WR 22

WR 22 , también conocido como V429 Carinae o HR 4188 , es un sistema estelar binario eclipsante en la constelación de Carina . El sistema contiene una estrella Wolf-Rayet (WR) que es una de las estrellas más masivas y luminosas conocidas, y también una brillante fuente de rayos X debido a la colisión de vientos con una compañera de clase O menos masiva. Su naturaleza eclipsante y su magnitud aparente la hacen muy útil para restringir las propiedades de las estrellas WR luminosas ricas en hidrógeno. ^{[ 9 ]}

En 1978, Anthony Moffat y Wilhelm Seggewiss anunciaron que el brillo de la estrella varía. ^{[ 13 ]} Los eclipses fueron detectados por primera vez por Luis A. Balona et al. en 1989. ^{[ 14 ]} Recibió su designación de estrella variable , V429 Carinae, en 1980. ^{[ 15 ]}

El sistema WR 22 contiene dos estrellas masivas que orbitan cada 80 días. El espectro y la luminosidad están dominados por la primaria, que tiene un tipo espectral WN7h, lo que indica que es una estrella WR en la secuencia de nitrógeno, pero también presenta líneas de hidrógeno en su espectro. La secundaria es una estrella O9 que parece tener la clase de luminosidad espectral de una estrella gigante , pero el brillo de una estrella de la secuencia principal . ^{[ 5 ]}

Se detecta un eclipse superficial cuando la estrella primaria pasa por delante de la secundaria, lo que se clasificaría como eclipse secundario. Sin embargo, no se detecta ningún eclipse primario, lo que se cree que se debe a la excentricidad del sistema, que sitúa a las estrellas más separadas cuando ocurriría el eclipse primario. ^{[ 9 ]} La separación de las estrellas varía desde más de 500 R _☉ hasta menos de 150 R _☉ . Esto limita considerablemente las posibles inclinaciones del sistema. ^{[ 12 ]}  

Las masas de las dos estrellas se pueden determinar con bastante precisión porque WR 22 es un sistema binario eclipsante. Es uno de los sistemas estelares más masivos medidos de esta manera, en lugar de mediante suposiciones sobre la evolución estelar. A pesar de esto, las masas dinámicas derivadas del ajuste orbital varían desde más de ₇₀ M☉ hasta menos de 60 M☉ para la primaria y alrededor de ^21-27 M☉ para ^la _secundaria . ^{[ 8 ]} _{La masa espectroscópica} de la primaria se ha calculado en 74 M☉ ^[ ₁₇ ^] o 78,1 M☉ _. ^{[ 12} ]     

La temperatura de ambas estrellas es alta, pero está algo mal definida. La estrella primaria Wolf Rayet tiene una temperatura de aproximadamente 44 700 K, derivada de un ajuste del espectro a una atmósfera modelo, y se supone que la secundaria tiene una temperatura de 33 000 K, que es típica para una estrella de su tipo espectral. ^{[ 11 ]}

El brillo de las dos estrellas no se puede medir por separado, pero se puede calcular la relación de luminosidad. La magnitud absoluta total del sistema, para una distancia de 2,7 kpc y una extinción de 1,12 magnitudes, es ^de −6,85 . ^{[ 5 ]} Las luminosidades calculadas para una distancia similar son dos millones _de L☉ y 130 000 L☉ _. ^{[ 12} ]  

Las estrellas WR de alta masa y ricas en hidrógeno son estrellas jóvenes que aún queman hidrógeno en sus núcleos, en lugar de estrellas evolucionadas que fusionan elementos más pesados. Muestran las características WR de fuerte emisión de helio y nitrógeno porque son fuertemente convectivas hasta el núcleo y han arrastrado productos de fusión a la superficie. Hace unos dos millones de años, WR22 habría sido una estrella de secuencia principal de tipo O aún más caliente con una masa de alrededor de 120 M☉ _. Pronto agotará el hidrógeno en su núcleo y evolucionará en una estrella WR clásica pobre en hidrógeno, posiblemente después de un período como una variable azul luminosa , ^{[ 12 ]} para luego explotar como una supernova . Se espera que la estrella secundaria tenga una evolución más tradicional hacia una hipergigante roja dentro de unos pocos millones de años.