Ligsterk blou veranderlike
Ligsterk blou veranderlikes (LBV's) is baie swaar veranderlike sterre met onvoorspelbare en soms drastiese wisselings in beide hul spektra en helderheid. Hulle is ook bekend as S Doradus-veranderlikes, na S Doradus, een van die helderste sterre van die Groot Magellaanse Wolk. Hulle is baie skaars – net 20 voorwerpe kom as SDor voor in die Algemene Katalogus van Veranderlike Sterre,[1] en ’n paar van hulle word nie meer as LBV's beskou nie.
.png)
Eienskappe
wysig
LBV's is massiewe, onstabiele superreuse (of hiperreuse) wat ’n verskeidenheid van spektroskopiese en fotometriese wisselings toon, meestal periodieke "uitbarstings" en veel groter "ontploffings".
In hul "sluimerende" toestand is hulle tipiese tipe B-sterre, soms effens warmer, met ongewone emissielyne. Hulle kom voor in ’n deel van die Hertzsprung-Russell-diagram bekend as die S Doradus-onstabiliteitstrook, waar die minste helder sterre ’n temperatuur van sowat 10 000 K en ’n ligsterkte van 250 000 L☉ het (1 L☉ = die ligsterkte van die Son); die helderstes het ’n temperatuur van sowat 25 000 K en ’n ligsterkte van meer as 1 miljoen L☉. Hulle is dus die heel helderste sterre.
Tydens ’n normale uitbarsting neem die temperatuur af tot sowat 8 500 K vir alle sterre, effens warmer as die geelhiperreuse. Die bolometriese ligsterkte bly gewoonlik konstant, wat beteken die sigbare ligsterkte neem met ’n magnitude van sowat twee toe. S Doradus is ’n tipiese ster met dié gedrag. Daar is ’n paar voorbeelde waar die ligsterkte lyk of dit tydens uitbarstings verander, maar die eienskappe van hierdie ongewone sterre is moeilik om akkuraat vas te stel. AG Carinae se ligsterkte kan byvoorbeeld met 30% afneem tydens uitbarstings, terwyl AFGL 2298 se ligsterkte drasties toeneem.[2]
Daar is twee tydperke waarvolgens veranderlikheid plaasvind: óf langer as 20 jaar óf korter as 10 jaar. In sommige gevalle is die wisselings baie kleiner, minder as ’n halwe magnitude, met slegs klein temperatuurafnames.[3]
Verskeie LBV's is al waargeneem wat sulke groot "ontploffings" ondergaan dat hul massaverlies en ligsterkte drasties toeneem – sommige so heftig dat hulle aanvanklik as supernovas geëien is. Die uitbarstings beteken daar is gewoonlik newels om die sterre; η Carinae is die sodanige ster wat die beste bestudeer is en sover bekend die helderste is, maar dit is dalk nie ’n tipiese geval nie.[4]
Daar word algemeen aanvaar alle ligsterk blou veranderlikes ondergaan een of meer groot uitbarstings, maar dit is net in twee of drie sterre waargeneem. Die twee duidelike voorbeelde in die Melkweg is P Cygni en η Carinae. Die moontlike voorbeeld HD 5980A, in die Klein Magellaanse Wolk, het nie sterk wisselings getoon nie. Dit kan wees dat die twee soorte veranderlikheid in verskillende groepe sterre voorkom.[5]
Die sterre verloor almal massa teen ’n vinnige tempo en toon ’n hoër inhoud van helium en stikstof.[2]
Evolusie
wysig
Vanweë hierdie sterre se groot massa en ligsterkte is hul leeftyd baie kort – net ’n paar miljoen jaar, waarvan minder as ’n miljoen jaar in die LBV-fase.[6] Hulle evoleer baie vinnig; voorbeelde is waargeneem waar sterre met Wolf-Rayet-spektra (WNL/Ofpe) ontwikkel en LBV-uitbarstings ondervind het, en ’n paar supernovas was moontlik die ontploffings van LBV-sterre. Onlangse teoteriese navorsing het laasgenoemde scenario bevestig, waar ’n ligsterk blou veranderlike die eindstadium van sommige massiewe sterre is voordat hulle as ’n supernova ontplof; dit is veral sterre met ’n aanvanklike massa van 20-25 M☉.[7]
Vir swaarder sterre wys rekenaarsimulasies van hul evolusie die LBV-fase kom waarskynlik voor tydens die laaste fases van waterstofverbranding in die kern (LBV's met ’n hoë oppervlaktemperatuur), die waterstofskil-brandfase (LBV's met ’n laer oppervlaktemperatuur) en die vroegste deel van heliumverbranding in die kern (weer LBV met ’n hoë oppervlaktemperatuur) voordat hulle oorgaan na die Wolf-Rayet-fase.[8] Dit stem dus ooreen met die rooireus- en die rooisuperreus-fase van sterre met ’n kleiner massa.
Onlangse modelle toon almal die LBV-fase vind plaas ná die hoofreeksfase en voor die waterstoflose Wolf-Rayet-fase, en dat alle LBV's eindelik as ’n supernova sal ontplof. LBV's kan blykbaar regstreeks as ’n supernova ontplof, maar net ’n klein deel van hulle doen dit waarskynlik. As die ster nie genoeg massa verloor voor die einde van die LBV-fase nie, kan dit dalk ’n besonder kragtige supernova afgee.
Volgens die jongste modelle van sterevolusie sal sommige enkelsterre met ’n aanvanklike massa van sowat 20 M☉ as LBV's ontplof as ’n tipe II-P-, tipe IIb- of tipe Ib-supernova,[7] terwyl dubbelsterre ’n veel ingewikkelder evolusie deurmaak, met ’n minder voorspelbare resultaat.[9]
Verwysings
wysig- ↑ "GCVS Variability Types" (in Engels). General Catalogue of Variable Stars @ Centre de données astronomiques de Strasbourg, Moskou, Rusland. 12 Februarie 2009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 September 2019. Besoek op 24 November 2010.
- ↑ 2,0 2,1 Vink, Jorick S. (2012). "Eta Carinae and the Luminous Blue Variables". Eta Carinae and the Supernova Impostors. pp. 221–247. Bibcode:2012ASSL..384..221V. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7.
{{cite book}}:|journal=ignored (hulp) - ↑ Sterken, C. (2003). "Cycles and cyclicities in Luminous Blue Variables: The S Dor phenomenon". Interplay of Periodic. 292: 437. Bibcode:2003ASPC..292..437S.
- ↑ Guzik, Joyce A.; Lovekin, Catherine C. (2014). "Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars". [astro-ph. SR].
- ↑ van Genderen, A. M. (2001). "S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022. ISSN 0004-6361.
- ↑ Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). "The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage". Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322v1. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
- ↑ 7,0 7,1 Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). "Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741.
- ↑ Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). "The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage". Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
- ↑ Sana, H.; De Mink, S. E.; De Koter, A.; Langer, N.; Evans, C. J.; Gieles, M.; Gosset, E.; Izzard, R. G.; Le Bouquin, J.- B.; Schneider, F. R. N. (2012). "Binary Interaction Dominates the Evolution of Massive Stars". Science. 337 (6093): 444. arXiv:1207.6397. Bibcode:2012Sci...337..444S. doi:10.1126/science.1223344. PMID 22837522.
Eksterne skakels
wysig
Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
