Share to:

 

Variabel biru bercahaya

Sebuah bintang variabel biru bercahaya AG Carinae.

Variabel biru bercahaya (Inggris: Luminous Blue Variable; LBV) adalah bintang variabel biru paling bercahaya dan masif, yang trlah berevolusi dari deret utama dalam perjalanan menjadi Wolf Rayet. LBV menunjukkan perubahan cahaya sedang (0,5-2 mag) pada skala waktu dekade tampaknya luminositas bolonetrik konstan. Mereka dicirikan oleh massa deret utama awal yang besar (~ 50 massa matahari), luminositas besar (> 105 luminositas matahari) dan kecerahan visual variabel.[1] LBV dianggap berada di antara bintang O masif dan bintang W-R di mana lapisan luarnya dihilangkan oleh massa yang ekstrim. Definisi LBV sangat luas dan mencakup variabel S Dor, P Cygni, dan Hubble-Sandage, dengan sekitar LBV saat ini dikenal di Galaksi dan LMC dan sekitar 20 lebih jauh. LBV terletak dekat dengan batas ketidakstabilan Humphreys-Davidson, yang merupakan batas luminositas yang diamati, di atas mana super raksasa merah tidak ditemukan. Oleh karena itu, variabilitas LBV dikaitkan dengan ketidakstabilan bintang-bintang paling masif kehilangan massa yang cukup untuk mencegahnya menjadi super raksasa merah.[2]

Luminositas LBVs (Luminous Blue Variables) sebanding dengan Bintang WR, sementara mereka biasanya menyerupai super raksasa (tipe S Dor, 7-8kK) pada visual maksimum, dan super raksasa B minimal (tipe P Cygni, 15-20kK), meskipun beberapa bintang melanjutkan ke tipe spektrum yang lebih awal pada visual maksimum. Masalah utama yang berkaitan dengan penemuan LBV baru adalah bahwa skala waktu di mana variabilitas terjadi biasanya lebih lama daripada yang telah dilakukan pengamatan.[2]

Laju kehilangan LBV (tahun) juga sebanding dengan bintang W-R, dan tampaknya tetap konstan selama evolusinya di seluruh diagram H-R. Kecepatan angin ditemukan tergantung pada jenis spektrum, dengan kecepatan angin meningkat dari sekitar 100 km s dalam fase tipe A, menjadi 250 km s untuk fase panasnya.[2]

Astrofisika

Variabel biru bercahaya adalah bintang besar yang berevolusi yang menunjukkan variasi besar dalam luminositas dan ukuran pada rentang waktu dari bulan ke tahun, dengan tinggi kehilangan massa yang tinggi. Selain variabilitas yang sedang berlangsung ini, bintang-bintang ini menunjukkan fase ledakan yang disebut "geyser bintang", di mana ukurannya meningkat akibatnya suhu efektifnya menurun, biasanya menjadi sekitar 9.000 K. Ledakan diyakini disebabkan oleh gaya radiasi pada lapisan luar bintang yang lebih dingin, lebih buram, atau bahkan melebihi gaya gravitasi, meskipun mekanisme pastinya tidak diketahui.[3]

Dalam ledakan LBV yang khas, fotosfer bintang mengembang dan suhu yang terlihat menurun mendekati 8.000 K. Cahaya intens dari inti bintang mendorong kantong kaya helium di lapisan luar bintang, meluncurkan materi mirip geyser yang setara nilai planet ke luar angkasa dalam hitungan hari. Cangkang terionisasi terlepas dan dikeluarkan selama ledakan.[4] Selama ledakan normal ini, luminositas bolometrik tetap konstan seperti yang ditunjukkan oleh S Dor, AG Car, dan R127. Beberapa LBV, khususnya eta Car, P Cyg, V12 di NGC 2403 dan SN 1961V, memiliki ledakan raksasa di mana luminositas total sebenarnya meningkat lebih dari satu dan dua magnitudo. Bintang tersebut dapat mengeluarkan massa matahari atau lebih dengan radiasi cahaya yang menyaingi supernova.[5] Simulasi komputer oleh tim astrofisikawan ini mungkin disebabkan oleh gerakan turbulen di lapisan luar bintang masif menciptakan gumpalan padat materi bintang. Gumpalan ini menangkap cahaya kuat bintang seperti tabir surya, meletuskan materi ke luar angkasa. Setelah membuang massa yang cukup, bintang itu menjadi tenang sampai lapisan luarnya terbentuk kembali dan siklusnya dimulai lagi.[6]

Kehilangan massa dari LBV selama ledakan besar mungkin lebih besar dari bintang tunggal lainnya kecuali supernova, dan karena ini dan luminositasnya yang sangat besar, mereka secara dramatis memengaruhi lingkungannya.[1] Bintang LBV dapat melebihi 100 massa matahari dan mendekati batas teoritis bagaimana bintang masif dapat dicapai. LBV juga sangat bercahaya; yang paling terang bersinar dengan lebih dari 1 juta kali luminostas matahari terang [6] Sebagian besar LBV diketahui dikelilingi oleh nebula lingkungan.[7]

Fase

Variabel biru bercahaya adalah bintang berevolusi masif. Jumlah Variabel biru bercahaya terkesan sedikit dan cukup langka. Hal ini disebabkan oleh pendeteksiannya yang sulit dan benar-benar membutuhkan waktu. LBV jelas merupakan fase penting dan masih belum dipahami dalam dalam kehidupan bintang (sangat) masif, terutama karena kehilangan massa variabel besar dan waktu selama fase LBV.[8] Statistik lingkungan LBV menunjukkan bahwa kebanyakan LBV tidak dapat menjadi bintang WR, karena LBV lebih terisolasi daripada yang diizinkan skenario, yang sebelumnya menganggap bahwa LBV akan mengalami transisi ke bintang WR.[9]

Kelimpahan bahan kimia

Hanya dalam beberapa tahun terakhir perkiraan kelimpahan kimiawi pada LBV dapat dilakukan. Analisis Model Standar P Cyg dan AG Car mengungkapkan atmosfer yang sangat diperkaya oleh helium. Kelimpahan kimia dalam nebula LBV juga menunjukkan pengayaan helium dan nitrogen, mendukung gagasan bahwa LBV mewakili bintang deret utama yang berevolusi secara kimiawi, meskipun rentang waktu variabilitas yang panjang menghambat pemahaman yang lebih lengkap tentang LBV.[2]

Referensi

  1. ^ a b Duncan, R. A.; White, S. M. (2002-02-11). "Radio images of four luminous blue variable stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 330 (1): 63–68. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05034.x. ISSN 0035-8711. 
  2. ^ a b c d "Luminous Blue Variables". www.star.ucl.ac.uk. Diakses tanggal 2020-08-12. 
  3. ^ Jiang, Yan-Fei; Cantiello, Matteo; Bildsten, Lars; Quataert, Eliot; Blaes, Omer; Stone, James (2018-09). "Outbursts of luminous blue variable stars from variations in the helium opacity". Nature. 561 (7724): 498–501. doi:10.1038/s41586-018-0525-0. ISSN 0028-0836. 
  4. ^ Stahl, Otmar. New Aspects of Magellanic Cloud Research. Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. hlm. 263–270. ISBN 978-3-540-56432-4. 
  5. ^ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris (1994-10). "The luminous blue variables: Astrophysical geysers". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 106: 1025. doi:10.1086/133478. ISSN 0004-6280. 
  6. ^ a b "Elusive Origin of Stellar Geysers Revealed by 3-D Simulations". Simons Foundation (dalam bahasa Inggris). 2018-09-26. Diakses tanggal 2020-10-25. 
  7. ^ Thornton, J. A.; Harrison, M. J. (1975-09). "Letter: Duration of action of AH8165". British Journal of Anaesthesia. 47 (9): 1033. doi:10.1093/bja/47.9.1033. ISSN 0007-0912. PMID 28. 
  8. ^ Weis, Kerstin; Bomans, Dominik J. (2020/3). "Luminous Blue Variables". Galaxies (dalam bahasa Inggris). 8 (1): 20. doi:10.3390/galaxies8010020. 
  9. ^ Smith, Nathan (2017-09-18). "Luminous blue variables and the fates of very massive stars". Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 375 (2105): 20160268. doi:10.1098/rsta.2016.0268. ISSN 1364-503X. 

Lihat pula
Kembali kehalaman sebelumnya