발광 청색 변광성

Luminous blue variable
허블 우주 망원경으로 본 밝은 파란색 변광성 AG 용골자리

발광청색변광성(LBV)은 스펙트럼과 밝기에서 예측할 수 없고 때로는 극적인 변화를 보이는 거대 진화된 별이다.이들은 대마젤란 성운에서 가장 밝은 별 중 하나인 S 도라두스의 이름을 따서 S 도라두스 변광성으로도 알려져 있다.변광성 일반목록에 SDor로 [1]등재된 천체는 20개뿐이며, 이들 중 상당수는 더 이상 LBV로 간주되지 않는다.

검출과 이력

스펙트럼 라인의 P 시그니 프로파일

백조자리 LBV 별 P와 용골자리 δ는 17세기 이후 특이한 변광성으로 알려져 왔지만, 20세기 후반에 이르러서야 그 본질을 완전히 알 수 있었다.

1922년 존 찰스 던컨은 삼각형자리 은하(M33)에서 외부 은하에서 발견된 최초의 세 개의 변광성인 변수 1, 2, 3을 발표했습니다.1926년 에드윈 허블이 M33에 A, B, C라는 세 개를 추가하면서 그 뒤를 이었다.그 후 1929년 허블은 M31에서 검출된 변수 목록을 추가했다. 이 중 M33의 Var A, Var B, Var C, Var 2와 M31의 Var 19는 1953년 허블과 앨런 샌디지의 상세한 연구로 이어졌다.M33의 Var 1은 너무 희미하며 Var 3은 이미 세페이드 변광성으로 분류되었다.그 당시에는 단순히 불규칙 변광성으로 묘사되었지만,[2] 이러한 은하에서 가장 밝은 별이라는 점은 주목할 만합니다.원래 허블 샌디지 논문에는 황새치자리 S가 같은 유형의 별일 수도 있다는 각주가 포함되어 있지만 강한 의구심을 나타냈기 때문에 이 연결이 확인되려면 수십 년이 걸릴 것이다.

이후 논문에서는 이 다섯 별을 허블-샌디지 변광성이라고 불렀습니다.1970년대에 M33의 Var 83과 안드로메다 AE, 안드로메다 AF(=Var 19), Var 15, M31의 Var A-1이 목록에 추가되었고 몇몇 저자들에 의해 "청색 변광성"으로 설명되었지만 당시에는 정식 명칭으로 여겨지지 않았다.스펙트럼에는 P 시그니 프로파일의 라인이 포함되어 있는 것으로 확인되었으며, § Carinae와 [3]비교되었다.1978년, 로베르타 M. 험프리스는 M31과 M33(Var A 제외)의 8개 변광성에 대한 연구를 발표했으며 이를 밝은 청색 변광성이라고 불렀으며 변광성의 [4]S 황새치 등급과 연결시켰다.1984년 IAU 심포지엄 발표에서 피터 콘티는 황새치자리 S형 변광성, 허블-샌디지형 변광성, 용골자리 γ, 백조자리 P형 및 기타 유사한 별들을 "밝은 청색 변광성"이라는 용어로 공식적으로 분류하여 LBV로 줄였다.그는 또한 다른 밝은 청색 [5]별인 울프-레이에별과 명확하게 분리했다.

변광성 유형은 일반적으로 변광성이 발견된 첫 번째 멤버의 이름을 따서 명명됩니다. 예를 들어 s 별 이름을 딴 Sct 변수 s Sct 등입니다.변광성으로 확인된 최초의 밝은 청색 변광성은 백조자리 P로, 이 별들은 백조자리 P형 변광성으로 불리고 있다.변광성 종합목록은 다른 유형의 별에서도 나타나는 백조자리 P 프로파일과 혼동할 가능성이 있다고 판단하고 "S 황새치 유형의 변광성"[6]이라는 약어 SDOR를 선택했다."S 도라두스 변광성"이라는 용어는 1974년에 [7]백조자리 P, 황새치자리 S, 용골자리 δ 그리고 허블-샌디지 변광성을 집단으로 묘사하기 위해 사용되었다.

