เอบี7
AB7หรือที่รู้จักกันในชื่อ SMC WR7 เป็นระบบดาวคู่ในเมฆแมเจลแลนเล็กประกอบด้วยดาววูล์ฟ-ไรเยตและดาวยักษ์ประเภทสเปกตรัม O โคจรรอบกันด้วยคาบเวลา 19.56 วัน ระบบนี้ล้อมรอบด้วย เนบิวลารูปวงแหวนที่เรียกว่าเนบิวลาฟองสบู่
การค้นพบ
AB7 ได้รับการระบุครั้งแรกโดย Azzopardi และ Vigneau ว่าเป็นสมาชิกที่เป็นไปได้ของเมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก และระบุว่าเป็นดาว Wolf Rayet โดยมีหมายเลข 336a ซึ่ง "a" หมายถึงเป็นส่วนเพิ่มเติมระหว่าง 336 และ 337 ของแคตตาล็อกที่มีอยู่ ดาว ในแคตตาล็อกจะถูกอ้างอิงด้วยตัวย่อ Az หรือ AzV ดังนั้น AB7 จึงถูกเรียกว่า AzV 336a ด้วยเช่นกัน มีการระบุว่ามีดาวคู่ใกล้เคียง แม้ว่าที่ระยะห่างของ SMC มันจะไม่ใกล้มากนักและไม่มีความสัมพันธ์ทางกายภาพ[ 5 ]
แคตตาล็อกที่สมบูรณ์ของดาว Wolf Rayet ใน SMC ได้รับการตีพิมพ์ในเวลาไม่นานหลังจากนั้นโดย Azzopardi และ Breysacher โดย AB7 เป็นดาวดวงที่เจ็ดจากทั้งหมดแปดดวง ดาวเหล่านี้เรียกว่าดาว SMC WR หรือ SMC AB หรือโดยทั่วไปเรียกว่า AB [ 6 ]
เนบิวลา
AB7 ตั้งอยู่ใจกลางเนบิวลาฟองสบู่ที่มีรูปร่างและแตกตัวเป็นไอออนโดยลมดาวฤกษ์ อันทรงพลัง จากดาวฤกษ์ภายใน[ 7 ] [ 8 ] เนบิวลานี้ถูกจัดทำเป็นแคตตาล็อกครั้งแรกในชื่อเนบิวลาเส้นการปล่อยH N76 และ N76A N76A คือส่วนที่สว่างกว่าของเนบิวลา N76 ทรงกลมขนาดใหญ่กว่าที่อยู่ทางด้านล่างซ้ายในภาพ และ N76B คือปมที่แยกออกมาทางด้านล่างขวา N76 ตั้งอยู่ระหว่างบริเวณH ที่โดดเด่นอีกสองแห่ง ได้แก่ N66 ที่ใหญ่กว่าและสว่างกว่า ซึ่งมีระบบสามดาวHD 5980 LBV /WR/O ที่ผิดปกติ และ N78 ที่จางกว่า[ 9 ]
เนบิวลาได้รับการจัดทำเป็นแคตตาล็อกที่ความยาวคลื่นวิทยุเป็น SMC DEM 123 และ 124 ซึ่งสอดคล้องกับ N76A และ N76 ตามลำดับ DEM 124 ได้รับการอธิบายว่าเป็นเปลือกที่ล้อมรอบ DEM 123 [ 10 ]
N76 เป็น บริเวณ H ที่มีความกว้างประมาณ 5 อาร์คมินิต หรือ 40–50 พาร์เซกมีลักษณะเป็นวงแหวน แต่จริงๆ แล้วเป็นเปลือกทรงกลมโดยประมาณ ซึ่งประกอบด้วยสสารระหว่างดาวที่ถูกแกะสลักและแตกตัวเป็นไอออนโดยลมของดาวฤกษ์กลาง คล้ายกับเนบิวลาดาวเคราะห์ แต่มีขนาดใหญ่กว่ามาก นอกจากนี้ยังประกอบด้วย ฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไอออนเดี่ยวและคู่บริเวณHe ดังกล่าวหายากและบ่งชี้ถึงดาวฤกษ์ที่แตกตัวเป็นไอออนที่มีอุณหภูมิสูงมาก พบได้เฉพาะรอบๆ ดาวฤกษ์ Wolf Rayet ที่ร้อนที่สุดบางประเภทเท่านั้น[ 11 ]
