AB7
AB7
AB7は、星雲内の空洞の中心にある最も明るい白い星であり、より明るい赤みがかった星ではありません。[ 1 ] 擬似カラー画像：赤はHI 、緑はOIII 、青はHeIIIです
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座トゥカナ
赤経1時3分35.93秒[ 2 ]
赤緯−72°03′22.0″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）13.016 [ 2 ]
特性
スペクトル型WN4 + O6I(f) [ 2 ]
U−B色指数−1.021 [ 2 ]
B−V色指数−0.062 [ 2 ]
天体測量
視線速度(R v )172 [ 3 ] km/s
距離197,000 光年 （61,000 パーセク）
絶対等級 （M V）−6.1 [ 3 ] (−4.4 + −5.7 [ 4 ] )
軌道[ 3 ]
期間（P）19.560 ± 0.0005 日
離心率（e）0.07 ± 0.02
傾斜（i）68+22 −15[ 4 ] °
近点期（ T）2,451,549.2 ± 0.8
近点引数（ω）（主）101 ± 16 °
半振幅（K 1）（プライマリ）196 ± 4  km/s
半振幅（K 2）（二次）101 ± 2  km/s
詳細[ 4 ]
WR
質量23 メートル☉
半径3.4  R ☉
光度1,259,000  L ☉
表面重力（log  g）4.7  cgs
温度105,000  K
O
質量44  M ☉
半径14  R ☉
光度316,000 リットル☉
表面重力（log  g）3.6  cgs
温度36,000  K
回転速度( v  sin  i )秒速150キロメートル
年齢340 万年
その他の名称
AB  7、SMC WR 7、OGLE  SMC-SC9 37124、SBC9  2395、AzV 336a
データベース参照
SIMBADデータ

AB7（SMC WR7とも呼ばれる）は、小マゼラン雲にある連星です。ウォルフ・ライエ星と、スペクトル型Oの超巨星の伴星が19.56日の周期で公転しています。この連星系は、 バブル星雲として知られるリング状の星雲に囲まれています

発見

AB7は、アゾパルディとヴィニョーによって小マゼラン雲の有力なメンバーとして初めてリストアップされ、ウォルフ・ライエ星であることが指摘されました。336aという番号が付けられ、「a」は既存のカタログの336と337の間に追加されたことを意味します。カタログの星はAzまたはAzVという頭字語で呼ばれるため、AB7はAzV 336aとも呼ばれます。小マゼラン雲の距離では実際にはそれほど近くなく、物理的に関連していませんが、近い伴星であることが指摘されています。[ 5 ]

南天球状星団（SMC）のウォルフ・ライエ星の決定版カタログは、その後まもなくアゾパルディとブレイザッハーによって出版され、AB7は合計8つの星のうち7番目とされました。これらは南天球状星団WR星、または南天球状星団AB、あるいは一般的には単にABと呼ばれます。[ 6 ]

星雲

小マゼラン雲の擬似カラー画像
小マゼラン星雲。N76は、中心の下（北）に一列に並ぶ、最も明るい3つの赤色HII領域の真ん中にあります

AB7は、内部の恒星からの強力な恒星風によって形成され電離した泡状星雲の中心にあります。 [ 7 ] [ 8 ] この星雲は、最初にN76およびN76A Hα輝線星雲としてカタログ化されました。N76Aは、画像の左下にある大きな丸いN76星雲の明るい部分で、N76Bは右下にある分離された結び目です。N76は、他の2つの顕著なHII領域、つまり珍しいHD 5980 LBV /WR/O三重星系を含む大きくて明るいN66と、より暗いN78の間にあります。[ 9 ]

この星雲は、電波波長でSMC DEM 123および124としてカタログ化されており、それぞれN76AおよびN76に対応しています。DEM 124はDEM 123を取り囲む殻として記述されています。[ 10 ]

N76は、幅約5分角、40～50パーセクのHII領域である。リング状の外観をしているが、実際にはほぼ球形の殻であり、中心星の風によって削り取られ電離した星間物質である。惑星状星雲に似ているが、はるかに大きい。また、一価イオン化ヘリウムと二重イオン化ヘリウムの両方を含む。このようなHeII領域は稀であり、非常に高温の電離星であることを示す。ウォルフ・ライエ星の中でも特に高温のいくつかのタイプの周囲にのみ見られる。[ 11 ]

