AB7

AB7は明らかにウォルフ・ライエ星であり、特徴的な広輝線を示している。狭い星雲輝線も見られ、しばしば星からの輝線に重なっている。強い吸収線はないが、スペクトルの連続背景は単一のWR星よりもはるかに強く、いくつかの輝線は異常に弱いため、OB伴星が常に想定されていた。^{[ 6 ]}

主星の電磁放射は遠紫外線に集中しているため、可視光および紫外線スペクトルは伴星によって支配されている。 線が重なり合っているため、両方の星の分類は複雑である。 最初に発見されたときは「WR:」に分類されたが、SMC WRカタログでは特異なWN3+OBとみなされた。^{[ 5 ] [ 6 ]}

初期の詳細な分析では、2 つの星のスペクトル型は WN1 (数年間一部の著者が使用していたタイプで、現代の WN2 に相当) と O6IIIf とされた。^{[ 7 ]}軌道 上の各成分からの線を分離できる高解像度スペクトルでは、かなりの不確実性で WN2 + O6I(f) となった。通常、このような初期の WN 星では見られない微弱な N _{III線が見られるが、これらは伴星に割り当てられた。} ^{[ 3 ]}_{同様のスペクトルの別の分析では、He II}と He _{Iの放射の相対的な強度と}H _ε放射の存在 に基づいて、ウォルフ ライエ星成分は WN4 とされた。^{[ 15 ]} O 星の光度に敏感な 線は主星からの放射によって大部分が隠されているが、窒素の放射があるため進化した星であり、絶対等級に基づいて超巨星であると想定されている。^{[ 3 ]}

AB7はROSATとチャンドラによって明確に検出された強力なX線源である。これは、衝突する恒星風が極端な温度に衝撃を受けるため、近接したWR/O連星では予想されることである。^{[ 15 ]} X線光度は軌道中に変化する。^{[ 16 ]}低SMC金属量のWR星の 恒星風は、銀河およびLMCのWR星よりも弱いと予想され、実際に観測されているが、X線光度は同様の銀河連星と同程度である。 オージェ電離によりC _IV基底状態が減少するため、スペクトルがさらに複雑になる。^{[ 4 ]}

AB7のスペクトルは、 WR輝線とより狭い吸収線の視線速度変動を示し、周期は19.56日と明確である。2つの線群のシフトは完全には同期しておらず、輝線の速度は吸収線よりも約1日遅れてピークを迎える。この現象は、衝突する恒星風に関係している可能性や、星の周りの非対称な円盤が原因である可能性などが考えられる。^{[ 3 ]}

スペクトル線のドップラーシフトの相対的な大きさは、2 つの星の質量比を示しており、伴星の質量が主星の約 2 倍であることがわかります。視線速度曲線の形状を使用して、ほぼ円形の軌道の離心率を導出できます。星の食は観測されていませんが、非常に小さな光の変化は風食によるものと考えられ、その場合、軌道傾斜角は 60° 付近に制限されます。^{[ 3 ]} 伴星の質量をスペクトル型に合わせるように較正すると、軌道傾斜角は 68° になります。導出された軌道の大きさは傾斜角に依存し、傾斜角が 68° の場合、_軌道長半径は123 R☉です。^{[ 4 ]} 

AB7 の全視等級は、太陽の 23,500 倍の明るさである絶対等級 (M _V ) -6.1 とかなり正確に決定できます。各成分を個別に観測することはできず、各成分の寄与は推定するしかありません。O 星が可視スペクトルを支配し、明るさの約 70% を占め、M _V -5.7 となり、主星は -4.4 となります。^{[ 4 ]}

星の温度は、スペクトル型、大気モデルから直接、放射の電離効果など、いくつかの異なる方法で決定できます。O型星の温度については正確な較正値が得られますが、SMCの金属量や異なる光度クラスの星では若干異なります。WRスペクトルクラスの温度は、特にSMC、特に最も高温のクラスでは、あまり正確に定義されていません。AB7は周囲の星間物質を20パーセクの距離まで完全に電離し、これを使用して電離星の温度と光度を導出できます。このレベルの電離はO6型星では達成できないため、ほぼ完全にWR成分によるものとなります。ただし、この電離は最も高温のモデルである120,000Kの星によって引き起こされるものを超えています。^{[ 1 ]} 同じ計算を以前に試みたところ、黒体温度は80,000Kとなりました。^{[ 7 ]} 温度は、両方の星の大気をモデル化して観測されたスペクトルを詳細に再現することで直接計算できます。この方法では、WR 成分の温度は 106,000 K、O 伴星の温度は 36,000 K となります。有効温度は、大気のモデル化や星間の比較に役立ちますが、光学的深さ 2/3 での典型的な「観測された」温度は、密度の高い恒星風を持つ星では大きく異なる場合があります。WR 主星の場合、光学的深さの温度は 96,000 K です。^{[ 4 ]}

星の光度を測定する最も簡単な方法は、すべての波長での放射出力（スペクトルエネルギー分布またはSED）を観測し、それらを合計することです。この方法は、放射の大部分が遠紫外線で発生するため、AB7には実用的ではありません。より一般的な方法は、可視光度を測定し、ボロメトリック補正を適用してすべての波長での全光度を得ることですが、ボロメトリック補正の大きさは有効温度に非常に敏感です。この方法に従うと、主星の光度は1,270,000 L☉になります_。^{[ 3 ]}光度は、観測された電離レベルから導き出すこともできます。古い温度80,000Kを仮定すると、_1,000,000 L☉になります。^{[ 7 ]}大気をモデル化すると、WR 成分と O 成分の光度はそれぞれ1,000,000 L _☉と316,000 L _☉を超えることがわかる。^{[ 4 ]}    

強い恒星風を持つ星の半径は、表面として定義できるような強い密度不連続性が完全に視界から隠されているため、定義が困難です。このような場合の半径の一般的な定義には、温度半径、光学的深さ半径、変換半径などがあります。これらの違いは、WR 成分の場合にのみ重要です。温度半径は、計算された有効温度で既知の光度を生成する均一な円盤の半径であり、3.4 R _☉です。光学的深さ 2/3 での半径は4.0 R _☉です。変換半径は、大気のモデリングで使用される値であり、5.6 R _☉です。^{[ 17 ]} O 成分の半径は14-15 R _☉です。^{[ 4 ]}    

AB7系の各構成要素の質量は、連星軌道から決定できる。最小質量は、主星と伴星それぞれ18 M☉と34 M☉であることがわかった_。軌道傾斜角を60 _°と仮定すると、実際の質量は28 M☉と54 M☉となる。伴星は_主星よりも質量が大きく、視覚的にも明るいが、光度はそれほど高くない_。^{[ 3 ]}    

AB7の2つの構成要素はどちらも強力な恒星風を持ち、急速に質量を失っている。 主星の風速は1,700 km/s、 伴星の風速は1,500 km/sと計算されており^{[ 4 ]}、主星の質量損失は太陽の10億倍、伴星の質量損失は1億倍である^{[ 18 ]} 。WR 風は十分に密度が高いため、星の光球を覆い隠し、その結果、風の急速な膨張と乱流によって広がった輝線がほぼすべてを占める特異なスペクトルが生じる。風速が速く、星が近いため、風が衝突する場所では物質が2,000万Kを超える温度に衝撃を受け、硬X線を放出する^{[ 15 ]}。

AB7の現在観測されている状態に至る連星系の進化を示すモデルが開発されました。初期状態では、80 M☉_の主星と40 M☉_の伴星が、現在の約2倍の大きさの軌道を周回しています。質量の大きい主星は約330万年後に主系列星を離れ、ロッシュローブから溢れ出します。約3万年後には30 M☉_の質量を失いますが、そのうち伴星に吸収されるのはごく一部です。その後比較的すぐに、連星系は現在の状態になります。^{[ 4 ]}   

2 つの恒星成分の元の化学組成は、太陽レベルの 1/5 ～ 1/10 の金属量を持つ SMC の典型的なものと想定されています。現在の進化状態では、WR 成分は劇的に異なる組成を示し、表面では水素が20% 未満、窒素はほとんど検出されず、炭素が著しく濃縮され、残りの大部分はヘリウムです。これは、水素がほとんど完全に欠如している銀河および LMC の WN 星とは異なります。これは中心でヘリウムを燃焼している星ですが、O 型の伴星は依然として中心で水素を燃焼している星です。^{[ 19 ]}

主星と伴星の両方において、いずれは中心核が崩壊し、超新星爆発が起こる。当初質量が大きかった主星が先に崩壊し、おそらく数十万年以内にIc型超新星となる。伴星は単独の星として、あるいは超新星残骸との連星として数百万年間存在し続け、その後、おそらくIb型超新星として爆発する。SMCの金属量を持つ大質量星は、低光度の超新星を生成したり、目に見える爆発を起こさずに直接ブラックホールに崩壊したりする可能性がある。^{[ 20 ]}