Doradus - S Doradus
| Données d'observation Époque J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Constellation | Dorado |
| Ascension droite | 05 h 18 m 14.3572 s |
| Déclinaison | −69° 15′ 01.148″ |
| Magnitude apparente (V) | 8,6 – 11,5 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | B8/9eq – F0/5:Iae |
| Indice de couleur U−B | –0.98 |
| Indice de couleur B−V | +0.11 |
| Type de variable | Doradus |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale (R v ) | +228 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : 1,735 mas / an Déc. : 0,280 mas / an |
| Parallaxe (π) | 0,0073 ± 0,0371 mas |
| Distance | 169 000 ly (51 800 pc ) |
| Magnitude absolue (M V ) |
–7,6 (1965) –10,0 (1989) |
| Des détails | |
| Masse |
24+16 −2 M ☉ |
| 1989 (maximum) | |
| Rayon | 380 R ☉ |
| Luminosité | 910 000 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 0,6 cg |
| Température | 8 500 K |
| 1985 (minimum) | |
| Rayon | 100 R ☉ |
| Luminosité | 1400000 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 1,6 centigramme |
| Température | 20 000 K |
| 1965 (minimum profond) | |
| Luminosité | 2 000 000 L ☉ |
| Température | 35 000 K |
| Autres désignations | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Les données |
S Doradus (également connu sous le S Dor ) est l' un des plus brillants étoiles dans le Grand Nuage de Magellan (LMC), une galaxie satellite de la Voie Lactée , situé roughtly 160.000 années-lumière loin. L'étoile est une variable bleue lumineuse , et l'une des étoiles les plus lumineuses connues , ayant une luminosité variant largement au-dessus et en dessous de 1 000 000 de fois la luminosité du Soleil , bien qu'elle soit trop éloignée pour être vue à l'œil nu.
Histoire
S Doradus a été noté en 1897 comme une étoile inhabituelle et variable, de Secchi type I avec des lignes lumineuses de H α , H β et H γ . La reconnaissance formelle en tant qu'étoile variable est venue de l'attribution du nom S Doradus en 1904 dans le deuxième supplément au Catalogue des étoiles variables.
S Dor a été observé à plusieurs reprises au cours des décennies à venir. En 1924, il a été décrit comme « classe P Cygni » et enregistré à une magnitude photographique de 9,5. En 1925, sa magnitude absolue a été estimée à -8,9. En 1933, elle a été répertoriée comme une étoile Beq de magnitude 9 avec des raies d'hydrogène brillantes. C'était l'étoile la plus lumineuse connue à cette époque.
En 1943, la variabilité a été interprétée comme étant due à des éclipses d'un compagnon binaire, en orbite avec une période de 40 ans. Cela a été réfuté en 1956, lorsque la variabilité a été décrite comme irrégulière et le spectre comme A0 avec des profils P Cygni et une émission pour de nombreuses raies spectrales. On a observé que la luminosité diminuait de 0,8 magnitude de 1954 à 1955. Dans le même temps, S Doradus a été noté comme étant similaire aux variables Hubble-Sandage , les LBV découverts dans M31 et M33 . Le bref minimum de 1955 a été suivi d'un profond minimum en 1964, lorsque le spectre a été comparé à Eta Carinae en contraste fort avec le spectre moyen A à luminosité normale.
En 1969, la nature de S Doradus était encore incertaine, considérée comme une étoile pré-séquence principale, mais au cours de la décennie suivante, le consensus s'est établi sur les variables de type S Doradus et les variables de Hubble-Sandage étant devenues des supergéantes massives. Ils ont finalement reçu le nom de "variables bleues lumineuses" en 1984, inventé en partie à cause de la similitude de l'acronyme LBV avec la classe bien définie LPV des étoiles variables. Le système de classification défini pour le Catalogue général des étoiles variables est antérieur à celui-ci et l'acronyme SDOR est donc utilisé pour les LBV.
