Hipergiant galben - Yellow hypergiant

Tipuri de variabile intrinseci în diagrama Hertzsprung – Russell care arată hipergigienii galbeni deasupra (adică mai luminoși decât) fâșia de instabilitate Cepheid

O hiperigantă galbenă ( YHG ) este o stea masivă cu o atmosferă extinsă , o clasă spectrală de la A la K și, începând cu o masă inițială de aproximativ 20-60 de mase solare , a pierdut până la jumătate din acea masă. Acestea se numără printre cele mai luminoase stele vizuale, cu magnitudine absolută (M _V ) în jurul valorii de -9, dar și una dintre cele mai rare, cu doar 15 cunoscute în Calea Lactee și șase dintre cele dintr- un singur grup . Uneori sunt denumiți hipergiști reci în comparație cu stelele de tip O și B și, uneori, ca hipergiști calzi în comparație cu supergenii roșii .

Clasificare

Termenul „hiperigant” a fost folosit încă din 1929, dar nu pentru stelele cunoscute în prezent sub numele de hipergiori. Hipergigantele sunt definite de clasa lor de luminozitate „0” și au o luminozitate mai mare decât cele mai strălucitoare supergigante din clasa Ia, deși nu au fost denumite hipergigente până la sfârșitul anilor 1970. Un alt criteriu pentru hipergigenti a fost, de asemenea, sugerat în 1979 pentru alte stele fierbinți care pierd foarte multă lumină, dar nu a fost aplicat stelelor mai reci. În 1991, Rho Cassiopeiae a fost primul descris ca un hipergiant galben, probabil devenind grupat ca o nouă clasă de stele luminoase în timpul discuțiilor la atelierul de fizică solară și astrofizică la rezoluția interferometrică din 1992.

Definițiile termenului de hiperigant rămân vag și, deși clasa de luminozitate 0 este pentru hipergiori, acestea sunt mai des desemnate de clasele de luminozitate alternative Ia-0 și Ia ⁺ . Marile lor luminozități stelare sunt determinate de diferite caracteristici spectrale, care sunt sensibile la gravitația suprafeței, cum ar fi lățimile liniei Hβ în stelele fierbinți sau o discontinuitate puternică Balmer în stelele mai reci. Gravitatea suprafeței inferioare indică adesea stele mai mari și, prin urmare, luminozități mai mari. La stelele mai reci, puterea liniilor de oxigen observate, cum ar fi OI la 777,4 nm., Poate fi utilizată pentru a calibra direct împotriva luminozității stelare.

O metodă astrofizică utilizată pentru identificarea definitivă a hipergigienilor galbeni este așa-numitul criteriu Keenan-Smolinski . Aici toate liniile de absorbție ar trebui extinse puternic, dincolo de cele așteptate de la stelele supergigante strălucitoare și, de asemenea, să arate dovezi puternice ale pierderii semnificative de masă. Mai mult, ar trebui să fie prezentă cel puțin o componentă Hα lărgită . De asemenea, pot afișa profiluri Hα foarte complexe, de obicei având linii de emisie puternice combinate cu linii de absorbție.

Terminologia hipergigienilor galbeni este complicată și mai mult prin referirea la aceștia ca fiind fie hipergigenti reci, fie hipergigenti calzi, în funcție de context. Hipergigantele reci se referă la toate stelele suficient de luminoase și instabile, mai reci decât hipergigantele albastre și LBV-urile , incluzând atât gigantele galbene , cât și cele roșii. Termenul de hiperigianți calzi a fost folosit pentru stelele extrem de luminoase de clasă A și F din M31 și M33 care nu sunt LBV, precum și, mai general, pentru hipergigienii galbeni.

