Contexto. Entre los sistemas binarios descubiertos por el monitoreo espectroscópico de las estrellas O y WN de la Galaxia del Sur, o la Encuesta OWN, varios sistemas exhiben un ensanchamiento de línea muy diferente entre sus componentes. Objetivos. Nuestro objetivo es caracterizar estos sistemas binarios para entender las causas detrás de sus anchas líneas espectrales marcadamente diferentes, proporcionando pistas observacionales sobre los mecanismos físicos en juego. Métodos. Utilizamos nuevos y antiguos espectros ópticos de alta resolución de múltiples épocas para el análisis de velocidad radial y determinamos las órbitas espectroscópicas de ambos componentes en cinco sistemas: HD 57236, HD 93028, HD 101413, HD 151003 y HD 153426. Las propiedades físicas de los componentes estelares individuales fueron determinadas a través de un análisis cuantitativo. Usando modelos evolutivos, estimamos la edad de los sistemas y exploramos su evolución tidal. Resultados. Los sistemas consisten en estrellas O+O o O+B, con masas mínimas que varían de aproximadamente 6 M⊙ a 21 M⊙, en órbitas jóvenes, amplias y bastante excéntricas (períodos de aproximadamente 22 a 977 d y excentricidades de e > 0.14). Los componentes primarios y secundarios tienen una relación de velocidad de rotación proyectada de hasta 1:7 (aproximadamente 27 y aproximadamente 193 km s−1 en el caso de HD 93028), similar a sistemas binarios anteriores en esta serie, a saber, HD 93343 y HD 96264A. Conclusiones. La juventud y las amplias órbitas de los sistemas indican que la naturaleza rotacional no sincrónica de sus componentes es una consecuencia del proceso de formación estelar, en lugar de un resultado de interacciones binarias pasadas. Si bien el papel de las interacciones binarias puede ser predominante en muchos casos, no es una condición necesaria para explicar toda la población observada de rotadores rápidos.
Putkuri et al. (Wed,) estudiaron esta cuestión.