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WR 124

WR 124
WR 124
Imagem composta pelos instrumentos NIRCam (Câmera de Infravermelho Próximo) e MIRI (Instrumento de Infravermelho Médio) do Telescópio Espacial James Webb.
Dados observacionais (J2000)
Constelação Sagitta
Asc. reta 19h 11m 30.875s[1]
Declinação +16° 51′ 38.20″[1]
Magnitude aparente 11,17–11,25[2]
Características
Tipo espectral WN8h[3]
Cor (B-V) +0,69[4]
Variabilidade Eruptiva (WR)[5]
Astrometria
Velocidade radial +190 ± 7,4 km/s[6]
Mov. próprio (AR) −2,517 ± 0,012 mas/ano[1]
Mov. próprio (DEC) −5,671 ± 0,012 mas/ano[1]
Paralaxe 0,1568 ± 0,0140 mas[1]
Distância ~6 400 anos-luz
~1 960 pc
Magnitude absoluta −6,58[7]
Detalhes
Massa 20[7] M☉
Raio 11,93[7] R☉
Luminosidade 562 000[7] L☉
Temperatura 44 700 K[7] K
Idade 8,6 milhões de anos[8] anos
Outras denominações
QR Sagittae, Estrela de Merrill, HIP 94289, GSC 01586-00411, Sh 2-80, Hen 2-427

WR 124 é uma estrela Wolf-Rayet na constelação de Sagitta, cercada por uma nebulosa em forma de anel composta por material expelido, conhecida como M1-67.[9] É uma das estrelas fugitivas mais rápidas da Via Láctea, com uma velocidade radial em torno de 200 km/s. Foi descoberta por Paul W. Merrill em 1938, sendo identificada como uma estrela Wolf-Rayet de alta velocidade.[10] Está listada no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis como QR Sagittae, com uma variação de cerca de 0,08 magnitudes.[11]

Distância

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Um estudo de 2010 mediu diretamente a taxa de expansão da nebulosa M1-67 usando imagens do Telescópio Espacial Hubble feitas com 11 anos de intervalo, comparando-a com a velocidade de expansão deduzida por efeito Doppler das linhas de emissão.[12] O resultado foi uma distância de 3,35 kpc, menor do que em estudos anteriores. Isso implicou em uma luminosidade de 150.000 vezes a do Sol, valor muito inferior ao anteriormente estimado. Essa luminosidade também está abaixo do previsto por modelos para estrelas dessa classe espectral. Estudos anteriores apontavam distâncias entre 5 kpc[9] e 8,4 kpc,[13] com luminosidades entre 338,000–1,000,000 L☉, como esperado para uma WN8h típica, uma estrela muito jovem se afastando da sequência principal. A paralaxe publicada no Gaia Data Release 2 indica uma distância de 6203+1621
−1123 pc,[14] e o Gaia Early Data Release 3 fornece valor semelhante, sugerindo uma distância de cerca de 6400+500
−500 pc.[15]

Características físicas

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Curva de luz na banda visual para QR Sagittae, adaptada de Weiss et al. (2014).[16] Os pontos azuis indicam a magnitude da QR Sagittae e os pontos pretos a de uma estrela de comparação no mesmo campo.

Com uma magnitude absoluta visual assumida de −7,22 e uma extinção de 3,1 magnitudes, WR 124 estaria a cerca de 8,5 kpc. A temperatura, em torno de 40,000 K, indica que a maior parte de sua energia é emitida no ultravioleta. A luminosidade bolométrica é de cerca de 1,000,000 L☉, e o raio de aproximadamente 26 R☉. A massa, estimada a partir de modelos evolutivos, é de cerca de 33 M☉.[13]

WR 124 ainda possui cerca de 15% de hidrogênio, com o restante da massa principalmente composta de hélio. Uma estrela jovem, massiva e luminosa do tipo WN8h estaria ainda fundindo hidrogênio em seu núcleo, enquanto uma estrela mais velha e menos luminosa já estaria fundindo hélio.[17] A modelagem baseada apenas nas características observadas resulta em uma luminosidade de 1,000,000 L☉ e massa de 33 M☉, o que indica uma estrela jovem, ainda na fase de fusão de hidrogênio, a cerca de 8 kpc.[13] Em ambos os cenários, a estrela deve explodir como uma supernova do tipo Ib ou Ic em algumas centenas de milhares de anos.