Caracteristici

Curba de lumină vizuală pentru ρ Cassiopeiae din 1933 până în 2015

Hipergiganții galbeni ocupă o regiune a diagramei Hertzsprung-Russell deasupra benzii de instabilitate , o regiune în care se găsesc relativ puține stele și în care aceste stele sunt în general instabile. Intervalele spectrale și de temperatură sunt de aproximativ A0-K2 și respectiv 4.000-8.000K. Zona este delimitată pe partea de temperatură ridicată de Golul Evoluționar Galben, unde stelele de această luminozitate devin extrem de instabile și suferă pierderi de masă severe. „Golul evolutiv galben” separă hipergigantele galbene de variabilele albastre luminoase, deși hipergigantele galbene la variabilele lor cele mai fierbinți și luminoase albastre la cea mai răcoroasă pot avea aproximativ aceeași temperatură aproape de 8.000 K. La limita inferioară a temperaturii, hypergigantele galbene și supergigantele roșii nu sunt clar separat; RW Cephei (aproximativ 4.000 K, 295.000 L _☉ ) este un exemplu de stea care împărtășește caracteristicile atât ale hipergigantelor galbene, cât și ale supergigantelor roșii.

Hipergigantele galbene au o gamă destul de restrânsă de luminozități peste 200.000 L _☉ (de exemplu V382 Carinae la 212.000 L _☉ ) și sub limita Humphrey-Davidson la aproximativ 600.000 L _☉ . Cu ieșirea lor maximă la mijlocul intervalului vizual, acestea sunt cele mai strălucitoare vizuale stele cunoscute cu magnitudini absolute în jurul valorii de -9 sau -9,5.

Sunt mari și oarecum instabile, cu gravitații de suprafață foarte mici. În cazul în care supergigantele galbene au gravitații de suprafață (log g) sub aproximativ 2, hipergigienii galbeni au log g în jur de zero. În plus, ele pulsează neregulat, producând mici variații de temperatură și luminozitate. Acest lucru produce rate de pierdere a masei foarte ridicate, iar nebulozitatea este comună în jurul stelelor. Izbucniri ocazionale mai mari pot ascunde temporar stelele.

Hipergigantele galbene se formează din stele masive după ce au evoluat departe de secvența principală. Majoritatea hipergigantelor galbene observate au trecut printr-o fază supergigantă roșie și evoluează înapoi către temperaturi mai ridicate, dar câteva sunt observate în scurta primă tranziție de la secvența principală la supergigantul roșu. Supergigantii cu o masă inițială mai mică de 20 M _☉ vor exploda ca supernova în timp ce sunt încă supergigantele roșii, în timp ce stelele mai masive de aproximativ 60 M _☉ nu se vor răcori niciodată dincolo de temperaturile supergigante albastre. Domeniile exacte de masă depind de metalicitate și rotație. Supergigantele galbene care se răcesc pentru prima dată pot fi stele masive de până la 60 M _☉ sau mai mult, dar stelele supergigante post-roșii vor fi pierdut aproximativ jumătate din masa inițială.

Din punct de vedere chimic, majoritatea hipergigienilor galbeni prezintă o intensificare puternică a suprafeței azotului și a sodiului și a altor elemente grele . Carbonul și oxigenul sunt epuizate, în timp ce heliul este îmbunătățit, așa cum era de așteptat pentru o stea post-secvență principală.

Evoluţie

Hipergigantele galbene au evoluat în mod clar din secvența principală și astfel au epuizat hidrogenul din nucleele lor. Majoritatea hiperigranților galbeni sunt postulați ca fiind super-giganți post- roșii care evoluează spre albastru, în timp ce super-giganții galbeni mai stabili și mai puțin luminoși sunt susceptibili să evolueze spre supergigante roșii pentru prima dată. Există dovezi puternice de gravitate chimică și de suprafață că cel mai strălucitor dintre supergigantele galbene, HD 33579 , se extinde în prezent de la un supergigant albastru la un supergigant roșu.

