AB8 (звезда)
 AB8 — самая яркая звезда в скоплении NGC 602c. Авторы и права : Архив наследия Хаббла. | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Гидрус |
| Прямое восхождение | 01 час 31 м 04.13 с [ 1 ] |
| Склонение | −73° 25′ 03.8″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 12.83 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | ВО4 + О4В [ 3 ] |
| U-B Индекс цвета | −1.17 [ 2 ] |
| B-V Индекс цвета | −0.16 [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 237.97 ± 1.15 [ 3 ] км/с |
| Расстояние | 197 000 лий (61 000 шт .) |
| Абсолютная магнитуда ( МВ ) | −6.3 [ 4 ] (−4.9/−5.9) |
| Орбита [ 3 ] | |
| Период (П) | 16,638 дней |
| Большая полуось (а) | 108 R ☉ |
| Эксцентриситет (е) | 0.10 ± 0.03 |
| Наклон (я) | 40 ± 10° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 157 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 54,7 ± 1,6 км/с |
| Подробности [ 4 ] | |
| WR | |
| Масса | 19 M ☉ |
| Радиус | 2 R ☉ |
| Яркость | 1,400,000 L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 5,1 кгс |
| Температура | 141 000 К |
| ТО | |
| Масса | 61 M ☉ |
| Радиус | 14 R ☉ |
| Яркость | 708,000 L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 4,0 кгс |
| Температура | 45 000 К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 120 км/с |
| Возраст | 3,0 млн лет |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
AB8 , также известная как SMC WR8, — двойная звезда в Малом Магеллановом Облаке (SMC). Звезда Вольфа-Райе и спутник главной последовательности спектрального класса O, вращающийся по орбите за период 16,638 дней. Это одна из девяти известных звезд WO, единственная звезда Вольфа-Райе в SMC, не входящая в азотную последовательность, и единственная звезда Вольфа-Райе в SMC за пределами главной перемычки.
Открытие
[ редактировать ]
AB8 был впервые обнаружен Линдси в 1961 году, когда он был внесен в каталог под номером 547 в списке объектов эмиссионных линий в SMC. [ 5 ] Сандулек зачислил его в число подтвержденных членов СМК, дал спектральный класс WR+OB, [ 6 ] и определил ее как одну из пяти звезд, которые не были ядрами планетарных туманностей, но показали O VI . в своих спектрах излучение [ 7 ] Позже они будут формально сгруппированы как класс WO, кислородная последовательность звезд Вольфа-Райе. [ 8 ]
В 1978 году, до того, как был придуман класс WO, Брейзахер и Вестерлунд дали спектральный класс WC4? + ОБ. [ 9 ] Полный каталог звезд Вольфа Райе в SMC был опубликован вскоре после этого Аззопарди и Брейзахером, при этом AB8 стала восьмой из восьми звезд. Их называют звездами SMC WR, SMC AB или чаще просто AB. [ 10 ]
Расположение
[ редактировать ]
АВ8 расположена на конце крыла Малого Магелланова Облака, в двух-трех тысячах парсеков от главного бара. Это самый яркий член рассеянного скопления, открытого в 1958 году. [ 11 ] и затем указан как LIN 107. [ 5 ] Оно расположено недалеко от массивного скопления NGC 602 и иногда считается просто конденсацией внутри большой звездной ассоциации, включающей NGC 602. Его называют NGC 602c, где NGC 602a является заметным главным скоплением. [ 12 ]
Хотя Малое Магелланово Облако находится в основном в созвездии Тукана , его крыло простирается до Гидра . Область NGC 602, включая AB8, находится в пределах созвездия Гидра.
