S Doradus - S Doradus
| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| constelação | Dorado |
| Ascensão certa | 05 h 18 m 14,3572 s |
| Declinação | −69 ° 15 ′ 01.148 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 8,6 - 11,5 |
| Características | |
| Tipo espectral | B8 / 9eq - F0 / 5: Iae |
| Índice de cor U − B | –0,98 |
| Índice de cor B − V | +0,11 |
| Tipo de variável | S Doradus |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +228 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: 1.735 mas / ano Dec .: 0,280 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 0,0073 ± 0,0371 mas |
| Distância | 169.000 ly (51.800 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) |
–7,6 (1965) –10,0 (1989) |
| Detalhes | |
| Massa |
24+16 −2 M ☉ |
| 1989 (máximo) | |
| Raio | 380 R ☉ |
| Luminosidade | 910.000 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 0,6 cgs |
| Temperatura | 8.500 K |
| 1985 (mínimo) | |
| Raio | 100 R ☉ |
| Luminosidade | 1.400.000 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 1,6 cgs |
| Temperatura | 20.000 K |
| 1965 (mínimo profundo) | |
| Luminosidade | 2.000.000 L ☉ |
| Temperatura | 35.000 K |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
S Doradus (também conhecido como S Dor ) é uma das estrelas mais brilhantes da Grande Nuvem de Magalhães (LMC), uma galáxia satélite da Via Láctea , localizada a cerca de 160.000 anos-luz de distância. A estrela é uma variável azul luminosa , e uma das estrelas mais luminosas conhecidas , tendo uma luminosidade variando amplamente acima e abaixo de 1.000.000 de vezes a luminosidade do Sol , embora esteja muito longe para ser vista a olho nu.
História
S Doradus foi observada em 1897 como uma estrela incomum e variável, de Secchi tipo I com linhas brilhantes de H α , H β e H γ . O reconhecimento formal como estrela variável veio com a atribuição do nome S Doradus em 1904 no segundo suplemento do Catálogo de Estrelas Variáveis.
S Dor foi observado muitas vezes nas décadas seguintes. Em 1924, foi descrita como "classe P Cygni" e registrada em magnitude fotográfica 9,5. Em 1925, sua magnitude absoluta foi estimada em -8,9. Em 1933, ela foi listada como uma estrela Beq de magnitude 9 com linhas brilhantes de hidrogênio. Foi a estrela mais luminosa conhecida na época.
Em 1943, a variabilidade foi interpretada como sendo devida a eclipses de um companheiro binário, orbitando por um período de 40 anos. Isso foi refutado em 1956, quando a variabilidade foi descrita como irregular e o espectro como A0 com perfis P Cygni e emissão para muitas linhas espectrais. Observou-se que o brilho diminuiu em magnitude 0,8 de 1954 a 1955. Ao mesmo tempo, S Doradus foi notado como sendo semelhante às variáveis de Hubble-Sandage , os LBVs descobertos em M31 e M33 . O breve mínimo de 1955 foi seguido por um mínimo profundo em 1964, quando o espectro foi comparado a Eta Carinae em forte contraste com o espectro médio A com brilho normal.
Em 1969 a natureza de S Doradus ainda era incerta, considerada possivelmente uma estrela pré-sequência principal, mas durante a década seguinte o consenso estabeleceu-se nas variáveis do tipo S Doradus e variáveis de Hubble-Sandage sendo supergigantes massivos evoluídos. Eles acabaram recebendo o nome de "variáveis de azul luminoso" em 1984, cunhado em parte devido à semelhança da sigla LBV com a classe bem definida de estrelas variáveis LPV. O sistema de classificação definido para o Catálogo Geral de Estrelas Variáveis é anterior a este e, portanto, a sigla SDOR é usada para LBVs.
