Lysende blå variabel - Luminous blue variable

Lysende blå variabel AG Carinae sett av Hubble -romteleskopet

Luminous blue variables ( LBVs ) er massive utviklede stjerner som viser uforutsigbare og noen ganger dramatiske variasjoner i både spektra og lysstyrke. De er også kjent som S Doradus -variabler etter S Doradus , en av de lyseste stjernene i den store magellanske skyen . De er usedvanlig sjeldne med bare 20 objekter oppført i General Catalog of Variable Stars som SDor, og en rekke av disse anses ikke lenger å være LBV -er.

Oppdagelse og historie

P Cygni -profil av en spektral linje

LBV -stjernene P Cygni og η Carinae har vært kjent som uvanlige variabler siden 1600 -tallet, men deres sanne natur ble ikke fullt ut forstått før mye mer nylig.

I 1922 publiserte John Charles Duncan de tre første variable stjernene som noensinne er oppdaget i en ekstern galakse, variablene 1, 2 og 3, i Triangulum Galaxy (M33). Disse ble fulgt opp av Edwin Hubble med tre til i 1926: A, B og C i M33. Så i 1929 la Hubble til en liste over variabler som ble oppdaget i M31 . Av disse ble Var A, Var B, Var C og Var 2 i M33 og Var 19 i M31 fulgt opp med en detaljert studie av Hubble og Allan Sandage i 1953. Var 1 i M33 ble ekskludert som for svak og Var 3 hadde allerede blitt klassifisert som en Cepheid -variabel . På den tiden ble de ganske enkelt beskrevet som uregelmessige variabler, selv om de var bemerkelsesverdige for å være de lyseste stjernene i disse galakser. Det originale Hubble Sandage -papiret inneholder en fotnote om at S Doradus kan være samme type stjerne, men uttrykte sterke forbehold, så koblingen måtte vente i flere tiår for å bli bekreftet.

Senere artikler refererte til disse fem stjernene som Hubble - Sandage -variabler. På 1970-tallet ble Var 83 i M33 og AE Andromedae , AF Andromedae (= Var 19), Var 15 og Var A-1 i M31 lagt til listen og beskrevet av flere forfattere som "lysende blå variabler", selv om det var ikke betraktet som et formelt navn den gangen. Spektrene ble funnet å inneholde linjer med P Cygni -profiler og ble sammenlignet med η Carinae. I 1978 publiserte Roberta M. Humphreys en studie av åtte variabler i M31 og M33 (unntatt Var A) og omtalte dem som lysende blå variabler, samt koblingen til S Doradus -klassen med variable stjerner. I 1984 i en presentasjon på IAU -symposiet grupperte Peter Conti formelt S Doradus -variablene, Hubble - Sandage -variablene, η Carinae, P Cygni og andre lignende stjerner sammen under begrepet "lysende blå variabler" og forkortet det til LBV. Han skilte dem også tydelig fra de andre lysende blå stjernene, Wolf – Rayet -stjernene.

Variable stjernetyper er vanligvis oppkalt etter det første medlemmet som ble oppdaget å være variabelt, for eksempel δ Sct -variabler oppkalt etter stjernen δ Sct . Den første lysende blå variabelen som ble identifisert som en variabel stjerne var P Cygni, og disse stjernene har blitt referert til som variabler av typen P Cygni. Den Generelt Katalog av variabel stjerne besluttet at det var en mulighet for forveksling med P Cygni profiler , som også finnes i andre typer stjerner, og valgte forkortelsen SDOR for "variabler i S Doradus typen". Begrepet "S Doradus-variabel" ble brukt for å beskrive P Cygni, S Doradus, η Carinae og Hubble-Sandage-variablene som en gruppe i 1974.

Fysiske egenskaper

Øvre del av HR -diagrammet som viser plasseringen av S Doradus ustabilitetsstrimmel og plasseringen av LBV -utbrudd. Hovedsekvens er den tynne skrånende linjen nederst til venstre.

LBV er massive ustabile superkjempe (eller hyperkjempe ) stjerner som viser en rekke spektroskopiske og fotometriske variasjoner, tydeligst periodiske utbrudd og sporadisk mye større utbrudd .

I sin "hvilende" tilstand er de vanligvis stjerner av B-type, noen ganger litt varmere, med uvanlige utslippslinjer. De finnes i et område av Hertzsprung - Russell -diagrammet kjent som S Doradus ustabilitetsstrimmel, der de minst lysende har en temperatur på rundt 10 000 K og en lysstyrke omtrent 250 000 ganger solen, mens de mest lysende har en temperatur på rundt 25 000 K og en lysstyrke over en million ganger solen, noe som gjør dem til noen av de mest lysende av alle stjernene.

