AB7 - AB7

AB7
LHA 115 - N 76A - Eso0310a.jpg
AB7 je nejjasnější bílá hvězda ve středu dutiny v mlhovině, nikoli jasnější načervenalá hvězda.[1] Falešný barevný obrázek: červená je HJá; zelená je O.III; modrý je OnIII.
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíTucana
Správný vzestup01h 03m 35.93s[2]
Deklinace−72° 03′ 22.0″[2]
Zdánlivá velikost  (PROTI)13.016[2]
Vlastnosti
Spektrální typWN4 + O6I (f)[2]
U-B barevný index-1.021[2]
B-V barevný index-0.062[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)172[3] km / s
Vzdálenost197,000 ly
(61,000 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−6.1[3] (−4.4 + −5.7[4])
Obíhat[3]
Doba (P)19 560 ± 0,0005 dnů
Poloviční hlavní osa (A)132 R☉
Excentricita (E)0.07±0.02
Sklon (i)68+22
−15[4]°
Periastron epocha (T)2451549.2±0.8
Argument periastronu (ω)
(hlavní)		101±16°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		196 ± 4 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		101 ± 2 km / s
Detaily[4]
WR
Hmotnost23 M☉
Poloměr3.4 R☉
Zářivost1,259,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.7 cgs
Teplota105,000 K.
Ó
Hmotnost44 M☉
Poloměr14 R☉
Zářivost316,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)3.6 cgs
Teplota36,000 K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)150 km / s
Stáří3.4 Myr
Jiná označení
AB 7, SMC WR 7, OKUKOVAT SMC-SC9 37124, SBC9 2395, AzV 336a
Odkazy na databáze
SIMBADdata

AB7, také známý jako SMC WR7, je a binární hvězda v Malý Magellanovo mračno. A Vlk – Rayetova hvězda a skvělý společník spektrální typ O oběžnou dráhu v období 19,56 dnů. Systém je obklopen kruhovým tvarem mlhovina známý jako bublinová mlhovina.

Objev

AB7 byl nejprve uveden Azzopardim a Vigneauem jako pravděpodobný člen Malého Magellanova mračna a byl považován za hvězdu Vlka Rayeta. Bylo očíslováno 336a, „a“ znamená, že se jedná o doplněk mezi 336 a 337 stávajícího katalogu. The katalog hvězdy jsou označovány zkratkou Az nebo AzV, takže AB7 se také nazývá AzV 336a. Blízký společník je známý, i když ve vzdálenosti SMC není ve skutečnosti tak blízký a není fyzicky příbuzný.[5]

Definitivní katalog hvězd Wolfa Rayeta v SMC vydali krátce poté Azzopardi a Breysacher, s AB7 sedmou z celkového počtu osmi hvězd. Tito jsou označováni jako hvězdy SMC WR, nebo SMC AB, nebo častěji jen AB.[6]

Mlhovina

Malý obraz ve falešných barvách Magellanic Cloud
Malý Magellanovo mračno. N76 je středem tří nejjasnějších červených HII regiony v linii pod (severně) od středu.

AB7 leží uprostřed bublinové mlhoviny ve tvaru a ionizovaný mocný hvězdné větry z hvězd v něm.[7][8] Mlhovina byla nejprve katalogizována jako N76 a N76A Hα emisní linie mlhoviny. N76A je jasnější část větší kulaté mlhoviny N76 směrem vlevo dole na obrázcích a N76B je odpojený uzel vpravo dole. N76 leží mezi dvěma dalšími prominentními HII regionech: větší jasnější N66, který obsahuje neobvyklé HD 5980 LBV / WR / O trojitý systém; a slabší N78.[9]

Mlhovina byla katalogizována na rádiových vlnových délkách jako SMC DEM 123 a 124, což odpovídá N76A, respektive N76. DEM 124 je popsán jako plášť obklopující DEM 123.[10]

N76 je HII oblast široká asi 5 obloukových minut, 40–50 parsecs. Vypadá to jako prsten, ale ve skutečnosti je to přibližně sférická skořápka, mezihvězdný materiál tvarované a ionizované větry centrálních hvězd, podobné a planetární mlhovina ale mnohem větší. Obsahuje také jednotlivě i dvojnásobně ionizované hélium. Takový OnII regionech jsou vzácné a naznačují extrémně horkou ionizující hvězdu. Nacházejí se jen kolem několika nejžhavějších typů hvězd Wolfa Rayeta.[11]

N76 je popsán jako obsahující otevřený klastr NGC 371, i když zadní strana může být přesnější. Hvězdy NGC 371 jsou rozptýleny na dvojnásobek průměru N76, kolem 100 parseků, a mohlo by být lépe popsáno jako hvězdné sdružení než otevřený klastr. Lze na ně pohlížet jako na vyšší hustotu hvězd ve spodní polovině snímků.[12] Hodge katalogizovaná hvězdná sdružení v SMC a Hodge 53 byla definována tak, aby zahrnovala NGC 371.[13]

AB7 je někdy popisována jako součást N76A,[5] ale to je nesprávné. N76A je malá hustá HII oblast JV od AB7, část „prstence“, zatímco AB7 leží ve středu méně husté mlhoviny v prstenci.[1][9] Možná už je domovem nové generace hvězd; N76A hostí nejméně pět horkých mladých hvězd, včetně pravděpodobné O9 hlavní sekvence hvězda v jeho středu.[1]

Nedaleké neobvyklé kyslík -bohatý zbytek supernovy byl intenzivně studován. Je viditelný jako uzel vláken, ze kterých zeleně roste emise ionizovaného kyslíku.[14]

Hvězdy

Spektrum

Bublina kolem AB7 v infračervené oblasti (Spitzerův kosmický dalekohled )

AB7 je zjevně hvězda Wolf Rayet, která vykazuje charakteristickou šířku emisní potrubí. Rovněž jsou vidět úzké mlhovinové emisní čáry, často překryté emisemi z hvězdy. Neexistují žádné silné absorpční linie, ale pozadí kontinua spektrum je mnohem silnější než jedna hvězda WR a několik emisních linií je neobvykle slabých, takže Společník OB se vždy předpokládalo.[6]

The elektromagnetická radiace primárního je soustředěn v daleké ultrafialový, takže vizuálnímu a ultrafialovému spektru dominuje sekundární hvězda. Klasifikace obou hvězd komplikuje prolínání čar. Když byl poprvé objeven, byl klasifikován jako „WR:“, zatímco katalog SMC WR jej považoval za zvláštní WN3 + OB.[5][6]

Časná podrobná analýza poskytla spektrální typy WN1 (typ používaný některými autory již několik let, ekvivalent k modernímu WN2) a O6IIIf pro tyto dvě hvězdy.[7] Spektra s vysokým rozlišením umožňující oddělení linií od jednotlivých komponent během jejich obíhat dal WN2 + O6I (f) se značnou nejistotou. Slabý NIII Jsou vidět čáry, které by se u takové rané hvězdy WN normálně nenacházely, ale byly přiřazeny společníkovi.[3] Další analýza podobných spekter dává WN4 pro složku Wolf Rayet na základě relativní síly HeII a onJá emise a přítomnost Hε emise.[15] The zářivost -citlivé linie hvězdy O jsou do značné míry zakryty emisemi z primárního zdroje, ale předpokládá se, že jsou vyvinutá hvězda kvůli dusík emise a superobr na základě absolutní velikost.[3]

AB7 je silný rentgen zdroj jasně detekován ROSAT a Chandra. Očekává se to pro blízkou binární WR / O, kvůli srážkové větry šokován extrémními teplotami.[15] Světelnost rentgenového záření se během oběžné dráhy mění.[16] Ačkoliv hvězdné větry Očekává se, že hvězd WR při nízkých metalitách SMC bude slabší než u galaktických a LMC hvězd WR, je rentgenová svítivost srovnatelná s podobnými galaktickými binárními soubory. Ionizace šneku způsobuje C.IV základní stav, který má být vylidněn, což dále komplikuje spektrum.[4]

