Variabile blu luminoso - Luminous blue variable

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La variabile blu luminosa AG Carinae vista dal telescopio spaziale Hubble

Le variabili blu luminose ( LBV ) sono stelle massicce evolute che mostrano variazioni imprevedibili e talvolta drammatiche sia nei loro spettri che nella luminosità. Sono anche conosciute come variabili S Doradus dopo S Doradus , una delle stelle più luminose della Grande Nube di Magellano . Sono straordinariamente rari con solo 20 oggetti elencati nel Catalogo Generale delle Stelle Variabili come SDor, e alcuni di questi non sono più considerati LBV.

Scoperta e storia

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P Cygni profilo di una riga spettrale

Le stelle LBV P Cygni e η Carinae sono note come variabili insolite fin dal 17° secolo, ma la loro vera natura non è stata completamente compresa fino a molto più recentemente.

Nel 1922 John Charles Duncan pubblicò le prime tre stelle variabili mai rilevate in una galassia esterna, variabili 1, 2 e 3, nella Galassia del Triangolo (M33). Questi furono seguiti da Edwin Hubble con altri tre nel 1926: A, B e C in M33. Poi nel 1929 Hubble aggiunse un elenco di variabili rilevate in M31 . Di questi, Var A, Var B, Var C e Var 2 in M33 e Var 19 in M31 sono stati seguiti con uno studio dettagliato di Hubble e Allan Sandage nel 1953. Var 1 in M33 è stato escluso perché troppo debole e Var 3 era già stata classificata come variabile Cefeide . All'epoca erano semplicemente descritte come variabili irregolari, sebbene notevoli per essere le stelle più luminose di quelle galassie. Il documento originale di Hubble Sandage contiene una nota a piè di pagina secondo cui S Doradus potrebbe essere lo stesso tipo di stella, ma ha espresso forti riserve, quindi il collegamento dovrebbe attendere diversi decenni per essere confermato.

Articoli successivi si riferivano a queste cinque stelle come variabili Hubble-Sandage. Negli anni '70, Var 83 in M33 e AE Andromedae , AF Andromedae (=Var 19), Var 15 e Var A-1 in M31 furono aggiunti all'elenco e descritti da diversi autori come "variabili blu luminose", sebbene fosse non considerato un nome formale al momento. Gli spettri sono risultati contenere righe con profili P Cygni e sono stati confrontati con Carinae. Nel 1978, Roberta M. Humphreys pubblicò uno studio su otto variabili in M31 e M33 (escluso Var A) e le definì variabili blu luminose, oltre a creare un collegamento con la classe di stelle variabili S Doradus. Nel 1984 in una presentazione al simposio dell'IAU, Peter Conti raggruppò formalmente le variabili S Doradus, Hubble-Sandage, η Carinae, P Cygni e altre stelle simili sotto il termine "variabili blu luminose" e le accorciò in LBV. Li ha anche chiaramente separati da quelle altre stelle blu luminose, le stelle Wolf-Rayet.

I tipi di stelle variabili di solito prendono il nome dal primo membro scoperto essere variabile, ad esempio δ Sct variabili che prendono il nome dalla stella δ Sct . La prima variabile blu luminosa ad essere identificata come una stella variabile è stata P Cygni, e queste stelle sono state chiamate variabili di tipo P Cygni. Il Catalogo Generale delle Stelle Variabili ha deciso che c'era una possibilità di confusione con i profili P Cygni , che si verificano anche in altri tipi di stelle, e ha scelto l'acronimo SDOR per "variabili del tipo S Doradus". Il termine "variabile S Doradus" è stato usato per descrivere P Cygni, S Doradus, η Carinae e le variabili Hubble-Sandage come gruppo nel 1974.

Proprietà fisiche

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Parte superiore del diagramma HR che mostra la posizione della striscia di instabilità S Doradus e la posizione delle esplosioni di LBV. La sequenza principale è la sottile linea inclinata in basso a sinistra.

Le LBV sono massicce stelle supergiganti (o ipergiganti ) instabili che mostrano una varietà di variazioni spettroscopiche e fotometriche, la maggior parte ovviamente di esplosioni periodiche e occasionali eruzioni molto più grandi .

Nel loro stato "quiescente" sono tipicamente stelle di tipo B, a volte leggermente più calde, con righe di emissione insolite. Si trovano in una regione del diagramma di Hertzsprung-Russell nota come striscia di instabilità S Doradus , dove le meno luminose hanno una temperatura intorno ai 10.000 K e una luminosità circa 250.000 volte quella del Sole, mentre le più luminose hanno una temperatura intorno ai 25.000 K e una luminosità oltre un milione di volte il Sole, che le rende tra le più luminose di tutte le stelle.

