Variável azul luminoso - Luminous blue variable

Azul luminoso variável AG Carinae visto pelo Telescópio Espacial Hubble

Variáveis ​​azuis luminosas ( LBVs ) são estrelas evoluídas massivas que mostram variações imprevisíveis e às vezes dramáticas em seus espectros e brilho. Eles também são conhecidos como variáveis ​​S Doradus após S Doradus , uma das estrelas mais brilhantes da Grande Nuvem de Magalhães . Eles são extraordinariamente raros, com apenas 20 objetos listados no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis como SDor, e vários deles não são mais considerados LBVs.

Descoberta e história

Perfil P Cygni de uma linha espectral

As estrelas LBV P Cygni e η Carinae são conhecidas como variáveis ​​incomuns desde o século 17, mas sua verdadeira natureza não foi totalmente compreendida até muito mais recentemente.

Em 1922, John Charles Duncan publicou as três primeiras estrelas variáveis ​​já detectadas em uma galáxia externa, as variáveis ​​1, 2 e 3, na Galáxia do Triângulo (M33). Estes foram seguidos por Edwin Hubble com mais três em 1926: A, B e C em M33. Então, em 1929, o Hubble adicionou uma lista de variáveis ​​detectadas no M31 . Destes, Var A, Var B, Var C e Var 2 em M33 e Var 19 em M31 foram seguidos de um estudo detalhado por Hubble e Allan Sandage em 1953. Var 1 em M33 foi excluída como sendo muito fraca e Var 3 já havia sido classificado como variável Cefeida . Na época, elas eram simplesmente descritas como variáveis ​​irregulares, embora notáveis ​​por serem as estrelas mais brilhantes dessas galáxias. O artigo original do Hubble Sandage contém uma nota de rodapé que S Doradus pode ser o mesmo tipo de estrela, mas expressou fortes reservas, então o link teria que esperar várias décadas para ser confirmado.

Trabalhos posteriores se referiram a essas cinco estrelas como variáveis ​​de Hubble-Sandage. Na década de 1970, Var 83 em M33 e AE Andromedae , AF Andromedae (= Var 19), Var 15 e Var A-1 em M31 foram adicionados à lista e descritos por vários autores como "variáveis ​​de azul luminoso", embora fosse não era considerado um nome formal na época. Os espectros continham linhas com perfis de P Cygni e foram comparados com η Carinae. Em 1978, Roberta M. Humphreys publicou um estudo de oito variáveis ​​em M31 e M33 (excluindo Var A) e referiu-se a elas como variáveis ​​de azul luminoso, além de fazer a ligação com a classe S Doradus de estrelas variáveis. Em 1984, em uma apresentação no simpósio IAU, Peter Conti agrupou formalmente as variáveis ​​S Doradus, variáveis ​​Hubble-Sandage, η Carinae, P Cygni e outras estrelas semelhantes sob o termo "variáveis ​​de azul luminoso" e encurtou-o para LBV. Ele também as separou claramente daquelas outras estrelas azuis luminosas, as estrelas Wolf-Rayet.

Os tipos de estrelas variáveis ​​são geralmente nomeados após o primeiro membro descoberto como variável, por exemplo, variáveis δ Sct nomeadas após a estrela δ Sct . A primeira variável azul luminosa a ser identificada como uma estrela variável foi P Cygni, e essas estrelas foram chamadas de variáveis ​​do tipo P Cygni. O Catálogo Geral de Estrelas Variáveis concluiu que havia possibilidade de confusão com os perfis P Cygni , que também ocorrem em outros tipos de estrelas, e escolheu a sigla SDOR para "variáveis ​​do tipo S Doradus". O termo "variável S Doradus" foi usado para descrever P Cygni, S Doradus, η Carinae e as variáveis ​​de Hubble-Sandage como um grupo em 1974.

Propriedades físicas

Parte superior do Diagrama de HR mostrando a localização da faixa de instabilidade de S Doradus e a localização dos surtos de LBV. A sequência principal é a linha inclinada fina na parte inferior esquerda.

As LBVs são estrelas supergigantes (ou hipergigantes ) maciças e instáveis que mostram uma variedade de variações espectroscópicas e fotométricas, mais obviamente explosões periódicas e erupções ocasionais muito maiores .

Em seu estado "quiescente", elas são tipicamente estrelas do tipo B, ocasionalmente ligeiramente mais quentes, com linhas de emissão incomuns. Eles são encontrados em uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell conhecida como a faixa de instabilidade S Doradus , onde os menos luminosos têm uma temperatura em torno de 10.000 K e uma luminosidade em torno de 250.000 vezes a do Sol, enquanto os mais luminosos têm uma temperatura em torno de 25.000 K e uma luminosidade de mais de um milhão de vezes a do Sol, tornando-as algumas das mais luminosas de todas as estrelas.

