AB8 , también conocido como SMC WR8, es una estrella binaria en la Pequeña Nube de Magallanes (SMC). Una estrella Wolf-Rayet y compañera de secuencia principal de la órbita espectral tipo O en un período de 16.638 días. Es una de las únicas nueve estrellas WO conocidas, la única estrella Wolf-Rayet en el SMC que no está en la secuencia de nitrógeno, y la única estrella Wolf-Rayet en el SMC fuera de la barra principal.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Constelación | Hydrus |
Ascensión recta | 01 h 31 m 04,13 s [1] |
Declinación | −73 ° 25 ′ 03,8 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 12,83 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | WO4 + O4V [3] |
Índice de color U − B | −1,17 [2] |
Índice de color B − V | −0,16 [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 237,97 ± 1,15 [3] km / s |
Distancia | 197.000 ly (61.000 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −6,3 [4] (−4,9 / −5,9) |
Órbita [3] | |
Periodo (P) | 16.638 días |
Semieje mayor (a) | 108 R ☉ |
Excentricidad (e) | 0,10 ± 0,03 |
Inclinación (i) | 40 ± 10 ° |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 157 kilómetros por segundo |
Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) | 54,7 ± 1,6 km / s |
Detalles [4] | |
WR | |
Masa | 19 M ☉ |
Radio | 2 R ☉ |
Luminosidad | 1.400.000 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 5.1 cgs |
Temperatura | 141 000 K |
O | |
Masa | 61 M ☉ |
Radio | 14 R ☉ |
Luminosidad | 708.000 litros ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.0 cgs |
Temperatura | 45.000 K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 120 km / s |
Edad | 3,0 Myr |
Otras designaciones | |
AB 8, SMC WR 8, LIN 547, Sk 188, 2MASS J01310412-7325038 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Descubrimiento
AB8 fue descubierto por primera vez por Lindsay en 1961, cuando fue catalogado como la entrada 547 en una lista de objetos de línea de emisión en el SMC. [5] Sanduleak la incluyó como miembro confirmado del SMC, dio un tipo espectral de WR + OB, [6] y la identificó como una de las cinco estrellas que no eran núcleos de nebulosas planetarias, pero mostraban emisión de O VI en su espectros. [7] Estos luego se agruparían formalmente como la clase WO, la secuencia de oxígeno de las estrellas Wolf-Rayet. [8]
En 1978, antes de que se acuñara la clase WO, Breysacher y Westerlund dieron un tipo espectral de WC4? + OB. [9] El catálogo definitivo de estrellas Wolf Rayet en el SMC fue publicado poco después por Azzopardi y Breysacher, con AB8 el octavo de un gran total de ocho estrellas. Estos se conocen como estrellas SMC WR, o SMC AB, o más comúnmente simplemente AB. [10]
Localización
AB8 está ubicado al final del ala de la Pequeña Nube de Magallanes, de dos a tres mil parsecs de la barra principal. Es el miembro más brillante de un cúmulo abierto descubierto en 1958 [11] y luego catalogado como LIN 107. [5] Se encuentra cerca del cúmulo masivo NGC 602 y, a veces, se considera solo una condensación dentro de una gran asociación estelar que incluye NGC. 602. Se lo conoce como NGC 602c, donde NGC 602a es el grupo principal prominente. [12]
Aunque la Pequeña Nube de Magallanes se encuentra principalmente dentro de la constelación de Tucana , el ala se extiende hacia Hydrus . La región NGC 602, incluida AB8, se encuentra dentro de los límites de la constelación de Hydrus.
Las estrellas
Espectro
El espectro de AB8 muestra muchas líneas de emisión fuertes de carbono y oxígeno altamente ionizados que identifican claramente que es una estrella WO, aunque la subclase exacta no está clara. Anteriormente se había clasificado como WO3, [13] pero ahora se considera que es el WO4 más frío. Las líneas de emisión dominan el espectro, pero el perfil de muchas líneas muestra un ala de absorción producida por un compañero de clase O caliente. Los perfiles son variables debido al desplazamiento Doppler producido cuando las estrellas orbitan a alta velocidad. [4] 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. El primer catálogo SMC WR lo consideró como "WC4? + OB". [10] [14]
AB8 no se ha detectado como fuente de rayos X. Esto es inesperado porque se espera que pares cercanos de estrellas luminosas calientes produzcan una copiosa emisión de rayos X de los vientos en colisión . Los vientos en colisión se detectan a través de su impacto en las líneas de emisión en el espectro, [3] pero no en los rayos X. [4]
Orbita
El espectro de AB8 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 16,6 días. 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 primaria tiene aproximadamente un tercio de la masa de la secundaria. 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, aunque los modelos del sistema predicen un eclipse de viento que debería producir un cambio de brillo detectable. Se ven cambios distintos en los perfiles de la línea espectral que varían en sincronía con la fase orbital. Se deriva una inclinación orbital de 40 ° para que coincida más estrechamente con todas las observaciones. [3]
Propiedades
El brillo visual total de AB8 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 −5,9 y −4,9 para el primario. [4]
Las temperaturas efectivas de las estrellas se pueden calcular directamente modelando las atmósferas de ambas estrellas para reproducir en detalle el espectro observado. Este método da como resultado una temperatura de 141.000 K para el componente WR y de 45.000 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 115.000 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 AB8 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. Modelar las atmósferas da luminosidades para el componente WR y O de más de 1,000,000 L ☉ y 708,000 L ☉ respectivamente. [4] Derivar las luminosidades relativas de los dos componentes del perfil de la línea de resonancia O VI da una luminosidad de 250.000 L ☉ para el primario, pero esto implicaría una temperatura irrazonablemente baja. [3]
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 2 R ☉ . El radio a una profundidad óptica de 2/3 es 3 R ☉ . El radio transformado es un valor utilizado en el modelado de la atmósfera y es de 2,5 M ☉ . [15] El radio de la componente O es 14-15 R ☉ . [4]
Las masas de cada componente del sistema AB8 se pueden determinar a partir de la órbita binaria. Suponiendo una inclinación de 40 °, las masas derivadas son 19 M ☉ y 61 M ☉ . El secundario es más masivo y visualmente más brillante, pero no más luminoso. [4]
Ambos componentes de AB8 tienen poderosos vientos estelares y están perdiendo masa rápidamente. Se calculan velocidades del viento de 3.700 km / s para la primaria y 3.200 km / s para la secundaria, [4] con una pérdida de masa de la primaria mil millones de veces mayor que la del sol y 10 millones de veces mayor para la estrella secundaria. [16] 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 ve afectado a temperaturas superiores a los 500 millones de K. [3]
Evolución
Se ha desarrollado un modelo para mostrar la evolución de un sistema binario que conduce al estado actualmente observado de AB8. El estado inicial tiene 150 M ☉ primario y 45 M ☉ secundario. El primario más masivo abandona la secuencia principal después de aproximadamente 2,2 millones de años y desborda su lóbulo roche . En unos 100.000 años transfiere 25 M ☉ a la estrella secundaria. El primario continúa perdiendo masa rápidamente durante varios cientos de miles de años, mientras que el secundario mantiene aproximadamente la misma masa. A una edad del modelo de tres millones de años, el sistema coincide con las observaciones actuales. [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 actual, el componente WR muestra abundancias dramáticamente diferentes, con hidrógeno y nitrógeno completamente ausentes. Consiste en un 30% de carbono, un 30% de oxígeno y el resto principalmente en helio. Es posible que todavía esté fusionando helio en su núcleo, pero se espera que las estrellas WO hayan agotado su núcleo de helio y hayan comenzado a fusionar carbono o incluso elementos más pesados. El compañero de tipo O sigue siendo una estrella de secuencia principal que quema hidrógeno en el núcleo . [17]
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, como una supernova de tipo Ic, dentro de 10,000 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 supernovas de baja luminosidad, o incluso colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión visible. [18]
Ver también
- WR 102
- WR 142
- LMC195-1
- AB7
- Gran Nube de Magallanes
Referencias
- ^ a b Cutri, RM; Skrutskie, MF; Van Dyk, S .; Beichman, CA; Carpenter, JM; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Light, RM; Marsh, KA; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, WA; Wheelock, S .; Zacarías, N. (2003). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo 2MASS All-Sky de fuentes puntuales (Cutri + 2003)". Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246. Publicado originalmente en: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 . Código Bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C .
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