Arredores
S Doradus é o membro mais brilhante do aglomerado aberto NGC 1910 , também conhecido como associação estelar LH41 , visível em binóculos como uma condensação brilhante dentro da barra principal do LMC. Está dentro da nebulosa de emissão N119 , que tem uma forma espiral distinta. É uma das estrelas individuais mais brilhantes visualmente no LMC, às vezes a mais brilhante. Há apenas um punhado de outras estrelas de magnitude 9 no LMC, como a hipergigante amarela HD 33579 .
Existem vários aglomerados compactos perto de S Doradus, dentro da associação geral NGC 1910 / LH41. O mais próximo está a menos de quatro minutos de arco de distância, contém duas das três estrelas WO em todo o LMC e todo o aglomerado tem quase o mesmo brilho que S Doradus. Um pouco mais longe fica a NGC 1916 . Outro LBV, o R85 , fica a apenas dois minutos de arco de distância. Esta rica região de formação de estrelas também hospeda uma terceira estrela Wolf-Rayet , pelo menos dez outras supergigantes e pelo menos dez estrelas de classe O.
S Doradus tem uma série de estrelas companheiras próximas. O Washington Double Star Catalog lista duas estrelas de 11ª magnitude a 5 ″ de distância, que na distância do LMC é de cerca de quatro anos-luz. Um companheiro muito mais próximo foi encontrado usando o Sensor de Orientação Fina do Telescópio Espacial Hubble , a 1,7 "de distância e quatro magnitudes mais fracas. Existem outras estrelas próximas, mais notavelmente uma supergigante OB de magnitude 12 a 13 ″.
Variabilidade
Esta estrela pertence à sua própria classe de estrelas variáveis de mesmo nome S Doradus , também designada como variáveis azuis luminosas ou LBVs. Os LBVs exibem mudanças longas e lentas no brilho, pontuadas por explosões ocasionais. S Doradus é tipicamente uma estrela de magnitude 9, variando em alguns décimos de magnitude em escalas de tempo de alguns meses, sobreposta a variações de magnitude que levam vários anos. A faixa extrema dessas variações é de magnitude visual de 8,6 a 10,4. A cada poucas décadas, ele mostra uma diminuição mais dramática no brilho, de magnitude tão baixa quanto 11,5. A natureza da variação é um tanto incomum para um LBV; S Doradus está tipicamente em um estado de explosão, com apenas ocasionais desvanecimentos para o estado quiescente que é típico da maioria das estrelas da classe.
A cor de S Doradus muda conforme seu brilho varia, sendo mais azul quando a estrela está mais fraca. Ao mesmo tempo, o espectro mostra mudanças dramáticas. É tipicamente uma supergigante extremo A médio com perfis P Cygni em muitas linhas (por exemplo, A5eq ou A2 / 3Ia + e). Com brilho máximo, o espectro pode se tornar tão frio quanto uma supergigante F, com fortes linhas de metal ionizado e quase nenhum componente de emissão. Com brilho mínimo, o espectro é dominado pela emissão, particularmente linhas proibidas de Fe ii, mas também hélio e outros metais. Nos mínimos profundos, essas características são ainda mais pronunciadas, e a emissão de Fe iii também aparece.
As tentativas de identificar a regularidade nas mudanças imprevisíveis de brilho sugerem um período de cerca de 100 dias para as pequenas variações de amplitude próximas do brilho máximo. No brilho mínimo, essas microvariações ocorrem com períodos de até 195 dias. As variações mais lentas foram caracterizadas com um período de 6,8 anos, com um intervalo de 35–40 anos entre os mínimos profundos. As microvariações são semelhantes às mudanças de brilho mostradas pelas variáveis α Cygni , que são supergigantes quentes menos luminosas.
A faixa de instabilidade
Variáveis S Doradus (LBVs) mostram estados distintos de quiescência e de irrupção. Durante a fase quiescente, os LBVs ficam ao longo de uma banda diagonal no diagrama H – R chamada S Doradus Instability Strip , com os exemplos mais luminosos tendo temperaturas mais altas.
