S Doradus fue descubierta en 1897 como una estrella inusual y variable, de tipo Secchi I con líneas brillantes de H α , H β y H γ . [9] El reconocimiento formal como estrella variable llegó con la asignación del nombre S Doradus en 1904 en el segundo suplemento del Catálogo de Estrellas Variables. [10]
S Dor fue observada muchas veces durante las décadas siguientes. En 1924, fue descrita como "clase P Cygni" y registrada con una magnitud fotográfica de 9,5 [11]. En 1925, su magnitud absoluta se estimó en -8,9. [12] En 1933 fue catalogada como una estrella Beq de novena magnitud con brillantes líneas de hidrógeno. [13] Era la estrella más luminosa conocida en ese momento. [14] [15]
En 1943, se interpretó que la variabilidad se debía a los eclipses de una compañera binaria, que orbitaba con un período de 40 años. [16] Esto fue refutado en 1956, cuando se describió la variabilidad como irregular y el espectro como A0 con perfiles P Cygni y emisión para muchas líneas espectrales. Se observó que el brillo disminuyó en una magnitud de 0,8 entre 1954 y 1955. [17] Al mismo tiempo, se observó que S Doradus era similar a las variables Hubble-Sandage , las LBV descubiertas en M31 y M33 . [18] El breve mínimo de 1955 fue seguido por un mínimo profundo en 1964, cuando se comparó el espectro con Eta Carinae en fuerte contraste con el espectro de A medio con brillo normal. [19]
En 1969, la naturaleza de S Doradus todavía era incierta y se consideraba que posiblemente era una estrella pre-secuencia principal, [20] pero durante la década siguiente, el consenso se estableció en que las variables de tipo S Doradus y las variables Hubble-Sandage eran supergigantes masivas evolucionadas. [21] [22] Finalmente, en 1984, se les dio el nombre de "variables azules luminosas", acuñado en parte debido a la similitud del acrónimo LBV con la clase bien definida de estrellas variables LPV. [23] El sistema de clasificación definido para el Catálogo General de Estrellas Variables es anterior a esto y, por lo tanto, se utiliza el acrónimo SDOR para las LBV. [24]
Alrededores
Gran Nube de Magallanes . NGC 1910 está marcada cerca del centro de la imagen y S Doradus es claramente visible en tamaño completo. (Crédito: Robert Gendler/ESO)
Hay varios cúmulos compactos cerca de S Doradus, dentro de la asociación general NGC 1910/LH41. El más cercano está a menos de cuatro minutos de arco de distancia, contiene dos de las tres estrellas WO en toda la LMC, y todo el cúmulo tiene aproximadamente el mismo brillo que S Doradus. Un poco más lejos está NGC 1916. Otro LBV, R85 , está a solo dos minutos de arco de distancia. Esta rica región de formación estelar también alberga una tercera estrella Wolf–Rayet , al menos otras diez supergigantes y al menos diez estrellas de clase O. [28]
S Doradus tiene varias estrellas compañeras cercanas. El Catálogo de estrellas dobles de Washington enumera dos estrellas de magnitud 11 a 5″ de distancia, que a la distancia de la LMC son unos cuatro años luz. [29] Se ha encontrado una compañera mucho más cercana utilizando el Sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble , a 1,7″ de distancia y cuatro magnitudes más débil. [30] Hay otras estrellas cercanas, la más notable es una supergigante OB de magnitud 12 a 13″. [31]
Variabilidad
Curva de luz de S Doradus desde 1987 hasta 2016, que muestra variaciones lentas con un mínimo profundo en 2011
Esta estrella pertenece a su propia clase epónima de estrellas variables S Doradus , también designadas como variables azules luminosas o LBV. Las LBV exhiben cambios lentos y prolongados en el brillo, puntuados por estallidos ocasionales. S Doradus es típicamente una estrella de magnitud 9, que varía en unas pocas décimas de magnitud en escalas de tiempo de unos pocos meses, superpuestas a variaciones de aproximadamente una magnitud que toman varios años. El rango extremo de estas variaciones va desde aproximadamente la magnitud visual 8,6–10,4. Cada pocas décadas muestra una disminución más dramática en el brillo, hasta un mínimo de magnitud 11,5. La naturaleza de la variación es algo inusual para una LBV; S Doradus está típicamente en un estado de estallido, con solo desvanecimientos ocasionales hasta el estado inactivo que es típico de la mayoría de las estrellas de la clase. [32]
Curva de luz de S Doradus de 2012 a 2016, que muestra las microvariaciones superpuestas a un aumento lento desde el mínimo profundo de 2011
El color de S Doradus cambia a medida que varía su brillo, siendo más azul cuando la estrella es más débil. [8] Al mismo tiempo, el espectro muestra cambios dramáticos. Es típicamente una supergigante extrema de rango medio A con perfiles P Cygni en muchas líneas (por ejemplo, A5eq [19] o A2/3Ia + e [33] ). En el brillo máximo, el espectro puede volverse tan frío como una supergigante F, con fuertes líneas de metales ionizados y casi sin componentes de emisión. [26] En el brillo mínimo, el espectro está dominado por la emisión, particularmente líneas prohibidas de Fe ii pero también helio y otros metales. En los mínimos profundos estas características son aún más pronunciadas, y también aparece la emisión de Fe iii . [19]
Los intentos de identificar la regularidad en los cambios impredecibles de brillo sugieren un período de alrededor de 100 días para las pequeñas variaciones de amplitud cerca del brillo máximo. En el brillo mínimo, se considera que estas microvariaciones ocurren con períodos de hasta 195 días. Las variaciones más lentas se han caracterizado con un período de 6,8 años, con un intervalo de 35-40 años entre mínimos profundos. Las microvariaciones son similares a los cambios de brillo mostrados por las variables α Cygni , que son supergigantes calientes menos luminosas. [6]
La franja de inestabilidad
La franja de inestabilidad de S Doradus y la región de explosión en el diagrama H–R, que muestra a S Doradus en el mínimo y máximo bajo el supuesto de luminosidad constante
Las variables de S Doradus (LBV) muestran estados de reposo y de explosión diferenciados. Durante la fase de reposo, las LBV se encuentran a lo largo de una banda diagonal en el diagrama H–R llamada franja de inestabilidad de S Doradus , y los ejemplos más luminosos tienen temperaturas más altas. [34]
La teoría estándar es que los estallidos de LBV ocurren cuando la pérdida de masa aumenta y un viento estelar extremadamente denso crea una pseudofotosfera. La temperatura cae hasta que la opacidad del viento comienza a disminuir, lo que significa que todos los estallidos de LBV alcanzan una temperatura de alrededor de 8.000-9.000 K. Se considera que la luminosidad bolométrica durante los estallidos permanece en gran parte sin cambios, pero la luminosidad visual aumenta a medida que la radiación cambia del ultravioleta al rango visual. [35] Investigaciones detalladas han demostrado que algunos LBV parecen cambiar la luminosidad del mínimo al máximo. Se ha calculado que S Doradus es menos luminosa en el brillo máximo (temperatura mínima), posiblemente como resultado de la energía potencial que entra en la expansión de una parte sustancial de la estrella. AG Carinae y HR Carinae muestran disminuciones de luminosidad similares en algunos estudios, pero en el caso más convincente AFGL 2298 aumentó su luminosidad durante sus estallidos. [8]
Las erupciones raras de mayor magnitud pueden aparecer como supernovas subluminosas de larga duración , y se las ha denominado impostoras de supernovas . Se desconoce la causa de las erupciones, pero la estrella sobrevive y puede experimentar múltiples erupciones. Eta Carinae y P Cygni son los únicos ejemplos conocidos en la Vía Láctea, y S Doradus no ha mostrado una erupción de este tipo. [36]
Propiedades estelares
Propiedades de S Doradus en mínimo y máximo según diferentes estudios: - van Genderen (2001), [6] temperatura en mínimo derivada del índice de color - Lamers (1995), [8] propiedades derivadas de la atmósfera del modelo no LTE - Humphreys & Davidson (1994), [37] temperatura en mínimo supone luminosidad constante
La temperatura de un LBV es difícil de determinar porque los espectros son muy peculiares y las calibraciones de color estándar no se aplican, por lo que los cambios de luminosidad asociados con las variaciones de brillo no se pueden calcular con precisión. Dentro de los márgenes de error, a menudo se ha asumido que la luminosidad permanece constante durante todos los estallidos de LBV. Esto es probable si el estallido consiste solo en un viento estelar opaco que forma una pseudofotósfera para imitar una estrella más grande y fría. [38]
Una mejor física atmosférica y observaciones de cambios de luminosidad durante algunas explosiones de LBV han puesto en duda los modelos originales. [39] La atmósfera de S Doradus ha sido modelada en detalle entre un mínimo normal de magnitud 10,2 en 1985 y un máximo de magnitud 9,0 en 1989. Se calculó que la temperatura descendió de 20.000 K a 9.000 K, y la luminosidad cayó de 1.400.000 L ☉ a 708.000 L ☉ . Esto corresponde a un aumento en el radio de la superficie visible de la estrella de 100 R ☉ a 380 R ☉ . [8] Un cálculo más simple de la variación desde el mínimo profundo de 1965 en magnitud 11,5 hasta el máximo de 1989 da una caída de temperatura de 35.000 K a 8.500 K, y la caída de luminosidad de 2.000.000 L ☉ a 910.000 L ☉ . [6] Durante un breve período durante el máximo a finales de 1999, la temperatura cayó aún más a entre 7.500 K y 8.500 K, sin que el brillo cambiara notablemente. Esto es normal en otros LBV en el máximo y es lo más frío que pueden llegar a ser, pero no se ha visto en S Doradus antes, ni desde entonces. [26] Las observaciones de AG Carinae han demostrado que cualquier cambio de luminosidad entre el mínimo y el máximo puede ocurrir abruptamente en un pequeño rango de temperatura, con la luminosidad aproximadamente constante durante el resto de la curva de luz. [40]
La masa de una LBV es difícil de calcular directamente a menos que se encuentre en un sistema binario. La gravedad superficial cambia drásticamente y es difícil de medir a partir de las peculiares líneas espectrales, y el radio está mal definido. Se piensa que las LBV son las predecesoras directas de las estrellas Wolf-Rayet , pero pueden haber evolucionado a partir de la secuencia principal o de estrellas post- supergigantes rojas con masas mucho menores. En el caso de S Doradus, es probable que la masa actual esté en el rango de 20–45 M ☉ . [7] [8]
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