A taxa de perda de massa estelar está entre 10−5 M☉ – 10−4 M☉ por ano, dependendo da distância e das propriedades adotadas.[9]

Nebulosa

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Imagem do Telescópio Espacial Hubble da nebulosa M1-67, com WR 124 no centro.

WR 124 está cercada por uma nebulosa extremamente quente, formada a partir dos intensos ventos estelares da estrela.[9] A nebulosa M1-67 está se expandindo a uma taxa de mais de 150.000 km/h (93.000 mph) e possui quase 6 anos-luz de diâmetro, o que sugere uma idade dinâmica de aproximadamente 20.000 anos. M1-67 tem pouca estrutura interna, mas contém grandes aglomerados de material — alguns com até 30 vezes a massa da Terra e se estendendo por até 150 bilhões de km. Se um desses aglomerados estivesse no Sistema Solar, cobriria a distância do Sol até Saturno.

Ligações externas

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Referências

  1. ↑ a b c d e «Gaia EDR3». Consultado em 19 de junho de 2025 
  2. ↑ «QR Sge». International Variable Star Index. Consultado em 7 de maio de 2025 
  3. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome hamann
  4. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome tycho2
  5. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome gcvs
  6. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome rv
  7. ↑ a b c d e Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome hamann2019
  8. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome marchenko
  9. ↑ a b c d Crowther, Paul A.; Pasquali, A.; De Marco, Orsola; Schmutz, W.; Hillier, D. J.; de Koter, A. (outubro de 1999). «Wolf-Rayet nebulae as tracers of stellar ionizing fluxes. I. M1-67». Astronomy and Astrophysics (em inglês): 1007–1017. ISSN 0004-6361. doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9908200. Consultado em 19 de junho de 2025 
  10. ↑ Merrill, P. W. (dezembro de 1938). «A Wolf-Rayet Star with High Velocity». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (em inglês). 350 páginas. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/124982. Consultado em 19 de junho de 2025 
  11. ↑ Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Pskovsky, Y. P.; Efremov, Y. N.; Kukarkina, N. P.; Kurochkin, N. E.; Medvedeva, G. I. (1971). «The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968.». General Catalogue of Variable Stars (em inglês). 0 páginas. Consultado em 19 de junho de 2025 
  12. ↑ Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Crowther, P. A. (20 de novembro de 2010). «POPULATION I WOLF-RAYET RUNAWAY STARS: THE CASE OF WR124 AND ITS EXPANDING NEBULA M1-67». The Astrophysical Journal (1): L90–L94. ISSN 2041-8205. doi:10.1088/2041-8205/724/1/L90. Consultado em 19 de junho de 2025 
  13. ↑ a b c Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (outubro de 2006). «The Galactic WN stars: Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation». Astronomy & Astrophysics (3): 1015–1031. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20065052. Consultado em 19 de junho de 2025 
  14. ↑ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (1 de agosto de 2018). «Estimating Distance from Parallaxes. IV. Distances to 1.33 Billion Stars in Gaia Data Release 2». The Astronomical Journal (2). 58 páginas. ISSN 0004-6256. doi:10.3847/1538-3881/aacb21. Consultado em 19 de junho de 2025 
  15. ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; Babusiaux, C.; Biermann, M.; Creevey, O. L.; Evans, D. W. (junho de 2021). «Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties (Corrigendum)». Astronomy & Astrophysics: C3. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/202039657e. Consultado em 19 de junho de 2025 
  16. ↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Weiss
  17. ↑ Meynet, G.; Maeder, A. (junho de 2003). «Stellar evolution with rotation: X. Wolf-Rayet star populations at solar metallicity». Astronomy & Astrophysics (3): 975–990. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20030512. Consultado em 19 de junho de 2025