Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с SMC AB8 )
Перейти к навигации Перейти к поиску
AB8
NGC 602c HLA.jpg
AB8 - самая яркая звезда в скоплении NGC 602c.
Предоставлено : Архив наследия Хаббла.
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
СозвездиеHydrus
Прямое восхождение01 ч 31 м 04,13 с [1]
Склонение-73 ° 25 ′ 03,8 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)12,83 [2]
Характеристики
Спектральный типWO4 + O4V [3]
Индекс цвета U − B-1,17 [2]
Индекс цвета B − V-0,16 [2]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )237,97 ± 1,15 [3]  км / с
Расстояние197000 св.  Лет
(61000  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V )-6,3 [4] (-4,9 / -5,9)
Орбита [3]
Период (P)16.638 дней
Большая полуось (а)108  Р ☉
Эксцентриситет (e)0,10 ± 0,03
Наклон (i)40 ± 10 °
Полуамплитуда (K 1 )
(первичная)		157 км / с
Полуамплитудный (K 2 )
(вторичный)		54,7 ± 1,6 км / с
Подробности [4]
WR
Масса19  М ☉
Радиус2  R ☉
Яркость1,400,000  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )5,1  куб.
Температура141,000  К
О
Масса61  М ☉
Радиус14  R ☉
Яркость708,000  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4.0  куб.
Температура45000  К
Скорость вращения ( v  sin  i )120 км / с
Возраст3,0  млн лет
Прочие обозначения
AB  8, SMC WR 8, LIN 547, Sk 188, 2MASS  J01310412-7325038
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

AB8 , также известная как SMC WR8, является двойной звездой в Малом Магеллановом Облаке (SMC). Вольф-Райя и основная последовательность спутник O спектрального типа орбиты в период 16.638 дней. Это одна из девяти известных звезд WO, единственная звезда Вольфа-Райе в SMC, не относящаяся к азотной последовательности, и единственная звезда Вольфа-Райе в SMC за пределами главного бара.

Открытие [ править ]

NGC 602c (в центре) является частью более крупного кластера NGC 602. Ниже (на юге) находится область N90 H ii вокруг NGC 602a, справа - область N89 H ii.

AB8 был впервые обнаружен Линдси в 1961 году, когда он был занесен в каталог под номером 547 в списке объектов эмиссионных линий в SMC. [5] Сандулик перечислил его как подтвержденного члена SMC, дал спектральный тип WR + OB, [6] и идентифицировал его как одну из пяти звезд, которые не были ядрами планетарных туманностей, но показали эмиссию O VI в их спектры. [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 тип WC4? + ОБ. [9] Полный каталог звезд Вольфа Райе в SMC был опубликован вскоре после этого Аззопарди и Брейзахером, при этом AB8 стал восьмым из восьми звезд. Их называют звездами SMC WR, или SMC AB, или чаще просто AB. [10]

Местоположение [ править ]

AB8 находится на кончике крыла SMC, слева на этом изображении, чуть выше яркой NGC 602 ( инфракрасное изображение Herschel & Spitzer на 24–250 мкм).

AB8 расположен в конце крыла Малого Магелланова Облака, в двух-трех тысячах парсеков от главного бара. Это самый яркий член рассеянного скопления, обнаруженного в 1958 году [11] и затем внесенный в список LIN 107. [5] Он расположен недалеко от массивного скопления NGC 602 и иногда считается просто скоплением внутри большой звездной ассоциации, включая NGC. 602. Он упоминается как NGC 602c, где NGC 602a является заметным главным скоплением. [12]

Хотя Малое Магелланово Облако находится в основном в созвездии Тукана , крыло простирается до Гидры . Область NGC 602, включая AB8, находится в границах созвездия Hydrus.

Звезды [ править ]

Спектр [ править ]

Спектр AB8 показывает множество сильных эмиссионных линий высокоионизированного углерода и кислорода, которые четко идентифицируют его как звезду WO, хотя точный подкласс неясен. Ранее он классифицировался как WO3 [13], но теперь считается более холодным WO4. Эмиссионные линии доминируют в спектре, но профиль многих линий показывает крыло поглощения, созданное горячим компаньоном класса О. Профили меняются из-за доплеровского смещения, возникающего при вращении звезд с высокой скоростью. [4] электромагнитное излучение из первичного сосредоточено в дальнем ультрафиолетовое , так что визуальные и ультрафиолетовые спектры преобладают вторичная звезда. Классификацияобеих звезд осложняется слиянием линий. Первый каталог SMC WR рассматривал его 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 встречных ветров . Встречающиеся ветры обнаруживаются по их воздействию на линии излучения в спектре [3], но не по рентгеновским лучам. [4]

Орбита [ править ]

Спектр AB8 показывает изменение лучевой скорости эмиссионных линий WR и более узкие линии поглощения с четко определенным периодом 16,6 дня. Относительный размер доплеровских сдвигов спектральной линии указывает на соотношение масс двух звезд, которое показывает, что основная масса имеет примерно одну треть массы вторичной. Форму кривых лучевых скоростей можно использовать для определения эксцентриситета орбит, которые являются почти круглыми. Затмениязвезд не видны, хотя модели системы предсказывают ветровое затмение, которое должно вызвать заметное изменение яркости. Видны отчетливые изменения в профилях спектральных линий, меняющиеся синхронно с орбитальной фазой. Наклонение орбиты 40 ° получено для наиболее точного соответствия всем наблюдениям. [3]

Свойства [ править ]

Полная визуальная яркость AB8 может быть определена довольно точно при абсолютной звездной величине (M V ) −6,1, что в 23 500 раз ярче, чем Солнце . Компоненты нельзя наблюдать по отдельности, и вклад каждого компонента можно только оценить. О-звезда доминирует в визуальном спектре и дает около 70% яркости, что приводит к M V −5,9 и −4,9 для первичной звезды. [4]

В эффективных температур звезд можно вычислить непосредственно путем моделирования атмосфер обеих звезд воспроизвести наблюдаемый спектр в деталях. Этот метод приводит к температуре 141 000 K для компонента WR и 45 000 K для O-компаньона. Эффективная температура полезна для моделирования атмосферы и сравнения звезд, но типичная «наблюдаемая» температура на оптической глубине 2/3 может значительно отличаться для звезд с плотным звездным ветром. В случае первичной звезды WR температура оптической толщины составляет 115 000 К. [4]

Самый простой способ измерить светимость звезды - это наблюдать ее излучаемую мощность на всех длинах волн ( спектральное распределение энергии или SED) и просуммировать их. К сожалению, для AB8 это непрактично, потому что большая часть излучения приходится на дальний ультрафиолет. Более распространенным методом является измерение визуальной яркости и применение болометрической коррекции для получения общей яркости на всех длинах волн, хотя размер болометрической коррекции чрезвычайно чувствителен к эффективной температуре. Моделирование атмосфер дает светимость для компонента WR и O свыше 1000000  L ☉ и 708,000  L ☉ соответственно. [4] Выведение относительные светимости двух компонентов из профиля вывода VI резонансной линии дает светимость 250000  L ☉ для первичной, но это означало бы неоправданно низкую температуру. [3]

Радиус звезды с сильным звездным ветром плохо определен, поскольку любой сильный скачок плотности, который может быть определен как поверхность, полностью скрыт от глаз. 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 давать известную светимость при расчетной эффективной температуре, и составляет 2  R ☉ . Радиус на оптической глубине 2/3 составляет 3  R ☉ . Преобразованный радиус - это значение, используемое при моделировании атмосферы, и составляет 2,5  M ☉ . [15] Радиус компонента O составляет 14-15 R ☉ . [4]

Массы каждого компонента в системе AB8 можно определить по орбите двойной системы. В предположении наклона 40 °, производные массы 19  М ☉ и 61  М ☉ . Вторичный более массивный и визуально более яркий, но не более светлый. [4]

Оба компонента AB8 имеют мощный звездный ветер и быстро теряют массу. Рассчитаны скорости ветра 3700 км / с для главной звезды и 3 200 км / с для вторичной звезды [4], при этом потеря массы первичной звезды в миллиард раз выше, чем у Солнца, и в 10 миллионов раз выше для вторичной звезды. [16] Ветер WR достаточно плотен, чтобы скрыть фотосферу звезды, что приводит к необычному спектру, почти полностью состоящему из эмиссионных линий, расширенных за счет быстрого расширения и турбулентности ветра. Высокая скорость ветра и близость звезд означают, что при столкновении ветров материал подвергается ударам до температур более 500 миллионов К. [3]

Эволюция [ править ]

Тип сверхновой по начальной массе и металличности

Модель была разработана, чтобы показать эволюцию двойной системы, ведущую к наблюдаемому в настоящее время состоянию AB8. Начальное состояние имеет 150  M ☉ первичной и 45  M ☉ вторичные. Более массивная первичная группа покидает главную последовательность примерно через 2,2 миллиона лет и выходит за пределы ее лепестка . Примерно за 100 000 лет он передает вторичной звезде 25  M ☉ . Первичная масса продолжает быстро терять массу в течение нескольких сотен тысяч лет, в то время как вторичная масса сохраняет примерно такую ​​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 текущем состоянии компонент WR показывает совершенно разные содержания, при этом водород и азот полностью отсутствуют. Он состоит из 30% углерода, 30% кислорода и остального в основном гелия. Возможно, он все еще синтезирует гелий в своем ядре, но ожидается, что звезды WO истощили свое ядро ​​гелием и начали синтезировать углерод или даже более тяжелые элементы. Компаньон типа O по-прежнему является звездой главной последовательности, сжигающей водород . [17]

И у первичной, и у вторичной звезды их ядра в конечном итоге схлопнутся, что приведет к взрыву сверхновой. Первоначально более массивная первичная звезда схлопнется первой, как сверхновая типа Ic, в течение 10 000 лет. Вторичная звезда будет существовать 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 давать сверхновые с низкой светимостью или даже коллапсировать прямо в черную дыру без видимого взрыва. [18]

См. Также [ править ]

  • WR 102
  • WR 142
  • LMC195-1
  • AB7
  • Большое Магелланово Облако

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Кутри, РМ; Скруцкие М.Ф .; Van Dyk, S .; Бейхман, Калифорния; Карпентер, Дж. М.; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Копан Э.Л .; Киркпатрик, JD; Свет, РМ; Марш, К.А.; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Вайнберг, М .; Уитон, Вашингтон; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Онлайн-каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 . Bibcode : 2003yCat.2246 .... 0C .
  2. ^ a b c Мэсси, Филипп (2002). "Обзор Магеллановых облаков UBVR CCD". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 141 (1): 81–122. arXiv : astro-ph / 0110531 . Bibcode : 2002ApJS..141 ... 81M . DOI : 10.1086 / 338286 . S2CID 119447348 . 
  3. ^ a b c d e f g Сент-Луис, Николь; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Марченко, Сергей; Питтард, Джулиан Марк (2005). "Наблюдения FUSE за 16-дневным двойным сандулеком Вольфа-Райе 1 (WO4 + O4) SMC: атмосферные затмения и встречные звездные ветры" . Астрофизический журнал . 628 (2): 953–972. Bibcode : 2005ApJ ... 628..953S . DOI : 10.1086 / 430585 .
  4. ^ a b c d e f g h i j k Шенар, Т .; Hainich, R .; Todt, H .; Сандер, А .; Hamann, W.-R .; Моффат, AFJ; Элдридж, Дж. Дж .; Pablo, H .; Оскинова Л.М.; Ричардсон, Северная Дакота (2016). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 1604 : A22. arXiv : 1604.01022 . Bibcode : 2016A & A ... 591A..22S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527916 . S2CID 119255408 . 
  5. ^ a b Линдси, EM (1961). «Новый каталог звезд с эмиссионными линиями и планетарных туманностей в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 66 : 169. Bibcode : 1961AJ ..... 66..169L . DOI : 10.1086 / 108396 .
  6. ^ Sanduleak, Н. (1969). «Проверенные и вероятные члены крыла Малого Магелланова Облака». Астрономический журнал . 74 : 877. Bibcode : 1969AJ ..... 74..877S . DOI : 10.1086 / 110875 .
  7. ^ Sanduleak, N. (1971). «О звездах с сильной эмиссией O VI». Астрофизический журнал . 164 : L71. Bibcode : 1971ApJ ... 164L..71S . DOI : 10.1086 / 180694 .
  8. ^ Барлоу, MJ; Хаммер, Д.Г. (1982). "Звезды WO Wolf-Rayet". В кн .: Звезды Вольфа-Райе: Наблюдения . 99 : 387–392. Bibcode : 1982IAUS ... 99..387B . DOI : 10.1007 / 978-94-009-7910-9_51 . ISBN 978-90-277-1470-1.
  9. ^ Breysacher, J .; Вестерлунд, BE (1978). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 67 : 261. Bibcode : 1978A&A .... 67..261B .
  10. ^ a b Azzopardi, M .; Брейсахер, Дж. (Май 1979 г.). «Поиск новых звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 75 (1–2): 120–126. Bibcode : 1979A&A .... 75..120A .
  11. ^ Линдси, EM (1958). «Кластерная система Малого Магелланова Облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 118 (2): 172–182. Bibcode : 1958MNRAS.118..172L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 118.2.172 .
  12. ^ Вестерлунд, BE (1964). «Распределение звезд в крыле Малого Магелланова Облака - Область NGC 602» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 127 (5): 429–448. Bibcode : 1964MNRAS.127..429W . DOI : 10.1093 / MNRAS / 127.5.429 .
  13. Перейти ↑ Crowther, PA (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 .
  14. ^ Azzopardi, M .; Виньо, Дж. (Март 1979 г.). «Малое Магелланово Облако, дополнительные списки вероятных членов и звезд переднего плана». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 35 : 353–369. Bibcode : 1979A & AS ... 35..353A .
  15. ^ Шмутц, Вернер; Leitherer, Клаус; Грюнвальд, Рут (1992). «Теоретические континуальные распределения энергии для звезд Вольфа-Райе». Тихоокеанское астрономическое общество . 104 : 1164. Bibcode : 1992PASP..104.1164S . DOI : 10.1086 / 133104 .
  16. ^ Мартинс, Ф .; Хиллиер, диджей; Bouret, JC; Depagne, E .; Foellmi, C .; Марченко, С .; Моффат, AF (февраль 2009 г.). «Свойства звезд WNh в Малом Магеллановом Облаке: свидетельство однородной эволюции». Астрономия и астрофизика . 495 (1): 257–270. arXiv : 0811.3564 . Bibcode : 2009A&A ... 495..257M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811014 . S2CID 17113808 . 
  17. ^ 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. Bibcode : 2011BSRSL..80..180P .
  18. ^ Groh, Хосе Х .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308,4681 . Bibcode : 2013A & A ... 558A.131G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . S2CID 84177572 .