A teoria padrão é que as explosões de LBV ocorrem quando a perda de massa aumenta e um vento estelar extremamente denso cria uma pseudo-fotosfera. A temperatura cai até que a opacidade do vento comece a diminuir, o que significa que todas as explosões de LBV atingem uma temperatura em torno de 8.000-9.000 K. A luminosidade bolométrica durante as explosões permanece praticamente inalterada, mas a luminosidade visual aumenta conforme a radiação muda do ultravioleta para o visual faixa. Investigações detalhadas mostraram que alguns LBVs parecem alterar a luminosidade do mínimo para o máximo. S Doradus foi calculado para ser menos luminoso no brilho máximo (temperatura mínima), possivelmente como resultado da energia potencial que vai para a expansão de uma parte substancial da estrela. AG Carinae e HR Carinae mostram reduções de luminosidade semelhantes em alguns estudos, mas no caso mais convincente o AFGL 2298 aumentou sua luminosidade durante suas explosões.
Erupções maiores e raras podem aparecer como supernovas sub-luminosas de longa duração e foram chamadas de impostores de supernovas . A causa das erupções é desconhecida, mas a estrela sobrevive e pode sofrer erupções múltiplas. Eta Carinae e P Cygni são os únicos exemplos conhecidos na Via Láctea, e S Doradus não apresentou tal erupção.
Propriedades estelares
- van Genderen (2001), temperatura no mínimo derivada do índice de cor
- Lamers (1995), propriedades derivadas da atmosfera do modelo não LTE
- Humphreys & Davidson (1994), temperatura em mínimo assume luminosidade constante
A temperatura de um LBV é difícil de determinar porque os espectros são muito peculiares e as calibrações de cores padrão não se aplicam, portanto, as alterações de luminosidade associadas às variações de brilho não podem ser calculadas com precisão. Dentro das margens de erro, muitas vezes foi assumido que a luminosidade permanece constante durante todas as explosões de LBV. Isso é provável se a explosão consistir apenas em um vento estelar opaco formando uma pseudo-fotosfera para imitar uma estrela maior mais fria.
Melhor física atmosférica e observações de mudanças de luminosidade durante algumas explosões de LBV lançaram dúvidas sobre os modelos originais. A atmosfera de S Doradus foi modelada em detalhes entre um mínimo normal de magnitude 10,2 em 1985 e um máximo de magnitude 9,0 em 1989. A temperatura foi calculada para cair de 20.000 K para 9.000 K, e a luminosidade caiu de 1.400.000 L ☉ para 708.000 L ☉ . Isso corresponde a um aumento no raio da superfície visível da estrela de 100 R ☉ para 380 R ☉ . Um cálculo mais simples da variação do mínimo profundo de 1965 com magnitude 11,5 ao máximo de 1989 dá uma queda de temperatura de 35.000 K para 8.500 K, e a queda de luminosidade de 2.000.000 L ☉ para 910.000 L ☉ . Por um breve período durante o máximo no final de 1999, a temperatura caiu ainda mais para entre 7.500 K e 8.500 K, sem que o brilho mudasse perceptivelmente. Isso é normal em outros LBVs no máximo e é o mais legal possível, mas não foi visto em S Doradus antes ou depois. As observações de AG Carinae mostraram que quaisquer mudanças de luminosidade entre o mínimo e o máximo podem ocorrer abruptamente em uma pequena faixa de temperatura, com a luminosidade aproximadamente constante durante o resto da curva de luz.
A massa de um LBV é difícil de calcular diretamente, a menos que seja em um sistema binário. A gravidade da superfície muda dramaticamente e é difícil de medir a partir das linhas espectrais peculiares, e o raio é mal definido. Acredita-se que as LBVs sejam as predecessoras diretas das estrelas Wolf-Rayet , mas podem ser apenas evoluídas a partir da sequência principal ou estrelas supergigantes pós- vermelhas com massas muito menores. No caso de S Doradus, a massa atual provavelmente está na faixa de 20–45 M ☉ .