Hipergiant - Hypergiant
Un hipergiant ( clasa de luminozitate 0 sau Ia + ) este un tip de stea foarte rar , care are o lumină , o masă, o dimensiune și o pierdere de masă extrem de ridicate datorită vânturilor sale stelare extreme . Termenul hipergiant este definit ca clasă de luminozitate 0 (zero) în sistemul MKK . Cu toate acestea, acest lucru este rar văzut în literatură sau în clasificările spectrale publicate, cu excepția grupurilor specifice bine definite, cum ar fi hipergigantele galbene , RSG ( supergigantele roșii ) sau supergigantele albastre B (e) cu spectre de emisie. Mai frecvent, hypergiants sunt clasificate ca Ia-0 sau Ia + , dar supergiants roșii sunt rareori atribuite aceste clasificări spectrale. Astronomii sunt interesați de aceste stele, deoarece se referă la înțelegerea evoluției stelare, în special cu formarea stelelor, stabilitatea și moartea lor așteptată ca supernove .
Origine și definiție
În 1956, astronomii Feast și Thackeray au folosit termenul de super-super-gigant (ulterior schimbat în hipergiant) pentru stelele cu magnitudine absolută mai strălucitoare decât M V = −7 ( M Bol va fi mai mare pentru stelele foarte reci și foarte fierbinți, de exemplu la cel puțin −9,7 pentru un hiperigant B0). În 1971, Keenan a sugerat că termenul ar fi folosit doar pentru supergigantele care prezintă cel puțin o componentă largă de emisie în Hα , indicând o atmosferă stelară extinsă sau o rată de pierdere a masei relativ mare. Criteriul Keenan este cel mai frecvent utilizat de oamenii de știință de astăzi.
Pentru a fi clasificată ca hiperigantă, o stea trebuie să fie foarte luminoasă și să aibă semnături spectrale care să arate instabilitate atmosferică și pierderi mari de masă. Prin urmare, este posibil ca o stea super-gigantă nehiperigantă să aibă aceeași luminozitate sau mai mare ca o hiperigantă din aceeași clasă spectrală. Se așteaptă ca hiperigianții să aibă o lărgire și o schimbare caracteristică a liniilor lor spectrale, producând o formă spectrală distinctivă cunoscută sub numele de profil P Cygni . Utilizarea liniilor de emisie de hidrogen nu este utilă pentru definirea celor mai reci hipergiși, iar acestea sunt în mare parte clasificate în funcție de luminozitate, deoarece pierderea de masă este aproape inevitabilă pentru clasă.
Formare
Stele , cu o masă inițială de peste circa 25 M ☉ trece rapid departe de secvența principală și crește oarecum în luminozitate pentru a deveni supergigante albastre. Se răcesc și se măresc la o lumină aproximativ constantă pentru a deveni un supergigant roșu, apoi se contractă și cresc în timp ce straturile exterioare sunt suflate. Ei pot „sări” înapoi și înainte executând unul sau mai multe „bucle albastre”, încă la o luminozitate destul de constantă, până când explodează ca o supernovă sau își varsă complet straturile exterioare pentru a deveni o stea Wolf-Rayet . Stelele cu o masă inițială peste aproximativ 40 M ☉ sunt pur și simplu prea luminoase pentru a dezvolta o atmosferă stabilă extinsă și astfel nu se răcesc niciodată suficient pentru a deveni super-giganți roșii. Cele mai masive stele, în special stelele cu rotație rapidă, cu convecție și amestecare îmbunătățite, pot sări peste acești pași și să se deplaseze direct la etapa Wolf-Rayet.
Acest lucru înseamnă că stelele din partea de sus a diagramei Hertzsprung-Russell, unde se găsesc hipergigantele, pot fi recent evoluate din secvența principală și încă cu masă ridicată sau stele supergigante post-roșii mult mai evoluate, care au pierdut o fracțiune semnificativă din masa inițială. , iar aceste obiecte nu se pot distinge pur și simplu pe baza luminozității și temperaturii lor. Stelele cu masă mare, cu o proporție mare de hidrogen rămas, sunt mai stabile, în timp ce stelele mai vechi, cu mase mai mici și o proporție mai mare de elemente grele, au atmosfere mai puțin stabile datorită presiunii crescute a radiației și a atracției gravitaționale scăzute. Se crede că aceștia sunt hipergiștii, aproape de limita Eddington și care pierd rapid masa.
Se crede că hipergigantele galbene sunt în general stele supergigante post-roșii care și-au pierdut deja cea mai mare parte a atmosferei și hidrogenului. Câțiva super-giganți mai stabili, cu masă mare, cu aproximativ aceeași luminozitate, sunt cunoscuți și se crede că evoluează spre faza roșie supergigantă, dar acestea sunt rare, deoarece se așteaptă o tranziție rapidă. Deoarece hipergigienii galbeni sunt stele super-gigant post-roșii, există o limită superioară destul de dură a luminozității lor la aproximativ 500.000-750.000 L ☉ , dar hipergigantele albastre pot fi mult mai luminoase, uneori câteva milioane de L ☉ .
Aproape toți hipergigienii prezintă variații ale luminozității în timp din cauza instabilităților din interiorul lor, dar acestea sunt mici, cu excepția a două regiuni distincte de instabilitate în care se găsesc variabile albastre luminoase (LBV) și hipergigenti galbeni . Datorită masei lor ridicate, durata de viață a unui hiperigant este foarte scurtă în intervalele de timp astronomice: doar câteva milioane de ani comparativ cu aproximativ 10 miliarde de ani pentru stele precum Soarele . Hipergigantele sunt create doar în cele mai mari și mai dense zone de formare a stelelor și din cauza vieții lor scurte, doar un număr mic este cunoscut în ciuda luminozității lor extreme, care le permite să fie identificate chiar și în galaxiile vecine. Timpul petrecut în unele faze, cum ar fi LBV-urile, poate fi la fel de scurt ca câteva mii de ani.
Stabilitate
Pe măsură ce luminozitatea stelelor crește foarte mult odată cu masa, luminozitatea hipergigantelor se află adesea foarte aproape de limita Eddington , care este luminozitatea la care presiunea radiației care extinde steaua spre exterior este egală cu forța gravitației stelei prăbușind steaua spre interior. Aceasta înseamnă că fluxul radiativ care trece prin fotosfera unui hiperigant poate fi suficient de puternic pentru a se ridica din fotosferă. Peste limita Eddington, steaua ar genera atât de multă radiație încât părți ale straturilor sale exterioare ar fi aruncate în explozii masive; acest lucru ar restricționa efectiv steaua să strălucească la luminozități mai mari pentru perioade mai lungi.
Un bun candidat pentru găzduirea unui vânt continuu este Eta Carinae , una dintre cele mai masive stele observate vreodată. Cu o masă estimată de aproximativ 130 de mase solare și o lumină de patru milioane de ori mai mare decât a Soarelui , astrofizicienii speculează că Eta Carinae poate depăși ocazional limita Eddington . Ultima dată ar fi putut fi o serie de izbucniri observate în 1840-1860, atingând rate de pierdere de masă mult mai mari decât înțelegerea noastră actuală a ceea ce ar permite vânturile stelare.
Spre deosebire de vânturile stelare conduse de linie (adică cele antrenate de absorbția luminii de la stea într-un număr mare de linii spectrale înguste ), acționarea continuă nu necesită prezența unor atomi „metalici” - atomi în afară de hidrogen și heliu , care au puține astfel de linii - în fotosferă . Acest lucru este important, deoarece majoritatea stelelor masive sunt, de asemenea, foarte sărace în metal, ceea ce înseamnă că efectul trebuie să funcționeze independent de metalicitate . În aceeași linie de raționament, conducerea continuă poate contribui, de asemenea, la o limită de masă superioară chiar și pentru prima generație de stele chiar după Big Bang , care nu conținea deloc metale.
O altă teorie care explică izbucnirile masive ale, de exemplu, Eta Carinae este ideea unei explozii hidrodinamice profund situate, care aruncă părți din straturile exterioare ale stelei. Ideea este că steaua, chiar și la luminozități sub limita Eddington , ar avea o convecție de căldură insuficientă în straturile interioare, rezultând o inversare a densității care ar putea duce la o explozie masivă. Cu toate acestea, teoria nu a fost explorată prea mult și nu este sigur dacă acest lucru se poate întâmpla cu adevărat.
O altă teorie asociată stelelor hipergiante este potențialul de a forma o pseudo-fotosferă, adică o suprafață sferică optic densă, care este de fapt formată de vântul stelar, mai degrabă decât să fie adevărata suprafață a stelei. O astfel de pseudo-fotosferă ar fi semnificativ mai rece decât suprafața mai adâncă de sub vântul dens, care se deplasează spre exterior. Sa presupus că acest lucru explică LBV-urile cu luminozitate intermediară „lipsă” și prezența hipergigianților galbeni la aproximativ aceeași luminozitate și temperaturi mai reci. Hipergigantele galbene sunt de fapt LBV-urile care au format o pseudo-fotosferă și deci aparent au o temperatură mai scăzută.
Relații cu Ofpe, WNL, LBV și alte stele supergigante
Hipergigantele sunt stele evoluate, cu luminozitate ridicată, cu masă mare, care apar în aceleași regiuni sau în regiuni similare ale diagramei HR către stele cu clasificări diferite. Nu este întotdeauna clar dacă diferitele clasificări reprezintă stele cu condiții inițiale diferite, stele aflate în diferite etape ale unei piste evolutive sau este doar un artefact al observațiilor noastre. Modelele astrofizice care explică fenomenele arată multe domenii de acord. Cu toate acestea, există unele distincții care nu sunt neapărat utile în stabilirea relațiilor între diferite tipuri de stele.
Deși majoritatea stelelor supergigante sunt mai puțin luminoase decât hipergigantele cu o temperatură similară, câteva se încadrează în același interval de luminozitate. Supergigantelor obișnuite în comparație cu hipergigenii le lipsește adesea emisiile puternice de hidrogen ale căror linii spectrale lărgite indică pierderi semnificative de masă. Supergigantele de masă inferioară evoluate nu se întorc din faza supergigantă roșie, fie explodează ca supernove, fie lasă în urmă un pitic alb.
Variabilele albastre luminoase sunt o clasă de stele fierbinți foarte luminoase care prezintă variații spectrale caracteristice. Adesea se află într-o zonă „în repaus”, cu stele mai fierbinți, în general fiind mai luminoase, dar periodic suferă erupții mari la suprafață și se deplasează într-o zonă îngustă în care stelele de toate luminozitățile au aproximativ aceeași temperatură, în jur de 8.000K. Această zonă „activă” se află aproape de marginea fierbinte a „golului” instabil în care se găsesc hipergigantele galbene , cu unele suprapuneri. Nu este clar dacă hiperigranții galbeni reușesc vreodată să treacă de golul instabilității pentru a deveni LBV sau să explodeze ca supernovă.
Hipergigantele albastre se găsesc în aceleași părți ale diagramei HR ca LBV, dar nu prezintă neapărat variațiile LBV. Unii, dar nu toți LBV-urile prezintă caracteristicile spectrelor hipergiante cel puțin o parte din timp, dar mulți autori ar exclude toate LBV-urile din clasa hipergiantă și le-ar trata separat. Hipergigantele albastre care nu prezintă caracteristici ale LBV pot fi progenitori ai LBV sau invers, sau ambele. LBV-urile cu masă mai mică pot fi o etapă de tranziție la sau de la hiperigianți reci sau sunt un tip diferit de obiect.
Stelele Wolf – Rayet sunt stele extrem de fierbinți care și-au pierdut mult sau toate straturile exterioare. WNL este un termen utilizat pentru stadiile târzii (adică mai reci) stelele Wolf-Rayet cu spectre dominate de azot. Deși, în general, se crede că acestea sunt stadiul la care au ajuns stelele hipergiante după o pierdere suficientă de masă, este posibil ca un grup mic de stele WNL bogate în hidrogen să fie, de fapt, progenitori ai hipergigantelor albastre sau LBV. Acestea sunt strâns legate Ofpe (spectrele de tip O plus liniile de emisie H, He și N și alte particularități) și WN9 (cele mai tari stele de azot Wolf-Rayet) care pot fi un scurt stadiu intermediar între stelele cu secvență principală de masă mare și hipergiganti sau LBV. S-au observat LBV-uri liniștite cu spectre WNL și stelele aparente Ofpe / WNL s-au schimbat pentru a arăta spectre albastre hipergiante. Rata mare de rotație face ca stelele masive să-și arunce atmosfera rapid și să împiedice trecerea de la secvența principală la supergigant, astfel încât acestea devin direct stele Wolf-Rayet. Stelele Wolf Rayet, stelele slash, stelele cool slash (alias WN10 / 11), stelele Ofpe, Of + și Of * nu sunt considerate hipergiganti. Deși sunt luminoase și au deseori linii puternice de emisie, au spectre proprii caracteristice.
Hipergiști cunoscuți
Hipergenții sunt dificil de studiat datorită rarității lor. Mulți hipergiști au spectre foarte variabile, dar sunt grupate aici în clase spectrale largi.
Variabile albastre luminoase
Unele variabile albastre luminoase sunt clasificate ca hipergigente, în timpul cel puțin unei părți a ciclului lor de variație:
- Eta Carinae , în interiorul Nebuloasei Carina ( NGC 3372 ) din constelația sudică a Carinei . Eta Carinae este extrem de masivă, posibil de până la 120 până la 150 de ori masa Soarelui și este de patru până la cinci milioane de ori mai luminos. Posibil un alt tip de obiect față de LBV sau extrem pentru un LBV.
- P Cygni , în constelația nordică a Cygnus . Prototip pentru caracteristicile generale ale liniilor spectrale LBV .
- S Doradus , în Marele Nor Magellanic , în constelația sudică a Dorado . Variabilă prototip, LBV-urile sunt încă uneori numite variabile S Doradus.
- Pistol Steaua (V4647 Sgr), în apropiere de centrul Căii Lactee, în constelația Sagetator . Steaua pistolului este de 150 de ori mai masivă decât Soarele și este de aproximativ 1,7 milioane de ori mai luminoasă. Considerat un LBV candidat, dar variabilitatea nu a fost confirmată.
- V4029 Sagittarii
- V905 Scorpii
- HD 6884 , (R40 în SMC)
- HD 269700 , (R116 în LMC)
- LBV 1806-20 în grupul 1806-20 de cealaltă parte a Căii Lactee.
Hipergigantii albastri
De obicei, clasa B, ocazional târziu O sau devreme A:
- BP Crucis (Wray 977 sau GX 301-2), binar cu un companion pulsar .
- Cygnus OB2-12
- HD 32034 (R62 în LMC)
- HD 37974 (R126 în LMC)
- HD 80077 , candidat LBV`
- HD 268835 (R66 în LMC)
- HD 269781 (în LMC)
- HD 269661 (R111 în LMC)
- HD 269604 (în LMC)
- HDE 269128 (R81 în LMC), candidat LBV, sistem binar eclipsant.
- HT Sagittae
- V430 Scuti
- V452 Scuti , candidat LBV
- V1429 Aquilae (= MWC 314), candidat LBV cu un însoțitor supergigant.
- V1768 Cygni
- V2140 Cygni
- V4030 Sagittarii
- Zeta¹ Scorpii
În regiunea Centrului Galactic:
În Westerlund 1 :
- W5 (posibil Wolf-Rayet)
- W7
- W13 (binar?)
- W33
- W42a
Hipergiori galbeni
Hipergenți galbeni cu spectre A-K târzii:
- HD 7583 (R45 în SMC)
- HD 33579 (în LMC)
- HD 268757 (R59 în LMC)
- IRAS 17163-3907
- IRAS 18357-0604
- IRC + 10420 (V1302 Aql)
- Rho Cassiopeiae
- V382 Carinae
- V509 Cassiopeiae
- V766 Centauri (HR 5171A)
- V1427 Aquilae
- V915 Scorpii
- Variabila A (în M33)
În Westerlund 1 :
- W4
- W8a
- W12a
- W16a
- W32
- W265
În galaxia Sextans :
- Sextans A7
În plus, cel puțin două hipergigente probabile în grupurile de supergigante roșii Scutum recent descoperite: F15 și posibil F13 în RSGC1 și Star 49 în RSGC2 .
Hipergigantii rosii
Spectre de tip M, cele mai mari stele cunoscute:
