AB7 , también conocido como SMC WR7, es una estrella binaria en la Pequeña Nube de Magallanes . Una estrella Wolf-Rayet y una compañera supergigante de la órbita espectral de tipo O en un período de 19,56 días. El sistema está rodeado por una nebulosa en forma de anillo conocida como nebulosa burbuja .
![]() AB7 es la estrella blanca más brillante en el centro de la cavidad dentro de la nebulosa, no la estrella rojiza más brillante. [1] Imagen en falso color: el rojo es H I ; el verde es O III ; azul es Él III . | |
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
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Constelación | Tucana |
Ascensión recta | 01 h 03 m 35.93 s [2] |
Declinación | −72 ° 03 ′ 22.0 ″ [2] |
Magnitud aparente (V) | 13.016 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | WN4 + O6I (f) [2] |
Índice de color U − B | -1.021 [2] |
Índice de color B − V | -0.062 [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 172 [3] km / s |
Distancia | 197.000 ly (61.000 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −6,1 [3] (−4,4 + −5,7 [4] ) |
Órbita [3] | |
Periodo (P) | 19.560 ± 0.0005 días |
Semieje mayor (a) | 132 R ☉ |
Excentricidad (e) | 0,07 ± 0,02 |
Inclinación (i) | 68+22 −15[4] ° |
Época del periastrón (T) | 2451549,2 ± 0,8 |
Argumento de periastrón (ω) (primario) | 101 ± 16 ° |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 196 ± 4 km / s |
Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) | 101 ± 2 km / s |
Detalles [4] | |
WR | |
Masa | 23 M ☉ |
Radio | 3.4 R ☉ |
Luminosidad | 1,259,000 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4,7 cgs |
Temperatura | 105.000 K |
O | |
Masa | 44 M ☉ |
Radio | 14 R ☉ |
Luminosidad | 316.000 litros ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3.6 cgs |
Temperatura | 36 000 K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 150 km / s |
Edad | 3.4 Myr |
Otras designaciones | |
AB 7, SMC WR 7, OGLE SMC-SC9 37124, SBC9 2395, AzV 336a | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Descubrimiento
AB7 fue incluido por primera vez por Azzopardi y Vigneau como un miembro probable de la Pequeña Nube de Magallanes y se señaló que era una estrella Wolf Rayet. Tenía el número 336a, la "a" significa que es una adición entre 336 y 337 del catálogo existente. Las estrellas del catálogo se denominan con el acrónimo Az o AzV, por lo que AB7 también se llama AzV 336a. Se nota un compañero cercano, aunque a la distancia del SMC no es realmente tan cercano y no está relacionado físicamente. [5]
El catálogo definitivo de estrellas Wolf Rayet en el SMC fue publicado poco después por Azzopardi y Breysacher, con AB7 la séptima de un gran total de ocho estrellas. Estos se conocen como estrellas SMC WR, o SMC AB, o más comúnmente simplemente AB. [6]
Nebulosa
AB7 se encuentra en el centro de una nebulosa de burbujas formada e ionizada por poderosos vientos estelares de las estrellas dentro de ella. [7] [8] La nebulosa fue catalogada por primera vez como las nebulosas de línea de emisión N76 y N76A H α . N76A es la parte más brillante de la nebulosa redonda N76 más grande hacia la parte inferior izquierda en las imágenes y N76B es el nudo separado en la parte inferior derecha. N76 se encuentra entre otras dos regiones prominentes de H II : la N66 más grande y brillante, que contiene el inusual sistema triple HD 5980 LBV / WR / O ; y el más tenue N78. [9]
La nebulosa fue catalogada en longitudes de onda de radio como SMC DEM 123 y 124, correspondientes a N76A y N76 respectivamente. El DEM 124 se describe como un caparazón que rodea al DEM 123. [10]
N76 es una región H II de aproximadamente 5 minutos de arco de ancho, 40-50 parsecs . Tiene la apariencia de un anillo pero en realidad es una capa aproximadamente esférica, material interestelar esculpido e ionizado por los vientos de las estrellas centrales, similar a una nebulosa planetaria pero mucho más grande. También contiene helio simple y doblemente ionizado . Estas regiones de He II son raras e indican una estrella ionizante extremadamente caliente. Se encuentran solo alrededor de algunos de los tipos más calientes de estrellas Wolf Rayet. [11]
Se describe que N76 contiene el grupo abierto NGC 371 , aunque lo contrario puede ser más preciso. Las estrellas de NGC 371 están esparcidas en el doble del diámetro de N76, alrededor de 100 parsecs, y podrían describirse mejor como una asociación estelar que como un cúmulo abierto. Pueden verse como la mayor densidad de estrellas en la mitad inferior de las imágenes. [12] Hodge catalogó asociaciones estelares en el SMC y Hodge 53 se definió para incluir NGC 371. [13]
A veces se describe que AB7 está dentro de N76A, [5] pero esto es incorrecto. N76A es la región SE de H II pequeña y densa de AB7, parte del "anillo", mientras que AB7 se encuentra en el centro de la nebulosidad menos densa dentro del anillo. [1] [9] Puede que ya sea el hogar de una nueva generación de estrellas; N76A alberga al menos cinco estrellas jóvenes y calientes, incluida una probable estrella de secuencia principal O9 en su centro. [1]
Se ha estudiado intensamente un remanente de supernova inusual rico en oxígeno cercano . Es visible como el nudo de filamentos que se vuelven verdes por la emisión de oxígeno ionizado . [14]
Las estrellas
Espectro
AB7 es claramente una estrella Wolf Rayet, que muestra líneas de emisión amplias características . También se ven estrechas líneas de emisión nebular, a menudo superpuestas sobre la emisión de la estrella. No hay líneas de absorción fuertes , pero el fondo continuo del espectro es mucho más fuerte que una sola estrella WR y varias de las líneas de emisión son anormalmente débiles, por lo que siempre se asumió una compañera OB . [6]
La radiación electromagnética del primario se concentra en el ultravioleta lejano , por lo que los espectros visual y ultravioleta están dominados por la estrella secundaria. La clasificación de ambas estrellas se complica por la combinación de líneas. Cuando se descubrió por primera vez, se clasificó como "WR:", mientras que el catálogo de SMC WR lo consideró un WN3 + OB peculiar. [5] [6]
Un análisis detallado temprano proporcionó tipos espectrales de WN1 (un tipo utilizado por algunos autores durante algunos años, equivalente al WN2 moderno) y O6IIIf para las dos estrellas. [7] Los espectros de alta resolución que permitían la separación de las líneas de cada componente durante su órbita dieron WN2 + O6I (f) con una incertidumbre considerable. Se ven líneas tenues de N III que normalmente no se encontrarían en una estrella WN tan temprana, pero fueron asignadas a la compañera. [3] Otro análisis de espectros similares da WN4 para el componente Wolf Rayet basado en la fuerza relativa de la emisión de He II y He I y la presencia de emisión de H ε . [15] Las líneas sensibles a la luminosidad de la estrella O están en gran parte oscurecidas por la emisión de la estrella primaria, pero se supone que es una estrella evolucionada debido a la emisión de nitrógeno , y una supergigante en base a la magnitud absoluta . [3]
AB7 es una fuerte fuente de rayos X claramente detectada por ROSAT y Chandra . Esto se espera para un binario WR / O cercano, debido a que los vientos en colisión se ven sacudidos por temperaturas extremas. [15] La luminosidad de los rayos X varía durante la órbita. [16] Aunque se espera que los vientos estelares de las estrellas WR a baja metalicidad SMC sean, y se observa que son, más débiles que en las estrellas galácticas y LMC WR, la luminosidad de los rayos X es comparable a binarias galácticas similares. La ionización sinfín provoca la despoblación del estado fundamental de C IV , lo que complica aún más el espectro. [4]
Orbita
El espectro de AB7 muestra la variación de la velocidad radial de las líneas de emisión WR y las líneas de absorción más estrechas con un período bien definido de 19,56 días. Los cambios en los dos conjuntos de líneas no están del todo sincronizados: las velocidades de las líneas de emisión alcanzan su punto máximo aproximadamente un día después que las líneas de absorción. Las teorías incluyen que esto podría estar relacionado con los vientos en colisión o posiblemente debido a un disco asimétrico alrededor de las estrellas. [3]
