Luminous Blue Variables


Weis, Dominik, Bomans
2020 Galaxy 5,



　アブストラクト　

　「真の」LBVs サンプルが少ないため、これらの天体に関する知識は限られ ている。これは LBVs を一意に定義する枠組みがまだないためである。さらに、 LBV 期が短いことは問題をさらに難しくする。 　ここでは、これまでに分かったことをまとめる。LBVs は一種類ではない。




図１．M33 中のハッブル・サンデージ変光星 B の 100 年以上にわたるモニ ター。上部は B 変光曲線。下部はスペクトル型変化。

　１．背景　

　２．特徴　

　スペクトルから LBVs と判定はムリ　

　LBV スペクトルを　OB 超巨星やより低温の A, F 型超巨星から区別するのは たやすいことではない。　LBVs のかなりが、少なくとも一時的には、Of/WN 型 スペクトル、つまり輝線の存在と光球における大量の N の存在、を示す。また、 他の LBVs は Be, B[e] スペクトルを検出される。 スペクトルまたはカラーから LBVs と判定することは不可能である。 LBVs を他の「正常」星から 区別するのは、その独特の変光、または爆発、である。

　爆発的増光　

　LBVs を他の「正常」星から 区別するのは、その独特の変光、または爆発、である。LBVs の変光は光度と カラーの双方が変化する。増光の際にはカラーが赤くなるのが特徴である。 この明るく赤くなって、また元の暗く青い状態に戻る１周期をS Dor サイクル と呼ぶ。１サイクルは数年から数十年である。

　明るい星ほど変光巾が大きい　

　Wolf 1989 はスペクトル型、つまり Teff, の変化は明るい LBVs ほど大きい ことを指摘した。図２上に彼のプロットを示す。van Genderen 2001 は S Dor サイクルの長さによる LBVs の分類を提案した。

　giant eruption　

　比較的安定した S Dor 型変光とは別に　giant eruption がある。有名なの は 1843 年頃起きた η Car のもので、-1 mag にまで明るくなった。その他 には P Cyg の 1600 年頃のもの、 SN 1954J in NGC2403, SN 1961V in NGC 1058 などがある。giant eruption は 5 mag の増光で S Dor 型増光とは異なる原因と 思われる。

　マスロス　

　Leitherer 1997 は LBVs マスロスのリストを公表した。それは 7 10-7 - 6.6 10-4 Mo/yr にわたり、典型的な値は 10-5 Mo/yr である。Stahl et al. 2001 は Hα 観測から 可視極大時にマスロスは低く、極小時に約５倍高いことを見出した。 Lamers et al 1995 は星風の二重安定性を研究し、高温では星風速度が大きく マスロスは小さく、低温では低速でマスロスが大きいと述べた。その切り替え が 21000 K で起きる可能性がある。

図２．振幅光度関係。 上：Wolf 1989 の古典的プロット。 下：新版のプロット。 　




図３．丸＝輝線星雲を伴う。四角＝伴わない。白＝S Dor サイクル低温期。 黒＝Ｓ Ｄor サイクル高温期。灰色＝その他。赤線＝ Geneva コード、Z=0.02, vrot = 300 km/s. 他の色線は進化シナリオの違い。

　３．LBVs の進化段階　

　HR 図　

　LBVs 期の長さは 25000 年程度と非常に短い。 古典的な Conti シナリオ 1994 では M > 50 Mo の星が LBVs になると されていた。しかし、観測的に決められた LVBVs 質量はずっと低い。 図３の HR 図では、明るい LBVs と暗い LBVs の二種類があるように見える。 		　ジュネーブモデル　

　Meynet, Maeder 2005 は Geneva Code による計算から以下の進化シナリオを 提案した。

M < MWR: O - BSG/RSG　（図３の赤線）

MWR < M < MOWR : O - LBV　　（図３青線）
　または、　　O - RSG - eWNL - eWNE - WC/WO

MOWR < M : O - eWNL - eWNE - WC/WO 　(図３の緑線)

MWR＝MS 期に WR になる最小質量。
MOWR＝進化のどこかで WR になる最小質量。
Z=Zo, vrot = 300 km/s では MWR＝22 Mo, MOWR＝45 Mo である。どちらも低メタルほど高くなる。




図．LBV 星雲の HST 画像。




表1．銀河系、LMC の星雲付き LBVs と LBV 候補星。ダスト星雲付きは 省いた。多重シェルはスラッシュで各シェルの大きさを示した。

　４． LBVs 周りの星雲　

　４．１． 輝線星雲　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　

　４．２．ダスト星雲　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図５．P Cyg の LBT LUCI AO [FeII] 内側シェル画像。

　４．３．P Cyg 　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図６．η Carinae 周辺星雲の 左＝可視（F658 HST）、右＝X-線写真。 等高線は Homunculus nebula を示す。右図の緑：0.2-0.6 kev. 青： 1.2-12 kev.

　４．４．η Carinae ー　最も得意な LBV ?　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　５．不安定性と変光の原因　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　６．LBV - Wolf-Rayet 関係　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　７．　ＳN 詐欺と LBVs の関係　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　８．LBV 連星　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　９．LBV とその周辺　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




表２．LBVs と LBVs 候補（アルファベット順）太文字は星雲付き。

　１０． LBV 種族　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図７．銀河系からの距離とメタル量の関係。

　１１．低メタル量での LBVs　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　１２．まとめ　

　変光　

　LBV 期は短い。21 Mo という低質量の星でもこの時期を通過するかも知れない。 LBVs は S Dor 型変光を示すが、 giant eruption も起こし得る。

　　

　多くの星がその静謐期にあるため S Dor 型変光を示していない可能性がある。 		　モニタ観測の重要性　

　だからもっと多くの長期モニターが必要。とくに低メタル銀河。