AB7

AB7
AB7
LHA 115 - N 76A - Eso0310a.jpg
AB7은 성운 내 공동 중심에 있는 가장 밝은 흰색 [1]별이지 밝은 붉은 별이 아니다.잘못된 색상 이미지: 빨간색은I H, 녹색은III O, 파란색은 HeIII.
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 투카나
적경 01h 03m 35.93s[2]
적위 -72° 03° 22.0°[2]
겉보기 등급(V) 13.016[2]
특성.
스펙트럼형 WN4 + O6I (f)[2]
U-B 색지수 - 1.021[2]
B-V 색지수 - 0.062[2]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)172[3] km/s
거리197,000 ly
(61,000 pc)
절대 등급(MV)- 6[3].1 (-4.4 + -5.7[4])
궤도[3]
기간(P)19.165±0.0005일
반장축(a)132 R☉
편심(e)0.07±0.02
기울기(i)68+22
−15[4]°
근일점 에폭(T)2451549.2±0.8
근일점 인수())
(프라이머리)		101±16°
반진폭(K1)
(프라이머리)		196±4km/s
반진폭(K2)
(세컨더리)		101±2km/s
상세[4]
WR
덩어리스물세 살
반지름3.4 R☉
광도1,259,000 L☉
표면 중력(log g)4.7kg
온도105,000 K
O
덩어리44개
반지름열네 개
광도316,000 L☉
표면 중력(log g)3.6kg
온도36,000K
회전 속도(v sin i)150 km/s
나이3.4 미르
기타 명칭
AB 7, SMC WR 7, OGLE SMC-SC9 37124, SBC9 2395, AzV 336a
데이터베이스 참조
심바디데이터.

SMC WR7로도 알려진 AB7은 소마젤란 구름에 있는 쌍성입니다.19.56일 주기로 분광형 O 궤도의 울프-레이에별과 초거성 동반성.이 계는 거품 성운으로 알려진 고리 모양의 성운으로 둘러싸여 있습니다.

검출

AB7은 Azopardi와 Vigneau에 의해 소마젤란 구름의 구성원으로 처음 등재되었으며 울프 레이에별로 기록되었다.번호는 336a로 기존 카탈로그의 336과 337 사이에 추가된 것을 의미한다.성단별은 약자 Az 또는 AzV로 불리므로 AB7은 AzV 336a라고도 불립니다.SMC와 멀리 떨어져 있으면 실제로 가깝지도 않고 물리적으로도 [5]관련이 없지만 가까운 동반자가 있습니다.

SMC에 있는 울프 레이에별의 최종 카탈로그는 아조파디와 브레이사허에 의해 곧 출판되었으며, AB7은 총 8개의 별 중 7번째였다.이를 SMC WR 별 또는 SMC AB 또는 일반적으로 [6]AB라고 합니다.

성운

Small Magellanic Cloud false colour image
작은 마젤란 구름.N76은 중심 아래(북쪽)에 있는 세 개의 가장 밝은 빨간색II H 영역 중 중간이다.

AB7은 [7][8]그 안에 있는 별들의 강력한 항성풍에 의해 형성되고 이온화된 거품 성운의 중심에 있습니다.이 성운은 처음에 N76과 N76Aα H 방출선 성운으로 분류되었습니다.N76A는 이미지에서 왼쪽 하단을 향해 있는 더 큰 원형 N76 성운의 밝은 부분이고, N76B는 오른쪽 하단의 분리된 매듭입니다.N76은 다른 두 개의 두드러진II H 영역 사이에 있습니다. 더 밝은 N66은 특이한 HD 5980 LBV/WR/O 트리플 시스템을 포함합니다. 그리고 더 희미한 N78입니다.[9]

이 성운은 전파 파장에서 SMC DEM 123과 124로 분류되었으며, 이는 각각 N76A와 N76에 해당합니다.DEM124는 DEM123을 [10]둘러싼 셸로서 기술된다.

