Leuchtblau variabel - Luminous blue variable

Leuchtend blaue Variable AG Carinae aus Sicht des Hubble-Weltraumteleskops

Luminous Blue Variables ( LBVs ) sind massereiche Sterne, die unvorhersehbare und manchmal dramatische Variationen sowohl in ihren Spektren als auch in ihrer Helligkeit aufweisen. Sie sind nach S Doradus , einem der hellsten Sterne der Großen Magellanschen Wolke, auch als S-Doradus-Variablen bekannt . Sie sind mit nur 20 Objekten, die im Allgemeinen Katalog der veränderlichen Sterne als SDor aufgeführt sind, außerordentlich selten , und einige davon gelten nicht mehr als LBVs.

Entdeckung und Geschichte

P Cygni-Profil einer Spektrallinie

Die LBV-Sterne P Cygni und η Carinae sind seit dem 17. Jahrhundert als ungewöhnliche Variablen bekannt, aber ihre wahre Natur wurde erst in jüngerer Zeit vollständig verstanden.

1922 veröffentlichte John Charles Duncan die ersten drei variablen Sterne, die jemals in einer externen Galaxie entdeckt wurden, die Variablen 1, 2 und 3, in der Triangulum-Galaxie (M33). Diesen folgte Edwin Hubble 1926 mit drei weiteren: A, B und C in M33. 1929 fügte Hubble dann eine Liste von Variablen hinzu, die in M31 entdeckt wurden . Von diesen wurden Var A, Var B, Var C und Var 2 in M33 und Var 19 in M31 1953 mit einer detaillierten Studie von Hubble und Allan Sandage weiterverfolgt . Var 1 in M33 wurde als zu schwach ausgeschlossen und Var 3 war bereits als Cepheid-Variable klassifiziert worden . Damals wurden sie einfach als irreguläre Variablen beschrieben, obwohl sie bemerkenswert sind, weil sie die hellsten Sterne in diesen Galaxien sind. Das Original-Papier von Hubble Sandage enthält eine Fußnote, dass S Doradus die gleiche Art von Stern sein könnte, äußerte jedoch starke Vorbehalte, so dass die Verbindung mehrere Jahrzehnte warten müsste, um bestätigt zu werden.

Spätere Arbeiten bezeichneten diese fünf Sterne als Hubble-Sandage-Variablen. In den 1970er Jahren wurden Var 83 in M33 und AE Andromedae , AF Andromedae (=Var 19), Var 15 und Var A-1 in M31 in die Liste aufgenommen und von mehreren Autoren als "leuchtende blaue Variablen" beschrieben, obwohl es galt damals nicht als formeller Name. Die Spektren enthielten Linien mit P-Cygni-Profilen und wurden mit η Carinae verglichen. 1978 veröffentlichte Roberta M. Humphreys eine Studie über acht Variablen in M31 und M33 (außer Var A) und bezeichnete sie als leuchtend blaue Variablen sowie die Verbindung zur S-Doradus-Klasse veränderlicher Sterne. 1984 gruppierte Peter Conti in einer Präsentation auf dem IAU-Symposium die S. Doradus-Variablen, Hubble-Sandage-Variablen, η Carinae, P. Cygni und andere ähnliche Sterne formell unter dem Begriff "leuchtende blaue Variablen" zusammen und kürzte ihn zu LBV. Er trennte sie auch deutlich von diesen anderen leuchtenden blauen Sternen, den Wolf-Rayet-Sternen.

Variable Sterntypen werden normalerweise nach dem ersten als variabel entdeckten Element benannt , zum Beispiel δ Sct Variablen, die nach dem Stern δ Sct benannt sind . Die erste leuchtende blaue Variable, die als variabler Stern identifiziert wurde, war P Cygni, und diese Sterne wurden als Variablen vom Typ P Cygni bezeichnet. Der General Catalog of Variable Stars entschied, dass eine Verwechslungsgefahr mit P-Cygni-Profilen besteht , die auch in anderen Sternentypen vorkommen, und wählte die Abkürzung SDOR für "Variablen des S-Doradus-Typs". Der Begriff "S-Doradus-Variable" wurde 1974 verwendet, um P Cygni, S. Doradus, η Carinae und die Hubble-Sandage-Variablen als Gruppe zu beschreiben.

Physikalische Eigenschaften

Oberer Teil des HR-Diagramms, das die Lage des S-Doradus-Instabilitätsstreifens und die Lage der LBV-Ausbrüche zeigt. Hauptsequenz ist die dünne schräge Linie unten links.

LBVs sind massereiche instabile Überriesen- (oder Hyperriesen- ) Sterne, die eine Vielzahl spektroskopischer und photometrischer Variationen aufweisen, am offensichtlichsten periodische Ausbrüche und gelegentlich viel größere Eruptionen .

In ihrem "Ruhezustand" sind sie typischerweise Sterne vom Typ B, gelegentlich etwas heißer, mit ungewöhnlichen Emissionslinien. Sie befinden sich in einer Region des Hertzsprung-Russell-Diagramms, die als S-Doradus- Instabilitätsstreifen bekannt ist, wo die am wenigsten leuchtenden eine Temperatur von etwa 10.000 K und eine Helligkeit von etwa 250.000 mal der Sonne haben, während die hellsten eine Temperatur von etwa 25.000 K haben und eine Leuchtkraft, die mehr als eine Million Mal größer ist als die der Sonne, was sie zu einem der leuchtendsten aller Sterne macht.

Während eines normalen Ausbruchs sinkt die Temperatur für alle Sterne auf etwa 8.500 K, etwas heißer als die gelben Hyperriesen . Die bolometrische Leuchtkraft bleibt normalerweise konstant, was bedeutet, dass die visuelle Helligkeit um eine oder zwei Größenordnungen zunimmt. S Doradus verkörpert dieses Verhalten. Es wurden einige Beispiele gefunden, bei denen sich die Leuchtkraft während eines Ausbruchs zu ändern scheint, aber die Eigenschaften dieser ungewöhnlichen Sterne sind schwer genau zu bestimmen. Beispielsweise kann die Leuchtkraft von AG Carinae während Ausbrüchen um etwa 30 % abnehmen; und AFGL 2298 wurde beobachtet , drastisch seine Leuchtkraft während eines Ausbruchs zu erhöhen , obwohl es nicht klar ist , ob das sollte als bescheiden eingestuft wird riesige Eruption . S Doradus ist typisch für dieses Verhalten, das als stark aktiver Zyklus bezeichnet wurde und als Schlüsselkriterium für die Identifizierung von leuchtend blauen Variablen gilt. Es werden zwei unterschiedliche Periodizitäten beobachtet, entweder Variationen, die länger als 20 Jahre dauern, oder weniger als 10 Jahre. In einigen Fällen sind die Schwankungen viel kleiner, weniger als eine halbe Größenordnung, mit nur geringen Temperaturverringerungen. Diese werden als schwach-aktive Zyklen bezeichnet und treten immer auf Zeitskalen von weniger als 10 Jahren auf.

Bei einigen LBVs wurde beobachtet, dass sie riesige Eruptionen mit dramatisch erhöhtem Massenverlust und Leuchtkraft durchmachen, die so heftig waren, dass einige zunächst als Supernovae katalogisiert wurden. Die Ausbrüche bedeuten, dass es normalerweise Nebel um solche Sterne gibt; η Carinae ist das am besten untersuchte und leuchtendste bekannte Beispiel, aber möglicherweise nicht typisch. Es wird allgemein angenommen, dass alle leuchtenden blauen Variablen eine oder mehrere dieser großen Eruptionen durchlaufen, aber sie wurden nur bei zwei oder drei gut untersuchten Sternen und möglicherweise einer Handvoll Supernova-Betrüger beobachtet. Die beiden klaren Beispiele in unserer Galaxie, P Cygni und η Carinae, und das mögliche Beispiel in der Kleinen Magellanschen Wolke, HD 5980A, zeigten keine starken Zyklenvariationen. Es ist immer noch möglich, dass die beiden Variabilitätstypen in verschiedenen Sternengruppen auftreten. 3-D-Simulationen haben gezeigt, dass diese Ausbrüche durch Variationen der Heliumopazität verursacht werden können.

Viele leuchtend blaue Variablen zeigen auch eine kleine Amplitudenvariabilität mit Perioden von weniger als einem Jahr, die typisch für Alpha-Cygni-Variablen erscheinen , und stochastische (dh völlig zufällige) Variationen.

Leuchtende blaue Variablen sind per Definition leuchtender als die meisten Sterne und auch massereicher, aber in einem sehr weiten Bereich. Die hellste ist mehr als eine Million  L ☉ und haben Massen nähern, möglicherweise mehr als 100  M ☉ . Die am wenigsten leuchtenden haben Leuchtstärken um eine Viertelmillion  L ☉ und Massen von nur 10  M ☉ , obwohl sie als Hauptreihensterne wesentlich massereicher gewesen wären. Sie alle weisen hohe Massenverlustraten auf und zeigen eine gewisse Verbesserung von Helium und Stickstoff.

