#t: lbv-v.

[brilliantpride]

"And none the worse for wear! I'm feeling super golden! Oh, and that victory banquet was great, too. I feel like I could take on a whole Lostbelt by mysel--"

Uh, is that the 'new Lostbelt spotted, get to the Command Center right now' alarm? Right after they got home from vacation? "Come on! I meant that as a joke!"

[arxt1]

Hydrodynamical simulations and similarity relations for eruptive mass loss from massive stars. (arXiv:1902.06220v1 [astro-ph.SR])

Motivated by the eruptive mass loss inferred from Luminous Blue Variable (LBV) stars, we present 1D hydrodynamical simulations of the response from sudden energy injection into the interior of a very massive ($100 \, M_\odot$) star. For a fiducial case with total energy addition set to a factor $f=0.5$ of the net stellar binding energy, and applied within the stellar envelope, we detail the dynamical response that leads to ejection of the outermost $7.2 \, M_\odot$. We find that the ejecta's variations in time $t$ and radius $r$ for the velocity $v$, density $\rho$, and temperature $T$ are quite well fit by similarity forms in the variable $r/t \approx v$. Specifically the scaled density follows a simple exponential decline $\rho t^{3} \sim \exp (-r/v_{\rm o} t)$. This `exponential similarity' leads to analytic scaling relations for total ejecta mass $\Delta M$ and kinetic energy $\Delta K$ that agree well with the hydrodynamical simulations, with the specific-energy-averaged speed related to the exponential scale speed $v_{\rm o}$ through ${\bar v} \equiv \sqrt{2 \Delta K/\Delta M} = \sqrt{12} \, v_{\rm o}$, and a value comparable to the star's surface escape speed, $v_{\rm esc}$. Models with energy added in the core develop a surface shock breakout that propels an initial, higher-speed ejecta ($>$5000km s$^{-1}$), but the bulk of the ejected material still follows the same exponential similarity scalings with ${\bar v} \approx v_{\rm esc}$. A broader parameter study examines how the ejected mass and energy depends on the energy-addition factor $f$, for three distinct model series that locate the added energy in either the core, envelope, or near-surface. We conclude by discussing the relevance of these results for understanding LBV outbursts and other eruptive phenomena, such as failed supernovae and pulsational pair instability events.

from astro-ph.HE updates on arXiv.org http://bit.ly/2NduSLL

[arxiv-astro-ph]

[ Authors ] V. F. Polcaro, O. Maryeva, R. Nesci, M. Calabresi, A. Chieffi, S. Galleti, R. Gualandi, R. Haver, O. F. Mills, W. H. Osborn, A. Pasquali, C. Rossi, T. Vasilyeva, R.F. Viotti [ Abstract ] We have built the historical light curve of the luminous variable GR 290 back to 1901, from old observations of the star found in several archival plates of M 33. These old recordings together with published and new data show that for at least half a century the star was in a low luminosity state, with B ~18. After 1960, five large variability cycles of visual luminosity were recorded. The amplitude of the oscillations was seen increasing towards the 1992-1994 maximum, then decreasing during the last maxima. The recent light curve indicates that the photometric variations have been quite similar in all the bands, and that the B-V color index has been constant within +/-0.1 m despite the 1.5m change of the visual luminosity. The spectrum of GR 290 at the large maximum of 1992-94, was equivalent to late-B type, while, during 2002-2014, it has varied between WN10h-11h near the visual maxima to WN8h-9h at the luminosity minima. We have detected, during this same period, a clear anti-correlation between the visual luminosity, the strength of the HeII 4686 A emission line, the strength of the 4600-4700 A lines blend and the spectral type. From a model analysis of the spectra collected during the whole 2002-2014 period we find that the Rosseland radius R_{2/3}, changed between the minimum and maximum luminosity phases by a factor of 3, while T_eff varied between about 33,000 K and 23,000 K. The bolometric luminosity of the star was not constant, but increased by a factor of ~1.5 between minimum and maximum luminosity, in phase with the apparent luminosity variations. In the light of current evolutionary models of very massive stars, we find that GR 290 has evolved from a ~60 M_Sun progenitor star and should have an age of about 4 million years. We argue that it has left the LBV stage and is moving to a Wolf-Rayet stage of late nitrogen spectral type.

