From Wikipedia, the free encyclopedia
Сјајните сини променливи ѕвезди (ССПЅ-и) се ретки, масивни и еволуирани ѕвезди кои покажуваат непредвидливи, а понекогаш и драматични варијации во нивните спектри и светлина. Тие се познати и како променливи ѕвезди од типот на S Златна Рипка, наречени по S Златна Рипка, една од најсветлите ѕвезди на Големиот Магеланов Облак.
.png)
Сјајно сините променливи ѕвезди P Лебед и η Кобилица се познати како необични променливи уште од 17 век, но нивната вистинска природа не била целосно разбрана до крајот на 20 век.
Во 1922 година Џон Чарлс Данкан ги објавил првите три променливи ѕвезди што некогаш биле откриени во надворешна галаксија, променливите 1, 2 и 3, во галаксијата Триаголник (M33). Тие биле проследени од Едвин Хабл со уште три во 1926 година: A, B и C во М33. Потоа во 1929 година Хабл додаде список на променливи откриени во М31. Од нив, Var A, Var B, Var C и Var 2 во M33 и Var 19 во M31 биле проследени со детална студија од Хабл и Алан Сандеџ во 1953 година. Var 1 во M33 била исклучена како премногу слаба и Var 3 веќе била класифицирана како Кефеида. Во тоа време тие едноставно биле опишани како неправилни променливи ѕвезди, иако извонредни по тоа што биле најсветлите ѕвезди во тие галаксии.[1] Изворниот труд на Хабл Сандеџ содржи фуснота дека S Златна Рипка можеби е ист тип на ѕвезда, но изразил силна резервираност, така што врската ќе треба да почека неколку децении за да биде потврдено.
Подоцнежните трудови ги наведле овие пет ѕвезди како Хабл-Сендеџови променливи ѕвезди. Во 1970-тите, Var 83 во M33 и AE Андромеда, AF Андромеда (=Var 19), Var 15, и Var A-1 во M31 биле додадени на списокот и опишани од неколку автори како „сјајни сини променливи ѕвезди“, иако не било сметано за формално име во тоа време. Било откриено дека спектрите содржат линии со профило на P Лебед и биле споредени со η Кобилица.[2] Во 1978 година, Роберта Хемфрис објавила студија за осум променливи ѕвезди во M31 и M33 (со исклучок на Var A) и ги нарекла сјајно сини променливи ѕвезди, како и ја направила врската со класата на променливи ѕвезди од типот на S Златна Рипка.[3] Во 1984 година, во едно претставување на симпозиумот на МАС, Питер Конти формално ги групирал променливите ѕвезди од типот на S Златна Рипка, Хабл–Сендеџовите променливи ѕвезди, ѕвездите од типот на η Кобилица и P Лебед и други слични ѕвезди заедно под поимот „luminous blue variables“ („сјајни сини променливи ѕвезди“) и го скратил како LBV. Тој, исто така, јасно ги одвои од оние други сјајни сини ѕвезди, Волф-Рајеови ѕвезди.[4]
Типовите на променливи ѕвезди обично се именувани по првиот член кој е откриен дека е променлива ѕвезда, на пример променливите ѕвезди од типот на δ Штит се именувани по ѕвездата δ Штит. Првата сјајна сина променлива ѕвезда која била идентификувана како променлива ѕвезда била P ЛебедCygni, а овие ѕвезди се нарекувани променливи од типот на P Лебед. Општиот каталог на променливи ѕвезди одлучил дека постои можност за забуна со профилите на P Лебед, кои исто така се појавуваат кај други типови ѕвезди и ја избрал скратеницата SDOR за „променливи од типот S Doradus (Златна Рипка)“.[5] Поимот „променлива ѕвезда од типот на S Златна Рипка“ бил користен за да бидат опишани P Лебед, S Златна Рипка, η Кобилица и Хабл-Сендеџовите променливи ѕвезди како група во 1974 година.[6]
Сјајните сини променливи ѕвезди се масивни нестабилни суперџинови (или хиперџинови) ѕвезди кои покажуваат различни спектроскопски и фотометриски варијации, најочигледно периодични изблици и повремени многу поголеми избуви.
Во нивната „тивка“ состојба тие се вообичаени ѕвезди од типот B, повремено малку потопли, со необични емисиони линии. Тие се наоѓаат во регионот на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм познат како појас на нестабилност на S Златна Рипка, каде што најмалку светлечките имаат температура околу 10.000 K и сјајност околу 250.000 пати поголема од онаа на Сонцето, додека најсјајните имаат температура околу 25.000 К и сјајност над милион пати поголема од онаа на Сонцето, што ги прави едни од најсјајните од сите ѕвезди.
За време на нормален изблик, температурата се намалува на околу 8.500 K за сите ѕвезди, малку потопла од жолтите хиперџинови. Болометриската сјајност обично останува постојана, што значи дека видливата осветленост се зголемува донекаде за една или две величини. Пронајдени се неколку примери каде што изгледа дека сјајноста се менува за време на изблик, но својствата на овие необични ѕвезди е тешко прецизно да бидат одредени. На пример, AG Кобилица може да ја намали сјајноста за околу 30% за време на испади; и AFGL 2298 е забележано дека драматично ја зголемува својата сјајност за време на изблик, иако не е јасно дали тоа треба да биде класифицирано како скромен џиновски избув.[7] S Златна Рипка го типизира ова однесување, кое е нарекувано силноактивен циклус и е сметано за клучен критериум за идентификување на сјајни сини променливи ѕвезди. Гледани се две различни периодичности, или варијации кои траат подолго од 20 години или помалку од 10 години. Во некои случаи, варијациите се многу помали, помали од половина величина, со само мали намалувања на температурата. Тие се нарекувани слабоактивни циклуси и секогаш се случуваат на временски рокови помали од 10 години.[8]
Забележано е дека некои сјајни сини променливи ѕвезди претрпуваат џиновски избуви со драматично зголемена загуба на маса и сјајност, толку насилни што неколку првично биле каталогизирани како супернови. Изблиците значат дека обично има маглини околу таквите ѕвезди; η Кобилица е најдобро проучениот и најсветлиот познат пример, но можеби не е вообичаен.[9] Вообичаено е претпоставувано дека сите светли сини променливи ѕвезди подлежат на една или повеќе од овие големи избуви, но тие се забележани само кај две или три добро проучени ѕвезди и можеби неколку лажни супернови. Двата јасни примери во галаксијата Млечен Пат, P Лебед и η Кобилица, и можниот пример во Малиот Магеланов Облак, HD 5980A, не покажале варијации во силен циклус. Сè уште е можно двата типа на променливост да се појават во различни групи ѕвезди.[10] Тродимензионални симулации покажале дека овие изблици може да бидат предизвикани од варијации во непроѕирноста на хелиумот.[11]
Многу сјајни сини променливи ѕвезди, исто така, покажуваат мала замавна променливост со периоди помали од една година, што изгледа вообичаено за променливите ѕвезди од типот на Алфа Лебед,[7] и стохастичките (т.е. целосно случајни) варијации.[8]
Сјајните сини променливи ѕвезди по дефиниција се посјајни од повеќето ѕвезди и исто така помасивни, но во многу широк опсег. Најсветлите се повеќе од милион L☉ (Ета Кобилица достигнува 4,6 милиони) и маси се приближуваат, можеби надминуваат 100 M☉. Најмалку сјајните имаат сјајност околу четврт милион L☉ и маси до 10 M☉, иако тие би биле значително помасивни како ѕвезди од главната низа, поради нивната брза загуба на маса. Нивните високи стапки на загуба на маса може да се должат на изблици и многу висока сјајност и покажуваат одредено подобрување на хелиумот и азотот.[7]
Поради големата маса и високата сјајност на овие ѕвезди, нивниот животен век е многу краток - вкупно само неколку милиони години и многу помалку од милион години во фазата на сјајната сина променлива ѕвезда.[12] Тие брзо се развиваат во забележливи временски размери; откриени се примери каде што ѕвездите со Волф-Рајеови спектри (WNL/Ofpe) се развиле за да ги покажат изблиците на сјајните сини променливи ѕвезди и неколку супернови се проследени до веројатните родоначалници на сјајните сини променливи ѕвезди. Неодамнешните теоретски истражувања го потврдуваат последното сценарио, каде сјајните сини променливи ѕвезди се последната еволутивна фаза на некои масивни ѕвезди пред да експлодираат како супернови, барем за ѕвезди со почетна маса помеѓу 20 и 25 соларни маси.[13] За ѕвездите со поголема маса, компјутерските симулации на нивната еволуција наведуваат дека светлечката сина променлива фаза се одвива за време на најновите фази на согорување на водородот во јадрото (сјајна сина променлива ѕвезда со висока температура на површината), фазата на согорување на водородната обвивка (сјајна сина променлива ѕвезда со пониска површинска температура) и најраниот дел од фазата на горење на јадрото на хелиумот (сјајна сина променлива ѕвезда со висока температура на површината повторно) пред да премине во Волф-Рајеова фаза,[12] со што е аналогно на фазите на црвениот џин и црвениот суперџин на помалку масивните ѕвезди.
Се чини дека постојат две групи на сјајни сини променливи ѕвезди, едната со сјајност над 630.000 пати поголема од Сонцето, а другата со сјајност под 400.000 пати поголема од Сонцето, иако ова е оспорено во поновите истражувања.[14] Биле конструирани модели кои покажуваат дека групата со помала сјајност се послецрвени суперџинови со почетна маса од 30-60 пати поголема од Сонцето, додека групата со поголема сјајност се ѕвезди од населението II со почетна маса 60-90 пати поголема од Сонцето што никогаш не се развиваат во црвени суперџинови, иако тие можат да станат жолти хиперџинови.[15] Некои модели наведуваат дека сјајните сини променливи ѕвезди се фаза во еволуцијата на многу масивни ѕвезди кои се потребни за нивно ослободување од вишокот маса,[16] додека други бараат поголемиот дел од масата да биде изгубена во претходна фаза на ладен суперџин.[15] Нормалните изблици и ѕвездените ветрови во мирна состојба не се доволни за потребната загуба на маса, но сјајните сини променливи ѕвезди повремено произведуваат ненормално големи изблици што може да бидат помешани со слаба супернова и тие може да ја отфрлат потребната маса. Сите неодамнешни модели се согласуваат дека фазата на сјајна сина променлива ѕвезда се јавува по фазата на главната низа и пред Волф-Рајеовата фаза осиромашена со водород, и дека во суштина сите сјајни сини променливи ѕвезди на крајот ќе експлодираат како супернови. Сјајните сини променливи ѕвезди очигледно може да експлодираат директно како супернова, но веројатно само мал дел може да експлодираат. Ако ѕвездата не изгуби доволно маса пред крајот на фазата на сјајна сина променлива ѕвезда, таа може да претрпи особено моќна супернова создадена од нестабилност на парови. Најновите модели на ѕвездената еволуција наведуваат дека некои единечни ѕвезди со почетна маса околу 20 пати поголема од Сонцето ќе експлодираат како сјајни сини променливи ѕвезди како супернови од типот II-P, тип IIb или тип Ib,[13] додека двојните ѕвезди се подложени на многу повеќесложена еволуција преку соголување на обвивката што доведува до помалку предвидливи исходи.[17]
Сјајните сини променливи ѕвезди можат да претрпат „џиновски изблици“ со драматично зголемена загуба на маса и сјајност. η Кобилица е прототипниот пример,[18] со P Cygni кој покажува еден или повеќе слични изблици пред 300–400 години,[19] но десетици сега се каталогизирани во надворешните галаксии. Многу од нив првично биле класифицирани како супернови, но биле преиспитани поради необични особини.[20] Природата на изблиците и на родоначалниците ѕвезди се чини дека е многу променлива ѕвезда,[21] при што изблиците најверојатно имаат неколку различни причини. Историските испади на η Кобилица и P Лебед, и неколку забележани неодамна во надворешните галаксии, траат со години или децении, додека некои од настаните на лажната супернова се намалиле до нормална светлина во рок од неколку месеци. Добро проучени примери се:
Раните модели на ѕвездената еволуција предвидуваle дека иако ѕвездите со висока маса што прават сјајни сини променливи ѕвезди често или секогаш ќе го завршат својот живот како супернова, експлозијата на супернова нема да се случи во фазата на сјајната сина променлива ѕвезда. Поттикнати од родоначалникот на SN 1987A како син суперџин, и најверојатно сјајна сина променлива ѕвезда, неколку последователни супернови биле поврзани со родоначалниците на сјајните сини променливи ѕвезди. Родоначалникот на SN 2005gl се покажал дека е сјајна сина променлива ѕвезда, очигледно во изблик само неколку години порано.[22] Откриени се родоначалници на неколку други супернови од типот IIn и веројатно биле сјајни сини променливи ѕвезди:[23]
Моделирањето наведува дека при металичност блиску до Сонцето, ѕвезди со почетна маса околу 20–25 M☉ ќе експлодира како супернова додека се во фазата на сјајна сина променлива ѕвезда од нивниот живот. Тие ќе бидат послецрвени суперџинови со сјајност неколку стотици илјади пати поголема од онаа на Сонцето. Очекувано е суперновата да биде од типот II, најверојатно тип IIb, иако можеби од типот IIn поради епизодите на зголемено губење на масата што се јавуваат како сјајна сина променлива ѕвезда и во жолтохиперџиновската фаза.[13]
Идентификацијата на сјајни сини променливи ѕвезди бара потврда на карактеристичните спектарски и фотометриски варијации, но овие ѕвезди можат да бидат „тивки“ со децении или векови во кое време тие не се разликуваат од многу други жешки светлечки ѕвезди. Кандидат за светло сина променлива ѕвезда може да биде идентификуван релативно брзо врз основа на нејзиниот спектар или сјајност, а десетици се каталогизирани во Млечниот Пат за време на неодамнешните истражувања.[24]
Неодамнешните студии на густи јата и масовната спектрографска анализа на прозрачните ѕвезди идентификуваа десетици веројатни сјајни сини променливи ѕвезди во Млечниот Пат од веројатната вкупно население од само неколку стотици, иако малкумина се забележани во доволно подробности за да бидат потврдени особените типови на променливост. Дополнително, повеќето сјајни сини променливи ѕвезди во Магелановите облаци биле идентификувани, неколку десетици во M31 и M33, плус неколку во други месни групни галаксии.[25]
Сомнителни:
Уште неколку сјајни сини променливи ѕвезди биле пронајдени во близина или во Галактичкото Средиште:
Голем број на кандидати за сјајни сини променливи ѕвезди во Млечниот Пат (и во случајот на Сандулик -69° 202, во Големиот Магеланов Облак) се добро познати поради нивната крајна сјајност или необични особини, вклучувајќи:
Понатамошни добро познати ѕвезди се релативно неодамнешни сјајни сини променливи ѕвезди, се сјајни сини променливи ѕвезди во стабилна фаза или моментално не се класифицирани како сјајни сини променливи ѕвезди, но може да преминат во сјајни сини променливи ѕвезди:
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
