Bleu lumineux variable - Luminous blue variable

Variable bleue lumineuse AG Carinae vue par le télescope spatial Hubble

Les variables bleues lumineuses ( LBV ) sont des étoiles évoluées massives qui présentent des variations imprévisibles et parfois dramatiques à la fois dans leur spectre et leur luminosité. Ils sont également connus sous le nom de variables S Doradus après S Doradus , l' une des étoiles les plus brillantes du Grand Nuage de Magellan . Ils sont extraordinairement rares avec seulement 20 objets répertoriés dans le Catalogue général des étoiles variables en tant que SDor, et un certain nombre d'entre eux ne sont plus considérés comme des LBV.

Découverte et histoire

Profil P Cygni d'une raie spectrale

Les étoiles LBV P Cygni et Carinae sont connues comme des variables inhabituelles depuis le 17ème siècle, mais leur vraie nature n'a été pleinement comprise que beaucoup plus récemment.

En 1922, John Charles Duncan a publié les trois premières étoiles variables jamais détectées dans une galaxie externe, les variables 1, 2 et 3, dans la Galaxie du Triangle (M33). Ceux-ci ont été suivis par Edwin Hubble avec trois autres en 1926 : A, B et C dans M33. Puis, en 1929, Hubble a ajouté une liste de variables détectées dans M31 . Parmi ceux-ci, Var A, Var B, Var C et Var 2 dans M33 et Var 19 dans M31 ont été suivis d'une étude détaillée par Hubble et Allan Sandage en 1953. Var 1 dans M33 a été exclu car trop faible et Var 3 avait déjà été classée comme variable céphéide . À l'époque, elles étaient simplement décrites comme des variables irrégulières, bien que remarquables pour être les étoiles les plus brillantes de ces galaxies. L'article original de Hubble Sandage contient une note de bas de page indiquant que S Doradus pourrait être le même type d'étoile, mais a exprimé de fortes réserves, de sorte que le lien devrait attendre plusieurs décennies pour être confirmé.

Des articles ultérieurs ont qualifié ces cinq étoiles de variables de Hubble-Sandage. Dans les années 1970, Var 83 dans M33 et AE Andromedae , AF Andromedae (=Var 19), Var 15 et Var A-1 dans M31 ont été ajoutés à la liste et décrits par plusieurs auteurs comme des "variables de bleu lumineux", bien qu'il ait été pas considéré comme un nom formel à l'époque. Les spectres se sont avérés contenir des raies avec des profils P Cygni et ont été comparés à η Carinae. En 1978, Roberta M. Humphreys a publié une étude de huit variables dans M31 et M33 (hors Var A) et les a qualifiées de variables bleues lumineuses, tout en faisant le lien avec la classe d'étoiles variables S Doradus. En 1984, lors d'une présentation au symposium de l'IAU, Peter Conti a formellement regroupé les variables S Doradus, les variables Hubble-Sandage, Carinae, P Cygni et d'autres étoiles similaires sous le terme « variables bleu lumineux » et l'a raccourci en LBV. Il les a également clairement séparés de ces autres étoiles bleues lumineuses, les étoiles Wolf-Rayet.

Les types d'étoiles variables sont généralement nommés d'après le premier membre découvert comme variable, par exemple les variables δ Sct nommées d'après l'étoile δ Sct . La première variable bleue lumineuse à être identifiée comme une étoile variable était P Cygni, et ces étoiles ont été appelées variables de type P Cygni. Le Catalogue général des étoiles variables a décidé qu'il y avait une possibilité de confusion avec les profils P Cygni , qui se produisent également dans d'autres types d'étoiles, et a choisi l'acronyme SDOR pour « variables de type S Doradus ». Le terme « variable S Doradus » a été utilisé pour décrire P Cygni, S Doradus, Carinae et les variables Hubble-Sandage en tant que groupe en 1974.

Propriétés physiques

Partie supérieure du diagramme HR montrant l'emplacement de la bande d'instabilité S Doradus et l'emplacement des explosions de LBV. La séquence principale est la fine ligne inclinée en bas à gauche.

Les LBV sont des étoiles supergéantes (ou hypergéantes ) massives et instables qui présentent une variété de variations spectroscopiques et photométriques, le plus évidemment des explosions périodiques et des éruptions occasionnelles beaucoup plus importantes .

Dans leur état "au repos", ce sont généralement des étoiles de type B, parfois légèrement plus chaudes, avec des raies d'émission inhabituelles. On les trouve dans une région du diagramme de Hertzsprung-Russell connue sous le nom de bande d'instabilité S Doradus , où les moins lumineuses ont une température d'environ 10 000 K et une luminosité d'environ 250 000 fois celle du Soleil, tandis que les plus lumineuses ont une température d'environ 25 000 K et une luminosité plus d'un million de fois celle du Soleil, ce qui en fait l'une des étoiles les plus lumineuses de toutes.

Au cours d'une explosion normale, la température diminue à environ 8 500 K pour toutes les étoiles, légèrement plus chaude que les hypergéantes jaunes . La luminosité bolométrique reste généralement constante, ce qui signifie que la luminosité visuelle augmente quelque peu d'une magnitude ou deux. S Doradus est typique de ce comportement. Quelques exemples ont été trouvés où la luminosité semble changer au cours d'une explosion, mais les propriétés de ces étoiles inhabituelles sont difficiles à déterminer avec précision. Par exemple, AG Carinae peut diminuer de luminosité d'environ 30 % lors des explosions ; et AFGL 2298 a été observé pour augmenter considérablement sa luminosité lors d'une explosion bien qu'il ne soit pas clair si cela doit être classé comme une éruption géante modeste . S Doradus caractérise ce comportement, qui a été appelé cycle fort-actif , et il est considéré comme un critère clé pour identifier les variables bleues lumineuses. Deux périodicités distinctes sont observées, soit des variations dépassant 20 ans, soit inférieures à 10 ans. Dans certains cas, les variations sont beaucoup plus faibles, inférieures à la moitié d'une magnitude, avec seulement de petites réductions de température. Ceux-ci sont appelés cycles faiblement actifs et se produisent toujours sur des échelles de temps inférieures à 10 ans.

Certains LBV ont subi des éruptions géantes avec une perte de masse et une luminosité considérablement accrues, si violentes que plusieurs ont été initialement cataloguées comme des supernovae. Les explosions signifient qu'il y a généralement des nébuleuses autour de ces étoiles; η Carinae est l'exemple connu le mieux étudié et le plus lumineux, mais peut ne pas être typique. On suppose généralement que toutes les variables bleues lumineuses subissent une ou plusieurs de ces grandes éruptions, mais elles n'ont été observées que dans deux ou trois étoiles bien étudiées et peut-être une poignée d'imposteurs de supernova. Les deux exemples clairs dans notre galaxie, P Cygni et Carinae, et l'exemple possible dans le Petit Nuage de Magellan, HD 5980A, n'ont pas montré de variations de cycle fort. Il est encore possible que les deux types de variabilité se produisent dans des groupes d'étoiles différents. Des simulations 3D ont montré que ces explosions peuvent être causées par des variations d'opacité de l'hélium.

De nombreuses variables bleues lumineuses montrent également une variabilité de faible amplitude avec des périodes inférieures à un an, qui semblent typiques des variables Alpha Cygni , et des variations stochastiques (c'est-à-dire totalement aléatoires).

Les variables bleues lumineuses sont par définition plus lumineuses que la plupart des étoiles et aussi plus massives, mais dans une fourchette très large. Le plus lumineux sont plus d'un million  L ☉ et ont des masses approche, peut - être supérieur à 100  M ☉ . Les moins lumineux ont luminosités environ un quart de million  de L ☉ et des masses aussi bas que 10  M ☉ , bien qu'ils auraient été beaucoup plus massif que les étoiles de la séquence principale. Ils ont tous des taux de perte de masse élevés et montrent une certaine augmentation de l'hélium et de l'azote.

Évolution

La nébuleuse de l'Homonculus , produite par le Grand Déchaînement de η Carinae

En raison de la masse importante et de la luminosité élevée de ces étoiles, leur durée de vie est très courte : seulement quelques millions d'années au total et beaucoup moins d'un million d'années dans la phase LBV. Ils évoluent rapidement sur des échelles de temps observables ; des exemples ont été détectés où des étoiles avec des spectres Wolf-Rayet (WNL/Ofpe) se sont développées pour montrer des explosions de LBV et une poignée de supernovae ont été attribuées à des progéniteurs probables de LBV. Des recherches théoriques récentes confirment ce dernier scénario, où les étoiles variables bleues lumineuses sont le stade évolutif final de certaines étoiles massives avant qu'elles n'explosent en supernovae, pour au moins les étoiles avec des masses initiales comprises entre 20 et 25 masses solaires . Pour les étoiles plus massives, les simulations informatiques de leur évolution suggèrent que la phase variable bleu lumineux a lieu pendant les dernières phases de combustion de l'hydrogène du cœur (LBV avec une température de surface élevée), la phase de combustion de l'enveloppe d'hydrogène (LBV avec une température de surface plus basse) et la première partie de la phase de combustion de l'hélium du cœur (LBV avec à nouveau une température de surface élevée) avant de passer à la phase Wolf-Rayet , ce qui est analogue aux phases de géante rouge et de supergéante rouge des étoiles moins massives.

Il semble y avoir deux groupes de LBV, l'un avec des luminosités supérieures à 630 000 fois le Soleil et l'autre avec des luminosités inférieures à 400 000 fois le Soleil, bien que cela soit contesté dans des recherches plus récentes. Des modèles ont été construits montrant que le groupe de luminosité inférieure est constitué de supergéantes post-rouges avec des masses initiales de 30 à 60 fois le Soleil, tandis que le groupe de luminosité plus élevée sont des étoiles de population II avec des masses initiales de 60 à 90 fois le Soleil qui n'ont jamais développer des supergéantes rouges , bien qu'elles puissent devenir des hypergéantes jaunes . Certains modèles suggèrent que les LBV sont une étape dans l'évolution des étoiles très massives nécessaires pour qu'elles perdent leur masse excédentaire, tandis que d'autres exigent que la majeure partie de la masse soit perdue à un stade plus précoce de supergéante froide. Les explosions normales et les vents stellaires à l'état de repos ne sont pas suffisants pour la perte de masse requise, mais les LBV produisent parfois des explosions anormalement grandes qui peuvent être confondues avec une faible supernova et celles-ci peuvent perdre la masse nécessaire. Les modèles récents s'accordent tous pour dire que le stade LBV se produit après le stade de la séquence principale et avant le stade Wolf-Rayet appauvri en hydrogène, et que pratiquement toutes les étoiles LBV finiront par exploser en supernovae. Les LBV peuvent apparemment exploser directement en tant que supernova, mais probablement seulement une petite fraction le fait. Si l'étoile ne perd pas assez de masse avant la fin de l'étape LBV, elle peut subir une supernova particulièrement puissante créée par l' instabilité des paires . Les derniers modèles d'évolution stellaire suggèrent que certaines étoiles uniques avec des masses initiales environ 20 fois supérieures à celle du Soleil exploseront en tant que LBV comme les supernovae de type II-P, IIb ou de type Ib, tandis que les étoiles binaires subissent une évolution beaucoup plus complexe à travers le dépouillement de l'enveloppe conduit à des résultats moins prévisibles.

Explosions de type supernova

Étoiles similaires à Carinae dans les galaxies voisines

Les étoiles variables bleues lumineuses peuvent subir des « explosions géantes » avec une perte de masse et une luminosité considérablement accrues. η Carinae est l'exemple prototypique, avec P Cygni montrant une ou plusieurs explosions similaires il y a 300 à 400 ans, mais des dizaines ont maintenant été cataloguées dans des galaxies externes. Beaucoup d'entre eux ont été initialement classés comme supernovae mais réexaminés en raison de caractéristiques inhabituelles. La nature des explosions et des étoiles progénitrices semble être très variable, les explosions ayant très probablement plusieurs causes différentes. Les explosions historiques de η Carinae et P Cygni, et plusieurs observées plus récemment dans des galaxies externes, ont duré des années ou des décennies alors que certains des événements d' imposteur de supernova sont tombés à une luminosité normale en quelques mois. Des exemples bien étudiés sont :

Les premiers modèles d'évolution stellaire avaient prédit que bien que les étoiles de grande masse qui produisent des LBV finiraient souvent ou toujours leur vie en tant que supernovae, l'explosion de la supernova ne se produirait pas au stade LBV. Poussé par le géniteur de SN 1987A étant une supergéante bleue, et très probablement un LBV, plusieurs supernovae ultérieures ont été associées aux géniteurs du LBV. L'ancêtre de SN 2005gl s'est avéré être un LBV apparemment en éruption quelques années plus tôt. Des progéniteurs de plusieurs autres supernovae de type IIn ont été détectés et étaient probablement des LBV :

La modélisation suggère que , à métallicité quasi-solaire, les étoiles avec une masse initiale d' environ 20-25  M ☉ va exploser en supernova alors que dans la phase de LBV de leur vie. Ce seront des post-supergéantes rouges avec des luminosités de quelques centaines de milliers de fois celle du Soleil. La supernova devrait être de type II, très probablement de type IIb, bien que possiblement de type IIn en raison d'épisodes de perte de masse accrue qui se produisent sous forme de LBV et au stade hypergéant jaune .

Liste des LBV

Voir aussi : Liste des étoiles les plus lumineuses

L'identification des LBV nécessite la confirmation des variations spectrales et photométriques caractéristiques, mais ces étoiles peuvent être « au repos » pendant des décennies ou des siècles, période au cours de laquelle elles ne peuvent être distinguées de beaucoup d'autres étoiles lumineuses chaudes. Une variable bleue lumineuse candidate (cLBV) peut être identifiée relativement rapidement sur la base de son spectre ou de sa luminosité, et des dizaines ont été cataloguées dans la Voie lactée lors de relevés récents.

Des études récentes d'amas denses et une analyse spectrographique de masse d'étoiles lumineuses ont identifié des dizaines de LBV probables dans la Voie lactée sur une population totale probable de quelques centaines, bien que peu aient été observés avec suffisamment de détails pour confirmer les types caractéristiques de variabilité. De plus, la majorité des LBV dans les Nuages ​​de Magellan ont été identifiés, plusieurs dizaines dans M31 et M33, plus une poignée dans d'autres groupes locaux de galaxies.

η Carinae , une variable bleue lumineuse vue de l' observatoire de rayons X Chandra

Notre galaxie :

LMC :

SMC :

M31 :

M33 :

  • Var 2 (une étoile extrêmement chaude ne montrant aucune variabilité depuis 1935 et peu étudiée)
  • Var 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290 (étoile de Romano, un LBV inhabituellement chaud)

NGC 2403 :

NGC 2366 ( NGC 2363 )

NGC 4736

  • NGC 4736_1


PHL 293B

  • Étoile sans nom qui a subi une explosion de 1998 à 2008 lors d'un événement inhabituel semblable à une supernova, et a maintenant disparu

Un certain nombre de cLBV de la Voie lactée sont bien connus en raison de leur luminosité extrême ou de leurs caractéristiques inhabituelles, notamment :

D'autres étoiles bien connues qui ne sont pas actuellement classées comme LBV mais peuvent être en transition vers des LBV, ont été des LBV relativement récemment ou sont des LBV dans une phase stable :

  • Zeta-1 Scorpii (hypergéante aux yeux nus)
  • IRC+10420 (hypergéante jaune qui a augmenté sa température dans la gamme LBV)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, une hypergéante jaune inhabituelle évoluant vers le bleu)
  • Rho Cassiopeiae (hypergéante jaune instable souffrant de crises périodiques)

Voir également

Les références

Liens externes