発光ブルー可変

高光度青色変光星（LBV）は、スペクトルと明るさに予測不可能で時に劇的な変化を示す、希少な大質量進化星です。大マゼラン雲で最も明るい星の一つであるSドラドゥスにちなんで、 Sドラドゥス変光星とも呼ばれています。

LBV星であるP Cygniとη Carinaeは、17世紀以来、特異な変光星として知られていたが、その真の性質が完全に理解されたのは20世紀後半になってからのことだった。

1922年、ジョン・チャールズ・ダンカンは、外部銀河で初めて検出された3つの変光星、三角座銀河（M33）の変光星1、2、3を発表しました。これに続き、 1926年にはエドウィン・ハッブルがM33の変光星A、B、Cの3つを発表しました。そして1929年、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、B、C、2とM31の変光星19は、1953年にハッブルとアラン・サンデージによって詳細な研究が行われました。M33の変光星1は暗すぎるため除外され、変光星3はすでにケフェイド変光星として分類されていました。当時、これらの星は単に不規則変光星と表現されていましたが、それぞれの銀河で最も明るい星として注目されていました。^{[ 1 ]}ハッブル・サンデージの元の論文には、S Doradus が同じタイプの星である可能性があるが、強い懸念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る。

後の論文では、これら 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 Andromedae、AF Andromedae (=Var 19)、Var 15、Var A-1 がリストに追加され、当時正式な名称とはみなされなかったものの、複数の著者によって「明るい青色変光星」と記述された。スペクトルにはP Cygni プロファイルを持つ線が含まれていることがわかり、η Carinae と比較された。^{[ 2 ]} 1978 年、Roberta M. Humphreys はM31 と M33 の 8 つの変光星 (Var A を除く) の研究を発表し、それらを明るい青色変光星と呼ぶとともに、S Doradus クラスの変光星との関連性を示した。^{[ 3 ]} 1984年にIAUシンポジウムでの発表で、ピーター・コンティはSドラドゥス変光星、ハッブル・サンデージ変光星、ηカリーナ、Pシグニ、その他類似の星を正式に「高光度青色変光星」という用語の下にまとめ、それをLBVと略した。彼はまた、それらを他の高光度青色星であるウォルフ・ライエ星とは明確に区別した。^{[ 4 ]}

変光星の種類は通常、最初に変光星として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、星δ Sctにちなんで名付けられています。最初に変光星として識別された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います。変光星一般カタログでは、他の種類の星にも見られる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」の頭文字として SDOR を選択しました。^{[ 5 ]} 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記述するために「S Doradus 型変光星」という用語が使用されました。 ^{[ 6 ]}

LBVは、さまざまな分光学的および測光的変動を示す、質量が大きく不安定な超巨星（または極超巨星）であり、最も顕著なのは周期的な爆発と、時折発生するはるかに大規模な噴火です。

静止状態にあるこれらの恒星は、典型的にはB型星であり、時折やや高温で、特異な輝線を示します。これらの恒星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図のSドラドゥス不安定帯と呼ばれる領域に位置しており、最も光度の低い恒星は温度が約10,000 K、光度が太陽の約250,000倍であるのに対し、最も光度の高い恒星は温度が約25,000 K、光度が太陽の100万倍を超え、全恒星の中でも最も明るい恒星の一つとなっています。

通常の爆発中、すべての星の温度は約 8,500 K まで低下し、黄色超巨星よりわずかに高温になります。ボロメトリック光度は通常一定のままで、これは視覚的な明るさが 1 等級か 2 等級ほど増加することを意味します。爆発中に光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、これらの特異な星の特性を正確に決定することは困難です。たとえば、AG Carinae は爆発中に光度が約 30% 低下する可能性があります。また、AFGL 2298 は爆発中に光度が劇的に増加することが観測されていますが、これを中程度の巨星爆発に分類すべきかどうかは明らかではありません。^{[ 7 ]} S Doradus はこの行動の典型であり、これは強い活動サイクル 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みなされています。2 つの明確な周期が見られ、20 年より長い変動と 10 年より短い変動があります。場合によっては、変動ははるかに小さく、半分以下の規模で、わずかな温度低下しか見られない。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する。^{[ 8 ]}

LBVの中には、質量損失と光度が劇的に増加する巨大な噴火を起こすものが観測されており、その激しさから、当初は超新星としてカタログ化されたものもいくつかある。このような噴火は、通常、そのような星の周囲に星雲が存在することを意味する。η Carinae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 ]} 一般的に、すべての高光度青色変光星は、このような大きな噴火を1回以上起こすと考えられているが、これらはよく研究された2、3個の星と、少数の超新星偽物（SN 2009ipなど、後に真の超新星に進化したもの^{[ 10 ]}）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 Cygniとη Carinae、および小マゼラン雲の可能性のある例であるHD 5980 Aは、強い周期変動を示していない。2種類の変動が異なる星のグループで発生している可能性は依然としてある。^{[ 11 ]} 3Dシミュレーションでは、これらの爆発はヘリウムの不透明度の変化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ます。^{[ 12 ]}

多くの明るい青色変光星は、周期が1年未満の小さな振幅の変動も示しており、これはアルファ・シグニ変光星に典型的なものと思われる^{[ 7 ]}、また確率的（つまり完全にランダムな）変動も示している^{[ 8 ] 。}

