Variable azul luminoso - Luminous blue variable

Variable azul luminosa AG Carinae vista por el telescopio espacial Hubble

Las variables azules luminosas ( LBV ) son estrellas evolucionadas masivas que muestran variaciones impredecibles y, a veces, dramáticas tanto en su espectro como en su brillo. También se conocen como variables de S Doradus en honor a S Doradus , una de las estrellas más brillantes de la Gran Nube de Magallanes . Son extraordinariamente raros con solo 20 objetos listados en el Catálogo General de Estrellas Variables como SDor, y varios de estos ya no se consideran LBV.

Descubrimiento e historia

P Perfil Cygni de una línea espectral

Las estrellas LBV P Cygni y η Carinae se conocen como variables inusuales desde el siglo XVII, pero su verdadera naturaleza no se entendió completamente hasta mucho más recientemente.

En 1922, John Charles Duncan publicó las primeras tres estrellas variables jamás detectadas en una galaxia externa, las variables 1, 2 y 3, en la Galaxia del Triángulo (M33). Estos fueron seguidos por Edwin Hubble con tres más en 1926: A, B y C en M33. Luego, en 1929, Hubble agregó una lista de variables detectadas en M31 . De estos, Var A, Var B, Var C y Var 2 en M33 y Var 19 en M31 fueron seguidos con un estudio detallado por Hubble y Allan Sandage en 1953. Var 1 en M33 se excluyó por ser demasiado débil y Var 3 ya se había clasificado como una variable cefeida . En ese momento, simplemente se describieron como variables irregulares, aunque notables por ser las estrellas más brillantes de esas galaxias. El artículo original de Hubble Sandage contiene una nota al pie de página de que S Doradus podría ser del mismo tipo de estrella, pero expresó fuertes reservas, por lo que el vínculo tendría que esperar varias décadas para confirmarse.

Los artículos posteriores se refirieron a estas cinco estrellas como variables de Hubble-Sandage. En la década de 1970, Var 83 en M33 y AE Andromedae , AF Andromedae (= Var 19), Var 15 y Var A-1 en M31 se agregaron a la lista y fueron descritos por varios autores como "variables azules luminosas", aunque fue no considerado un nombre formal en ese momento. Se encontró que los espectros contenían líneas con perfiles de P Cygni y se compararon con η Carinae. En 1978, Roberta M. Humphreys publicó un estudio de ocho variables en M31 y M33 (excluyendo Var A) y las denominó variables azules luminosas, además de establecer el vínculo con la clase de estrellas variables S Doradus. En 1984, en una presentación en el simposio de la IAU, Peter Conti agrupó formalmente las variables S Doradus, las variables Hubble-Sandage, η Carinae, P Cygni y otras estrellas similares juntas bajo el término "variables azules luminosas" y lo redujo a LBV. También las separó claramente de esas otras estrellas azules luminosas, las estrellas Wolf-Rayet.

Los tipos de estrellas variables generalmente reciben el nombre del primer miembro que se descubre que es variable, por ejemplo, las variables δ Sct tienen el nombre de la estrella δ Sct . La primera variable azul luminosa que se identificó como una estrella variable fue P Cygni, y estas estrellas se han denominado variables de tipo P Cygni. El Catálogo General de Estrellas Variables decidió que existía la posibilidad de confusión con los perfiles P Cygni , que también ocurren en otros tipos de estrellas, y eligió el acrónimo SDOR para "variables del tipo S Doradus". El término "variable S Doradus" se utilizó para describir P Cygni, S Doradus, η Carinae y las variables Hubble-Sandage como grupo en 1974.

Propiedades físicas

Parte superior del diagrama de FC que muestra la ubicación de la franja de inestabilidad de S Doradus y la ubicación de los arrebatos de LBV. La secuencia principal es la delgada línea inclinada en la parte inferior izquierda.

Las LBV son estrellas supergigantes (o hipergigantes ) masivas e inestables que muestran una variedad de variaciones espectroscópicas y fotométricas, más obviamente estallidos periódicos sy ocasionales erupciones mucho más grandes .

En su estado "inactivo", son típicamente estrellas de tipo B, ocasionalmente un poco más calientes, con líneas de emisión inusuales. Se encuentran en una región del diagrama de Hertzsprung-Russell conocida como franja de inestabilidad de S Doradus , donde las menos luminosas tienen una temperatura alrededor de 10,000 K y una luminosidad alrededor de 250,000 veces la del Sol, mientras que las más luminosas tienen una temperatura alrededor de 25,000 K y una luminosidad de más de un millón de veces la del Sol, lo que las convierte en algunas de las estrellas más luminosas .

