Светящаяся синяя переменная - Luminous blue variable

Светящиеся голубые переменные AG Carinae , полученные космическим телескопом Хаббла.

Светящиеся синие переменные ( LBV ) - это массивные эволюционировавшие звезды, которые показывают непредсказуемые, а иногда и драматические изменения как в спектрах, так и в яркости. Они также известны как переменные S Doradus в честь S Doradus , одной из самых ярких звезд Большого Магелланова Облака . Они чрезвычайно редки: всего 20 объектов перечислены в Общем каталоге переменных звезд как SDor, и некоторые из них больше не считаются LBV.

Открытие и история

P Лебедя профиль спектральной линии

Звезды LBV P Cygni и η Carinae были известны как необычные переменные с 17 века, но их истинная природа не была полностью изучена до недавнего времени.

В 1922 году Джон Чарльз Дункан опубликовал первые три переменные звезды, когда-либо обнаруженные во внешней галактике, переменные 1, 2 и 3, в Галактике Треугольник (M33). За ними последовал Эдвин Хаббл с еще тремя в 1926 году: A, B и C в M33. Затем в 1929 году Хаббл добавил список переменных, обнаруженных в M31 . Из них Var A, Var B, Var C и Var 2 в M33 и Var 19 в M31 были продолжены подробным исследованием Хабблом и Алланом Сэндиджем в 1953. Var 1 в M33 был исключен как слишком слабый, а Var 3 уже был классифицирован как цефеидная переменная . В то время их просто описывали как нерегулярные переменные, хотя они были самыми яркими звездами в этих галактиках. В оригинальной статье Hubble Sandage есть сноска о том, что S Doradus может принадлежать к тому же типу звезды, но с сильными оговорками, поэтому для подтверждения связи придется подождать несколько десятилетий.

В более поздних работах эти пять звезд назывались переменными Хаббла – Сэндиджа. В 1970-х годах Var 83 в M33 и AE Andromedae , AF Andromedae (= Var 19), Var 15 и Var A-1 в M31 были добавлены в список и описаны несколькими авторами как «светящиеся синие переменные», хотя это было в то время не считалось официальным именем. В спектрах были обнаружены линии с профилем P Cygni, которые сравнивались с η Carinae. В 1978 году Роберта М. Хамфрис опубликовала исследование восьми переменных в M31 и M33 (исключая Var A) и назвала их светящимися синими переменными, а также установила связь с классом переменных звезд S Doradus. В 1984 году в презентации на симпозиуме МАС Питер Конти формально сгруппировал переменные S Doradus, переменные Хаббла – Сэндиджа, η Киля, P Лебедя и другие подобные звезды вместе под термином «светящиеся синие переменные» и сократил его до LBV. Он также четко отделил их от других светящихся голубых звезд, звезд Вольфа – Райе.

Типы переменных звезд обычно называют в честь первого члена, который, как было обнаружено, является переменным, например, переменные δ Sct, названные в честь звезды δ Sct . Первой светящейся синей переменной, которая была идентифицирована как переменная звезда, была P Лебедя, и эти звезды были названы переменными типа P Лебедя. Общий каталог переменных звезд решил , что есть возможность путаницы с P Лебедя профилей , которые также встречаются в других типах звезд, и выбрал аббревиатуру SDOR для «переменных типа S Золотой Рыбы». Термин «переменная S Doradus» использовался для описания переменных P Cygni, S Doradus, η Carinae и Хаббла-Сэндиджа как группы в 1974 году.

Физические свойства

Верхняя часть диаграммы HR показывает расположение полосы нестабильности S Doradus и расположение вспышек LBV. Основная последовательность - это тонкая наклонная линия слева внизу.

LBV - это массивные нестабильные звезды-сверхгиганты (или гипергиганты ), которые демонстрируют различные спектральные и фотометрические вариации, наиболее очевидно периодические вспышки s и случайные гораздо более крупные извержения s.

