AB8(별)

AB8 (star)
AB8
NGC 602c HLA.jpg
AB8은 NGC 602c 성단에서 가장 밝은 별입니다.
크레딧: 허블 레거시 아카이브
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 히드루스속
적경 01h 31m 04.13s[1]
적위 -73° 25° 03.8°[1]
겉보기 등급(V) 12.83[2]
특성.
스펙트럼형 WO4 + O4V[3]
U-B 색지수 - 1.17[2]
B-V 색지수 - 0.16[2]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)237.97 ± 1.15[3] km/s
거리197,000 ly
(61,000 pc)
절대 등급(MV)- 6[4].3 (-4.9/-5.9)
궤도[3]
기간(P)16.638일
반장축(a)108 R☉
편심(e)0.10 ± 0.03
기울기(i)40 ± 10°
반진폭(K1)
(프라이머리)		157 km/s
반진폭(K2)
(세컨더리)		54.7 ± 1.6 km/s
상세[4]
WR
덩어리열아홉
반지름2개
광도1,400,000 L☉
표면 중력(log g)5.1gs
온도141,000K
O
덩어리61 M☉
반지름열네 개
광도708,000 L☉
표면 중력(log g)4.0 CGS
온도45,000 K
회전 속도(v sin i)120 km/s
나이3.0 미르
기타 명칭
AB 8, SMC WR 8, LIN 547, Sk 188, 2MASS J01310412-7325038
데이터베이스 참조
심바디데이터.

SMC WR8로도 알려진 AB8은 소마젤란 구름(SMC)에 있는 쌍성이다.울프-레이에별이며 분광형 O 궤도의 주계열 동반성으로 16.638일 주기로 공전한다.이 별은 알려진 9개의 WO 별 중 하나이며, SMC에서 유일하게 질소 배열에 포함되지 않은 울프-레이에별이며, SMC에서 주봉 외부에 있는 유일한 울프-레이에별입니다.

검출

NGC 602c(중앙)는 더 큰 NGC 602 성단의 일부입니다.아래(남)는 N90 H입니다.N89 Hii 영역이 오른쪽에 있는 NGC 602a 주변 ii 영역

때 그의 입국 547곳으로 방출선. 개체의 SMC.[5]Sanduleak은 SMC의 확고한 멤버로 나열되어 있어의 QuickTools목록에 분류되었다 AB8 먼저 린제이에 의해 1961년, 그리고 하나의 행성상 성운의되지 않았던 핵만 별 다섯개로 확인하였지만, 그들의 스펙트럼에서의 OVI 방출을 보여 주WR+OB,[6]의 스펙트럼형을 발견되었다.[7]이들은 나중에 울프-레이에별의 산소 [8]서열인 WO 등급으로 공식적으로 분류될 것이다.

WO 클래스가 만들어지기 전인 1978년에 브레이사허와 웨스터룬드는 WC4? + [9]OB의 스펙트럼 유형을 부여했다.SMC의 울프 레이에별의 최종 카탈로그는 아조파디와 브레이사허에 의해 곧 출판되었으며, AB8은 총 8개의 별 중 8번째였다.이를 SMC WR 별 또는 SMC AB 또는 일반적으로 [10]AB라고 합니다.

위치

AB8은 SMC 날개 끝의 밝은 NGC 602 바로 위에 있습니다(24~250μ의 허셜 및 스피처 적외선 이미지).

AB8은 소마젤란 구름의 날개 끝에 위치해 있으며, 주 막대에서 2~3천 파섹 떨어져 있습니다.1958년에 발견된[11] 산개성단 중 가장 밝은 성단으로 LIN 107로 [5]명명되었습니다.이 성단은 거대한 NGC 602 성단 근처에 있으며, 때로는 NGC 602를 포함한 큰 항성 성단 내에서의 응축으로 간주되기도 합니다.NGC 602c로 불리며, 여기서 NGC 602a는 눈에 띄는 [12]주성단입니다.

비록 소마젤란운은 대부분 투카나 별자리에 있지만, 날개는 물뱀자리까지 뻗어 있다.AB8을 포함한 NGC 602 영역은 물뱀자리의 경계 내에 있습니다.

별들

스펙트럼

AB8의 스펙트럼은 높은 이온화 탄소와 산소로 이루어진 강한 방출선을 많이 보여주며, 정확한 하위 등급은 불분명하지만 WO 별임을 명확히 알 수 있다.이전에는 [13]WO3로 분류되었지만, 현재는 WO4로 분류됩니다.방출선이 스펙트럼을 지배하지만, 많은 선들의 프로파일은 뜨거운 등급의 O 동반자에 의해 생성된 흡수 날개를 보여준다.이러한 프로파일은 별들이 [4]빠른 속도로 공전할 때 발생하는 도플러 이동으로 인해 가변적입니다.주성의 전자기 복사는 먼 자외선에 집중되어 있기 때문에 시각과 자외선 스펙트럼은 주성별에 의해 지배된다.두 별의 분류는 선 혼합으로 인해 복잡합니다.첫 번째 SMC WR 카탈로그에서는 "WC4? + OB"[10][14]로 간주했습니다.

AB8이 X선 소스로 검출되지 않았습니다.이는 충돌하는 바람으로부터 많은 양의 X선을 방출할 것으로 예상되기 때문에 예상치 못한 일이다.충돌 바람은 스펙트럼의 [3]방출선에 대한 영향을 통해 감지되지만 X선은 [4]감지되지 않는다.

궤도

AB8의 스펙트럼은 WR 방출 라인의 반경 속도 변화와 16.6일의 명확한 주기로 좁은 흡수 라인의 변화를 보여준다.스펙트럼 선 도플러 이동의 상대적인 크기는 두 별의 질량비를 나타내며, 이는 주성의 질량이 부성의 약 3분의 1임을 나타냅니다.반경 속도 곡선의 모양은 거의 원형인 궤도의 편심률을 도출하는 데 사용할 수 있다.항성 일식은 관측되지 않지만, 이 시스템의 모형은 눈에 띄는 밝기 변화를 일으킬 수 있는 바람 일식을 예측합니다.스펙트럼 라인 프로파일의 뚜렷한 변화는 궤도 위상에 따라 변화한다.모든 [3]관측치와 가장 근접하게 일치하도록 40°의 궤도 기울기를 도출한다.

특성.

AB8의 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 -5.9, 주성은 -4.9입니다V.

별의 유효 온도는 관측된 스펙트럼을 상세히 재현하기 위해 두 별의 대기를 모델링하여 직접 계산할 수 있다.이 방법을 사용하면 WR 성분의 경우 온도가 141,000K, O 동반 제품의 경우 45,000K가 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 1차 별의 경우 광심도 온도가 115,000 [4]K이다.

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 AB8에서는 이 방법이 실용적이지 않다.더 일반적인 방법은 유효 온도에 매우 민감하지만 시각적 밝기를 측정하고 모든 파장에서 총 밝기를 제공하기 위해 볼로메트릭 보정을 적용하는 것입니다.대기 모델링은 1,000,000 이상의 WR 및 O 구성요소에 광도를 제공한다.L☉ 및 708,000L☉ 각각.[4]O 공명선의VI 프로파일에서 두 성분의 상대적인 광도를 도출하면 1차 광도는 250,000이지만 이는 비정상적으로 낮은 [3]온도를 의미합니다.

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 반지름이며, 2입니다.R광학적 깊이 2/3에서의 반지름은 3입니다☉.R변환 반경은 대기의 모델링에 사용되는 값으로 2.5이다☉.MO 컴포넌트의 반경은 14~15입니다☉.[15]R를 클릭합니다☉.[4]

AB8 시스템의 각 구성 요소의 질량은 2진 궤도에서 확인할 수 있습니다.40° 기울기를 가정할 때 도출되는 질량은 19이다.M☉ 및 61M세컨더리는 더 크고 시각적으로 밝지만 더 [4]밝지는 않습니다☉.

AB8의 두 구성 요소 모두 강력한 항성풍을 가지고 있으며 질량을 빠르게 잃고 있습니다.주성의 경우 3,700km/s, 부성의 경우 3,200km/s의 풍속이 [4]계산되며, 주성의 질량 손실은 태양보다 10억 배, 부성의 [16]경우 1,000만 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 곳의 물질이 5억 [3]K 이상의 온도로 충격을 받는다는 것을 의미합니다.

진화

초기 질량과 금속성에 의한 초신성 유형

AB8의 현재 관찰 상태로 이어지는 이진 시스템의 진화를 보여주는 모델이 개발되었습니다.초기 상태는 150입니다.M☉ 프라이머리 및 45M☉ 세컨더리더 질량이 큰 초성은 약 220만 년 후에 주계열을 떠나 로체엽을 넘치게 합니다.약 10만 년 후에 25년 동안M☉ 2차 항성에 도달합니다.1차 질량은 수십만 년 동안 빠르게 감소하는 반면, 2차 질량은 거의 같은 상태를 유지합니다.300만 년의 모델 나이에서 이 시스템은 현재 [4]관측치와 일치합니다.

두 개의 항성 성분의 원래 화학적 함량은 SMC의 전형적인 수치로, 금속 함량은 태양 수준의 1/5 ~ 1/10이다.현재 상태에서 WR 성분은 수소와 질소가 전혀 없는 상태에서 극적으로 다른 함량을 보인다.그것은 탄소 30%, 산소 30%, 그리고 나머지는 대부분 헬륨으로 구성되어 있습니다.그것은 중심핵에서 헬륨을 융합하고 있을지도 모르지만, WO 별들은 중심핵의 헬륨을 고갈시키고 탄소나 더 무거운 원소들을 융합하기 시작했을 것으로 예상된다.O형 동반성은 여전히 핵심 수소 연소 주계열성이다.[17]

주성과 보조성 둘 다 결국 중심핵이 붕괴되어 초신성 폭발을 일으킬 것이다.처음에는 더 질량이 컸던 1차 원성은 10,000년 이내에 Ic형 초신성으로 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 [18]폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수도 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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