Durante uma explosão normal, a temperatura diminui para cerca de 8.500 K para todas as estrelas, ligeiramente mais quente do que as hipergigantes amarelas . A luminosidade bolométrica geralmente permanece constante, o que significa que o brilho visual aumenta um pouco em uma magnitude ou duas. S Doradus tipifica esse comportamento. Alguns exemplos foram encontrados onde a luminosidade parece mudar durante uma explosão, mas as propriedades dessas estrelas incomuns são difíceis de determinar com precisão. Por exemplo, AG Carinae pode diminuir em luminosidade em cerca de 30% durante explosões; e AFGL 2298 foi observado para aumentar dramaticamente sua luminosidade durante uma explosão, embora não esteja claro se isso deve ser classificado como uma erupção gigante modesta . S Doradus tipifica esse comportamento, que tem sido referido como ciclo forte-ativo , e é considerado um critério-chave para identificar variáveis ​​de azul luminoso. Duas periodicidades distintas são vistas, as variações levando mais de 20 anos ou menos de 10 anos. Em alguns casos, as variações são muito menores, menos da metade da magnitude, com apenas pequenas reduções de temperatura. Esses são chamados de ciclos fracos-ativos e sempre ocorrem em escalas de tempo de menos de 10 anos.

Alguns LBVs foram observados passando por erupções gigantes com perda de massa e luminosidade dramaticamente aumentadas, tão violentos que vários foram inicialmente catalogados como supernovas. As explosões significam que geralmente há nebulosas ao redor dessas estrelas; η Carinae é o exemplo mais bem estudado e mais luminoso conhecido, mas pode não ser típico. É geralmente assumido que todas as variáveis ​​de azul luminoso passam por uma ou mais dessas grandes erupções, mas elas só foram observadas em duas ou três estrelas bem estudadas e possivelmente em um punhado de impostores de supernovas. Os dois exemplos claros em nossa galáxia, P Cygni e η Carinae, e o possível exemplo na Pequena Nuvem de Magalhães, HD 5980A, não mostraram variações de ciclo forte. Ainda é possível que os dois tipos de variabilidade ocorram em diferentes grupos de estrelas. Simulações 3-D mostraram que essas explosões podem ser causadas por variações na opacidade do hélio.

Muitas variáveis ​​de azul luminoso também mostram pequena variabilidade de amplitude com períodos menores que um ano, que parecem típicas de variáveis ​​Alpha Cygni e variações estocásticas (isto é, totalmente aleatórias).

Variáveis ​​de azul luminoso são, por definição, mais luminosas do que a maioria das estrelas e também mais massivas, mas dentro de uma faixa muito ampla. Os mais luminosos têm mais de um milhão de  L e têm massas que se aproximam, possivelmente excedendo, 100  M . As menos luminosas têm luminosidades em torno de um quarto de milhão de  L e massas tão baixas quanto 10  M , embora fossem consideravelmente mais massivas como estrelas da sequência principal. Todos eles têm altas taxas de perda de massa e mostram algum aumento de hélio e nitrogênio.

Evolução

A Nebulosa Homunculus , produzida pela Grande Explosão de η Carinae

Por causa da grande massa e alta luminosidade dessas estrelas, sua vida útil é muito curta - apenas alguns milhões de anos no total e muito menos de um milhão de anos na fase LBV. Eles estão evoluindo rapidamente em escalas de tempo observáveis; exemplos foram detectados onde estrelas com espectros Wolf-Rayet (WNL / Ofpe) se desenvolveram para mostrar explosões de LBV e um punhado de supernovas foram rastreados para prováveis ​​progenitores de LBV. Pesquisas teóricas recentes confirmam o último cenário, onde estrelas variáveis ​​azuis luminosas são o estágio evolutivo final de algumas estrelas massivas antes de explodirem como supernovas, para pelo menos estrelas com massas iniciais entre 20 e 25 massas solares . Para estrelas mais massivas, as simulações de computador de sua evolução sugerem que a fase variável azul luminosa ocorre durante as últimas fases da queima de hidrogênio do núcleo (LBV com alta temperatura de superfície), a fase de queima da camada de hidrogênio (LBV com temperatura de superfície mais baixa) e a parte inicial da fase de queima do hélio do núcleo (LBV com alta temperatura superficial novamente) antes da transição para a fase Wolf-Rayet , sendo assim análoga à gigante vermelha e às fases supergigantes vermelhas de estrelas menos massivas.

Parece haver dois grupos de LBVs, um com luminosidades acima de 630.000 vezes o Sol e outro com luminosidades abaixo de 400.000 vezes o Sol, embora isso seja contestado em pesquisas mais recentes. Modelos foram construídos mostrando que o grupo de menor luminosidade são supergigantes pós-vermelhos com massas iniciais de 30-60 vezes o Sol, enquanto o grupo de maior luminosidade são estrelas de população II com massas iniciais de 60-90 vezes o Sol que nunca desenvolvem-se em supergigantes vermelhos , embora possam se tornar hipergigantes amarelos . Alguns modelos sugerem que os LBVs são um estágio na evolução de estrelas muito massivas necessárias para que elas eliminem o excesso de massa, enquanto outros exigem que a maior parte da massa seja perdida em um estágio inicial supergigante frio. Explosões normais e os ventos estelares no estado quiescente não são suficientes para a perda de massa necessária, mas LBVs ocasionalmente produzem explosões anormalmente grandes que podem ser confundidas com uma supernova tênue e podem liberar a massa necessária. Todos os modelos recentes concordam que o estágio LBV ocorre após o estágio da sequência principal e antes do estágio Wolf-Rayet sem hidrogênio, e que essencialmente todas as estrelas LBV acabarão explodindo como supernovas. Os LBVs aparentemente podem explodir diretamente como uma supernova, mas provavelmente apenas uma pequena fração o faz. Se a estrela não perder massa suficiente antes do final do estágio LBV, ela pode sofrer uma supernova particularmente poderosa criada pela instabilidade do par . Os modelos mais recentes de evolução estelar sugerem que algumas estrelas únicas com massas iniciais em torno de 20 vezes a do Sol explodirão como LBVs como supernovas do tipo II-P, tipo IIb ou tipo Ib, enquanto estrelas binárias passam por uma evolução muito mais complexa através a remoção do envelope levando a resultados menos previsíveis.

Explosões de supernova

Estrelas semelhantes a η Carinae em galáxias próximas

Estrelas variáveis ​​azuis luminosas podem sofrer "explosões gigantes" com perda de massa e luminosidade dramaticamente aumentadas. η Carinae é o exemplo prototípico, com P Cygni mostrando uma ou mais explosões semelhantes 300–400 anos atrás, mas dezenas já foram catalogadas em galáxias externas. Muitas delas foram inicialmente classificadas como supernovas, mas reexaminadas por causa de características incomuns. A natureza das explosões e das estrelas progenitoras parece ser altamente variável, com as explosões provavelmente tendo várias causas diferentes. As explosões históricas de η Carinae e P Cygni, e várias vistas mais recentemente em galáxias externas, duraram anos ou décadas, enquanto alguns dos eventos impostores de supernovas diminuíram para o brilho normal em poucos meses. Exemplos bem estudados são:

Os primeiros modelos de evolução estelar previram que, embora as estrelas de alta massa que produzem LBVs muitas vezes ou sempre terminassem suas vidas como supernovas, a explosão da supernova não ocorreria no estágio LBV. Solicitado pelo progenitor de SN 1987A sendo uma supergigante azul, e muito provavelmente um LBV, várias supernovas subsequentes foram associadas a progenitores de LBV. O progenitor de SN 2005gl mostrou ser um LBV aparentemente em erupção apenas alguns anos antes. Progenitores de várias outras supernovas do tipo IIn foram detectados e provavelmente eram LBVs:

A modelagem sugere que na metalicidade quase solar, estrelas com uma massa inicial em torno de 20–25  M explodirão como uma supernova durante o estágio LBV de suas vidas. Eles serão supergigantes pós-vermelhos com luminosidade algumas centenas de milhares de vezes a do sol. Espera-se que a supernova seja do tipo II, mais provavelmente do tipo IIb, embora possivelmente do tipo IIn devido a episódios de perda de massa aumentada que ocorrem como um LBV e no estágio amarelo-hipergigante .

Lista de LBVs

A identificação de LBVs requer a confirmação das variações espectrais e fotométricas características, mas essas estrelas podem ser "quiescentes" por décadas ou séculos, época em que são indistinguíveis de muitas outras estrelas luminosas quentes. Uma variável candidata a azul luminoso (cLBV) pode ser identificada de forma relativamente rápida com base em seu espectro ou luminosidade, e dezenas foram catalogadas na Via Láctea durante pesquisas recentes.

Estudos recentes de aglomerados densos e análise espectrográfica de massa de estrelas luminosas identificaram dezenas de prováveis ​​LBVs na Via Láctea em uma população total provável de apenas algumas centenas, embora poucos tenham sido observados em detalhes suficientes para confirmar os tipos característicos de variabilidade. Além disso, a maioria dos LBVs nas Nuvens de Magalhães foram identificados, várias dezenas em M31 e M33, além de um punhado em outras galáxias de grupo local.

η Carinae , uma variável azul luminosa vista do Observatório de Raios-X Chandra

Nossa galáxia:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (uma estrela extremamente quente que não mostra variabilidade desde 1935 e dificilmente estudada)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (estrela de Romano, um LBV excepcionalmente quente)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Estrela sem nome que teve uma explosão de 1998 a 2008 em um evento incomum semelhante a uma supernova e agora desapareceu

Vários cLBVs na Via Láctea são bem conhecidos devido à sua extrema luminosidade ou características incomuns, incluindo:

Outras estrelas bem conhecidas não classificadas atualmente como LBVs, mas podem estar em transição para LBVs, foram LBVs relativamente recentemente ou estão LBVs em uma fase estável incluem:

  • Zeta-1 Scorpii (hipergigante a olho nu)
  • IRC + 10420 (hipergigante amarelo que aumentou sua temperatura na faixa de LBV)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, um bluewards em evolução hipergigante amarelo incomum)
  • Rho Cassiopeiae (instável hipergigante amarelo sofrendo explosões periódicas)

Veja também

Referências

links externos