NGC 3603-A1 ( HD 97950A1 ) es un sistema binario estelar doblemente eclipsante situado en el centro del cúmulo HD 97950 en la región de formación estelar NGC 3603 , a unos 25.000 años luz de la Tierra . Ambas estrellas son de tipo espectral WN6h y se encuentran entre las más luminosas y masivas conocidas.
HD 97950 fue catalogada como una estrella, pero se sabía que era un cúmulo denso o una estrella múltiple cerrada. En 1926, los seis miembros más brillantes recibieron letras de la A a la F, [5] aunque desde entonces varios de ellos se han resuelto en más de una estrella. [6] La estrella A se resolvió primero en tres componentes utilizando interferometría de moteado , aunque ahora se pueden obtener imágenes directas utilizando óptica espacial o adaptativa. [1] Finalmente, se determinó que el componente A1 era un binario espectroscópico. [7]
Las dos estrellas que componen NGC 3603-A1 giran una alrededor de la otra cada 3,77 días y muestran variaciones de brillo de aproximadamente 0,3 magnitudes debido a los eclipses. Las estrellas orbitan muy cerca una de la otra, separadas apenas por sus propios diámetros y llenando o cerca de llenar sus lóbulos roche . [7]
Las masas de A1a y A1b determinadas a partir de los parámetros orbitales son 116 ± 31 M ☉ y 89 ± 16 M ☉ respectivamente. [3] Esto las convierte en las dos estrellas más masivas medidas directamente, es decir, con sus masas determinadas (usando órbitas keplerianas), y no estimadas a partir de modelos. Las masas estimadas a partir del análisis de las propiedades físicas son ligeramente superiores, 120 M ☉ y 92 M ☉ .
Cada componente es una estrella Wolf-Rayet (WR), con espectros dominados por fuertes líneas de emisión ensanchadas. El tipo WN6 indica que las líneas de nitrógeno ionizado son fuertes en comparación con las líneas de carbono ionizado, y el sufijo h indica que también se ve hidrógeno en el espectro. Este tipo de estrella WR no es la clásica estrella envejecida que quema helio despojado, sino un objeto joven altamente luminoso con productos de fusión del ciclo CNO que se muestran en la superficie debido a una fuerte mezcla convencional y rotacional, y altas tasas de pérdida de masa de la atmósfera. Las líneas de emisión se generan en el viento estelar y la fotosfera está completamente oculta. La fracción de superficie de hidrógeno aún se estima en 60-70%. [2]
Aunque las estrellas son muy jóvenes, tienen alrededor de 1,5 millones de años, ya han perdido una fracción considerable de sus masas iniciales. Se estima que estas eran 148 M ☉ y 106 M ☉ , lo que significa que han perdido 28 M ☉ y 14 M ☉ respectivamente. [2]