Durante un estallido normal, la temperatura disminuye a alrededor de 8.500 K para todas las estrellas, un poco más caliente que las hipergigantes amarillas . La luminosidad bolométrica generalmente permanece constante, lo que significa que el brillo visual aumenta algo en una magnitud o dos. S Doradus tipifica este comportamiento. Se han encontrado algunos ejemplos en los que la luminosidad parece cambiar durante un estallido, pero las propiedades de estas estrellas inusuales son difíciles de determinar con precisión. Por ejemplo, AG Carinae puede disminuir su luminosidad alrededor del 30% durante los estallidos; y se ha observado que AFGL 2298 aumenta drásticamente su luminosidad durante un estallido, aunque no está claro si debería clasificarse como una erupción gigante modesta . S Doradus tipifica este comportamiento, que se ha denominado ciclo fuerte-activo , y se considera un criterio clave para identificar las variables azules luminosas. Se observan dos periodicidades distintas, ya sea variaciones que duran más de 20 años o menos de 10 años. En algunos casos, las variaciones son mucho más pequeñas, menos de la mitad de la magnitud, con solo pequeñas reducciones de temperatura. Estos se conocen como ciclos débil-activo y siempre ocurren en escalas de tiempo de menos de 10 años.

Se ha observado que algunos LBV experimentan erupciones gigantes con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentadas, tan violentas que varias fueron catalogadas inicialmente como supernovas. Los estallidos significan que generalmente hay nebulosas alrededor de tales estrellas; η Carinae es el ejemplo conocido mejor estudiado y más luminoso, pero puede no ser típico. En general, se supone que todas las variables azules luminosas sufren una o más de estas grandes erupciones, pero solo se han observado en dos o tres estrellas bien estudiadas y posiblemente en un puñado de impostores de supernovas. Los dos ejemplos claros en nuestra galaxia, P Cygni y η Carinae, y el posible ejemplo en la Pequeña Nube de Magallanes, HD 5980A, no han mostrado variaciones de ciclo fuerte. Todavía es posible que los dos tipos de variabilidad ocurran en diferentes grupos de estrellas. Las simulaciones tridimensionales han demostrado que estos estallidos pueden deberse a variaciones en la opacidad del helio.

Muchas variables azules luminosas también muestran una pequeña variabilidad de amplitud con períodos de menos de un año, que parecen típicas de las variables Alpha Cygni , y variaciones estocásticas (es decir, totalmente aleatorias).

Las variables azules luminosas son, por definición, más luminosas que la mayoría de las estrellas y también más masivas, pero dentro de un rango muy amplio. Los más luminosos tienen más de un millón de  L ☉ y tienen masas que se aproximan, posiblemente superan, los 100  M ☉ . Las menos luminosas tienen luminosidades de alrededor de un cuarto de millón de  L ☉ y masas tan bajas como 10  M ☉ , aunque habrían sido considerablemente más masivas como estrellas de la secuencia principal. Todos tienen altas tasas de pérdida de masa y muestran cierta mejora del helio y el nitrógeno.

Evolución

La Nebulosa del Homúnculo , producida por el Gran Estallido de η Carinae

Debido a la gran masa y alta luminosidad de estas estrellas, su vida es muy corta: solo unos pocos millones de años en total y mucho menos de un millón de años en la fase LBV. Están evolucionando rápidamente en escalas de tiempo observables; Se han detectado ejemplos en los que se han desarrollado estrellas con espectros Wolf-Rayet (WNL / Ofpe) para mostrar estallidos de LBV y se ha rastreado un puñado de supernovas hasta probables progenitores de LBV. Investigaciones teóricas recientes confirman este último escenario, donde las estrellas variables azules luminosas son la etapa evolutiva final de algunas estrellas masivas antes de que exploten como supernovas, para al menos estrellas con masas iniciales entre 20 y 25 masas solares . Para las estrellas más masivas, las simulaciones por computadora de su evolución sugieren que la fase variable azul luminosa tiene lugar durante las últimas fases de combustión del núcleo de hidrógeno (LBV con temperatura superficial alta), la fase de combustión de la capa de hidrógeno (LBV con temperatura superficial más baja) y la la parte más temprana de la fase de combustión del núcleo de helio (LBV con temperatura superficial alta nuevamente) antes de pasar a la fase Wolf-Rayet , siendo así análoga a las fases gigante roja y supergigante roja de estrellas menos masivas.

Parece haber dos grupos de LBV, uno con luminosidades por encima de 630.000 veces el Sol y el otro con luminosidades por debajo de 400.000 veces el Sol, aunque esto se discute en investigaciones más recientes. Se han construido modelos que muestran que el grupo de menor luminosidad son post-supergigantes rojas con masas iniciales de 30 a 60 veces la del Sol, mientras que el grupo de mayor luminosidad son estrellas de población II con masas iniciales de 60 a 90 veces la del Sol que nunca se convierten en supergigantes rojas , aunque pueden convertirse en hipergigantes amarillas . Algunos modelos sugieren que los LBV son una etapa en la evolución de estrellas muy masivas que se requieren para arrojar el exceso de masa, mientras que otros requieren que la mayor parte de la masa se pierda en una etapa anterior de supergigante frío. Los estallidos normales y los vientos estelares en estado inactivo no son suficientes para la pérdida de masa requerida, pero los LBV ocasionalmente producen estallidos anormalmente grandes que pueden confundirse con una supernova tenue y estos pueden arrojar la masa necesaria. Todos los modelos recientes están de acuerdo en que la etapa LBV ocurre después de la etapa de secuencia principal y antes de la etapa Wolf-Rayet empobrecida en hidrógeno, y que esencialmente todas las estrellas LBV eventualmente explotarán como supernovas. Aparentemente, los LBV pueden explotar directamente como una supernova, pero probablemente solo una pequeña fracción lo haga. Si la estrella no pierde suficiente masa antes del final de la etapa LBV, puede sufrir una supernova particularmente poderosa creada por la inestabilidad de los pares . Los últimos modelos de evolución estelar sugieren que algunas estrellas individuales con masas iniciales alrededor de 20 veces la del Sol explotarán como LBV como supernovas de tipo II-P, tipo IIb o tipo Ib, mientras que las estrellas binarias experimentan una evolución mucho más compleja a través de la eliminación de sobres que conduce a resultados menos predecibles.

Estallidos de supernova

Estrellas similares a η Carinae en galaxias cercanas

Las estrellas variables azules luminosas pueden sufrir "explosiones gigantes" con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentada. η Carinae es el ejemplo prototípico, con P Cygni mostrando uno o más estallidos similares hace 300-400 años, pero ahora se han catalogado docenas en galaxias externas. Muchas de ellas se clasificaron inicialmente como supernovas, pero se volvieron a examinar debido a características inusuales. La naturaleza de los estallidos y de las estrellas progenitoras parece ser muy variable, y es muy probable que los estallidos tengan varias causas diferentes. Los estallidos históricos de η Carinae y P Cygni, y varios observados más recientemente en galaxias externas, han durado años o décadas, mientras que algunos de los eventos impostores de supernovas han disminuido a un brillo normal en meses. Ejemplos bien estudiados son:

Los primeros modelos de evolución estelar habían predicho que aunque las estrellas de gran masa que producen LBV a menudo o siempre terminarían sus vidas como supernovas, la explosión de supernova no ocurriría en la etapa LBV. Impulsadas por el hecho de que el progenitor de SN 1987A sea ​​una supergigante azul, y muy probablemente un LBV, varias supernovas posteriores se han asociado con los progenitores del LBV. Se ha demostrado que el progenitor de SN 2005gl es un LBV aparentemente en arrebato solo unos años antes. Se han detectado progenitores de varias otras supernovas de tipo IIn y es probable que hayan sido LBV:

El modelado sugiere que con una metalicidad casi solar, las estrellas con una masa inicial de alrededor de 20-25  M ☉ explotarán como una supernova mientras se encuentren en la etapa LBV de sus vidas. Serán supergigantes post-rojas con luminosidades unos cientos de miles de veces la del Sol. Se espera que la supernova sea de tipo II, muy probablemente de tipo IIb, aunque posiblemente de tipo IIn debido a episodios de mayor pérdida de masa que ocurren como LBV y en la etapa amarilla-hipergigante .

Lista de LBV

Ver también: Lista de estrellas más luminosas

La identificación de LBV requiere la confirmación de las variaciones espectrales y fotométricas características, pero estas estrellas pueden estar "inactivas" durante décadas o siglos, momento en el que no se pueden distinguir de muchas otras estrellas luminosas calientes. Una variable azul luminosa candidata (cLBV) puede identificarse con relativa rapidez sobre la base de su espectro o luminosidad, y se han catalogado docenas en la Vía Láctea durante estudios recientes.

Estudios recientes de cúmulos densos y análisis espectrográfico de masas de estrellas luminosas han identificado docenas de LBV probables en la Vía Láctea de una población total probable de solo unos pocos cientos, aunque pocos se han observado con suficiente detalle para confirmar los tipos característicos de variabilidad. Además, se han identificado la mayoría de los LBV en las Nubes de Magallanes, varias docenas en M31 y M33, además de un puñado en otras galaxias del grupo local.

η Carinae , una variable azul luminosa vista desde el Observatorio de rayos X Chandra

Nuestra galaxia:

LMC:

SMC:

M31:

M33:

  • Var 2 (una estrella extremadamente caliente que no muestra variabilidad desde 1935 y apenas estudiada)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (la estrella de Romano, una LBV inusualmente caliente)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Estrella sin nombre que experimentó un estallido de 1998 a 2008 en un evento inusual similar a una supernova, y ahora ha desaparecido

Varios cLBV en la Vía Láctea son bien conocidos debido a su extrema luminosidad o características inusuales, que incluyen:

Otras estrellas conocidas que no están clasificadas actualmente como LBV pero que pueden estar en transición a LBV, han sido LBV relativamente recientemente o son LBV en una fase estable incluyen:

  • Zeta-1 Scorpii (hipergigante a simple vista)
  • IRC + 10420 (hipergigante amarillo que ha aumentado su temperatura en el rango LBV)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, una hipergigante amarilla inusual que evoluciona hacia el azul)
  • Rho Cassiopeiae (hipergigante amarillo inestable que sufre estallidos periódicos)

Ver también

Referencias

enlaces externos