明るい青色の変数

高輝度青色変光星( LBV ) は、スペクトルと明るさにおいて予測不可能な、時には劇的な変化を示す、まれで大質量の進化した恒星です。大マゼラン雲で最も明るい恒星の 1 つであるS ドラダスにちなんで、S ドラダス変光星とも呼ばれています。

LBV 星のP Cygniとη Carinae は17 世紀から異常変光星として知られていましたが、その真の性質は 20 世紀後半まで完全には理解されていませんでした。

1922年、ジョン・チャールズ・ダンカンは、さんかく座銀河(M33)の外部銀河で初めて検出された3つの変光星、変光星1、2、3を発表しました。これに続いて、エドウィン・ハッブルは1926年にM33の変光星A、B、Cの3つを発見しました。その後、1929年にハッブルはM31で検出された変光星のリストを追加しました。これらのうち、M33の変光星A、変光星B、変光星C、変光星2とM31の変光星19については、1953年にハッブルとアラン・サンデージが詳細な研究を行いました。M33の変光星1は暗すぎるとして除外され、変光星3はすでにセファイド変光星に分類されていました。当時は単に不規則変光星と説明されていましたが、それらの銀河で最も明るい星であることは注目に値しました。^[1]ハッブル・サンデージのオリジナルの論文には、Sドラダスが同じタイプの星である可能性があるが、強い留保が表明されているため、その関連性が確認されるまでには数十年待たなければならないという脚注が含まれています。

後の論文では、これらの5つの星はハッブル・サンデージ変光星と呼ばれた。1970年代には、M33のVar 83とM31のAEアンドロメダ、AFアンドロメダ（=Var 19）、Var 15、Var A-1がリストに追加され、当時は正式名称とは考えられていなかったものの、何人かの著者によって「明るい青色変光星」と説明された。スペクトルにはPはくちょう座のプロファイルを持つ線が含まれていることがわかり、ηりゅうこつ座と比較された。^[2] 1978年、ロバータ・M・ハンフリーズはM31とM33の8つの変光星（Var Aを除く）に関する研究を発表し、それらを明るい青色変光星と呼び、Sドラダスクラスの変光星との関連を示した。^[3] 1984年にIAUシンポジウムで発表したピーター・コンティは、Sドラダス変光星、ハッブル・サンデージ変光星、ηカリーナ、Pはくちょう座、その他の類似の星を「明るい青色変光星」という用語で正式にグループ化し、LBVと短縮しました。彼はまた、それらを他の明るい青色の星であるウォルフ・ライエ星と明確に区​​別しました。^[4]

変光星のタイプは通常、変光星であることが最初に発見された星にちなんで名付けられます。たとえば、δ Sct 変光星は、 δ Sct星にちなんで名付けられます。変光星として特定された最初の明るい青色変光星は P Cygni であり、これらの星は P Cygni 型変光星と呼ばれてきました。変光星総合カタログでは、他のタイプの星にも見られるP Cygni プロファイルとの混同の可能性があると判断し、「S Doradus 型変光星」の頭字語 SDOR を選択しました。^[5]「S Doradus 変光星」という用語は、1974 年に P Cygni、S Doradus、η Carinae、ハッブル・サンデージ変光星をグループとして表すために使用されました。^[6]

LBV は、さまざまな分光学的および測光的変化を示す、大質量で不安定な超巨星(または極超巨星) であり、最も顕著なのは周期的な爆発と、時折起こるはるかに大規模な爆発です。

「静止」状態では、これらは通常 B 型星ですが、時折わずかに高温になり、異常な輝線を呈します。これらは、ヘルツシュプルング・ラッセル図のS ドラダス不安定帯と呼ばれる領域で発見され、最も光度の低い星の温度は約 10,000 K、光度は太陽の約 250,000 倍ですが、最も光度の高い星の温度は約 25,000 K、光度は太陽の 100 万倍を超え、すべての星の中で最も明るい星の 1 つとなっています。