[maxisama]

30.8.6  ESTRELLAS DE WOLF-RAYET: EL CATALOGO EXTRA- GALACTICO: La Estrella HD 5980.

HD 5980 es un sistema de estrellas múltiples en NGC 346��en la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y es una de las estrellas más brillantes en el SMC.

HD 5980 tiene al menos tres componentes entre las estrellas más luminosas conocidas: la primaria inusual tiene un espectro Wolf-Rayet y ha producido un estallido variable azul luminoso (LBV); la secundaria, también una estrella Wolf-Rayet, forma unbinario espectroscópico eclipsante con la estrella primaria; y una supergigante tipo O más distante también es probable que sea binaria.

 DESCUBRIMIENTO.

 HD 5980 se grabó por primera vez en 1901 como el primer objeto en una lista de objetos del cielo del sur con espectros peculiares. Fue descrito como "Tipo V", refiriéndose a la clase Secchi para estrellas con líneas de emisión.

Se lo denominó formalmente HD 5980 en el primer Catálogo de Henry Draper, donde recibió el tipo espectral de Oa que indica fuertes bandas de emisión.  El tipo espectral se refinó más tarde a Wa cuando las estrellas de la línea de emisión "O" se reconocieron como una clase separada. 

Las observaciones posteriores detectaron variaciones espectrales y de brillo  y eclipses,  pero se pensó que era un simple binario WR / OB. Las líneas de absorción en el espectro que no se movieron durante la órbita binaria finalmente llevaron a la conclusión de que HD 5980 era un sistema triple con un binario eclipsante cercano y un supergigante de clase O más distante. 

En 1993, el espectro comenzó a cambiar y el brillo aumentó, comenzando un cambio dramático que se ha interpretado como un tipo único de erupción de LBV.  Desde entonces, la estrella ha sido intensamente observada y modelada. 

 COMPONENTES.

HD 5980 es visualmente una sola estrella, pero el espectro revela tres componentes luminosos calientes. Los parámetros físicos de las tres estrellas son inciertos debido a las dificultades para resolver sus espectros, los eclipses parciales, las variaciones intrínsecas aparentes con la fase orbital y la fuerte variabilidad de al menos un componente. La calibración de características espectrales a caracteres físicos como la temperatura se ha complicado históricamente por la baja metalicidad de los objetos en el SMC. 

La estrella principal, HD 5980 A , es visualmente el componente más brillante de los tres. Aparentemente era un tipo de WN3 pobre en hidrógeno hasta aproximadamente 1990, pero luego sufrió un estallido de tipo LBV que vio su radio aumentar diez veces y su temperatura bajó dramáticamente de modo que apareció como un hipergigante B con líneas espectrales de hidrógeno prominentes. Desde entonces, ha vuelto a estar cerca de su brillo y temperatura originales. El espectro de la línea de emisión se produce en el denso viento estelar y se sabe poco sobre la fotosfera subyacente.

El secundario, HD 5980 B, también es una estrella de Wolf-Rayet. Forma un doble espectroscópico con la A primaria y se orbitan entre sí cada 19.3 días. Los parámetros orbitales indican que las dos estrellas son aproximadamente igual de masivas, dentro del margen de error. La órbita está inclinada a 86 ° hacia nosotros, y los eclipses parciales ocurren dos veces por órbita, con tiempos que indican una excentricidad de 0.27. Los eclipses solo producen un cambio de magnitud 0.2 en el brillo total del sistema, pero la forma de la curva de luz y el perfil de línea cambian durante los eclipses, lo que permite identificar un núcleo estelar y una región de viento denso de aproximadamente el doble del ancho de la estrella.  HD 5980 B generalmente se clasifica como WN4. El espectro solo se puede distinguir del HD 5980 A en función de las variaciones en el perfil de algunas líneas de emisión amplias durante la órbita. Algunas líneas de hidrógeno se ven en emisión pero generalmente se combinan en ocultas por otras emisiones amplias. Las líneas estrechas de absorción de hidrógeno generalmente no se consideran originadas a partir de este componente y no muestran las mismas variaciones de velocidad radial.