Obíhat

Spektrum AB7 ukazuje kolísání radiální rychlosti emisních linek WR a užších absorpčních linií s dobře definovaným doba 19,56 dne. Posuny ve dvou sadách linií nejsou zcela synchronizovány: rychlosti emisní linie vrcholí asi o jeden den později než absorpční linie. Teorie zahrnují, že to může souviset s kolidujícími větry nebo pravděpodobně kvůli asymetrickému disku kolem hvězd.[3]

Relativní velikost spektrální čáry Dopplerovy posuny indikují hmotnostní poměr dvou hvězd, což ukazuje, že sekundární má přibližně dvojnásobek hmotnosti primární. Tvar křivek radiální rychlosti lze použít k odvození excentricita orbit, které jsou téměř kruhové. Zatmění hvězd není vidět, ale velmi malá světelná variace může být způsobena zatměním větru, které by omezovalo sklon téměř 60 °.[3] Kalibrace sekundární hmoty tak, aby odpovídala jejímu spektrálnímu typu, dává orbitální sklon 68 °. Odvozená velikost oběžné dráhy závisí na sklonu; pro sklon 68 ° poloviční hlavní osa je 123R☉.[4]

Vlastnosti

N76 v Hα (červená), HeJá (zelená) a onII (modrý)

Celkový vizuální jas AB7 lze určit poměrně přesně při absolutní velikosti (MPROTI) - 6,1, 23 500krát jasnější než slunce. Složky nelze pozorovat samostatně a příspěvek z každé složky lze pouze odhadnout. Hvězda O dominuje vizuálnímu spektru a produkuje přibližně 70% jasu, což vede k M.PROTI −5,7 a −4,4 pro primární.[4]

The teplota hvězdy lze určit několika různými způsoby: ze spektrálního typu; přímo z atmosférických modelů; az ionizujících účinků jeho záření. K dispozici jsou přesné kalibrace pro teploty hvězd třídy O, i když jsou mírně odlišné pro metalicitu SMC a pro hvězdy různých tříd svítivosti. Teploty pro spektrální třídy WR jsou méně přesně definovány, zejména pro SMC a zejména pro nejžhavější třídy. AB7 zcela ionizuje okolní mezihvězdný materiál na vzdálenost 20 parseků a to lze použít k odvození teploty a svítivosti ionizující hvězdy. Této úrovně ionizace nelze dosáhnout hvězdou O6, takže bude téměř úplně způsobena složkou WR. Ionizace je bohužel nad rámec toho, co by způsobilo nejžhavější model, hvězda 120 000 tisíc.[1] Dřívější pokus o stejný výpočet poskytl a černé tělo teplota 80 000 K.[7] Teploty lze vypočítat přímo modelováním atmosféry obou hvězd za účelem podrobné reprodukce pozorovaného spektra. Výsledkem této metody je teplota 106 000 K pro složku WR a 36 000 K pro společníka O. Efektivní teplota je užitečná pro modelování atmosféry a srovnání mezi hvězdami, ale typická „pozorovaná“ teplota v optické hloubce 2/3 se může u hvězd se hustým hvězdným větrem výrazně lišit. V případě primární hvězdy WR je teplota optické hloubky 96 000 K.[4]

Nejjednodušší způsob, jak měřit svítivost hvězdy, je sledovat její vyzařovaný výkon na všech vlnových délkách ( spektrální distribuce energie nebo SED) a sečtěte je dohromady. To je bohužel pro AB7 nepraktické, protože většina záření se vyskytuje v daleko ultrafialovém záření. Běžnější metodou je měření vizuální svítivosti a použití a bolometrická korekce poskytnout celkovou svítivost na všech vlnových délkách, i když velikost bolometrické korekce je extrémně citlivá na efektivní teplotu. Dodržením této metody se dosáhne svítivosti 1 270 000L☉ pro primární.[3] Svítivost lze odvodit také z pozorovaných úrovní ionizace. Za předpokladu, že starší teplota 80 000 K dává 1 000 000L☉.[7] Modelování atmosféry dává svítivosti pro složky WR a O více než 1 000 000L☉ a 316 000L☉ resp.[4]

Poloměr hvězdy se silným hvězdným větrem je špatně definován, protože jakákoli silná diskontinuita hustoty, která by mohla být definována jako povrch, je zcela neviditelná. Běžně používané definice poloměru v takových případech zahrnují: poloměr teploty; poloměr optické hloubky; a transformovaný poloměr. Rozdíly jsou významné pouze v případě komponenty WR. Poloměr teploty je poloměr rovnoměrného disku, který by při vypočítané efektivní teplotě vytvořil známou svítivost, a je 3,4R☉. Poloměr v optické hloubce 2/3 je 4,0R☉. Transformovaný poloměr je hodnota použitá při modelování atmosféry a je 5,6M☉.[17] Poloměr O-složky je 14-15R☉.[4]

Hmotnosti každé složky v systému AB7 lze určit z binární dráhy. Minimální hmotnosti jsou 18M☉ a 34M☉ respektive pro primární a sekundární. Při předpokladu sklonu 60 ° jsou skutečné hmotnosti 28M☉ a 54M☉. Sekundární je masivnější a vizuálně jasnější, ale ne více světelný.[3]

Obě komponenty AB7 mají silný hvězdné větry a rychle ztrácejí hmotu. Počítají se rychlosti větru 1 700 km / s pro primární a 1 500 km / s pro sekundární,[4] se ztrátou hmotnosti z primární miliardy miliardkrát vyšší než slunce a 100 milionů krát za sekundární hvězdu.[18] Vítr WR je dostatečně hustý, aby zakryl fotosféra hvězdy, což vede k neobvyklému spektru skládajícímu se téměř výhradně z emise linky se rozšířily rychlou expanzí a turbulence větru. Vysoké rychlosti větru a blízkost hvězd znamenají, že při srážce větrů je materiál šokován teplotami nad 20 milionů K, což způsobí jeho vyzařování tvrdé rentgenové záření.[15]

Vývoj

Typ supernovy podle počáteční hmotnosti a metalicity

Byl vyvinut model, který ukazuje vývoj binárního systému vedoucí k aktuálně pozorovanému stavu AB7. Počáteční stav má 80M☉ primární a 40M☉ sekundární na oběžné dráze přibližně dvojnásobek jeho aktuální velikosti. Masivnější primární opouští hlavní sekvenci po přibližně 3,3 milionech let a přetéká její Roche lalok. Za zhruba 30 000 let ztratí 30M☉, jen malá část z nich je akumulována sekundární hvězdou. Relativně brzy poté se systém usadí do svého současného stavu.[4]

Původní chemické počty těchto dvou hvězdných složek se považují za typické pro SMC, s metalicita 1/5 až 1/10 sluneční úrovně. Ve svém současném rozvinutém stavu vykazuje komponenta WR dramaticky odlišné množství, s vodík méně než 20% na povrchu, dusík téměř nezjistitelný, významný uhlík obohacování a většina zbytku hélia. To je na rozdíl od galaktických a LMC WN hvězd, kterým téměř úplně chybí vodík. Je to jádro spalování helia hvězda, zatímco společník typu O je stále jádrem spalování vodíku hvězda.[19]

V primární i sekundární hvězdě se jejich jádra nakonec zhroutí, což povede k výbuchu supernovy. Zpočátku masivnější primární se zhroutí jako první, pravděpodobně jako supernova typu Ic, během několika set tisíc let. Sekundární bude žít jako jediná hvězda, případně v binárním souboru se zbytkem supernovy, několik milionů let, než také exploduje jako supernova, pravděpodobně typu Ib. Mohutné hvězdy v metalicitě SMC mohou produkovat supernovu s nízkou svítivostí nebo se dokonce zhroutit přímo do černé díry bez viditelné exploze.[20]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d Naze, Y .; Rauw, G .; Manfroid, J .; Chu, Y.-H .; Vreux, J.-M. (Září 2003). "WR bubliny a vysoká emise". Astronomie a astrofyzika. 408 (1): 171–186. arXiv:astro-ph / 0306084. Bibcode:2003 A & A ... 408..171N. doi:10.1051/0004-6361:20030847.
  2. ^ A b C d E F Bonanos, A. Z .; Lennon, D. J .; Köhlinger, F .; Van Loon, J. Th .; Massa, D. L .; Sewilo, M .; Evans, C. J .; Panagia, N .; Babler, B.L .; Block, M .; Bracker, S .; Engelbracht, C. W .; Gordon, K. D .; Hora, J.L .; Indebetouw, R .; Meade, M. R.; Meixner, M .; Misselt, K. A .; Robitaille, T. P .; Shiao, B .; Whitney, B. A. (2010). „Spitzer SAGE-SMC infračervená fotometrie hmotných hvězd v malém Magellanově mračnu“. Astronomický deník. 140 (2): 416–429. arXiv:1004.0949. Bibcode:2010AJ .... 140..416B. doi:10.1088/0004-6256/140/2/416.
  3. ^ A b C d E F G h i Niemela, V. S .; Massey, P .; Testor, G .; Gimenez Benitez, S. (2002). "Masivní Wolf-Rayetova binární SMC WR7". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 333 (2): 347–352. arXiv:astro-ph / 0202203. Bibcode:2002MNRAS.333..347N. doi:10.1046 / j.1365-8711.2002.05395.x.
  4. ^ A b C d E F G h i j k Shenar, T .; Hainich, R .; Todt, H .; Sander, A .; Hamann, W.-R .; Moffat, A. F. J .; Eldridge, J. J .; Pablo, H .; Oskinova, L. M .; Richardson, N. D. (2016). „Vlčí paprskové hvězdy v Malém Magellanově mračnu: II. Analýza dvojhvězd“. Astronomie a astrofyzika. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A & A ... 591A..22S. doi:10.1051/0004-6361/201527916.
  5. ^ A b C Azzopardi, M .; Vigneau, J. (březen 1979). „Malý Magellanovo mračno, další seznamy pravděpodobných členů a hvězdy v popředí“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 35: 353–369. Bibcode:1979A & AS ... 35..353A.
  6. ^ A b C Azzopardi, M .; Breysacher, J. (květen 1979). „Hledání nových hvězd Wolf-Rayet v Malém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 75 (1–2): 120–126. Bibcode:1979A & A .... 75..120A.
  7. ^ A b C d Pakull, M. W. (1991). "Spektrofotometrie prstenových mlhovin kolem hvězd Wolf-Rayet". In van der Hucht, Karel A .; Hidayat, Bambang (eds.). Hvězdy vlkodlaka a vzájemné vztahy s dalšími masivními hvězdami v galaxiích: Sborník ze 143. sympozia Mezinárodní astronomické unie konaného v Sanuru na Bali v Indonésii ve dnech 18. – 22. Června 1990. Kluwer Academic Publishers. p. 391. Bibcode:1991IAUS..143..391P.
  8. ^ Pakull, M. W .; Bianchi, L. (1991). „The Wolf-Rayet + of Star Binary AB7: a Warmer in the Small Magellanic Cloud“. In van der Hucht, Karel A .; Hidayat, Bambang (eds.). Hvězdy vlkodlaka a vzájemné vztahy s dalšími masivními hvězdami v galaxiích: Sborník ze 143. sympozia Mezinárodní astronomické unie konaného v Sanuru na Bali v Indonésii ve dnech 18. – 22. Června 1990. Kluwer Academic Publishers. p. 260. Bibcode:1991IAUS..143..260P.
