AB7 - AB7
 AB7 - самая яркая белая звезда в центре полости внутри туманности, а не более яркая красноватая звезда. Ложное цветное изображение: красный - H I ; зеленый - O III ; синий - He III . | |
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Созвездие | Тукана |
| Прямое восхождение | 01 ч 03 м 35.93 с |
| Склонение | −72 ° 03 ′ 22,0 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 13,016 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | WN4 + O6I (ж) |
| Индекс цвета U − B | -1,021 |
| Индекс цвета B − V | -0,062 |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 172 км / с |
| Расстояние | 197000 св. Лет (61000 шт ) |
| Абсолютная звездная величина (M V ) | -6,1 (-4,4 + -5,7) |
| Орбита | |
| Период (P) | 19,560 ± 0,0005 сут. |
| Большая полуось (а) | 132 Р ☉ |
| Эксцентриситет (e) | 0,07 ± 0,02 |
| Наклон (i) |
68 +22 −15 ° |
| Эпоха периастра (T) | 2451549,2 ± 0,8 |
|
Аргумент периастра (ω) (первичный) |
101 ± 16 ° |
|
Полуамплитуда (K 1 ) (первичная) |
196 ± 4 км / с |
|
Полуамплитудный (K 2 ) (вторичный) |
101 ± 2 км / с |
| Подробности | |
| WR | |
| Масса | 23 М ☉ |
| Радиус | 3.4 R ☉ |
| Яркость | 1,259,000 л ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 4,7 куб. |
| Температура | 105,000 К |
| O | |
| Масса | 44 М ☉ |
| Радиус | 14 R ☉ |
| Яркость | 316,000 л ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3,6 куб. |
| Температура | 36,000 К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 150 км / с |
| Возраст | 3,4 млн лет |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
AB7 , также известная как SMC WR7, является двойной звездой в Малом Магеллановом Облаке . Вольф-Райя и сверхгигант спутник O спектрального типа орбиты в период 19.56 дней. Система окружена кольцевой туманностью, известной как туманность пузыря .
Открытие
AB7 был впервые указан Аззопарди и Виньо как вероятный член Малого Магелланова Облака и отмечен как звезда Вольфа Райе. Он был пронумерован 336a, что означает, что это дополнение между 336 и 337 в существующем каталоге. В каталог звезд упоминаются с аббревиатурой Az или AZV, поэтому AB7 также называют AZV 336А. Отмечается близкий спутник, хотя на расстоянии SMC он не так близок и физически не связан.
Полный каталог звезд Вольфа Райе в SMC был опубликован вскоре после этого Аззопарди и Брейзахером, при этом AB7 стал седьмым из восьми звезд. Их называют звездами SMC WR, или SMC AB, или чаще просто AB.
Туманность
.jpg)
AB7 находится в центре пузырьковой туманности, имеющей форму и ионизируемой мощными звездными ветрами от звезд внутри нее. Туманность была впервые внесена в каталог как туманности с эмиссионными линиями N76 и N76A H α . N76A - более яркая часть более крупной круглой туманности N76 внизу слева на изображениях, а N76B - отделившийся узел внизу справа. N76 находится между двумя другими заметными областями H II : более крупной и яркой N66, которая содержит необычную тройную систему HD 5980 LBV / WR / O ; и более слабый N78.
Туманность была занесена в каталог в радиоволнах как SMC DEM 123 и 124, что соответствует N76A и N76 соответственно. Матрица высот 124 описывается как оболочка, окружающая матрицу высот 123.
N76 - это область H II шириной около 5 угловых минут, 40–50 парсеков . Она имеет вид кольца, но на самом деле представляет собой примерно сферическую оболочку из межзвездного материала , сформированного и ионизированного ветрами центральных звезд, похожего на планетарную туманность, но намного большего размера. Он также содержит как однократно, так и дважды ионизированный гелий . Такие Он II регионы являются редкими и указывают на очень горячую звезду ионизирующее. Они встречаются только вокруг нескольких самых горячих типов звезд Вольфа Райе.
N76 описывается как содержащий рассеянное скопление NGC 371 , хотя обратное может быть более точным. Звезды NGC 371 разбросаны по диаметру вдвое больше, чем N76, примерно на 100 парсеков, и их лучше описать как звездную ассоциацию, чем рассеянное скопление. Их можно увидеть как более высокую плотность звезд в нижней половине изображений. Ходж каталогизировал звездные ассоциации в SMC, и было определено, что Ходж 53 включает в себя NGC 371.
AB7 иногда описывается как входящий в состав N76A, но это неверно. N76A - это небольшая плотная область H II SE AB7, часть «кольца», в то время как AB7 находится в центре менее плотной туманности внутри кольца. Возможно, это уже дом нового поколения звезд; В N76A есть по крайней мере пять горячих молодых звезд, в том числе вероятная звезда главной последовательности O9 в ее центре.
