Яркие голубые переменные звёзды

Введение

Тип звезды, излучающей свет, голубого цвета и переменной яркости.

Светящиеся голубые переменные (LBV) — это массивные, эволюционировавшие звезды, демонстрирующие непредсказуемые и иногда резкие изменения в своих спектрах и яркости. Они также известны как переменные типа S Doradus, названные в честь S Doradus, одной из самых ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке. Считается, что они встречаются редко.

Открытие и история

Звезды LBV P Cygni и η Carinae были известны как необычные переменные с 17-го века, но их истинная природа была полностью понята только в конце 20-го века. В 1922 году Джон Чарльз Дункан опубликовал первые три переменные звезды, когда-либо обнаруженные во внешней галактике, переменные 1, 2 и 3, в галактике Треугольника (M33). Эдвин Хаббл продолжил их в 1926 году еще тремя: 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 подвергнуты подробному исследованию Хаббла и Аллана Сандежа в 1953 году. Var 1 в M33 был исключен как слишком тусклый, а Var 3 уже был классифицирован как цефеида. В то время они были просто описаны как нерегулярные переменные, хотя и были примечательны, поскольку являлись самыми яркими звездами в этих галактиках. Оригинальная статья Хаббла и Сандежа содержит сноску о том, что S Doradus может быть звездой того же типа, но выражала сильные оговорки, поэтому подтверждение связи пришлось ждать несколько десятилетий. В более поздних работах эти пять звезд назывались переменными Хаббла–Сандежа. 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 "светосиние переменные", хотя в то время это не считалось официальным названием. В спектрах были обнаружены линии с профилями P Cygni, которые сравнивались с η Carinae. В 1978 году Роберта М. Хамфрис опубликовала исследование восьми переменных в M31 и M33 (за исключением Var A) и назвала их светящимися синими переменными, а также установила связь с классом переменных звезд S Doradus. В 1984 году, на презентации на симпозиуме IAU, Питер Конти официально объединил переменные S Doradus, переменные Хаббла–Сандежа, η Carinae, P Cygni и другие подобные звезды под термином "светосиние переменные" и сократил его до LBV. Он также четко отделил их от других ярких голубых звезд, звезд Вольфа–Райе. Типы переменных звезд обычно называют в честь первой обнаруженной переменной звезды, например, переменные δ Sct, названные в честь звезды δ Sct. Первой светящейся синей переменной, идентифицированной как переменная звезда, была P Cygni, и эти звезды стали называться переменными типа P Cygni. В Общем каталоге переменных звезд было решено, что существует вероятность путаницы с профилями P Cygni, которые также встречаются в других типах звезд, и был выбран акроним SDOR для обозначения "переменных типа S Doradus". Термин "переменная S Doradus" использовался для описания P Cygni, S Doradus, η Carinae и переменных Хаббла–Сандежа как группы в 1974 году.

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.

