly (2 580±120[2] pc) |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 12,7–14,6[3] |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | −0,416±0,255 mas/rok[1] |
| Vlastní pohyb v deklinaci | −0,339±0,171 mas/rok[1] |
| Fyzikální charakteristiky | |
| WR 104 (WR) | |
| Spektrální typ | WC9d[4] |
| Hmotnost | 13,0±5,5[4] M☉ |
| Poloměr | 6[5] R☉ |
| Zářivý výkon (V) | 140 000[5] L☉ |
| Povrchová teplota | 45 000[5] K |
WR 104 (OB) | |
| Spektrální typ | B1 III nebo O6 V (nejisté)[4] |
| Hmotnost | 30±15[4] M☉ |
| Poloměr | 13,5[5] R☉ |
| Zářivý výkon (V) | 130 000[5] L☉ |
| Povrchová teplota | 30 000[5] K |
WR 104 B | |
| Spektrální typ | O8 V–O5 V[2] |
| Poloměr | 4,3±0,5[2] R☉ |
| Zářivý výkon (V) | 68 000[2] L☉ |
| Povrchová teplota | ≥33 000[2] K |
| Systém | |
| Primární hvězda | WR 104 (WR) |
| Průvodce | WR 104 (OB) |
| Doba oběhu | 241,54±0,14 dne[4] |
| Excentricita dráhy | 0,04±0,03[4] |
| Sklon dráhy | 41,9 +13,0 −14,9 °[6] |
| Označení | |
| 2MASS | 2MASS J18020412−2337419 |
| Synonyma | V5097 Sgr, MR 80, IRAS 17590−2337, RAFGL 2048, IRC −20417, UCAC2 22296214, MSX6C G006.4432−00.4858, Gaia DR3 4069167258796371712[1] |
| Databáze | |
| SIMBAD | data (WR 104) |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle | |
WR 104 (také V5097 Sagittarii) je nejméně trojhvězdný systém v souhvězdí Střelce. Těsnou spektroskopickou dvojici tvoří uhlíková Wolfova–Rayetova hvězda spektrální třídy WC9d a horká hvězda typu OB; přibližně jednu úhlovou vteřinu od nich leží další horká hvězda se stejným vlastním pohybem.[2][4] Srážka hvězdných větrů těsné dvojice vytváří nápadnou spirálu z kosmického prachu, podle níž je WR 104 prototypem tzv. větrníkových mlhovin (pinwheel nebulae).[7]
Nejčastěji uváděná vzdálenost 2,58±0,12 kiloparseku (asi 8 410 světelných let) byla odvozena z úhlového rozpínání spirály za předpokladu, že prach proudí rychlostí 1 220 km/s. Při použití vyšší odhadované rychlosti 1 600 km/s by stejná metoda dala 3,38±0,15 kiloparseku.[2] Gaia DR3 sice uvádí paralaxu 1,5644±0,2004 mas, její prosté převrácení by však znamenalo vzdálenost jen asi 640 parseků. Tento výsledek je v rozporu s ostatními odhady a podle rozboru z roku 2024 může být astrometrie ovlivněna složitou povahou zdroje; proto v infoboxu není paralaxa použita k výpočtu vzdálenosti.[1][4]
Složení systému
[editovat | editovat zdroj]Vnitřní pár obsahuje hvězdu WR 104 typu WC9d a hmotnou hvězdu typu OB. Písmeno „d“ ve spektrální třídě označuje soustavnou tvorbu prachu. Ve spektru první složky převládají široké emisní čáry uhlíku a helia, zatímco pohyb druhé složky se projevuje slabšími absorpčními čarami. Dlouhodobé spektroskopické sledování z let 2001–2023 potvrdilo, že se obě sady čar mění s oběžnou dobou 241,54±0,14 dne. Dráha je v mezích chyb kruhová; samostatný fit dovolil excentricitu 0,04±0,03.[4]
Přesná spektrální třída blízkého průvodce zůstává nejistá. Jedno spektrum odpovídá přibližně třídě B1 III, jiné třídě O6 V. Protože se jasnost WR 104 výrazně mění a ve vzdálenosti asi jedné úhlové vteřiny se nachází třetí hvězda, není jisté, zda spektrum B1 III skutečně patřilo blízkému průvodci.[4] Model použitý pro výpočet prachového prostředí předpokládal pro WR složku teplotu 45 000 K, poloměr 6 poloměrů Slunce a zářivý výkon asi 140 000 násobků slunečního výkonu. Pro OB složku byly použity hodnoty 30 000 K, 13,5 poloměru Slunce a 130 000 násobků slunečního výkonu. Jde o modelové hodnoty závislé na přijaté vzdálenosti a mezihvězdném zeslabení, nikoli o přímá měření rozměrů hvězd.[5]