Aceste stele sunt de două ori rare, deoarece sunt stele foarte masive, inițial de clasă fierbinte de tip O, de peste 15 ori mai mari decât Soarele, dar și pentru că petrec doar câteva mii de ani în faza instabilă a golului galben din viața lor. . De fapt, este dificil de explicat chiar și numărul mic de hipergiganti galbeni observați, relativ la supergigantele roșii de luminozitate comparabilă, din modele simple de evoluție stelară. Cei mai luminoși super-giganți roșii pot executa mai multe „bucle albastre”, aruncând o mare parte din atmosfera lor, dar fără a ajunge vreodată la stadiul de supergigante albastru, fiecare durând cel puțin câteva decenii. Dimpotrivă, unii hipergenii galbeni aparenți pot fi stele mai fierbinți, cum ar fi LBV-urile „lipsă”, mascate într-o pseudo-fotosferă rece.

Descoperirile recente ale progenitorilor supernova gigantului albastru au ridicat, de asemenea, întrebarea dacă stelele ar putea exploda direct din stadiul galben hipergiant. Au fost descoperiți o mână de posibili progenitori ai supernovelor galbene supergigante, dar toți par să aibă o masă și o luminozitate relativ scăzute, nu hipergiori. SN 2013cu este o supernova de tip IIb al cărei progenitor a fost observat direct și clar. A fost o stea evoluată în jur de 8.000 K, care arăta pierderi extreme de masă de material îmbogățit cu heliu și azot. Deși luminozitatea nu este cunoscută, doar o variabilă galbenă hiperigantă sau albastră luminoasă în izbucnire ar avea aceste proprietăți.

Modelele moderne sugerează că stelele cu o anumită gamă de mase și rate de rotație pot exploda ca supernove fără a mai redeveni supergigante albastre, dar în cele din urmă multe vor trece chiar prin golul galben și vor deveni variabile albastre luminoase cu lumină scăzută cu masă mică și, eventual, Wolf- Rayet stele după aceea. Mai exact, stelele mai masive și cele cu rate mai mari de pierdere de masă datorită rotației sau metalicității ridicate vor evolua dincolo de stadiul galben hipergiant până la temperaturi mai calde înainte de a ajunge la prăbușirea nucleului.

Structura

IRAS 17163-3907 este un hipergigant galben care arată clar materialul expulzat care înconjoară probabil toți hipergigienii galbeni.

Conform modelelor fizice actuale ale stelelor, un hiperigant galben ar trebui să posede un miez convectiv înconjurat de o zonă radiativă , spre deosebire de o stea de dimensiunea soarelui, care constă dintr-un miez radiativ înconjurat de o zonă convectivă . Datorită luminozității lor extreme și a structurii interne, hipergigienii galbeni suferă rate mari de pierdere a masei și sunt în general înconjurați de plicuri de material expulzat. Un exemplu de nebuloase care poate rezulta este IRAS 17163-3907 , cunoscut sub numele de ou prăjit, care a expulzat mai multe mase solare de material în doar câteva sute de ani.

Hipergigantul galben este o fază așteptată a evoluției, deoarece cele mai luminoase supergigante roșii evoluează spre albastru, dar ele pot reprezenta și un alt tip de stea. LBV-urile din timpul erupției au vânturi atât de dense încât formează o pseudo-fotosferă care apare ca o stea mai mare și mai rece, în ciuda supergigantului albastru subiacent fiind în mare parte neschimbată. Se observă că acestea au o gamă foarte îngustă de temperaturi în jur de 8.000K. La saltul de bistabilitate care are loc în jurul a 21.000 K vânturi supergigante albastre devin de câteva ori mai dense și ar putea avea ca rezultat o pseudo-fotosferă și mai rece. Nu se observă LBV chiar sub luminozitatea în care saltul de bistabilitate traversează banda de instabilitate S Doradus (nu trebuie confundat cu banda de instabilitate Cepheid ), dar se teorizează că acestea există și apar ca hipergiganti galbeni datorită pseudo-fotosferelor lor.