S Doradus

Lịch sử

S Doradus đã được ghi nhận vào năm 1897 như một ngôi sao khác thường và biến, trong Secchi loại I với các vạch sáng của H α, β H và H γ.  Sự công nhận chính thức như một ngôi sao biến đổi đã được gán cho tên S Doradus vào năm 1904 trong phần bổ sung thứ hai cho Danh mục các ngôi sao biến đổi.
S Dor đã được quan sát nhiều lần trong những thập kỷ tới. Năm 1924, nó được mô tả là "Lớp P Cygni" và được ghi lại ở cường độ nhiếp ảnh 9,5  Năm 1925, cường độ tuyệt đối của nó được ước tính là.98,9. Năm 1933, nó được liệt kê là một ngôi sao Beq cường độ thứ 9 với các đường hydro sáng. Đó là ngôi sao sáng nhất được biết đến vào thời điểm đó.
Năm 1943, sự biến thiên được hiểu là do sự lu mờ của một người bạn đồng hành nhị phân, quay quanh với thời gian 40 năm. Điều này đã được bác bỏ vào năm 1956, khi độ biến thiên được mô tả là không đều và phổ là A0 với các cấu hình P Cygni và phát xạ cho nhiều vạch quang phổ. Độ sáng được quan sát là giảm 0,8 độ từ năm 1954 đến năm 1955. Đồng thời, S Doradus được ghi nhận là tương tự với các biến Hubble-Sandage, LBV được phát hiện trong M31 và M33. Tối thiểu 1955 ngắn gọn được theo sau bởi mức tối thiểu sâu vào năm 1964, khi phổ được so sánh với Eta Carinae tương phản mạnh với phổ giữa A ở độ sáng bình thường.
Đến năm 1969, bản chất của S Doradus vẫn chưa chắc chắn, được coi là một ngôi sao theo trình tự chính, nhưng trong thập kỷ tiếp theo, sự đồng thuận đã giải quyết các biến loại S Doradus và các biến Hubble-Sandage được phát triển siêu lớn. Cuối cùng, họ đã được đặt tên là Biến xanh dạ quang vào năm 1984, được đặt ra một phần vì sự giống nhau của từ viết tắt LBV với lớp LPV được xác định rõ của các ngôi sao biến đổi. Hệ thống phân loại được xác định cho Danh mục chung của các ngôi sao biến đổi có trước ngày này và vì vậy từ viết tắt SDOR được sử dụng cho LBV.

Vùng lân cận

S Doradus là thành viên sáng nhất của cụm mở NGC 1910, còn được gọi là hiệp hội sao LH41, có thể nhìn thấy trong ống nhòm như một ngưng tụ sáng trong thanh chính của LMC. Đây là trong tinh vân phát xạ N119, có hình dạng xoắn ốc đặc biệt. Nó là một trong những ngôi sao riêng lẻ sáng nhất trong LMC, đôi khi là ngôi sao sáng nhất. Chỉ có một số ít các ngôi sao cường độ thứ 9 khác trong LMC, chẳng hạn như Sao siêu khổng lồ vàng HD 33579.
Có một số cụm nhỏ gọn gần S Doradus, trong hiệp hội NGC 1910 / LH41 chung. Khoảng cách gần nhất chưa đến bốn phút, chứa hai trong số ba ngôi sao WO trong toàn bộ LMC và toàn bộ cụm có độ sáng tương đương với S Doradus. Xa hơn một chút là NGC 1916. Một LBV khác, R85, chỉ cách đó hai phút. Vùng hình thành sao giàu có này cũng có một ngôi sao Wolf-Rayet thứ ba, ít nhất là 10 siêu sao khác và ít nhất 10 sao hạng O.
S Doradus có một số ngôi sao đồng hành thân thiết. Danh mục sao đôi Washington liệt kê hai ngôi sao cường độ thứ 11 cách xa 5 ", ở khoảng cách LMC là khoảng bốn năm ánh sáng. Một người bạn đồng hành gần gũi hơn đã được tìm thấy bằng cách sử dụng Cảm biến dẫn hướng tốt của Kính viễn vọng Không gian Kính viễn vọng Hubble, cách xa 1,7 "và bốn cường độ mờ hơn. Có những ngôi sao khác ở gần đó, đáng chú ý nhất là siêu sao OB cường độ 12 độ 13 ".

Sự thay đổi

Ngôi sao này thuộc lớp sao S Doradus cùng tên của nó, cũng được chỉ định là biến màu xanh lam hoặc LBV. LBV thể hiện những thay đổi chậm chạp trong độ sáng, được nhấn mạnh bởi sự bùng nổ thường xuyên. S Doradus thường là một ngôi sao có cường độ 9 độ, thay đổi vài phần mười độ lớn theo thời gian của một vài tháng, được đặt chồng lên các biến thể có cường độ khoảng vài năm. Phạm vi cực đoan của các biến thể này là từ khoảng cường độ thị giác 8,6 - 10,4. Cứ sau vài thập kỷ, nó lại cho thấy độ sáng giảm mạnh hơn, xuống mức thấp nhất là 11,5. Bản chất của biến thể là hơi bất thường đối với LBV; S Doradus thường ở trạng thái bộc phát, chỉ thỉnh thoảng mờ dần sang trạng thái không hoạt động, đặc trưng của hầu hết các ngôi sao trong lớp. 
Màu sắc của S Doradus thay đổi khi độ sáng của nó thay đổi, xanh nhất khi ngôi sao mờ nhất. Đồng thời, phổ cho thấy những thay đổi mạnh mẽ. Nó thường là một siêu cấp A cực kỳ với các cấu hình P Cygni trên nhiều dòng (ví dụ: A5eq  hoặc A2 / 3Ia ⁺ e ). Ở độ sáng tối đa, quang phổ có thể trở nên mát như siêu lớp F, với các đường kim loại bị ion hóa mạnh và hầu như không có thành phần phát xạ. Ở độ sáng tối thiểu, phổ bị chi phối bởi phát xạ, các dòng Fe bị cấm đặc biệt ii
Nỗ lực xác định tính đều đặn trong những thay đổi độ sáng không thể đoán trước cho thấy khoảng thời gian khoảng 100 ngày đối với các biến đổi biên độ nhỏ gần độ sáng tối đa. Ở độ sáng tối thiểu, các vi sai này được coi là xảy ra trong khoảng thời gian dài tới 195 ngày. Các biến thể chậm hơn đã được đặc trưng với khoảng thời gian 6,8 năm, với khoảng 35 354040 giữa các cực tiểu sâu. Các biến thể tương tự như sự thay đổi độ sáng được hiển thị bởi các biến α Cygni, là các siêu sao nóng ít phát sáng hơn.

Dải không ổn định

Các biến Doradus (LBV) hiển thị trạng thái tĩnh và bộc phát riêng biệt. Trong giai đoạn hoạt động, LBV nằm dọc theo một đường chéo trong Sơ đồ HR được gọi là Dải không ổn định S Doradus, với các ví dụ phát sáng hơn có nhiệt độ nóng hơn.
Lý thuyết chuẩn là các vụ nổ LBV xảy ra khi tổn thất khối lượng tăng lên và một cơn gió sao cực kỳ dày đặc tạo ra một ảnh giả giả. Nhiệt độ xuống cho đến khi opacity gió bắt đầu giảm, có nghĩa là tất cả các cơn giận dữ LBV đạt tới nhiệt độ khoảng 8.000-9.000 K. Độ sáng bolometric trong sự bùng phát khi được coi là phần lớn vẫn không thay đổi, nhưng độ sáng tăng thị giác như những thay đổi bức xạ từ tia cực tím vào thị giác phạm vi. Các cuộc điều tra chi tiết đã chỉ ra rằng một số LBV dường như thay đổi độ sáng từ tối thiểu đến tối đa. S Doradus đã được tính toán là ít phát sáng hơn ở độ sáng tối đa (nhiệt độ tối thiểu), có thể là kết quả của năng lượng tiềm năng đi vào sự giãn nở của một phần đáng kể của ngôi sao. AG Carinae và HR Carinae cho thấy độ sáng giảm tương tự trong một số nghiên cứu, nhưng trong trường hợp thuyết phục nhất, AFGL 2298 đã tăng độ sáng trong quá trình phát nổ.
Những vụ phun trào lớn hơn hiếm hoi có thể xuất hiện dưới dạng siêu tân tinh dưới ánh sáng kéo dài và được gọi là những kẻ mạo danh siêu tân tinh. Nguyên nhân của vụ phun trào vẫn chưa được biết, nhưng ngôi sao vẫn sống sót và có thể trải qua nhiều lần phun trào. Eta Carinae và P Cygni là những ví dụ duy nhất được biết đến trong dải ngân hà và S Doradus đã không cho thấy một vụ phun trào như vậy.

Thuộc tính sao

Nhiệt độ của LBV rất khó xác định vì quang phổ rất đặc biệt và hiệu chuẩn màu không áp dụng, do đó, có thể tính toán chính xác các thay đổi độ sáng liên quan đến các biến đổi độ sáng. Trong phạm vi sai số, người ta thường cho rằng độ chói không đổi trong tất cả các lần bùng phát LBV. Điều này có khả năng nếu sự bùng phát chỉ bao gồm một cơn gió sao mờ đục tạo thành một hình ảnh giả để bắt chước một ngôi sao lạnh lớn hơn.
Vật lý khí quyển tốt hơn và các quan sát về sự thay đổi độ sáng trong một số vụ nổ LBV đã gây nghi ngờ cho các mô hình ban đầu. Bầu không khí của S Doradus đã được mô hình hóa chi tiết giữa mức tối thiểu bình thường ở cường độ 10,2 năm 1985 và tối đa ở cường độ 9.0 vào năm 1989. Nhiệt độ được tính toán giảm từ 20.000 K xuống còn 9.000 K và độ sáng giảm từ 1.400.000    đến 708.000. Điều này tương ứng với sự gia tăng bán kính của bề mặt có thể nhìn thấy của ngôi sao từ 100    đến 380     Một phép tính đơn giản hơn về sự biến đổi từ mức tối thiểu năm 1965 ở mức tối đa 11,5 đến mức tối đa năm 1989 cho phép giảm nhiệt độ từ 35.000 K xuống còn 8.500 K và độ sáng giảm từ 2.000.000    đến 910.000. Trong một khoảng thời gian ngắn trong thời gian tối đa vào cuối năm 1999, nhiệt độ giảm xuống còn từ 7.500 K đến 8.500 K, mà không có sự thay đổi đáng kể về độ sáng. Điều này là bình thường trong các LBV khác tối đa và tuyệt vời như họ có thể nhận được, nhưng nó đã không được nhìn thấy trong S Doradus trước đó, hoặc kể từ đó. Các quan sát của AG Carinae đã chỉ ra rằng bất kỳ sự thay đổi độ sáng giữa tối thiểu và tối đa có thể xảy ra đột ngột trong một phạm vi nhiệt độ nhỏ, với độ sáng xấp xỉ không đổi trong phần còn lại của đường cong ánh sáng.
Khối lượng của LBV rất khó tính trực tiếp trừ khi nó nằm trong hệ thống nhị phân. Trọng lực bề mặt thay đổi đáng kể và rất khó đo từ các vạch phổ đặc biệt và bán kính được xác định kém. LBV được cho là tiền thân trực tiếp của các ngôi sao Wolf-Rayet, nhưng có thể chỉ được tiến hóa từ chuỗi sao chính hoặc sao siêu đỏ sau có khối lượng thấp hơn nhiều. Trong trường hợp của S Doradus, khối lượng hiện tại có thể nằm trong phạm vi 20 - 45 lần khối lượng Mặt Trời.