基本介紹
- 中文名：HD 5980
- 分類：雙星系統
- 質量：40-60倍太陽
- 視星等：11.52等
- 絕對星等：-11.5等
- 距地距離：20萬光年
- 亮度：300萬倍太陽
- 星座：杜鵑座
簡介,發現,組件,發光藍變數,進化,
簡介
HD 5980 A可能是一顆高光度藍變星，質量大約為55-75個太陽質量。 而HD 5980 B是一顆沃爾夫–拉葉星，約有30個太陽質量。HD5980的主星被多層氣殼圍繞，有著極大的變光，光譜也在不斷的變化。該星最暗時顯示出WN11型的光譜，像是最低溫的沃爾夫·拉葉星，此時恆星半徑約為太陽的40倍，表面溫度約為25000K，輻射能量大約為太陽的140萬倍。而光度極大時則顯示為B1.5Ia0的B型特超巨星，半徑急劇擴大到160個太陽大小，表面溫度則降低到17500K，輻射能量上升至220萬倍太陽光度。該星直徑變化幅度如此劇烈，不符合藍超巨星的一貫性質，極有可能是星周物質干擾了測量所致。HD5980B是一個高溫的沃爾夫·拉葉星，半徑約為太陽的6倍，表面溫度估算為60000K，輻射出37萬倍於太陽的能量。
HD 5980是小麥哲倫雲(SMC)NGC 346中的一個多星系統，是SMC中最亮的恆星之一。HD 5980在已知的最亮恆星中至少有三個組分：不尋常的主恆星具有Wolf-Rayet光譜，並產生了發光藍色變數(Lbv)爆發；次級恆星，也是Wolf-Rayet恆星，與主恆星形成一個日食光譜雙星；一個更遠的O型超級巨星也很可能是雙星。
發現
HD 5980第一次記錄於1901年，作為第一個對象，在一個具有特殊光譜的南天天體列表中。它被描述為“V型”，指具有發射線的恆星的Secchi類。在第一份Henry Draper目錄中，它被正式命名為HD 5980，其中給出了表示強發射帶的Oa的光譜類型。當發射線“O”恆星被確認為一個單獨的類別時，光譜類型被細化為WA。
後來的觀測發現了光譜和亮度的變化和日食，但它被認為是一個簡單的WR/OB雙星。在雙星軌道上沒有移動的光譜吸收線最終得出結論，HD 5980是一個三重系統，具有接近雙星和更遠的O級超巨星。1993年，光譜開始變化，亮度增加，開始了一場戲劇性的變化，被解釋為一種獨特的LBV噴發。從那時起，這顆恆星一直被密集地觀察和模擬。
組件
NGC 346HD 5980是左邊最亮的恆星，就在中間。HD 5980在視覺上是一顆恆星，但光譜顯示了三個熱發光成分。這三顆恆星的物理參數是不確定的，因為它們很難分辨光譜、偏食、隨軌道相位的明顯內在變化以及至少一個成分的強烈可變性。光譜特徵與物理特徵(如溫度)的校準歷來由於SMC中物體的低金屬性而變得複雜。
主恆星HD 5980 A在視覺上是這三顆恆星中最亮的部分。這顯然是一個貧氫的WN3型，直到1990年，但後來經歷了lbv型的突出，它的半徑增加了10倍，它的溫度急劇下降，因此它出現了一個B超巨星，具有突出的氫譜線。從那以後，它又回到了它原來的亮度和溫度附近。發射譜線是在密集的恆星風中產生的，而對於潛在的光球則知之甚少。
第二，HD 5980 B，也是狼-雷埃的明星.它與初級A形成一個光譜雙倍，它們每隔19.3天繞彼此軌道。軌道參數表明，這兩顆恆星的質量大致相同，在誤差範圍內。軌道向我們傾斜86°，每個軌道發生兩次偏食，時間表明偏心度為0.27。日食只產生系統總亮度的0.2級變化，但在日食期間光線曲線和線廓線的形狀變化使得恆星核心和濃密的風區(約為恆星寬度的兩倍)得以識別。
HD 5980 B一般被歸類為WN4。只有根據軌道中某些寬發射線的剖面變化，才能將光譜與HD 5980 A區分開來。在發射中可以看到一些氫譜線，但通常是由其他寬發射隱藏在一起的。窄的吸氫線一般不被認為是由這個成分產生的，並且不顯示相同的徑向速度變化。
組分C是從窄吸收線中識別出的一顆遠距離富氫恆星，其徑向速度變化不像A/B對的寬發射線那樣強。高解析度光譜顯示較小的徑向速度變化，並假定C本身也有伴生。主恆星是一顆炙熱的常規恆星，很可能是早期的O型超級巨星。由徑向速度變化推算出96.5天的周期。這是A/B系統周期的五倍，這表明這四顆恆星形成了一個引力梯形系統，儘管不能排除它是一個不相關的機會排列。
發光藍變數
在1990之前，沒有觀察到HD 5980顯示出超出常規日食的顯著變化。當時人們只知道它是一個WN+OB雙星，但後來的分析表明，主HD 5980A顯示出類似於WN3星的光譜。該系統在11.7附近具有明顯的視覺震級，初級分量被計算為三個已知分量中稍微最亮的一個。
到1993年11月，光譜類型為WN6，亮度增加到約10.9。光譜中的吸收線不再被檢測到。1993年底，該恆星的亮度連續幾周增加到10級以上，光譜類型達到WN8，之後亮度迅速下降到接近11級。[18]1994年6月，該恆星開始冷卻並再次變亮。它在9月份達到8.6級的峰值，是SMC中最明亮的恆星，但是在這個確切的時間沒有光譜。在峰後不久，它被歸類為WN11。在11月，光譜被認為是B1.5Ia+，一種藍色超巨星，在發射中具有強氫和電離金屬線，或者具有P Cygni譜線。B1.5Ia+是和WN11非常相似的光譜類型，在某些譜線中具有較低的電離水平和較強的P Cygni譜線吸收，表明隨著恆星風的變化，溫度略低。一個月後，亮度略有下降，光譜表明溫度升高。在一年內，亮度下降到第十一級，光譜回到WN6。
自爆發以來，亮度下降到約11.3級，HD 5980 A顯示出WN4/5光譜。一項研究表明亮度增加3-6倍，達到太陽（L）峰值的10000000倍，[8]，但這可能只是由於不同的分析技術，而其他研究發現相當一致的亮度達到幾百萬L。
較早的爆發可能發生在1960左右，並提出了40年的周期。當HD 5980A處於靜止階段時，也觀察到30分鐘的時間尺度的微小變化。大振幅變化和噴發的原因尚不清楚，但據推測，當恆星在正常LBV爆發期間充分膨脹，以迫使與近距離雙星伴星發生劇烈相互作用時，就會觸發大噴發。
儘管HD 5980被當作LBV，但它不遵循正常模式，即大約8500K的爆發期間有效的溫度和A型光譜。據推測，這種緊密的伴星使得這顆恆星在較高溫度下表現出LBV型不穩定性。RoMo的恆星和VAR 83可能是相似的，而很少研究的VAR 2甚至更熱，它們都在M33中。
進化
小Magellanic Cloud。NGC 346是中心附近最亮的紅色貼片（框架底部的非常亮的物體是NGC 362）。
HD 5980恆星的當前演化狀態和未來發展是高度不確定的。星星是不能分離的視覺和光譜主要混合使恆星的精確的物理和化學性質有很大的誤差。在小麥哲倫星雲的恆星金屬豐度和低影響了恆星演化的過程中，尤其是大質量恆星。低金屬性降低質量損失率。這一效應是沃爾夫–拉葉星是罕見的，有較高比例的大質量恆星的超新星爆炸作為前失去足夠的質量成為一個沃爾夫–拉葉星。只有星星比45米的☉更大（或更高的）預計將成為SMC WR星，而在25米以上的☉做銀河系。只有12的WR星在SMC，11 WN型和1窩，它們巨大的發光與狼Rayets銀河–，超過半數的A肝病毒大規模的同伴。589000 SMC WR星有溫度相對早期的光譜型，又由於低金屬豐度。除了HD 5980，最新的沃爾夫-拉葉光譜類型的SMC是WN4。SMC所有狼Rayets–，有一個例外，顯示在他們的頻譜部分吸收，表示O型星相似的溫度，在某些情況下，一個伴侶確實存在，但據推測沃爾夫–拉葉星星風在SMC的金屬豐一些光球吸收是在光譜上看很弱。
分量C很可能是一個相對正常的O型星。它從O4到O7被不同地分類，作為超巨星暫定。因此，只有輕微的演變從主序列，最有可能的還是融合氫為核心，並可能遵循一個相當典型的單星演化軌跡。它的同伴是未知的，但距離太遠，無法對其進化產生強大的影響。
WR二進制組件的當前進化狀態不太清楚。他們是在一個封閉的軌道而完全脫落，雖然它可能是傳質在過去發生的一個或其他擴展了明星。LBV的估計是大於在其突出的峰的軌道分離，雖然這只是一個偽光球的有效物質形成。在光譜的小氫早期WN分類一般是高度進化的低質量氦燃燒的恆星接近生命的終點，但HD 5980的成分是巨大的發光的星星。低金屬豐度的沃爾夫–拉葉星如SMC沒有直接的可比性更高的金屬豐度的恆星和這個複雜的進化狀態的解釋顯示的光譜類型。準均勻化學演化的超大質量恆星可以近似地再現的A和B組分為明星只進化遠離主序列的狀態，但在SMC金屬這需要近臨界旋轉力充分混合。
有兩個二元演化模型已經被開發，重現當前的系統狀態。在第一個模型中，兩顆恆星的初始質量的90米和80米☉☉演變與初始軌道周期為12天，500公里/秒的速度~初始轉動後310萬年，恆星被發現有一個軌道周期19.2d，民眾和亮度相似，ARE來自最近的觀測。沒有傳質現象的發生是因為星星遵循準化學進化計算。在第二個模型中，兩顆恆星的初始質量分別為150 m和75 m，在16天軌道中為160 R。230萬年後，更大的明星開始溢出它的洛希瓣，迅速轉移到25米☉小明星。260萬年後我們觀察這個系統。因一次觀察了一個世紀的高度不穩定的行為細節的模型顯然是不確定的。
保魯夫- RayET星爆炸為Ib/C核坍塌超新星，當它們的熔合元素一直到鐵。取決於坍塌時核的質量，它們會留下黑洞或中子星殘留物。SMC-WORE - RayET星預計將相對龐大且相對短命，留下黑洞。如果它們足夠快地旋轉，它們也是伽瑪射線爆發的好候選。
