AB7 - AB7
 AB7 é a estrela branca mais brilhante no centro da cavidade dentro da nebulosa, não a estrela avermelhada mais brilhante. Imagem em cor falsa: o vermelho é H I ; verde é O III ; azul é He III . | |
| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| constelação | Tucana |
| Ascensão certa | 01 h 03 m 35,93 s |
| Declinação | −72 ° 03 ′ 22,0 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 13.016 |
| Características | |
| Tipo espectral | WN4 + O6I (f) |
| Índice de cor U − B | -1,021 |
| Índice de cor B − V | -0,062 |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | 172 km / s |
| Distância | 197.000 al (61.000 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | −6,1 (−4,4 + −5,7) |
| Órbita | |
| Período (P) | 19,560 ± 0,0005 dias |
| Semi-eixo maior (a) | 132 R ☉ |
| Excentricidade (e) | 0,07 ± 0,02 |
| Inclinação (i) |
68 +22 −15 ° |
| Época do periastro (T) | 2451549,2 ± 0,8 |
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Argumento de periastro (ω) (primário) |
101 ± 16 ° |
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Semi-amplitude (K 1 ) (primário) |
196 ± 4 km / s |
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Semi-amplitude (K 2 ) (secundária) |
101 ± 2 km / s |
| Detalhes | |
| WR | |
| Massa | 23 M ☉ |
| Raio | 3,4 R ☉ |
| Luminosidade | 1.259.000 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 4,7 cgs |
| Temperatura | 105.000 K |
| O | |
| Massa | 44 M ☉ |
| Raio | 14 R ☉ |
| Luminosidade | 316.000 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 3,6 cgs |
| Temperatura | 36.000 K |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | 150 km / s |
| Era | 3,4 Myr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
AB7 , também conhecido como SMC WR7, é uma estrela binária na Pequena Nuvem de Magalhães . Uma estrela Wolf-Rayet e uma supergigante companheira de órbita espectral do tipo O em um período de 19,56 dias. O sistema é cercado por uma nebulosa em forma de anel conhecida como nebulosa de bolha .
Descoberta
AB7 foi listado pela primeira vez por Azzopardi e Vigneau como um provável membro da Pequena Nuvem de Magalhães e considerado uma estrela de Wolf Rayet. Ele foi numerado como 336a, o "a" significa que é um acréscimo entre 336 e 337 do catálogo existente. As estrelas do catálogo são referidas com o acrônimo Az ou AzV, então AB7 também é chamado de AzV 336a. Observa-se um companheiro próximo, embora à distância do SMC não seja realmente tão próximo e não esteja fisicamente relacionado.
O catálogo definitivo das estrelas de Wolf Rayet no SMC foi publicado pouco depois por Azzopardi e Breysacher, com AB7 o sétimo de um total de oito estrelas. Elas são chamadas de estrelas SMC WR, ou SMC AB, ou mais comumente apenas AB.
Nebulosa
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AB7 fica no centro de uma nebulosa em forma de bolha e ionizada por poderosos ventos estelares das estrelas dentro dela. A nebulosa foi catalogada pela primeira vez como nebulosa da linha de emissão N76 e N76A H α . N76A é a porção mais brilhante da nebulosa N76 redonda maior no canto inferior esquerdo nas imagens e N76B é o nó destacado no canto inferior direito. O N76 fica entre duas outras regiões H II proeminentes : o N66 maior e mais brilhante, que contém o incomum sistema triplo HD 5980 LBV / WR / O ; e o mais fraco N78.
A nebulosa foi catalogada em comprimentos de onda de rádio como SMC DEM 123 e 124, correspondendo a N76A e N76 respectivamente. DEM 124 é descrito como um invólucro em torno do DEM 123.
N76 é uma região H II com cerca de 5 minutos de arco de largura, 40–50 parsecs . Tem a aparência de um anel, mas é na verdade uma concha aproximadamente esférica, material interestelar esculpido e ionizado pelos ventos das estrelas centrais, semelhante a uma nebulosa planetária, mas muito maior. Ele também contém hélio ionizado simples e duplamente ionizado . Essas regiões He II são raras e indicam uma estrela ionizante extremamente quente. Eles são encontrados apenas em torno de alguns dos tipos mais quentes de estrelas de Wolf Rayet.
N76 é descrito como contendo o cluster aberto NGC 371 , embora o reverso possa ser mais preciso. As estrelas de NGC 371 estão espalhadas por duas vezes o diâmetro de N76, cerca de 100 parsecs, e podem ser melhor descritas como uma associação estelar do que um aglomerado aberto. Eles podem ser vistos como a maior densidade de estrelas na metade inferior das imagens. Hodge catalogou associações estelares no SMC e Hodge 53 foi definido para incluir NGC 371.
AB7 às vezes é descrito como estando dentro do N76A, mas isso está incorreto. N76A é a pequena região densa H II SE de AB7, parte do "anel", enquanto AB7 está no centro da nebulosidade menos densa dentro do anel. Já pode ser o lar de uma nova geração de estrelas; N76A hospeda pelo menos cinco estrelas jovens e quentes, incluindo uma provável estrela da seqüência principal O9 em seu centro.
