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Variable azul luminoso

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 en sus espectros y brillo. También se les conoce como variables S Doradus en honor a S Doradus , una de las estrellas más brillantes de la Gran Nube de Magallanes . Se consideran raros.

Descubrimiento e historia

P Perfil Cygni de una línea espectral

Las estrellas LBV P Cygni y η Carinae han sido conocidas como variables inusuales desde el siglo XVII, pero su verdadera naturaleza no se entendió completamente hasta finales del siglo XX.

En 1922, John Charles Duncan publicó las tres primeras 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 añadió 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 había sido clasificada como una variable cefeida . En aquel momento fueron descritas simplemente como variables irregulares, aunque destacaban por ser las estrellas más brillantes de esas galaxias. [1] El artículo original de Hubble Sandage contiene una nota a pie de página de que S Doradus podría ser el mismo tipo de estrella, pero expresó fuertes reservas, por lo que el vínculo tendría que esperar varias décadas para ser confirmado.

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 fueron agregados a la lista y descritos por varios autores como "variables azules luminosas", aunque era no se consideraba un nombre formal en ese momento. Se encontró que los espectros contenían líneas con perfiles de P Cygni y se compararon con η Carinae. [2] En 1978, Roberta M. Humphreys publicó un estudio de ocho variables en M31 y M33 (excluyendo Var A) y se refirió a ellas como variables azules luminosas, además de establecer el vínculo con la clase S Doradus de estrellas variables. [3] En 1984, en una presentación en el simposio de la IAU, Peter Conti agrupó formalmente las variables S Doradus, variables Hubble-Sandage, η Carinae, P Cygni y otras estrellas similares bajo el término "variables azules luminosas" y lo acortó a LBV. También las separó claramente de aquellas otras estrellas azules luminosas, las estrellas Wolf-Rayet. [4]

Los tipos de estrellas variables generalmente reciben el nombre del primer miembro que se descubre que es variable, por ejemplo, δ Sct, variables que llevan el nombre de la estrella δ Sct . La primera variable azul luminosa identificada como estrella variable fue P Cygni, y estas estrellas han sido denominadas variables de tipo P Cygni. El Catálogo General de Estrellas Variables decidió que existía una 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". [5] El término "variable S Doradus" se utilizó para describir P Cygni, S Doradus, η Carinae y las variables de Hubble-Sandage como grupo en 1974. [6]

Propiedades físicas

Parte superior del diagrama HR que muestra la ubicación de la franja de inestabilidad S Doradus y la ubicación de los estallidos del 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, obviamente estallidos periódicos y ocasionales erupciones mucho más grandes .

En su estado "quiescente" son típicamente estrellas de tipo B, ocasionalmente ligeramente más calientes, con líneas de emisión inusuales. Se encuentran en una región del diagrama de Hertzsprung-Russell conocida como franja de inestabilidad S Doradus , donde los menos luminosos tienen una temperatura en torno a los 10.000 K y una luminosidad unas 250.000 veces la del Sol, mientras que los más luminosos tienen una temperatura en torno a los 25.000 K y una luminosidad más de un millón de veces mayor que la del Sol, lo que las convierte en algunas de las estrellas más luminosas de todas.

Durante una explosión normal, la temperatura desciende hasta unos 8.500 K para todas las estrellas, ligeramente más caliente que las hipergigantes amarillas . La luminosidad bolométrica suele permanecer constante, lo que significa que el brillo visual aumenta algo en una magnitud o dos. 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 de un 30% durante los estallidos; y se ha observado que AFGL 2298 aumenta dramáticamente su luminosidad durante un estallido, aunque no está claro si debe clasificarse como una erupción gigante modesta . [7] S Doradus tipifica este comportamiento, que se ha denominado ciclo fuerte-activo , y se considera un criterio clave para identificar 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 menores, menos de media magnitud, con sólo pequeñas reducciones de temperatura. Estos se denominan ciclos débiles-activos y siempre ocurren en escalas de tiempo inferiores a 10 años. [8]

Se ha observado que algunos LBV sufren erupciones gigantes con una pérdida de masa y luminosidad dramáticamente aumentadas, tan violentas que varias fueron catalogadas inicialmente como supernovas. Los estallidos significan que normalmente hay nebulosas alrededor de este tipo de estrellas; η Carinae es el ejemplo conocido mejor estudiado y más luminoso, pero puede que no sea típico. [9] Generalmente se supone que todas las variables luminosas azules 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 la Vía Láctea, 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. [10] Las simulaciones tridimensionales han demostrado que estos estallidos pueden ser causados ​​por variaciones en la opacidad del helio. [11]

Muchas variables luminosas de color azul también muestran una pequeña variabilidad de amplitud con períodos inferiores a un año, lo que parece típico de las variables Alpha Cygni , [7] y variaciones estocásticas (es decir, totalmente aleatorias). [8]

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. Las más luminosas superan el millón de  L ☉ (Eta Carinae alcanza los 4,6 millones) y tienen masas cercanas, posiblemente superiores, a 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, debido a su rápida pérdida de masa. Sus altas tasas de pérdida de masa podrían deberse a explosiones y a una luminosidad muy alta y muestran cierta mejora de helio y nitrógeno. [7]

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 útil es muy corta: sólo unos pocos millones de años en total y mucho menos de un millón de años en la fase LBV. [12] Están evolucionando rápidamente en escalas de tiempo observables; Se han detectado ejemplos en los que estrellas con espectros Wolf-Rayet (WNL/Ofpe) se han desarrollado 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 explotar como supernovas, al menos para estrellas con masas iniciales entre 20 y 25 masas solares . [13] Para estrellas más masivas, las simulaciones por computadora de su evolución sugieren que la fase variable azul luminosa tiene lugar durante las últimas fases de quema de hidrógeno en el núcleo (LBV con alta temperatura superficial), la fase de combustión de la capa de hidrógeno (LBV con temperatura superficial más baja) , y la primera parte de la fase de combustión de helio en el núcleo (LBV con alta temperatura superficial nuevamente) antes de pasar a la fase Wolf-Rayet , [14] siendo así análoga a las fases de gigante roja y supergigante roja de estrellas menos masivas.

Parece haber dos grupos de LBV, uno con luminosidades superiores a 630.000 veces el Sol y el otro con luminosidades inferiores a 400.000 veces el Sol, aunque esto se cuestiona en investigaciones más recientes. [15] 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 Sol que nunca se convierte en supergigantes rojas , aunque pueden convertirse en hipergigantes amarillas . [16] Algunos modelos sugieren que los LBV son una etapa en la evolución de estrellas muy masivas que se requiere para que se deshagan del exceso de masa, [17] mientras que otros requieren que la mayor parte de la masa se pierda en una etapa anterior de supergigante fría. [16] Los estallidos normales y los vientos estelares en estado de reposo no son suficientes para la pérdida de masa requerida, pero los LBV ocasionalmente producen estallidos anormalmente grandes que pueden confundirse con una supernova débil y pueden perder la masa necesaria. Todos los modelos recientes coinciden en que la etapa LBV ocurre después de la etapa de la secuencia principal y antes de la etapa Wolf-Rayet con hidrógeno agotado, y que esencialmente todas las estrellas LBV eventualmente explotarán como supernovas. Aparentemente, los LBV pueden explotar directamente como una supernova, pero probablemente sólo 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 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, [13] mientras que las estrellas binarias sufren mucho más. evolución compleja a través de la eliminación de la envoltura que conduce a resultados menos predecibles. [18]

Explosiones similares a las de una supernova

Estrellas similares a η Carinae en galaxias cercanas

Las estrellas variables azules luminosas pueden sufrir "estallidos gigantes" con una pérdida de masa y luminosidad dramáticamente aumentadas. η Carinae es el ejemplo prototípico, [19] con P Cygni mostrando uno o más estallidos similares hace 300 a 400 años, [20] pero ahora se han catalogado docenas en galaxias externas. Muchas de ellas fueron inicialmente clasificadas como supernovas, pero fueron reexaminadas debido a características inusuales. [21] La naturaleza de los estallidos y de las estrellas progenitoras parece ser muy variable, [22] y lo más probable es 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 su brillo normal en cuestión de meses. Ejemplos bien estudiados son:

Los primeros modelos de evolución estelar habían predicho que, aunque las estrellas de gran masa que producen LBV terminarían a menudo o siempre sus vidas como supernovas, la explosión de supernova no ocurriría en la etapa LBV. Debido a que el progenitor de SN 1987A era 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 que aparentemente había estallado sólo unos años antes. [23] Se han detectado progenitores de varias otras supernovas de tipo IIn y es probable que hayan sido LBV: [24]

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

Lista de LBV

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 son indistinguibles de muchas otras estrellas luminosas calientes. Una variable azul luminosa candidata (cLBV) se puede identificar con relativa rapidez en función de su espectro o luminosidad, y durante estudios recientes se han catalogado docenas en la Vía Láctea. [26]

Estudios recientes de cúmulos densos y análisis espectrográficos de masas de estrellas luminosas han identificado docenas de probables LBV en la Vía Láctea de una población total probable de sólo 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 otros grupos de galaxias locales. [27]

η Carinae , una variable azul luminosa vista desde el Observatorio de rayos X Chandra
HD 168607 es la estrella derecha del par debajo de la Nebulosa Omega . El otro es el hipergigante HD 168625 .
Una selección de LBV y LBV sospechosos con nebulosa, observados con el Telescopio Espacial Spitzer .

vía Láctea

Sospechoso:

Se han encontrado varios LBV más cerca o en el Centro Galáctico :

Gran Nube de Magallanes

Pequeña Nube de Magallanes

Galaxia de Andromeda

Galaxia Triángulo

NGC 2403 :

NGC 1156

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4449

NGC 4736 ( Más desordenado 94 )

PHL 293B

Galaxia del resplandor solar

Otro

Varios cLBV en la Vía Láctea (y en el caso de Sanduleak -69° 202 , en la LMC) son bien conocidos debido a su extrema luminosidad o características inusuales, que incluyen:

Otras estrellas conocidas han sido LBV hace relativamente poco tiempo, están en una fase estable o actualmente no están clasificadas como LBV, pero pueden estar en transición a LBV: [ cita necesaria ]

Ver también

Referencias

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