¶ Luminous Blue Variable (高光度蓝变星)
作者：屠志军
主分类：eruptive
¶ 历史背景
历史上最早的LBV星之一 Car 在17世纪被发现，并且在17-19世纪两百年的时间里光度总是在2等至4等之间波动。在1820年以后， Car 的光变更为频繁，30年代末， Car 突然成为了天空中最明显的星之一，并且持续了将近20年 （星等变化在-1等至1等之间）。最后，由于喷发的结束和星际尘埃的形成，它的星等降到了8等左右。其总的辐射光度不亚于一颗超新星，但这颗星在喷发结束后依然存活了下来，并且我们现在能看到它的周围被喷出物所环绕。在20世纪， Car 的光度又一次变高，但这一次的光度振幅变化要比之前小了很多。
在17世纪， P Cygni 被发现有着与 Car 相似的特征。这颗星在17世纪初突然出现并且星等达到了3等，之后又变暗到人眼看不见的光度，直到1655年的另一次喷发才得以重现。在那之后这颗星一直稳定在15星等左右的光度，并从18世纪开始，以缓慢均匀的速度在提高光度。
直到1970年，对大质量星演化的研究，我们才知道所有在赫罗图上部区域的恒星都在损失质量，同时他们的质量损失也影响着他们的演化。这时候我们才意识到 Car，P Cygni 之间的相似性。随后在1984年，由Peter Conti给这一类行为像喷泉一样的（geyser-like）的恒星命名为Luminous Blue Variables （LBVs）。
到现在为止，人们发现LBV存在两类喷发，一是视星等变化超过两等的巨大喷发，一类是光变幅度在一等以内的喷发，两类喷发的机制有所不同，但又互有关联[1]。
¶ 物理图像
¶ 光度
典型的LBV的本征光度非常高，典型的热星等通常大于-9.5，对应大约 。但也存在部分低光度的LBV（less luminous LBV）， 或 。两种LBV的起源以及演化有所不同（见赫罗图）[2]。
¶ 测光变化
LBV的测光变化主要来源于其处于两个不同的演化阶段：宁静期（Visual minimum or Quiescence）和喷发期（Visual maximum or Eruption）。同时喷发根据强度又分为主要分为巨大喷发和喷发，两者的机制可能不同。这里主要讨论光学波段的测光变化。
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Giant eruptions：通常 的变化 mag。例如 Car 在1837-1860年期间变成了天空中第二亮的星，期间的 变亮 3-5 mag。
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Eruptions：通常为10-40年期间的1-2 mag的变化。在光学最亮的时候，恒星的大气层会有明显的延展，热星等和光度不变（光学变亮是因为恒星辐射从UV转变到了光学）。
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Smaller oscillations：除了长期的正常喷发外，在几个月到几年的时间范围内，还能观察到大约0.5 mag 的变化。
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Microvariations：小于0.1mag的变化。超巨星中也存在，这里不做讨论。
¶ 赫罗图
图1. LBV在赫罗图中的分布[3]
由上述提到的典型光度可知，典型的LBV通常来自初始质量大于 的恒星，并且演化不会经过RSG阶段[2:1]。但也存在部分低光度的LBV，初始质量在 之间。不同演化阶段的LBV在赫罗图中形成了两条LBV的集中带。宁静期的LBV主要处于S Doradus instability strip一条斜带上，最低温度大约10000K，最高温度大约40000K。在经历一次正常的喷发后，演化到另一条集中带上，温度下降到约8000-8500K，也是大多数LBVs的最低温度，光度保持不变，这样一来视星等就会上升2 mag左右。图中的红线和蓝线是一组初始质量为 和 的双星系统，展示了在物质吸积的情况下，一颗相对较低的初始质量的恒星也能演化到类似于低光度LBVs的阶段上。
¶ 光谱
LBV的光谱中有突出的H I，He I，Fe II还有Fe [II] 发射线，通常伴随着P Cyg轮廓。光谱中的发射线也会随着光变发生改变。在宁静时期主要有H，He I，同时Fe II和Fe [II]的强度在这一时期达到最大。部分LBV在宁静时期类似于 Of/WN9 星。在喷发期，Fe II线会变得很弱。
图2. 已证认的LBV J122809.72+440514.8 光谱（上图从下至上分别为2015，2017，2018，2020拍摄，下图为2014拍摄）[4]
¶ 质量损失率
图3. 典型的各类恒星的恒星风速度和质量损失率[3:1]
由于其活跃的壳层喷发阶段，LBV的质量损失率很高，达到 。大约是同等光度的普通超巨星的10-100倍。宁静期的质量损失率也能达到。而Giant Eruption阶段的质量损失率则达到了。
¶ 喷发机制[5][1:1]
LBV的巨大喷发和喷发的机制有所不同：
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巨大喷发（Giant eruptions）：
准确的喷发机制尚不清楚。LBV被认为不稳定的原因是它们的演化几乎达到了经典爱丁顿极限（classical Eddington limit）。这种演化部分是由于核心的演化，部分是由于先前阶段的高质量损失率。有人认为在恒星包层的低温会导致一个被修正的不透明度带来的爱丁顿极限，这一现象可能在启动巨大喷发中有重要作用。历史上对LBV的Giant eruptions的传统解释是，大质量恒星增加其热光度的输出，然后达到或超过经典的爱丁顿极限；引发了灾难性的质量损失。喷出的外壳中的尘埃凝结最终掩盖了恒星，并导致该天体在光学波段上变暗，尽管尘埃是如何在这些外流中形成的还不清楚。 -
喷发（Eruptions）：
LBV在 S Dor instability strip 上时所表现出的光变被认为是恒定光度下的热星等改正的变化所引起的。即UV辐射被吸收，又从光学波段发射，所以视星等产生了变化。
¶ 光变曲线
¶ 巨大喷发引起的光变
图4. Car的历史光变曲线[6]
图4中的上图为完整的 Car 历史光变曲线，灰色箭头为预测的极限。下图为放大后的1822-1864年的巨大喷发阶段，黑色线为修正后的光变曲线。橙色竖线是由如今的光谱测量得到的双星轨道周期，往前推两个世纪对应的时间。红色竖线是1848年之前测定的周期对应的时间。红色的虚线显示了 Car 的宁静星等。
¶ 正常喷发引起的光变
图5. R71的光变曲线[7]
R71在1900-1950年之间有过两次喷发，两次的峰值大约在1913年和1939年。2006年后开始了一次巨大喷发。
图6. R71的光变曲线（巨大喷发）[7:1]
巨大喷发提高了约两个视星等，同时注意到，在视星等达到9等的部分，存在一个约445天的周期光变，可能来自于正常的喷发。
¶ 子分类（若有）
LBV主要分为典型LBV和低光度LBV，主要依据测到的光度大小以及恒星的初始质量（见光度）。
¶ 重要文献
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Review Humphreys, Roberta M. et al., The Luminous Blue Variables: Astrophysical Geysers, 1994.
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ADS近三年相关文献: lib
¶ 参考文献
Humphreys, Roberta M. et al., Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the Carinae Variables, 1999, PASP. ↩︎ ↩︎
Roberta M. Humphreys, On the social traits of luminous blue variables, 2016. APJ. ↩︎ ↩︎
Nathan Smith, Luminous blue variables andthe fates of very massive stars, 2017, RSPTA. ↩︎ ↩︎
Y. Solovyeva et al., Search for LBVs in the Local Volume galaxies, 2021. ↩︎
Nathan Smith, Luminous blue variable eruptions and related transients, 2011, MNRAS. ↩︎
Nathan Smith, A revised historical light curve of Eta Carinae and the timing of close
periastron encounters, 2011, MNRAS ↩︎Nolan R. Walborn et al., Active Luminous Blue Variables in the Large Magellanic Cloud, 2017, AJ. ↩︎ ↩︎