El componente C es una estrella distante rica en hidrógeno identificada a partir de líneas de absorción angostas que no muestran las mismas fuertes variaciones de velocidad radial que las líneas de emisión amplias del par A / B. Los espectros de resolución más alta muestran variaciones más pequeñas de velocidad radial más lentas y se supone que C también tiene un compañero. La primaria es una estrella convencional caliente, muy probablemente una supergigante de tipo O temprana. Se ha derivado un período de 96,5 días a partir de las variaciones de velocidad radial. Esto es cinco veces el período del sistema A / B, lo que sugiere que las cuatro estrellas forman un sistema de trapecio gravitacional, aunque no se puede descartar que sea una alineación casual no relacionada.

En la segunda imagen ofrecida, vemos a NGC 346. HD 5980 es la estrella más brillante de la izquierda, justo encima del centro.

Los astrónomos de Hubble han descubierto, por primera vez, una población de estrellas infantiles en la galaxia satélite de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes (SMC, visible a simple vista en la constelación sureña de Tucana), ubicada a 210.000 años luz de distancia.

La exquisita agudeza del Hubble extrajo una población subyacente de estrellas infantiles incrustadas en la nebulosa NGC 346 que todavía se está formando a partir de nubes de gas que se colapsan gravitacionalmente. Todavía no han encendido su combustible de hidrógeno para mantener la fusión nuclear. La más pequeña de estas estrellas infantiles es solo la mitad de la masa de nuestro Sol.

Aunque el nacimiento estelar es común dentro del disco de nuestra galaxia, esta galaxia compañera más pequeña es más primitiva ya que carece de un gran porcentaje de los elementos más pesados ​​que se forjan en sucesivas generaciones de estrellas mediante la fusión nuclear.

Las galaxias fragmentarias como el SMC se consideran bloques de construcción primitivos de galaxias más grandes. La mayoría de estos tipos de galaxias existían muy lejos, cuando el universo era mucho más joven. El SMC ofrece un laboratorio cercano único para comprender cómo surgieron las estrellas en el universo temprano. Ubicada entre otras regiones de estallido estelar con la pequeña galaxia, la nebulosa NGC 346 contiene más de 2.500 estrellas infantiles.

Las imágenes del Hubble, tomadas con Advanced Camera for Surveys, identifican tres poblaciones estelares en el SMC y en la región de la nebulosa NGC 346: un total de 70,000 estrellas. La población más antigua tiene 4.500 millones de años, aproximadamente la edad de nuestro Sol. La población más joven surgió hace solo 5 millones de años (aproximadamente cuando los primeros homínidos de la Tierra comenzaron a caminar sobre dos pies). Las estrellas de menor masa tardan más en encenderse y convertirse en estrellas de pleno derecho, por lo que la población protestelar tiene 5 millones de años. Curiosamente, las estrellas infantiles están encadenadas a lo largo de dos carriles que se cruzan en la nebulosa, asemejándose a un patrón en "T" en la trama de Hubble.

VARIABLE LUMINOSA AZUL.

Antes de 1990, HD 5980 no se había observado que mostrara una variación significativa más allá de los eclipses regulares. En ese momento se conocía solo como un binario WN + OB, pero el análisis posterior muestra que el HD 5980A primario mostró un espectro similar al de una estrella WN3. El sistema tenía una magnitud visual aparente alrededor de 11.7 y el primario se calcula que es ligeramente el más brillante de los tres componentes conocidos. 

Para noviembre de 1993, el tipo espectral era WN6 y el brillo había aumentado a alrededor de 10.9. Las líneas de absorción en el espectro ya no eran detectables. El brillo aumentó durante varias semanas a fines de 1993, a una magnitud superior a 10, y el tipo espectral alcanzó WN8, antes de que el brillo cayera rápidamente cerca de la 11ma magnitud. En junio de 1994, la estrella comenzó a enfriarse y volverse más brillante de nuevo. Alcanzó su punto máximo en magnitud 8.6 en septiembre y fue cómodamente la estrella más brillante en el SMC, pero no hay espectros en este momento exacto. Muy poco después del pico se clasificó como WN11.  En noviembre, el espectro fue considerado como B1.5Ia + , una hipergigante azul con hidrógeno fuerte y líneas de metal ionizado en emisión o con perfiles P Cygni. B1.5Ia + es un tipo espectral muy similar a WN11, con niveles de ionización más bajos y absorción de perfil P Cygni más fuerte en algunas líneas, lo que indica una temperatura ligeramente más baja con cambios en el viento estelar. Un mes después, el brillo había disminuido ligeramente y el espectro indicaba un aumento de la temperatura. En un año, el brillo había descendido a la magnitud 11 y el espectro volvía al WN6. 

Desde el estallido, el brillo ha descendido a una magnitud de aproximadamente 11,3 y el HD 5980 A muestra un espectro de WN4 / 5. Un estudio sugiere un aumento de 3-6 veces en luminosidad a 10,000,000 veces el del Sol (L ☉ ) en su punto máximo, pero esto puede deberse simplemente a diferentes técnicas de análisis y otros encuentran una luminosidad bastante consistente de unos pocos millones de L ☉ . 

Un estallido anterior pudo haber ocurrido alrededor de 1960 y se propone un ciclo de 40 años. También se han observado microvariaciones con una escala de tiempo de 30 minutos cuando el HD 5980A se encuentra en su fase quiescente. Las causas de las variaciones y erupciones de gran amplitud no se comprenden, pero se especula que las grandes erupciones se desencadenan cuando la estrella se expande lo suficiente durante un estallido normal de LBV para forzar la interacción violenta con un compañero binario cercano. 

Aunque HD 5980 se trata como un LBV, no sigue el patrón normal, que sería una temperatura efectiva durante el estallido de alrededor de 8.500 K y un espectro de tipo A. Se especula que el compañero cercano hace que esta estrella en particular muestre la inestabilidad del tipo LBV a temperaturas mucho más altas. La estrella de Romano y Var 83 pueden ser similares, y el poco estudiado Var 2 es aún más caliente, todos ellos en M33.

En la tercera de la imágenes ofrecidas, vemos un  Diagrama de recursos humanos que muestra la ubicación de HD 5980A en relación con la tira de inestabilidad S Doradus y una serie de LBV más convencionales. También se muestra la ubicación probable de HD 5980A durante su arrebato.

 SU POSIBLE EVOLUCIÓN.

Los estados evolutivos actuales y el desarrollo futuro de las estrellas HD 5980 son altamente inciertos. Las estrellas no se pueden separar visualmente y sus espectros se mezclan en gran medida para que las propiedades químicas y físicas exactas de las estrellas estén sujetas a amplios márgenes de error. Las estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes tienen baja metalicidad y esto afecta el proceso de evolución estelar, especialmente para las estrellas masivas. La baja metalicidad reduce las tasas de pérdida de masa. Un efecto de esto es que las estrellas Wolf-Rayet son poco comunes, con una mayor proporción de estrellas masivas que explotan como supernovas antes de perder suficiente masa para convertirse en una estrella Wolf-Rayet. Solo se predice que las estrellas más masivas que 45 M ☉ (o mayores ) se convertirán en estrellas WR en el SMC, mientras que en la Vía Láctea las que tienen más de 25 M ☉ lo hacen.  Solo se conocen 12 estrellas WR en el SMC, 11 WN type y 1 WO, todas ellas masivas y luminosas en comparación con Milky Way Wolf-Rayets, y más de la mitad tienen compañeros masivos.  / 589,000  Las estrellas SMC WR tienen tipos espectrales relativamente tempranos para sus temperaturas, nuevamente como resultado de la baja metalicidad. Además de HD 5980, el último tipo espectral de Wolf-Rayet en el SMC es WN4. Todos los SMC Wolf-Rayets, con una excepción, muestran cierta absorción en su espectro, indicativo de una estrella de tipo O de temperatura similar a Wolf-Rayet. En algunos casos, existe un compañero O, pero se especula que los vientos estelares de Wolf-Rayet son lo suficientemente débiles en las metalicidades de SMC para que se observe cierta absorción fotosférica en el espectro. 

El Componente C es muy probablemente una estrella tipo O relativamente normal. Se ha clasificado varias veces de O4 a O7, tentativamente como supergigante. Por lo tanto, solo se desarrolló ligeramente a partir de la secuencia principal, lo más probable es que aún fusione hidrógeno en el núcleo, y puede seguir una pista evolutiva de estrella única bastante típica. Su compañero es desconocido, pero actualmente está demasiado lejos como para ser una gran influencia en su evolución. 

El estado evolutivo actual de los componentes binarios de WR es menos claro. Están en una órbita cercana, pero completamente separados, aunque es posible que la transferencia de masa haya tenido lugar en el pasado cuando se expandió una u otra estrella. Se estimó que el LBV era más grande que la separación orbital en el pico de su estallido, aunque en realidad es solo una pseudo-fotosfera formada por material expulsado. La clasificación WN temprana con poco hidrógeno en el espectro generalmente se asocia con estrellas ardientes de helio de masa baja altamente desarrolladas que se acercan al final de sus vidas, pero los componentes HD 5980 son estrellas luminosas masivas. Los tipos espectrales mostrados por las estrellas de baja Wolf Metal-Rayet, como las del SMC, no son directamente comparables con las estrellas de mayor metalicidad y esto complica la interpretación de su estado evolutivo. La evolución cuasi químicamente homogénea de estrellas muy masivas puede reproducir aproximadamente el estado de los componentes A y B como estrellas que evolucionan alejándose de la secuencia principal, pero a la metalicidad SMC esto requiere una rotación casi crítica para forzar una mezcla suficiente. 

Se han desarrollado dos modelos de evolución binaria que reproducen el estado actual del sistema. En el primer modelo, dos estrellas de masas iniciales de 90 M ☉ y 80 M ☉ se desarrollaron con un período orbital inicial de 12 días y una velocidad de rotación inicial de 500 km / s. Después de ~ 3.1 millones de años, se encontró que las estrellas tenían un período orbital de 19.2d, y masas y luminosidad similares a las derivadas de observaciones recientes.  No se ha producido transferencia de masa porque las estrellas siguen una computación evolutiva cuasi-químicamente. En el segundo modelo, las masas iniciales de las dos estrellas eran 150 M ☉ y 75 M ☉ en una órbita de 16 días 160 R ☉ aparte.Después de 2.3 millones de años, la estrella más masiva comienza a desbordar su lóbulo de roche y rápidamente transfiere 25 M ☉ a la estrella más pequeña. Observamos el sistema después de 2,6 millones de años. Los detalles del modelo son obviamente inciertos debido al comportamiento altamente inestable de la primaria observada durante el último siglo. 

Las estrellas Wolf-Rayet explotan como supernovas de colapso del núcleo tipo Ib / c cuando tienen elementos fusionados hasta el hierro. Dependiendo de la masa del núcleo en el momento del colapso, dejarán un agujero negro o remanente de estrella de neutrones. Se espera que las estrellas SMC Wolf-Rayet sean relativamente masivas y relativamente efímeras, dejando atrás los agujeros negros. También son buenos candidatos para explosiones de rayos gamma si giran lo suficientemente rápido. 

En la última y cuarta  de las imágenes ofrecidas vemos a la Pequeña Nube de Magallanes. NGC 346, el parche rojo más brillante cerca del centro (el objeto muy brillante en la parte inferior del marco es NGC 362 ).

[jtvdigital]

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[tpalmeida]

Notes: The stellar classification section is complex and evolves rather various types of stars, witch I may have not had space to describe (them) and their relationship with other stars. As so, I take the initiative to very briefly present an approximate visual representation of them.

Stars are nowadays classified using the conjugation of two models: the Harvard spectral classification system and the Yerkes classification model. The first one judges stars by their spectral lines (or absence of them) with temperature, because they have different avg surface temperatures, their colors also differ from one another. In this system, the letters O B A F G K M are used, O type stars are the hottest and M type stars are least hot, each letter also has a number accompanying it: 0 is the hottest of it´s type and 9 is for the stars with the least avg temperature for that type. And the second, the Yerkes model takes into account the stars luminosity relative to the sun´s. Luminosity is mainly a product of size, so if star is more luminous that the sun, then it must be bigger, so this model also has the capability of classifying them by size. we use the the following letters:

0 or Ia+ hypergiants

Ia luminous super giants

Iab intermediate luminous super giants 

Ib less luminous super giants

II bright giants

III ‘normal’ giants

IV subgiants

V dwarfs/main sequence stars

sd subdwarfs

D white dwarfs 

In the end, we use the two systems simultaneously, first the letter from the Harvard system, the number of 0 » 9 and the roman numerals of the Yerkes system. Stars types are as such a crossing between temperature and size, and the Hertzsprung-Russell diagram translates that and encompasses temperature, luminosity and size. Go left and the avg surface temperature increases, go right and it decreases, size is not directly related to temperature and so it varies. The HR diagram can also tell how old a star must be or how long it must live. Most stars are main sequence stars (diagonal line with all types from O to M) and when they old they leave the main sequence and increase in size and decrease in temp. becoming giants or super giants). You can began with a low mass M type star which will not blow up in size, instead it will slowly fade away and become a white dwarf, you can began with a sun-like star (similar in mass and temp.) that will remain for billions of years in the main sequence, then increasing in size and becoming a K or M type giant/super giant), or you can began as a luminous blue star and age enough it eventually transits to an G or K or M type always being a giant. Stars are truly complex: you can have an G7 V star or a G8 IV, you can have an M6 sd or an M6 II, there´s no restrict trend, no particular correlation between size, color and temperature. 

The HR diagram also reveals which type of stars are physically possible  and regions where the graphic is void show that or instability regions, note that the F to K type and bright giant to less luminous super giant is empty, this is an instability region, where stars that are white yellow giants or super giants don´t remain long enough and prefer to transit to other types. 

One of the things I would like to accomplish is to show how star types really look like to the human eye, witch is not impartial at collecting light. Since our eyes evolved to be more sensitive to frequencies of light our sun emits with the most frequency, the human eye is more sensitive to greens and yellows, than to reds and dark blues/indigo. Because of this reason, stars appear at best a deep blue (if O,B types) and began to appear a slightly red beyond and higher than 525 ºC for red dwarfs (M to y types) . The amount of photons emitted by square meter is also another factor that skews our perception of their true aspect: while the sun´s actual color is yellowish-white, it just appear white (with out the presence of atmosphere) because it´s luminous intensity is big. By following these two variables that change the aspect of stars, we can change the stars aspect in some games/ space simulators, while Universe Sandbox 2 and Space Engine take the conservative approach and shows us stars true aspect, with a sneak peak at they real color (only in Universe Sandbox 2), Elite Dangerous draws luminosity from the stars and changes our eyes perception just so they can appear a bit more colorful and a bit more outside the eye´s range (O type stars appear indigo sometimes). The process of drawing luminosity is illustrated in a gif from “How The Universe Works” above as the last image.

Symbol meanings:

WR - Wolf-Rayet star

LBV - luminous blue variable star

n0 - neutron star

PS - pulsar

q - quark star

p - preon star

Ω - Black Hole

Q - Grey Hole

[brilliantpride]

"Fuckin' Pseudo-Tree of Emptiness... Guess vacation mode is over. With that blood moon in the sky, I feel like I've gotta run wild, too." Yako rests her palm on Calesvol's pommel. "I might not be much against demonic kings or whatever, but I'm damn good at getting up close and personal. I'll have those sealing talismans stapled to their stupid foreheads before they even know they're dead, and we'll make Limbo eat their own hands. Who's with me?"