HD 5980 — это кратная звездная система на окраине NGC 346 в Малом Магеллановом Облаке (ММО) [12] и одна из самых ярких звезд в ММО.
HD 5980 имеет по крайней мере три компонента среди самых ярких известных звезд : необычная главная звезда имеет спектр Вольфа-Райе и произвела вспышку яркой голубой переменной (LBV); вторичная звезда, также звезда Вольфа-Райе, образует затменную спектрально-двойную с главной звездой; и более далекий сверхгигант O-типа также, вероятно, является двойной.
HD 5980 впервые был зарегистрирован в 1901 году как первый объект в списке объектов южного неба, имеющих пекулярные спектры. Он был описан как «Тип V», ссылаясь на класс Секки для звезд с эмиссионными линиями. [14]
Официально он был назван HD 5980 в первом каталоге Генри Дрейпера , где ему был присвоен спектральный тип Oa, указывающий на сильные эмиссионные полосы. [15] Позднее спектральный тип был уточнен до Wa, когда звезды эмиссионной линии «O» были признаны отдельным классом. [16]
Более поздние наблюдения обнаружили спектральные и яркостные изменения [17] и затмения, [18], но считалось, что это простая двойная WR/OB. Линии поглощения в спектре, которые не двигались во время двойной орбиты, в конечном итоге привели к выводу, что HD 5980 была тройной системой с близкой затменной двойной и более далеким сверхгигантом класса O. [19] [20]
В 1993 году спектр начал меняться, а яркость увеличилась, начав резкое изменение, которое было интерпретировано как уникальный тип извержения LBV. [11] С тех пор звезда интенсивно наблюдалась и моделировалась. [6]
HD 5980 визуально является одиночной звездой, но спектр показывает три горячих светящихся компонента. Физические параметры трех звезд неопределенны из-за трудностей разрешения их спектров, частичных затмений , видимых внутренних изменений с орбитальной фазой и сильной изменчивости по крайней мере одного компонента. Калибровка спектральных характеристик по физическим характеристикам, таким как температура, исторически была осложнена низкой металличностью объектов в SMC. [6]
Главная звезда, HD 5980 A , визуально является самым ярким компонентом из трех. По-видимому, она была бедным водородом типом WN3 примерно до 1990 года, но затем претерпела вспышку типа LBV, в результате которой ее радиус увеличился в десять раз, а температура резко упала, так что она стала выглядеть как гипергигант класса B с заметными спектральными линиями водорода. С тех пор она вернулась к почти своей первоначальной яркости и температуре. Линейчатый спектр излучения создается в плотном звездном ветре , и о нижележащей фотосфере известно немного . [7]
Вторичная звезда, HD 5980 B , также является звездой Вольфа-Райе. Она образует спектрально-двойную звезду с первичной звездой A, и они вращаются вокруг друг друга каждые 19,3 дня. Параметры орбиты указывают на то, что обе звезды примерно одинаково массивны, в пределах погрешности. Орбита наклонена на 86° к нам, и частичные затмения происходят дважды за орбиту, с таймингами, которые указывают на эксцентриситет 0,27. Затмения производят только 0,2-звездное изменение общей яркости системы, но форма кривой блеска и изменения профиля линии во время затмений позволяют идентифицировать как ядро звезды, так и плотную область ветра, примерно в два раза превышающую ширину звезды. [3] HD 5980 B обычно классифицируется как WN4. Спектр можно отличить от HD 5980 A только на основе изменений в профиле некоторых широких линий излучения во время орбиты. Некоторые линии водорода видны в излучении, но обычно сочетаются с другим широким излучением или скрываются им. Узкие линии поглощения водорода обычно не считаются происходящими от этого компонента и не показывают тех же изменений радиальной скорости. [6]