Um remanescente incomum de supernova rico em oxigênio nas proximidades foi intensamente estudado. É visível como o nó de filamentos que crescem verdes com a emissão de oxigênio ionizado .
As estrelas
Espectro
AB7 é claramente uma estrela Wolf Rayet, apresentando linhas de emissão largas características . Linhas estreitas de emissão nebular também são vistas, geralmente sobrepostas na emissão da estrela. Não há linhas de absorção fortes , mas o fundo contínuo do espectro é muito mais forte do que uma única estrela WR e várias das linhas de emissão são anormalmente fracas, então um companheiro OB sempre foi assumido.
A radiação eletromagnética do primário está concentrada no ultravioleta distante , então os espectros visual e ultravioleta são dominados pela estrela secundária. A classificação de ambas as estrelas é complicada pela combinação de linhas. Quando descoberto pela primeira vez, foi classificado como "WR:", enquanto o catálogo SMC WR o considerou um WN3 + OB peculiar.
Uma análise detalhada inicial forneceu tipos espectrais de WN1 (um tipo usado por alguns autores por alguns anos, equivalente ao WN2 moderno) e O6IIIf para as duas estrelas. Os espectros de alta resolução, permitindo a separação das linhas de cada componente durante sua órbita, deram WN2 + O6I (f) com considerável incerteza. Linhas tênues N III são vistas, que normalmente não seriam encontradas em uma estrela WN tão antiga, mas foram atribuídas à companheira. Outra análise de espectros semelhantes fornece WN4 para o componente Wolf Rayet com base na força relativa da emissão de He II e He I e na presença de emissão de H ε . As linhas sensíveis à luminosidade da estrela O são amplamente obscurecidas pela emissão da primária, mas supõe-se que seja uma estrela evoluída por causa da emissão de nitrogênio , e uma supergigante com base na magnitude absoluta .
AB7 é uma fonte forte de raios-X claramente detectada pelo ROSAT e Chandra . Isso é esperado para um binário WR / O próximo, devido à colisão de ventos sendo chocados com temperaturas extremas. A luminosidade dos raios X varia durante a órbita. Embora se espere que os ventos estelares de estrelas WR em metalidades de baixo SMC sejam, e sejam observados, mais fracos do que em estrelas galácticas e LMC WR, a luminosidade dos raios X é comparável a binários galácticos semelhantes. A ionização Auger faz com que o estado fundamental C IV seja despovoado, complicando ainda mais o espectro.
Órbita
O espectro de AB7 mostra a variação da velocidade radial das linhas de emissão WR e linhas de absorção mais estreitas com um período bem definido de 19,56 dias. As mudanças nos dois conjuntos de linhas não são totalmente sincronizadas: as velocidades da linha de emissão atingem o pico cerca de um dia depois das linhas de absorção. As teorias incluem que isso pode estar relacionado aos ventos em colisão ou possivelmente devido a um disco assimétrico ao redor das estrelas.
O tamanho relativo dos deslocamentos Doppler da linha espectral indica a razão de massa das duas estrelas, o que mostra que a secundária tem cerca de duas vezes a massa da primária. A forma das curvas de velocidade radial pode ser usada para derivar a excentricidade das órbitas que são quase circulares. Eclipses das estrelas não são vistos, mas uma variação muito pequena de luz pode ser devido a eclipses de vento que restringem a inclinação para perto de 60 °. Calibrar a massa secundária para coincidir com seu tipo espectral fornece uma inclinação orbital de 68 °. O tamanho derivado da órbita depende da inclinação; para uma inclinação de 68 °, o semieixo maior é 123 R ☉ .
Propriedades
O brilho visual total de AB7 pode ser determinado com bastante precisão em magnitude absoluta (M V ) -6,1, 23.500 vezes mais brilhante que o sol . Os componentes não podem ser observados separadamente e a contribuição de cada componente só pode ser estimada. A estrela O domina o espectro visual e produz cerca de 70% do brilho, levando a M V −5,7 e −4,4 para o primário.
A temperatura de uma estrela pode ser determinada de várias maneiras: do tipo espectral; diretamente de modelos atmosféricos; e dos efeitos ionizantes de sua radiação. Calibrações precisas estão disponíveis para as temperaturas de estrelas da classe O, embora sejam ligeiramente diferentes para a metalicidade SMC e para estrelas de diferentes classes de luminosidade. As temperaturas para as classes espectrais WR são definidas de forma menos precisa, especialmente para o SMC e especialmente para as classes mais quentes. AB7 ioniza completamente o material interestelar circundante a uma distância de 20 parsecs e isso pode ser usado para derivar a temperatura e a luminosidade da estrela ionizante. Este nível de ionização não pode ser alcançado por uma estrela O6, então será quase inteiramente devido ao componente WR. Infelizmente, a ionização está além do que seria causado pelo modelo mais quente, uma estrela de 120.000 mil. Uma tentativa anterior de fazer o mesmo cálculo resultou em uma temperatura do corpo negro de 80.000K. As temperaturas podem ser calculadas diretamente modelando as atmosferas de ambas as estrelas para reproduzir o espectro observado em detalhes. Este método resulta em uma temperatura de 106.000 K para o componente WR e 36.000 K para o companheiro O. A temperatura efetiva é útil para modelar a atmosfera e comparação entre estrelas, mas uma temperatura "observada" típica na profundidade óptica 2/3 pode ser significativamente diferente para estrelas com vento estelar denso. No caso da estrela primária WR, a temperatura de profundidade óptica é de 96.000 K.
