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Variable azul luminoso

Variable luminosa azul AG Carinae vista por el telescopio espacial Hubble

Las variables luminosas azules ( LBV ) son estrellas raras, masivas y evolucionadas que muestran variaciones impredecibles y a veces dramáticas en sus espectros y brillo. También se las conoce como variables S Doradus en honor a S Doradus , una de las estrellas más brillantes de la Gran Nube de Magallanes .

Descubrimiento e historia

Perfil P Cygni de una línea espectral

Las estrellas LBV P Cygni y η Carinae son conocidas como variables inusuales desde el siglo XVII, pero su verdadera naturaleza no se comprendió por completo hasta finales del siglo XX.

En 1922, John Charles Duncan publicó las tres primeras estrellas variables detectadas en una galaxia externa, las variables 1, 2 y 3, en la Galaxia del Triángulo (M33). A estas les siguió 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 estas, Var A, Var B, Var C y Var 2 en M33 y Var 19 en M31 fueron seguidas con un estudio detallado por Hubble y Allan Sandage en 1953. Var 1 en M33 fue excluida por ser demasiado débil y Var 3 ya había sido clasificada como una variable cefeida . En ese momento se describieron simplemente como variables irregulares, aunque notables por ser las estrellas más brillantes en esas galaxias. [1] El artículo original de Hubble Sandage contiene una nota a pie de página que indica 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.

En trabajos posteriores se hizo referencia 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 añadieron a la lista y varios autores las describieron como "variables azules luminosas", aunque en aquel momento no se consideraba un nombre formal. Se descubrió que los espectros contenían líneas con perfiles 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, las 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 esas otras estrellas azules luminosas, las estrellas Wolf–Rayet . [4]

Los tipos de estrellas variables suelen recibir el nombre del primer miembro que se descubre que es variable, por ejemplo, las variables δ Sct reciben el nombre de la estrella δ Sct . La primera variable azul luminosa que se identificó como 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 se dan 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 a P Cygni, S Doradus, η Carinae y las variables Hubble-Sandage como grupo en 1974. [6]

Propiedades físicas

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

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

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

Durante un estallido normal, la temperatura disminuye a alrededor de 8.500 K para todas las estrellas, ligeramente más caliente que las hipergigantes amarillas . La luminosidad bolométrica generalmente permanece constante, lo que significa que el brillo visual aumenta un poco 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 en alrededor de un 30% durante los estallidos; y se ha observado que AFGL 2298 aumenta drásticamente su luminosidad durante un estallido, aunque no está claro si eso debería 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 ven dos periodicidades distintas, ya sean variaciones que duran más de 20 años o menos de 10 años. En algunos casos, las variaciones son mucho menores, de menos de media magnitud, con solo pequeñas reducciones de temperatura. Estos se conocen como ciclos de actividad débil y siempre ocurren en escalas de tiempo de menos de 10 años. [8]

Se ha observado que algunas LBV experimentan erupciones gigantes con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentada, tan violentas que varias fueron catalogadas inicialmente como supernovas. Los estallidos significan que normalmente hay nebulosas alrededor de estas estrellas; η Carinae es el ejemplo conocido más estudiado y más luminoso, pero puede no ser típico. [9] En general, se supone que todas las variables azules luminosas experimentan 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 impostoras de supernovas. Los dos ejemplos claros en la galaxia de 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. Aún es posible que los dos tipos de variabilidad ocurran en diferentes grupos de estrellas. [10] Las simulaciones 3-D han demostrado que estos estallidos pueden ser causados ​​por variaciones en la opacidad del helio. [11]

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

Las variables luminosas azules 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 tienen más de un millón  de L ☉ (Eta Carinae alcanza los 4,6 millones) y tienen masas que se acercan, posiblemente superen, los 100  M ☉ . Las menos luminosas tienen luminosidades en torno a 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 estallidos y a una luminosidad muy alta y muestran cierto aumento 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: solo 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 las estrellas con espectros Wolf-Rayet (WNL/Ofpe) se han desarrollado para mostrar estallidos LBV y se ha rastreado un puñado de supernovas hasta probables progenitores 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, al menos para estrellas con masas iniciales entre 20 y 25 masas solares . [13] En el caso de 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 la quema de hidrógeno del núcleo (LBV con alta temperatura superficial), la fase de quema de la capa de hidrógeno (LBV con menor temperatura superficial) y la parte más temprana de la fase de quema de helio del 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 las estrellas menos masivas.

Parece haber dos grupos de LBV, uno con luminosidades superiores a 630.000 veces la del Sol y el otro con luminosidades inferiores a 400.000 veces la del Sol, aunque esto se discute 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 del Sol que nunca se desarrollan a supergigantes rojas , aunque pueden convertirse en hipergigantes amarillas . [16] Algunos modelos sugieren que las LBV son una etapa en la evolución de estrellas muy masivas necesaria para que se desprendan 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 las LBV ocasionalmente producen estallidos anormalmente grandes que pueden confundirse con una supernova débil y que pueden desprender la masa necesaria. Todos los modelos recientes coinciden 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. Las LBV aparentemente pueden explotar directamente como una supernova, pero probablemente solo lo hace una pequeña fracción. Si la estrella no pierde suficiente masa antes del final de la etapa LBV, puede experimentar una supernova particularmente poderosa creada por 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 experimentan una evolución mucho más compleja a través del despojo de la envoltura que conduce a resultados menos predecibles. [18]

Explosiones similares a supernovas

Estrellas similares a η Carinae en galaxias cercanas

Las estrellas variables azules luminosas pueden experimentar "estallidos gigantes" con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentada. η Carinae es el ejemplo prototípico, [19] con P Cygni mostrando uno o más estallidos similares hace 300-400 años, [20] pero ahora se han catalogado docenas en galaxias externas. Muchas de estas fueron clasificadas inicialmente como supernovas pero reexaminadas debido a características inusuales. [21] La naturaleza de los estallidos y de las estrellas progenitoras parece ser muy variable, [22] 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 que imitan a las supernovas han disminuido a un 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 a menudo o siempre terminarían sus vidas como supernovas, la explosión de supernova no ocurriría en la etapa LBV. Debido a que el progenitor de SN 1987A es una supergigante azul, y muy probablemente una LBV, varias supernovas posteriores se han asociado con progenitores LBV. Se ha demostrado que el progenitor de SN 2005gl es una LBV aparentemente en erupción solo 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 , en una metalicidad cercana a la 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 post-supergigantes rojas con luminosidades unos cientos de miles de veces superiores a la 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 de hipergigante amarilla . [25]

Lista de LBV

La identificación de las estrellas variables luminosas azules (cLBV) requiere la confirmación de las variaciones espectrales y fotométricas características, pero estas estrellas pueden permanecer "quiescentes" durante décadas o siglos, momento en el que son indistinguibles de muchas otras estrellas luminosas calientes. Una estrella variable luminosa azul (cLBV) candidata puede identificarse con relativa rapidez basándose en su espectro o luminosidad, y se han catalogado docenas de ellas en la Vía Láctea durante estudios recientes. [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 apenas unos pocos cientos, aunque pocas han sido observadas con suficiente detalle como para confirmar los tipos característicos de variabilidad. Además, se han identificado la mayoría de las LBV en las Nubes de Magallanes, varias docenas en M31 y M33, más un puñado en otras galaxias de grupos locales. [27]

η Carinae , una variable azul luminosa vista desde el Observatorio de rayos X Chandra
HD 168607 es la estrella de la derecha del par que se encuentra debajo de la Nebulosa Omega . La otra es la hipergigante HD 168625 .
Una selección de LBV y sospechosos de LBV 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 Andrómeda

Galaxia del Triángulo

NGC 2403 :

NGC 1156

NGC 2366(NGC 2363)

NGC 4449

NGC 4559

NGC 4736(Messier 94)

PHL 293B

Galaxia de rayos solares

Otro

Una serie de 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, entre ellas:

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

Véase también

Referencias

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