N76은 폭 5분, 40~50파섹의 H 영역입니다II.이것은 고리 모양이지만, 실제로는 중심별의 바람에 의해 조각되고 이온화된 대략적인 구형의 껍데기이며, 행성상 성운과 비슷하지만 훨씬 더 큽니다.또한 단일 이온화 헬륨과 이중 이온화 헬륨이 모두 포함되어 있습니다.이러한 HeII 영역은 드물고 매우 뜨거운 이온화 별을 나타낸다.그들은 울프 레이에 [11]별의 가장 뜨거운 종류들 중 몇 개에서만 발견됩니다.

N76은 산개성단 NGC 371을 포함하는 것으로 설명되지만, 그 반대의 경우가 더 정확할 수 있습니다.NGC 371의 별들은 지름 N76의 두 배인 약 100파섹에 걸쳐 산란되어 있으며 산개 성단이라기보다는 성협이라고 표현해도 좋을 것입니다.그것들은 이미지의 [12]하반부에서 더 높은 밀도의 별들로 보여질 수 있습니다.SMC에서 호지 성협 목록을 작성했으며 호지 53은 NGC 371을 [13]포함한다고 정의했다.

AB7은 N76A [5]내에 있는 것으로 기술되는 경우가 있습니다만, 이는 올바르지 않습니다.N76A는 AB7의 작은 밀도II H 영역 SE이며, AB7은 고리 [1][9]내 밀도가 낮은 성운의 중심에 있습니다.N76A는 이미 새로운 세대의 별들의 본거지일 수 있습니다.[1] N76A에는 중심부에 O9 주계열성일 가능성이 있는 별들을 포함하여 적어도 5개의 뜨거운 젊은 별들이 있습니다.

근처에 산소가 풍부한 특이한 초신성 잔해가 집중적으로 연구되었다.이것은 이온화된 산소 [14]방출로 녹색으로 자라는 필라멘트의 매듭으로 보입니다.

별들

스펙트럼

적외선 AB7 주변의 거품(스피처 우주망원경)

AB7은 울프 레이에별인 것이 분명하며, 특징적인 광범위한 방출선을 보여줍니다.좁은 성운 방출선도 보이는데, 종종 별에서 방출되는 성운에 겹쳐진다.강한 흡수선은 없지만 스펙트럼의 연속체 배경은 단일 WR 별보다 훨씬 강하고 방출선 중 몇 개는 비정상적으로 약하기 때문에 항상 OB 동반자가 있다고 [6]가정했다.

주성의 전자기 복사는 먼 자외선에 집중되어 있기 때문에 시각과 자외선 스펙트럼은 주성별에 의해 지배된다.두 별의 분류는 선 혼합으로 인해 복잡하다.처음 발견되었을 때는 "WR:"로 분류되었지만 SMC WR 카탈로그에서는 WN3+[5][6]OB로 간주했습니다.

초기 상세 분석에서는 스펙트럼 유형인 WN1(일부 저자가 몇 년 동안 사용한 유형, 현대의 WN2와 동일)과 O6을 제공했다.두 [7]별에 대한 IIIf.궤도 동안 각 구성 요소에서 라인을 분리할 수 있는 고해상도 스펙트럼은 WN2 + O6I(f)에 상당한 불확실성을 부여했다.일반적으로 이러한 초기 WN 별에서는 볼 수 없는 희미한III N개의 선이 보이지만,[3] 이 선이 동반성에 할당되었습니다.유사한 스펙트럼의 또 다른 분석에서는 He와 HeI 방출의 상대적II 강도와 H [15]방출의 존재에ε 기초하여 울프 레이에 성분의 WN4를 구한다.O별의 광도에 민감한 선은 주성의 방출에 의해 대부분 가려지지만 질소 방출로 인해 진화된 별이며 절대 [3]등급으로 볼 때 초거성으로 추정됩니다.

AB7은 ROSAT와 Chandra에 의해 명확하게 검출된 강력한 X선 소스입니다.이는 충돌 바람이 극한 [15]온도로 충격을 받기 때문에 근접한 WR/O 바이너리일 것으로 예상됩니다.X선 광도는 [16]궤도 중에 변화합니다.SMC 금속성이 낮은 WR별의 항성풍은 은하 및 LMC WR별보다 약할 것으로 예상되고 관측되지만 X선 광도는 유사한 은하 쌍성과 비슷합니다.오거 이온화는 C의 지면IV 상태를 감소시켜 스펙트럼을 [4]더욱 복잡하게 만든다.

궤도

AB7의 스펙트럼은 19.56일의 명확한 주기로 WR 방출 라인과 좁은 흡수 라인의 반경 속도 변화를 보여준다.두 라인 집합의 이동은 완전히 동기화되지 않는다. 즉, 방출 라인 속도는 흡수 라인보다 약 하루 늦게 최고점에 도달한다.이론들은 이것이 충돌하는 바람과 관련이 있을 수도 있고 [3]별 주변의 비대칭 원반 때문일 수도 있다는 것을 포함한다.

스펙트럼 선 도플러 이동의 상대적인 크기는 두 별의 질량비를 나타내며, 이는 두 별에 주성의 질량이 약 두 배임을 나타냅니다.반경 속도 곡선의 모양을 사용하여 거의 원형인 궤도의 편심률을 도출할 수 있습니다.별들의 일식은 보이지 않지만, 매우 작은 빛의 변화는 기울기를 60°[3] 가까이 억제하는 일식 때문일 수 있다.스펙트럼 유형과 일치하도록 보조 질량을 보정하면 68°의 궤도 기울기를 얻을 수 있다.궤도의 파생 크기는 기울기에 따라 달라지며, 기울기가 68°일 경우 반장축은 [4]123이다.

특성.

N76 inα H(빨간색), HeI(녹색) 및 HeII(파란색)

AB7의 총 시각적 밝기는 태양보다 23,500배 밝은 절대 등급(MV) -6.1에서 꽤 정확하게 측정할 수 있습니다.성분은 별도로 관측할 수 없으며 각 성분의 기여도만 추정할 수 있습니다.O 별은 시각 스펙트럼을 지배하고 밝기의 약 70%를 생성하며,[4] 주성은 M -5.7, 주성은 -4.4로 이어진다V.

별의 온도는 스펙트럼 유형, 대기 모델, 방사선의 이온화 효과 등 여러 가지 다른 방법으로 확인할 수 있다.SMC 금속성 및 광도 등급에 따라 약간 다르지만 등급 O 별의 온도에 대해 정확한 보정을 사용할 수 있습니다.WR 스펙트럼 클래스의 온도는 특히 SMC 및 가장 뜨거운 클래스의 경우 덜 정확하게 정의됩니다.AB7은 주변 성간 물질을 20파섹 거리까지 완전히 이온화하며, 이를 통해 이온화 별의 온도와 밝기를 도출할 수 있습니다.이 이온화 수준은 O6 별이 달성할 수 없기 때문에 거의 전적으로 WR 성분 때문입니다.불행하게도, 이온화는 가장 뜨거운 모델인 12만 K의 [1]별에 의해 야기될 수 있는 것을 넘어섰습니다.이전에 같은 계산을 시도했을 때 흑체 온도는 80,000K였습니다.[7]온도는 관측된 스펙트럼을 상세히 재현하기 위해 두 별의 대기를 모델링하여 직접 계산할 수 있다.이 방법을 사용하면 WR 성분의 경우 106,000K, O 동반 제품의 경우 36,000K의 온도가 됩니다.유효 온도는 대기와 별들 간의 비교를 모델링하는 데 유용하지만, 광학 깊이 2/3에서 전형적인 "관측" 온도는 조밀한 항성풍을 가진 별에 대해 크게 다를 수 있다.WR 주성의 경우 광심도 온도가 96,000 K이다.[4]

별의 광도를 측정하는 가장 간단한 방법은 모든 파장(스펙트럼 에너지 분포 또는 SED)에서 복사 출력을 관찰하여 합하는 것입니다.안타깝게도 대부분의 방사선이 먼 자외선에서 발생하기 때문에 AB7에서는 이 방법이 실용적이지 않다.더 일반적인 방법은 유효 온도에 매우 민감하지만 시각적 밝기를 측정하고 모든 파장에서 총 밝기를 제공하기 위해 볼로메트릭 보정을 적용하는 것입니다.이 방법을 따르면 [3]1차 광도는 1,270,000이 됩니다.광도는 또한 관측된 이온화 수준에서 도출할 수 있다.80,000K의 오래된 온도가 1,000,000을 나타낸다고 가정합니다.L대기 모델링은 1,000,000 이상의 WR 및 O 구성요소에 광도를 제공한다☉.[7]L☉ 및 316,000L☉ 각각.[4]

항성풍이 강한 별의 반지름은 표면으로 정의될 수 있는 강한 밀도 불연속성이 시야에서 완전히 가려지기 때문에 명확하지 않다.이러한 경우 일반적으로 사용되는 반지름의 정의는 온도 반지름, 광심도 반지름 및 변환 반지름입니다.차이는 WR 컴포넌트의 경우에만 유의합니다.온도 반경은 계산된 유효 온도에서 알려진 밝기를 생성하는 균일한 디스크의 반지름으로, 3.4입니다.R광학적 깊이 2/3에서의 반지름은 4.0입니다☉.R변환된 반지름은 대기 모델링에 사용되는 값으로 5.6이다☉.MO 컴포넌트의 반경은 14~15입니다☉.[17]R를 클릭합니다☉.[4]

AB7 시스템의 각 구성 요소의 질량은 2진 궤도에서 확인할 수 있습니다.최소 질량은 18과 34이다.M☉ 각각 프라이머리 및 세컨더리용입니다.60° 기울기를 가정할 때 실제 질량은 28이다.M☉ 및 54M세컨더리는 더 크고 시각적으로 밝지만 더 [3]밝지는 않습니다☉.

AB7의 두 구성 요소 모두 강력한 항성풍을 가지고 있으며 질량을 빠르게 잃고 있습니다.주성의 경우 1,700km/s, 부성의 경우 1,500km/s의 풍속이 [4]계산되며, 주성의 질량 손실은 태양보다 10억 배, 부성의 [18]경우 1억 배 높다.WR 바람은 별의 광구를 가릴 정도로 밀도가 높으며, 바람의 빠른 팽창과 난기류로 인해 거의 전체가 방출선으로 구성된 특이한 스펙트럼을 만든다.별들의 강한 바람 속도와 근접성은 바람이 충돌하는 곳에서 물질이 2천만 K 이상의 온도로 충격을 받아 강한 X선을 [15]방출한다는 것을 의미합니다.

진화

초기 질량과 금속성에 의한 초신성 유형

AB7의 현재 관찰 상태로 이어지는 이진 시스템의 진화를 보여주는 모델이 개발되었습니다.초기 상태는 80입니다.M☉ 프라이머리 및 40M☉ 현재 크기의 약 두 배 정도 되는 궤도에서 2차적인 것입니다.더 무거운 초성은 약 330만 년 후에 주계열을 떠나 로체엽을 넘치게 한다.약 30,000년 후에 30년을 잃는다.M이 중 작은 부분만이 별에 의해 축적된다☉.그 후 비교적 짧은 시간 내에 시스템은 현재 [4]상태로 안착합니다.

두 개의 항성 성분의 원래 화학적 함량은 SMC의 전형적인 수치로, 금속 함량은 태양 수준의 1/5 ~ 1/10이다.현재 진화된 상태에서 WR 성분은 표면에서 20% 미만의 수소, 거의 검출되지 않는 질소, 상당한 탄소 농축, 그리고 나머지 헬륨과 같이 극적으로 다른 함량을 보입니다.이는 수소가 거의 없는 은하나 LMC WN 별과는 다릅니다.O형 동반성은 여전히 수소 연소 중심 [19]별인 반면, 이 별은 헬륨 연소 중심 별입니다.

주성과 보조성 둘 다 결국 중심핵이 붕괴되어 초신성 폭발을 일으킬 것이다.초기에 더 질량이 컸던 1차 원성은 아마도 Ic형 초신성으로 몇 십만 년 안에 먼저 붕괴될 것입니다.두 번째 별은 초신성, 아마도 Ib형 초신성으로 폭발하기 전까지 수백만 년 동안 단일 별 또는 초신성 잔해를 가진 쌍성으로 존재할 것이다.SMC 금속성의 거대한 별들은 낮은 광도 초신성을 생성하거나 가시적인 [20]폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수도 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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