Durante una normale esplosione la temperatura scende a circa 8.500 K per tutte le stelle, leggermente più calda delle ipergiganti gialle . La luminosità bolometrica di solito rimane costante, il che significa che la luminosità visiva aumenta leggermente di una o due magnitudini. S Doradus esemplifica questo comportamento. Sono stati trovati alcuni esempi in cui la luminosità sembra cambiare durante un'esplosione, ma le proprietà di queste stelle insolite sono difficili da determinare con precisione. Ad esempio, AG Carinae può diminuire di luminosità di circa il 30% durante le esplosioni; e AFGL 2298 è stato osservato aumentare drasticamente la sua luminosità durante un'esplosione, anche se non è chiaro se ciò debba essere classificato come una modesta eruzione gigante . S Doradus caratterizza questo comportamento, che è stato denominato ciclo forte-attivo , ed è considerato un criterio chiave per identificare le variabili blu luminose. Si osservano due distinte periodicità, variazioni che richiedono più di 20 anni o meno di 10 anni. In alcuni casi, le variazioni sono molto più piccole, meno di mezza grandezza, con solo piccole riduzioni di temperatura. Questi sono indicati come cicli attivi-deboli e si verificano sempre su scale temporali inferiori a 10 anni.

È stato osservato che alcuni LBV subiscono eruzioni giganti con perdita di massa e luminosità drammaticamente aumentate, così violente che molti sono stati inizialmente catalogati come supernovae. Le esplosioni indicano che di solito ci sono nebulose attorno a tali stelle; η Carinae è l'esempio più studiato e più luminoso conosciuto, ma potrebbe non essere tipico. Si presume generalmente che tutte le variabili blu luminose subiscano una o più di queste grandi eruzioni, ma sono state osservate solo in due o tre stelle ben studiate e forse in una manciata di impostori di supernova. I due chiari esempi nella nostra galassia, P Cygni e η Carinae, e il possibile esempio nella Piccola Nube di Magellano, HD 5980A, non hanno mostrato variazioni di ciclo forte. È ancora possibile che i due tipi di variabilità si verifichino in diversi gruppi di stelle. Le simulazioni 3D hanno dimostrato che queste esplosioni possono essere causate da variazioni nell'opacità dell'elio.

Molte variabili blu luminose mostrano anche piccole variabilità di ampiezza con periodi inferiori all'anno, che appaiono tipiche delle variabili Alpha Cygni , e variazioni stocastiche (cioè totalmente casuali).

Le variabili blu luminose sono per definizione più luminose della maggior parte delle stelle e anche più massicce, ma entro un intervallo molto ampio. I più luminosi sono più di un milione  L ☉ e hanno masse si avvicina, forse superiore, 100  M ☉ . Meno luminosa hanno luminosità intorno un quarto di milione  L ☉ e masse partire da 10  M ☉ , anche se sarebbero stati notevolmente più massiccio come stelle di sequenza principale. Hanno tutti alti tassi di perdita di massa e mostrano un miglioramento dell'elio e dell'azoto.

Evoluzione

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La Nebulosa Homunculus , prodotta dalla Grande Esplosione di η Carinae

A causa della grande massa e dell'elevata luminosità di queste stelle, la loro vita è molto breve: solo pochi milioni di anni in totale e molto meno di un milione di anni nella fase LBV. Sono in rapida evoluzione su scale temporali osservabili; sono stati rilevati esempi in cui si sono sviluppate stelle con spettri Wolf-Rayet (WNL/Ofpe) per mostrare esplosioni di LBV e una manciata di supernovae sono state ricondotte a probabili progenitori di LBV. Recenti ricerche teoriche confermano quest'ultimo scenario, in cui le stelle variabili blu luminose sono lo stadio evolutivo finale di alcune stelle massicce prima che esplodano come supernova, almeno per stelle con masse iniziali comprese tra 20 e 25 masse solari . Per le stelle più massicce, le simulazioni al computer della loro evoluzione suggeriscono che la fase variabile blu luminosa si verifica durante le ultime fasi di combustione dell'idrogeno del nucleo (LBV con alta temperatura superficiale), la fase di combustione del guscio di idrogeno (LBV con temperatura superficiale inferiore) e il prima parte della fase di combustione dell'elio del nucleo (LBV con alta temperatura superficiale di nuovo) prima di passare alla fase di Wolf-Rayet , essendo così analoga alle fasi di gigante rossa e supergigante rossa di stelle meno massicce.