Компонент C — далекая богатая водородом звезда, идентифицированная по узким линиям поглощения, которые не показывают таких же сильных изменений лучевой скорости, как широкие линии излучения от пары A/B. Спектры с более высоким разрешением показывают меньшие более медленные изменения лучевой скорости, и предполагается, что у самой C также есть компаньон. Первичная звезда — горячая обычная звезда, скорее всего, ранний сверхгигант O-типа. Из изменений лучевой скорости был получен период в 96,5 дней. Это в пять раз больше периода системы A/B, что позволяет предположить, что четыре звезды образуют систему гравитационной трапеции, хотя нельзя исключить, что это не связанное случайное выравнивание. [7]
Пульсации и изменения яркости были интерпретированы как пульсации сердцебиения звезды , вероятно, пары A/B. Это была бы самая массивная такая система. Также возможно, что пара C/D также развивает пульсации сердцебиения во время периастра . [21]
До 1990 года HD 5980 не наблюдалась в качестве значительной вариации за пределами регулярных затмений. В то время она была известна только как двойная звезда WN+OB, но более поздний анализ показывает, что первичная звезда HD 5980A имела спектр, похожий на звезду WN3. Система имела видимую визуальную величину около 11,7, и первичная звезда, как подсчитано, была немного ярче из трех известных компонентов. [22]
К ноябрю 1993 года спектральный тип был WN6, а яркость увеличилась примерно до величины 10,9. Линии поглощения в спектре больше не были заметны. Яркость увеличивалась в течение нескольких недель в конце 1993 года, до более чем 10-й величины, и спектральный тип достиг WN8, прежде чем яркость быстро упала близко к 11-й величине. [22] В июне 1994 года звезда начала остывать и снова становиться ярче. Она достигла пика при величине 8,6 в сентябре и была удобной самой яркой звездой в SMC, но спектров на это точное время нет. Вскоре после пика она была классифицирована как WN11. [23] В ноябре спектр считался B1.5Ia + , голубым гипергигантом с сильными линиями водорода и ионизированных металлов в излучении или с профилями P Cygni . B1.5Ia + — очень похожий спектральный тип на WN11, с более низкими уровнями ионизации и более сильным поглощением профиля P Cygni в некоторых линиях, что указывает на немного более низкую температуру с изменениями звездного ветра. Месяц спустя яркость немного уменьшилась, а спектр указал на увеличение температуры. В течение года яркость упала до 11-й величины, а спектр вернулся к WN6. [24]
После вспышки яркость упала примерно до 11,3 звездной величины, а HD 5980 A демонстрирует спектр WN4/5. Одно исследование предполагает увеличение светимости в 3–6 раз доВ 10 000 000 раз больше, чем у Солнца ( L ☉ ) в пике [9] , но это может быть просто из-за разных методов анализа, а другие находят довольно постоянную светимость в несколько миллионов L ☉ . [25]
Более ранняя вспышка могла произойти около 1960 года, и предполагается 40-летний цикл. Микровариации с 30-минутной шкалой времени также наблюдались, когда HD 5980A находилась в своей спокойной фазе. Причины вариаций большой амплитуды и извержений не поняты, но предполагается, что крупные извержения запускаются, когда звезда достаточно расширяется во время обычной вспышки LBV, чтобы вызвать бурное взаимодействие с близким двойным компаньоном. [11]
Хотя HD 5980 рассматривается как LBV, она не следует нормальной схеме, которая была бы эффективной температурой во время вспышки около 8500 К и спектром типа A. Предполагается, что близкий компаньон заставляет эту конкретную звезду демонстрировать нестабильность типа LBV при гораздо более высоких температурах. Звезда Романо и Var 83 могут быть похожи, а малоизученная Var 2 еще горячее, все они в M33 .
.jpg/1280px-Small_Magellanic_Cloud_(Digitized_Sky_Survey_2).jpg)
Текущее эволюционное состояние и будущее развитие звезд HD 5980 крайне неопределенны. Звезды невозможно разделить визуально, а их спектры в значительной степени смешаны, так что точные химические и физические свойства звезд подвержены большим погрешностям. Звезды в Малом Магеллановом Облаке имеют низкую металличность, и это влияет на процесс звездной эволюции, особенно для массивных звезд. Низкая металличность снижает скорость потери массы. Одним из последствий этого является то, что звезды Вольфа-Райе встречаются редко, причем большая доля массивных звезд взрывается как сверхновые, прежде чем потерять достаточно массы, чтобы стать звездой Вольфа-Райе. Только звезды массивнее 45 M ☉ (или выше [26] ) , как прогнозируется, станут звездами WR в ММО, в то время как в Млечном Пути это делают звезды выше 25 M ☉ . [27] Только 12 звезд WR известны в SMC, 11 типа WN и 1 WO, все они массивные и яркие по сравнению с Млечным Путем Вольфа-Райе, и более половины имеют массивных компаньонов. [10] Звезды SMC WR имеют относительно ранние спектральные типы для своих температур, опять же из-за низкой металличности. За исключением HD 5980, последний спектральный тип Вольфа-Райе в SMC - WN4. Все SMC Вольфа-Райе, за одним исключением, показывают некоторое поглощение в своем спектре, что указывает на звезду O-типа с температурой, схожей с Вольфом-Райе. В некоторых случаях компаньон O действительно существует, но предполагается, что звездные ветры Вольфа-Райе достаточно слабы при металличности SMC, чтобы некоторое фотосферное поглощение было видно в спектре. [28]
Компонент C, скорее всего, является относительно нормальной звездой O-типа. Он был классифицирован по-разному от O4 до O7, предварительно как сверхгигант. Таким образом, он лишь немного эволюционировал от главной последовательности, скорее всего, все еще синтезируя водород в ядре, и может следовать довольно типичному эволюционному пути одиночной звезды. Его компаньон неизвестен, но в настоящее время слишком далек, чтобы оказать сильное влияние на его эволюцию. [3]
Текущее эволюционное состояние двойных компонентов WR менее ясно. Они находятся на близкой орбите, но полностью отделены, хотя возможно, что в прошлом имел место перенос массы, когда одна или другая звезда расширялась. LBV оценивалась как большее, чем орбитальное разделение на пике ее вспышки, хотя это фактически просто псевдофотосфера, образованная выброшенным материалом. Ранняя классификация WN с небольшим количеством водорода в спектре обычно ассоциируется с высокоэволюционировавшими звездами с малой массой, сжигающими гелий, приближающимися к концу своей жизни, но компоненты HD 5980 являются массивными светящимися звездами. Спектральные типы, отображаемые звездами Вольфа-Райе с низкой металличностью, такими как в SMC, напрямую не сопоставимы со звездами с более высокой металличностью, и это усложняет интерпретацию их эволюционного состояния. Квазихимически однородная эволюция очень массивных звезд может приблизительно воспроизводить состояние компонентов A и B как звезд, только что эволюционирующих вдали от главной последовательности, но при металличности SMC для этого требуется вращение, близкое к критическому, чтобы вызвать достаточное смешивание. [7] [29]
Разработаны две модели эволюции двойных звезд, воспроизводящие текущее состояние системы. В первой модели две звезды с начальными массами 90 M ☉ и 80 M ☉ эволюционировали с начальным орбитальным периодом 12 дней и начальной скоростью вращения 500 км/с. Спустя ~3,1 миллиона лет было обнаружено, что у звезд орбитальный период 19,2d, а массы и светимость аналогичны тем, которые получены из недавних наблюдений. [30] Переноса массы не произошло, поскольку звезды следуют квазихимическому эволюционному расчету. Во второй модели начальные массы двух звезд составляли 150 M ☉ и 75 M ☉ на 16-дневной орбите на расстоянии 160 R ☉ друг от друга. Через 2,3 миллиона лет более массивная звезда начинает переполнять свою полость Роша и быстро передает 25 M ☉ меньшей звезде. Мы наблюдаем систему спустя 2,6 миллиона лет. Детали модели, очевидно, неопределенны из-за крайне нестабильного поведения первичной компоненты, наблюдавшегося в течение последнего столетия. [8]
Звезды Вольфа-Райе взрываются как сверхновые типа Ib/c с коллапсом ядра , когда они сплавили все элементы вплоть до железа. В зависимости от массы ядра на момент коллапса они оставят черную дыру или остаток нейтронной звезды. Ожидается, что звезды SMC Вольфа-Райе будут относительно массивными и относительно недолговечными, оставляя после себя черные дыры. Они также являются хорошими кандидатами на гамма-всплески, если вращаются достаточно быстро. [29]