AB7
Fue numerada como 336a, donde «a» significa que es una adición entre 336 y 337 del catálogo existente.
Tiene un compañera cercana, aunque a la distancia de la Pequeña Nube de Magallanes, realmente no es tan cercana y no está físicamente relacionada.
Tales regiones HeII son raras e indican una estrella ionizante extremadamente caliente.
[7] Se describe que N76 contiene el cúmulo abierto NGC 371, aunque lo inverso puede ser más preciso.
[10] Los remanentes de una supernova inusual rica en oxígeno han sido estudiados intensamente.
[12] AB7 es una fuente de rayos X fuertes, claramente detectada por los satélites ROSAT y Chandra.
La ionización Auger hace que el estado fundamental CIV se reduzca, complicando aún más el espectro.
[12] Calibrando la masa secundaria para que coincida con su tipo espectral, da una inclinación orbital de 68°.
[15] El brillo visual total de AB7 se puede determinar con bastante precisión en magnitud absoluta (MV) −6.1, 23 500 veces más brillante que el Sol.
La estrella tipo O domina el espectro visual y produce cerca del 70% del brillo, lo que lleva a MV −5.7, y a -4.4 para la primaria.
AB7 ioniza completamente el material interestelar circundante a una distancia de 20 pársecs, y esto puede usarse para derivar la temperatura y luminosidad de la estrella ionizante.
La temperatura efectiva es útil para modelar la atmósfera y la comparación entre estrellas, pero una temperatura observada a una profundidad óptica de 2/3 puede ser significativamente diferente para estrellas con viento estelar denso.
Desafortunadamente, eso no es práctico para AB7 porque la mayoría de su radiación ocurre en ultravioleta lejano.
Un método más común es medir la luminosidad visual y aplicar una corrección bolométrica (corrección hecha a la magnitud absoluta de un objeto para convertir su magnitud visible en su magnitud bolométrica) para dar la luminosidad total en todas las longitudes de onda, aunque el tamaño de la corrección bolométrica es extremadamente sensible a la temperatura efectiva.
Siguiendo este método, se obtiene una luminosidad de 1 270 000 L☉ para la primaria.
[15] El radio para una estrella con fuertes vientos estelares está pobremente definido, ya que cualquier discontinuidad de fuerte densidad que pueda definirse como una superficie, está completamente oculta a la vista.
Las diferencias son solo significativas en el caso de un componente WR.
[12] Ambos componentes de AB7 tienen poderosos vientos estelares, y pierden masa rápidamente.
En su estado evolucionado actual, el componente WR muestra abundancias dramáticamente diferentes, con menos del 20% de hidrógeno en la superficie, nitrógeno casi indetectable, un enriquecimiento significativo de carbono, y la mayor parte del resto helio.
[18] Tanto en la estrella primaria como en la secundaria, sus núcleos colapsarán finalmente resultando en la explosión de una supernova.