В «спокойном» состоянии они обычно являются звездами B-типа, иногда чуть более горячими, с необычными эмиссионными линиями. Они находятся в области диаграммы Герцшпрунга-Рассела, известной как полоса нестабильности S Doradus , где наименее светящиеся имеют температуру около 10 000 К и светимость, примерно в 250 000 раз превышающую солнечную, тогда как самые светящиеся имеют температуру около 25 000 К и их светимость более чем в миллион раз превышает солнечную, что делает их одними из самых ярких из всех звезд.

Во время нормальной вспышки температура для всех звезд понижается примерно до 8 500 К, что немного горячее, чем у желтых гипергигантов . Болометрическая светимость обычно остается постоянной, а это означает, что визуальная яркость несколько увеличивается на величину или две. S Doradus олицетворяет это поведение. Было найдено несколько примеров, когда кажется, что яркость меняется во время вспышки, но свойства этих необычных звезд трудно определить точно. Например, AG Carinae может уменьшаться в яркости примерно на 30% во время вспышек; и AFGL 2298 резко увеличивает свою светимость во время вспышки, хотя неясно, следует ли классифицировать это как умеренное гигантское извержение . S Doradus олицетворяет это поведение, которое было названо сильным активным циклом , и оно рассматривается как ключевой критерий для определения светящихся переменных синего цвета. Видны две отчетливые периодичности: либо изменения продолжаются более 20 лет, либо менее 10 лет. В некоторых случаях отклонения намного меньше, менее половины величины, с небольшим понижением температуры. Они называются слабоактивными циклами и всегда происходят во временном масштабе менее 10 лет.

Некоторые LBV подвергались гигантским извержениям с резко увеличившейся потерей массы и яркостью, настолько сильными, что некоторые из них были первоначально внесены в каталог как сверхновые. Вспышки означают, что вокруг таких звезд обычно есть туманности ; η Carinae - наиболее изученный и наиболее яркий из известных примеров, но, возможно, нетипичный. Обычно предполагается, что все светящиеся синие переменные подвергаются одному или нескольким из этих крупных извержений, но они наблюдались только у двух или трех хорошо изученных звезд и, возможно, у нескольких самозванцев сверхновых. Два ярких примера в нашей галактике, P Лебедя и η Киля, и возможный пример в Малом Магеллановом Облаке, HD 5980A, не показали вариаций сильного цикла. По-прежнему возможно, что два типа переменности происходят в разных группах звезд. Трехмерное моделирование показало, что эти выбросы могут быть вызваны вариациями непрозрачности гелия.

Многие светящиеся синие переменные также демонстрируют небольшую изменчивость амплитуды с периодами менее года, которые кажутся типичными для переменных Альфа Лебедя , и стохастические (т.е. полностью случайные) вариации.

Светящиеся синие переменные по определению ярче, чем большинство звезд, а также более массивны, но в очень широком диапазоне. Наиболее светящиеся более миллион  л ☉ и имеют массы приближаются, возможно , превышающие 100,  М ☉ . Наименее светящиеся имеют светимость около четверти миллиона  L ☉ и масс , как низко как 10  М ☉ , хотя они были бы значительно более массивными , как звезды главной последовательности. Все они имеют высокую скорость потери массы и показывают некоторое увеличение содержания гелия и азота.