N76は散開星団NGC 371を含むと説明されていますが、その逆がより正確かもしれません。NGC 371の星々はN76の直径の2倍、約100パーセクにわたって散在しており、散開星団というよりも星団と表現した方が適切かもしれません。画像の下半分に高密度に分布する星々として見ることができます。[ 12 ]ホッジはSMCの星団をカタログ化し、ホッジ53はNGC 371を含むと定義されました。[ 13 ]

AB7はN76A内にあると説明されることもあるが[ 5 ]、これは誤りである。N76AはAB7の南東にある小さな高密度HII領域で、「リング」の一部である。一方、AB7はリング内の低密度星雲の中心に位置している。[ 1 ] [ 9 ] すでに新世代の星々が誕生している可能性もある。N76Aには少なくとも5つの高温の若い星があり、その中心にはO9主系列星が含まれていると考えられる。[ 1 ]

近傍に存在する、酸素に富む珍しい超新星残骸が精力的に研究されている。これは、イオン化した酸素の放出によって緑色に成長するフィラメントの塊として観察される。[ 14 ]

星

スペクトル

赤外線で見たAB7の周りの泡（スピッツァー宇宙望遠鏡）

AB7は明らかにウォルフ・ライエ星であり、特徴的な幅広い輝線を示しています。また、細い星雲状の輝線も見られ、しばしば星からの輝線に重なっています。強い吸収線は見られませんが、スペクトルの連続背景は単一のウォルフ・ライエ星よりもはるかに強く、いくつかの輝線は異常に弱いため、常にOB型の伴星であると想定されていました。[ 6 ]

主星の電磁放射は遠紫外線に集中しているため、可視光線と紫外線のスペクトルは主星によって支配されます。 両星の分類は、スペクトル線の混合によって複雑になります。発見当初は「WR:」に分類されましたが、SMC WRカタログでは特異なWN3+OBとされていました。[ 5 ] [ 6 ]

初期の詳細な解析では、2つの星のスペクトル型はWN1（数年間一部の研究者によって使用された型で、現代のWN2に相当する）とO6IIIfとされた。[ 7 ]高解像度スペクトルでは、各成分の軌道 上で線を分離することができ、かなりの不確実性でWN2 + O6I(f)とされた。このような初期のWN星では通常見られない微かなN III線が見られるが、これは伴星に割り当てられている。 [ 3 ]同様のスペクトルの別の解析では、He IIおよびHe I放射の相対的な強度とH ε放射の存在 に基づき、Wolf Rayet成分はWN4とされた。[ 15 ] O型星の 光度感受性線は主星からの放射によって大部分が隠されているが、窒素放射のために進化した星であり、絶対等級に基づいて超巨星であると推定されている。[ 3 ]

AB7はROSATとチャンドラによって明瞭に検出された強力なX線源である。これは、接近したWR/O連星系では、 衝突する恒星風が極端な温度に衝撃を受けることで発生すると予想される。[ 15 ] X線輝度は軌道上で変化する。[ 16 ]低SMC金属量におけるWR星の恒星風は、銀河系およびLMC WR星よりも弱いと予想され、実際に観測されているが、X線輝度は類似の銀河系連星系と同程度である。 オージェ電離によりC IV基底状態が減少するため、スペクトルはさらに複雑になる。[ 4 ]

軌道

AB7のスペクトルは、WR輝線とより狭い吸収線の視線速度変化を示しており、その周期は明確に19.56日と定義されています。2組の線の変化は完全には同期しておらず、輝線速度は吸収線よりも約1日遅れてピークに達します。これは衝突する恒星風や、星の周りの非対称な円盤に関係している可能性があるとする説があります。[ 3 ]

スペクトル線のドップラーシフトの相対的な大きさは、2つの星の質量比を示しており、伴星の質量が主星の約2倍であることを示しています。視線速度曲線の形状から、ほぼ円形の軌道の離心率を導き出すことができます。恒星の食は見られませんが、風食によるわずかな光の変化が軌道傾斜角を約60°に制限する可能性があります。[ 3 ] 伴星の質量をスペクトル型に合わせて較正すると、軌道傾斜角は68°となります。導出される軌道の大きさは傾斜角に依存し、傾斜角が68°の場合、軌道長半径は123  R ☉です。[ 4 ]