Třetí složka, označovaná WR 104 B, byla rozlišena na snímcích Hubbleova vesmírného dalekohledu a později znovu pozorována přístrojem SPHERE na Velmi velkém dalekohledu. Porovnání poloh po 18 letech ukázalo společný vlastní pohyb s vnitřní dvojicí, takže nejde o náhodně promítnutou hvězdu v pozadí. Při přijaté vzdálenosti 2,58 kiloparseku činí její projektovaná vzdálenost od vnitřního páru přibližně 2 480±120 astronomických jednotek. Fotometrický model odpovídá horké hvězdě hlavní posloupnosti třídy přibližně O8 V až O5 V s teplotou nejméně 33 000 K. Její dlouhodobá oběžná dráha nebyla změřena.[2]
Prachová spirála
[editovat | editovat zdroj]Spirála kolem WR 104 byla poprvé rozlišena v roce 1998 pomocí aperturní maskovací interferometrie na Keckově observatoři a popsána v roce 1999. Její tvar se blíží Archimédově spirále: vzdálenost sousedních závitů zůstává přibližně stálá, protože místo vzniku prachu obíhá spolu s dvojicí a vytvořený prach se pohybuje ven téměř stálou rychlostí.[7] Následné šestileté sledování určilo periodu otáčení vzoru na 241,5±0,5 dne a omezilo excentricitu vnitřní dráhy na méně než 0,06.[8] Shoda této periody s přesnější spektroskopickou periodou potvrzuje, že rotaci spirály určuje oběžný pohyb těsné dvojice.[4]
Prach vzniká za vnitřní oblastí, kde se sráží rychlý, uhlíkem bohatý vítr Wolfovy–Rayetovy hvězdy s vodíkem bohatým větrem OB průvodce. Rázová vlna plyn stlačí a promíchá, takže se v jinak příliš horkém prostředí mohou vytvářet uhlíková prachová zrna. Hydrodynamické modely zkoumaly vznik prachu přibližně 15–35 AU od dvojice; pozorovaný jasový vrchol odpovídá vzdálenosti kolem 31 AU.[5]
Přímé snímky z roku 2016 spolehlivě rozlišily v pásmu K pět závitů spirály. Slabší infračervené záření bylo zachyceno až do vzdálenosti přibližně 2 úhlových vteřin od systému, což představuje záznam zhruba dvaceti let ztráty hmoty. Třetí hvězda tvar vnitřní spirály zřejmě podstatně neovlivňuje.[2]
Proměnnost
[editovat | editovat zdroj]Systém nese označení proměnné hvězdy V5097 Sagittarii. Ve viditelném světle se jeho jasnost nepravidelně mění přibližně mezi 12,7 a 14,6 hvězdné velikosti. Poklesy jasnosti nemají stálou hloubku ani přesné opakování s oběžnou dobou; jsou vykládány hlavně jako proměnlivé zakrývání hvězd shluky nově vytvořeného prachu, nikoli jako geometrické zákryty obou hvězd.[3]
Analýza fotometrie ASAS a ASAS-SN zveřejněná jako preprint v roce 2026 ukázala v pásmu g nejvyšší průměrný tok v době, kdy je OB hvězda před WR složkou, a nejnižší tok při opačné konjunkci. Ilustrační model rozptylového zákrytu dal sklon dráhy 41,9 +13,0
−14,9 °. Autoři upozorňují, že model zjednodušuje skutečné, nesymetrické rozložení prachu; výsledek je však slučitelný se spektroskopickým sklonem.[6]
Dráha a orientace
[editovat | editovat zdroj]Téměř kruhový vzhled prachové spirály vedl dřívější modely k závěru, že je systém pozorován téměř ve směru své osy a sklon dráhy nepřesahuje přibližně 16°.[8] Spektroskopická dráha publikovaná v roce 2024 však tak malý sklon vylučuje, pokud mají hvězdy hmotnosti obvyklé pro své spektrální třídy. Při odhadech 13,0±5,5 hmotnosti Slunce pro WC9d složku a 30±15 hmotností Slunce pro OB průvodce vyšly ze dvou rychlostních křivek sklony 44±10° a 47±12°; za možnou dolní mez je považováno přibližně 34°.[4] Fotometrický odhad z roku 2026 tento větší sklon podporuje.[6]
Rozdíl mezi téměř čelním vzhledem spirály a výrazně skloněnou spektroskopickou drahou není dosud úplně vysvětlen. Uvažuje se o tom, že proudění a rozložení prachu nemusí přesně sledovat rovinu oběhu a že tvar rázového kužele může měnit radiační brzdění větru OB hvězdou. Novější měření proto nelze zjednodušit na jedinou osu společnou dráze, prachové spirále a rotaci Wolfovy–Rayetovy hvězdy.[4][6]
Budoucí vývoj