Эволюция

Homunculus Туманность , произведенный Великой всплеску п Киля

Из-за большой массы и высокой светимости этих звезд время их жизни очень короткое - всего несколько миллионов лет и намного меньше миллиона лет в фазе LBV. Они быстро развиваются в наблюдаемых временных масштабах; были обнаружены примеры, когда звезды со спектрами Вольфа – Райе (WNL / Ofpe) развивались, чтобы показать вспышки LBV, и несколько сверхновых были прослежены до вероятных предков LBV. Недавние теоретические исследования подтверждают последний сценарий, когда светящиеся голубые переменные звезды являются последней стадией эволюции некоторых массивных звезд, прежде чем они взорвутся как сверхновые, по крайней мере для звезд с начальной массой от 20 до 25 масс Солнца . Для более массивных звезд компьютерное моделирование их эволюции предполагает, что светящаяся синяя переменная фаза имеет место во время последних фаз горения водорода в ядре (LBV с высокой температурой поверхности), фазы горения водородной оболочки (LBV с более низкой температурой поверхности) и самая ранняя часть фазы горения гелия в ядре (снова LBV с высокой температурой поверхности) перед переходом в фазу Вольфа – Райе , что является аналогом фаз красного гиганта и красного сверхгиганта менее массивных звезд.

Похоже, что существует две группы LBV: одна со светимостью выше 630000 солнечной, а другая со светимостью ниже 400000 солнечной, хотя это оспаривается в более поздних исследованиях. Были построены модели, показывающие, что группа более низкой светимости - это пост-красные сверхгиганты с начальной массой в 30–60 раз больше Солнца, тогда как группа более высокой светимости - это звезды населения II с начальной массой в 60–90 раз больше Солнца, которые никогда не развиваются в красные сверхгиганты , хотя могут стать желтыми гипергигантами . Некоторые модели предполагают, что LBV - это этап в эволюции очень массивных звезд, необходимый для того, чтобы они теряли избыточную массу, в то время как другие требуют, чтобы большая часть массы терялась на более ранней стадии холодных сверхгигантов. Нормальных вспышек и звездных ветров в состоянии покоя недостаточно для требуемой потери массы, но LBV иногда вызывают аномально большие вспышки, которые можно принять за слабую сверхновую, и они могут потерять необходимую массу. Все последние модели согласны с тем, что стадия LBV происходит после стадии главной последовательности и до обедненной водородом стадии Вольфа – Райе, и что практически все звезды LBV в конечном итоге взорвутся как сверхновые. LBV, по-видимому, могут взорваться прямо как сверхновая, но, вероятно, только небольшая часть. Если звезда не потеряет достаточную массу до конца стадии LBV, она может испытать особенно мощную сверхновую, созданную парной нестабильностью . Последние модели звездной эволюции предполагают, что некоторые одиночные звезды с начальной массой, примерно в 20 раз превышающей массу Солнца, будут взрываться как LBV, как сверхновые типа II-P, типа IIb или типа Ib, тогда как двойные звезды претерпевают гораздо более сложную эволюцию за счет снятие конверта, ведущее к менее предсказуемым результатам.

Вспышки, подобные сверхновым

Звезды, похожие на η Киля в соседних галактиках

Светящиеся голубые переменные звезды могут подвергаться «гигантским вспышкам» с резко увеличивающейся потерей массы и яркостью. Типичным примером является η Carinae, когда у P Cygni наблюдалась одна или несколько подобных вспышек 300–400 лет назад, но теперь их десятки каталогизированы во внешних галактиках. Многие из них изначально были классифицированы как сверхновые, но были повторно исследованы из-за необычных особенностей. Природа вспышек и звезд-прародителей, по-видимому, сильно различается, причем вспышки, скорее всего, имеют несколько разных причин. Исторические вспышки η Киля и P Лебедя, а также несколько недавних вспышек во внешних галактиках длились годы или десятилетия, тогда как некоторые из самозваных вспышек сверхновых снизились до нормальной яркости в течение нескольких месяцев. Хорошо изученными примерами являются:

Ранние модели звездной эволюции предсказывали, что, хотя звезды большой массы, которые производят LBV, часто или всегда заканчивают свою жизнь как сверхновые, взрыв сверхновой не произойдет на стадии LBV. Из-за того, что прародитель SN 1987A был голубым сверхгигантом и, скорее всего, LBV, несколько последующих сверхновых были связаны с предшественниками LBV. Было показано, что предшественником SN 2005gl является LBV, по всей видимости, вспышка всего несколькими годами ранее. Были обнаружены предшественники нескольких других сверхновых типа IIn, которые, вероятно, были LBV:

Моделирование предполагает, что при металличности, близкой к солнечной, звезды с начальной массой около 20–25  M ☉ взорвутся как сверхновые на стадии LBV своей жизни. Это будут пост-красные сверхгиганты со светимостью в несколько сотен тысяч раз больше, чем у Солнца. Ожидается, что сверхновая будет иметь тип II, скорее всего, тип IIb, хотя, возможно, тип IIn из-за эпизодов повышенной потери массы, которые происходят как LBV и на стадии желтого гипергиганта .

Список LBV

См. Также: Список самых ярких звезд

Идентификация LBV требует подтверждения характерных спектральных и фотометрических вариаций, но эти звезды могут быть "неподвижными" в течение десятилетий или столетий, когда они неотличимы от многих других горячих светящихся звезд. Кандидат в светящуюся синюю переменную (cLBV) может быть идентифицирован относительно быстро на основе ее спектра или светимости, и во время недавних исследований в Млечном Пути были каталогизированы десятки.

Недавние исследования плотных скоплений и масс-спектрографический анализ светящихся звезд определили десятки вероятных LBV в Млечном Пути из вероятной общей популяции всего в несколько сотен, хотя немногие наблюдались достаточно подробно, чтобы подтвердить характерные типы изменчивости. Вдобавок было идентифицировано большинство LBV в Магеллановых Облаках, несколько десятков в M31 и M33, а также горстка в других галактиках местных групп.

η Carinae , светящаяся синяя переменная, видимая из рентгеновской обсерватории Чандра

Наша галактика:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (чрезвычайно горячая звезда, не показывающая переменности с 1935 г. и практически не изучаемая)
  • Вар 83
  • Вар Б
  • Вар C
  • GR 290 (звезда Романо, необычно горячий LBV)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Неназванная звезда, которая пережила вспышку с 1998 по 2008 год в необычном событии, похожем на сверхновую, и теперь исчезла.

Ряд cLBV в Млечном Пути хорошо известен из-за своей чрезвычайной яркости или необычных характеристик, в том числе:

  • Wray 17-96 (необычный гипергигант в промежутке между двумя полустабильными областями LBV)
  • Пистолетная звезда (когда-то считалась самой яркой звездой в галактике)
  • LBV 1806-20 (одна из самых ярких известных звезд)
  • Сандулек -69 ° 202 (звезда, взорвавшаяся как SN 1987A )
  • Cygnus OB2-12 (голубой гипергигант и одна из самых ярких известных звезд)
  • HD 80077 (синий гипергигант)
  • V1429 Aquilae (со сверхгигантским компаньоном, очень похожим на менее яркий η Car)
  • V4030 Sagittarii (гипергигант, окруженный туманностью, идентичной туманности вокруг Сандулека -69 ° 202)
  • WR 102ka (Пионовидная звезда, одна из самых ярких известных звезд и будет одной из самых горячих LBV)
  • Шер 25 (синий сверхгигант в NGC 3603 с биполярным истечением и окруженный околозвездным кольцом)
  • BD + 40 ° 4210 (синий сверхгигант в звездной ассоциации Cygnus OB2 )

Другие хорошо известные звезды, которые в настоящее время не классифицируются как LBV, но могут переходить в LBV, относительно недавно были LBV или являются LBV в стабильной фазе, включают:

  • Zeta-1 Scorpii (гипергигант невооруженным глазом)
  • IRC + 10420 (желтый гипергигант, температура которого повысилась до диапазона LBV)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, необычный желтый гипергигант, развивающийся голубыми стенами)
  • Rho Cassiopeiae (неустойчивый желтый гипергигант, страдающий периодическими вспышками)

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки