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S Doradus

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S Doradus
In questa foto della nebulosa NGC 1910 S Doradus è la brillante stella a destra e leggermente in basso rispetto al centro dell'immagine, avvolta dal braccio a spirale della nebulosa. (Credit:ESO)
ClassificazioneStella supergigante
Classe spettraleA5Iaeq
Tipo di variabilevariabile S Doradus
Distanza dal Sole~ 163 000 anni luce
CostellazioneDorado
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta05h 18m 14,35s
Declinazione-69° 15′ 01,10″
Dati fisici
Raggio medio100-380[1] R⊙
Massa
Temperatura
superficiale
Luminosità
1.000.000 L⊙
Indice di colore (B-V)+0,11
Dati osservativi
Magnitudine app.
Magnitudine ass.
  • −7,6 (1965)
    −10 (1989)[3]
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S Doradus è una delle stelle più luminose della Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea. Si tratta di una stella supergigante ed è una delle stelle più luminose conosciute (in alcune rilevazioni superava il tetto di -10 di magnitudine assoluta), ma si trova ad una distanza così grande che è impossibile da vedere ad occhio nudo.

S Doradus è una stella variabile la cui luminosità varia da 8,6 a 11,7 di magnitudine apparente, localizzata nella costellazione di Dorado, situata nell'emisfero meridionale celeste.

La stella è il prototipo di una particolare specie di variabili, dette appunto variabili S Doradus (queste classi di variabili prendono spesso il nome dalla stella che funge da prototipo, come in questo caso), che prendono anche il nome di LBV, dall'acronimo inglese luminous blue variable, variabile blu luminosa. S Doradus mantiene un lungo periodo di stabilità, per poi cambiare rapidamente di luminosità, andando soggetta ad alcune esplosioni.

Alcuni hanno ipotizzato che S Doradus fosse una stella binaria, ma per ora non ci sono dati certi che possano confermare questa ipotesi.

Storia

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S Doradus fu notata nel 1897 come una stella insolita e variabile, di tipo Secchi I con brillanti linee di emissione della serie di Balmer, come Hα, Hβ e Hγ.[5] Il riconoscimento formale come stella variabile avvenne con l'assegnazione del nome S Doradus nel 1904 nel secondo supplemento del Catalogo delle stelle variabili.[6]

S Doradus fu osservata molte volte nei decenni successivi. Nel 1924, fu descritta come di "classe P Cygni" e registrata con una magnitudine fotografica 9,5 mentre nel 1925 la sua magnitudine assoluta fu stimata a -8,9.[7] Nel 1933 fu menzionata come una stella di magnitudine 9; era la stella intrinsecamente più luminosa conosciuta a quel tempo.[8][9]

Nel 1943, la variabilità fu interpretata come dovuta a delle eclissi di una compagna binaria in orbita, con un periodo di 40 anni.[10] Ciò fu confutato nel 1956, quando la variabilità fu descritta come irregolare e lo spettro di tipo A0 con profilo P Cygni e diverse linee di emissione. Si osservò che la luminosità diminuì di 0,8 magnitudini dal 1954 al 1955. Allo stesso tempo, S Doradus fu notata come simile alle variabili di Hubble-Sandage, le LBV scoperte in M31 e M33.[11] Il breve minimo del 1955 fu seguito da un minimo profondo nel 1964, quando lo spettro fu confrontato con Eta Carinae in forte contrasto con lo spettro A a luminosità normale.[12]

Nel 1969 la natura di S Doradus era ancora incerta, fu considerata anche una stella pre-sequenza principale,[13] ma durante il decennio successivo il consenso si stabilì sulle variabili di tipo S Doradus e sulle variabili di Hubble-Sandage, che comprendono stelle supergiganti massicce evolute. Alla fine nel 1984 a questa categoria di stelle gli fu dato il nome di "luminous blue variables" (LBV).[14] Il sistema di classificazione definito per il General Catalogue of Variable Stars era precedente a questa definizione e quindi l'acronimo SDOR per le LBV è rimasto in uso.[15]

Caratteristiche

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S Doradus è il prototipo della classe di variabili omonima che comprende stelle di grande massa in uno stadio evolutivo avanzato. Queste stelle mostrano cambiamenti lenti della loro luminosità intervallati talvolta da occasionali esplosioni. S Doradus è solitamente una stella di magnitudine 9, che varia di pochi decimi di magnitudine su scale temporali di pochi mesi, sovrapposte a variazioni di circa una magnitudine che durano diversi anni. L'intervallo estremo di queste variazioni è compreso tra la magnitudine visuale 8,6 e 10,4. Ogni pochi decenni mostra una diminuzione più drammatica di luminosità, fino a una magnitudine 11,5. Alla massima luminosità, la temperatura appare minore, come una supergigante di tipo F, con forti linee di metalli ionizzati e quasi nessuna componente di emissione. Al contrario, alla minima luminosità lo spettro è dominato dalle linee di emissione.[3]

La temperatura di un LBV è difficile da determinare perché gli spettri sono così peculiari e le calibrazioni cromatiche standard non sono applicabili, quindi le variazioni di luminosità associate non possono essere calcolate con precisione. Entro i margini di errore, si è spesso ipotizzato che la luminosità rimanga costante durante tutte le esplosioni di LBV. Ciò è probabile se l'esplosione consiste solo in un vento stellare opaco che forma una pseudo-fotosfera per imitare una stella più grande e fredda.[16] L'atmosfera di S Doradus è stata modellata in dettaglio tra un minimo normale di magnitudine 10,2 nel 1985 e un massimo di magnitudine 9,0 nel 1989. Durante quel periodo si è calcolato che la temperatura scendesse da 20.000 K a 9.000 K e la luminosità scendesse da 1259000 L⊙ a 794000 L⊙. Ciò corrisponde a un aumento del raggio della superficie visibile della stella da 100 a 380 R⊙.[1]

La massa di una LBV è difficile da calcolare direttamente a meno che non si trovi in un sistema binario. La gravità superficiale cambia drasticamente ed è difficile da misurare dalle peculiari linee spettrali, e il raggio è scarsamente definito. Si pensa che le LBV siano le dirette predecessore delle stelle di Wolf-Rayet, ma potrebbero essere stelle appena uscite dalla sequenza principale o essere stelle post-supergiganti rosse con masse molto inferiori. Nel caso di S Doradus, è probabile che la massa attuale sia compresa tra 20 e 45 masse solari.[2][1]

Note

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  1. 1 2 3 4 Lamers et al., Observations and Interpretation of Luminous Blue Variables, in Astronomical Society of the Pacific, febbraio 1995, pp. 176-191 (archiviato il 27 ottobre 2021).
  2. 1 2 H. J. G. L. M. Lamers et al., Periods, period changes and the nature of the microvariations of Luminous Blue Variables, in Astronomy and Astrophysics, vol. 335, 1998, pp. 605.
  3. 1 2 3 4 A.M. van Genderen, S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds, in Astronomy & Astrophysics, vol. 366, n. 2, 2001, pp. 508–531, DOI:10.1051/0004-6361:20000022.
  4. 1 2 General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017), su vizier.cds.unistra.fr.
  5. ↑ E. C. Pickering e W. P. Fleming, Large Magellanic Cloud, in Astrophysical rivista, vol. 6, 1897, pp. 459, DOI:10.1086/140426.
  6. ↑ Edward C. Pickering, Second supplement to Catalogue of Variable Stars, in Annals of Harvard College Observatory, vol. 53, 1905, pp. 143.
  7. ↑ Harlow Shapley e Harvia H. Wilson, The Magellanic Clouds, IV. The Absolute Magnitudes of Nebulae, Clusters, and Peculiar Stars in the Large Cloud, in Harvard College Observatory Circular, vol. 271, 1925, p. 1.
  8. ↑ Harlow Shapley, Notes on the Large Magellanic Cloud, I. A Cosmographic Survey, in Harvard College Observatory Bulletin, vol. 881, 1931, p. 1.
  9. ↑ Isabel M. Lewis, The Magellanic Clouds, in Astronomical Society of the Pacific Leaflets, vol. 1, n. 7, 1926, pp. 23.
  10. ↑ Sergei Gaposchkin, The Variable Star S Doradus as an Eclipsing Binary, in Astrophysical rivista, vol. 97, 1943, pp. 166, DOI:10.1086/144509.
  11. ↑ Henry J. Smith, Spectra of Bright-Line Stars in the Large Magellanic Cloud, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, n. 407, 1957, pp. 137, Bibcode:1957PASP...69..137S, DOI:10.1086/127032.
  12. ↑ A. D. Thackeray, Variations of S Dor and HDE 269006, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 168, 1974, pp. 221–233, Bibcode:1974MNRAS.168..221T, DOI:10.1093/mnras/168.1.221.
  13. ↑ A. Martini, On the interpretation of S Doradus, in Astronomy and Astrophysics, vol. 3, 1969, pp. 443, Bibcode:1969A&A.....3..443M.
  14. ↑ P. S. Conti, Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars, in Observational Tests of the Stellar Evolution Theory, Proceedings of the International Astronomical Union Symposia, vol. 105, 1984, pp. 233–254, Bibcode:1984IAUS..105..233C, DOI:10.1017/S0074180900030965, ISBN 978-90-277-1775-7.
  15. ↑ P. N. Kholopov, On the Classification of Variable Stars, in Peremennye Zvezdy, vol. 21, 1981, pp. 465, Bibcode:1981PZ.....21..465K.
  16. ↑ Nathan Smith, Jorick S. Vink e Alex De Koter, The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump, in The Astrophysical rivista, vol. 615, n. 1, 2004, pp. 475–484, DOI:10.1086/424030, arXiv:astro-ph/0407202.

Voci correlate

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Altri progetti

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Collegamenti esterni

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