通常のアウトバーストの間、温度はすべての恒星で約 8,500 K まで下がり、黄色極超巨星よりもわずかに高温になります。放射輝度は通常一定のままであるため、視覚的な明るさが 1 等級か 2 等級ほど多少増加します。アウトバースト中に輝度が変化するように見える例がいくつか見つかっていますが、これらの異常な恒星の特性を正確に判断することは困難です。たとえば、AG カリーナはアウトバースト中に輝度が約 30% 低下することがあります。また、AFGL 2298 はアウトバースト中に輝度が劇的に増加することが観測されていますが、これを中程度の巨大噴火として分類すべきかどうかは明らかではありません。^{[7] S ドラドゥスがこの動作の典型であり、}強力活動サイクル と呼ばれ、明るい青色変光星を識別するための重要な基準と見なされています。2 つの異なる周期性が見られ、変動には 20 年以上かかるものと 10 年未満かかるものがあります。場合によっては、変動ははるかに小さく、半分以下で、温度低下もわずかです。これらは弱活動サイクルと呼ばれ、常に10年未満の時間スケールで発生します。^[8]

いくつかの低密度変光星は、質量損失と光度が劇的に増加する巨大噴火を起こすことが観測されており、その激しさから、当初は超新星として分類されたものもいくつかあった。爆発は、そのような星の周囲に通常星雲があることを意味する。ηカリーナは最もよく研​​究され、最も明るい既知の例であるが、典型的ではないかもしれない。^[9] 一般に、すべての明るい青色変光星は、1回以上の大規模噴火を起こすと考えられているが、よく研究された2、3個の星と、おそらくは超新星偽物でしか観測されていない。天の川銀河の2つの明確な例であるPはくちょう座P星とηカリーナ、および小マゼラン雲の可能性のある例であるHD 5980Aは、強い周期の変動を示していない。2種類の変動が異なるグループの星で発生する可能性はまだある。^[10] 3Dシミュレーションでは、これらの爆発はヘリウム不透明度の変動によって引き起こされる可能性があることが示されている。^[11]

多くの明るい青色変光星も、周期が1年未満の小振幅の変動を示しており、これはAlpha Cygni変光星に典型的に見られる^[7]、確率的（つまり完全にランダムな）変動である^{[8] 。}

_{明るい青色変光星は、定義上、}ほとんどの恒星より​​も明るく、質量も大きいが、その範囲は非常に広い。最も明るいものは100万 L☉以上（イータカリーナは460_{万に達する）で、質量は1億}M☉に近づき、おそらくそれを超える 。最も明るいものは、約25万 L☉_{の光度で、質量は}10M☉ほどだ _が、急速な質量損失のため、主系列星としてははるかに重かったと思われる。質量損失率が高いのは、爆発や非常に高い光度による可能性があり、ヘリウムと窒素の増加が見られる。^[7]

これらの星は質量が大きく光度が高いため、その寿命は非常に短く、全体で数百万年、LBV段階では100万年をはるかに下回る程度です。^[12]これらは観測可能な時間スケールで急速に進化しており、ウォルフ・ライエスペクトル（WNL/Ofpe）を持つ星がLBVバーストを示すように進化した例が検出されており、いくつかの超新星はLBVの祖先である可能性が高いことがわかっています。最近の理論的研究は後者のシナリオを裏付けており、少なくとも初期質量が太陽の20～25倍の星では、明るい青色変光星は超新星として爆発する前の一部の大質量星の最終進化段階です。^[13] より質量の大きい恒星の場合、その進化に関するコンピューターシミュレーションでは、青色変光期は、中心核の水素燃焼の最終段階（表面温度が高いLBV）、水素殻燃焼段階（表面温度が低いLBV）、中心核のヘリウム燃焼段階の最も初期の部分（再び表面温度が高いLBV）に発生し、その後ウォルフ・ライエ段階に移行すると示唆されており、^[14]これは、より質量の小さい恒星の 赤色巨星および赤色超巨星段階に類似しています。

