Լուսավոր կապույտ փոփոխականներ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Լուսավոր կապույտ փոփոխական AG Carinae, նկարված Հաբլ տիեզերական աստղադիտակով

Լուսավոր կապույտ փոփոխականները ( LBV ) զանգվածային զարգացած աստղեր են, որոնք ցույց են տալիս անկանխատեսելի տատանումներ ինչպես իրենց սպեկտրի, այնպես էլ պայծառության մեջ։ Դրանք հայտնի են նաև որպես S Դորադուս փոփոխականներ՝ Մեծ Մագելանյան ամպի ամենավառ աստղերից մեկի՝ S Դորադուսի անունով։ Դրանք չափազանց հազվադեպ են՝ փոփոխական աստղերի ընդհանուր կատալոգում․ SDor անունով թվարկված է ընդամենը 20 օբյեկտ[1] և դրանցից մի քանիսը այլևս LBV չեն համարվում։

Բացահայտումը և պատմությունը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

P Կարապ-ի սպեկտրալ գիծը

LBV աստղեր P Կարապը և η Ողնուցը հայտնի են որպես անսովոր փոփոխականներ 17-րդ դարից ի վեր, բայց դրանց իրական բնույթը լիովին հասկանալի չէր մինչև վերջերս։

1922-ին Ջոն Չարլզ Դունքանը հրապարակեց Եռանկյունի գալակտիկայուի (M33) արտաքին մասում երբևէ հայտնաբերված առաջին երեք փոփոխական աստղերը՝ 1, 2 և 3 փոփոխականները։ Դրանց հաջորդեց Էդվին Հաբլի` 1926-ին հայտնաբերած երեք փոփոխականները. A, B և C՝ M33- ում։ Այնուհետև 1929-ին Հաբլը ավելացրեց M31- ում հայտնաբերված փոփոխականների ցանկը։ Դրանցից են Var A- ն, Var B- ն, Var C- ն և Var- ը M33- ում և Var 19- ում M31- ում, 1953 թվականին դրանք մանրամասն ուսումնասիրվեցին Հաբլի և Ալլան Սենդեյջի կողմից։ M33- ի Var 1-ը ներկայացվում էր որպես չափազանց թույլ, իսկ Var 3-ն արդեն դասակարգվել էր որպես ցեֆեիդ փոփոխական։ Այն ժամանակ դրանք պարզապես նկարագրվում էին որպես անկանոն փոփոխականներ, չնայած հետաքրքրական էին այդ գալակտիկաների ամենավառ աստղերը լինելու համար[2]։ Հաբլ Սանդեջի բնօրինակ թերթը պարունակում էր նշում, որ S Doradus- ը կարող է նույն տիպի աստղ լինել, բայց խիստ վերապահումներով, ուստի հղումը պետք է սպասեր մի քանի տասնամյակ, որպեսզի հաստատվեր այդ փաստը։

Հետագա փաստաթղթերում այս հինգ աստղերը հիշատակվում էին որպես Հաբլ-Սանդաժ փոփոխականներ։ 1970-ականներին ցուցակին ավելացան Var 83- ը M33- ում և AE Andromedae-ն՝ AF Andromedae- ում (= Var 19), Var 15- ում, և M31- ում ` Var A-1- ում, և մի քանի հեղինակներ նկարագրեցին որպես «լուսավոր կապույտ փոփոխականներ», չնայած սա ժամանակին չի համարվել պաշտոնական անուն։ P Կարապ-ի սպեկտրի գծերն ուսումնասիրվել են և համեմատվել են η Ողնուց-ի հետ[3]։ 1978 թ.-ին Ռոբերտա Մ․ Համփրեյսը հրապարակեց M31 և M33 ութ փոփոխականների ուսումնասիրությունը (բացառությամբ Var A- ի) և դրանք անվանեց լուսավոր կապույտ փոփոխականներ, ինչպես նաև կապեց փոփոխական աստղերի S Doradus դասի հետ[4]։ 1984 թ.-ին, IAU սիմպոզիումում կայացած գիտաժողովում, Փիթեր Քոնտին պաշտոնապես խմբավորեց S Doradus փոփոխականները, Հաբլ – Սանդեջի փոփոխականները, η Ողնուց, P Կարապ և այլ նմանատիպ աստղեր միասին՝ «լուսավոր կապույտ փոփոխականներ» (LBV) տերմինի տակ։ Նա նաև հստակորեն առանձնացրեց նրանց այդ լուսավոր կապույտ աստղերից` Գայլի-Ռայեթի աստղերից[5]։