Звезды
[ редактировать ]Спектр
[ редактировать ]В спектре AB8 видно множество сильных эмиссионных линий высокоионизированного углерода и кислорода, которые ясно указывают на то, что это звезда WO, хотя точный подкласс неясен. Ранее он классифицировался как WO3, [ 13 ] но теперь это считается круче WO4. Эмиссионные линии доминируют в спектре, но профиль многих линий показывает абсорбционное крыло, созданное горячим компаньоном класса O. Профили изменяются из-за доплеровского смещения, возникающего при движении звезд по орбите с высокой скоростью. [ 4 ] Электромагнитное излучение главной звезды сконцентрировано в дальнем ультрафиолете , поэтому в визуальном и ультрафиолетовом спектрах доминирует вторичная звезда. Классификация обеих звезд осложняется смешением линий. В первом каталоге SMC WR он рассматривался как «WC4?+OB». [ 10 ] [ 14 ]
AB8 не был обнаружен как источник рентгеновского излучения. Это неожиданно, поскольку ожидается, что близкие пары горячих светящихся звезд будут производить обильное рентгеновское излучение от сталкивающихся ветров . Сталкивающиеся ветры обнаруживаются по их воздействию на эмиссионные линии в спектре. [ 3 ] но не рентген. [ 4 ]
Орбита
[ редактировать ]Спектр AB8 показывает изменение лучевой скорости эмиссионных линий WR и более узкие линии поглощения с четко выраженным периодом 16,6 дней. Относительный размер доплеровского смещения спектральных линий указывает на соотношение масс двух звезд, которое показывает, что основная масса имеет около трети массы вторичной звезды. По форме кривых лучевых скоростей можно определить эксцентриситет орбит, которые имеют почти круговую форму. Затмений звезд не видно, хотя модели системы предсказывают ветровое затмение, которое должно привести к заметному изменению яркости. Видны отчетливые изменения в профилях спектральных линий, меняющиеся синхронно с орбитальной фазой. Наклонение орбиты в 40° получено так, чтобы наиболее точно соответствовать всем наблюдениям. [ 3 ]
Характеристики
[ редактировать ]Полную визуальную яркость AB8 можно определить довольно точно по абсолютной величине (MV ) −6,1, что в 23 500 раз ярче Солнца . Компоненты невозможно наблюдать отдельно, и вклад каждого компонента можно только оценить. Звезда О доминирует в визуальном спектре и дает около 70% яркости, что приводит к M V -5,9 и -4,9 для главной звезды. [ 4 ]
Эффективные температуры звезд можно рассчитать непосредственно путем моделирования атмосфер обеих звезд, чтобы детально воспроизвести наблюдаемый спектр. Этот метод дает температуру 141 000 К для компонента WR и 45 000 К для компаньона O. Эффективная температура полезна для моделирования атмосферы и сравнения звезд, но типичная «наблюдаемая» температура на оптической глубине 2/3 может существенно отличаться для звезд с плотным звездным ветром. В случае главной звезды WR температура оптической глубины составляет 115 000 К. [ 4 ]
Самый простой способ измерить светимость звезды — наблюдать ее излучение на всех длинах волн ( спектральное распределение энергии или SED) и суммировать их. К сожалению, для AB8 это непрактично, поскольку большая часть излучения приходится на дальний ультрафиолет. Более распространенный метод — измерить визуальную яркость и применить болометрическую поправку, чтобы получить общую яркость на всех длинах волн, хотя размер болометрической поправки чрезвычайно чувствителен к эффективной температуре. Моделирование атмосфер дает светимость компонентов WR и O более 1 000 000 L ☉ и 708 000 L ☉ соответственно. [ 4 ] Вывод относительных светимостей двух компонентов из профиля резонансной линии O VI дает светимость 250 000 L ☉ , но это означало бы неоправданно низкую температуру. первичной обмотки [ 3 ]
Радиус звезды с сильным звездным ветром определен плохо, поскольку любой сильный разрыв плотности, который можно было бы определить как поверхность, полностью скрыт от поля зрения. Обычно используемые определения радиуса в таких случаях включают: температурный радиус; радиус оптической глубины; и преобразованный радиус. Различия существенны только в случае компонента WR. Температурный радиус — это радиус однородного диска, который будет обеспечивать известную светимость при рассчитанной эффективной температуре, и составляет 2 R ☉ . Радиус на оптической глубине 2/3 равен 3 R ☉ . Преобразованный радиус — это значение, используемое при моделировании атмосферы, оно составляет 2,5 M ☉ . [ 15 ] Радиус компонента О составляет 14-15 R ☉ . [ 4 ]