Alentours
S Doradus est le membre le plus brillant de l'amas ouvert NGC 1910 , également connu sous le nom d' association stellaire LH41 , visible aux jumelles sous la forme d'une condensation brillante dans la barre principale du LMC. C'est dans la nébuleuse à émission N119 , qui a une forme de spirale distinctive. C'est l'une des étoiles individuelles les plus brillantes visuellement du LMC, parfois la plus brillante. Il n'y a qu'une poignée d'autres étoiles de magnitude 9 dans le LMC, comme l' hypergéante jaune HD 33579 .
Il existe plusieurs amas compacts près de S Doradus, au sein de l'association générale NGC 1910/LH41. La plus proche est à moins de quatre minutes d'arc, contient deux des trois étoiles WO dans l'ensemble du LMC, et l'ensemble de l'amas a à peu près la même luminosité que S Doradus. Un peu plus loin se trouve NGC 1916 . Un autre LBV, R85 , est à seulement deux minutes d'arc. Cette riche région de formation d'étoiles abrite également une troisième étoile Wolf-Rayet , au moins dix autres supergéantes et au moins dix étoiles de classe O.
S Doradus a un certain nombre d'étoiles proches. Le Washington Double Star Catalogue répertorie deux étoiles de magnitude 11 à 5″, ce qui, à la distance du LMC, est d'environ quatre années-lumière. Un compagnon beaucoup plus proche a été trouvé en utilisant le capteur de guidage fin du télescope spatial Hubble , à 1,7″ et quatre magnitudes plus faibles. Il y a d'autres étoiles proches, notamment une supergéante OB de magnitude 12 à 13″.
Variabilité
Cette étoile appartient à sa propre classe éponyme d' étoiles variables S Doradus , également désignées sous le nom de variables bleues lumineuses ou LBV. Les LBV présentent de longs et lents changements de luminosité, ponctués d'explosions occasionnelles. S Doradus est typiquement une étoile de magnitude 9, variant de quelques dixièmes de magnitude sur des échelles de temps de quelques mois, superposées à des variations d'une magnitude de l'ordre de plusieurs années. La gamme extrême de ces variations est d'environ magnitude visuelle 8,6 à 10,4. Toutes les quelques décennies, il montre une diminution plus spectaculaire de la luminosité, jusqu'à une magnitude de 11,5. La nature de la variation est quelque peu inhabituelle pour un LBV; S Doradus est généralement dans un état d'explosion, avec seulement des fondus occasionnels vers l'état de repos qui est typique de la plupart des étoiles de la classe.
La couleur de S Doradus change au fur et à mesure que sa luminosité varie, étant plus bleue lorsque l'étoile est la plus faible. Dans le même temps, le spectre montre des changements spectaculaires. Il s'agit généralement d'une supergéante extrême moyenne A avec des profils P Cygni sur de nombreuses lignes (par exemple A5eq ou A2/3Ia + e). À une luminosité maximale, le spectre peut devenir aussi froid qu'une supergéante F, avec de fortes raies métalliques ionisées et presque aucune composante d'émission. A luminosité minimale, le spectre est dominé par l'émission, en particulier les raies interdites de Fe ii mais aussi d'hélium et d'autres métaux. Aux minima profonds, ces caractéristiques sont encore plus prononcées, et l' émission de Fe iii apparaît également.
Les tentatives pour identifier la régularité des changements imprévisibles de luminosité suggèrent une période d'environ 100 jours pour les variations de faible amplitude proches de la luminosité maximale. À la luminosité minimale, ces microvariations sont considérées comme se produisant avec des périodes aussi longues que 195 jours. Les variations les plus lentes ont été caractérisées par une période de 6,8 ans, avec un intervalle de 35 à 40 ans entre les minima profonds. Les microvariations sont similaires aux changements de luminosité montrés par les variables Cygni , qui sont des supergéantes chaudes moins lumineuses.
La bande d'instabilité
Les variables S Doradus (LBV) présentent des états de repos et d'explosion distincts. Pendant la phase de repos, les LBV se trouvent le long d'une bande diagonale dans le diagramme H-R appelée bande d'instabilité S Doradus , les exemples les plus lumineux ayant des températures plus chaudes.
