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. Srážka hvězdných větrů těsné dvojice vytváří nápadnou spirálu z kosmického prachu, podle níž je WR 104 prototypem tzv. větrníkových mlhovin ().
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. 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.
Složení systému 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.
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. 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.
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.
Prachová spirála 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. Následné šestileté sledování určilo periodu otáčení vzoru na 241,5±0,5 dne a omezilo excentricitu vnitřní dráhy na méně než 0,06. Shoda této periody s přesnější spektroskopickou periodou potvrzuje, že rotaci spirály určuje oběžný pohyb těsné dvojice.
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.
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.
Proměnnost 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.
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°. Autoři upozorňují, že model zjednodušuje skutečné, nesymetrické rozložení prachu; výsledek je však slučitelný se spektroskopickým sklonem.
Dráha a orientace 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°. 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°. Fotometrický odhad z roku 2026 tento větší sklon podporuje.
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.
Budoucí vývoj 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.
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.
Reference
Externí odkazy
WR 104 v databázi SIMBAD
Kategorie:Wolfovy–Rayetovy hvězdy Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Střelce Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS Kategorie:Trojhvězdy