Փոփոխական աստղերը սովորաբար անվանվում են առաջին հայտնաբերվող անդամի պատվին, օրինակ, δ Sct (Դելտա վահան) փոփոխականները անվանվել են δ Sct աստղի անունով։ Առաջին լուսավոր կապույտ փոփոխականը, որը նույնականացվեց որպես փոփոխական աստղ, P Կարապն էր, և այդ աստղերը հիշատակվում են որպես P Կարապ (P Cygni) տիպի փոփոխականներ։ Փոփոխական աստղերի ընդհանուր կատալոգը որոշեց, որ շփոթության հնարավորություն կա P Կարապի պրոֆիլների հետ, որոնք հանդիպում են նաև այլ տիպի աստղերի մեջ, և ընտրեց SDOR հապավումը «S Doradus տիպի փոփոխականների համար»[6]։ «S Doradus փոփոխական» տերմինը օգտագործվել է P Cygni, S Doradus, η Carinae և Hubble-Sandage փոփոխականները որպես խումբ նկարագրելու համար 1974 թվականին[7]

Ֆիզիկական հատկություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Դիագրամի վերին մասը, որը ցույց է տալիս S Doradus- ի անկայունության շերտի տեղադրությունը և LBV պոռթկումների վայրը: Հիմնական հաջորդականությունը ստորին ձախ կողմում գտնվող բարակ կորն է:

LBV– ները զանգվածային անկայուն գերհսկա (կամ հիպերհսկա ) աստղեր են, որոնք ցույց են տալիս մի շարք սպեկտրոսկոպիկ և ֆոտոմետրիկ տատանումներ, առավել ակնհայտորեն պարբերական բռնկումներ և երբեմն շատ ավելի մեծ ժայթքումներ։

Իրենց «հանդարտ» վիճակում դրանք սովորաբար B տիպի աստղեր են, որոնք երբեմն մի փոքր թեժ են, արտանետման անսովոր գծերով։ Դրանք հայտնաբերվել են Հերցպրունգ – Ռասելի դիագրամի շրջանում, որը հայտնի է որպես S Doradus անկայունության գոտի, որտեղ ամենաքիչ լուսավորությունն ունի 10,000 Կ ջերմաստիճան և լուսավորություն Արեգակից ավելի է մոտ 250 000 անգամ, մինչդեռ ամենապայծառն ունի 25 000 Կ ջերմաստիճան, պայծառություն, որն ավելի քան մեկ միլիոն անգամ գերազանցում է Արեգակի պայծառությանը, ինչը նրանց բոլոր աստղերից ամենավառ է դարձնում։

Նորմալ բռնկման ժամանակ ջերմաստիճանը բոլոր աստղերի համար նվազում է մինչև 8500 Կ, մի փոքր ավելի տաք, քան դեղին հիպերհսկաները ։ Բոլոմետրիկ լուսավորությունը սովորաբար մնում է հաստատուն, ինչը նշանակում է, որ տեսողական պայծառությունը մի փոքր ավելանում է մեկ կամ երկու կարգի։ S Doradus- ը բնութագրում է այս պահվածքը։ Գտնվել են մի քանի օրինակներ, որտեղ պայծառությունը կարծես թե փոխվում է պոռթկման ժամանակ, բայց դժվար է ճշգրիտ որոշել այդ անսովոր աստղերի հատկությունները։ Օրինակ, AG Carinae- ն պայթյունների ժամանակ պայծառությունը կարող է նվազել մոտ 30% -ով. և AFGL 2298 – ի մոտ նկատվել է, որ կտրուկ մեծացնում է իր պայծառությունը պայթյունի ժամանակ, չնայած պարզ չէ, թե արդյոք դա կարելի է դասակարգել որպես համեստ հսկայի ժայթքում[8]։ S Doradus- ը բնութագրում է այս պահվածքը, որը կոչվում է ուժեղ ակտիվ ցիկլ, և այն դիտվում է որպես լուսավոր կապույտ փոփոխականները նույնացնելու հիմնական չափանիշ։ Երկու հստակ պարբերականություն է նկատվում, կամ տատանումները տևում են ավելի քան 20 տարի, կամ պակաս, քան 10 տարի։ Որոշ դեպքերում տատանումները շատ ավելի փոքր են՝ կես բալից պակաս, միայն քիչ ջերմաստիճանի իջեցումներով։ Դրանք նշվում են որպես թույլ ակտիվ ցիկլեր և միշտ լինում են 10 տարուց պակաս ժամկետներում[9]։