Близлежащий необычный остаток сверхновой, богатый кислородом, интенсивно изучается. Это видно как узел из нитей, зеленеющих из-за эмиссии ионизированного кислорода .
Звезды
Спектр
AB7 явно является звездой Вольфа Райе с характерными широкими эмиссионными линиями . Также видны узкие эмиссионные линии туманности, часто накладываемые на эмиссию звезды. Нет сильных линий поглощения , но непрерывный фон спектра намного сильнее, чем у одиночной звезды WR, а несколько эмиссионных линий аномально слабые, поэтому всегда предполагался OB-компаньон .
Электромагнитное излучение из первичного сосредоточено в дальней ультрафиолетовой области , так что визуальные и ультрафиолетовые спектры преобладают вторичной звезды. Классификация обеих звезд усложняется слиянием линий. При первом обнаружении он был классифицирован как "WR:", в то время как каталог SMC WR считал его своеобразным WN3 + OB.
Ранний подробный анализ дал спектральные типы WN1 (тип, используемый некоторыми авторами в течение нескольких лет, эквивалент современного WN2) и O6IIIf для этих двух звезд. Спектры высокого разрешения, позволяющие отделить линии от каждого компонента во время их орбиты, дали WN2 + O6I (f) со значительной погрешностью. Видны слабые линии N III , которые обычно не обнаруживаются у такой ранней звезды WN, но они были отнесены к спутнику. Другой анализ аналогичных спектров дает WN4 для компонента Вольфа Райе на основании относительной силы излучения He II и He I и наличия излучения H ε . В светимости , чувствительная к линии звезды O в значительной степени затемняется излучениями от первичного, но предполагается , чтобы быть эволюционировала звезду из-за азот эмиссии, а также сверхгигант на основе абсолютной величины .
AB7 - мощный источник рентгеновского излучения, четко обнаруженный ROSAT и Chandra . Это ожидается для близкой двойной WR / O из-за того, что встречные ветры подвергаются воздействию экстремальных температур. Рентгеновская светимость меняется на орбите. Хотя звездный ветер звезд WR с низкой металличностью SMC ожидается и будет слабее, чем у звезд галактики и LMC WR, рентгеновская светимость сопоставима с аналогичными двойными галактическими системами. Оже-ионизация вызывает опустошение основного состояния C IV , что еще больше усложняет спектр.
Орбита
Спектр AB7 показывает изменение лучевой скорости эмиссионных линий WR и более узкие линии поглощения с четко определенным периодом 19,56 суток. Сдвиги в двух наборах линий не совсем синхронизированы: пик скорости эмиссионных линий приходится примерно на день позже, чем у линий поглощения. Согласно теории, это может быть связано со встречными ветрами или, возможно, с асимметричным диском вокруг звезд.
Относительный размер доплеровских сдвигов спектральной линии указывает на соотношение масс двух звезд, что показывает, что вторичная масса примерно в два раза больше массы первичной. Форму кривых лучевых скоростей можно использовать для определения эксцентриситета орбит, которые являются почти круглыми. Затмения звезд не видны, но очень небольшое изменение блеска может быть вызвано ветровыми затмениями, которые ограничивают наклон до 60 °. Калибровка вторичной массы в соответствии с ее спектральным типом дает наклонение орбиты 68 °. Полученный размер орбиты зависит от наклонения; для наклона 68 ° большая полуось составляет 123 R ☉ .
Характеристики
Полная визуальная яркость AB7 может быть определена довольно точно при абсолютной звездной величине (M V ) −6,1, что в 23 500 раз ярче, чем Солнце . Компоненты нельзя наблюдать по отдельности, и вклад каждого компонента можно только оценить. О-звезда доминирует в визуальном спектре и дает около 70% яркости, что приводит к M V −5,7 и −4,4 для первичной звезды .
Температура звезды может быть определена несколькими различными способами: от спектрального типа; прямо из атмосферных моделей; и от ионизирующего воздействия его излучения. Доступны точные калибровки для температур звезд класса O, хотя они немного отличаются для металличности SMC и для звезд разных классов светимости. Температуры для спектральных классов WR определены менее точно, особенно для SMC и особенно для самых горячих классов. AB7 полностью ионизирует окружающий межзвездный материал на расстояние 20 парсек, и это может быть использовано для определения температуры и светимости ионизирующей звезды. Такой уровень ионизации не может быть достигнут звездой O6, поэтому он будет почти полностью за счет компонента WR. К сожалению, ионизация выходит за рамки того, что было бы вызвано самой горячей моделью - звездой 120 000K. Более ранняя попытка того же расчета дала температуру черного тела 80 000 К. Температуры можно рассчитать напрямую, моделируя атмосферы обеих звезд, чтобы детально воспроизвести наблюдаемый спектр. Этот метод приводит к температуре 106 000 K для компонента WR и 36 000 K для O-компаньона. Эффективная температура полезна для моделирования атмосферы и сравнения звезд, но типичная «наблюдаемая» температура на оптической глубине 2/3 может значительно отличаться для звезд с плотным звездным ветром. В случае первичной звезды WR температура оптической толщины составляет 96000 К.