물리 속성

S Doradus 불안정 스트립의 위치와 LBV 분출 위치를 나타내는 H-R 다이어그램의 상부.주 시퀀스는 왼쪽 아래에 있는 얇은 경사선입니다.

LBV는 크고 불안정한 초거성(또는 초거성) 별로서 다양한 분광 및 광도 변화를 보이며, 가장 분명한 것은 주기적인 폭발과 때때로 훨씬 더 큰 폭발이 일어나는 것입니다.

이 별들은 "질량한" 상태로 보통 B형 별이며, 때때로 약간 더 뜨겁고 특이한 방출선을 가지고 있습니다.이들은 S 도라두스 불안정 띠로 알려진 헤르츠스프룽-러셀 도표 영역에서 발견되며, 가장 낮은 광도는 약 10,000 K, 밝기는 약 25,000 K인 반면 가장 밝은 것은 약 25,000 K의 온도와 태양의 100만 배 이상의 밝기를 가지고 있다.e는 모든 별 중에서 가장 밝다.

정상적인 폭발 동안 온도는 모든 별의 약 8,500 K로 감소하며, 이는 노란색 극대거성보다 약간 더 뜨겁습니다.복사 광도는 보통 일정하게 유지되는데, 이는 시각적 밝기가 1~2배 정도 증가한다는 것을 의미합니다.S Doradus는 이 동작을 나타냅니다.폭발하는 동안 광도가 변하는 것으로 보이는 몇 가지 예가 발견되었지만, 이 특이한 별들의 특성은 정확하게 판단하기 어렵습니다.예를 들어, AG Carinae는 폭발 중에 약 30% 정도 밝기가 감소할 수 있으며, AFGL 2298은 폭발 중에 밝기가 급격히 증가하는 것으로 관측되었지만, 그것이 약간의 거대 [8]분출로 분류되어야 하는지는 명확하지 않다.S Doradus는 강-활성 사이클로 언급되어 온 이러한 행동을 대표하며, 밝은 파란색 변수를 식별하기 위한 핵심 기준으로 간주한다.20년 이상 걸리거나 10년 미만이 걸리는 두 가지 뚜렷한 주기성이 나타난다.경우에 따라서는 온도 저하가 거의 없이 크기가 0.5 미만인 훨씬 작은 편차가 발생할 수 있습니다.이러한 주기를 약-활성 주기라고 하며, 항상 [9]10년 미만의 기간에 발생합니다.

일부 LBV는 대폭적인 질량 손실과 밝기 증가를 동반한 거대 폭발을 겪는 것으로 관측되었으며, 일부는 초신성으로 분류될 정도로 격렬했다.폭발은 보통 그러한 별 주위에 성운들이 있다는 것을 의미한다. 용골자리수는 가장 잘 연구되고 가장 밝은 것으로 알려진 예이지만,[10] 전형적인 것은 아닐 수도 있다.일반적으로 모든 밝은 청색 변광성은 이러한 큰 폭발 중 하나 이상을 겪는 것으로 추정되지만, 그것들은 잘 연구된 두세 개의 별과 소수의 초신성 위향성에서만 관측되었다.우리 은하의 두 가지 분명한 예인 백조자리 P와 용골자리 γ와 소마젤란운의 가능한 예인 HD 5980A는 강한 주기 변화를 보이지 않았습니다.두 가지 유형의 변동성은 여전히 다른 [11]별 그룹에서 발생할 수 있습니다. 3차원 시뮬레이션에서 이러한 폭발은 헬륨 [12]불투명도의 변동에 의해 발생할 수 있다는 것이 입증되었습니다.

또한 많은 발광 청색 변수는 1년 미만의 주기로 작은 진폭 변동성과 확률적([9]즉, 완전히 무작위)[8] 변동을 나타낸다.

밝은 청색 변광성은 정의상 대부분의 별보다 더 밝으며 질량이 더 크지만 매우 넓은 범위 내에 있습니다.가장 밝은 것은 백만 개가 넘는다.L☉ (Eta Carinae는 460만 개에 달하며, 질량은 100 개에 육박하거나 초과할 수 있습니다.M가장 낮은 광도는 약 25만 개의 광도를 가진다☉.L☉ 그리고 질량은 10까지 낮습니다.M비록 그들이 빠른 질량 손실 때문에 주계열성으로서 훨씬 더 질량이 컸을지라도 말이다☉.이들의 높은 질량 손실률은 폭발과 매우 높은 광도에 기인할 수 있으며 헬륨과 [8]질소의 증가를 보여준다.

진화

용골자리 γ의 대폭발로 생성된 호문쿨루스 성운

이 별들은 질량이 크고 광도가 높기 때문에 수명이 매우 짧으며, 총 몇 백만 [13]년 밖에 되지 않으며 LBV 단계에서는 백만 년도 채 되지 않습니다.이들은 관측 가능한 시간표에서 빠르게 진화하고 있다. 예를 들어 울프-레이에 스펙트럼(WNL/Ofpe)을 가진 별이 LBV 폭발을 나타내기 위해 발달하고 소수의 초신성이 LBV 전구체로 추적되었다.최근의 이론적인 연구는 적어도 [14]태양 질량이 20에서 25 사이인 별에 대해 발광 청색 변광성이 초신성으로 폭발하기 전의 일부 거대한 별들의 최종 진화 단계인 후자의 시나리오를 확인시켜 준다.더 큰 별들의 경우, 그들의 진화에 대한 컴퓨터 시뮬레이션은 밝은 청색 변광상이 중심 수소 연소(표면 온도가 높은 LBV), 수소 껍질 연소 단계(표면 온도가 낮은 LBV), 그리고 중심 헬륨 연소 단계의 가장 초기 단계(서열이 높은 LBV)에서 발생한다는 것을 암시한다.울프-레이에 [15]단계로 전환하기 전에 얼굴 온도)를 다시 측정하여 질량이 작은 별의 적색 거성 및 적색 초거성 단계와 유사합니다.

LBV에는 태양의 63만 배 이상의 광도를 가진 그룹과 태양의 40만 배 미만의 광도를 가진 그룹이 두 개 있는 것으로 보이지만, 이는 [16]최근 연구에서 논란이 되고 있다.낮은 광도 그룹은 초기 질량이 태양의 30~60배인 적색 초거성 이후이고, 높은 광도 그룹은 초기 질량이 태양의 60~90배인 종족 II 별들로, 비록 황색 초거성이 [17]될 수도 있지만 결코 적색 초거성으로 발전하지 않는다는 것을 보여주는 모형들이 만들어졌다.일부 모형은 LBV가 과도한 [18]질량을 방출하는 데 필요한 매우 무거운 별들의 진화 단계라고 주장하는 반면, 다른 모형들은 대부분의 질량이 더 이른 냉-초거성 [17]단계에서 손실되어야 한다고 주장한다.정상 폭발과 대기 상태의 항성풍은 필요한 질량 손실을 일으키기에 충분하지 않지만, LBV는 때때로 희미한 초신성으로 오인될 수 있는 비정상적으로 큰 폭발을 일으키며 필요한 질량을 방출할 수 있다.최근의 모형들은 LBV 단계가 주계열 단계 이후와 수소가 고갈된 울프-레이에 단계 이전에 발생하며, 근본적으로 모든 LBV 별이 초신성으로 폭발할 것이라는 데 모두 동의한다.LBV는 초신성으로 직접 폭발할 수 있지만, 아마도 극소수만이 폭발할 것이다.만약 이 별이 LBV 단계가 끝나기 전에 질량을 충분히 잃지 않는다면, 쌍불안정에 의해 만들어진 특히 강력한 초신성을 겪게 될 것이다.최신 항성진화 모형은 초기 질량이 태양의 약 20배인 일부 단일 별이 II-P형, IIb형 또는 Ib형 [14]초신성으로 LBV로 폭발하는 반면 쌍성들은 외피 박리를 통해 훨씬 더 복잡한 진화를 겪으며 예측 불가능한 결과를 [19]초래한다는 것을 시사한다.

초신성 폭발

가까운 은하에 있는 용골자리 β와 비슷한 별

밝은 청색 변광성은 질량 손실과 밝기가 극적으로 증가하는 "거성 폭발"을 겪을 수 있습니다.§ Carinae는 300~400년 [21]전에 P 백조자리 폭발이 하나 이상 나타났지만,[20] 현재는 외부 은하에서 수십 개가 목록화되어 있다.이들 중 다수는 처음에는 초신성으로 분류되었지만 특이한 [22]특성 때문에 다시 조사되었다.폭발의 성질과 원시별의 성질은 매우 [23]가변적인 것으로 보이며, 폭발에는 여러 가지 다른 원인이 있을 수 있습니다.과거 § Carinae와 P Sygni의 폭발은 외부 은하에서 더 최근에 목격되었으며, 몇 년 또는 수십 년 동안 지속되었지만, 일부 초신성 임포스터 사건은 수개월 내에 정상 밝기로 감소했습니다.잘 연구된 예는 다음과 같습니다.

초기 항성진화 모델들은 LBV를 생성하는 고질량 별들이 종종 또는 항상 초신성으로 수명을 다하지만 초신성 폭발은 LBV 단계에서 일어나지 않을 것이라고 예측했다.SN 1987A의 시조가 청색 초거성이자 LBV일 가능성이 높기 때문에 여러 개의 후속 초신성이 LBV 시조와 연관되어 있습니다.SN 2005gl의 시조는 불과 몇 년 [24]전에 폭발한 것으로 보이는 LBV로 밝혀졌다.몇몇 다른 IIn형 초신성의 조상들이 발견되었으며 [25]LBV일 가능성이 높다.

모델링에 따르면 태양에 가까운 금속성에서는 초기 질량이 20~25인 별이M☉ LBV 단계에 있는 동안 초신성으로 폭발할 것입니다.이들은 태양의 수십만 배 밝기를 가진 적색초거성이 될 것이다.초신성은 LBV로 황색-초거성 [26]단계에서 발생하는 강화된 질량 손실의 증상으로 인해 IIn형일 가능성이 높지만 IIb형일 것으로 예상된다.

LBV 목록

다음 항목도 참조하십시오.가장 밝은 항성 목록

LBV를 식별하려면 특징적인 스펙트럼 및 광도 변화를 확인해야 하지만, 이 별들은 수십 년 또는 수백 년 동안 다른 많은 뜨거운 발광 별들과 구별할 수 없는 "질량"이 될 수 있다.후보 발광 청색 변광성(cLBV)은 스펙트럼이나 밝기를 기준으로 비교적 빠르게 식별할 수 있으며, 최근 [27]조사 기간 동안 수십 개가 은하수에서 목록화되었습니다.

조밀한 성단과 발광 별의 질량 분광 분석의 최근 연구는 수백 개에 불과한 총 인구 중 수십 개의 LBV를 확인했지만, 변동의 특징적인 유형을 확인할 수 있을 만큼 상세하게 관측된 것은 거의 없었다.또한 M31과 M33에서 수십 개의 LBV가 확인되었으며, [28]다른 국부 은하군에서도 소수의 LBV가 확인되었습니다.

∙ 찬드라 X선 관측소에서 본 밝은 청색 변광성 Carinae
HD 168607은 오메가 성운 아래에 있는 쌍성의 오른쪽 별입니다.다른 하나는 초거성 HD 168625입니다.

우리 은하

은하 중심 근처 또는 은하 중심에서 몇 개의 LBV가 추가로 발견되었습니다.

대마젤란 구름

소마젤란 구름

안드로메다 은하

삼각 은하

NGC 2403:

NGC 2366(NGC 2363)

NGC 4736

PHL 293B

  • 1998년부터 2008년까지 특이한 초신성 같은 사건으로 폭발을 겪다가 지금은 사라진[44] 이름 없는 별

다른.

우리 은하(및 Sanduleak -69° 202의 경우, LMC의 경우)의 많은 cLBV는 극도로 밝거나 특이한 특성으로 인해 잘 알려져 있습니다.

또 다른 잘 알려진 별들은 비교적 최근에 LBV이거나, LBV가 안정적인 단계에 있거나, 현재 LBV로 분류되지 않지만,[citation needed] LBV로 이행하고 있을 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

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