[editovat | editovat zdroj]Uhlíková Wolfova–Rayetova hvězda je pokročilým vývojovým stadiem hmotné hvězdy a očekává se, že svůj vývoj ukončí supernovou vzniklou kolapsem jádra. U WR 104 se diskutovala také možnost dlouhého gama záblesku, jehož záření by bylo soustředěno do úzkých relativistických výtrysků. Z pozorování však nelze určit, zda hvězda při kolapsu takový záblesk vůbec vytvoří.[8]
Dřívější úvahy o výtrysku namířeném k Zemi vycházely z předpokladu, že téměř čelní prachová spirála přímo určuje sklon dráhy i rotační osy hvězdy. Spektroskopický a fotometrický sklon kolem 42–47° tento geometrický argument oslabuje. Ani tato měření však neurčují přímo rotační osu WR složky, takže z nich nelze vypočítat pravděpodobnost nebo účinky případného budoucího gama záblesku.[4][6]
Reference
[editovat | editovat zdroj]V tomto článku byl použit překlad textu z článku WR 104 na anglické Wikipedii.
- 1 2 3 4 5 6 7 WR 104. SIMBAD Astronomical Database [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-21]. Dostupné online. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Soulain, A.; Millour, F.; Lopez, B.; Matter, A.; Lagadec, E.; Carbillet, M.; Camera, A.; Lamberts, A.; Langlois, M.; Milli, J.; Avenhaus, H.; Magnard, Y.; Roux, A.; Moulin, T.; Carle, M.; Sevin, A.; Martinez, P.; Abe, L.; Ramos, J. The SPHERE view of Wolf-Rayet 104: Direct detection of the Pinwheel and the link with the nearby star. Astronomy & Astrophysics. 2018, roč. 618, s. A108. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201832817. Bibcode 2018A&A...618A.108S. arXiv 1806.08525. (anglicky)
- 1 2 WILLIAMS, P. M. Eclipses and dust formation by WC9 type Wolf–Rayet stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, roč. 445, čís. 2, s. 1253–1260. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stu1779. Bibcode 2014MNRAS.445.1253W. arXiv 1408.6759. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 HILL, G. M. Is WR 104 a face-on, colliding-wind binary?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2024, roč. 534, čís. 3, s. 2184–2195. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stae2183. Bibcode 2024MNRAS.534.2184H. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 Soulain, A.; Lamberts, A.; Millour, F.; Tuthill, P. G.; Lau, R. M. Smoke on the wind: Dust nucleation in the archetype colliding-wind pinwheel WR 104. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2023, roč. 518, čís. 3, s. 3211–3221. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stac2999. Bibcode 2023MNRAS.518.3211S. arXiv 2209.01884. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 Richardson, N. D.; White, R. M. T.; Fabrega, A. J.; Lieb, E. P.; Chené, A.-N.; Tuthill, P. G.; Monnier, J. D.; Hill, G. M.; Williams, P. M.; Moffat, A. F. J.; Weigelt, G. Can the dust eclipses in WR 104 provide constraints on the system's inclination?. arXiv. 2026. Preprint. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. arXiv 2602.23606. (anglicky)
- 1 2 Tuthill, P. G.; Monnier, J. D.; Danchi, W. C. A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104. Nature. 1999, roč. 398, čís. 6727, s. 487–489. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/19033. Bibcode 1999Natur.398..487T. arXiv astro-ph/9904092. (anglicky)
- 1 2 3 Tuthill, P. G.; Monnier, J. D.; Lawrance, N.; Danchi, W. C.; Owocki, S. P.; Gayley, K. G. The Prototype Colliding-Wind Pinwheel WR 104. The Astrophysical Journal. 2008, roč. 675, čís. 1, s. 698–710. Dostupné online [cit. 2026-08-21]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/527286. Bibcode 2008ApJ...675..698T. arXiv 0712.2111. (anglicky)
Externí odkazy
[editovat | editovat zdroj]
Obrázky, zvuky či videa k tématu WR 104 na Wikimedia Commons - WR 104 v databázi SIMBAD (anglicky)