Самый простой способ измерить светимость звезды - это наблюдать ее излучаемую мощность на всех длинах волн ( спектральное распределение энергии или SED) и просуммировать их. К сожалению, для AB7 это непрактично, поскольку большая часть излучения приходится на дальний ультрафиолет. Более распространенным методом является измерение визуальной яркости и применение болометрической коррекции для получения общей яркости на всех длинах волн, хотя размер болометрической коррекции чрезвычайно чувствителен к эффективной температуре. Следование этому методу дает яркость 1 270 000 л ☉ для первичной обмотки. Яркость также можно определить по наблюдаемым уровням ионизации. Предполагая старую температуру 80,000K дает 1,000,000 L ☉ . Моделирование атмосфер дает светимость для компонента WR и O свыше 1000000 L ☉ и 316,000 L ☉ соответственно.
Радиус звезды с сильным звездным ветром плохо определен, поскольку любой сильный скачок плотности, который может быть определен как поверхность, полностью скрыт от глаз. Обычно используемые определения радиуса в таких случаях включают: температурный радиус; радиус оптической глубины; и преобразованный радиус. Различия существенны только в случае компонента WR. Радиус температуры радиус однородного диска , который будет производить известную светимость при расчетной эффективной температуре, и составляет 3,4 R ☉ . Радиус на оптической глубине 2/3 составляет 4,0 R ☉ . Преобразованный радиус - это значение, используемое при моделировании атмосферы, и составляет 5,6 M ☉ . Радиус О-составляющей 14-15 R ☉ .
Массы каждого компонента в системе AB7 можно определить по орбите двойной системы. Минимальные массы оказываются 18 M ☉ и 34 M ☉ , соответственно , для первичной и вторичной. В предположении наклона 60 °, фактические массы 28 М ☉ и 54 М ☉ . Вторичный более массивный и визуально более яркий, но не более светлый.
Оба компонента AB7 имеют мощный звездный ветер и быстро теряют массу. Рассчитана скорость ветра 1700 км / с для главной звезды и 1500 км / с для вторичной звезды, при этом потеря массы первичной звезды в миллиард раз выше, чем у Солнца, и в 100 миллионов раз для вторичной звезды. Ветер WR достаточно плотный, что закрывает фотосферу звезды, что приводит к необычному спектру, почти полностью состоящему из эмиссионных линий, расширенных за счет быстрого расширения и турбулентности ветра. Высокая скорость ветра и близость звезд означают, что там, где ветер сталкивается, материал подвергается ударам до температуры более 20 миллионов К, в результате чего он испускает жесткое рентгеновское излучение .
Эволюция
Модель была разработана, чтобы показать эволюцию двойной системы, ведущую к наблюдаемому в настоящее время состоянию AB7. Начальное состояние имеет 80 M ☉ первичные и 40 M ☉ вторичные по орбите примерно в два раза его текущего размера. Более массивная первичная последовательность покидает главную последовательность примерно через 3,3 миллиона лет и выходит за пределы ее лепестка . Примерно за 30 000 лет она теряет 30 M ☉ , лишь небольшая часть которых аккрецируется вторичной звездой. Относительно вскоре после этого система вернется в текущее состояние.
Предполагается, что исходное химическое содержание двух звездных компонентов типично для SMC с металличностью от 1/5 до 1/10 солнечного уровня. В своем нынешнем развитом состоянии компонент WR демонстрирует резко различающиеся содержания, с водородом менее 20% на поверхности, почти не обнаруживаемым азотом, значительным обогащением углерода и большей частью остального гелия. Это не похоже на галактические звезды и звезды LMC WN, в которых почти полностью отсутствует водород. Это звезда, горящая гелием, в то время как компаньон O-типа все еще остается звездой, горящей водородом .
И у первичной, и у вторичной звезды их ядра в конечном итоге схлопнутся, что приведет к взрыву сверхновой. Первоначально более массивная первичная звезда схлопнется первой, вероятно, как сверхновая типа Ic, в течение нескольких сотен тысяч лет. Вторичная звезда будет существовать как одиночная звезда или, возможно, в двойной системе с остатком сверхновой, в течение нескольких миллионов лет, прежде чем она также взорвется как сверхновая, вероятно, типа Ib. Массивные звезды с металличностью SMC могут давать сверхновые с низкой светимостью или даже коллапсировать прямо в черную дыру без видимого взрыва.