Жарқын көк өзгермелі жұлдыздар

Кіріспе

Жарқырап, көгілдір түсті және жарқырауы өзгеретін жұлдыз түрі.

Жарқырап көгілдір жұлдыздар (LBV) – спектрлері мен жарқырауында болжамсыз және кейде күрт өзгерістер байқалатын, эволюцияға ұшыраған массивті жұлдыздар. Олар сондай-ақ Үлкен Магеллан бұлтындағы ең жарқын жұлдыздардың бірі – S Doradus жұлдызының атымен S Doradus айнымалы жұлдыздары деп те аталады. Олар сирек кездеседі.

Ашу және тарихы

LBV жұлдыздары P Cygni және η Carinae 17 ғасырдан бері ерекше айнымалы жұлдыздар ретінде белгілі, бірақ олардың нағыз табиғаты 20 ғасырдың соңына дейін толыққанды түсініксіз болды. 1922 жылы Джон Чарльз Дункан сыртқы галактикада табылган алғашқы үш айнымалы жұлдызды жариялады: Үшбұрыш галактикасында (M33) 1, 2 және 3 айнымалылары. 1926 жылы Эдвин Хаббл осы тізімді M33-тегі А, В және С айнымалыларымен толықтырды. 1929 жылы Хаббл M31 галактикасында анықталған айнымалы жұлдыздардың тізімін қосты. Олардың ішінде M33-тегі Var A, Var B, Var C және Var 2, ал M31-дегі Var 19 жұлдыздары 1953 жылы Хаббл мен Аллан Сандедждің егжей-тегжейлі зерттеулеріне алынды. M33-тегі Var 1 тым әлсіз болғандықтан тізімнен шығарылды, ал Var 3 бұрыннан Цефеид айнымалысы ретінде жіктелген еді. Олар сол кезде жай ғана ретсіз айнымалы жұлдыздар деп сипатталды, бірақ олар сол галактикалардағы ең жарқын жұлдыздар болғандықтан ерекше көзге түсті. Хаббл-Сандеджтің бастапқы мақаласында S Doradus жұлдызының осы типке жататындығы туралы ескерту бар, бірақ күдік білдірілді, сондықтан растау бірнеше онжылдықтарды күтті. Кейінгі мақалаларда бұл бес жұлдыз Хаббл-Сандедж айнымалылары деп аталды. 1970 жылдары M33-тегі Var 83, AE Andromedae, AF Andromedae (=Var 19), Var 15 және M31-дегі Var A 1 тізімге қосылды және бірнеше авторлар оларды "жарық көк айнымалылар" деп сипаттады, бірақ ол кезде бұл ресми атау болған жоқ. Спектрлерінде P Cygni профиліне ие сызықтар табылды және олар η Carinae жұлдызымен салыстырылды. 1978 жылы Роберта М. Хамфрис M31 және M33 галактикаларындағы сегіз айнымалы жұлдызды зерттеді (Var A-ны қоспағанда) және оларды жарық көк айнымалылар деп атады, сондай-ақ оларды S Doradus класындағы айнымалы жұлдыздармен байланыстырды. 1984 жылы Халықаралық Астрономиялық Одақтың (IAU) симпозиумында Питер Конти S Doradus, Хаббл-Сандедж, η Carinae, P Cygni және басқа да ұқсас жұлдыздарды "жарық көк айнымалылар" терминімен біріктірді және оны LBV деп қысқартты. Ол сондай-ақ оларды басқа жарық көк жұлдыздардан, яғни Вольф-Райет жұлдыздарынан ажыратып көрсетті. Айнымалы жұлдыз түрлері әдетте айнымалы екені бірінші рет анықталған жұлдыздың атымен аталады, мысалы δ Sct айнымалылары δ Sct жұлдызының атымен аталған. Айнымалы жұлдыз ретінде алғашқы жарық көк айнымалы P Cygni болды және осы жұлдыздар P Cygni типті айнымалылар деп аталды. Жалпы айнымалы жұлдыздар каталогы P Cygni профильдерімен шатасу мүмкіндігі бар екенін ескерді, себебі олар басқа жұлдыз түрлерінде де кездеседі, сондықтан "S Doradus түріндегі айнымалылар" үшін SDOR аббревиатурасын таңдады. "S Doradus айнымалысы" термині 1974 жылы P Cygni, S Doradus, η Carinae және Хаббл-Сандедж айнымалыларын бір топ ретінде сипаттау үшін қолданылды.

The LBV stars P Cygni and η Carinae have been known as unusual variables since the 17th century, but their true nature was not fully understood until late in the 20th century. In 1922 John Charles Duncan published the first three variable stars ever detected in an external galaxy, variables 1, 2, and 3, in the Triangulum Galaxy (M33). These were followed up by Edwin Hubble with three more in 1926: A, B, and C in M33. Then in 1929 Hubble added a list of variables detected in M31. Of these, Var A, Var B, Var C, and Var 2 in M33 and Var 19 in M31 were followed up with a detailed study by Hubble and Allan Sandage in 1953. Var 1 in M33 was excluded as being too faint and Var 3 had already been classified as a Cepheid variable. At the time they were simply described as irregular variables, although remarkable for being the brightest stars in those galaxies. The original Hubble Sandage paper contains a footnote that S Doradus might be the same type of star, but expressed strong reservations, so the link would have to wait several decades to be confirmed. Later papers referred to these five stars as Hubble–Sandage variables. In the 1970s, Var 83 in M33 and AE Andromedae, AF Andromedae (=Var 19), Var 15, and Var A 1 in M31 were added to the list and described by several authors as "luminous blue variables", although it was not considered a formal name at the time. The spectra were found to contain lines with P Cygni profiles and were compared to η Carinae. In 1978, Roberta M. Humphreys published a study of eight variables in M31 and M33 (excluding Var A) and referred to them as luminous blue variables, as well as making the link to the S Doradus class of variable stars. In 1984 in a presentation at the IAU symposium, Peter Conti formally grouped the S Doradus variables, Hubble–Sandage variables, η Carinae, P Cygni, and other similar stars together under the term "luminous blue variables" and shortened it to LBV. He also clearly separated them from those other luminous blue stars, the Wolf–Rayet stars. Variable star types are usually named after the first member discovered to be variable, for example δ Sct variables named after the star δ Sct. The first luminous blue variable to be identified as a variable star was P Cygni, and these stars have been referred to as P Cygni type variables. The General Catalogue of Variable Stars decided there was a possibility of confusion with P Cygni profiles, which also occur in other types of stars, and chose the acronym SDOR for "variables of the S Doradus type". The term "S Doradus variable" was used to describe P Cygni, S Doradus, η Carinae, and the Hubble Sandage variables as a group in 1974.

Физикалық қасиеттері

LBV – тұрақты емес супергигант (немесе гипергигант) жұлдыздар, олар спектроскопиялық және фотометриялық өзгерістердің әртүрлі түрлерін көрсетеді, ең айқын түрде кезеңдік жарылыстар мен кейде одан да ірі жарылыстар. Олардың «тынық» күйінде әдетте B типіндегі жұлдыздар болып табылады, кейде сәл ыстық, ерекше шығарылым сызықтарымен сипатталады. Олар Герцспрунг-Рассел диаграммасындағы S Doradus тұрақсыздық жолағы деп аталатын аймақта орналасқан, онда ең аз жарқырақтыларының температурасы шамамен 10 000 К, ал жарықтылығы Күннен 250 000 есе артық, ал ең жарқырақтыларының температурасы шамамен 25 000 К, ал жарықтылығы Күннен миллион есе артық, оларды барлық жұлдыздардың ішіндегі ең жарқырақтыларының бірі етеді. Қалыпты жарылыс кезінде температура барлық жұлдыздар үшін шамамен 8 500 К-қа төмендейді, бұл сары гипергиганттардан сәл жоғары. Болометриялық жарықтылық әдетте тұрақты болып қалады, яғни көрінетін жарықтылық шамамен бір-екі шамаға артады. Жарылыс кезінде жарықтылықтың өзгеріп отыратыны байқалған бірнеше мысал бар, бірақ осы ерекше жұлдыздардың қасиеттерін дәл анықтау қиын. Мысалы, AG Carinae жарылыс кезінде жарықтылығы шамамен 30%-ға төмендейді; ал AFGL 2298 жарылысы кезінде жарықтылығы күрт артатыны байқалды, бірақ оны шағын алып жарылыс деп жіктеуге болатыны белгісіз. S Doradus осы мінез-құлықты сипаттайды, ол күшті белсенді цикл деп аталады және ол жарық түсіретін көк айнымалыларды анықтаудың маңызды критерийі болып саналады. Екі түрлі кезеңділік байқалады: біріншісі 20 жылдан астам уақытқа созылатын, екіншісі 10 жылдан кем уақытқа созылатын өзгерістер. Кейбір жағдайларда температураның төмендеуі өте аз, жарты шамадан да аз. Бұлар әлсіз белсенді циклдер деп аталады және әрқашан 10 жылдан кем уақыт аралығында болады. Кейбір LBV жұлдыздарында массасы мен жарықтылығы күрт өскен жарылыстар байқалады, олардың кейбіреулері бастапқыда суперновалар ретінде тізілген. Бұл жарылыстар мұндай жұлдыздардың айналасында тұмандықтардың пайда болуын білдіреді; η Carinae ең жақсы зерттелген және ең жарқырақты мысал, бірақ ол әдеттегідей болмауы мүмкін. Жалпы алғанда, барлық жарық көк айнымалылар осындай бір немесе бірнеше ірі жарылыстарға ұшырайды деп есептеледі, бірақ олар тек екі немесе үш жақсы зерттелген жұлдызда және мүмкін бірнеше суперновалық құбылыстарда байқалды. Құс жолы галактикасындағы екі нақты мысал, P Cygni және η Carinae, және Кіші Магеллан бұлтындағы мүмкін мысал, HD 5980A, күшті циклдық өзгерістер көрсетпеген. Жұлдыздардың әртүрлі топтарында екі түрлі өзгермелілік болуы мүмкін. 3D-модельдеу көрсеткендей, бұл жарылыстар гелийдің мөлдір еместігінің өзгеруінен туындауы мүмкін. Көптеген жарық көк айнымалылар да бір жылдан кем уақыт аралығындағы амплитуданың шағын өзгеруін көрсетеді, бұл Альфа Сигни айнымалыларына тән. Олар байқалатын уақыт шкалаларында тез дамиды; мысалдар табылды, онда Вольф-Райет спектрлері (WNL/Ofpe) бар жұлдыздар LBV жарылыстарын көрсетуге дамыды және бірнеше суперновалар LBV ата-бабаларына дейін іздестірілді. Соңғы теориялық зерттеулер соңғы сценарийді растайды, онда жарық көк айнымалы жұлдыздар кейбір ірі жұлдыздардың супернова ретінде жарылмас бұрынғы соңғы эволюциялық сатысы болып табылады, кем дегенде бастапқы массасы 20 және 25 күн массасы арасындағы жұлдыздар үшін. Үлкен жұлдыздар үшін олардың эволюциясының компьютерлік модельдеуі жарық көк айнымалы фазасы ядролық сутегінің жануының соңғы кезеңдерінде (жоғары беттік температурасы бар LBV), сутегі қабығының жану кезеңінде (төмен беттік температурасы бар LBV) және ядролық гелийдің жануының ең алғашқы бөлігінде (қайтадан жоғары беттік температурасы бар LBV) Вольф-Райет фазасына өтуден бұрын, осылайша аз массалы жұлдыздардың қызыл алып және қызыл супергигант фазаларына ұқсас. LBV-ның екі тобы бар сияқты, біреуі Күннен 630 000 есе артық жарықтылықпен, ал екіншісі Күннен 400 000 есе төмен жарықтылықпен, бірақ бұл соңғы зерттеулерде дау тудырады. Модельдер көрсеткендей, төменгі жарықтылық тобы - бастапқы массасы Күннен 30-60 еселік қызыл супергиганттар, ал жоғары жарықтылық тобы - II популяция жұлдыздары, бастапқы массасы Күннен 60-90 еселік, олар қызыл супергиганттарға ешқашан дамымайды, бірақ олар сары гипергиганттарға айналуы мүмкін. Кейбір модельдер LBV-лердің өте ірі жұлдыздардың эволюциясындағы артық массаны жоғалту үшін қажетті кезең екенін көрсетеді, ал басқалары массаның көп бөлігі ертеректегі салқын супергигант сатысында жоғалады.

LBVs are massive unstable supergiant (or hypergiant) stars that show a variety of spectroscopic and photometric variation, most obviously periodic outbursts and occasional much larger eruptions. In their "quiescent" state they are typically B type stars, occasionally slightly hotter, with unusual emission lines. They are found in a region of the Hertzsprung–Russell diagram known as the S Doradus instability strip, where the least luminous have a temperature around 10,000 K and a luminosity about 250,000 times that of the Sun, whereas the most luminous have a temperature around 25,000 K and a luminosity over a million times that of the Sun, making them some of the most luminous of all stars. During a normal outburst the temperature decreases to around 8,500 K for all stars, slightly hotter than the yellow hypergiants. The bolometric luminosity usually remains constant, which means that visual brightness increases somewhat by a magnitude or two. A few examples have been found where luminosity appears to change during an outburst, but the properties of these unusual stars are difficult to determine accurately. For example, AG Carinae may decrease in luminosity by around 30% during outbursts; and AFGL 2298 has been observed to dramatically increase its luminosity during an outburst although it is not clear if that should be classified as a modest giant eruption. S Doradus typifies this behaviour, which has been referred to as strong active cycle, and it is regarded as a key criterion for identifying luminous blue variables. Two distinct periodicities are seen, either variations taking longer than 20 years, or less than 10 years. In some cases, the variations are much smaller, less than half a magnitude, with only small temperature reductions. These are referred to as weak active cycles and always occur on timescales of less than 10 years. Some LBVs have been observed to undergo giant eruptions with dramatically increased mass loss and luminosity, so violent that several were initially catalogued as supernovae. The outbursts mean there are usually nebulae around such stars; η Carinae is the best studied and most luminous known example, but may not be typical. It is generally assumed that all luminous blue variables undergo one or more of these large eruptions, but they have only been observed in two or three well studied stars and possibly a handful of supernova imposters. The two clear examples in the Milky Way galaxy, P Cygni and η Carinae, and the possible example in the Small Magellanic Cloud, HD 5980A, have not shown strong cycle variations. It is still possible that the two types of variability occur in different groups of stars. 3 D simulations have shown that these outbursts may be caused by variations in helium opacity. Many luminous blue variables also show small amplitude variability with periods less than a year, which appears typical of Alpha Cygni variables, They are rapidly evolving on observable timescales; examples have been detected where stars with Wolf–Rayet spectra (WNL/Ofpe) have developed to show LBV outbursts and a handful of supernovae have been traced to likely LBV progenitors. Recent theoretical research confirms the latter scenario, where luminous blue variable stars are the final evolutionary stage of some massive stars before they explode as supernovae, for at least stars with initial masses between 20 and 25 solar masses. For more massive stars, computer simulations of their evolution suggest the luminous blue variable phase takes place during the latest phases of core hydrogen burning (LBV with high surface temperature), the hydrogen shell burning phase (LBV with lower surface temperature), and the earliest part of the core helium burning phase (LBV with high surface temperature again) before transitioning to the Wolf–Rayet phase, thus being analogous to the red giant and red supergiant phases of less massive stars. There appear to be two groups of LBVs, one with luminosities above 630,000 times the Sun and the other with luminosities below 400,000 times the Sun, although this is disputed in more recent research. Models have been constructed showing that the lower luminosity group are post red supergiants with initial masses of 30–60 times the Sun, whereas the higher luminosity group are population II stars with initial masses 60–90 times the Sun that never develop to red supergiants, although they may become yellow hypergiants. Some models suggest that LBVs are a stage in the evolution of very massive stars required for them to shed excess mass, whereas others require that most of the mass is lost at an earlier cool supergiant stage.

ЖБЖ тізімі

LBV-ді анықтау үшін ерекше спектральдық және фотометриялық өзгерістерді растау қажет, бірақ бұл жұлдыздар ондаған немесе ғасырлар бойы "белсенсіз" күйде болуы мүмкін, сол кезде оларды көптеген басқа ыстық, жарқын жұлдыздардан ажырату қиын. Ықтимал жарық көк өзгергіш (cLBV) спектрі немесе жарқырауы негізінде салыстырмалы түрде жылдам анықталуы мүмкін, және соңғы зерттеулер барысында Сүт Жолында ондаған жұлдыздар тізімге алынған. Жақында тығыз шоғырлар мен жарқын жұлдыздардың массалық спектрографиялық талдауы нәтижесінде, жалпы саны небары бірнеше жүзді құрайтын галактикадағы ондаған ықтимал LBV анықталды, алайда олардың аз ғана бөлігі өзгергіштіктің ерекше түрлерін растау үшін жеткілікті детальды байқалды. Бұған қоса, Магеллан бұлттарындағы LBV-лердің көп бөлігі, M31 және M33-те бірнеше ондаған, сондай-ақ басқа жергілікті галактикалар тобындағы бірнеше жұлдыздар анықталды.

NGC 4449

J122809.72+440514.8 (ҚР)