A maneira mais simples de medir a luminosidade de uma estrela é observar sua saída irradiada em todos os comprimentos de onda (a distribuição de energia espectral ou SED) e soma-los. Infelizmente, isso é impraticável para AB7 porque a maioria da radiação ocorre no ultravioleta distante. Um método mais comum é medir a luminosidade visual e aplicar uma correção bolométrica para dar a luminosidade total em todos os comprimentos de onda, embora o tamanho da correção bolométrica seja extremamente sensível à temperatura efetiva. Seguir este método dá uma luminosidade de 1.270.000 L ☉ para o primário. A luminosidade também pode ser derivada dos níveis observados de ionização. Assumindo que a temperatura mais antiga de 80.000 K dá 1.000.000 L ☉ . A modelagem das atmosferas fornece luminosidades para os componentes WR e O de mais de 1.000.000 L ☉ e 316.000 L ☉ respectivamente.
O raio de uma estrela com forte vento estelar é mal definido, uma vez que qualquer descontinuidade de densidade forte que possa ser definida como uma superfície está totalmente oculta. As definições de raio comumente usadas em tais casos incluem: um raio de temperatura; um raio de profundidade óptica; e um raio transformado. As diferenças só são significativas no caso do componente WR. O raio da temperatura é o raio de um disco uniforme que produziria a luminosidade conhecida na temperatura efetiva calculada e é 3,4 R ☉ . O raio na profundidade óptica 2/3 é 4,0 R ☉ . O raio transformado é um valor usado na modelagem da atmosfera e é 5,6 M ☉ . O raio do componente O é 14-15 R ☉ .
As massas de cada componente no sistema AB7 podem ser determinadas a partir da órbita binária. As massas mínimas são de 18 M ☉ e 34 M ☉ respectivamente para o primário e o secundário. Supondo uma inclinação de 60 °, as massas reais são 28 M ☉ e 54 M ☉ . O secundário é mais massivo e visualmente mais brilhante, mas não mais luminoso.
Ambos os componentes do AB7 têm ventos estelares poderosos e estão perdendo massa rapidamente. São calculadas as velocidades do vento de 1.700 km / s para a primária e 1.500 km / s para a secundária, com perda de massa da primária um bilhão de vezes maior que a do sol e 100 milhões de vezes para a estrela secundária. O vento WR é suficientemente denso para obscurecer a fotosfera da estrela, levando ao espectro incomum que consiste quase inteiramente em linhas de emissão ampliadas pela rápida expansão e turbulência do vento. As altas velocidades do vento e a proximidade das estrelas significam que, onde os ventos colidem, o material é levado a temperaturas acima de 20 milhões de K, fazendo com que emita raios-X fortes .
Evolução
Um modelo foi desenvolvido para mostrar a evolução de um sistema binário levando ao estado atualmente observado de AB7. O estado inicial tem um primário de 80 M ☉ e um secundário de 40 M ☉ em uma órbita com cerca de duas vezes seu tamanho atual. O primário mais massivo deixa a sequência principal após aproximadamente 3,3 milhões de anos e transborda seu lóbulo de roche . Em cerca de 30.000 anos, ele perde 30 M ☉ , dos quais apenas uma pequena proporção é acrescida pela estrela secundária. Pouco depois, o sistema volta ao estado atual.
As abundâncias químicas originais dos dois componentes estelares são consideradas típicas do SMC, com metalicidade de 1/5 a 1/10 dos níveis solares. Em seu atual estado evoluído, o componente WR mostra abundâncias dramaticamente diferentes, com hidrogênio inferior a 20% na superfície, nitrogênio quase indetectável, enriquecimento significativo de carbono e a maior parte do restante hélio. Isso é diferente das estrelas galácticas e LMC WN, que quase não possuem hidrogênio. É uma estrela que queima o núcleo do hélio , enquanto a companheira do tipo O ainda é uma estrela que queima o hidrogênio do núcleo .
Tanto na estrela primária quanto na secundária, seus núcleos acabarão por entrar em colapso, resultando em uma explosão de supernova. O primário inicialmente mais massivo entrará em colapso primeiro, provavelmente como uma supernova do tipo Ic, dentro de algumas centenas de milhares de anos. A secundária viverá como uma única estrela, ou possivelmente em um binário com um remanescente de supernova, por alguns milhões de anos antes de também explodir como uma supernova, provavelmente do tipo Ib. Estrelas massivas na metalicidade SMC podem produzir uma supernova de baixa luminosidade, ou mesmo colapsar diretamente em um buraco negro sem uma explosão visível.