_{高光度青色変光星は、定義上、}ほとんどの恒星より​​も光度が高く、質量も大きいが、その範囲は非常に広い。最も光度が高いものは100万L☉以上（イータ・カリーナは460万L☉に達する）で、質量は100M☉に近づき、場合によっては_それを超える。最も光度が低いものは、光度が約₂₅万L☉_で、質量は10M☉程度と低いが、急速な質量損失のため、主系列星としてははるかに質量が大きかったと考えられる。高い質量損失率は、アウトバーストと非常に高い光度によるもので、ヘリウムと窒素の増加を示している可能性がある。^{[ 7 ]}    

これらの星は質量が大きく光度も高いため、寿命は非常に短く、合計でわずか数百万年、LBV 段階では 100 万年をはるかに下回ります。^{[ 13 ]}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・ライエ星スペクトル (WNL/Ofpe) を持つ星が LBV 爆発を起こすまでに進化した例や、少数の超新星がLBV の起源である可能性が高いことが確認されています。一部のモデルでは、後者のシナリオが示唆されており、少なくとも初期質量が太陽質量の 20 ～ 25 倍の星については、高光度青色変光星が超新星爆発を起こす前の大質量星の最終進化段階であるとされています。^{[ 14 ]} より質量の大きい恒星の場合、その進化のコンピュータシミュレーションによると、明るい青色変光星段階は、中心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）、中心ヘリウム燃焼段階の初期（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ことが示唆されている。^{[ 15 ]}そのため、質量の小さい恒星の赤色巨星段階や赤色超巨星段階に類似している。

LBVには、光度が太陽の63万倍を超えるものと、光度が太陽の40万倍未満のものの2つのグループがあるように思われるが、最近の研究ではこの点について異論が出ている。^{[ 16 ]}低光度グループは初期質量が太陽の30～60倍のポスト赤色超巨星であり、高光度グループは初期質量が太陽の60～90倍の種族II星で、赤色超巨星には発達しないが黄色超巨星になる可能性があることを示すモデルが構築されている。^{[ 17 ]}一部のモデルでは、LBVは超大質量星が余分な質量を放出するために必要な進化段階であると示唆しているが、^{[ 18 ]}他のモデルでは、質量の大部分はより初期の低温超巨星段階で失われる必要があるとしている。^{[ 17 ]}通常の爆発と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、かすかな超新星と間違えられるほど異常に大きな爆発を起こし、これによって必要な質量が放出される可能性がある。最近のモデルはすべて、LBV 段階は主系列段階の後、水素が枯渇したウォルフ・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いう点で一致している。LBV は明らかに直接超新星として爆発することができるが、おそらくごく一部しか起こらない。星が LBV 段階の終わりまでに十分な質量を失わない場合、ペア不安定性によって生成された特に強力な超新星を起こす可能性がある。恒星進化の最新モデルによると、初期質量が太陽の約20倍の単独星の中には、II-P型、IIb型、またはIb型の超新星としてLBVとして爆発するものもあるが^{[ 14 ]}、連星は外層剥離によるはるかに複雑な進化を経て、予測不可能な結果に至る^{[ 19 ] 。}

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」を起こすことがあります。η Carinae はその典型的な例であり、^{[ 20 ]} P Cygni は 300〜400 年前に 1 つ以上の同様の爆発を示しましたが、^{[ 21 ]}現在では外部銀河で数十件の爆発がカタログ化されています。これらの多くは当初超新星として分類されましたが、異常な特徴のために再調査されました。^{[ 22 ]}爆発の性質と前駆星の性質は非常に多様であるようで、^{[ 23 ]}爆発には複数の異なる原因があると考えられます。歴史的な η Carinae と P Cygni の爆発、および最近外部銀河で観測されたいくつかの爆発は数年または数十年続きましたが、一部の超新星偽装イベントは数か月以内に通常の明るさまで低下しました。よく研究されている例は次のとおりです。

• SN 1954J
• SN 1961V
• SN 1997bs

初期の恒星進化モデルでは、LBVを生成する大質量星はしばしば、あるいは常に超新星として一生を終えるものの、超新星爆発はLBV段階では起こらないと予測されていた。SN 1987Aの始発星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始発星と関連付けられている。SN 2005glの始発星は、わずか数年前に爆発を起こしたと思われるLBVであることが示された。^{[ 24 ]}他のいくつかのIIn型超新星の始発星も検出されており、LBVであった可能性が高い。^{[ 25 ]}

• SN 2009ip
• SN 2010jl

モデルによると、太陽に近い金属量では、初期質量が約20～25 M☉_の恒星は、LBV 段階で超新星爆発を起こすと予測されています。これらの恒星は、太陽の数十万倍の光度を持つポスト赤色超巨星になります。超新星は II 型、おそらく IIb 型ですが、LBV 段階と黄色超巨星段階で発生する質量放出の増加エピソードにより IIn 型になる可能性もあります。^{[ 26 ]} 

LBVの識別には特徴的なスペクトルおよび測光変動の確認が必要ですが、これらの星は何十年または何世紀にもわたって「静止」状態にあることがあり、その間は他の多くの高温で明るい星と区別できません。候補となる高光度青色変光星（cLBV）は、そのスペクトルまたは光度に基づいて比較的迅速に識別でき、最近の調査で天の川銀河に数十個のcLBVがカタログ化されています。^{[ 27 ]}

最近の高密度星団の研究と高光度星の質量分析により、天の川銀河には数百個しかないと考えられるLBVが数十個特定されているが、特徴的な変動タイプを確認するのに十分な詳細さで観測されたものはほとんどない。さらに、マゼラン雲のLBVの大部分が特定されており、M31とM33には数十個、その他の局所銀河群には少数のLBVが特定されている。^{[ 28 ]}

• ハイパーノヴァ
• ハイパージャイアント

• GCVS：SDOR変光星のリスト