Массы каждого компонента системы AB8 можно определить по орбите двойной системы. При предположении наклона 40° полученные массы составляют 19 M ☉ и 61 M ☉ . Вторичный массивнее и визуально ярче, но не светлее. [ 4 ]
Оба компонента AB8 обладают мощными звездными ветрами и быстро теряют массу. Рассчитаны скорости ветра 3700 км/с для первичного и 3200 км/с для вторичного. [ 4 ] с потерей массы первичной звезды в миллиард раз выше, чем у Солнца, и в 10 миллионов раз выше, чем у вторичной звезды. [ 16 ] Ветер WR достаточно плотный, поэтому закрывает фотосферу звезды, что приводит к необычному спектру, почти полностью состоящему из эмиссионных линий, уширенных из-за быстрого расширения и турбулентности ветра. Высокая скорость ветра и близость звезд означают, что там, где ветры сталкиваются, температура материала превышает 500 миллионов К. [ 3 ]
Эволюция
[ редактировать ]
Была разработана модель, показывающая эволюцию двойной системы, ведущую к наблюдаемому в настоящее время состоянию AB8. Исходное состояние имеет 150 M ☉ первичное и 45 M ☉ вторичное. Более массивная первичная звезда покидает главную последовательность примерно через 2,2 миллиона лет и выходит за пределы своей доли Роша . Примерно за 100 000 лет она переходит на 25 M ☉ к вторичной звезде. Первичная продолжает быстро терять массу в течение нескольких сотен тысяч лет, в то время как вторичная сохраняет примерно ту же массу. При модельном возрасте в три миллиона лет система соответствует текущим наблюдениям. [ 4 ]
Предполагается, что исходное химическое содержание двух звездных компонентов типично для SMC с металличностью от 1/5 до 1/10 солнечного уровня. В своем нынешнем состоянии компонент WR демонстрирует совершенно разное содержание, при этом водород и азот полностью отсутствуют. Он состоит из 30% углерода, 30% кислорода, а остальное в основном из гелия. Возможно, она все еще синтезирует гелий в своем ядре, но ожидается, что звезды WO исчерпают свое ядро гелия и начнут синтезировать углерод или даже более тяжелые элементы. Компаньон типа О по-прежнему представляет собой звезду главной последовательности, горящую водородом в ядре . [ 17 ]
Ядра как первичной, так и вторичной звезды в конечном итоге разрушатся, что приведет к взрыву сверхновой. Первоначально более массивная первичная звезда разрушится первой, как сверхновая типа Ic, в течение 10 000 лет. Вторичная звезда будет жить как одиночная звезда или, возможно, в двойной системе с остатком сверхновой в течение нескольких миллионов лет, прежде чем она также взорвется как сверхновая, вероятно, типа Ib. Массивные звезды с металличностью SMC могут порождать сверхновые низкой светимости или даже коллапсировать непосредственно в черную дыру без видимого взрыва. [ 18 ]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)» . Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C .
- ^ Jump up to: а б с Мэсси, Филип (2002). «Обзор Магеллановых облаков UBVR CCD». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 141 (1): 81–122. arXiv : astro-ph/0110531 . Бибкод : 2002ApJS..141...81M . дои : 10.1086/338286 . S2CID 119447348 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Сен-Луи, Николь; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Марченко Сергей; Питтард, Джулиан Марк (2005). «Наблюдения FUSE за 16-дневной двойной системой Вольфа-Райе SMC Sanduleak 1 (WO4 + O4): атмосферные затмения и сталкивающиеся звездные ветры» . Астрофизический журнал . 628 (2): 953–972. Бибкод : 2005ApJ...628..953S . дои : 10.1086/430585 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к Шенар, Т.; Хайнич, Р.; Тодт, Х.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р.; Моффат, AFJ; Элдридж, Джей-Джей; Пабло, Х.; Оскинова, Л.М.; Ричардсон, Северная Дакота (2016). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 1604 : А22. arXiv : 1604.01022 . Бибкод : 2016A&A...591A..22S . дои : 10.1051/0004-6361/201527916 . S2CID 119255408 .
- ^ Jump up to: а б Линдси, Э.М. (1961). «Новый каталог эмиссионных звезд и планетарных туманностей в Малом Магеллановом Облаке» . Астрономический журнал . 66 : 169. Бибкод : 1961AJ.....66..169L . дои : 10.1086/108396 .
- ^ Сандулек, Н. (1969). «Доказанные и вероятные члены крыла Малого Магелланова Облака». Астрономический журнал . 74 : 877. Бибкод : 1969AJ.....74..877S . дои : 10.1086/110875 .
- ^ Сандулек, Н. (1971). «О звездах, имеющих сильное излучение O VI» . Астрофизический журнал . 164 : Л71. Бибкод : 1971ApJ...164L..71S . дои : 10.1086/180694 .
- ^ Барлоу, MJ; Хаммер, Д.Г. (1982). «Звезды Во Вольфа-Райе». Звезды Вольфа-Райе: наблюдения, физика, эволюция . Том. 99. стр. 387–392. Бибкод : 1982IAUS...99..387B . дои : 10.1007/978-94-009-7910-9_51 . ISBN 978-90-277-1470-1 .
{{cite book}}:|journal=игнорируется ( помогите ) - ^ Брейзахер, Дж.; Вестерлунд, Бельгия (1978). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 67 : 261. Бибкод : 1978A&A....67..261B .
- ^ Jump up to: а б Аззопарди, М.; Брейзахер, Дж. (май 1979 г.). «Поиски новых звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 75 (1–2): 120–126. Бибкод : 1979A&A....75..120A .
- ^ Линдси, Э.М. (1958). «Кластерная система Малого Магелланова Облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 118 (2): 172–182. Бибкод : 1958MNRAS.118..172L . дои : 10.1093/mnras/118.2.172 .
- ^ Вестерлунд, Бельгия (1964). «Распределение звезд в крыле Малого Магелланова Облака — область NGC 602» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 127 (5): 429–448. Бибкод : 1964MNRAS.127..429W . дои : 10.1093/mnras/127.5.429 .
- ^ Кроутер, Пенсильвания (2000). «Ветровые свойства звезд Вольфа-Райе при низкой металличности: Sk 41 (SMC)». Астрономия и астрофизика . 356 : 191. arXiv : astro-ph/0001226 . Бибкод : 2000A&A...356..191C .
- ^ Аззопарди, М.; Виньо, Дж. (март 1979 г.). «Малое Магелланово Облако, дополнительные списки вероятных членов и звезд переднего плана». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 35 : 353–369. Бибкод : 1979A&AS...35..353A .
- ^ Шмутц, Вернер; Лейтерер, Клаус; Грюнвальд, Рут (1992). «Теоретическое распределение энергии в континууме для звезд Вольфа-Райе» . Астрономическое общество Тихого океана . 104 : 1164. Бибкод : 1992PASP..104.1164S . дои : 10.1086/133104 .
- ^ Мартинс, Ф.; Хиллиер, диджей; Буре, Ж.К.; Депань, Э.; Фоэллми, К.; Марченко С.; Моффат, А.Ф. (февраль 2009 г.). «Свойства звезд WNh в Малом Магеллановом Облаке: свидетельства однородной эволюции». Астрономия и астрофизика . 495 (1): 257–270. arXiv : 0811.3564 . Бибкод : 2009A&A...495..257M . дои : 10.1051/0004-6361:200811014 . S2CID 17113808 .
- ^ Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень . 80 : 180–184. Бибкод : 2011BSRSL..80..180P .
- ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 .
| Звезды |
| ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||
| |||||||||
| Галактики |
| ||||||||