Under et normalt utbrudd synker temperaturen til rundt 8.500 K for alle stjernene, noe varmere enn de gule hypergigantene . Den bolometriske lysstyrken forblir vanligvis konstant, noe som betyr at visuell lysstyrke øker noe med en størrelse eller to. S Doradus karakteriserer denne oppførselen. Det er funnet noen få eksempler der lysstyrken ser ut til å endre seg under et utbrudd, men egenskapene til disse uvanlige stjernene er vanskelig å bestemme nøyaktig. For eksempel kan AG Carinae redusere lysstyrken med rundt 30% under utbrudd; og AFGL 2298 har blitt observert for å øke lysstyrken dramatisk under et utbrudd, selv om det ikke er klart om det skal klassifiseres som et beskjedent gigantisk utbrudd . S Doradus karakteriserer denne oppførselen, som har blitt referert til som sterk-aktiv syklus , og den blir sett på som et sentralt kriterium for å identifisere lysende blå variabler. To forskjellige periodisiteter ses, enten variasjoner som tar lengre tid enn 20 år, eller mindre enn 10 år. I noen tilfeller er variasjonene mye mindre, mindre enn en halv størrelse, med bare små temperaturreduksjoner. Disse kalles svake-aktive sykluser og forekommer alltid på tidsskalaer på mindre enn 10 år.

Noen LBV -er har blitt observert å gjennomgå gigantiske utbrudd med dramatisk økt massetap og lysstyrke, så voldelige at flere opprinnelig ble katalogisert som supernovaer. Utbruddene betyr at det vanligvis er tåker rundt slike stjerner; η Carinae er det best studerte og mest lysende eksemplet, men er kanskje ikke typisk. Det antas generelt at alle lysende blå variabler gjennomgår en eller flere av disse store utbruddene, men de har bare blitt observert i to eller tre godt studerte stjerner og muligens en håndfull supernova-bedragere. De to klare eksemplene i vår galakse, P Cygni og η Carinae, og det mulige eksemplet i Small Magellanic Cloud, HD 5980A, har ikke vist sterke syklusvariasjoner. Det er fortsatt mulig at de to variasjonstypene forekommer i forskjellige grupper av stjerner. 3D-simuleringer har vist at disse utbruddene kan skyldes variasjoner i heliumopasitet.

Mange lysende blå variabler viser også liten amplitudevariabilitet med perioder mindre enn et år, som virker typiske for Alpha Cygni -variabler , og stokastiske (dvs. helt tilfeldige) variasjoner.

Lysende blå variabler er per definisjon mer lysende enn de fleste stjerner og også mer massive, men innenfor et veldig stort område. De mest lysende er mer enn en million  L ☉ og har masser som nærmer seg, muligens overstiger, 100  M ☉ . De minst lysende har lysstyrker rundt en kvart million  L ☉ og masser så lave som 10  M ☉ , selv om de ville vært betydelig mer massive som hovedsekvensstjerner. De har alle høye tapstap og viser en viss forbedring av helium og nitrogen.

Utvikling

Den Homunculus Nebula , produsert av den store utbrudd av η Carinae

På grunn av disse stjerners store masse og høye lysstyrke, er deres levetid veldig kort - bare noen få millioner år totalt og mye mindre enn en million år i LBV -fasen. De utvikler seg raskt på observerbare tidsplaner; det er oppdaget eksempler der stjerner med Wolf – Rayet -spektra (WNL/Ofpe) har utviklet seg for å vise LBV -utbrudd og en håndfull supernovaer har blitt sporet til sannsynlige LBV -forfedre. Nyere teoretisk forskning bekrefter sistnevnte scenario, der lysende blå variable stjerner er det siste evolusjonære stadiet av noen massive stjerner før de eksploderer som supernovaer, for minst stjerner med initialmasser mellom 20 og 25 solmasser . For mer-massive stjerner, datasimuleringer av deres utvikling foreslår den lysende blå variable fase finner sted i løpet av de siste faser av kjernen hydrogen brenn (LBV med høy overflatetemperatur), hydrogen skallet brennende fase (LBV med lavere overflatetemperatur), og den tidligste del av kjernen helium brennende fase (LBV med høy overflatetemperatur på nytt) før overgangen til den Wolf-Rayet fase , og således er analog til de røde gigantiske og rød super faser av mindre massive stjerner.

