MWC 930发光蓝色可变状态的确认

摘要

我们介绍了发射在线星MWC 930 (V446 Sct)在2006-2013年的长期光学增亮期间的光谱和光度观测。根据我们早期的数据，我们认为该天体具有在发光蓝色变量(LBV)中发现的特征，如高亮度(~3 10^5. )，低风终端速度(~140公里s^-1)，并倾向于显示强烈的亮度变化(1弹匣超过20年)。在过去的7年来，随着发射光谱的变化和恒星光球层的冷却，它呈现出连续的光学和近红外增亮。我们呈现对象的-波段光曲线，分析光谱变化，并将观测到的性质与其他已识别的银河lbv (AG Car和HR Car)进行比较。总的来说，我们认为MWC 930是一个真正的银河LBV，目前处于S Dor周期的中间。

1.介绍

明亮的蓝色变量是进化的大质量恒星，经历了一个与非常强的质量损失相关的进化阶段。这个阶段似乎持续时间很短[1]，再加上巨大的质量，使得lbv的数量非常小(见[2最近对银河系lbv的一次普查)。不像大多数超级巨星的快速风，其末端速度可达数千公里^-1，LBV的风通常很慢和密集。在某些情况下，这些性质负责在LBV周围的ScienceLell（CS）灰尘的形成。LBV的其他特征包括在光学亮化伴随光学亮度的时间尺度上爆发，当CS气体的电离状态的相应变化时，伴随着光学亮度的时间尺度。这些变化，也称为S DOR周期，以及风象（窄谱线和富射线谱）和B-A.光谱类型允许几乎毫不含糊地识别lbv。它们也被认为经历过巨大的喷发(例如，在1600年前后的P Cyg和汽车于1830年），但这些事件罕见，更难捕获。

在我们之前的论文中[3.]，我们认为发射在线星MWC 930 = V446 Sct是LBV的候选星。我们在2000年到2004年间拍摄的天体光谱除了He I和众多Fe II线外，还显示出强烈而狭窄的Balmer线。他们还显示了典型的发光恒星(如Ne I、N II和Al III)的吸收线。结合我们在20世纪80年代和90年代获得的光度数据[4.]与ASAS-3调查(自1999年起，[5.)，我们发现MWC 930被0.5 mag乐队在2004年至2005年。从那时起，我们跟踪了该天体的亮度和光谱变化，现在有了确凿的证据，表明上述的增光是典型的S Dor周期的初始阶段[1］．

我们在部分描述了我们的观察2;观察结果在一节中呈现3.，频谱的建模在部分中呈现4.，这颗恒星的观测行为及其导出的参数与其他lbv的观测行为进行了比较5.，并在本节作出结论6.．

2.观察

三十三个光度法Bvri.（国际扶轮在2006年9月至2013年10月期间，利用位于智利的PROMPT机器人望远镜进行了观测[6.］．仪器和标准光度系统之间的转换方程是在几个晚上通过拍摄含有[7.］．数据被简化了守基包裹在伊拉夫。

我们的光度数据辅以上面提到的ASAS-3调查的-波段观测数据目前提供到2011年的公开可用数据。每个ASAS-3数据点通常来自5个独立的望远镜。由于在我们的光度场中的所有恒星都比MWC 930暗淡和蓝得多，我们使用ASAS-3光曲线的重叠部分来校准对象的带亮度。仅测量颜色指数的相对变化。MWC 930的光线曲线- 带的图表如图所示1．

由于该天体的位置接近赤道，在两个半球的不同天文台都获得了光谱观测。此外，我们利用光谱分析仪FEROS检索了在ESO获得的对象的光谱，并在[9.］．所有的光谱(除了在Lick拍摄的低分辨率)都是通过échelle摄谱仪获得的。在Complejo Astronómico El Leoncito和San Pedro Martir获得的光谱以标准的方式还原échelle.包裹在伊拉夫。用Upena和Libre-Esprit软件包减少了在CFHT上获得的观察结果。使用标准星臀96379（G2 V，）绝对校准舔谱（G2 V，杂志,杂志)。观测日志见表1．

结果

在我们之前的论文中[3.我们报道MWC 930在杂志(我们称之为视觉极小期)。从那时起，这个物体1.2 mag更明亮（图1)．目前的亮度水平杂志(自2007年起)被称为视觉最大值。

MWC 930的颜色指数仅在亮片时略微更换。特别是，B-V.变成了杂志更大,而V-R.和R-I.几乎相同（具有0.1 mag的典型散射）。通过在我们的舔谱中整合绝对助熔剂来确定近红外幅度（杂志,杂志,和mag，带有不确定性在所有三个乐队中0.1 mag）。所有的大小都是比视觉最小值亮1毫[4.］．

此外，MWC 930在9μM波段AKARI全天空测量[10随着…的流动 Jy. This is0.6磁光比视觉最小状态下测量的MSX助焊剂更亮11］．考虑到AKARIMWC 930的相对通量在0.4-9范围内，数据采集于爆发开始(2006-2007年)，此后物体变亮μM在视觉最小和最大值之间变化很少。

在视觉最大值期间获得的高分辨率光谱表明，与视觉最小值期间观察到的频谱相比，频谱已经显着变化。巴尔默的线条变得有点疲软，蓝色的排放峰值线变得更加明显（Beals III型，[12])。Paschen系列的吸收成分非常弱，变得更加强大，而他们的排放组件变得非常弱。排放线的数量显着增加，而最早检测到的大多数吸收线变弱或消失。大多数弱金属线具有P Cyg类型型材（在[13没有细节)。IR钙三线线(8498,8542和8662 Å)显示出很强的P - Cyg型廓线达到峰值有4个连续强度。吸收中的红外氧三重态(7772-7775 Å)，在视觉最小值时存在，但在[3.那9.]，变得更强壮。在图中介绍了在视觉最小值（2001-2004）和最大（2012）之间MWC 930频谱的若干区域的变化2．

MWC 930是一个相对光学微弱的明星，也具有非常红色（B-V.〜2.5 mag）。因此，即使使用2-3米级望远镜，也需要长时间的曝光时间，以在蓝波长范围内获得高质量的光谱。我们在2012年6月在CFHT获得的频谱在4300和5000Å之间的连续内具有≥30的信噪比（并且靠近100多）允许我们在该光谱区域中研究线。其部分如图所示3.第一次。

在亮光开始后拍摄的所有光谱都彼此非常相似。这并不令人惊讶，因为他们指的是几乎相同的亮度（= 11.6 - -11.8杂志)。它们的一些特征允许我们评估恒星基本参数的变化，与那些视觉最小值(光谱类型B1，K,，[3.])。

在视觉极小期的光谱类型主要受辐射中He I线的存在限制。这些线在视觉上的最大值吸收较弱且纯净，表明该恒星的有效温度较低(见图)2)．另一个特征是Mg II在4482 Å处的强吸收线(图3.)．据[9.]作为目标光谱分类为B5-B9的基础。用于[9.在该波长区域中非常嘈杂（信号到噪声S / N9在连续体中）使这个结论不确定。我们2012年6月拍摄的CFHT频谱有S / N.30附近的镁线，并证实它确实是强的，具有等效宽度(EW) 0.95 Å。它甚至比普通超巨星(没有线发射)的光谱还要强，在普通超巨星光谱中，当有效温度下降并达到时，它就会增加0.7埃在光谱型F0（例如，[14])。这意味着该线的影响受到如图所示的恒星风的影响9.］．在这种情况下，EW线并不能很好地指示恒星的光谱类型。

然而，我们可以估计MWC 930的光球层在视觉最大值时变得有多冷。2010 - 2013年，单离子金属的发射线强度减小，吸收线增强。与正常超巨星的光谱比较，吸收谱线与A5-F0超巨星的吸收谱线相似(见图)4.)．因此，恒星的有效温度约为8000 K。

当恒星得到较冷的时，这种亮度指示器为Si III5739Å线[15]出现在早期B型超巨头的光谱中，变得不可用。然而，可以应用其他亮度标准。7772-7775Å的IR氧三元体的EW已被证明是一种合理的亮度校准器B-F.键入超差（例如，[16])。我们光谱中三联网的平均ew是 Å that corresponds to an absolute visual magnitude of玛格。这个三重态在红色的一面显示了一个微弱的发射成分(图)2)．因此，其性质可能受CS气体的影响，并且使用有限。尽管如此，三重态EW非常相似（2.8），到A2-Untive IRC + 10420（V1302 AQL）的非常相似（2.8Å），其具有辐射绝对幅度 mag [17］．这两个估计都在我们之前的对象的亮度结果中的不确定性（，[3.])。

大多数谱线显示出位置和强度随时间的变化。这很可能是由于质量损失的变化，其强度影响恒星风的密度和电离结构。表格2显示了变化自视觉最小期间的最后一个光谱观察以来，线谱。线蓝峰和中央凹陷，在光学厚的部分中形成在恒星前面的恒星的前面表现出显着的变化。在风的后退部分中形成的红色峰值显示出稳定的位置，但随着时间的推移减少的可变强度。后者可能是由于下降明星的有效温度和较小的风电离部分。

MWC 930的近红外光谱(见图)5.)显示与2001年的频谱比较有显著变化[3.］．Brackett系列氢气管线变成了吸收除外．同时，一系列中性钠在2.22 μM变得更强壮。这也与较低的有效温度和较小的风电离部分一致。

4.建模

为了推导恒星风特性并验证我们对观测数据的分析结果，我们使用了辐射传输代码CMFGEN的预计算模型网格。这段代码(18]允许计算所有包括元素的电离状态的非LTE水平群，并提供星的出射光谱。它已被用于模型LBV，O型和Wolf-Rayett恒星（例如，[19])。

数字6.显示了两个适合于Balmer和He I线的选择，这是合理地接近于观察线廓线。弱的或不存在的He I线表示有效温度较低(K)和窄和建议低表面重力．从数字中也是显而易见的6.终端速度很低( km )．基于这些初始约束条件，对两个模型进行了计算 K and．球状恒星风是由a速度法和终端速度为73公里 (见[19]以描述建模特性)。这与我们之前对视觉最小状态的估计是一致的[3.］．

质量损失率设定为和．较低的质量损失率模型产生的辐射太弱和，较高的质量损失率模型在这些线上发出过强。

因为我们的网格最初是为建模AG Car而创建的(包括元素丰度从[19])，其质量损失率比MWC 930高，我们只能粗略地将质量损失率限制在．这个估计比为视觉最小值()．MWC 930的最大值期间的质量损失率的增加大于在[中的AG CAR中的（约5倍）19］．这种差异可能是由于MWC 930的较低亮度造成的。然而，这两个物体在视觉上的最大有效温度是非常接近的。

5.讨论

正如我们上面所示的那样，MWC 930同时变得光明和冷却器。这是S DOR周期期间LBV的典型行为[1］．因此，这里报告的观测数据证明了我们先前对该天体性质的推测[3.］．

观察到的行为可以与其他已知LBV的行为进行比较。例如，20世纪90年代发生的AG汽车的S DOR周期在[20.］．这个目的开始亮起亮度 mag in mid-1990 and reached a maximum brightness of直到1994年底，它才逐渐变暗 mag by the end of 1998. As it was brightening, its spectrum showed signs of lowering excitation. The following changes were observed in the line profiles between the beginning of the cycle and a brightness level of玛格。中性氦线，从P - Cyg型剖面开始，具有强发射成分，已经消失。Mg II 4482 Å系列从弱排放转变为强吸收。单独电离的铁和钛线具有最强的P Cyg型轮廓时，物体比玛格。定性地说，所有这些变化都是在MWC 930变亮期间观测到的。这AG Car和MWC 930的轮廓都有类似的结构，蓝色的峰比红色的峰弱得多。这些相似之处强烈表明，这两个物体在所描述的时期的过程是相似的。

虽然MWC 930的光谱中的大多数光谱线（例如，Fe II和Ti II）表现出纯P Cyg型型材，但线轮廓可以描述为P - Cyg型和双峰轮廓的组合。如此复杂的剖面很难用球对称风来解释[20.］．它需要一个额外的盘状风分量，或者可能是由于双极流出。然而，拟合这条线的红色峰可以给出质量损失率的变化(见[20.AG汽车)。定性地说，当恒星变得更冷更大时，风会随着时间变得更强。这一过程似乎在2012-2013年仍在继续，因为这两个排放高峰曲线越来越弱，而中央萧条却越来越深(见表)2)．这发射峰在视觉最大值期间也越来越近，这可能是风光光学深度效应的增加。

在S DOR周期期间的LBV的有效温度和半径的变化通常通过假设恒定的散升光度（例​​如，[20.])。将这一假设应用于MWC 930(上面提到的光度估计定性地支持了这一假设)，得出以下结果。因为物体变成了1.2 mag在-波段(2012-2013)，则测热校正值较低。我们还需要考虑CS对视觉连续体的贡献这是确定的 mag in [3.］．由于恒星的有效温度较低，电离辐射应该要弱得多，所以我们忽略了在视觉最大值时的这一贡献。如果我们把最小视觉值K，测热校正值 mag [3.]， 然后2012-2013年为~9000 K。如果K(来自[的最小值3.[对应于校长的校正 mag [8.]，然后是电流K。因此，我们可以得出结论，MWC 930在视觉最小值和最大值之间的转换过程中，一直保持大致相同的测热光度。

有了这些MWC 930基本参数的结果，我们可以将它们与其他lbv进行比较。最近有人提出[21表明具有较强S - Dor循环的lbv是快速旋转器，其参数受到一个临界旋转极限的约束。我们在Hertzsprung-Russell图中显示了MWC 930在两种亮度状态下的位置，以及其他两个强变量LBVs, AG Car和HR Car的位置(仅在视觉最小状态下)7.．

MWC 930在视觉最小期间的位置位于禁区（图中实线的左侧）7.)，除非我们假设在[3.］．视觉上的最大位置不违反当前的稳定性限制。就恒星的旋转速度而言，我们在[3.宽的(有时是分裂的)光球线要么是由于快速旋转，要么是由于双星。与AG Car和HR Car相比，MWC 930的发光度较低，这与它较弱的发射光谱和较低的质量损失率是一致的。

正如我们在[3.[MWC 930的光谱能量分布中，MWC 930的光谱能量分布的存在过多是朝向LBV进化状态的提示。最近，在Spitzer Space天文台的IR图像中发现了一个围绕物体的扩展壳，并且在长度超过5的波长下的明智使命 μm [22］．这一发现与MWC 930过去巨大爆发的想法一致。另外，[中提出的MWC 930的IR频谱分析22表明硅酸盐在μm是由于星际而不是由于CS灭绝。这一结果表明距离该物体较远，因此支持[3.[本文。

6.结论

我们报道了2006 - 2013年获得的LBV候选MWC 930的高分辨率光学光度测定，高分辨率光学光谱，以及低分辨率的磁通型近IR光谱。观察数据清楚地表明该对象正在进行S DOR周期。在此期间，光学亮度增加1.2 MAG，光谱变得不太兴奋，因为降低了明星的有效温度。在视觉最大值中观察到的光谱特征表明变成了8000-9000 k，其与在喷发过程中的辐射亮度常量的假设一致，如在LBV中通常观察到的那样。MWC 930与其他LBV的光谱行为和基本参数的比较表现出S DOR周期（AG CAR和HR CAR）的表明，明星在视觉最小期间的有效温度是我们之前估计的最低一部分（17000 K, (3.])，而测热光度(，[3.)似乎没有改变。

利益冲突

提交人声明没有关于本文的出版物的利益冲突。

致谢

作者感谢M. Borges Fernandes，用于检索和减少MWC 930的Feros谱。A. M.和S.Z.来自DGAPA / PAPIIT项目的确认支持。在100614。This paper is partially based on observations obtained at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) which is operated by the National Research Council of Canada, the Institut National des Sciences de l’Univers of the Centre National de la Recherche Scientifique de France, and the University of Hawaii, the 2.2 m MPG telescope operated at ESO/La Silla under program IDs 086.A-9019 and 087.A-9005, the 2.1 m telescope of the San Pedro Martir Observatory, the 2.1 m telescope of the Complejo Astronómico El Leoncito, and the PROMPT robotic telescopes located in Chile and operated by University of North Carolina at Chapel Hill.

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