  9. ^ A b Henize, Karl G. (září 1956). „Katalogy hvězd a mlhovin Hα-EMISE v Magellanova mračnech“. Dodatek k astrofyzikálnímu deníku. 2: 315. Bibcode:1956ApJS .... 2..315H. doi:10.1086/190025.
  10. ^ Davies, R. D .; Elliott, K. H .; Meaburn, J. (1976). „Mlhovinové komplexy velkých a malých Magellanova mraků“. Monografie Královské astronomické společnosti. 81 (bod 2): 89–128. Bibcode:1976MmRAS..81 ... 89D.
  11. ^ Garnett, Donald R .; Kennicutt, Jr., Robert C .; Chu, You-Hua; Skillman, Evan D. (srpen 1991). „Regiony H II s emisemi He II“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 103 (666): 850–852. Bibcode:1991PASP..103..850G. doi:10.1086/132892.
  12. ^ Evans, T. Lloyd (1978). „Červené proměnné hvězdy v Magellanova mračnech - II. Pole NGC 371 v SMC“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 183 (3): 305–317. Bibcode:1978MNRAS.183..305L. doi:10.1093 / mnras / 183.3.305.
  13. ^ Hodge, Paul (červen 1985). „Hvězdná sdružení Malého Magellanova mračna“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 97 (592): 530–53. Bibcode:1985 PASP ... 97..530H. doi:10.1086/131564.
  14. ^ Dopita, M. A .; Tuohy, I. R .; Mathewson, D. S. (15. září 1981). „Zbytek mladé supernovy bohaté na kyslík v Malém Magellanově mračnu“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 248: L105. Bibcode:1981ApJ ... 248L.105D. doi:10.1086/183635.
  15. ^ A b C Foellmi, C .; Moffat, A. F. J .; Guerrero, M. A. (2003). „Vlk - Rayetovy dvojhvězdy v Magellanově mračnech a důsledky pro evoluci hmotných hvězd - I. Malý Magellanovo mračno“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003MNRAS.338..360F. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x.
  16. ^ Guerrero, Martín A .; Chu, You-Hua (červenec 2008). „Rentgenový průzkum hvězd Wolf-Rayet v Magellanova mračnech. I. Datový soubor Chandra ACIS“. Astrophysical Journal Supplement Series. 177 (1): 216–237. arXiv:0802.0503. Bibcode:2008ApJS..177..216G. doi:10.1086/587059.
  17. ^ Schmutz, Werner; Leiterer, Claus; Gruenwald, Ruth (1992). „Teoretické distribuce energie kontinua pro hvězdy Wolf-Rayet“. Astronomická společnost Pacifiku. 104: 1164. Bibcode:1992PASP..104.1164S. doi:10.1086/133104.
  18. ^ Martins, F .; Hillier, D. J .; Bouret, J. C .; Depagne, E .; Foellmi, C .; Marchenko, S .; Moffat, A. F. (únor 2009). „Vlastnosti hvězd WNh v Malém Magellanově mračnu: důkaz homogenního vývoje“. Astronomie a astrofyzika. 495 (1): 257–270. arXiv:0811.3564. Bibcode:2009A & A ... 495..257M. doi:10.1051/0004-6361:200811014.
  19. ^ Pasemann, Diana; Rühling, Ute; Hamann, Wolf-Rainer (2011). „Spektrální analýzy hvězd Wolf-Rayet v Malém Magellanově mračnu“. Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin. 80: 180–184. Bibcode:2011BSRSL..80..180P.
  20. ^ Groh, Jose H .; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). „Základní vlastnosti supernovy s kolapsem jádra a progenitorů GRB: Předpovídání vzhledu hmotných hvězd před smrtí“. Astronomie a astrofyzika. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.