Sembrano esserci due gruppi di LBV, uno con luminosità superiori a 630.000 volte il Sole e l'altro con luminosità inferiori a 400.000 volte il Sole, sebbene ciò sia contestato in ricerche più recenti. Sono stati costruiti modelli che mostrano che il gruppo a luminosità più bassa sono post-supergiganti rosse con masse iniziali di 30-60 volte il Sole, mentre il gruppo a luminosità più alta sono stelle di popolazione II con masse iniziali 60-90 volte il Sole che non sviluppano in supergiganti rosse , anche se possono diventare ipergiganti gialle . Alcuni modelli suggeriscono che le LBV sono uno stadio nell'evoluzione di stelle molto massicce necessarie per liberarsi della massa in eccesso, mentre altri richiedono che la maggior parte della massa venga persa in una fase precedente di supergigante fredda. Le normali esplosioni e i venti stellari nello stato di quiescenza non sono sufficienti per la perdita di massa richiesta, ma le LBV occasionalmente producono esplosioni anormalmente grandi che possono essere scambiate per una debole supernova e queste possono perdere la massa necessaria. I modelli recenti concordano tutti sul fatto che lo stadio LBV si verifica dopo lo stadio della sequenza principale e prima dello stadio Wolf-Rayet impoverito di idrogeno, e che essenzialmente tutte le stelle LBV alla fine esploderanno come supernova. Apparentemente gli LBV possono esplodere direttamente come supernova, ma probabilmente solo una piccola parte lo fa. Se la stella non perde massa sufficiente prima della fine dello stadio LBV, potrebbe subire una supernova particolarmente potente creata dall'instabilità di coppia . Gli ultimi modelli di evoluzione stellare suggeriscono che alcune stelle singole con masse iniziali circa 20 volte quella del Sole esploderanno come LBV come supernovae di tipo II-P, IIb o Ib, mentre le stelle binarie subiscono un'evoluzione molto più complessa attraverso rimozione della busta che porta a risultati meno prevedibili.

Esplosioni simili a supernova

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Stelle simili a Carine nelle galassie vicine

Le stelle variabili blu luminose possono subire "esplosioni giganti" con perdita di massa e luminosità drammaticamente aumentate. η Carinae è l'esempio prototipo, con P Cygni che mostra una o più esplosioni simili 300-400 anni fa, ma ora ne sono state catalogate dozzine nelle galassie esterne. Molte di queste sono state inizialmente classificate come supernove ma riesaminate a causa di caratteristiche insolite. La natura delle esplosioni e delle stelle progenitrici sembra essere molto variabile, con le esplosioni che molto probabilmente hanno diverse cause. Le storiche esplosioni di η Carinae e P Cygni, e molte osservate più di recente nelle galassie esterne, sono durate anni o decenni, mentre alcuni degli eventi impostori di supernova sono scesi a una luminosità normale in pochi mesi. Esempi ben studiati sono:

I primi modelli di evoluzione stellare avevano previsto che sebbene le stelle di grande massa che producono LBV finissero spesso o sempre come supernovae, l'esplosione della supernova non si sarebbe verificata allo stadio LBV. Ispirate dal fatto che il capostipite di SN 1987A è una supergigante blu, e molto probabilmente un LBV, diverse supernove successive sono state associate ai progenitori di LBV. Il capostipite di SN 2005gl ha dimostrato di essere un LBV apparentemente in esplosione solo pochi anni prima. Sono stati individuati progenitori di diverse altre supernove di tipo IIn e probabilmente erano LBV:

La modellizzazione suggerisce che a una metallicità quasi solare, le stelle con una massa iniziale di circa 20-25  M ☉ esploderanno come supernova mentre si trovano nella fase LBV della loro vita. Saranno post-supergiganti rosse con luminosità alcune centinaia di migliaia di volte quella del Sole. La supernova dovrebbe essere di tipo II, molto probabilmente di tipo IIb, anche se forse di tipo IIn a causa di episodi di maggiore perdita di massa che si verificano come LBV e nello stadio di ipergigante gialla .

Elenco dei LBV

Vedi anche: Elenco delle stelle più luminose

L'identificazione di LBV richiede la conferma delle caratteristiche variazioni spettrali e fotometriche, ma queste stelle possono essere "quiescenti" per decenni o secoli, momento in cui sono indistinguibili da molte altre stelle calde e luminose. Una variabile blu luminosa candidata (cLBV) può essere identificata in modo relativamente rapido sulla base del suo spettro o della sua luminosità, e dozzine sono state catalogate nella Via Lattea durante recenti rilevamenti.

Recenti studi su ammassi densi e analisi spettrografica di massa di stelle luminose hanno identificato dozzine di probabili LBV nella Via Lattea su una probabile popolazione totale di poche centinaia, sebbene pochi siano stati osservati in modo sufficientemente dettagliato da confermare i tipi caratteristici di variabilità. Inoltre, è stata identificata la maggior parte dei LBV nelle Nubi di Magellano, diverse decine in M31 e M33, più una manciata in altre galassie del gruppo locale.

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η Carinae , una variabile blu luminosa vista dall'Osservatorio a raggi X Chandra

La nostra galassia:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (una stella estremamente calda che non mostra variabilità dal 1935 e poco studiata)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (stella di Romano, un LBV insolitamente caldo)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Stella senza nome che ha subito un'esplosione dal 1998 al 2008 in un insolito evento simile a una supernova, e ora è scomparsa

Un certo numero di cLBV nella Via Lattea sono ben noti a causa della loro estrema luminosità o delle caratteristiche insolite, tra cui:

Altre stelle ben note non attualmente classificate come LBV ma potrebbero essere in fase di transizione in LBV, sono state LBV relativamente di recente o sono LBV in una fase stabile includono:

Guarda anche

Riferimenti

link esterno