N76 ถูกอธิบายว่าประกอบด้วยกระจุกดาวเปิดNGC 371แม้ว่าในทางกลับกันอาจจะแม่นยำกว่า ดาวฤกษ์ของ NGC 371 กระจัดกระจายอยู่ทั่วบริเวณที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเป็นสองเท่าของ N76 ประมาณ 100 พาร์เซก และอาจจะอธิบายได้ดีกว่าว่าเป็นกลุ่มดาวมากกว่ากระจุกดาวเปิด สามารถมองเห็นได้จากความหนาแน่นของดาวที่สูงกว่าในครึ่งล่างของภาพ[ 12 ] Hodgeได้จัดทำแคตตาล็อกกลุ่มดาวใน SMC และ Hodge 53 ถูกกำหนดให้รวมถึง NGC 371 [ 13 ]
บางครั้ง AB7 ถูกอธิบายว่าอยู่ภายใน N76A [ 5 ]แต่ไม่ถูกต้อง N76A เป็นบริเวณ H ขนาดเล็กและหนาแน่น ทางตะวันออกเฉียงใต้ของ AB7 ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ "วงแหวน" ในขณะที่ AB7 อยู่ที่ศูนย์กลางของเนบิวลาที่มีความหนาแน่นน้อยกว่าภายในวงแหวน[ 1 ] [ 9 ] อาจเป็นที่อยู่ของดาวฤกษ์รุ่นใหม่แล้วก็ได้ N76A มีดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนอย่างน้อยห้าดวง รวมถึง ดาวฤกษ์ ลำดับหลัก O9 ที่น่าจะเป็นไปได้ ที่ศูนย์กลาง[ 1 ]
ซากซูเปอร์โนวาที่มีออกซิเจนสูงผิดปกติที่อยู่ใกล้เคียงได้รับการศึกษาอย่างละเอียด สามารถมองเห็นได้เป็นปมของเส้นใยที่เติบโตเป็นสีเขียวจาก การปล่อย ออกซิเจนไอออน[ 14 ]
ดวงดาว
สเปกตรัม
AB7 เป็นดาว Wolf Rayet อย่างชัดเจน โดยแสดงเส้นการปล่อยแสง กว้างที่มีลักษณะเฉพาะ นอกจากนี้ยังเห็นเส้นการปล่อยแสงเนบิวลาแคบๆ ซึ่งมักจะซ้อนทับอยู่บนการปล่อยแสงจากดาว ไม่มีเส้นดูดกลืนแสง ที่รุนแรง แต่พื้นหลังต่อเนื่องของสเปกตรัมนั้นแข็งแกร่งกว่าดาว WR เดี่ยวมาก และเส้นการปล่อยแสงหลายเส้นนั้นอ่อนผิดปกติ ดังนั้นจึงสันนิษฐาน ว่า มีดาว OB เป็นดาวคู่ เสมอ [ 6 ]
การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวหลักจะกระจุกตัวอยู่ในช่วงอัลตราไวโอเลต ไกล ดังนั้นสเปกตรัมแสงที่มองเห็นได้และอัลตราไวโอเลตจึงถูกครอบงำโดยดาวรอง การจัดประเภทของดาวทั้งสองดวงมีความซับซ้อนเนื่องจากการผสมผสานของเส้นสเปกตรัม เมื่อค้นพบครั้งแรก มันถูกจัดประเภทเป็น "WR:" ในขณะที่แคตตาล็อก SMC WR ถือว่าเป็น WN3+OB ที่แปลกประหลาด[ 5 ] [ 6 ]
