S Doradus - S Doradus
| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Constelación | Dorado |
| Ascensión recta | 05 h 18 m 14.3572 s |
| Declinación | −69 ° 15 ′ 01.148 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 8,6 - 11,5 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | B8 / 9eq - F0 / 5: Iae |
| Índice de color U − B | –0,98 |
| Índice de color B − V | +0,11 |
| Tipo variable | S Doradus |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +228 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 1.735 mas / año Dic .: 0.280 mas / año |
| Paralaje (π) | 0,0073 ± 0,0371 mas |
| Distancia | 169.000 ly (51.800 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) |
–7,6 (1965) –10,0 (1989) |
| Detalles | |
| Masa |
24+16 −2 M ☉ |
| 1989 (máximo) | |
| Radio | 380 R ☉ |
| Luminosidad | 910.000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0,6 cgs |
| Temperatura | 8.500 K |
| 1985 (mínimo) | |
| Radio | 100 R ☉ |
| Luminosidad | 1.400.000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 1,6 cgs |
| Temperatura | 20.000 K |
| 1965 (mínimo profundo) | |
| Luminosidad | 2,000,000 L ☉ |
| Temperatura | 35.000 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
S Doradus (también conocida como S Dor ) es una de las estrellas más brillantes de la Gran Nube de Magallanes (LMC), una galaxia satélite de la Vía Láctea , ubicada aproximadamente a 160.000 años luz de distancia. La estrella es una variable azul luminosa , y una de las estrellas más luminosas conocidas , con una luminosidad que varía ampliamente por encima y por debajo de 1.000.000 de veces la luminosidad del Sol , aunque está demasiado lejos para ser vista a simple vista.
Historia
S Doradus se observó en 1897 como una estrella inusual y variable, de Secchi tipo I con líneas brillantes de H α , H β y H γ . El reconocimiento formal como estrella variable vino con la asignación del nombre S Doradus en 1904 en el segundo suplemento del Catálogo de estrellas variables.
S Dor se observó muchas veces durante las próximas décadas. En 1924, se describió como "clase P Cygni" y se registró con una magnitud fotográfica de 9,5. En 1925, su magnitud absoluta se estimó en -8,9. En 1933 fue catalogada como una estrella Beq de novena magnitud con líneas brillantes de hidrógeno. Era la estrella más luminosa conocida en ese momento.
En 1943, la variabilidad se interpretó como debida a eclipses de un compañero binario, orbitando con un período de 40 años. Esto fue refutado en 1956, cuando la variabilidad se describió como irregular y el espectro como A0 con perfiles P Cygni y emisión para muchas líneas espectrales. Se observó que el brillo disminuyó en una magnitud de 0,8 desde 1954 hasta 1955. Al mismo tiempo, se observó que S Doradus era similar a las variables Hubble-Sandage , las LBV descubiertas en M31 y M33 . El breve mínimo de 1955 fue seguido por un mínimo profundo en 1964, cuando el espectro se comparó con Eta Carinae en fuerte contraste con el espectro A medio con brillo normal.
En 1969, la naturaleza de S Doradus todavía era incierta, considerada posiblemente una estrella anterior a la secuencia principal, pero durante la próxima década el consenso se estableció en las variables de tipo S Doradus y las variables de Hubble-Sandage que evolucionaron como supergigantes masivas. Finalmente se les dio el nombre de "variables azules luminosas" en 1984, acuñado en parte debido a la similitud del acrónimo LBV con la clase de estrellas variables LPV bien definida. El sistema de clasificación definido para el Catálogo General de Estrellas Variables es anterior a éste, por lo que se utiliza el acrónimo SDOR para los LBV.
Alrededores
S Doradus es el miembro más brillante del cúmulo abierto NGC 1910 , también conocido como la asociación estelar LH41 , visible en binoculares como una condensación brillante dentro de la barra principal del LMC. Esto está dentro de la nebulosa de emisión N119 , que tiene una forma espiral distintiva. Es una de las estrellas individuales visualmente más brillantes de la LMC, a veces la más brillante. Solo hay un puñado de otras estrellas de novena magnitud en la LMC, como la hipergigante amarilla HD 33579 .
Hay varios grupos compactos cerca de S Doradus, dentro de la asociación general NGC 1910 / LH41. El más cercano está a menos de cuatro minutos de arco, contiene dos de las tres estrellas WO en todo el LMC, y todo el cúmulo tiene aproximadamente el mismo brillo que S Doradus. Un poco más lejos está NGC 1916 . Otro LBV, el R85 , está a solo dos minutos de arco. Esta rica región de formación de estrellas también alberga una tercera estrella Wolf-Rayet , al menos otras diez supergigantes y al menos diez estrellas de clase O.
S Doradus tiene varias estrellas compañeras cercanas. El Washington Double Star Catalog enumera dos estrellas de 11ª magnitud a 5 ″ de distancia, que a la distancia de la LMC se encuentran a unos cuatro años luz. Se ha encontrado un compañero mucho más cercano usando el sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble , a 1.7 ″ de distancia y cuatro magnitudes más débil. Hay otras estrellas cercanas, sobre todo una supergigante OB de magnitud 12 a 13 ″.
Variabilidad
Esta estrella pertenece a su propia clase epónima S Doradus de estrellas variables , también designadas como variables luminosas azules o LBV. Los LBV exhiben largos cambios lentos en el brillo, puntuados por estallidos ocasionales. S Doradus es típicamente una estrella de magnitud 9, que varía en unas pocas décimas de magnitud en escalas de tiempo de unos pocos meses, superpuesta a variaciones de aproximadamente una magnitud que toman varios años. El rango extremo de estas variaciones es de aproximadamente una magnitud visual de 8,6 a 10,4. Cada pocas décadas, muestra una disminución más dramática en el brillo, hasta una magnitud tan baja como 11,5. La naturaleza de la variación es algo inusual para una LBV; S Doradus se encuentra típicamente en un estado de explosión, con solo desvanecimientos ocasionales al estado inactivo que es típico de la mayoría de las estrellas de la clase.
El color de S Doradus cambia a medida que varía su brillo, siendo más azul cuando la estrella es más tenue. Al mismo tiempo, el espectro muestra cambios dramáticos. Por lo general, es una supergigante extrema media A con perfiles P Cygni en muchas líneas (por ejemplo, A5eq o A2 / 3Ia + e). Con el brillo máximo, el espectro puede volverse tan frío como una supergigante F, con fuertes líneas de metal ionizado y casi sin componentes de emisión. Con brillo mínimo, el espectro está dominado por la emisión, particularmente las líneas prohibidas de Fe ii, pero también el helio y otros metales. En los mínimos profundos, estas características son aún más pronunciadas y también aparece la emisión de Fe iii .
Los intentos de identificar la regularidad en los cambios impredecibles de brillo sugieren un período de alrededor de 100 días para las pequeñas variaciones de amplitud cercanas al brillo máximo. Con un brillo mínimo, se considera que estas microvariaciones ocurren con períodos de hasta 195 días. Las variaciones más lentas se han caracterizado por un período de 6,8 años, con un intervalo de 35 a 40 años entre mínimos profundos. Las microvariaciones son similares a los cambios de brillo mostrados por las variables α Cygni , que son supergigantes calientes menos luminosas.
La franja de inestabilidad
Las variables de S Doradus (LBV) muestran distintos estados de inactividad y explosión. Durante la fase de reposo, los LBV se encuentran a lo largo de una banda diagonal en el diagrama H – R llamada Franja de Inestabilidad de S Doradus , y los ejemplos más luminosos tienen temperaturas más altas.