El tamaño relativo de los cambios Doppler de la línea espectral indica la relación de masa de las dos estrellas, lo que muestra que la secundaria tiene alrededor del doble de la masa de la primaria. La forma de las curvas de velocidad radial se puede utilizar para derivar la excentricidad de las órbitas que son casi circulares. No se ven eclipses de estrellas, pero una variación de luz muy pequeña podría deberse a eclipses de viento que limitarían la inclinación a cerca de 60 °. [3] Calibrar la masa secundaria para que coincida con su tipo espectral da una inclinación orbital de 68 °. El tamaño derivado de la órbita depende de la inclinación; para una inclinación de 68 °, el semieje mayor es 123 R ☉ . [4]
Propiedades
El brillo visual total de AB7 se puede determinar con bastante precisión en una magnitud absoluta (M V ) -6,1, 23.500 veces más brillante que el sol . Los componentes no se pueden observar por separado y la contribución de cada componente solo se puede estimar. La estrella O domina el espectro visual y produce alrededor del 70% del brillo, lo que lleva a M V −5,7 y −4,4 para el primario. [4]
La temperatura de una estrella se puede determinar de varias formas diferentes: a partir del tipo espectral; directamente de modelos atmosféricos; y de los efectos ionizantes de su radiación. Se encuentran disponibles calibraciones precisas para las temperaturas de las estrellas de clase O, aunque estas son ligeramente diferentes para la metalicidad SMC y para las estrellas de diferentes clases de luminosidad. Las temperaturas para las clases espectrales WR se definen con menos precisión, especialmente para el SMC y especialmente para las clases más calientes. AB7 ioniza completamente el material interestelar circundante a una distancia de 20 parsecs y esto puede usarse para derivar la temperatura y luminosidad de la estrella ionizante. Este nivel de ionización no se puede lograr con una estrella de O6, por lo que se debe casi en su totalidad al componente WR. Desafortunadamente, la ionización está más allá de lo que causaría el modelo más caliente, una estrella de 120.000K. [1] Un intento anterior del mismo cálculo arrojó una temperatura de cuerpo negro de 80.000K. [7] Las temperaturas se pueden calcular directamente modelando las atmósferas de ambas estrellas para reproducir el espectro observado en detalle. Este método da como resultado una temperatura de 106.000 K para el componente WR y 36.000 K para el compañero O. La temperatura efectiva es útil para modelar la atmósfera y comparar estrellas, pero una temperatura "observada" típica a una profundidad óptica de 2/3 puede ser significativamente diferente para las estrellas con un viento estelar denso. En el caso de la estrella primaria WR, la temperatura de profundidad óptica es de 96.000 K. [4]
La forma más sencilla de medir la luminosidad de una estrella es observar su salida radiada en todas las longitudes de onda (la distribución de energía espectral o SED) y sumarlas. Desafortunadamente, esto no es práctico para AB7 porque la mayoría de la radiación ocurre en el ultravioleta lejano. Un método más común es medir la luminosidad visual y aplicar una corrección bolométrica para dar la luminosidad total en todas las longitudes de onda, aunque el tamaño de la corrección bolométrica es extremadamente sensible a la temperatura efectiva. Siguiendo este método se obtiene una luminosidad de 1.270.000 L ☉ para el primario. [3] La luminosidad también puede derivarse de los niveles de ionización observados. Suponiendo que la temperatura anterior de 80,000K da 1,000,000 L ☉ . [7] Modelar las atmósferas da luminosidades para el componente WR y O de más de 1.000.000 L ☉ y 316.000 L ☉ respectivamente. [4]
El radio de una estrella con fuerte viento estelar está mal definido, ya que cualquier discontinuidad de densidad fuerte que pueda definirse como una superficie está completamente oculta a la vista. Las definiciones comúnmente utilizadas del radio en tales casos incluyen: un radio de temperatura; un radio de profundidad óptica; y un radio transformado. Las diferencias solo son significativas en el caso del componente WR. El radio de temperatura es el radio de un disco uniforme que produciría la luminosidad conocida a la temperatura efectiva calculada, y es 3.4 R ☉ . El radio a una profundidad óptica 2/3 es 4.0 R ☉ . El radio transformado es un valor utilizado en el modelado de la atmósfera y es de 5,6 M ☉ . [17] El radio de la componente O es 14-15 R ☉ . [4]
Las masas de cada componente del sistema AB7 se pueden determinar a partir de la órbita binaria. Las masas mínimas resultan ser 18 M ☉ y 34 M ☉ respectivamente para el primario y el secundario. Suponiendo una inclinación de 60 °, las masas reales son 28 M ☉ y 54 M ☉ . El secundario es más masivo y visualmente más brillante, pero no más luminoso. [3]
Ambos componentes de AB7 tienen poderosos vientos estelares y están perdiendo masa rápidamente. Se calculan velocidades del viento de 1.700 km / s para la primaria y 1.500 km / s para la secundaria, [4] con una pérdida de masa de la primaria mil millones de veces mayor que la del sol y 100 millones de veces para la estrella secundaria. [18] El viento WR es lo suficientemente denso como para oscurecer la fotosfera de la estrella, lo que lleva a un espectro inusual que consiste casi en su totalidad en líneas de emisión ensanchadas por la rápida expansión y turbulencia del viento. Las altas velocidades del viento y la cercanía de las estrellas significan que donde los vientos chocan, el material se impacta a temperaturas superiores a los 20 millones de K, lo que hace que emita rayos X duros . [15]
Evolución
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/1/14/Supernovae_as_initial_mass-metallicity.svg/310px-Supernovae_as_initial_mass-metallicity.svg.png)
Se ha desarrollado un modelo para mostrar la evolución de un sistema binario que conduce al estado actualmente observado de AB7. El estado inicial tiene un primario de 80 M ☉ y un secundario de 40 M ☉ en una órbita de aproximadamente el doble de su tamaño actual. El primario más masivo abandona la secuencia principal después de aproximadamente 3,3 millones de años y desborda su lóbulo roche . En unos 30.000 años pierde 30 M ☉ , de los cuales solo una pequeña proporción es acumulada por la estrella secundaria. Relativamente poco después, el sistema se instala en su estado actual. [4]
Se supone que las abundancias químicas originales de los dos componentes estelares son típicas del SMC, con una metalicidad de 1/5 a 1/10 de los niveles solares. En su estado evolucionado actual, el componente WR muestra abundancias dramáticamente diferentes, con hidrógeno menos del 20% en la superficie, nitrógeno casi indetectable, enriquecimiento significativo de carbono y la mayor parte del resto helio. Esto es diferente a las estrellas galácticas y LMC WN que carecen casi por completo de hidrógeno. Es una estrella con núcleo de helio , mientras que la compañera de tipo O sigue siendo una estrella con núcleo de hidrógeno . [19]
Tanto en la estrella primaria como en la secundaria, sus núcleos eventualmente colapsarán, lo que resultará en una explosión de supernova. El primario inicialmente más masivo colapsará primero, probablemente como una supernova de tipo Ic, dentro de unos cientos de miles de años. La secundaria vivirá como una sola estrella, o posiblemente en un binario con un remanente de supernova, durante unos pocos millones de años antes de que también explote como una supernova, probablemente de tipo Ib. Las estrellas masivas en la metalicidad SMC pueden producir una supernova de baja luminosidad, o incluso colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión visible. [20]
Ver también
- Nebulosa Burbuja (NGC 6822)
- Nebulosa Burbuja (NGC 7635)
- Gran Nube de Magallanes
Referencias
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