HD 5980 - HD 5980
| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| constelação | Tucana |
| Ascensão certa | 00 h 59 m 26,569 s |
| Declinação | –72 ° 09 ′ 53,91 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 11,31 |
| Características | |
| Tipo espectral | LBV + WN4 + OI |
| Índice de cor U − B | -0,99 |
| Índice de cor B − V | -0,18 |
| Tipo de variável | LBV e EA |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | -20 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: -3,5 mas / ano Dec .: -2,4 mas / ano |
| Distância | 200.000 ly (64.000 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | −8,1 (−7,1 / −6,8 / −6,7) |
| Órbita | |
| Primário | HD 5980 A |
| Companheiro | HD 5980 B |
| Período (P) | 19,2656 ± 0,0009 dias |
| Semi-eixo maior (a) | 151 ± 4 R ☉ |
| Excentricidade (e) | 0,27 ± 0,02 |
| Inclinação (i) | 86 ° |
| Época do periastro (T) | 2451424,97 ± 0,25 |
|
Argumento de periastro (ω) (primário) |
134 ± 4 ° |
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Semi-amplitude (K 1 ) (primário) |
214 ± 6 km / s |
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Semi-amplitude (K 2 ) (secundária) |
200 ± 6 km / s |
| Órbita | |
| Primário | HD 5980 C |
| Período (P) | 96,56 ± 0,01 dias |
| Excentricidade (e) | 0,815 |
| Época do periastro (T) | 2451183,40 ± 0,22 |
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Argumento de periastro (ω) (primário) |
252 ± 3,3 ° |
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Semi-amplitude (K 1 ) (primário) |
81 ± 4 km / s |
| Detalhes | |
| UMA | |
| Massa | 61 M ☉ |
| Raio | 24 (21 - 280) R ☉ |
| Luminosidade | 2.200.000 (2.000.000 - 10.000.000) L ☉ |
| Temperatura | 45.000 (21.000 - 53.000) K |
| Metalicidade [Fe / H] | -1,0 dex |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | 250 km / s |
| B | |
| Massa | 66 M ☉ |
| Raio | 22 R ☉ |
| Luminosidade | 1.800.000 L ☉ |
| Temperatura | 45.000 K |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | <400 km / s |
| Era | 2,6 Myr |
| C | |
| Massa | 34 M ☉ |
| Raio | 24 R ☉ |
| Luminosidade | 708.000 L ☉ |
| Temperatura | 34.000 K |
| Metalicidade [Fe / H] | -0,7 dex |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | 120 km / s |
| Era | 3,1 Myr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
HD 5980 é um sistema de estrelas múltiplas nos arredores de NGC 346 na Pequena Nuvem de Magalhães (SMC) e é uma das estrelas mais brilhantes do SMC.
HD 5980 tem pelo menos três componentes entre as estrelas mais luminosas conhecidas : a incomum primária tem um espectro Wolf-Rayet e produziu uma explosão azul luminosa variável (LBV); a secundária, também uma estrela Wolf-Rayet, forma um binário espectroscópico eclipsante com a estrela primária; e uma supergigante do tipo O mais distante provavelmente também será um binário.
Descoberta
HD 5980 foi registrado pela primeira vez em 1901 como o primeiro objeto em uma lista de objetos do céu do sul com espectros peculiares. Foi descrito como "Tipo V", referindo-se à classe Secchi para estrelas com linhas de emissão.
Foi formalmente denominado HD 5980 no primeiro Catálogo Henry Draper, onde recebeu o tipo espectral de Oa indicando fortes bandas de emissão. O tipo espectral foi posteriormente refinado para Wa quando as estrelas da linha de emissão "O" foram reconhecidas como uma classe separada.
Observações posteriores detectaram variações espectrais e de brilho e eclipses, mas pensava-se que fosse um binário WR / OB simples. As linhas de absorção no espectro que não se moveram durante a órbita binária eventualmente levaram à conclusão de que HD 5980 era um sistema triplo com um binário quase eclipsado e uma supergigante classe O mais distante.
Em 1993, o espectro começou a mudar e o brilho aumentou, dando início a uma mudança dramática que foi interpretada como um tipo único de erupção de LBV. Desde então, a estrela foi intensamente observada e modelada.
Componentes
HD 5980 é visualmente uma única estrela, mas o espectro revela três componentes luminosos quentes . Os parâmetros físicos das três estrelas são incertos por causa das dificuldades de resolver seus espectros, os eclipses parciais , variações intrínsecas aparentes com a fase orbital e a forte variabilidade de pelo menos um componente. A calibração de recursos espectrais para caracteres físicos, como temperatura, tem sido historicamente complicada pela baixa metalicidade dos objetos no SMC.
A estrela primária, HD 5980 A , é visualmente o componente mais brilhante dos três. Era aparentemente um tipo WN3 pobre em hidrogênio até cerca de 1990, mas então passou por uma explosão do tipo LBV que viu seu raio aumentar dez vezes e sua temperatura cair drasticamente, de modo que apareceu como um B hipergigante com linhas espectrais de hidrogênio proeminentes. Desde então, ele voltou perto de seu brilho e temperatura originais. O espectro da linha de emissão é produzido no vento estelar denso e pouco se sabe sobre a fotosfera subjacente .
A secundária, HD 5980 B , também é uma estrela Wolf – Rayet. Ele forma um duplo espectroscópico com o A primário e eles orbitam um ao outro a cada 19,3 dias. Os parâmetros orbitais indicam que as duas estrelas são aproximadamente igualmente massivas, dentro da margem de erro. A órbita está inclinada em 86 ° para nós, e eclipses parciais ocorrem duas vezes por órbita, com tempos que indicam uma excentricidade de 0,27. Os eclipses produzem apenas uma mudança de magnitude 0,2 no brilho total do sistema, mas a forma da curva de luz e as mudanças no perfil da linha durante os eclipses permitem que um núcleo estelar e uma região de vento denso com cerca de duas vezes a largura da estrela sejam identificados. HD 5980 B é geralmente classificado como WN4. O espectro só pode ser distinguido do HD 5980 A com base nas variações no perfil de algumas linhas de emissão amplas durante a órbita. Algumas linhas de hidrogênio são vistas em emissão, mas geralmente combinadas ou ocultas por outra emissão ampla. Geralmente, as linhas estreitas de absorção de hidrogênio não são consideradas originárias desse componente e não apresentam as mesmas variações de velocidade radial.
O componente C é uma estrela rica em hidrogênio distante identificada a partir de linhas estreitas de absorção que não mostram as mesmas fortes variações de velocidade radial que as linhas largas de emissão do par A / B. Os espectros de resolução mais alta mostram variações menores de velocidade radial e é assumido que o próprio C também tem um companheiro. A principal é uma estrela quente convencional, provavelmente uma supergigante do tipo O inicial. Um período de 96,5 dias foi derivado das variações da velocidade radial. Isso é cinco vezes o período do sistema A / B, sugerindo que as quatro estrelas formam um sistema trapézio gravitacional, embora não se possa descartar que seja um alinhamento casual não relacionado.
Variável azul luminoso
Antes de 1990, HD 5980 não apresentava variação significativa além dos eclipses regulares. Naquela época, era conhecido apenas como binário WN + OB, mas análises posteriores mostram que o HD 5980A primário apresentava um espectro semelhante a uma estrela WN3. O sistema tinha uma magnitude visual aparente em torno de 11,7 e o primário é calculado para ser ligeiramente o mais brilhante dos três componentes conhecidos.
Em novembro de 1993, o tipo espectral era WN6 e o brilho havia aumentado para cerca de 10,9. As linhas de absorção no espectro não eram mais detectáveis. O brilho aumentou por várias semanas no final de 1993, para acima da magnitude 10, e o tipo espectral atingiu WN8, antes que o brilho caísse rapidamente para perto da magnitude 11. Em junho de 1994, a estrela começou a esfriar e ficar mais brilhante novamente. Ela atingiu um pico de magnitude 8,6 em setembro e foi confortavelmente a estrela mais brilhante no SMC, mas não há espectros neste momento exato. Pouco depois do pico, foi classificado como WN11. Em novembro, o espectro foi considerado B1.5Ia + , um hipergigante azul com hidrogênio forte e linhas de metal ionizado em emissão ou com perfis P Cygni . B1.5Ia + é um tipo espectral muito semelhante ao WN11, com níveis de ionização mais baixos e absorção de perfil P Cygni mais forte em algumas linhas, indicando uma temperatura ligeiramente mais baixa com mudanças no vento estelar. Um mês depois, o brilho diminuiu ligeiramente e o espectro indicou um aumento na temperatura. Em um ano, o brilho caiu para a magnitude 11 e o espectro estava de volta ao WN6.
Desde a explosão, o brilho caiu para cerca de magnitude 11,3 e HD 5980 A mostra um espectro WN4 / 5. Um estudo sugere um aumento de 3-6 vezes na luminosidade para 10.000.000 vezes a do Sol ( L ☉ ) em seu pico, mas isso pode ser simplesmente devido a diferentes técnicas de análise e outras encontram uma luminosidade bastante consistente de alguns milhões de L ☉ .
Uma explosão anterior pode ter ocorrido por volta de 1960 e um ciclo de 40 anos é proposto. Micro-variações com uma escala de tempo de 30 minutos também foram observadas quando o HD 5980A está em sua fase quiescente. As causas das variações de grande amplitude e erupções não são compreendidas, mas especula-se que as grandes erupções são desencadeadas quando a estrela se expande o suficiente durante uma explosão normal de LBV para forçar uma interação violenta com um companheiro binário próximo.
Embora o HD 5980 seja tratado como um LBV, ele não segue o padrão normal que seria uma temperatura efetiva durante a explosão de cerca de 8.500K e um espectro do tipo A. Especula-se que a companheira próxima faz com que esta estrela em particular exiba instabilidade do tipo LBV em temperaturas muito mais altas. A estrela de Romano e a Var 83 podem ser semelhantes, e a pouco estudada Var 2 é ainda mais quente, todas elas em M33 .