La théorie standard est que les explosions de LBV se produisent lorsque la perte de masse augmente et qu'un vent stellaire extrêmement dense crée une pseudo-photosphère. La température chute jusqu'à ce que l'opacité du vent commence à diminuer, ce qui signifie que toutes les explosions LBV atteignent une température d'environ 8 000 à 9 000 K. La luminosité bolométrique pendant les explosions est considérée comme restant en grande partie inchangée, mais la luminosité visuelle augmente à mesure que le rayonnement passe de l' ultraviolet au visuel. gamme. Des investigations détaillées ont montré que certains LBV semblent changer la luminosité du minimum au maximum. S Doradus a été calculé pour être moins lumineux à la luminosité maximale (température minimale), peut-être en raison de l'énergie potentielle entrant dans l'expansion d'une partie substantielle de l'étoile. AG Carinae et HR Carinae montrent des diminutions de luminosité similaires dans certaines études, mais dans le cas le plus convaincant, AFGL 2298 a augmenté sa luminosité lors de ses explosions.
De rares éruptions plus importantes peuvent apparaître comme des supernovae sous-lumineuses de longue durée et ont été qualifiées d' imposteurs de supernova . La cause des éruptions est inconnue, mais l'étoile survit et peut connaître plusieurs éruptions. Eta Carinae et P Cygni sont les seuls exemples connus dans la Voie lactée, et S Doradus n'a pas montré une telle éruption.
Propriétés stellaires
- van Genderen (2001), température au minimum dérivée de l' indice de couleur
- Lamers (1995), propriétés dérivées de l' atmosphère du modèle non LTE
- Humphreys & Davidson (1994), température à minimum suppose une luminosité constante
La température d'un LBV est difficile à déterminer car les spectres sont si particuliers et les étalonnages de couleurs standard ne s'appliquent pas, de sorte que les changements de luminosité associés aux variations de luminosité ne peuvent pas être calculés avec précision. Dans les marges d'erreur, il a souvent été supposé que la luminosité reste constante pendant toutes les impulsions LBV. C'est probable si l'explosion se compose uniquement d'un vent stellaire opaque formant une pseudo-photosphère pour imiter une étoile plus grande et plus froide.
Une meilleure physique de l'atmosphère et des observations des changements de luminosité lors de certaines explosions de LBV ont jeté le doute sur les modèles originaux. L'atmosphère de S Doradus a été modélisée en détail entre un minimum normal de magnitude 10,2 en 1985 et un maximum de magnitude 9,0 en 1989. La température a été calculée pour chuter de 20 000 K à 9 000 K, et la luminosité est passée de 1 400 000 L ☉ à 708000 L ☉ . Ceci correspond à une augmentation du rayon de la surface visible de l'étoile à partir de 100 R ☉ à 380 R ☉ . Un calcul simple de la variation du minimum 1965 profondeur de magnitude 11,5 au maximum 1989 donne une chute de température de 35 000 K à K 8.500, et la baisse de luminosité de 2.000.000 L ☉ à 910000 L ☉ . Pendant une brève période pendant le maximum à la fin de 1999, la température a encore chuté entre 7 500 K et 8 500 K, sans que la luminosité ne change sensiblement. C'est normal dans d'autres LBV au maximum et c'est aussi cool que possible, mais cela n'a pas été vu dans S Doradus avant ou depuis. Les observations d'AG Carinae ont montré que tout changement de luminosité entre le minimum et le maximum peut se produire brusquement sur une petite plage de température, la luminosité étant à peu près constante pendant le reste de la courbe lumineuse.
La masse d'un LBV est difficile à calculer directement à moins qu'il ne soit dans un système binaire. La gravité de surface change radicalement et est difficile à mesurer à partir des raies spectrales particulières, et le rayon est mal défini. On pense que les LBV sont les prédécesseurs directs des étoiles Wolf-Rayet , mais peuvent être soit simplement issues de la séquence principale, soit des étoiles supergéantes post- rouges avec des masses beaucoup plus faibles. Dans le cas de S Doradus, la masse actuelle est probablement comprise entre 20 et 45 M ☉ .