Физические свойства

LBV – это массивные нестабильные сверхгигантские (или гипергигантские) звезды, демонстрирующие разнообразие спектроскопических и фотометрических вариаций, наиболее заметные – периодические вспышки и случайные гораздо более крупные извержения. В "спокойном" состоянии они обычно являются звездами типа B, иногда немного горячее, с необычными эмиссионными линиями. Они располагаются в области диаграммы Герцшпрунга-Рассела, известной как полоса нестабильности S Doradus, где самые тусклые имеют температуру около 10 000 K и светимость примерно в 250 000 раз превышающую светимость Солнца, в то время как самые яркие имеют температуру около 25 000 K и светимость более чем в миллион раз превышающую светимость Солнца, что делает их одними из самых ярких звезд. Во время обычной вспышки температура снижается примерно до 8500 K для всех звезд, что немного горячее, чем у жёлтых гипергигантов. Болометрическая светимость обычно остаётся постоянной, что означает, что визуальная яркость незначительно увеличивается на одну-две звёздные величины. Имеются несколько примеров, когда светимость, по-видимому, меняется во время вспышки, но свойства этих необычных звёзд трудно определить точно. Например, AG Carinae может уменьшить свою светимость примерно на 30% во время вспышек, а AFGL 2298 наблюдалась с резким увеличением светимости во время вспышки, хотя неясно, следует ли это классифицировать как умеренное гигантское извержение. S Doradus типично демонстрирует такое поведение, которое называют сильным активным циклом, и оно считается ключевым критерием для идентификации светлых синих переменных. Выделяются две различные периодичности: вариации, длящиеся более 20 лет, или менее 10 лет. В некоторых случаях вариации намного меньше, менее чем на ползвёздной величины, с небольшим снижением температуры. Эти циклы называют слабыми активными циклами, и они всегда происходят в течение менее 10 лет. Некоторые LBV переживают гигантские извержения с резко возросшей потерей массы и светимостью, настолько мощные, что несколько из них изначально были занесены в каталоги как сверхновые. Вспышки означают, что вокруг таких звёзд обычно находятся туманности; η Carinae – наиболее изученный и яркий известный пример, но, возможно, не является типичным. Обычно предполагается, что все светлые синие переменные переживают одно или несколько таких крупных извержений, но они наблюдались лишь у двух-трёх хорошо изученных звёзд и, возможно, у нескольких звёзд, имитирующих сверхновые. Два чётких примера в галактике Млечный Путь, P Cygni и η Carinae, и возможный пример в Малом Магеллановом Облаке, HD 5980A, не показали выраженных вариаций цикла. Всё ещё возможно, что два типа изменчивости встречаются в разных группах звёзд. Трёхмерное моделирование показало, что эти вспышки могут быть вызваны изменениями в непрозрачности гелия. Многие светлые синие переменные также демонстрируют небольшую амплитудную изменчивость с периодами менее года, что типично для переменных типа Альфа Лебедя. Они быстро эволюционируют в наблюдаемых временных масштабах; обнаружены примеры, когда звёзды со спектрами Вольфа — Райе (WNL/Ofpe) развивались, чтобы проявлять вспышки LBV, и несколько сверхновых были прослежены до вероятных звёзд-предшественников LBV. Недавние теоретические исследования подтверждают последний сценарий, согласно которому светлые синие переменные являются конечной стадией эволюции некоторых массивных звёзд перед тем, как они взорвутся как сверхновые, по крайней мере, для звёзд с начальной массой от 20 до 25 солнечных масс. Для более массивных звёзд компьютерное моделирование их эволюции показывает, что фаза светлой синей переменной происходит во время последних фаз горения водорода в ядре (LBV с высокой температурой поверхности), фазы горения водорода в оболочке (LBV с более низкой температурой поверхности) и самой ранней фазы горения гелия в ядре (LBV с высокой температурой поверхности снова), прежде чем перейти к фазе Вольфа — Райе, что аналогично фазам красного гиганта и красного сверхгиганта менее массивных звёзд. Похоже, существует две группы LBV: одна с яркостью более 630 000 солнечных светимостей, а другая – с яркостью менее 400 000 солнечных светимостей, хотя это оспаривается в более поздних исследованиях. Были построены модели, показывающие, что группа с более низкой светимостью – это посткрасные сверхгиганты с начальной массой 30–60 солнечных масс, в то время как группа с более высокой светимостью – это звёзды популяции II с начальной массой 60–90 солнечных масс, которые никогда не становятся красными сверхгигантами, хотя могут превратиться в жёлтых гипергигантов. Некоторые модели предполагают, что LBV – это стадия эволюции очень массивных звёзд, необходимая для сброса избыточной массы, в то время как другие требуют, чтобы большая часть массы терялась на более ранней стадии холодного сверхгиганта.

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.

Список LBV

Для идентификации звёзд типа LBV требуется подтверждение характерных спектральных и фотометрических изменений, однако эти звёзды могут находиться в "состоянии покоя" на протяжении десятилетий или даже столетий, в течение которых их невозможно отличить от многих других горячих, ярких звёзд. Кандидат в светящиеся голубые переменные (cLBV) может быть идентифицирован относительно быстро по его спектру или светимости, и десятки таких звёзд были закаталогизированы в Млечном Пути в ходе недавних обследований. Недавние исследования плотных звёздных скоплений и масс-спектрографический анализ ярких звёзд позволили обнаружить десятки вероятных звёзд типа LBV в Млечном Пути из предполагаемой общей популяции в несколько сотен, хотя лишь немногие из них наблюдались с достаточной детализацией для подтверждения характерных типов изменчивости. Кроме того, большинство звёзд типа LBV идентифицировано в Магеллановых Облаках, несколько десятков – в M31 и M33, а также ещё несколько – в других галактиках Местной группы.

NGC 4449

J122809.72+440514.8