Azul luminoso variable

Las variables azules luminosas ( VBL ) son estrellas raras, masivas y evolucionadas que muestran variaciones impredecibles y, a veces, drásticas 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 .

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

En 1922, John Charles Duncan publicó las primeras tres estrellas variables detectadas en una galaxia externa, las variables 1, 2 y 3, en la Galaxia del Triángulo (M33). Edwin Hubble las siguió 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 objeto de un estudio detallado por parte de 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, simplemente se las describió como variables irregulares, aunque destacaban por ser las estrellas más brillantes en esas galaxias. ^{[ 1 ]} El artículo original de Hubble Sandage contiene una nota al pie que indica que S Doradus podría ser del mismo tipo de estrella, pero expresaba fuertes reservas, por lo que el vínculo tendría que esperar varias décadas para ser confirmado.

Artículos posteriores se refirieron 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 agregaron a la lista y fueron descritas por varios autores como "variables azules luminosas", aunque no se consideró un nombre formal en ese momento. Se encontró 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 de estrellas variables S Doradus. ^{[ 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 abrevió como 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 descubierto como variable; por ejemplo, las variables δ Sct reciben su nombre de la estrella δ Sct . La primera variable azul luminosa identificada 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 de P Cygni , que también aparecen 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 un grupo en 1974. ^{[ 6 ]}

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

En su estado "reposo", suelen ser estrellas de tipo B, ocasionalmente un poco 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 aproximadamente 250 000 veces mayor que la del Sol, mientras que las más luminosas tienen una temperatura de alrededor de 25 000 K y una luminosidad superior a un millón de veces la del Sol, lo que las convierte en algunas de las estrellas más luminosas de todas.

Durante un estallido normal, la temperatura disminuye a alrededor de 8500 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 o dos magnitudes. Se han encontrado algunos ejemplos donde 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 observan dos periodicidades distintas, o bien 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 denominan ciclos débilmente activos y siempre ocurren en escalas de tiempo inferiores a 10 años. ^{[ 8 ]}

Se ha observado que algunas LBV experimentan erupciones gigantes con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentadas, tan violentas que varias fueron catalogadas inicialmente como supernovas. Los estallidos implican que generalmente hay nebulosas alrededor de dichas estrellas; η Carinae es el ejemplo conocido mejor estudiado y más luminoso, pero puede que no sea típico. ^{[ 9 ]} Generalmente se asume 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 en un puñado de impostoras de supernova (como SN 2009ip , que luego evolucionó a una verdadera supernova ^{[ 10 ]} ). Los dos ejemplos claros en la galaxia Vía Láctea, P Cygni y η Carinae, y el posible ejemplo en la Pequeña Nube de Magallanes, HD 5980 A, no han mostrado variaciones de ciclo fuerte. Todavía es posible que los dos tipos de variabilidad ocurran en diferentes grupos de estrellas. ^{[ 11 ]} Las simulaciones 3D han demostrado que estos estallidos pueden ser causados ​​por variaciones en la opacidad del helio. ^{[ 12 ]}

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

Las variables azules luminosas 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 superan el millón _de L☉ (Eta Carinae alcanza los 4,6 millones) y tienen masas que se aproximan, e incluso superan, las ₁₀₀ M☉ . Las menos luminosas tienen luminosidades de alrededor de 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 erupciones y a una luminosidad muy alta _, y muestran cierto enriquecimiento de helio y nitrógeno. ^{[ 7 ]}    

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. ^{[ 13 ]} Están evolucionando rápidamente en escalas de tiempo observables; se han detectado ejemplos donde estrellas con espectros Wolf-Rayet (WNL/Ofpe) han desarrollado para mostrar estallidos LBV y se ha rastreado un puñado de supernovas a probables progenitores LBV. Algunos modelos sugieren el último escenario, donde las estrellas variables azules luminosas son la etapa evolutiva final de algunas estrellas masivas antes de que exploten como supernovas, para al menos estrellas con masas iniciales entre 20 y 25 masas solares . ^{[ 14 ]} Para 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 combustión de hidrógeno del núcleo (LBV con alta temperatura superficial), la fase de combustión de la capa de hidrógeno (LBV con menor temperatura superficial) y la parte más temprana de la fase de combustión de helio del núcleo (LBV con alta temperatura superficial nuevamente) antes de la transición a la fase Wolf-Rayet , ^{[ 15 ]} 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 otro con luminosidades inferiores a 400.000 veces la del Sol, aunque esto se discute en investigaciones más recientes. ^{[ 16 ]} 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 . ^{[ 17 ]} Algunos modelos sugieren que las LBV son una etapa en la evolución de estrellas muy masivas necesaria para que pierdan exceso de masa, ^{[ 18 ]} mientras que otros requieren que la mayor parte de la masa se pierda en una etapa anterior de supergigante fría. ^{[ 17 ]} Los estallidos normales y los vientos estelares en el estado quiescente 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 estos pueden desprenderse de la masa necesaria. 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 una pequeña fracción lo hace. Si la estrella no pierde suficiente masa antes del final de la etapa LBV, puede sufrir una supernova particularmente poderosa creada por inestabilidad de pares . Los modelos más recientes de evolución estelar sugieren que algunas estrellas individuales con masas iniciales de alrededor de 20 veces la del Sol explotarán como LBV como supernovas de tipo II-P, tipo IIb o tipo Ib, ^{[ 14 ]} mientras que las estrellas binarias experimentan una evolución mucho más compleja a través del desprendimiento de la envoltura, lo que conduce a resultados menos predecibles. ^{[ 19 ]}

Las estrellas variables azules luminosas pueden experimentar "estallidos gigantes" con una pérdida de masa y luminosidad drásticamente aumentadas. η Carinae es el ejemplo prototípico, ^{[ 20 ]} y P Cygni mostró uno o más estallidos similares hace 300-400 años, ^{[ 21 ]} pero ahora se han catalogado docenas en galaxias externas. Muchos de estos fueron clasificados inicialmente como supernovas, pero se reexaminaron debido a características inusuales. ^{[ 22 ]} La naturaleza de los estallidos y de las estrellas progenitoras parece ser altamente variable, ^{[ 23 ]} 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 de supernovas impostoras han disminuido a brillo normal en cuestión de meses. Ejemplos bien estudiados son:

• SN 1954J
• SN 1961V
• SN 1997bs

Los primeros modelos de evolución estelar habían predicho que, aunque las estrellas de alta masa que producen LBV a menudo o siempre terminarían sus vidas como supernovas, la explosión de supernova no ocurriría en la etapa de LBV. Impulsados ​​por el hecho de que el progenitor de SN 1987A fuera una supergigante azul, y muy probablemente un LBV, varias supernovas posteriores se han asociado con progenitores de LBV. Se ha demostrado que el progenitor de SN 2005gl es un LBV que aparentemente estaba en erupción solo unos años antes. ^{[ 24 ]} Se han detectado progenitores de varias otras supernovas de tipo IIn y probablemente fueron LBV: ^{[ 25 ]}

• SN 2009ip
• SN 2010jl

Los modelos sugieren que, con una metalicidad cercana a la solar, las estrellas con una masa inicial de alrededor de 20–25 M☉ explotarán como supernovas durante la etapa de LBV (estrella luminosa azul ₎ de su vida. Serán post-supergigantes rojas con luminosidades 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 episodios de mayor pérdida de masa que ocurren durante la etapa de LBV y en la etapa de hipergigante amarilla . ^{[ 26 ]} 

La identificación de las LBV requiere la confirmación de las variaciones espectrales y fotométricas características, pero estas estrellas pueden permanecer "quietas" durante décadas o siglos, tiempo durante el cual son indistinguibles de muchas otras estrellas calientes y luminosas. Una candidata a variable azul luminosa (cLBV) puede identificarse con relativa rapidez basándose en su espectro o luminosidad, y se han catalogado docenas en la Vía Láctea durante estudios recientes. ^{[ 27 ]}

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 tan solo unos pocos cientos, aunque pocas se han observado con suficiente detalle como para confirmar los tipos característicos de variabilidad. Además, se ha identificado la mayoría de las LBV en las Nubes de Magallanes, varias docenas en M31 y M33, además de un puñado en otras galaxias del grupo local. ^{[ 28 ]}

• Hipernova
• Hipergigante

• GCVS: Lista de estrellas variables SDOR