การวิเคราะห์โดยละเอียดในช่วงแรกให้ประเภทสเปกตรัม WN1 (ประเภทที่ผู้เขียนบางคนใช้เป็นเวลาหลายปี เทียบเท่ากับ WN2 ในปัจจุบัน) และ O6IIIf สำหรับดาวทั้งสองดวง[ 7 ] สเปกตรัมความละเอียดสูงที่ช่วยให้สามารถแยกเส้นจากแต่ละองค์ประกอบในระหว่างวงโคจร ได้ ให้ WN2 + O6I(f) โดยมีความไม่แน่นอนค่อนข้างมาก พบเส้น N ที่จางๆ ซึ่งโดยปกติจะไม่พบในดาว WN ยุคแรกๆ เช่นนี้ แต่เส้นเหล่านี้ถูกกำหนดให้กับดาวคู่[ 3 ] การวิเคราะห์สเปกตรัมที่คล้ายกันอีกครั้งให้ WN4 สำหรับองค์ประกอบ Wolf Rayet โดยพิจารณาจากความแรงสัมพัทธ์ของการปล่อย He และ He และการมีอยู่ของการปล่อยH [ 15 ] เส้น ที่ไวต่อ ความสว่างของดาว O ส่วนใหญ่ถูกบดบังด้วยการปล่อยจากดาวหลัก แต่สันนิษฐานว่าเป็นดาวที่วิวัฒนาการแล้วเนื่องจาก การปล่อย ไนโตรเจนและเป็นดาวยักษ์ใหญ่โดยพิจารณาจากขนาดสัมบูรณ์[ 3 ]
AB7 เป็น แหล่งกำเนิด รังสีเอกซ์ ที่แรง ซึ่งตรวจพบได้อย่างชัดเจนโดยROSATและChandraซึ่งเป็นไปตามที่คาดไว้สำหรับดาวคู่ WR/O ที่อยู่ใกล้กัน เนื่องจากลมที่ปะทะกันทำให้เกิดอุณหภูมิสูงมาก[ 15 ] ความสว่างของรังสีเอกซ์จะแปรผันไปตามวงโคจร[ 16 ] แม้ว่าลมดาวฤกษ์ของดาว WR ที่มีค่าความเป็นโลหะต่ำใน SMC คาดว่าจะอ่อนกว่า และสังเกตได้ว่าอ่อนกว่าในดาว WR ของกาแล็กซีและ LMC แต่ความสว่างของรังสีเอกซ์ก็เทียบได้กับดาวคู่กาแล็กซีที่คล้ายกัน การแตกตัวเป็นไอออนของ Augerทำให้สถานะพื้นฐาน C ลดลง ซึ่งทำให้สเปกตรัมซับซ้อนยิ่งขึ้น[ 4 ]
วงโคจร
สเปกตรัมของ AB7 แสดงให้เห็นการเปลี่ยนแปลงความเร็วเชิงรัศมีของเส้นการปล่อย WR และเส้นดูดกลืนที่แคบกว่า โดยมีคาบเวลาที่ชัดเจน 19.56 วัน การเปลี่ยนแปลงของเส้นทั้งสองชุดไม่ตรงกันอย่างสมบูรณ์: ความเร็วของเส้นการปล่อยจะถึงจุดสูงสุดประมาณหนึ่งวันหลังจากเส้นดูดกลืน ทฤษฎีต่างๆ รวมถึงว่าสิ่งนี้อาจเกี่ยวข้องกับลมที่ปะทะกัน หรืออาจเนื่องมาจากจานที่ไม่สมมาตรรอบดาวฤกษ์[ 3 ]
ขนาดสัมพัทธ์ของการเลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นสเปกตรัมบ่งชี้อัตราส่วนมวลของดาวทั้งสองดวง ซึ่งแสดงให้เห็นว่าดาวดวงที่สองมีมวลประมาณสองเท่าของดาวดวงแรก รูปทรงของเส้นโค้งความเร็วเชิงรัศมีสามารถใช้ในการคำนวณความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรซึ่งเกือบจะเป็นวงกลม ไม่พบ การเกิดสุริยุปราคาของดาว แต่การเปลี่ยนแปลงของแสงเล็กน้อยอาจเกิดจากสุริยุปราคาจากลมดาวฤกษ์ ซึ่งจะจำกัดความเอียงไว้ที่ประมาณ 60° [ 3 ] การปรับเทียบมวลของดาวดวงที่สองให้ตรงกับประเภทสเปกตรัมทำให้ได้ความเอียงของวงโคจรที่ 68° ขนาดของวงโคจรที่ได้ขึ้นอยู่กับความเอียง สำหรับความเอียงที่ 68° แกนกึ่งเอกคือ123 R [ 4 ]
