משתנה כחול ובהיר
כוכב משתנה כחול ובהיר (באנגלית: Luminous Blue Variable או בקיצור LBV, נקרא גם משתנה מסוג S בדג זהב) הוא כוכב מסיבי מאוד וחם מאוד שעובר שינויים לא צפויים ולעיתים חדים מאוד בספקטרום ובעוצמת ההארה שלו. כוכבים בעלי מסה גדולה הם נדירים ביותר שכן יש צורך בתנאים מיוחדים ליצירת כוכבים כל כך מסיביים ואורך חייהם הוא קצר מאוד בקנה מידה אסטרונומי. למרות נדירותם, בהירותם הגדולה מאפשרת להבחין בהם ממרחקים גדולים ולמעשה חלק ניכר מהכוכבים המוכרים כיום מסוג זה התגלו בגלקסיות אחרות.
.png)
היסטוריה עריכה
המשתנים הכחולים והבהירים הראשונים שהתגלו היו P בברבור ו-η בשדרית, שכבר במאה ה-17 היו ידועים ככוכבים משתנים לא רגילים. בשנות ה-20 של המאה ה-20 התגלו לראשונה כוכבים משתנים בגלקסיית המשולש ובגלקסיית אנדרומדה על ידי האסטרונומים ג'ון דנקן ואדווין האבל. בתצפיות שנערכו על ידי האבל ואלן סנדיג' זוהו חמישה מהם כמשתנים לא סדירים שבלטו בבהירותם המוחלטת, שהייתה גבוהה יותר משל כל כוכב אחר בגלקסיות, וכן הספקטרום שלהם וצורת ההשתנות שלו היו דומים לאלו של P בברבור ושל S בדג זהב.[1] בעקבות מחקר זה כונו הכוכבים מסוג זה משתני האבל-סנדיג' (H-S Variables). בשנות ה-70 של המאה ה-20 החל השימוש בשם משתנים כחולים ובהירים לתיאור הכוכבים מסוג זה ונמצא הדמיון ביניהם ובין η בשדרית.[2][3] בשנת 1984 קבע פיטר קונטי שמשתני האבל-סנדייג', משתנים מסוג S בדג זהב, P בברבור ו-η בשדרית הם כולם כוכבים משתנים בהירים וכחולים וקבע את ההבדל ביניהם ובין כוכבי וולף ראייה.[4]
אף על פי שמקובל לכנות סוגים של כוכבים משתנים על שם הכוכב הראשון שזוהה כמשתנה מסוג זה, כוכבים אלה נקראים על שם S בדג זהב כאשר הכוכב הראשון שזוהה כמשתנה מסוג זה היה דווקא P בברבור. הסיבה לכך היא ש-P בברבור היה הכוכב הראשון שבספקטרום שלו זוהו גם פסי פליטה וגם פסי בליעה של אותו חומר ותופעה זו (שאינה ייחודית למשתנים כחולים ובהירים) נקראה על שמו "פרופיל P בברבור". הבחירה ב-S בדג זהב נעשתה כדי למנוע בלבול בין סוג זה של כוכבים ובין פרופיל הקרינה.
מאפיינים עריכה
משתנים כחולים ובהירים הם על-ענקים או היפר-ענקים בעלי מסה של עשרות מסות שמש ועד ל-100 מסות שמש וסיווג ספקטרלי B או O. בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל הם נעים רוב הזמן ברצועה שמתחילה סביב טמפרטורה של 10,000 קלווין ובהירות מוחלטת סביב דרגה 8-, השקולה לעוצמת הארה של פי 250,000 מעוצמת ההארה של השמש, ומגיעה לטמפרטורה של כ-25,000 קלווין ובהירות מוחלטת סביב דרגה 10.5-, השקולה לעוצמת הארה של פי 1,500,000 מעוצמת ההארה של השמש. הטמפרטורה ועוצמת ההארה אינן קבועות ומשתנות באופן לא סדיר ואיטי על פני חודשים בסדר גודל של מספר עשיריות דרגת בהירות, בזמן שהבהירות הממוצעת של השינויים האלה משתנה בעצמה על פני עשרות שנים בסדר גודל של דרגת בהירות או שתיים. כתוצאה מהטמפרטורה הגבוהה היוצרת לחץ קרינה חזק השכבות החיצוניות של הכוכב אינן יציבות וגורמות לשינויים בטמפרטורה ובעוצמת ההארה. כמו כן גורם לחץ הקרינה לרוח שמש שמתאפיינת בצפיפות גבוהה ובמהירות של מאות קילומטרים בשנייה שיוצרת אובדן מסה שנע בין 10-6 מסת שמש לשנה ועד ל-3×10-4 מסות שמש בשנה.[5]
מאפיין נוסף של משתנים כחולים ובהירים הוא התפרצויות שבהן נזרקים מפני הכוכב חלקים משכבותיו החיצוניות. התפרצויות כאלו מלוות בירידה חדה בטמפרטורה לסביבות 8,500 קלווין תוך שמירה על עוצמת ההארה, אך מכיוון שבטמפרטורות גבוהות כמעט כל הקרינה הנפלטת היא בתחום העל-סגול ובטמפרטורה של 8,500 קלווין רוב הקרינה היא בתחום הנראה, הבהירות הנראית של הכוכב משתנה בסדר גודל של שתי דרגות והכוכב נראה בהיר בהרבה. בחלק מהמקרים עוצמת ההארה כן משתנה בזמן ההתפרצות ואז השינוי בבהירות הנראית יכול להיות גדול או קטן יותר. חלק מההתפרצויות שנצפו סווגו כהתפרצויות ענק שבהן הושלכו ממעטפת הכוכב במשך מספר שנים כמויות עצומות של חומר שהגיעו למסה של מספר מסות שמש. התפרצויות אלו עשויות לגרום לעלייה חדה בבהירות הכוכב עד לעוצמת הארה של פי עשרות מיליונים מעוצמת ההארה של השמש וכאשר הן מתרחשות בגלקסיות אחרות, הן מזוהות לעיתים כסופרנובות.[6] דוגמה להתפרצות שכזאת ארעה בכוכב η בשדרית בין השנים 1820 ו-1843 שבהן עלתה בהירותו ב-5 דרגות עד שהפך מכוכב שבקושי ניתן לראותו ללא ציוד עזר לכוכב השני בבהירותו בשמים.
בשל כמויות הגז והאבק שמשתנים כחולים ובהירים מעיפים לחלל, הן כרוח שמש והן בהתפרצויות, הם מוקפים למעשה בערפילית. הקרינה העל-סגולה החזקה שנפלטת מהם מיננת את אטומי החומר ויוצרת ספקטרום פליטה. אם הערפילית המקיפה את הכוכב עבה מספיק, אז חלקיה הרחוקים שאינם מיוננים יוצרים ספקטרום בליעה. מצב חריג זה נקרא "פרופיל P בברבור" על שם הכוכב שבו התגלה מאפיין זה לראשונה.
התפתחות עריכה
כוכבים מסיביים עם מסה של עשרות מסות שמש מתקיימים רק עשרות מיליוני שנים. בזמן שהם נמצאים בסדרה הראשית הם מסווגים כענקים כחולים או ככוכבי וולף ראייה. עם יציאתם מהסדרה הראשית הם נעשים לא יציבים והופכים למשתנים כחולים ובהירים. שלב זה הוא קצר יחסית ונמשך מיליוני שנים בלבד עד להתפוצצות הכוכב כסופרנובה.[7] עם זאת נראה שיש מקרים שבהם משתנים כחולים ובהירים הופכים חזרה לכוכבי וולף ראייה ושוב למשתנים כחולים ובהירים, בדומה לתהליך שבו על-ענקים כחולים הופכים לעל-ענקים אדומים וחוזרים להיות על-ענקים כחולים מספר פעמים עד להתפוצצותם כסופרנובות.[8]
קישורים חיצוניים עריכה
הערות שוליים עריכה
- ^ E. Hubble & A. Sandage: The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33, Astrophysical Journal, vol. 118, p.353 (1953)
- ^ A. Bianchini & L. Rosino: The spectrum of the bright variable A-1 in M31, Astronomy and Astrophysics, Vol. 42, p. 289 (1975)
- ^ R. M. Humphreys: Luminous variable stars in M31 and M33, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 219, Jan. 15, 1978, p. 445 (1978)
- ^ P. S. Conti: Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars, I.A.U. Symposium No. 105, Geneva, Switzerland, September 12-16, 1983
- ^ C. Leitherer: Mass Loss from LBVs: Observational Constraints, ASP Conference Series, Vol. 120, p. 60 (1997)
- ^ C. S. Kochanek, D. M. Szczygieł & K. Z. Stanek: Unmasking the Supernova Impostors, The Astrophysical Journal, Vol. 758, Issue 2, (2012)
- ^ J. H. Groh, G. Meynet & S. Ekström: Massive star evolution: Luminous Blue Variables as unexpected Supernova progenitors, Astronomy & Astrophysics, Volume 550 (2013)
- ^ G. Meynet, C. Georgy, R. Hirschi, A. Maeder, P. Massey, N. Przybilla & M. F. Nieva: Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective