Kirkas sininen muuttuja
Kirkas sininen muuttuja (engl. "Luminous Blue Variable", LBV) on hyvin massiivinen ja kirkas sininen hyperjättiläinen. Tyypillisesti LBV:n massa on ehkä 40 – 130 Auringon massaa ja tähden kokonaissäteilyteho miljoonan auringon luokkaa. Tämän tyyppisen tähden suuren kirkkauden vuoksi säteilypaine on valtava, mikä aiheuttaa tähden pintakerrosten kaasun viskautumista ulos tähdestä (tähtituuli). LBV:t ovat muuttuvia tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu usein äkillisesti ja epäsäännöllisesti. Purkausten välistä vaihetta sanotaan hiljaiseksi siniseksi vaiheeksi.
Kirkkauden lisäksi myös tähtien lämpötila ja spektri muuttuuvat voimakkaasti. Näihin tähtiin luetaan P Cygni, S Doradus ja Hubble-Sandage-muuttujat. Kirkkaat siniset muuttujat ovat astrofysikaalisessa mielessä lähellä O- ja B-tähtiä, Ofpe/WN9-tähtiä, Wolfin–Rayetin tähtiä sekä B[e]-tähtiä. Paikallisesta galaksiryhmästä tunnetaan vain 32 LBV-tyypin muuttujaa, mikä tekee niistä erään harvinaisimmista tähtityypeistä.
Kirkkaiden sinisten muuttujien ryhmään kuuluvat tunnetut absoluuttisesti hyvin kirkkaat Eta Carinae, P Cygni ja Pistoolitähti sekä AG Carinae. Näiden tähtien lämpötilat ovat 13 000 – 30 000 kelviniä, ja niiden spektriluokka on O tai B. Kirkastumisten aikana lämpötilat putoavat 8 000 – 9 000 kelvinin tienoille ja spektriluokka myöhäiseen A:han tai varhaiseen F:ään. Uskotaan, ettei tähden kokonaiskirkkaus (bolometrinen magnitudi) juurikaan vaihtele purkausten aikana vaan että kirkkauden, lämpötilan ja spektrin muutokset kytkeytyvät ulosviskautuviin kaasukuoriin. Tyypillisesti bolometrinen kirkkaus on -8,8 – -11,3. Hyvänä vertailukohteena voi pitää sitä, että bolometrinen kirkkaus -10 vastaa noin 800 000 Auringon energiantuotantoa.
Tähdistä puhaltaa säteilypaineen ajama voimakas hiukkasvirta poispäin vieden tähden massasta pois 0,0001 – 0,000 001 auringon massaa pois vuodessa, mutta kirkkaimpien LBV:ien tapauksessa määrä voi olla tuhannesosan tai ylikin. Suurella nopeudella tähtituulena avaruuteen ajautuva kaasu aiheuttaa LBV:n spektrin spektriviivoille hyvin tyypillisiä P Cygni -viivaprofiileja.
Suuren massan vuoksi näiden tähtien elinikä on lyhyt, ehkä jopa niinkin lyhyt kuin 40 000 vuotta, ja ne kehittyvät Wolfin-Rayetin tähdiksi puhallettuaan ulkokuortaan pois. Jos LBV-tähden elinikä on 100 000 vuotta, se saattaa menettää noin yhden auringon massan ja enemmänkin purkauksissaan. Tähtien purkauskaasuissa on runsaasti typpeä ja heliumia. On arveltu, että nämä tähdet edustavat välivaihetta vedyn palamisen ja heliumin palamisen välillä.
LBV-muuttujien välittömät seuraajat tähtien kehitysjanalla ovat luultavimmin myöhäisiä Wolfin–Rayetin tähtiä, joiden spektrityyppi WNL tai WN6-9. Ofpe/WN9-tähtien uskotaan olevan uinuvia LBV-muuttujia, eivätkä nämä tähdet kuulu muiden Wolfin–Rayetin tähtien heliumpääsarjaan. Joitain punaisiksi jättiläisiksi kehittyneitä LBV-muuttujia pienimassaisempia tähtiä sanotaan (R66, AE Andromedae) "punaisiksi LBV:iksi". Niiden massat ovat 20 – 30 Auringon massaa, ja niihin kuuluvat OH/IR-tähdet, jotka vaihtelevat huomattavasti kirkkaudeltaan.
LBV-muuttujia ei saa sotkea "sinisiin silmukoihin", jotka ovat osa normaalien jättiläistähtien kehitystä.Hiljaisissa sinisissä vaiheissa havaitaan päivissä tai kymmenissä päivissä 0,1 – 0,2 magnitudin "mikrovaihteluja". Esimerkiksi R71:n jakso oli ~23,5 päivää vuosina 1983–1985, lyhentyen ~14,3 päivään vuosiksi 1986–1987. Samansuuntaisia havaintoja on tehty mm. AG Carinaesta, jonka jakso on 10 päivää, ja HR Carinaesta, jonka jakso on ~20 päivää. Normaalien O- ja B-tähtien kirkkauden muutokset muistuttavat LBV-tähtien hiljaisia vaiheita.
Normaalit 1 – 2 magnitudin purkaukset eli S Doradus -purkaukset tapahtuvat muutamasta vuodesta muutamaan kymmeneen vuoteen jaksoissa. Näissä purkauksissa tähdet kirkastuvat muutamassa kuukaudessa jopa 2 magnitudia tähden fyysisen laajentumisnopeuden ollessa luokkaa 100 – 200 km/s. Tähtituulen aiheuttama massakato kasvaa 10 – 100 kertaiseksi rauhalliseen vaiheeseen verrattuna, ja kaasua voi levitä avaruuteen jopa 10 – 10 auringon massaa vuodessa.
Jättiläispurkaukset tapahtuvat satojen tai tuhansien vuosien välein. Esimerkiksi Eta Carinae kirkastui vuosina 1837–1860 muuttuen jopa Canopusta, taivaan toiseksi kirkkainta tähteä, kirkkaammaksi. P Cygni kirkastui 3. suuruusluokan tähdeksi 1600-luvulla. Jättiläispurkauksen aikana tähden bolometrinen kirkkaus saattaa olla -17 ja tähti voi menettää 1 – 2 auringon massaa kaasua. On viitteitä, joiden mukaan jotkin valokäyrältään erikoislaatuiset supernovat olisivat todellisuudessa LBV-tähtien jättiläispurkauksia.
Joitain LBV-muuttujia. Massakato on auringon massoina vuodessa: se ilmoittaa tähtituulen mukana pois ajautuvan massan suuruuden.
LBV-tähtiä on tutkittu runsaasti, mutta niiden fysiikkaa tunnetaan edelleen heikosti. Laaja katsaus aiheeseen on artikkelissa Huphreys & Davidson (1994) "The Luminous Blue Variables: Astrophysical Geysers", Publ. Ast. Soc. Pac. 106, 1025 – 1051