Evolution

Der Homunkulus-Nebel , produziert von dem großen Ausbruch von η Carinae

Aufgrund der großen Masse und der hohen Leuchtkraft dieser Sterne ist ihre Lebensdauer sehr kurz – insgesamt nur wenige Millionen Jahre und viel weniger als eine Million Jahre in der LBV-Phase. Sie entwickeln sich schnell auf beobachtbaren Zeitskalen; Es wurden Beispiele entdeckt, in denen sich Sterne mit Wolf-Rayet-Spektren (WNL/Ofpe) entwickelt haben, um LBV-Ausbrüche zu zeigen, und eine Handvoll Supernovae wurden auf wahrscheinliche LBV-Vorläufer zurückgeführt. Neuere theoretische Forschungen bestätigen das letztere Szenario, bei dem leuchtende blaue variable Sterne die letzte Entwicklungsstufe einiger massereicher Sterne sind, bevor sie als Supernovae explodieren, zumindest für Sterne mit Anfangsmassen zwischen 20 und 25 Sonnenmassen . Bei massereicheren Sternen deuten Computersimulationen ihrer Entwicklung darauf hin, dass die leuchtend blaue variable Phase während der neuesten Phasen der Wasserstoffverbrennung im Kern (LBV mit hoher Oberflächentemperatur), der Verbrennungsphase der Wasserstoffhülle (LBV mit niedrigerer Oberflächentemperatur) und der frühester Teil der Kern- Helium-Brennphase (LBV mit wieder hoher Oberflächentemperatur) vor dem Übergang in die Wolf-Rayet-Phase , also analog zu den Phasen des Roten Riesen und des Roten Überriesen von weniger massereichen Sternen.

Es scheint zwei Gruppen von LBVs zu geben, eine mit Helligkeiten über dem 630.000-fachen der Sonne und die andere mit einer Leuchtkraft unter dem 400.000-fachen der Sonne, obwohl dies in neueren Forschungen umstritten ist. Es wurden Modelle konstruiert, die zeigen, dass die Gruppe mit niedrigerer Leuchtkraft postrote Überriesen mit Anfangsmassen des 30- bis 60-fachen der Sonne sind, während die Gruppe mit der höheren Leuchtkraft Population-II-Sterne mit Anfangsmassen des 60- bis 90-fachen der Sonne sind, die niemals entwickeln sich zu roten Überriesen , obwohl sie zu gelben Überriesen werden können . Einige Modelle deuten darauf hin, dass LBVs eine Stufe in der Entwicklung sehr massereicher Sterne sind, die benötigt wird, um überschüssige Masse abzubauen, während andere verlangen, dass der größte Teil der Masse in einem früheren Kühl-Überriesen-Stadium verloren geht. Normale Ausbrüche und die stellaren Winde im Ruhezustand reichen für den erforderlichen Massenverlust nicht aus, aber LBVs produzieren gelegentlich ungewöhnlich große Ausbrüche , die mit einer schwachen Supernova verwechselt werden können und die die erforderliche Masse abwerfen können. Alle neueren Modelle stimmen darin überein, dass das LBV-Stadium nach dem Hauptsequenzstadium und vor dem wasserstoffarmen Wolf-Rayet-Stadium auftritt und dass im Wesentlichen alle LBV-Sterne schließlich als Supernovae explodieren. LBVs können anscheinend direkt als Supernova explodieren, aber wahrscheinlich nur ein kleiner Bruchteil. Wenn der Stern vor dem Ende des LBV-Stadiums nicht genügend Masse verliert, kann es zu einer besonders starken Supernova kommen, die durch Paarinstabilität entsteht . Die neuesten Modelle der Sternentwicklung deuten darauf hin, dass einige Einzelsterne mit einer Anfangsmasse von etwa dem 20-fachen der Sonnenmasse als LBVs als Supernovae vom Typ II-P, Typ IIb oder Typ Ib explodieren, während Doppelsterne eine viel komplexere Evolution durchlaufen Briefumschlag, der zu weniger vorhersehbaren Ergebnissen führt.

Supernova-ähnliche Ausbrüche

Sterne ähnlich wie η Carinae in nahen Galaxien

Leuchtende blaue veränderliche Sterne können "Riesenausbrüche" mit dramatisch erhöhtem Masseverlust und Leuchtkraft erfahren. η Carinae ist das prototypische Beispiel, wobei P Cygni vor 300–400 Jahren einen oder mehrere ähnliche Ausbrüche zeigte, aber inzwischen wurden Dutzende in externen Galaxien katalogisiert. Viele von ihnen wurden ursprünglich als Supernovae klassifiziert, aber aufgrund ungewöhnlicher Merkmale erneut untersucht. Die Art der Ausbrüche und der Vorläufersterne scheint sehr variabel zu sein, wobei die Ausbrüche höchstwahrscheinlich mehrere verschiedene Ursachen haben. Die historischen Ausbrüche von η Carinae und P Cygni und mehrere, die in jüngerer Zeit in externen Galaxien beobachtet wurden, haben Jahre oder Jahrzehnte gedauert, während einige der Supernova-Betrügerereignisse innerhalb von Monaten auf normale Helligkeit zurückgegangen sind. Gut untersuchte Beispiele sind:

Frühe Modelle der Sternentwicklung hatten vorhergesagt, dass die massereichen Sterne, die LBVs produzieren, ihr Leben oft oder immer als Supernovae beenden würden, die Supernova-Explosion jedoch nicht im LBV-Stadium stattfinden würde. Angeregt durch den Vorläufer von SN 1987A , der ein blauer Überriese und höchstwahrscheinlich ein LBV ist, wurden mehrere nachfolgende Supernovae mit LBV-Vorläufern in Verbindung gebracht. Der Stammvater von SN 2005gl hat sich nur wenige Jahre zuvor als LBV erwiesen, der offenbar im Ausbruch war. Vorläufer mehrerer anderer Supernovae vom Typ IIn wurden entdeckt und waren wahrscheinlich LBVs:

Modellierungen legen nahe, dass Sterne mit einer Anfangsmasse von etwa 20–25 M ☉ bei nahezu solarer Metallizität  als Supernova explodieren, während sie sich im LBV-Stadium ihres Lebens befinden. Sie werden postrote Überriesen sein, deren Leuchtkraft einige hunderttausend Mal höher ist als die der Sonne. Es wird erwartet, dass die Supernova vom Typ II ist, höchstwahrscheinlich vom Typ IIb, obwohl möglicherweise vom Typ IIn aufgrund von Episoden verstärkten Massenverlusts, die als LBV und im gelb-hypergianten Stadium auftreten.

Liste der LBVs

Siehe auch: Liste der leuchtendsten Sterne

Die Identifizierung von LBVs erfordert die Bestätigung der charakteristischen spektralen und photometrischen Variationen, aber diese Sterne können Jahrzehnte oder Jahrhunderte lang "ruhen" und sind dann von vielen anderen heißen leuchtenden Sternen nicht zu unterscheiden. Eine potenzielle leuchtend blaue Variable (cLBV) kann relativ schnell anhand ihres Spektrums oder ihrer Leuchtkraft identifiziert werden, und Dutzende wurden während neuerer Untersuchungen in der Milchstraße katalogisiert.

Jüngste Studien dichter Haufen und massenspektrographische Analysen leuchtender Sterne haben Dutzende von wahrscheinlichen LBVs in der Milchstraße aus einer wahrscheinlichen Gesamtpopulation von nur wenigen Hundert identifiziert, obwohl nur wenige detailliert genug beobachtet wurden, um die charakteristischen Arten der Variabilität zu bestätigen. Darüber hinaus wurden die meisten LBVs in den Magellanschen Wolken identifiziert, mehrere Dutzend in M31 und M33 sowie eine Handvoll in anderen lokalen Gruppengalaxien.

η Carinae , eine leuchtend blaue Variable, wie sie vom Chandra-Röntgenobservatorium aus gesehen wird

Unsere Galaxie:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (ein extrem heißer Stern, der seit 1935 keine Variabilität zeigt und kaum untersucht wurde)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (Romanos Stern, ein ungewöhnlich heißes LBV)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Unbenannter Stern, der von 1998 bis 2008 in einem ungewöhnlichen Supernova-ähnlichen Ereignis einen Ausbruch erlebte und jetzt verschwunden ist

Eine Reihe von cLBVs in der Milchstraße sind wegen ihrer extremen Leuchtkraft oder ungewöhnlichen Eigenschaften bekannt, darunter:

Andere bekannte Sterne, die derzeit nicht als LBVs klassifiziert sind, aber möglicherweise in LBVs übergehen, vor relativ kurzer Zeit LBVs waren oder sich in einer stabilen Phase befinden, sind:

  • Zeta-1 Scorpii (Naked-Eye-Hyperriese)
  • IRC+10420 (gelber Hyperriese, der seine Temperatur in den LBV-Bereich erhöht hat)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, ein ungewöhnlicher gelber Hyperriese, der sich nach blau entwickelt)
  • Rho Cassiopeiae (instabiler gelber Hyperriese, der unter periodischen Ausbrüchen leidet)

Siehe auch

Verweise

Externe Links