La teoría estándar es que los estallidos de LBV ocurren cuando la pérdida de masa aumenta y un viento estelar extremadamente denso crea una pseudo-fotosfera. La temperatura desciende hasta que la opacidad del viento comienza a disminuir, lo que significa que todos los estallidos de LBV alcanzan una temperatura de alrededor de 8.000 a 9.000 K. Se considera que la luminosidad bolométrica durante los estallidos permanece prácticamente sin cambios, pero la luminosidad visual aumenta a medida que la radiación cambia de ultravioleta a visual. distancia. Investigaciones detalladas han demostrado que algunos LBV parecen cambiar la luminosidad del mínimo al máximo. Se ha calculado que S Doradus es menos luminoso con el brillo máximo (temperatura mínima), posiblemente como resultado de la energía potencial que se expande en una parte sustancial de la estrella. AG Carinae y HR Carinae muestran disminuciones de luminosidad similares en algunos estudios, pero en el caso más convincente, AFGL 2298 aumentó su luminosidad durante sus estallidos.
Erupciones más grandes raros pueden aparecer como de larga duración bajo-luminoso supernovas , y se han denominado impostores de supernovas . Se desconoce la causa de las erupciones, pero la estrella sobrevive y puede experimentar múltiples erupciones. Eta Carinae y P Cygni son los únicos ejemplos conocidos en la Vía Láctea, y S Doradus no ha mostrado tal erupción.
Propiedades estelares
- van Genderen (2001), temperatura al mínimo derivada del índice de color
- Lamers (1995), propiedades derivadas de la atmósfera del modelo no LTE
- Humphreys & Davidson (1994), temperatura a mínimo asume luminosidad constante
La temperatura de un LBV es difícil de determinar porque los espectros son muy peculiares y las calibraciones de color estándar no se aplican, por lo que los cambios de luminosidad asociados con las variaciones de brillo no se pueden calcular con precisión. Dentro de los márgenes de error, a menudo se ha asumido que la luminosidad permanece constante durante todos los estallidos de LBV. Esto es probable si el estallido consiste solo en un viento estelar opaco que forma una pseudo-fotosfera para imitar una estrella más grande y fría.
Una mejor física atmosférica y las observaciones de los cambios de luminosidad durante algunos estallidos de LBV han arrojado dudas sobre los modelos originales. La atmósfera de S. Doradus se ha modelado en detalle entre un mínimo normal de magnitud 10,2 en 1985 y un máximo de magnitud 9,0 en 1989. Se calculó que la temperatura bajaría de 20.000 K a 9.000 K, y la luminosidad descendió de 1.400.000 L ☉ a 708.000 L ☉ . Esto corresponde a un aumento en el radio de la superficie visible de la estrella de 100 R ☉ a 380 R ☉ . Un cálculo más simple de la variación desde el mínimo profundo de 1965 en magnitud 11.5 hasta el máximo de 1989 da una caída de temperatura de 35.000 K a 8.500 K, y la luminosidad cae de 2.000.000 L ☉ a 910.000 L ☉ . Durante un breve período durante el máximo a finales de 1999, la temperatura descendió aún más entre 7.500 K y 8.500 K, sin que el brillo cambiara notablemente. Esto es normal en otros LBV al máximo y es lo más genial posible, pero no se ha visto en S Doradus antes o desde entonces. Las observaciones de AG Carinae han demostrado que cualquier cambio de luminosidad entre el mínimo y el máximo puede ocurrir abruptamente en un rango de temperatura pequeño, con la luminosidad aproximadamente constante durante el resto de la curva de luz.
La masa de un LBV es difícil de calcular directamente a menos que esté en un sistema binario. La gravedad de la superficie cambia drásticamente y es difícil de medir a partir de las peculiares líneas espectrales, y el radio está mal definido. Se cree que las LBV son las predecesoras directas de las estrellas Wolf-Rayet , pero pueden ser simplemente evolucionadas a partir de la secuencia principal o estrellas supergigantes post- rojas con masas mucho más bajas. En el caso de S Doradus, es probable que la masa actual esté en el rango de 20 a 45 M ☉ .