Evolução
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Os atuais estados evolutivos e o desenvolvimento futuro das estrelas HD 5980 são altamente incertos. As estrelas não podem ser separadas visualmente e seus espectros são amplamente combinados, de modo que as propriedades químicas e físicas exatas das estrelas estão sujeitas a amplas margens de erro. Estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães têm baixa metalicidade e isso afeta o processo de evolução estelar, especialmente para estrelas massivas. A baixa metalicidade reduz as taxas de perda de massa. Um efeito disso é que estrelas Wolf-Rayet são incomuns, com uma proporção maior de estrelas massivas explodindo como supernovas antes de perder massa suficiente para se tornar uma estrela Wolf-Rayet. Prevê-se que apenas estrelas com mais massa do que 45 M ☉ (ou mais) se tornem estrelas WR no SMC, enquanto na Via Láctea aquelas acima de 25 M ☉ o fazem. Apenas 12 estrelas WR são conhecidas no SMC, 11 tipo WN e 1 WO, todas elas massivas e luminosas em comparação com os Wolf-Rayets da Via Láctea, e mais da metade têm companheiros massivos. / 589.000 estrelas SMC WR têm tipos espectrais relativamente antigos para suas temperaturas, novamente como resultado da baixa metalicidade. Além do HD 5980, o tipo espectral Wolf – Rayet mais recente no SMC é o WN4. Todos os SMC Wolf-Rayets, com uma exceção, mostram alguma absorção em seu espectro, indicativo de uma estrela do tipo O de temperatura semelhante à do Wolf-Rayet. Em alguns casos, um companheiro O existe, mas especula-se que os ventos estelares Wolf-Rayet são suficientemente fracos em metalicidade SMC para que alguma absorção fotoférica seja vista no espectro.
O componente C é provavelmente uma estrela do tipo O relativamente normal. Ele foi classificado de várias maneiras de O4 a O7, provisoriamente como uma supergigante. Assim, ele evoluiu apenas ligeiramente da sequência principal, provavelmente ainda fundindo hidrogênio no núcleo, e pode seguir uma trilha evolutiva de estrela única bastante típica. Seu companheiro é desconhecido, mas atualmente muito distante para ter uma forte influência em sua evolução.
O estado evolutivo atual dos componentes binários do WR é menos claro. Eles estão em uma órbita próxima, mas totalmente separados, embora seja possível que a transferência de massa tenha ocorrido no passado, quando uma ou outra estrela foi expandida. O LBV foi estimado ser maior do que a separação orbital no pico de sua explosão, embora seja efetivamente apenas uma pseudo-fotosfera formada por material ejetado. A classificação WN inicial com pouco hidrogênio no espectro é geralmente associada a estrelas queimadoras de hélio de baixa massa altamente evoluídas se aproximando do fim de suas vidas, mas os componentes HD 5980 são estrelas luminosas massivas. Os tipos espectrais exibidos por estrelas Wolf-Rayet de baixa metalicidade, como as do SMC, não são diretamente comparáveis às estrelas de alta metalicidade e isso complica a interpretação de seu estado evolutivo. A evolução quase quimicamente homogênea de estrelas muito massivas pode reproduzir aproximadamente o estado dos componentes A e B como estrelas evoluindo para longe da sequência principal, mas na metalicidade SMC isso requer rotação quase crítica para forçar uma mistura suficiente.
Existem dois modelos de evolução binária que foram desenvolvidos que reproduzem o estado atual do sistema. No primeiro modelo, duas estrelas de massas iniciais 90 M ☉ e 80 M ☉ foram evoluídas com um período orbital inicial de 12 dias e velocidade de rotação inicial de 500 km / s. Após ~ 3,1 milhões de anos, descobriu-se que as estrelas tinham um período orbital de 19,2d e massas e luminosidade semelhantes às derivadas de observações recentes. Nenhuma transferência de massa ocorreu porque as estrelas seguem uma computação evolucionária quase quimicamente. No segundo modelo, as massas iniciais das duas estrelas eram 150 M ☉ e 75 M ☉ em uma órbita de 16 dias com 160 R ☉ de distância. Após 2,3 milhões de anos, a estrela mais massiva começa a transbordar seu lóbulo de roche e rapidamente transfere 25 M ☉ para a estrela menor. Observamos o sistema após 2,6 milhões de anos. Os detalhes do modelo são obviamente incertos devido ao comportamento altamente instável do primário observado no último século.
Estrelas Wolf-Rayet explodem como supernovas de colapso do núcleo do tipo Ib / c, quando fundem elementos até o ferro. Dependendo da massa do núcleo no momento do colapso, eles deixarão um buraco negro ou uma estrela de nêutrons remanescente. Espera-se que as estrelas SMC Wolf-Rayet sejam relativamente massivas e de vida relativamente curta, deixando para trás buracos negros. Eles também são bons candidatos para rajadas de raios gama se estiverem girando com rapidez suficiente.
Veja também
- WR 25 , uma estrela semelhante na nebulosa Carina