Det ser ut til å være to grupper LBV-er, den ene med lysstyrker over 630 000 ganger solen og den andre med lysstyrken under 400 000 ganger solen, selv om dette er omstridt i nyere forskning. Det er konstruert modeller som viser at gruppen med lavere lysstyrke er post-røde supergiganter med innledende masser på 30–60 ganger solen, mens gruppen med høyere lysstyrke er populasjons-II-stjerner med innledende masser 60–90 ganger solen som aldri utvikle seg til røde supergiganter , selv om de kan bli gule hypergiganter . Noen modeller antyder at LBV er et stadium i utviklingen av veldig massive stjerner som kreves for at de skal kaste overflødig masse, mens andre krever at mesteparten av massen går tapt på et tidligere kjølig-gigantisk stadium. Normale utbrudd og stjernevindene i hviletilstand er ikke tilstrekkelig for det nødvendige massetapet, men LBV -er produserer av og til unormalt store utbrudd som kan forveksles med en svak supernova, og disse kan kaste den nødvendige massen. Nylige modeller er alle enige om at LBV-stadiet skjer etter hovedsekvensstadiet og før det hydrogenutarmede Wolf – Rayet-stadiet, og at stort sett alle LBV-stjerner til slutt vil eksplodere som supernovaer. LBV kan tydeligvis eksplodere direkte som en supernova, men sannsynligvis er det bare en liten brøkdel som gjør det. Hvis stjernen ikke mister nok masse før slutten av LBV-fasen, kan den gjennomgå en spesielt kraftig supernova skapt av par-ustabilitet . De siste modellene for stjernevolusjon antyder at noen enkeltstjerner med innledende masser rundt 20 ganger solens vil eksplodere som LBV-er som type II-P, type IIb eller type Ib-supernovaer, mens binære stjerner gjennomgår mye mer kompleks evolusjon gjennom konvoluttstripping som fører til mindre forutsigbare utfall.

Supernova-lignende utbrudd

Stjerner som ligner på η Carinae i nærliggende galakser

Lysende blå variable stjerner kan gjennomgå "gigantiske utbrudd" med dramatisk økt massetap og lysstyrke. η Carinae er det prototypiske eksemplet, med P Cygni som viser ett eller flere lignende utbrudd for 300–400 år siden, men dusinvis er nå katalogisert i eksterne galakser. Mange av disse ble opprinnelig klassifisert som supernovaer, men ble undersøkt på nytt på grunn av uvanlige trekk. Utbruddene og stamfaderstjernene ser ut til å være svært varierende, og utbruddene har sannsynligvis flere forskjellige årsaker. De historiske η Carinae og P Cygni -utbruddene, og flere som nylig er sett i eksterne galakser, har vart i år eller tiår, mens noen av supernovahendelhendelsene har gått ned til normal lysstyrke i løpet av måneder. Godt studerte eksempler er:

Tidlige modeller for stjernevolusjon hadde spådd at selv om høymassestjernene som produserer LBV ofte eller alltid ville ende livet som supernovaer, ville ikke supernovaeksplosjonen oppstå på LBV-stadiet. Forespurt om at stamfaren til SN 1987A var en blå supergigant, og mest sannsynlig en LBV, har flere påfølgende supernovaer blitt assosiert med LBV -forfedre. Forfaren til SN 2005gl har vist seg å være en LBV tilsynelatende i utbrudd bare noen få år tidligere. Forfedre av flere andre type IIn -supernovaer har blitt oppdaget og sannsynligvis ha vært LBV -er:

Modellering antyder at stjerner med en metallisk nær sol vil stjerner med en innledende masse rundt 20–25  M expl eksplodere som en supernova mens de er i LBV-fasen av livet. De vil være post-røde supergiganter med lysstyrker noen hundre tusen ganger solens. Supernovaen forventes å være av type II, mest sannsynlig type IIb, men muligens type IIn på grunn av episoder med forsterket massetap som oppstår som en LBV og i det gul-hypergigant- stadiet.

Liste over LBV -er

Se også: Liste over de mest lysende stjernene

Identifiseringen av LBV krever bekreftelse av de karakteristiske spektrale og fotometriske variasjonene, men disse stjernene kan være "hvilende" i flere tiår eller århundrer, da de ikke kan skilles fra mange andre varme lysende stjerner. En kandidat lysende blå variabel (cLBV) kan identifiseres relativt raskt på grunnlag av spektrum eller lysstyrke, og dusinvis har blitt katalogisert i Melkeveien under de siste undersøkelsene.

Nyere studier av tette klynger og massespektrografisk analyse av lysende stjerner har identifisert dusinvis av sannsynlige LBV -er i Melkeveien av en sannsynlig total befolkning på bare noen få hundre, selv om få har blitt observert i detalj nok til å bekrefte de karakteristiske variasjonstypene. I tillegg er flertallet av LBV -ene i Magellanske skyer identifisert, flere titalls i M31 og M33, pluss en håndfull i andre lokale gruppegalakser.

η Carinae , en lysende blå variabel sett fra Chandra røntgenobservatorium

Galaksen vår:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (en ekstremt varm stjerne som ikke har vist variasjon siden 1935 og nesten ikke er studert)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (Romanos stjerne, en uvanlig varm LBV)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Uten navn stjerne som gjennomgikk et utbrudd fra 1998 til 2008 i en uvanlig supernova-lignende hendelse, og som nå har forsvunnet

En rekke cLBV -er i Melkeveien er godt kjent på grunn av deres ekstreme lysstyrke eller uvanlige egenskaper, inkludert:

Andre kjente stjerner som for øyeblikket ikke er klassifisert som LBV-er, men kan overgå til LBV-er, har vært LBV-er relativt nylig, eller er LBV-er i en stabil fase inkluderer:

Se også

Referanser

Eksterne linker