Դիտարկվել է, որ որոշ LBV- ներ ենթարկվում են հսկա ժայթքումների, որոնք կտրուկ աճել են զանգվածային կորուստներով և պայծառությամբ, այնքան ուժգին, որ սկզբնական շրջանում մի քանիսը համարվել են գերնորեր։ Պայթյունները նշանակում են, որ այդպիսի աստղերի շուրջ սովորաբար կան միգամածություններ. η Carinae- ն ամենալավ ուսումնասիրված և ամենալուսավոր օբյեկտն է, բայց կարող է բնորոշ չլինել։ Ընդհանուր առմամբ ենթադրվում է, որ բոլոր լուսավոր կապույտ փոփոխականները ենթարկվում են այս խոշոր ժայթքումներից մեկին կամ մի քանիսին, բայց դրանք դիտվել են միայն երկու կամ երեք լավ ուսումնասիրված աստղերի և, հնարավոր է, մի քանի կեղծ գերնորերի կողմից։ Մեր գալակտիկայի երկու հստակ օբյեկտները ՝ P Cygni և η Carinae, և Փոքր մագելանյան ամպի հնարավոր օբյեկտը՝ HD 5980A, ուժեղ ցիկլի տատանումներ չեն ցույց տվել։ Դեռ հնարավոր է, որ փոփոխականության երկու տեսակներն առաջանան աստղերի տարբեր խմբերում[10]։ 3-D մոդելավորումը ցույց է տվել, որ այդ բռնկումները կարող են առաջանալ հելիումի անթափանցիկության տատանումների պատճառով[11]։

Շատ լուսավոր կապույտ փոփոխականներ ցուցաբերում են նաև ամպլիտուդի փոքր փոփոխականություն մեկ տարուց պակաս ժամանակահատվածում, ինչը բնորոշ է Alpha Cygni փոփոխականներին[8], և բոլորովին պատահական տատանումներին[9]։

Լուսավոր կապույտ փոփոխականներն ըստ սահմանման ավելի լուսավոր են, քան աստղերի մեծ մասը և նաև ավելի ծանր, բայց շատ լայն տիրույթում։ Ամենապայծառը ավելի քան մեկ միլիոն արևի պայծառություն ունի, իսկ զանգվածը հնարավոր է գերազանցի 100 արեգակի զանգվածը։ Նվազագույն լուսավորություննն ունի շուրջ քառորդ միլիոն արևի լուսավորություն և 10 արևի զանգվածից քիչ զանգված, չնայած նրանք զգալիորեն ավելի ծանր կլինեին որպես հիմնական հաջորդականության աստղեր։ Բոլորն ունեն զանգվածային կորուստների բարձր տեմպեր և ցույց են տալիս հելիումի և ազոտի որոշակի ուժեղացում[8]։

Էվոլյուցիա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Հոմոնքուլ միգամածություն, առաջացած η Carinae- ի Մեծ պոռթկման արդյունքում

Այս աստղերի մեծ զանգվածի և մեծ լուսավորության պատճառով նրանց կյանքը շատ կարճ է. ընդհանուր առմամբ ընդամենը մի քանի միլիոն տարի, իսկ LBV փուլում՝ մեկ միլիոնից էլ պակաս տարի[12]։ Դրանք արագորեն զարգանում են դիտարկվող ժամանակացույցերի համաձայն. հայտնաբերվել են օբյեկտներ, երբ Վոլֆ – Ռայեթ սպեկտրով (WNL / Ofpe) աստղերը զարգացել են LBV– ի պոռթկումների համաձայն, և մի շարք գերնոր աստղեր հայտնաբերվել են LBV հավանական աստղերի համար։ Վերջերս տեսական հետազոտությունները հաստատում են վերջին սցենարը, երբ լուսավոր կապույտ փոփոխական աստղերը որոշ ծանր աստղերի վերջին էվոլյուցիոն փուլն են՝ նախքան դրանք կպայթեն որպես գերնորեր, առնվազն 20-ից 25 արևային զանգվածների սկզբնական զանգված ունեցող աստղերի համար[13]։ Ավելի ծանր աստղերի համար, դրանց էվոլյուցիայի համակարգչային սիմուլյացիաները ենթադրում են, որ լուսավոր կապույտ փոփոխական փուլը տեղի է ունենում հիմնական ջրածնի այրման վերջին փուլերի ընթացքում (մակերևույթի բարձր ջերմաստիճան LBV), ջրածնի թաղանթի այրման փուլում (մակերևույթի ցածր ջերմաստիճանով LBV) և Հելիումի միջուկի այրման փուլի ամենավաղ հատվածում (կրկին մակերեսային բարձր ջերմաստիճան ունեցող LBV) նախքան Գայլ-Ռայետ փուլ անցնելը[12] այդպիսով անալոգ լինելով պակաս հսկա աստղերի կարմիր հսկայի և կարմիր գերհսկա փուլերին։

Թվում է, որ LBV- ների երկու խումբ կա. Մեկը լուսավորությամբ գերազանցում է Արևը 630,000 անգամ և մյուսը Արեգակի լուսավորությունը գերազանցում է 400,000 անգամ, չնայած դա վիճարկվում է ավելի վերջերս կատարված հետազոտություններում[14]։ Կառուցվել են մոդելներ, որոնք ցույց են տալիս, որ ցածր լուսավորության խումբը հետ-կարմիր-գերհսկաներ են՝ Արևի սկզբնական զանգվածից 30-60 անգամ ավելի մեծ զանգվածով, մինչդեռ ավելի բարձր լուսավորության խումբը երկրորդ տիպի աստղերն են, որոնց սկզբնական զանգվածը 60–90 անգամ ավելի գերազանցում է Արեգակի զանգվածը, որոնք վերաճել են կարմիր գերհսկաների, չնայած նրանք կարող են դեղին հիպերհսկաներ դառնալ[15]։ Որոշ մոդելներ ենթադրում են, որ LBV- ն շատ ծանր աստղերի էվոլյուցիայի փուլ է, որը նրանցից պահանջվում է ավելցուկային զանգված արտամղելու համար[16] իսկ մյուսները պահանջում են, որ զանգվածի մեծ մասը կորչի ավելի վաղ սառը-հսկա փուլում։ Սովորական պոռթկումներն ու հանդարտ վիճակում գտնվող աստղային քամիները բավարար չեն պահանջվող զանգվածի կորստի համար, բայց LBV- ները երբեմն առաջացնում են անոմալ մեծ պոռթկումներ, որոնք կարող են սխալվել թույլ գերնորի համար, և դրանք կարող են դուրս մղել անհրաժեշտ զանգվածը։ Բոլոր վերջին մոդելները ենթադրում են, որ LBV փուլը տեղի է ունենում հիմնական հաջորդականության փուլից հետո և ջրածնով քայքայված Վոլֆ – Ռայեթ փուլից առաջ, և որ ըստ էության բոլոր LBV աստղերը, ի վերջո, պայթելու են որպես գերնորեր։ LBV- ները, ըստ երևույթին, կարող են պայթել ուղղակիորեն որպես գերնոր աստղ, բայց, հավանաբար, միայն փոքր մասն է պայթում։ Եթե աստղը բավարար քանակով զանգված չի կորցնում LBV փուլի ավարտից առաջ, ապա այն կարող է ենթարկվել զույգ-անկայունության հետևանքով ստեղծվող հատկապես հզոր գերնորի։ Աստղային էվոլյուցիայի վերջին մոդելները ենթադրում են, որ որոշ միայնակ աստղեր, որոնց զանգվածը մոտ 20 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածին, պայթելու են որպես LBV, քանի որ II-P տիպը, IIb տիպը կամ Ib տիպի գերնոր աստղեր[13] մինչդեռ կրկնակի աստղերը շատ ավելին բարդ էվոլյուցիա են անցնում, ինչը հանգեցնում է ավելի քիչ կանխատեսելի արդյունքների[17]։

Գերնորի նման պոռթկումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Η Carinae- ին նման աստղեր մոտակա գալակտիկաներում

Լուսավոր կապույտ փոփոխական աստղերը կարող են ենթարկվել «հսկա պոռթկումների»՝ կտրուկ ավելացած զանգվածի կորուստներով և պայծառությամբ։ η Carinae- ն նախատիպային օրինակ է[18], P Cygni- ով ցույց է տրվել մեկ կամ մի քանի նմանատիպ բռնկումներ 300–400 տարի առաջ[19] բայց այժմ արդեն տասնյակներն են ընդգրկված արտաքին գալակտիկաներում։ Դրանցից շատերը ի սկզբանե դասվում էին գերնոր տեսակների շարքին, բայց վերանայվում էին անսովոր հատկությունների պատճառով[20]։ Պայթյունների և առաջ բերող աստղերի բնույթը, կարծես, խիստ փոփոխական է[21],, և պոռթկումները, ամենայն հավանականությամբ, ունեն մի քանի տարբեր պատճառներ։ Carinae- ի և P Cygni- ի պատմական պոռթկումները, և դրանցից մի քանիսը, որոնք վերջերս նկատվել են արտաքին գալակտիկաներում, տևել են տարիներ կամ տասնամյակներ, մինչդեռ գերնոր աստղերի որոշ իրադարձություններ ամիսների ընթացքում իջել են նորմալ պայծառության։ Լավ ուսումնասիրված օրինակներն են.

  • SN 1954J
  • SN 1961V
  • SN 1997 բ

Աստղային էվոլյուցիայի վաղ մոդելները կանխատեսել էին, որ չնայած LBV-ի արտադրած մեծ զանգվածի աստղերը հաճախ կամ միշտ ավարտում էին իրենց կյանքը որպես գերհզոր աստղեր, գերնորի պայթյունը LBV փուլում չէր պատահի։

Մոդելավորումը ենթադրում է, որ գրեթե արեգակնային մետաղականության դեպքում նախնական զանգվածով աստղերը մոտավորապես 20–25 արեգակի զանգվածով աստղղերը իրենց կյանքի LBV- ի փուլում պայթելու են որպես գերնոր։ Նրանք կլինեն հետ-կարմիր-գերհսկաներ, որոնք ունեն Արևից մի քանի հարյուր հազար անգամ ուժեղ լուսավորություն։ Ենթադրվում է, որ գերնոր աստղը կլինի II տիպի, ամենայն հավանականությամբ ՝ IIb տիպի, չնայած հնարավոր է II տիպը ՝ զանգվածի ուժեղացված կորստի դրվագների պատճառով, որոնք տեղի են ունենում որպես LBV և դեղին հիպերհսկայի փուլում[13]։

LBV- ների ցուցակ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

LBV– ների նույնականացումը պահանջում է բնորոշ սպեկտրալ և ֆոտոմետրիկ տատանումների հաստատում, բայց այդ աստղերը կարող են «հանդարտվել» տասնամյակներ կամ դարեր, այդ ժամանակ դրանք չեն տարբերվում շատ այլ տաք լուսավոր աստղերից։ Թեկնածու լուսավոր կապույտ փոփոխականը (cLBV) կարելի է համեմատաբար արագ պարզել՝ ելնելով դրա սպեկտրից կամ լուսավորությունից, և վերջին հետազոտությունների ընթացքում տասնյակներ կատալոգվել են Ծիր Կաթին[22]։

Խիտ կլաստերի վերջին ուսումնասիրությունները և լուսավոր աստղերի զանգվածային սպեկտրոգրաֆիական վերլուծությունը պարզել են Ծիր Կաթինի տասնյակ հավանական LBV- ներ, չնայած դրանցից քչերն են բավականաչափ մանրամասն դիտվել` հաստատելու համար փոփոխականության բնորոշ տեսակները։ Բացի այդ, Մագելանյան ամպերում LBV- ների մեծամասնությունը հայտնաբերվել է, մի քանի տասնյակ M31- ում և M33- ում, գումարած մի բուռ այլ տեղական խմբային գալակտիկաներում[23]։

η Carinae, լուսավոր կապույտ փոփոխական, ինչպես երեւում է Chandra ռենտգենյան աստղադիտարանից

Մեր գալակտիկան։

  • η Carinae
  • Պ Սիգնի
  • V4650 Աղեղնավոր (FMM 362 կամ qF362, հնգյակի կլաստերում )
  • V4998 Աղեղնավոր (LBV3, G0.120 0,048, Quintuplet կլաստերին շատ մոտ)
  • AG Carinae
  • HR Carinae
  • V432 Carinae (Wray 15-751)
  • V4029 Աղեղնավոր (HD 168607)
  • V905 Scorpii (HD 160529)
  • V1672 Aquilae (AFGL 2298)
  • W1-243 ( Westerlund 1-ում )
  • V481 Scuti (LBV G24.73 + 0.69)
  • GCIRS 34W
  • MWC 930[24] (= V446 Scuti)
  • Wray 16-137[25]
  • WS1 (հայտնաբերվել է որպես WISE Shell 1[26] )[27]
  • MN44[28]
  • MN48[29]

LMC:

  • Ս Դորադուս
  • HD 269858 (= R127)
  • HD 269006 (= R71)
  • HD 269929 (= R143)
  • HD 269662 (= R110 )
  • HD 269700 (= R116)
  • HD 269582 (= MWC 112)
  • HD 269216[30]

SMC:

  • HD 5980 (= R14)
  • HD 6884 (= R40)

M31:

  • AF Andromedae[31]
  • AE Andromedae
  • Վար 15
  • Var A-1
  • J004526.62 + 415006.3[32]
  • J004051.59 + 403303.0
  • LAMOST J0037 + 4016[33]

M33:

  • Var 2[31] (չափազանց տաք աստղ, որը փոփոխականություն չի ցուցաբերում 1935 թվականից ի վեր և գրեթե չի ուսումնասիրվել)
  • Վար 83
  • Var B
  • Var C
  • GR 290[34] (Ռոմանոյի աստղ, անսովոր տաք LBV[35] )

NGC 2403 :

  • V12[36]
  • V37
  • V38
  • NGC 2363-V1

PHL 293B

  • Անանուն աստղը, որը բռնկվեց 1998-2008 թվականներին անսովոր գերնոր իրադարձության արդյունքում, և այժմ անհետացել է[37]։

Ծիր Կաթինի մի շարք cLBV- ներ լավ հայտնի են իրենց ծայրահեղ լուսավորության կամ անսովոր հատկությունների պատճառով, ներառյալ.

  • Wray 17-96 (անսովոր հիպերգիգանտ LBV երկու կիսակայուն շրջանների միջև)
  • Ատրճանակ աստղ (ժամանակին կարծում էին, որ ամենալուսավոր աստղն է գալակտիկայում)
  • LBV 1806-20 (հայտնի ամենավառ լուսավոր աստղերից մեկը)
  • Sanduleak -69 ° 202 (աստղը, որը պայթել է որպես SN 1987A )
  • Cygnus OB2-12 (կապույտ hypergiant եւ մեկը լուսավոր աստղերի հայտնի)
  • HD 80077 (կապույտ հիպերգանտ )
  • V1429 Aquilae ( հսկա ուղեկիցով, շատ նման է պակաս լուսավոր η Car- ին)
  • V4030 Աղեղնավոր ( հիպերգիան շրջապատված է Sanduleak- ի շրջակայքում նույնական մի միգամածությամբ -69 ° 202)
  • WR 102ka (Peony աստղը, որը հայտնի է ամենապայծառ աստղերից մեկը և կլիներ ամենաթեժ LBV- ներից մեկը)
  • Sher 25 (կապույտ գերհսկա NGC 3603- ում երկբևեռ արտահոսքով և շրջապատված օղակաձեւ օղակով)
  • BD + 40 ° 4210 (կապույտ գերհսկա աստղային ասոցիացիայում Cygnus OB2 )

Այլ հայտնի աստղեր, որոնք ներկայումս դասակարգված չեն որպես LBV, բայց կարող են անցում կատարել LBV- երի, համեմատաբար վերջերս եղել են LBV կամ LBV- ները կայուն փուլում են.[փա՞ստ] [ <span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2020)">անհրաժեշտ է մեջբերում</span> ]

  • Zeta-1 Scorpii (անզեն աչքով հիպերգիգանտ)
  • IRC + 10420 (դեղին հիպերգիան, որն իր ջերմաստիճանը հասցրել է LBV միջակայքի)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, արտասովոր դեղին հիպերգիգանտ զարգացող ջրատարներ)
  • Rho Cassiopeiae (անկայուն դեղին հիպերգիգանտ տառապող պարբերական բռնկումներ)

Տես նաեւ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. ↑ «GCVS Variability Types». General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. 2009 թ․ փետրվարի 12. Վերցված է 2010 թ․ նոյեմբերի 24-ին.
  2. ↑ Hubble, Edwin; Sandage, Allan (1953). «The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33». Astrophysical Journal. 118: 353. Bibcode:1953ApJ...118..353H. doi:10.1086/145764.
  3. ↑ Bianchini, A.; Rosino, L. (1975). «The spectrum of the bright variable A-1 in M31». Astronomy and Astrophysics. 42: 289. Bibcode:1975A&A....42..289B.
  4. ↑ Humphreys, R. M. (1978). «Luminous variable stars in M31 and M33». The Astrophysical Journal. 219: 445. Bibcode:1978ApJ...219..445H. doi:10.1086/155797.
  5. ↑ Conti, P. S. (1984). «Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars». Observational Tests of the Stellar Evolution Theory. Vol. 105. էջեր 233–254. Bibcode:1984IAUS..105..233C. doi:10.1007/978-94-010-9570-9_47. ISBN 978-90-277-1775-7. {{cite book}}: |work= ignored (օգնություն)
  6. ↑ Sharov, A. S. (1975). «S Dor-type variables in other galaxies». In: Variable Stars and Stellar Evolution; Proceedings of the Symposium. 67: 275–284. Bibcode:1975IAUS...67..275S. doi:10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2.
  7. ↑ Thackeray, A. D. (1974). «Variations of S Dor and HDE 269006». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168: 221–233. Bibcode:1974MNRAS.168..221T. doi:10.1093/mnras/168.1.221.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Vink, Jorick S. (2012). «Eta Carinae and the Luminous Blue Variables». Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 384. էջեր 221–247. arXiv:0905.3338. Bibcode:2012ASSL..384..221V. CiteSeerX 10.1.1.250.4184. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. {{cite book}}: |work= ignored (օգնություն)
  9. ↑ 9,0 9,1 Sterken, C. (2003). «Cycles and cyclicities in Luminous Blue Variables: The S Dor phenomenon». Interplay of Periodic. 292: 437. Bibcode:2003ASPC..292..437S.
  10. ↑ van Genderen, A. M. (2001). «S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds». Astronomy and Astrophysics. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022. ISSN 0004-6361.
  11. ↑ Jiang, Yan-Fei; Cantiello, Matteo; Bildsten, Lars; Quataert, Eliot; Blaes, Omer; Stone, James (2018 թ․ սեպտեմբեր). «Outbursts of luminous blue variable stars from variations in the helium opacity». Nature (անգլերեն). 561 (7724): 498–501. arXiv:1809.10187. Bibcode:2018Natur.561..498J. doi:10.1038/s41586-018-0525-0. ISSN 0028-0836. PMID 30258134.
  12. ↑ 12,0 12,1 Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). «The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage». Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). «Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors». Astronomy & Astrophysics. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741.
  14. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). «Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death». Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
  15. ↑ Stothers, Richard B.; Chin, Chao-Wen (1996). «Evolution of Massive Stars into Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet Stars for a Range of Metallicities: Theory versus Observation». The Astrophysical Journal. 468: 842. Bibcode:1996ApJ...468..842S. doi:10.1086/177740.
  16. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. (2006). «On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars». The Astrophysical Journal. 645 (1): L45. arXiv:astro-ph/0606174. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523.
  17. ↑ Sana, H.; De Mink, S. E.; De Koter, A.; Langer, N.; Evans, C. J.; Gieles, M.; Gosset, E.; Izzard, R. G.; Le Bouquin, J.- B. (2012). «Binary Interaction Dominates the Evolution of Massive Stars». Science. 337 (6093): 444–6. arXiv:1207.6397. Bibcode:2012Sci...337..444S. doi:10.1126/science.1223344. PMID 22837522.
  18. ↑ Smith, N.; Frew, D. J. (2011). «A revised historical light curve of Eta Carinae and the timing of close periastron encounters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (3): 2009–2019. arXiv:1010.3719. Bibcode:2011MNRAS.415.2009S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x.
  19. ↑ Humphreys, R. M.; Davidson, K.; Smith, N. (1999). «Eta Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the eta Carinae Variables». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (763): 1124–1131. Bibcode:1999PASP..111.1124H. doi:10.1086/316420.
  20. ↑ Smith, Nathan; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Ganeshalingam, Mohan; Filippenko, Alexei V. (2011). «Luminous blue variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (1): 773. arXiv:1010.3718. Bibcode:2011MNRAS.415..773S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x.
  21. ↑ Kochanek, C. S.; Szczygieł, D. M.; Stanek, K. Z. (2012). «Unmasking the Supernova Impostors». The Astrophysical Journal. 758 (2): 142. arXiv:1202.0281. Bibcode:2012ApJ...758..142K. doi:10.1088/0004-637X/758/2/142.
  22. ↑ Nazé, Y.; Rauw, G.; Hutsemékers, D. (2012). «The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables». Astronomy & Astrophysics. 538: A47. arXiv:1111.6375. Bibcode:2012A&A...538A..47N. doi:10.1051/0004-6361/201118040.
  23. ↑ Richardson, Noel D.; Mehner, Andrea (2018). «The 2018 Census of Luminous Blue Variables in the Local Group». Research Notes of the American Astronomical Society. 2 (3): 121. arXiv:1807.04262. Bibcode:2018RNAAS...2c.121R. doi:10.3847/2515-5172/aad1f3.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  24. ↑ Miroshnichenko, A. S.; Manset, N.; Zharikov, S. V.; Zsargó, J.; Juárez Jiménez, J. A.; Groh, J. H.; Levato, H.; Grosso, M.; Rudy, R. J. (2014). «Confirmation of the Luminous Blue Variable Status of MWC 930». Advances in Astronomy. 2014: 1–9. arXiv:1404.1121. Bibcode:2014AdAst2014E...7M. doi:10.1155/2014/130378.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  25. ↑ Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. Y.; Berdnikov, L. N.; Langer, N.; Grebel, E. K.; Bestenlehner, J. M. (2014). «Discovery of a new Galactic bona fide luminous blue variable with Spitzer★». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 445: L84–L88. arXiv:1408.6232. Bibcode:2014MNRAS.445L..84G. doi:10.1093/mnrasl/slu141.
  26. ↑ Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. Y.; Miroshnichenko, A. S.; Berdnikov, L. N.; Langer, N.; Stringfellow, G. S.; Todt, H.; Hamann, W.-R.; Grebel, E. K. (2012). «Discovery of two new Galactic candidate luminous blue variables with Wide-field Infrared Survey Explorer★» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 421 (4): 3325–3337. arXiv:1201.2854. Bibcode:2012MNRAS.421.3325G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20556.x. ISSN 0035-8711.
  27. ↑ Kniazev, A. Y.; Gvaramadze, V. V.; Berdnikov, L. N. (2015). «WS1: One more new Galactic bona fide luminous blue variable★». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 449: L60–L64. arXiv:1502.07361. Bibcode:2015MNRAS.449L..60K. doi:10.1093/mnrasl/slv023.
  28. ↑ Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. Y.; Berdnikov, L. N. (2015). «Discovery of a new bona fide luminous blue variable in Norma». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (4): 3710. arXiv:1509.08931. Bibcode:2015MNRAS.454.3710G. doi:10.1093/mnras/stv2278.
  29. ↑ Kniazev, A. Y.; Gvaramadze, V. V.; Berdnikov, L. N. (2016). «MN48: A new Galactic bona fide luminous blue variable revealed by Spitzer and SALT★». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 459 (3): stw889. arXiv:1604.03942. Bibcode:2016MNRAS.459.3068K. doi:10.1093/mnras/stw889.
  30. ↑ Walborn, Nolan R.; Gamen, Roberto C.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Fernández Lajús, Eduardo; Angeloni, Rodolfo (2017). «Active Luminous Blue Variables in the Large Magellanic Cloud». The Astronomical Journal. 154 (1): 15. Bibcode:2017AJ....154...15W. doi:10.3847/1538-3881/aa6195.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  31. ↑ 31,0 31,1 Humphreys, Roberta M.; Weis, Kerstin; Davidson, Kris; Bomans, D. J.; Burggraf, Birgitta (2014). «LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS». The Astrophysical Journal. 790 (1): 48. arXiv:1407.2259. Bibcode:2014ApJ...790...48H. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48.
  32. ↑ Sholukhova, O.; Bizyaev, D.; Fabrika, S.; Sarkisyan, A.; Malanushenko, V.; Valeev, A. (2015). «New luminous blue variables in the Andromeda galaxy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 447 (3): 2459. arXiv:1412.5319. Bibcode:2015MNRAS.447.2459S. doi:10.1093/mnras/stu2597.
  33. ↑ Huang, Y.; Zhang, H.-W.; Wang, C.; Chen, B.-Q.; Zhang, Y.-W.; Guo, J.-C.; Yuan, H.-B.; Xiang, M.-S.; Tian, Z.-J. (2019). «A New Luminous Blue Variable in the Outskirts of the Andromeda Galaxy». The Astrophysical Journal. 884 (1): L7. arXiv:1909.04832. Bibcode:2019ApJ...884L...7H. doi:10.3847/2041-8213/ab430b.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  34. ↑ Maryeva, Olga (2014). «The half-century history of studies of Romano's star». Baltic Astronomy. 23 (3–4): 248. arXiv:1411.2662. Bibcode:2014BaltA..23..248M. doi:10.1515/astro-2017-0187.
  35. ↑ Polcaro, V. F.; Maryeva, O.; Nesci, R.; Calabresi, M.; Chieffi, A.; Galleti, S.; Gualandi, R.; Haver, R.; Mills, O. F. (2016). «GR 290 (Romano's Star): 2. Light history and evolutionary state». The Astronomical Journal. 151 (6): 149. arXiv:1603.07284. Bibcode:2016AJ....151..149P. doi:10.3847/0004-6256/151/6/149.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  36. ↑ Humphreys, Roberta M.; Stangl, Sarah; Gordon, Michael S.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler H. (2018). «Luminous and Variable Stars in NGC 2403 and M81». The Astronomical Journal. 157: 22. arXiv:1811.06559. doi:10.3847/1538-3881/aaf1ac.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)
  37. ↑ Burke, Colin J.; և այլք: (2020 թ․ մայիս). «The Curious Case of PHL 293B: A Long-lived Transient in a Metal-poor Blue Compact Dwarf Galaxy». The Astrophysical Journal Letters. 894 (1): L5. arXiv:2002.12369. Bibcode:2020ApJ...894L...5B. doi:10.3847/2041-8213/ab88de.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link)

արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Լուսավոր_կապույտ_փոփոխականներ&oldid=9726474» էջից