คุณสมบัติ
ความสว่างรวมของ AB7 สามารถระบุได้อย่างแม่นยำพอสมควรที่ค่าความสว่างสัมบูรณ์ (M ดวงอาทิตย์ 23,500 เท่าไม่สามารถสังเกตส่วนประกอบต่างๆ แยกกันได้ และสามารถประมาณค่าการมีส่วนร่วมจากแต่ละส่วนประกอบได้เท่านั้น ดาว O ครอบงำสเปกตรัมที่มองเห็นได้และสร้างความสว่างประมาณ 70% ส่งผลให้ M มีค่า −5.7 และ −4.4 สำหรับดาวหลัก[ 4 ]
อุณหภูมิ ของ ดาวฤกษ์สามารถกำหนดได้หลายวิธี ได้แก่ จากประเภทสเปกตรัม โดยตรงจากแบบจำลองบรรยากาศ และจากผลกระทบของการแผ่รังสีที่ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออน มีการสอบเทียบที่แม่นยำสำหรับอุณหภูมิของดาวฤกษ์ประเภท O แม้ว่าค่าเหล่านี้จะแตกต่างกันเล็กน้อยสำหรับค่าความเป็นโลหะของ SMC และสำหรับดาวฤกษ์ที่มีระดับความสว่างต่างกัน อุณหภูมิสำหรับดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม WR นั้นกำหนดได้ไม่แม่นยำนัก โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับ SMC และโดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวฤกษ์ประเภทที่ร้อนที่สุด AB7 ทำให้วัสดุระหว่างดาวฤกษ์โดยรอบแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ที่ระยะทาง 20 พาร์เซก และสามารถใช้สิ่งนี้เพื่อหาอุณหภูมิและความสว่างของดาวฤกษ์ที่ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนได้ ระดับการแตกตัวเป็นไอออนนี้ไม่สามารถเกิดขึ้นได้กับดาวฤกษ์ประเภท O6 ดังนั้นจึงเกิดจากส่วนประกอบ WR เกือบทั้งหมด อย่างไรก็ตาม การแตกตัวเป็นไอออนนั้นเกินกว่าที่จะเกิดจากแบบจำลองที่ร้อนที่สุด ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิ 120,000K [ 1 ] ความพยายามก่อนหน้านี้ในการคำนวณแบบเดียวกันให้ ค่าอุณหภูมิ ของวัตถุดำที่ 80,000K [ 7 ] สามารถคำนวณอุณหภูมิได้โดยตรงโดยการจำลองบรรยากาศของดาวทั้งสองดวงเพื่อสร้างสเปกตรัมที่สังเกตได้โดยละเอียด วิธีนี้ส่งผลให้อุณหภูมิขององค์ประกอบ WR อยู่ที่ 106,000 K และสำหรับดาวคู่ O อยู่ที่ 36,000 K อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพนี้มีประโยชน์สำหรับการจำลองบรรยากาศและการเปรียบเทียบระหว่างดาว แต่โดยทั่วไปแล้วอุณหภูมิที่ "สังเกตได้" ที่ความลึกเชิงแสง 2/3 อาจแตกต่างกันอย่างมากสำหรับดาวที่มีลมดาวฤกษ์หนาแน่น ในกรณีของดาวหลัก WR อุณหภูมิความลึกเชิงแสงอยู่ที่ 96,000 K [ 4 ]
วิธีที่ง่ายที่สุดในการวัดความสว่างของดาวฤกษ์คือการสังเกตการแผ่รังสีที่ความยาวคลื่นทั้งหมด ( การกระจายพลังงานสเปกตรัมหรือ SED) และรวมเข้าด้วยกัน วิธีนี้ใช้ไม่ได้กับ AB7 เนื่องจากรังสีส่วนใหญ่เกิดขึ้นในช่วงอัลตราไวโอเลตไกล วิธีที่ใช้กันทั่วไปมากกว่าคือการวัดความสว่างที่มองเห็นได้และใช้การแก้ไขโบโลเมตริกเพื่อให้ได้ความสว่างรวมที่ความยาวคลื่นทั้งหมด แม้ว่าขนาดของการแก้ไขโบโลเมตริกจะมีความไวต่ออุณหภูมิยังผลอย่างมากก็ตาม วิธีนี้ให้ความสว่าง1,270,000 L☉สำหรับดาวฤกษ์หลัก[ 3 ] ความสว่างยังสามารถหาได้จากระดับการแตกตัวเป็นไอออนที่สังเกต สมมติว่าอุณหภูมิเดิมคือ 80,000K ได้1,000,000 L☉ [ 7 ]การจำลองบรรยากาศทำให้ความสว่างขององค์ประกอบ WR และ O มีค่ามากกว่า 1,000,000 L และ316,000 L ตามลำดับ[ 4 ]
รัศมีของดาวฤกษ์ที่มีลมดาวฤกษ์แรงนั้นกำหนดได้ไม่ดีนัก เนื่องจากความไม่ต่อเนื่องของความหนาแน่นที่รุนแรงใดๆ ที่อาจกำหนดเป็นพื้นผิวจะถูกซ่อนไว้จากสายตาโดยสิ้นเชิง คำจำกัดความของรัศมีที่ใช้กันทั่วไปในกรณีดังกล่าว ได้แก่ รัศมีอุณหภูมิ รัศมีความลึกเชิงแสง และรัศมีที่แปลงแล้ว ความแตกต่างมีนัยสำคัญเฉพาะในกรณีของส่วนประกอบ WR เท่านั้น รัศมีอุณหภูมิคือรัศมีของจานสม่ำเสมอที่จะสร้างความสว่างที่ทราบที่อุณหภูมิประสิทธิผลที่คำนวณได้ และมีค่าเท่ากับR☉ รัศมีที่ความลึกเชิงแสง 2/3 มีค่าเท่ากับ4.0 R☉ รัศมีที่แปลงแล้วเป็นค่าที่ใช้ในการสร้าง แบบจำลองของบรรยากาศและมีค่าเท่ากับ[ 17 ]รัศมีของส่วนประกอบ O มีค่าเท่ากับ14-15 R☉ 4 ]
มวลของแต่ละองค์ประกอบในระบบ AB7 สามารถกำหนดได้จากวงโคจรคู่ มวลขั้นต่ำที่พบคือ18 M☉และ34 M☉ ตามลำดับสำหรับ หลักและดาวรอง เมื่อสมมติว่ามุมเอียงคือ 60° มวลจริงคือ28 และ54 M☉ ได้สว่างกว่า[ 3 ]
ส่วนประกอบทั้งสองของ AB7 มีลมดาวฤกษ์ ที่ทรงพลัง และกำลังสูญเสียมวลอย่างรวดเร็วมีการคำนวณ ความเร็วลมที่ 1,700 กม./วินาทีสำหรับดาวหลักและ 1,500 กม./วินาทีสำหรับดาวรอง [ 4 ]โดยการสูญเสียมวลจากดาวหลักสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึงพันล้านเท่า และ 100 ล้านเท่าสำหรับดาวรอง[ 18 ] ลม WR มีความหนาแน่นมากพอที่จะบดบังชั้นโฟโตสเฟียร์ของดาว ทำให้เกิดสเปกตรัมที่ผิดปกติซึ่งประกอบด้วยเส้นการปล่อยเกือบทั้งหมดที่ขยายกว้างขึ้นเนื่องจากการขยายตัวอย่างรวดเร็วและความปั่นป่วนของลม ความเร็วลมสูงและความใกล้ชิดของดาวหมายความว่าบริเวณที่ลมปะทะกัน วัสดุจะถูกกระแทกจนมีอุณหภูมิสูงกว่า 20 ล้านเคลวิน ทำให้เกิดการปล่อยรังสีเอ็กซ์แบบแข็ง[ 15 ]
วิวัฒนาการ
มีการพัฒนารูปแบบจำลองเพื่อแสดงวิวัฒนาการของระบบดาวคู่ที่นำไปสู่สถานะปัจจุบันของ AB7 สถานะเริ่มต้นมี ดาวหลัก 80 M☉และ ดาวรอง 40 M☉อยู่ในวงโคจรที่มีขนาดประมาณสองเท่าของขนาดปัจจุบัน ดาวหลักมวลมากกว่าจะออกจากลำดับหลักหลังจากประมาณ 3.3 ล้านปีและล้นขอบเขตroche lobe ของมัน ในเวลาประมาณ 30,000 ปี มันจะสูญเสีย30 M☉ซึ่งมีเพียงส่วนน้อยเท่านั้นที่ถูกดูดกลืนโดยดาวรอง หลังจากนั้นไม่นาน ระบบก็จะเข้าสู่สถานะปัจจุบัน[ 4 ]
สันนิษฐานว่าความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีดั้งเดิมขององค์ประกอบดาวฤกษ์ทั้งสองนั้นเป็นแบบทั่วไปของ SMC โดยมีค่าความเป็นโลหะอยู่ที่ 1/5 ถึง 1/10 ของระดับดวงอาทิตย์ ในสถานะวิวัฒนาการปัจจุบัน องค์ประกอบ WR แสดงให้เห็นความอุดมสมบูรณ์ที่แตกต่างกันอย่างมาก โดยมีไฮโดรเจนน้อยกว่า 20% ที่พื้นผิว ไนโตรเจนแทบตรวจไม่พบ มีการเพิ่มปริมาณ คาร์บอน อย่างมีนัยสำคัญ และส่วนที่เหลือส่วนใหญ่เป็นฮีเลียม ซึ่งแตกต่างจากดาว WN ในกาแล็กซีและ LMC ซึ่งแทบจะไม่มีไฮโดรเจนเลย มันเป็นดาวฤกษ์ ที่เผาไหม้ฮีเลียมที่แกนกลาง ในขณะที่ดาวคู่ประเภท O ยังคงเป็น ดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนที่แกนกลาง[ 19 ]
ในดาวฤกษ์หลักและดาวฤกษ์รอง แกนกลางของพวกมันจะยุบตัวลงในที่สุด ส่งผลให้เกิดการระเบิดซูเปอร์โนวา ดาวฤกษ์หลักที่มีมวลมากกว่าในตอนแรกจะยุบตัวลงก่อน อาจเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ic ภายในไม่กี่แสนปี ดาวฤกษ์รองจะคงอยู่เป็นดาวฤกษ์เดี่ยว หรืออาจเป็นดาวคู่กับซากซูเปอร์โนวาเป็นเวลาหลายล้านปีก่อนที่จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาเช่นกัน อาจเป็นประเภท Ib ดาวฤกษ์มวลมากที่ระดับความเป็นโลหะของ SMC อาจสร้างซูเปอร์โนวาที่มีความสว่างต่ำ หรือแม้กระทั่งยุบตัวลงเป็นหลุมดำโดยตรงโดยไม่มีการระเบิดที่มองเห็นได้[ 20 ]