高光度蓝变星

高光度蓝变星（LBVs）是大质量恒星的演化过程中，在光谱和光度上都显示不可预测，有时甚至是剧烈变化的状态。它们依据大麦哲伦星系最亮的恒星之一，剑鱼座S命名，也被称为剑鱼座S型变星。这种变星非常罕见，在变星总表中标示为SDor列出的大约只有20颗^[1]，而且其中有一些已经不再被认为是高光度蓝变星。

发现和历史

属于高光度蓝变星的天津增九和海山二，自17世纪以来一直被称为不可思议的变星，而它们的真实性质直到最近才被完全理解。

在1922年，约翰·查理斯·邓肯公布在系外星系三角座星系（M33）中探测到三颗变星，即变星1、2和3。之后，爱德温·哈伯在1926年又对它们进行的多次的探测：标示为M33的A、B和C。然后，1929年加入了在M31中检测到的变星清单。其中，M33的变星A、B、C和2，以及M31的变星19，在1953年又被哈伯和艾伦·桑德奇进行了详细的研究。M33的变星1因为太暗但被排除，变星3被归类为造父变星。尽管它们是那些星系中最明亮而引人注目的恒星，当时也都只被描述为不规则变星^[2]。哈伯和桑德奇原始论文中有一个注脚，提到剑鱼座S可能是同类型的恒星，但仍强烈的保留。因此，之间的联系得等到数十年后才能得到确认。

后来的论文将这五颗变星称为哈伯-桑德奇变星。在20世纪70年代，M33的变星83和在M31的仙女座AE、仙女座AF（变星19）、变星15、和变星A-1都被加入这份清单中。虽然当时还没有正式的名称，但有些作者已经称它们为高光度蓝变星。它们的光谱与海山二比较，有天鹅P谱线轮廓的谱线^[3]。在1978年，萝勃塔·亨弗里斯发表了一份关于 M31 和 M33（不包括变星A）中八颗变星的研究报告，将它们称为高光度蓝变星，并与剑鱼座S连结为同一类的变星^[4]。在1984年，彼得·孔蒂（Peter Conti）在国际天文学联合会的研讨会演讲中将剑鱼座S、哈伯-桑德奇变星、海山二、天津增九和其它类似的变星以高光度蓝变星将它们整合在一起，缩写即为LBV。他也明确地将沃夫-瑞叶星和其它的高光度蓝色星区分出来^[5]。

变星通常是以第一颗被发现的成员星来命名，例如盾牌座δ型变星是以盾牌座δ命名。第一颗被确认的高光度蓝变星是天鹅座P（天津増九），这一类星的变星应该被称为天鹅座P型变星。但是变星总表认为这会与发生在其他类型的天鹅P谱线轮廓混淆，所以选择了剑鱼座S（S Doradus）这颗星的首字码缩写SDOR做为这一类型变星的标示^[6]。在1974年，SDOR这个术语被用来描述天津增九（天鹅座P）、剑鱼座S、海山二、和哈伯-桑德奇这一组变星^[7]。

物理性质

高光度蓝变星是大质量的不稳定超巨星（或特超巨星），显示出各种光谱和光度的变化，最明显的是周期性的爆发和偶尔更大的喷发。

在它们的宁静状态下，它们通常是B型恒星，通常也都比较热并伴随着不寻常的发射谱线。它们被发现在赫罗图中现在被称为剑鱼座S的不稳定带的区域；其中最暗的温度约在10,000K左右，亮度约为太阳的250,000倍；最亮的温度大约在25,000K，亮度超过太阳的100万倍，使它们全都成为最亮的恒星。

在一次正常的爆发中，所有这一类恒星的表面温度都会降低至约8,500K左右，只比黄超巨星的温度稍高一些。全波段光度通常保持不变，这意味着视亮度增加了一或二个等级。这是剑鱼座S的典型行为，已经发现了好几个例子。在爆发的过程中，光度似乎会发生变化，但这些不寻常恒星的特性很难准确的测定。例如，船底座AG在爆发时的光度大约降低了30%；然而AFGL 2298（英语：AFGL 2298）已被观察到在爆发时光度显著的增加，但是不清楚是否该被归类为周期性的爆发还是偶尔的更大喷发^[8]。剑鱼座S典型的这种行为被称为强活跃周期，被视为是确定一颗高光度蓝变星的一个关键标准。出现两种不同的周期，要么变化周期超过20年，要么不到10年。在某些情况下，变化要小得多，不到半个星等，只有很小幅度的温度下降。这些总是发生在周期不到10年的尺度上，被称为弱活动周期^[9]。

已经观察到一些经历过巨大喷发的高光度蓝变星，由于质量的损失和亮度猛烈的急遽增加，以至于有几颗起初被归类为超新星。爆发通常意味着会有星云围绕着这样的恒星；已知研究最多、最明亮的例子是海山二，但它可能并非典型^[10]。一般认为，所有的高光度蓝变星都经历了一次或多次这样的大爆发，但它们之中只有两、三颗被好好的研究过，可能还有少数超新星是它们冒名顶替的。天鹅座P和海山二是我们银河系中两个明显的例子，HD 5980A是在小麦哲伦云星系中可能的例子，但都没有显示出明显的周期性变化。这两种类型的变异性仍有可能发生在不同的恒星群^[11]。三维模拟显示，这些爆发可能是由氦的不透明度引起的^[12]。

许多高光度蓝变星也显示出周期不到一年，振幅较小的变异性情况；这似乎是典型的天鹅座α型变星^[8]，和随机（即完全随机）的变化 ^[9]。

根据定义，高光度蓝变星比大多数的恒星更明亮、质量也更大，但是分布的范围也非常大。最明亮的可能超过百万太阳亮度和质量接近100 M_☉；亮度最低的也有25万倍太阳亮度，质量也可以低到只有10 M_☉，然而它们在身为主序星时的质量都会更大。它们都有很高的质量损失，并显示出一些氦和氮的增强^[8]。

演化

由于这些恒星的质量大、亮度高，它们的寿命非常短，总共只有几百万年，而高光度蓝变星阶段的时间不到100万年^[13]。它们在可观测的时间尺度上迅速演变；例如，具有沃夫-瑞叶光谱（WNL/Ofpe）的恒星显示已经历过高光度蓝变星爆发，也有少数超新星被追踪到可能是高光度蓝变星的后代。最近的理论研究证实了后者的情况，即一些大质量恒星，至少对初始质量在20-25太阳质量的恒星是如此，高光度蓝变星是在超新星爆炸之前演化的最后阶段^[14]。对于质量更大的恒星，电脑模拟它们的演化建议：在高光度蓝变星阶段，表面温度较高的高光度蓝变星，最后的氢燃烧阶段在核心进行，表面温度较低的高光度蓝变星，最后的氢燃烧阶段在壳层进行，而在过渡到沃夫-瑞叶阶段之前，最早的核氦燃烧阶段，高光度蓝变星表面的温度再增高^[15]，因此类似于质量较小的恒星在红巨星和红超巨星的阶段。

高光度蓝变星似乎有两个族群：一组的亮度高达太阳的63万倍以上，另一驵的亮度低于太阳的40万，然而在最近的研究中对这仍有争议^[16]。模型的建构显示，低亮度组是后红超巨星，初始质量是太阳的30-60倍的，高亮度组是初始质量为太阳的60-90倍的第二星族星，它们可能会发展成黄超巨星，但从未成为红超巨星^[17]。一些模型显示高光度蓝变星是质量非常大的恒星在演化中的一个阶段，而这些恒星需要抛掉多余的质量^[18]，而其它的恒星则在较早的低温超巨星阶段丢失质量 ^[17]。正常的爆发和处于宁静状态的恒星风不足以承担这些质量的损失，但高光度蓝变星偶尔会发生异常的大爆发，而可能被误认为是微弱的超新星，而这会排出必要的质量。最近的模型都认同高光度蓝变星阶段发生在主序星阶段之后和氢耗尽的沃夫-瑞叶阶段之前。基本上，所有的高光度蓝变星最终都会爆炸成为超新星。高光度蓝变星显然可以爆炸成为超新星，但可能只有一小部分爆炸。如果在高光度蓝变星阶段结束前没有失去足够的质量，它可能会经历一个由不稳定对成为特别强大的超新星。最新的恒星演化模型显示，一颗初始质量是太阳20倍的单独恒星，将成为高光度蓝变星或II-p、IIb形或Ib超新星爆炸^[14]，而联星通过包络剥离会经历更复杂的演化，导致其结果不可预测^[19]。

类超新星爆发

高光度蓝变星可以经历"巨量的爆发"，大幅度的质量损失和显著的光度增加。海山二^[20]，还有在300-400年前也展示一次获多次类似爆发的天津增九（天鹅座P）^[21]都是典型的例子。不过，现在有数十个在银河系外的例子，其中许多最初都被归类为超新星，但因为有异常的特征而被重新检查^[22]。爆发后和原恒星的性质似乎都是有着明显变化的变星^[23]，其爆发最有可能的原因有好几个。海山二和天津增九的爆发，以及在银河系外看到的几起爆发，都已经持续了几年或几十年，而一些假超新星事件在几个月内就已经下降回到正常的光度。研究透彻的范例有：

SN 1954J
SN 1961V
SN 1997bs

早期的恒星演化模型预测，虽然高光度蓝变星这类的大质量恒星经常或总是以超新星的形式结束他们的生命，但超新星爆炸不会在高光度蓝变星的阶段发生。做为SN 1987A母恒星的蓝超巨星，很像是高光度蓝变星，之后的几颗超新星似乎也都与高光度蓝变星有关。SN 2005gl的后代被证明是一颗高光度蓝变星，并且很显然在早几年前才爆发过^[24]。已经检测到其他几颗IIn型超新星的母恒星可能是高光度蓝变星^[25]：

SN 2009ip
SN 2010jl

建模表明，金属量与太阳相近，初始质量在20–25 M_☉左右的恒星，在高光度蓝变星的阶段时，会像超新星一样的爆炸。它们将成为后红超巨星，亮度会是太阳的几十万倍。超新星预期为第二型超新星，最有可能是IIb，然而因为在高光度蓝变星和黄特超巨星阶段增强的质量损失，也不排除IIn的可能性^[26]。