特性

Hα （赤）、HeI （緑）、HeII （青）におけるN76

AB7の全視輝度は絶対等級（M V）-6.1とかなり正確に決定でき、これは太陽の23,500倍の明るさである。各成分を個別に観測することはできず、各成分の寄与は推定することしかできない。O型星は可視スペクトルを支配し、明るさの約70%を生み出し、主星のM Vは-5.7、-4.4となる。[ 4 ]

恒星の温度は、スペクトル型から、大気モデルから直接、そしてその放射の電離効果から、いくつかの異なる方法で決定することができる。O型恒星の温度については正確な較正が利用可能であるが、これらはSMCの金属量と異なる光度クラスの恒星ごとに若干異なる。WRスペクトルクラスの温度は、特にSMCと最も熱いクラスではそれほど正確には定義されていない。AB7は20パーセクの距離まで周囲の星間物質を完全に電離し、これを使って電離恒星の温度と光度を導き出すことができる。このレベルの電離はO6恒星では達成できないため、ほぼ完全にWR成分によるものとなる。しかし、この電離は最も熱いモデルである120,000Kの恒星によって引き起こされる電離を超えている。[ 1 ] 同じ計算を以前に試みたところ、黒体温度は80,000Kであった。[ 7 ] 観測スペクトルを詳細に再現するために、両恒星の大気をモデル化することで温度を直接計算することができる。この方法によれば、WR成分の温度は106,000 K、O型伴星の温度は36,000 Kとなる。実効温度は大気のモデル化や恒星間の比較に有用であるが、光学的厚さ2/3における典型的な「観測」温度は、高密度の恒星風を持つ恒星では大きく異なる可能性がある。WR主星の場合、光学的厚さ温度は96,000 Kである。[ 4 ]

星の光度を測定する最も簡単な方法は、全波長における放射出力（スペクトルエネルギー分布、SED）を観測し、それらを合計することです。AB7の場合、放射の大部分が遠紫外線で発生するため、この方法は実用的ではありません。より一般的な方法は、可視光度を測定し、ボロメータ補正を適用して全波長における総光度を求めることですが、ボロメータ補正の大きさは実効温度に非常に敏感です。この方法を用いると、 主星の光度は1,270,000 L ☉となります。 [ 3 ]光度は、観測された電離レベルから求めることもできます。より古い温度である80,000Kを仮定すると、1,000,000  L ☉となります。[ 7 ]大気をモデル化すると、WR成分とO成分の光度はそれぞれ1,000,000  L☉と316,000 L☉ 以上になります。[ 4 ]

強い恒星風を持つ恒星の半径は、表面として定義される可能性のある強い密度不連続が視界から完全に隠れているため、明確に定義できません。このような場合によく使用される半径の定義には、温度半径、光学的厚さ半径、変換半径があります。これらの違いは、WR成分の場合にのみ顕著です。温度半径は、計算された有効温度で既知の光度を生成する均一な円盤の半径であり、3.4  R ☉です。光学的厚さ2/3での半径は4.0  R ☉です。変換半径は、大気のモデリングで使用される値であり、5.6  R ☉です。[ 17 ] O成分の半径は14-15  R ☉です。[ 4 ]

AB7系における各構成要素の質量は、連星軌道から決定できる。 主星と伴星の最小質量はそれぞれ 18 M ☉と34  M ☉である。傾斜角を60°と仮定すると、実際の質量はそれぞれ28 M ☉と54  M ☉となる。伴星は質量が大きく、視感度も高いが、光度はそれほど高くない。[ 3 ]

AB7のどちらの構成要素も強力な恒星風を持ち、急速に質量を失っている。主星の風速は1,700 km/s、伴星の風速は1,500 km/sと計算されており[ 4 ] 、主星からの質量損失は太陽の10億倍、伴星では1億倍である。[ 18 ] WR風は十分に濃いため、恒星の光球を覆い隠し、急速な膨張と風の乱流によって広がった輝線でほぼ完全に構成される異常なスペクトルをもたらす。高い風速と恒星の近さは、風が衝突する場所で物質が2000万Kを超える温度に衝撃を受け、硬X線を放射することを意味する。[ 15 ]

進化

初期質量と金属量による超新星の種類

連星系AB7の現在観測されている状態に至る進化を示すモデルが開発されました。初期状態では、質量80  M☉の主星と質量40  M☉の副星が、現在の約2倍の軌道を周回しています。質量の大きい主星は約330万年後に主系列を離れ、ロッシュ・ローブから溢れ出します。約3万年後には質量30  M☉を失いますが、そのわずかな部分だけが副星に吸収されます。その後比較的短期間で、連星系は現在の状態に戻ります。[ 4 ]

二つの恒星成分の元々の化学組成は、小マゼラン雲（SMC）に典型的な組成で、金属量は太陽レベルの1/5から1/10と推定されています。現在進化した状態では、WR成分は劇的に異なる組成を示し、表面の水素は20%未満、窒素はほぼ検出されず、炭素は著しく豊富で、残りの大部分はヘリウムです。これは、水素がほとんど存在しない銀河系やLMCのWN星とは異なります。WR成分は中心核がヘリウム燃焼星ですが、O型伴星は依然として中心核が水素燃焼星です。[ 19 ]

主星と伴星の両方において、その中心核は最終的に崩壊し、超新星爆発を引き起こします。当初質量の大きい主星は、おそらく数十万年以内にIc型超新星として最初に崩壊します。伴星は、単独の星として、あるいは超新星残骸を伴う連星として数百万年を生き延びた後、おそらくIb型超新星として爆発します。SMCの金属量に相当する質量の大きい星は、低光度の超新星爆発を引き起こす場合もあれば、目に見える爆発を伴わずに直接ブラックホールへと崩壊する場合もあります。[ 20 ]

参照

参考文献

  1. ^ a b c d Naze, Y.; Rauw, G.; Manfroid, J.; Chu, Y.-H.; Vreux, J.-M. (2003年9月). 「WRバブルとHeII放出」. Astronomy & Astrophysics . 408 (1): 171– 186. arXiv : astro -ph/0306084 . Bibcode : 2003A&A...408..171N . doi : 10.1051/0004-6361:20030847 . S2CID  1612072
  2. ^ a b c d e f Bonanos, AZ; Lennon, DJ; Köhlinger, F.; Van Loon, J. Th.; Massa, DL; Sewilo, M.; Evans, CJ; Panagia, N.; Babler, BL; Block, M.; Bracker, S.; Engelbracht, CW; Gordon, KD; Hora, JL; Indebetouw, R.; Meade, MR; Meixner, M.; Misselt, KA; Robitaille, TP; Shiao, B.; Whitney, BA (2010). 「Spitzer SAGE-SMC赤外線測光法による小マゼラン雲の大質量星の観測」.天文学雑誌. 140 (2): 416– 429. arXiv : 1004.0949 .ビブコード: 2010AJ....140..416B。土井：10.1088/0004-6256/140/2/416。S2CID 119290443。 
  3. ^ a b c d e f g h i Niemela, VS; Massey, P.; Testor, G.; Gimenez Benitez, S. (2002). 「大質量ウォルフ・ライエ連星SMC WR7」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 333 (2): 347– 352. arXiv : astro-ph/0202203 . Bibcode : 2002MNRAS.333..347N . doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05395.x . S2CID 15360882 . 
  4. ^ a b c d e f g h i j k Shenar, T.; Hainich, R.; Todt, H.; Sander, A.; Hamann, W.-R.; Moffat, AFJ; Eldridge, JJ; Pablo, H.; Oskinova, LM; Richardson, ND (2016). 「小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星：II．連星の解析」. Astronomy & Astrophysics . 1604 : A22. arXiv : 1604.01022 . Bibcode : 2016A&A...591A..22S . doi : 10.1051/0004-6361/201527916 . S2CID 119255408 . 
  5. ^ a b c Azzopardi, M.; Vigneau, J. (1979年3月). 「小マゼラン雲：推定メンバーと前景星の追加リスト」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 35 : 353– 369.書誌コード: 1979A&AS...35..353A .
  6. ^ a b c Azzopardi, M.; Breysacher, J. (1979年5月). 「小マゼラン雲における新たなウォルフ・ライエ星の探索」.天文学と天体物理学. 75 ( 1–2 ): 120– 126. Bibcode : 1979A&A....75..120A .
  7. ^ a b c d Pakull, MW (1991). 「ウォルフ・ライエ星の周囲のリング状星雲の分光測光」. van der Hucht, Karel A. ; Hidayat, Bambang (編).ウォルフ・ライエ星と銀河系内の他の大質量星との相互関係：1990年6月18～22日にインドネシア・バリ島サヌールで開催された国際天文学連合第143回シンポジウム議事録. 第143巻. Kluwer Academic Publishers . p. 391.書誌コード：1991IAUS..143..391P . ISBN 978-0-7923-1087-7。
  8. ^ Pakull, MW; Bianchi, L. (1991). 「連星AB7のウォルフ・ライエ+：小マゼラン雲のウォーマー」。Karel A. van der Hucht ; Hidayat, Bambang (編).ウォルフ・ライエ星と銀河系内の他の大質量星との相互関係：1990年6月18～22日にインドネシア・バリ島サヌールで開催された国際天文学連合第143回シンポジウムの議事録。第143巻。Kluwer Academic Publishers。260ページ。書誌コード： 1991IAUS..143..260P。doi ： 10.1017 /S0074180900045307。ISBN 978-0-7923-1087-7. S2CID  118877850 .
  9. ^ a b Henize, Karl G. (1956年9月). 「マゼラン雲におけるHα放出星と星雲のカタログ」. Astrophysical Journal Supplement . 2 : 315. Bibcode : 1956ApJS....2..315H . doi : 10.1086/190025 .
  10. ^ Davies, RD; Elliott, KH; Meaburn, J. (1976). 「大マゼラン雲と小マゼラン雲の星雲複合体」.王立天文学会紀要. 81 (pt. 2): 89– 128.書誌コード: 1976MmRAS..81...89D .
  11. ^ガーネット, ドナルド・R.; ケニカット, ジュニア, ロバート・C.; チュー, ユー・フア; スキルマン, エヴァン・D. (1991年8月). 「He II放出を伴うHII領域」 .太平洋天文学会刊行物. 103 (666): 850– 852. Bibcode : 1991PASP..103..850G . doi : 10.1086/132892 .
  12. ^エヴァンス、T. ロイド (1978). 「マゼラン雲の赤色変光星 – II. SMCにおけるNGC 371の領域」 .王立天文学会月報. 183 (3): 305– 317. Bibcode : 1978MNRAS.183..305L . doi : 10.1093/mnras/183.3.305 .
  13. ^ホッジ、ポール (1985年6月). 「小マゼラン雲の恒星の集まり」 .太平洋天文学会刊行物. 97 (592): 530–53 . Bibcode : 1985PASP...97..530H . doi : 10.1086/131564 .
  14. ^ Dopita, MA; Tuohy, IR; Mathewson, DS (1981年9月15日). 「小マゼラン雲における酸素に富む若い超新星残骸」 . Astrophysical Journal Letters . 248 : L105. Bibcode : 1981ApJ...248L.105D . doi : 10.1086/183635 .
  15. ^ a b c Foellmi, C.; Moffat, AFJ; Guerrero, MA (2003). 「マゼラン雲におけるウォルフ・ライエ連星と大質量星の進化への影響 ― I. 小マゼラン雲」王立天文学会月報338 ( 2): 360– 388. Bibcode : 2003MNRAS.338..360F . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x .
  16. ^ Guerrero, Martín A.; Chu, You-Hua (2008年7月). 「マゼラン雲におけるウォルフ・ライエ星のX線サーベイ．I. チャンドラACISデータセット」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 177 (1): 216– 237. arXiv : 0802.0503 . Bibcode : 2008ApJS..177..216G . doi : 10.1086/587059 . S2CID 16684661 . 
  17. ^ Schmutz, Werner; Leitherer, Claus; Gruenwald, Ruth (1992). 「ウォルフ・ライエ星の理論的連続エネルギー分布」 .太平洋天文学会. 104 : 1164. Bibcode : 1992PASP..104.1164S . doi : 10.1086/133104 . S2CID 118522705 . 
  18. ^ Martins, F.; Hillier, DJ; Bouret, JC; Depagne, E.; Foellmi, C.; Marchenko, S.; Moffat, AF (2009年2月). 「小マゼラン雲におけるWNh星の特性：均質進化の証拠」. Astronomy & Astrophysics . 495 (1): 257– 270. arXiv : 0811.3564 . Bibcode : 2009A&A...495..257M . doi : 10.1051/0004-6361:200811014 . S2CID 17113808 . 
  19. ^ Pasemann, Diana; Rühling, Ute; Hamann, Wolf-Rainer (2011). 「小マゼラン雲におけるウォルフ・ライエ星のスペクトル解析」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). 「重力崩壊型超新星とガンマ線バーストの祖星の基本特性：死を迎える前の大質量星の姿を予測する」. Astronomy & Astrophysics . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode : 2013A&A...558A.131G . doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 . 
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