LBVには2つのグループがあるようで、1つは明るさが太陽の63万倍以上、もう1つは明るさが太陽の40万倍未満であるが、最近の研究ではこの点は異論がある。^[15]低光度グループは初期質量が太陽の30～60倍の後期赤色超巨星であるのに対し、高光度グループは初期質量が太陽の60～90倍で、赤色超巨星にはならないが黄色超巨星になることがあるというモデルが構築されている。^[16]一部のモデルでは、LBVは非常に重い星の進化の過程で余分な質量を放出するために必要な段階であると示唆しているが、^[17]他のモデルでは、ほとんどの質量が初期の低温超巨星段階で失われることを必要としている。^[16]通常の爆発や静止状態の恒星風では必要な質量損失には不十分だが、LBV は時折、微弱な超新星と間違われる異常に大きな爆発を起こし、必要な質量を失うことがある。最近のモデルでは、LBV 段階は主系列段階の後、水素が枯渇するウォルフ・ライエ段階の前に発生し、基本的にすべての LBV 星は最終的に超新星として爆発すると考えられている。LBV は直接超新星として爆発することもあるようだが、おそらくそうなるのはごく一部だろう。LBV 段階の終わりまでに星の質量が十分に失われない場合、対不安定性によって特に強力な超新星爆発を起こす可能性がある。最新の恒星進化モデルによれば、初期質量が太陽の約20倍のいくつかの単独恒星は、II-P型、IIb型、またはIb型超新星としてLBVとして爆発することが示唆されている^{[13]。一方、連星は外殻剥離を通じてはるかに複雑な進化を遂げ、予測しにくい結果をもたらす[18]}。

明るい青色変光星は、質量損失と光度が劇的に増加する「巨大爆発」を起こすことがある。ηカリーナ星はその典型的な例で^[19] 、 Pはくちょう座は300～400年前に1回以上の同様の爆発を起こしたが^[20] 、現在では数十の爆発が外部銀河で記録されている。これらの多くは当初超新星として分類されていたが、異常な特徴のため再調査された。^[21]爆発の性質と原始星の性質は非常に多様であるようで^{[22]、爆発には複数の異なる原因がある可能性が高い。歴史上のηカリーナ星とPはくちょう座の爆発、および外部銀河で最近観測されたいくつかの爆発は数年または数十年続いたが、}超新星の偽装イベントのいくつかは数か月以内に通常の明るさに低下した。よく研究されている例は以下の通り。

• SN1954J
• SN1961V
• SN 1997bs

初期の恒星進化モデルでは、LBV を生成する高質量星はしばしば、あるいは常に超新星としてその生涯を終えるが、LBV 段階では超新星爆発は起こらないと予測されていた。SN 1987Aの祖先が青色超巨星であり、おそらく LBV であったことから、その後のいくつかの超新星は LBV 祖先と関連付けられている。SN 2005glの祖先は、明らかに数年前に爆発した LBV であることが示された。^[23] 他のいくつかの IIn 型超新星の祖先も検出されており、LBV であった可能性が高い。^[24]

• SN 2009ip
• SN 2010jl

モデル化によれば、太陽に近い金属量では、初期質量が約20～25 M☉の恒星は、生涯のLBV段階で超新星として爆発することが示唆されている 。それらは_、太陽の数十万倍の明るさを持つ赤色超巨星の後期となる。この超新星はII型と予想され、IIb型である可能性が高いが、LBVおよび黄色超巨星段階で発生する質量損失の増加のエピソードにより、IIn型である可能性もある。^[25]

LBV の識別には、特徴的なスペクトルと測光の変化の確認が必要ですが、これらの星は数十年または数世紀にわたって「静止」している場合があり、その間は他の多くの高温の明るい星と区別がつきません。候補となる青色変光星 (cLBV) は、そのスペクトルまたは明るさに基づいて比較的迅速に識別でき、最近の調査では天の川銀河で数十個がカタログ化されています。^[26]

近年の高密度銀河団の研究と明るい星の質量分析により、銀河系内の総数はおそらく数百個程度であるが、そのうち数十個のLBVが特定されている。ただし、特徴的な変動の種類を確認できるほど詳細に観測されたものはわずかである。さらに、マゼラン雲内のLBVの大部分が特定されており、M31とM33には数十個、その他の局部銀河群にもいくつかある。^[27]

