S Doradus - S Doradus
| Данные наблюдений Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 05 ч 18 м 14,3572 с |
| Склонение | −69 ° 15 ′ 01.148 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 8,6 - 11,5 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | B8 / 9eq - F0 / 5: Iae |
| Индекс цвета U − B | –0,98 |
| Индекс цвета B − V | +0,11 |
| Тип переменной | S Doradus |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | +228 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: 1,735 мс / год Декабрь: 0,280 мс / год |
| Параллакс (π) | 0,0073 ± 0,0371 мас |
| Расстояние | 169 000 св. Лет (51 800 шт. ) |
| Абсолютная звездная величина (M V ) |
–7,6 (1965) –10,0 (1989) |
| Подробности | |
| Масса |
24+16 −2 M ☉ |
| 1989 (максимум) | |
| Радиус | 380 Р ☉ |
| Яркость | 910,000 л ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 0,6 куб. |
| Температура | 8 500 К |
| 1985 (минимум) | |
| Радиус | 100 R ☉ |
| Яркость | 1,400,000 л ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 1,6 куб. |
| Температура | 20000 К |
| 1965 (глубокий минимум) | |
| Яркость | 2,000,000 л ☉ |
| Температура | 35000 К |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
S Doradus (также известный как S Dor ) является одной из самых ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке (БМО), в спутниковой галактике в Млечном Пути , расположенных roughtly 160000 световых лет от отеля. Звезда - светящаяся синяя переменная и одна из самых ярких известных звезд , ее светимость значительно варьируется в пределах 1 000 000 раз яркости Солнца , хотя она находится слишком далеко, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом.
История
S Doradus была отмечена в 1897 году как необычная и переменная звезда I типа Секки с яркими линиями H α , H β и H γ . Официальное признание в качестве переменной звезды было присвоено ей в 1904 году во втором дополнении к Каталогу переменных звезд, ей было присвоено имя S Doradus.
В последующие десятилетия S Dor наблюдался много раз. В 1924 году он был описан как «класс P Cygni» и зарегистрирован с фотографической звездной величиной 9,5. В 1925 году его абсолютная величина оценивалась в -8,9. В 1933 году она была внесена в список звезд Бека 9-й величины с яркими линиями водорода. Это была самая яркая звезда из всех известных в то время.
В 1943 году переменность была интерпретирована как результат затмений двойного спутника, вращающегося по орбите с периодом 40 лет. Это было опровергнуто в 1956 году, когда переменность была описана как нерегулярная, а спектр как A0 с профилями P Лебедя и излучением для многих спектральных линий. С 1954 по 1955 год наблюдалось снижение яркости на 0,8 звездной величины. В то же время было отмечено, что S Doradus похож на переменные Хаббла – Сэндиджа , LBV, обнаруженные в M31 и M33 . За кратким минимумом 1955 года последовал глубокий минимум в 1964 году, когда спектр сравнивали с Eta Carinae в сильном контрасте со спектром середины A при нормальной яркости.
К 1969 году природа S Doradus все еще была неопределенной и считалась, возможно, звездой, предшествующей главной последовательности, но в течение следующего десятилетия консенсус пришел к выводу, что переменные типа S Doradus и переменные Хаббла-Сэндиджа являются эволюционировавшими массивными сверхгигантами. В конечном итоге в 1984 году они получили название «светящиеся синие переменные», отчасти из-за сходства аббревиатуры LBV с четко определенным классом переменных звезд LPV. Система классификации, определенная для Общего каталога переменных звезд, появилась раньше этого, поэтому для LBV используется аббревиатура SDOR.
Окрестности
S Doradus - самый яркий член рассеянного скопления NGC 1910 , также известного как звездная ассоциация LH41 , который можно увидеть в бинокль как яркий конденсат внутри главной полосы БМО. Это внутри эмиссионной туманности N119 , имеющей характерную спиралевидную форму. Это одна из самых ярких отдельных звезд в БМО, а иногда и самая яркая. В БМО есть лишь несколько других звезд 9-й величины, например желтый гипергигант HD 33579 .
Рядом с S Doradus есть несколько компактных скоплений, входящих в общую ассоциацию NGC 1910 / LH41. Ближайшее находится на расстоянии менее четырех угловых минут, содержит две из трех звезд WO во всем БМО, и все скопление примерно такой же яркости, как S Doradus. Чуть дальше находится NGC 1916 . Другой LBV, R85 , находится всего в двух угловых минутах езды. В этой богатой области звездообразования также находится третья звезда Вольфа – Райе , по крайней мере десять других сверхгигантов и по крайней мере десять звезд класса O.
У S Doradus есть несколько близких звезд-компаньонов. В каталоге двойных звезд Вашингтона перечислены две звезды 11-й величины на расстоянии 5 дюймов, что на удалении от БМО составляет около четырех световых лет. Гораздо более близкий спутник был обнаружен с помощью датчика точного наведения космического телескопа Хаббла, находящегося на расстоянии 1,7 дюйма и на четыре звездных значения слабее. Есть и другие близлежащие звезды, в первую очередь сверхгигант OB 12-й величины и 13 ″.
Изменчивость
Эта звезда принадлежит к собственному одноименному классу переменных звезд S Doradus , также обозначаемых как светящиеся синие переменные или LBV. LBV демонстрируют длительные медленные изменения яркости, перемежающиеся случайными вспышками. S Doradus - это, как правило, звезда с величиной 9, изменяющейся на несколько десятых величины в масштабе времени в несколько месяцев, с наложением изменений величиной примерно на несколько лет. Крайний диапазон этих изменений составляет примерно от 8,6 до 10,4 визуальной величины. Каждые несколько десятилетий он показывает более резкое снижение яркости до 11,5 звездной величины. Природа изменения несколько необычна для LBV; S Doradus обычно находится в состоянии вспышки, лишь изредка переходя в состояние покоя, которое типично для большинства звезд этого класса.
Цвет S Doradus меняется по мере изменения его яркости, он становится самым голубым, когда звезда слабее всего. В то же время в спектре наблюдаются резкие изменения. Обычно это крайний сверхгигант середины A с профилями P Лебедя на многих линиях (например, A5eq или A2 / 3Ia + e). При максимальной яркости спектр может стать таким же холодным, как F-сверхгигант, с сильными ионизированными линиями металлов и почти без эмиссионных компонентов. При минимальной яркости в спектре преобладает излучение, особенно запрещенные линии Fe II, а также гелия и других металлов. В глубоких минимумах эти особенности еще более выражены, также появляется эмиссия Fe iii .
Попытки определить закономерность в непредсказуемых изменениях яркости предполагают период около 100 дней для небольших изменений амплитуды вблизи максимальной яркости. Считается, что при минимальной яркости эти микровариации происходят с периодами до 195 дней. Более медленные вариации характеризовались периодом 6,8 года с интервалом 35–40 лет между глубокими минимумами. Микровариации подобны изменениям яркости, показываемым переменными α Лебедя , которые представляют собой менее светящиеся горячие сверхгиганты.
Полоса нестабильности
Переменные S Doradus (LBV) показывают различные состояния покоя и вспышки. Во время фазы покоя LBV лежат вдоль диагональной полосы на диаграмме H – R, называемой полосой нестабильности S Doradus , причем более яркие примеры имеют более высокие температуры.
Стандартная теория состоит в том, что вспышки LBV происходят, когда потеря массы увеличивается, а чрезвычайно плотный звездный ветер создает псевдофотосферу. Температура падает до тех пор, пока непрозрачность ветра не начнет уменьшаться, что означает, что все вспышки LBV достигают температуры около 8000–9000 К. Считается, что болометрическая светимость во время вспышек в основном не меняется, но визуальная яркость увеличивается по мере перехода излучения от ультрафиолетового к визуальному. диапазон. Детальные исследования показали, что некоторые LBV меняют яркость от минимальной до максимальной. Было подсчитано, что S Doradus менее светит при максимальной яркости (минимальной температуре), возможно, в результате потенциальной энергии, идущей на расширение значительной части звезды. AG Carinae и HR Carinae показывают аналогичное снижение яркости в некоторых исследованиях, но в наиболее убедительном случае AFGL 2298 увеличивал свою яркость во время вспышек.
Редкие более крупные извержения могут проявляться как длительные сверхновые сверхновые с недостаточным светом , и их назвали самозванцами сверхновых . Причина извержений неизвестна, но звезда выживает и может испытать множественные извержения. Eta Carinae и P Cygni - единственные известные примеры в Млечном Пути, а S Doradus не показал такого извержения.
Звездные свойства
- van Genderen (2001), минимальная температура, полученная из показателя цвета
- Lamers (1995), свойства, полученные из модели атмосферы, не связанной с LTE
- Humphreys & Davidson (1994), температура при минимум предполагает постоянную яркость
Температуру LBV трудно определить, потому что спектры настолько своеобразны, а стандартные цветовые калибровки не применяются, поэтому изменения яркости, связанные с изменениями яркости, не могут быть точно рассчитаны. В пределах погрешности часто предполагалось, что светимость остается постоянной во время всех вспышек LBV. Это вероятно, если вспышка состоит только из непрозрачного звездного ветра, образующего псевдофотосферу, имитирующую более крупную более холодную звезду.
Улучшенная физика атмосферы и наблюдения за изменениями светимости во время некоторых вспышек LBV поставили под сомнение исходные модели. Атмосфера S Doradus была смоделирована в деталях между нормальным минимумом при величине 10,2 в 1985 году и максимуме при величине 9,0 в 1989 температура была рассчитана отказаться от 20000 К до 9000 К, а светимость упала с 1,400,000 L ☉ к 708,000 л ☉ . Это соответствует увеличению радиуса видимой поверхности звезды от 100 R ☉ до 380 R ☉ . Более простой расчет изменения от глубокого минимума в 1965 г. величины 11,5 до максимума 1989 дает снижение температуры от 35000 К до 8500 К, а падение светимости от 2000000 L ☉ до 910000 L ☉ . В течение короткого периода во время максимума в конце 1999 года температура упала до 7500–8500 K, при этом яркость заметно не изменилась. Это нормально для других LBV в максимальной степени и настолько круто, насколько это возможно, но этого не было в S Doradus ни до, ни после. Наблюдения за AG Carinae показали, что любые изменения светимости между минимумом и максимумом могут происходить внезапно в небольшом температурном диапазоне, при этом светимость примерно постоянна в течение остальной части кривой блеска.
Массу LBV трудно вычислить напрямую, если она не находится в двоичной системе. Поверхностная сила тяжести резко меняется, и ее трудно измерить по специфическим спектральным линиям, а радиус плохо определен. Считается, что LBV являются прямыми предшественниками звезд Вольфа – Райе , но могут быть либо только что произошедшими от звезд главной последовательности, либо пост- красных сверхгигантов с гораздо более низкими массами. В случае S Doradus текущая масса, вероятно, будет в диапазоне 20–45 M ☉ .