AB7

AB7 es claramente una estrella Wolf-Rayet, que muestra líneas de emisión anchas características . También se observan líneas de emisión nebulares estrechas, a menudo superpuestas a la emisión de la estrella. No hay líneas de absorción fuertes , pero el fondo continuo del espectro es mucho más fuerte que el de una sola estrella WR y varias de las líneas de emisión son anómalamente débiles, por lo que siempre se asumió una compañera OB . ^{[ 6 ]}

La radiación electromagnética de la estrella primaria se concentra en el ultravioleta lejano , por lo que los espectros visible y ultravioleta están dominados por la estrella secundaria. La clasificación de ambas estrellas se complica por la superposición de líneas espectrales. Cuando se descubrió por primera vez, se clasificó como "WR:", mientras que el catálogo SMC WR la consideró una peculiar WN3+OB. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

Un análisis detallado inicial dio tipos espectrales de WN1 (un tipo utilizado por algunos autores durante algunos años, equivalente al WN2 moderno) y O6IIIf para las dos estrellas. ^{[ 7 ]} Los espectros de alta resolución que permitieron la separación de las líneas de cada componente durante su órbita dieron WN2 + O6I(f) con considerable incertidumbre. Se ven débiles líneas de N _III que normalmente no se encontrarían en una estrella WN tan temprana, pero estas se asignaron a la compañera. ^{[ 3 ]} Otro análisis de espectros similares da WN4 para el componente Wolf Rayet basado en la fuerza relativa de la emisión de He _II y He _I y la presencia de emisión de H _ε . ^{[ 15 ]} Las líneas sensibles a la luminosidad de la estrella O están en gran parte oscurecidas por la emisión de la primaria, pero se supone que es una estrella evolucionada debido a la emisión de nitrógeno , y una supergigante en base a la magnitud absoluta . ^{[ 3 ]}

AB7 es una fuente de rayos X intensa claramente detectada por ROSAT y Chandra . Esto es de esperar para un sistema binario WR/O cercano, debido a que los vientos estelares en colisión son sometidos a temperaturas extremas. ^{[ 15 ]} La luminosidad de rayos X varía durante la órbita. ^{[ 16 ]} Aunque se espera que los vientos estelares de las estrellas WR con metalicidades bajas en la Pequeña Nube de Magallanes sean, y se observa que son, más débiles que en las estrellas WR galácticas y de la Gran Nube de Magallanes, la luminosidad de rayos X es comparable a la de sistemas binarios galácticos similares. La ionización Auger provoca la despoblación del estado fundamental C _{IV , lo que complica aún más el espectro.} ^{[ 4 ]}

El espectro de AB7 muestra una variación de velocidad radial de las líneas de emisión WR y líneas de absorción más estrechas con un período bien definido de 19,56 días. Los desplazamientos en los dos conjuntos de líneas no están del todo sincronizados: las velocidades de las líneas de emisión alcanzan su máximo aproximadamente un día después que las líneas de absorción. Las teorías sugieren que esto podría estar relacionado con vientos colisionantes o posiblemente debido a un disco asimétrico alrededor de las estrellas. ^{[ 3 ]}

El tamaño relativo de los desplazamientos Doppler de la línea espectral indica la relación de masas de las dos estrellas, lo que muestra que la secundaria tiene aproximadamente el doble de masa que la primaria. La forma de las curvas de velocidad radial se puede usar para derivar la excentricidad de las órbitas, que son casi circulares. No se observan eclipses de las estrellas, pero una variación de luz muy pequeña podría deberse a eclipses de viento, lo que limitaría la inclinación a cerca de 60°. ^{[ 3 ]} Calibrar la masa de la secundaria para que coincida con su tipo espectral da una inclinación orbital de 68°. El tamaño derivado de la órbita depende de la inclinación; para una inclinación de 68°, el semieje mayor es 123 R _☉ . ^{[ 4 ]} 

El brillo visual total de AB7 se puede determinar con bastante precisión en magnitud absoluta (M _V ) −6,1, 23.500 veces más brillante que el Sol . Los componentes no se pueden observar por separado y la contribución de cada uno solo se puede estimar. La estrella O domina el espectro visual y produce alrededor del 70% del brillo, lo que resulta en M _V −5,7, y −4,4 para la primaria. ^{[ 4 ]}

La temperatura de una estrella se puede determinar de varias maneras: a partir del tipo espectral; directamente a partir de modelos atmosféricos; y a partir de los efectos ionizantes de su radiación. Se dispone de calibraciones precisas para las temperaturas de las estrellas de clase O, aunque estas son ligeramente diferentes para la metalicidad de la SMC y para estrellas de diferentes clases de luminosidad. Las temperaturas para las clases espectrales WR están definidas con menos precisión, especialmente para la SMC y en particular para las clases más calientes. AB7 ioniza completamente el material interestelar circundante hasta una distancia de 20 pársecs y esto se puede utilizar para derivar la temperatura y la luminosidad de la estrella ionizante. Este nivel de ionización no puede ser alcanzado por una estrella O6, por lo que se deberá casi por completo al componente WR. Sin embargo, la ionización es mayor que la que causaría el modelo más caliente, una estrella de 120 000 K. ^{[ 1 ]} Un intento anterior del mismo cálculo dio una temperatura de cuerpo negro de 80 000 K. ^{[ 7 ]} Las temperaturas se pueden calcular directamente modelando las atmósferas de ambas estrellas para reproducir el espectro observado en detalle. Este método da como resultado una temperatura de 106 000 K para el componente WR y de 36 000 K para el compañero O. La temperatura efectiva es útil para modelar la atmósfera y comparar entre estrellas, pero una temperatura típica "observada" a una profundidad óptica de 2/3 puede ser significativamente diferente para estrellas con un viento estelar denso. En el caso de la estrella primaria WR, la temperatura a profundidad óptica es de 96 000 K. ^{[ 4 ]}

La forma más sencilla de medir la luminosidad de una estrella es observar su salida radiada en todas las longitudes de onda (la distribución de energía espectral o SED) y sumarlas. Este método no es práctico para AB7 porque la mayor parte de la radiación ocurre en el ultravioleta lejano. Un método más común es medir la luminosidad visual y aplicar una corrección bolométrica para obtener la luminosidad total en todas las longitudes de onda, aunque el tamaño de la corrección bolométrica es extremadamente sensible a la temperatura efectiva. Siguiendo este método se obtiene una luminosidad de 1.270.000 L _☉ para la primaria. ^{[ 3 ]} La luminosidad también se puede derivar de los niveles de ionización observados. Suponiendo la temperatura antigua de 80.000 K se obtiene 1.000.000 L _☉ . ^{[ 7 ]} La modelización de las atmósferas da luminosidades para el componente WR y O de más de 1.000.000 L _☉ y 316.000 L _☉ respectivamente. ^{[ 4 ]}    

El radio de una estrella con viento estelar fuerte está mal definido, ya que cualquier discontinuidad de densidad fuerte que pudiera definirse como una superficie está completamente oculta a la vista. Las definiciones comúnmente utilizadas del radio en tales casos incluyen: un radio de temperatura; un radio de profundidad óptica; y un radio transformado. Las diferencias solo son significativas en el caso del componente WR. El radio de temperatura es el radio de un disco uniforme que produciría la luminosidad conocida a la temperatura efectiva calculada, y es 3,4 R _☉ . El radio a profundidad óptica 2/3 es 4,0 R _☉ . El radio transformado es un valor utilizado en el modelado de la atmósfera y es 5,6 R _☉ . ^{[ 17 ]} El radio del componente O es 14-15 R _☉ . ^{[ 4 ]}    

_{Las masas de cada componente del sistema AB7 se pueden determinar a partir de la órbita binaria} . Las masas mínimas encontradas son 18 M☉ y 34 M☉ respectivamente para la primaria y la secundaria. Suponiendo una inclinación de 60°, las masas reales son 28 M☉ y 54 M☉ _. La secundaria es más masiva y visualmente más brillante, pero no más luminosa _. ^{[ 3 ]}    

Ambos componentes de AB7 tienen vientos estelares potentes y están perdiendo masa rápidamente. Se calculan velocidades de viento de 1700  km/s para la primaria y 1500 km/s para la secundaria, ^{[ 4 ]} con una pérdida de masa de la primaria mil millones de veces mayor que la del Sol, y 100 millones de veces mayor para la estrella secundaria. ^{[ 18 ]} El viento WR es lo suficientemente denso como para oscurecer la fotosfera de la estrella, lo que da lugar a un espectro inusual que consiste casi en su totalidad en líneas de emisión ensanchadas por la rápida expansión y turbulencia del viento. Las altas velocidades del viento y la proximidad de las estrellas implican que, donde los vientos colisionan, el material se somete a temperaturas superiores a 20 millones de K, lo que provoca la emisión de rayos X duros . ^{[ 15 ]} 

Se ha desarrollado un modelo para mostrar la evolución de un sistema binario que conduce al estado actualmente observado de AB7. El estado inicial tiene una primaria _de 80 M☉ y una secundaria _de 40 M☉ en una órbita de aproximadamente el doble de su tamaño actual. La primaria, más masiva _, abandona la secuencia principal después de aproximadamente 3,3 millones de años y desborda su lóbulo de Roche . En unos 30 000 años pierde 30 M☉ , de las cuales solo una pequeña proporción es acrecentada por la estrella secundaria. Poco después, el sistema se estabiliza en su estado actual. ^{[ 4 ]}   

Se supone que las abundancias químicas originales de los dos componentes estelares son típicas de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), con una metalicidad de entre 1/5 y 1/10 de los niveles solares. En su estado evolucionado actual, el componente WR muestra abundancias drásticamente diferentes, con menos del 20 % de hidrógeno en la superficie, nitrógeno casi indetectable, un enriquecimiento significativo de carbono y la mayor parte del resto helio. Esto difiere de las estrellas WN galácticas y de la Gran Nube de Magallanes (LMC), que carecen casi por completo de hidrógeno. Es una estrella con núcleo de combustión de helio, mientras que su compañera de tipo O sigue siendo una estrella con núcleo de combustión de hidrógeno . ^{[ 19 ]}

Tanto en la estrella primaria como en la secundaria, sus núcleos colapsarán eventualmente, dando lugar a una explosión de supernova. La primaria, inicialmente más masiva, colapsará primero, probablemente como una supernova de tipo Ic, en unos cientos de miles de años. La secundaria sobrevivirá como una estrella solitaria, o posiblemente en un sistema binario con un remanente de supernova, durante unos millones de años antes de explotar también como una supernova, probablemente de tipo Ib. Las estrellas masivas con metalicidad de la Pequeña Nube de Magallanes pueden producir una supernova de baja luminosidad, o incluso colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión visible. ^{[ 20 ]}