Variable lluminosa blava

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Evolució d'estrelles de diferents masses representades en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase de variable lluminosa blava apareix marcada com a VLB per al cas de la traça evolutiva de l'estrella de 60 masses solars

Les variables lluminoses blaves (VLB, en anglès luminous blue variables), també conegudes com a variables S Doradus són les estrelles més lluminoses que es coneixen i entre els seus exemples es troben algunes de les estrelles més massives de l'univers. El seu nombre és extremadament escàs per representar una fase breu de l'evolució estel·lar d'estrelles molt massives, de les quals ja hi ha poques de per si mateix. Per sort, la seva elevada lluminositat les fa molt conspícues pel que, encara que el seu nombre sigui molt escàs, són fàcils de detectar.

La fase VLB és una de les últimes fases de la vida d'una estrella molt massiva. Les VLB són estrelles la lluentor de les quals varia lentament en escales d'anys però amb erupcions sobtades que provoquen enormes variacions de lluminositat. Les erupcions són tan violentes que en diverses ocasions s'han confós amb explosions de supernova. Es creu que aquestes erupcions es produeixen perquè l'estrella s'acosta perillosament a el límit d'Eddington, el que fa que la pressió de la radiació expulsi les seves capes més externes de forma violenta. No obstant això, és possible que la presència d'estrelles companyes també jugui un paper en les erupcions. Aquest sembla ser el cas per a Eta Carinae, la VLB més coneguda.

Els models teòrics indiquen que en la fase VLB una estrella que inicialment tingués 120 MSol pot arribar a expulsar desenes de masses solars. Si l'estrella sobreviu a la fase VLB, es converteix en una estrella de Wolf-Rayet.

Variables lluminoses blaves més importants[modifica | modifica el codi]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]