• ηカリーナ
• はくちょう座P
• AG カリーナ
• HRカリーナ
• V432 カリーナ座 (Wray 15-751)
• V4029 いて座(HD 168607)
• V905 さそり座(HD 160529)
• V1672 わし座（AFGL 2298）
• W1-243 （ウェスタールンド1内）
• V481 スクティ（LBV G24.73+0.69）
• GCIR34W ...
• MWC 930 ^[28]（= V446 スクティ）
• レイ16-137 ^[29]
• WS1（ WISE Shell 1として発見^[30]）^[31]
• MN44 ^[32]
• MN48 ^[33]

疑わしい:

• G79.29+0.46
• レイ 17-96
• 316285 高解像度
• MN112
• ガル 026.47+00.02

さらにいくつかの LBV が銀河中心の近くまたは中心内で発見されています。

• V4650 Sagittarii (FMM 362 または qF362、五連星団内)
• V4998 いて座(LBV3、G0.120 0.048、五つ子星団に非常に近い)
• ピストル星、牡丹星、LBV 1806-20 (候補 LBV については下記を参照)

• Sドラダス
• HD 269858 (= R127)
• HD 269006 (= R71)
• HD 269929 (= R143)
• HD 269662 (= R110)
• HD 269700（=R116）^[34]
• HD 269582 (= MWC 112)
• 269216 ^[35]
• HD 37836 (候補)

• HD 5980 (= R14)
• HD 6884 (= R40)

• AFアンドロメダ^[36]
• アンドロメダ座AE ^[36]
• 15番^[36]
• ヴァ―A-1 ^[36]
• J004526.62+415006.3 ^[37]
• J004051.59+403303.0 ^[37]
• ラモストJ0037+4016 ^[38]

• Var 2 ^[36]（1935年以降変動がなく、ほとんど研究されていない非常に高温の星）
• ヴァール83 ^[36]
• ヴァールB ^[36]
• ヴァールC ^[36]
• GR 290 ^[39]（ロマーノの星、異常に熱いLBV ^[40]）

NGC 2403 :

• V12 ^[41]
• V37 ^[41]
• V38 ^[41]

• J025941.21+251412.2 ^[42]
• J025941.54+251421.8 ^[42]

• NGC 2363-V1

• J122809.72+440514.8 ^[43]
• J122817.83+440630.8 ^[43]

• AT 2016bluは2012年に発見されて以来、複数回の爆発を起こしている。^{[44] [45]}

• NGC 4736_1 ^[46]

• 1998年から2008年にかけて異常な超新星爆発を起こし、現在は消滅した無名の星^[47]

• ゴジラ

天の川銀河（および大マゼラン雲のサンダラック -69° 202の場合）の多くの cLBV は、その極めて明るい光度や異常な特徴によりよく知られています。たとえば、

• GCIRS 16SW (S97、この銀河の中心にあるブラックホールを周回するLBV候補)
• Wray 17-96 (2つの半安定LBV領域の間の隙間にある異常な極超巨星)
• ピストル星（かつては銀河で最も明るい星だと考えられていた）
• LBV 1806-20 (知られている最も明るい星の 1 つ)
• サンダラック -69° 202 ( SN 1987Aとして爆発した星)
• 白鳥座 OB2-12 (青色極超巨星、最も明るい星の 1 つ)
• HD 80077 (青色極超巨星)
• V1429 わし座（超巨星を伴う、あまり明るくないη星に非常に似ている）
• V4030 いて座（サンドゥラック -69° 202 の周りの星雲と同じものに囲まれた極超巨星）
• WR 102ka (牡丹星、最も明るい星の 1 つで、最も熱い LBV の 1 つとなる)
• シェール 25 ( NGC 3603の青色超巨星で、双極の流出があり、星周リングに囲まれている)
• BD+40°4210 (はくちょう座OB2星団 の青色超巨星)

さらによく知られている星は、比較的最近LBVになったもの、安定期にあるLBV、または現在はLBVとして分類されていないがLBVに移行している可能性があるものである：^{[引用が必要]}

• さそり座ゼータ1（肉眼で見える極超巨星）
• IRC+10420 (LBV 範囲まで温度が上昇した黄色極超巨星)
• V509 カシオペヤ座(= HR 8752、青く進化する珍しい黄色極超巨星)
• カシオペヤ座ロー星（周期的な爆発現象を起こす不安定な黄色極超巨星）

• ハイパーノヴァ
• 超巨星

• GCVS: SDOR 変光星のリスト