HD 45166

HD 45166 es un sistema binario compuesto por una estrella denominada cuasi Wolf-Rayet (qWR) y una estrella de secuencia principal de tipo B , cerca del cúmulo NGC 2244 , en la constelación de Monoceros . ^{[ 10 ]} Una estrella cuasi Wolf-Rayet tiene un espectro similar al de las estrellas Wolf-Rayet , pero es menos masiva y luminosa que una Wolf-Rayet verdadera. La estrella primaria de HD 45166 es actualmente el único ejemplo conocido de una estrella qWR.

En 2023, se descubrió que la estrella primaria de HD 45166 también era extremadamente magnética, la estrella masiva más magnética conocida. Actualmente es la única estrella Wolf-Rayet en la que se ha medido un campo magnético significativo. Tiene una intensidad de campo magnético de hasta 43 kG, o aproximadamente 43 000 veces la intensidad del campo magnético del Sol. Si termina su vida como una supernova de tipo Ib/IIb, es probable que el remanente sea un magnetar . ^{[ 4 ]}

HD 45166 es actualmente un sistema binario amplio compuesto por una estrella cuasi Wolf-Rayet pequeña y caliente y una estrella de tipo B más grande, con masas de _{2,03 M☉} y 3,4 M☉ respectivamente . Están separadas por aproximadamente 10,5 UA y orbitan una alrededor de la otra cada 8200 días, o cada 22,5 años. La órbita es moderadamente excéntrica y está inclinada desde nuestra perspectiva a unos 49°. Se estima que el sistema HD 45166 tiene alrededor de 105 millones de años. ^{[ 4 ]} Anteriormente se pensaba que el período orbital era de 1,6 días, lo que habría hecho que la primaria tuviera una masa de aproximadamente ₄ M☉ , pero un estudio de 2023 identificó esta señal como un modo de pulsación de la secundaria. ^{[ 11 ]}   

La estrella qWR primaria es ligeramente más pequeña que el Sol, con una temperatura superficial de 56 000 K. Está compuesta principalmente de helio y solo contiene alrededor del 25 % de hidrógeno. También presenta carbono, nitrógeno y oxígeno.

La estrella de tipo B tiene aproximadamente dos veces y media el tamaño del Sol y una temperatura de unos 13.000 K. ^{[ 4 ]}

Resulta difícil explicar la existencia de la exótica estrella primaria qWR en HD 45166. La fusión estelar de enanas blancas es extremadamente inestable y explotaría tras unos 10 000 años. Por lo tanto, el escenario más probable para la creación de la estrella primaria qWR sería la fusión de dos estrellas de helio en un sistema binario compacto.

Es probable que el sistema se haya formado como un sistema estelar triple, con una binaria interna compacta y una tercera estrella distante, que ahora es la estrella secundaria de tipo B. En la binaria compacta, la estrella más masiva se expandió y perdió sus capas exteriores mediante transferencia de masa a la estrella secundaria, convirtiéndose en una estrella de helio. Lo mismo sucedió con la estrella secundaria de la binaria compacta, y así ambas estrellas se convirtieron en estrellas de helio. Debido a la transferencia de masa inestable, se formó una envoltura gaseosa alrededor de las dos estrellas, lo que provocó que perdieran energía orbital por fricción, giraran en espiral hacia adentro y finalmente colisionaran. Esta fusión formó la primaria cuasi Wolf-Rayet de HD 45166 que observamos hoy. ^{[ 4 ]}