S Doradus была отмечена в 1897 году как необычная и переменная звезда, типа Секки I с яркими линиями H α , H β , и H γ . [9] Официальное признание в качестве переменной звезды произошло с присвоением ей названия S Doradus в 1904 году во втором дополнении к Каталогу переменных звезд. [10]
S Dor наблюдалась много раз в течение следующих десятилетий. В 1924 году она была описана как «класс P Cygni» и зарегистрирована с фотографической величиной 9,5 [11] В 1925 году ее абсолютная величина была оценена в −8,9. [12] В 1933 году она была включена в список звезд Beq 9-й величины с яркими линиями водорода. [13] Это была самая яркая звезда, известная в то время. [14] [15]
В 1943 году переменность была интерпретирована как вызванная затмениями двойного компаньона, вращающегося с периодом 40 лет. [16] Это было опровергнуто в 1956 году, когда переменность была описана как нерегулярная, а спектр как A0 с профилями P Cygni и излучением для многих спектральных линий. Было отмечено, что яркость снизилась на 0,8 звездной величины с 1954 по 1955 год. [17] В то же время было отмечено, что S Doradus похожа на переменные Хаббла-Сэндиджа , LBV, открытые в M31 и M33 . [18] За коротким минимумом 1955 года последовал глубокий минимум в 1964 году, когда спектр был сравнен с Eta Carinae в сильном контрасте со спектром средней A при нормальной яркости. [19]
К 1969 году природа S Doradus все еще была неопределенной, считалось, что это, возможно, звезда до главной последовательности, [20] но в течение следующего десятилетия консенсус пришел к выводу, что переменные типа S Doradus и переменные Хаббла-Сэндиджа являются эволюционировавшими массивными сверхгигантами. [21] [22] В конечном итоге в 1984 году им было дано название «светящиеся голубые переменные», придуманное отчасти из-за сходства аббревиатуры LBV с четко определенным классом переменных звезд LPV. [23] Система классификации, определенная для Общего каталога переменных звезд, существовала до этого, поэтому для LBV используется аббревиатура SDOR. [24]
Окрестности
Большое Магелланово Облако . NGC 1910 отмечено около центра изображения, а S Doradus отчетливо виден в полный размер. (Автор: Роберт Гендлер/ESO)
S Doradus — самый яркий член открытого скопления NGC 1910 , также известного как звездная ассоциация LH41 , видимая в бинокль как яркое сгущение внутри главной перемычки БМО. Это находится внутри эмиссионной туманности N119 , которая имеет характерную спиральную форму. [25] Это одна из самых ярких отдельных звезд в БМО, иногда самая яркая. [26] В БМО есть всего несколько других звезд 9-й величины, таких как желтый гипергигант HD 33579. [ 27]
Вблизи S Doradus, в пределах общей ассоциации NGC 1910/LH41, есть несколько компактных скоплений. Ближайшее находится на расстоянии менее четырех угловых минут, содержит две из трех звезд WO во всем LMC, и все скопление имеет примерно такую же яркость, как S Doradus. Чуть дальше находится NGC 1916. Еще одно LBV, R85 , находится всего в двух угловых минутах. Эта богатая область звездообразования также содержит третью звезду Вольфа-Райе , по крайней мере десять других сверхгигантов и по крайней мере десять звезд класса O. [28]
У S Doradus есть несколько близких звезд-компаньонов. Вашингтонский каталог двойных звезд перечисляет две звезды 11-й величины на расстоянии 5″, что на расстоянии БМО составляет около четырех световых лет. [29] Гораздо более близкий компаньон был найден с помощью датчика точного наведения космического телескопа Хаббл , на расстоянии 1,7″ и на четыре величины слабее. [30] Есть и другие близкие звезды, в частности, сверхгигант OB 12-й величины на расстоянии 13″. [31]
Изменчивость
Кривая блеска S Doradus с 1987 по 2016 год, показывающая медленные изменения с глубоким минимумом в 2011 году
Эта звезда принадлежит к одноименному классу переменных звезд S Doradus , также обозначаемому как светящиеся голубые переменные или LBV. LBV демонстрируют длительные медленные изменения яркости, прерываемые случайными вспышками. S Doradus — это, как правило, звезда с величиной 9, изменяющаяся на несколько десятых величины в масштабах времени в несколько месяцев, наложенных на изменения около величины, занимающие несколько лет. Крайний диапазон этих изменений составляет примерно от визуальной величины 8,6 до 10,4. Каждые несколько десятилетий она показывает более резкое уменьшение яркости, вплоть до величины 11,5. Природа изменения несколько необычна для LBV; S Doradus, как правило, находится в состоянии вспышки, лишь изредка переходя в состояние покоя, типичное для большинства звезд в этом классе. [32]
Кривая блеска S Doradus с 2012 по 2016 год, показывающая микроизменения, наложенные на медленный подъем после глубокого минимума 2011 года
Цвет S Doradus меняется с изменением его яркости, становясь наиболее синим, когда звезда слабее всего. [8] В то же время спектр показывает резкие изменения. Обычно это экстремальный сверхгигант средней A-класса с профилями P Cygni на многих линиях (например, A5eq [19] или A2/3Ia + e [33] ). При максимальной яркости спектр может стать таким же холодным, как у сверхгиганта F-класса, с сильными линиями ионизированных металлов и почти без эмиссионных компонентов. [26] При минимальной яркости в спектре доминирует эмиссия, особенно запрещенные линии Fe II , а также гелия и других металлов. В глубоких минимумах эти особенности еще более выражены, и также появляется эмиссия Fe III . [19]
Попытки выявить закономерность в непредсказуемых изменениях яркости предполагают период около 100 дней для небольших амплитудных изменений вблизи максимальной яркости. При минимальной яркости эти микровариации , как считается, происходят с периодами до 195 дней. Более медленные вариации характеризуются периодом 6,8 лет с интервалом 35–40 лет между глубокими минимумами. Микровариации похожи на изменения яркости, показанные переменными типа α Лебедя , которые являются менее яркими горячими сверхгигантами. [6]
Полоса нестабильности
Полоса нестабильности S Doradus и область вспышек на диаграмме H–R, показывающая S Doradus в минимуме и максимуме при условии постоянной светимости
Переменные S Doradus (LBV) показывают отчетливые состояния покоя и вспышки. Во время фазы покоя LBV располагаются вдоль диагональной полосы на диаграмме H–R , называемой полосой нестабильности S Doradus , причем более яркие примеры имеют более высокие температуры. [34]
Стандартная теория заключается в том, что вспышки LBV происходят, когда увеличивается потеря массы, и чрезвычайно плотный звездный ветер создает псевдофотосферу. Температура падает до тех пор, пока непрозрачность ветра не начнет уменьшаться, то есть все вспышки LBV достигают температуры около 8000–9000 К. Считается, что болометрическая светимость во время вспышек остается в значительной степени неизменной, но визуальная светимость увеличивается по мере смещения излучения из ультрафиолетового в визуальный диапазон. [35] Подробные исследования показали, что некоторые LBV, по-видимому, меняют светимость от минимальной до максимальной. Было подсчитано, что S Doradus менее светится при максимальной яркости (минимальной температуре), возможно, в результате того, что потенциальная энергия идет на расширение значительной части звезды. AG Carinae и HR Carinae показывают похожее уменьшение светимости в некоторых исследованиях, но в наиболее убедительном случае AFGL 2298 увеличил свою светимость во время своих вспышек. [8]
Редкие более крупные извержения могут выглядеть как долговременные сверхновые с низкой светимостью , и были названы самозванцами сверхновых . Причина извержений неизвестна, но звезда выживает и может испытывать множественные извержения. Эта Карина и P Лебедя являются единственными известными примерами в Млечном Пути, а S Doradus не показала такого извержения. [36]
Звездные свойства
Свойства S Doradus в минимуме и максимуме согласно различным исследованиям: - van Genderen (2001), [6] температура в минимуме, полученная из индекса цвета - Lamers (1995), [8] свойства, полученные из не-ЛТР модели атмосферы - Humphrey & Davidson (1994), [37] температура в минимуме предполагает постоянную светимость
Температуру LBV трудно определить, поскольку спектры настолько необычны, а стандартные цветовые калибровки неприменимы, поэтому изменения светимости, связанные с изменениями яркости, не могут быть точно рассчитаны. В пределах погрешности часто предполагалось, что светимость остается постоянной во время всех вспышек LBV. Это вероятно, если вспышка состоит только из непрозрачного звездного ветра, образующего псевдофотосферу, имитирующую более крупную более холодную звезду. [38]
Более совершенная физика атмосферы и наблюдения за изменениями светимости во время некоторых вспышек LBV поставили под сомнение первоначальные модели. [39] Атмосфера S Doradus была детально смоделирована между нормальным минимумом при звездной величине 10,2 в 1985 году и максимумом при звездной величине 9,0 в 1989 году. Было рассчитано, что температура упала с 20 000 К до 9 000 К, а светимость упала с 1 400 000 L ☉ до 708 000 L ☉ . Это соответствует увеличению радиуса видимой поверхности звезды с 100 R ☉ до 380 R ☉ . [8] Более простой расчет изменения от глубокого минимума 1965 года при звездной величине 11,5 до максимума 1989 года дает падение температуры с 35 000 К до 8 500 К и падение светимости с 2 000 000 L ☉ до 910 000 L ☉ . [6] В течение короткого периода во время максимума в конце 1999 года температура упала еще ниже до 7 500 К и 8 500 К, без заметного изменения яркости. Это нормально для других LBV в максимуме и является настолько прохладным, насколько это возможно, но этого не наблюдалось в S Doradus ни до, ни после. [26] Наблюдения AG Carinae показали, что любые изменения светимости между минимумом и максимумом могут происходить резко в небольшом диапазоне температур, при этом светимость приблизительно постоянна в течение остальной части кривой блеска. [40]
Массу LBV трудно рассчитать напрямую, если только она не находится в двойной системе. Поверхностная гравитация резко меняется и ее трудно измерить по пекулярным спектральным линиям, а радиус плохо определен. Считается, что LBV являются прямыми предшественниками звезд Вольфа–Райе , но могут быть либо просто эволюционировавшими из главной последовательности, либо пост- красными сверхгигантскими звездами с гораздо меньшими массами. В случае S Doradus текущая масса, вероятно, находится в диапазоне 20–45 M ☉ . [7] [8]
Ссылки
^ abcde Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Bibcode :2009yCat....102025S.
^ Skiff, BA (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Lowell Observatory (октябрь 2014 г.) . 1 . Bibcode :2014yCat....1.2023S.
^ ab Nicolet, B. (1978). «Фотоэлектрический фотометрический каталог однородных измерений в системе UBV». Серия приложений к астрономии и астрофизике . 34 : 1–49. Bibcode :1978A&AS...34....1N.
^ Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Генерального каталога радиальных скоростей». В Баттене, Алан Генри; Херд, Джон Фредерик (ред.). Определение радиальных скоростей и их применение, Труды симпозиума МАС № 30. Университет Торонто: Международный астрономический союз. Bibcode : 1967IAUS...30...57E.
^ abcdefgh van Genderen, AM (2001). "Переменные звезды типа S Doradus в Галактике и Магеллановых облаках". Астрономия и астрофизика . 366 (2): 508–531. Bibcode :2001A&A...366..508V. doi : 10.1051/0004-6361:20000022 .
^ ab Lamers, HJGLM; Bastiaanse, MV; Aerts, C.; Spoon, HWW (1998). "Периоды, изменения периодов и природа микровариаций ярких голубых переменных". Астрономия и астрофизика . 335 : 605. Bibcode : 1998A&A...335..605L.
^ abcdefghijk Lamers, HJGLM (6–10 февраля 1995 г.). "Наблюдения и интерпретация ярких голубых переменных". Труды коллоквиума IAU 155, Астрофизические приложения звездной пульсации . Астрофизические приложения звездной пульсации. Серия конференций астрономического общества Тихого океана . Том 83. Кейптаун, Южная Африка: Астрономическое общество Тихого океана. С. 176–191. Bibcode : 1995ASPC...83..176L.
^ Кэннон, Энни Дж. (1924). «Необычные спектры в Большом Магеллановом Облаке». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 801 : 1. Бибкод : 1924BHarO.801....1C.
^ Шепли, Харлоу; Уилсон, Харвиа Х. (1925). «Магеллановы Облака, IV. Абсолютные величины туманностей, скоплений и пекулярных звезд в Большом Облаке». Циркуляр Гарвардского колледжа обсерватории . 271 : 1. Бибкод : 1925HarCi.271....1S.
^ Merrill, Paul W.; Burwell, Cora G. (1933). «Каталог и библиография звезд классов B и a, спектры которых имеют яркие водородные линии». Astrophysical Journal . 78 : 87. Bibcode : 1933ApJ....78...87M. doi : 10.1086/143490 .
^ Шепли, Харлоу (1931). «Заметки о Большом Магеллановом Облаке, I. Космографическое обследование». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 881 : 1. Бибкод : 1931BHarO.881....1S.
^ Льюис, Изабель М. (1926). «Магеллановы Облака». Листовки Астрономического Общества Тихого Океана . 1 (7): 23. Bibcode : 1926ASPL....1...23L.
^ Гапошкин, Сергей (1943). "Переменная звезда S Doradus как затменная двойная". Astrophysical Journal . 97 : 166. Bibcode : 1943ApJ....97..166G. doi : 10.1086/144509 .
^ Весселинк, А. Дж. (1956). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения S Doradus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 116 : 3–9. Bibcode : 1956MNRAS.116....3W. doi : 10.1093/mnras/116.1.3 .
^ Смит, Генри Дж. (1957). "Спектры ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 69 (407): 137. Bibcode :1957PASP...69..137S. doi : 10.1086/127032 .
^ abc Теккерей, А. Д. (1965). «Спектроскопические вариации S. Doradus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 129 (2): 169–180. Bibcode : 1965MNRAS.129..169T. doi : 10.1093/mnras/129.2.169 .
^ Мартини, А. (1969). «Об интерпретации S Doradus». Астрономия и астрофизика . 3 : 443. Bibcode : 1969A&A.....3..443M.
^ Теккерей, А. Д. (1974). «Вариации S Dor и HDE 269006». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 : 221–233. Bibcode : 1974MNRAS.168..221T. doi : 10.1093/mnras/168.1.221 .
^ Шаров, АС (1975). "Переменные типа S Dor в других галактиках". Переменные звезды и звездная эволюция . Труды симпозиумов Международного астрономического союза. Т. 67. С. 275–284. Bibcode :1975IAUS...67..275S. doi :10.1007/978-94-010-9934-9_38 (неактивен 2024-07-18). ISBN978-90-277-0579-2.{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на июль 2024 г. ( ссылка )
^ Conti, PS (1984). "Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars". Observational Tests of the Stellar Evolution Theory . Proceedings of the International Astronomical Union Symposia. Vol. 105. pp. 233–254. Bibcode :1984IAUS..105..233C. doi :10.1007/978-94-010-9570-9_47 (неактивен 2024-07-18). ISBN978-90-277-1775-7.{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на июль 2024 г. ( ссылка )
^ Нейджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия (2012). «Открытие редкой звезды Вольфа–Райе типа Wo в Большом Магеллановом Облаке». The Astronomical Journal . 144 (6): 162. arXiv : 1210.0062 . Bibcode : 2012AJ....144..162N. doi : 10.1088/0004-6256/144/6/162. ISSN 0004-6256. S2CID 118628394.
^ abc Massey, Philip (февраль 2000 г.). «Беспрецедентное изменение спектра S Doradus: как круто это бывает». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 112 (768): 144–147. Bibcode : 2000PASP..112..144M. doi : 10.1086/316515 .
^ Фист, М. У.; Теккерей, А. Д.; Весселинк, А. Дж. (1960). «Самые яркие звезды в Магеллановых Облаках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 121 (4): 337. Bibcode : 1960MNRAS.121..337F. doi : 10.1093/mnras/121.4.337 .
^ Нейджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия (2012). «Открытие редкой звезды Вольфа-Райе типа WO в Большом Магеллановом Облаке». The Astronomical Journal . 144 (6): 162. arXiv : 1210.0062 . Bibcode : 2012AJ....144..162N. doi : 10.1088/0004-6256/144/6/162. S2CID 118628394.
^ Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дугласс, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (2001). "Компакт-диск с двойной звездой Военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский каталог двойных звезд". The Astronomical Journal . 122 (6): 3466. Bibcode : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
^ Aldoretta, EJ; Caballero-Nieves, SM; Gies, DR; Nelan, EP; Wallace, DJ; Hartkopf, WI; Henry, TJ; Jao, W.-C.; Maíz Apellániz, J.; Mason, BD; Moffat, AFJ; Norris, RP; Richardson, ND; Williams, SJ (2015). "Множественность массивных звезд: исследование с высоким угловым разрешением с помощью датчика наведения". The Astronomical Journal . 149 (1): 26. arXiv : 1410.0021 . Bibcode :2015AJ....149...26A. doi :10.1088/0004-6256/149/1/26. S2CID 58911264.
^ Вольф, Б.; Аппенцеллер, И.; Кассателла, А. (1980). "IUE и наземные наблюдения звезды БМО S Doradus". Астрономия и астрофизика . 88 : 15. Bibcode : 1980A&A....88...15W.
^ Ван Гендерен, AM; Стеркен, C.; Де Гроот, M. (1997). "Новые открытия в области феномена S DOR на основе исследования фотометрической истории переменных AG Car, S DOR и Eta Car". Астрономия и астрофизика . 318 : 81. Bibcode : 1997A&A...318...81V.
^ Мунари, У.; Сивиеро, А.; Бьенеме, О.; Бинни, Дж.; Бланд-Хоторн, Дж.; Кэмпбелл, Р.; Фримен, К. К.; Фулбрайт, Дж. П.; Гибсон, Б. К.; Гилмор, Г.; Гребель, ЕК; Хельми, А.; Наварро, Дж. Ф.; Паркер, К. А.; Рейд, В.; Сиброк, Г. М.; Зиберт, А.; Штейнмец, М.; Уотсон, Ф. Г.; Уильямс, М.; Вайс, РФ. Г.; Цвиттер, Т. (2009). "RAVE-спектроскопия светящихся синих переменных в Большом Магеллановом Облаке". Астрономия и астрофизика . 503 (2): 511. arXiv : 0907.0177 . Библиографический код : 2009A&A...503..511M. doi : 10.1051/0004-6361/200912398. S2CID 17193868.
^ Вольф, Б. (1989).«Нормальные» извержения LBV в районе S Doradus. Физика ярких голубых переменных . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 157. С. 91–100. doi :10.1007/978-94-009-1031-7_10. ISBN 978-94-010-6955-7.
^ Ламерс, Хенни Дж. Г. Л. М. (1987). «Изменения в ярких голубых переменных». Нестабильность ярких звезд раннего типа . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 136. С. 99–126. doi :10.1007/978-94-009-3901-1_7. ISBN978-94-010-8232-7.
^ Дэвидсон, Крис (1987). «Гигантские вспышки типа Эта Карина – P Лебедя». Нестабильности в ярких звездах раннего типа . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 136. С. 127–142. doi :10.1007/978-94-009-3901-1_8. ISBN978-94-010-8232-7.
^ Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис (1994). "Светящиеся голубые переменные: Астрофизические гейзеры". Астрономическое общество Тихого океана . 106 : 1025. Bibcode : 1994PASP..106.1025H. doi : 10.1086/133478 .
^ Смит, Натан; Винк, Йорик С.; Де Котер, Алекс (2004). «Пропавшие яркие синие переменные и скачок бистабильности». The Astrophysical Journal . 615 (1): 475–484. arXiv : astro-ph/0407202 . Bibcode : 2004ApJ...615..475S. doi : 10.1086/424030. S2CID 17904692.
^ Смит, Натан; Томблсон, Райан (2015). «Светящиеся голубые переменные антисоциальны: их изоляция подразумевает, что они выталкиваются из массы в ходе двойной эволюции». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (1): 598–617. arXiv : 1406.7431 . Bibcode : 2015MNRAS.447..598S. doi : 10.1093/mnras/stu2430 . S2CID 119284620.
^ Гро, Дж. Х.; Хиллер, DJ; Даминели, А.; Уайтлок, ПА; Маранг, Ф.; Росси, К. (2009). «О природе прототипа яркой голубой переменной Ag Carinae. I. Фундаментальные параметры во время визуальных минимальных фаз и изменения болометрической светимости во время цикла S-Dor». The Astrophysical Journal . 698 (2): 1698–1720. arXiv : 0904.2363 . Bibcode :2009ApJ...698.1698G. doi :10.1088/0004-637X/698/2/1698. S2CID 1391092.
