Hipergigantul galben este o stea masivă cu o atmosferă extinsă, aparține clasei spectrale de la A la K, în timpul formării obiectului, masa este de 20-60 de mase solare , dar în procesul de evoluție, steaua pierde aproximativ jumătate. a masei sale. Stelele de acest tip sunt printre cele mai strălucitoare stele, magnitudini absolute sunt în vecinătatea lui M V = −9, ele sunt, de asemenea, unul dintre cele mai rare obiecte, doar aproximativ 17 stele de acest tip sunt cunoscute în Calea Lactee , în timp ce șase dintre ele sunt în clusterul Westerlund 1 . Uneori, aceste obiecte sunt numite hipergiganți reci în comparație cu stelele din clasele O și B, iar uneori sunt numite hipergiganți calde în comparație cu supergiganții roșii .
Termenul „hipergiant” a fost folosit din 1929, dar inițial nu se referea la obiectele care în prezent sunt numite hipergiganți. [1] Hipergiganții sunt desemnați cu o clasă de luminozitate „0” și au o luminozitate mai mare decât supergiganții din clasa Ia cele mai strălucitoare, [2] deși nu au fost numiți hipergiganți până la sfârșitul anilor 1970. [3] Un alt criteriu de selecție a hipergiganților a fost criteriul propus în 1979 pentru alte stele fierbinți cu pierdere de masă și luminozitate ridicată, [4] dar acest criteriu nu a fost aplicat stelelor mai reci. În 1991, steaua Rho Cassiopeia a fost descrisă pentru prima dată ca o hipergigantă galbenă [5] , iar după o discuție la Conferința privind fizica solară și astrofizică la rezoluția interferometrică din 1992, era obișnuit să se clasifice astfel de obiecte ca o clasă separată de luminozitate ridicată. stele. [6]
Definiția „hipergiantului” rămâne vagă și, deși clasa de luminozitate 0 este alocată hipergiganților, aceștia sunt de obicei notați cu clasa de luminozitate Ia-0 și Ia + . [7] Luminozitatea ridicată este definită de diverse caracteristici ale spectrului care sunt sensibile la gravitația de suprafață , cum ar fi lățimea liniei Hβ în stelele fierbinți sau saltul Balmer în stelele mai reci. Gravitația scăzută la suprafață înseamnă de obicei dimensiunea mare a stelei și, prin urmare, luminozitate ridicată. [8] În stelele mai reci, puterea liniilor de hidrogen observate, cum ar fi linia OI la 777,4 nm , poate fi folosită pentru a calibra luminozitatea stelei. [9]
Una dintre metodele astrofizice folosite pentru determinarea hipergiganților galbeni este așa-numitul criteriu Keenan-Smolinski. Toate liniile de absorbție ar trebui lărgite substanțial, într-o măsură mai mare decât la supergiganții strălucitori și ar trebui să existe, de asemenea, dovezi ale unei pierderi puternice de masă. De asemenea, trebuie respectată cel puțin o componentă a liniei lărgite Hα . În acest caz, profilul Hα poate fi foarte complex; de obicei se observă atât linii puternice de emisie, cât și linii de absorbție. [zece]
Termenul de „hipergigant galben” este și mai complicat de faptul că obiectele de acest tip sunt numite atât hipergiganți reci, cât și hipergiganți caldi, în funcție de context. Hipergiganții reci sunt toate stele suficient de luminoase și instabile, mai reci decât hipergiganții albaștri și variabilele albastre strălucitoare , inclusiv hipergiganții galbeni și roșii. [11] Termenul „hipergigant cald” a fost folosit pentru stelele foarte strălucitoare de tipurile spectrale A și F din galaxiile M31 și M33, care nu sunt variabile albastre strălucitoare, [12] precum și pentru hipergiganții galbeni în general. [13]
Hipergiganții galbeni ocupă zona de pe diagrama Hertzsprung-Russell de deasupra benzii de instabilitate și reprezintă o regiune locuită doar de câteva stele și, de obicei, instabile. În funcție de spectrele și temperaturile lor, stelele sunt în intervalul A0-K2 și 4000-8000K. Regiunea este delimitată de sus în termeni de temperatură de așa- numitul „ Vidul evolutiv galben ”, unde stelele la o anumită luminozitate devin foarte instabile și pierd o cantitate mare de masă. „Vidul evolutiv galben” separă hipergiganții galbeni și variabilele albastre strălucitoare, deși hipergiganții galbeni la temperatură maximă și variabilele albastre strălucitoare la temperatura minimă pot avea aproximativ aceeași temperatură de 8000 K. La limita inferioară de temperatură, hipergiganții galbeni și supergiganții roșii devin dificile. a se distinge unul de altul; RW Cephei (4500 K, 555.000 L ⊙ ) este un exemplu de stea care are simultan caracteristicile atât ale hipergiganților galbene, cât și ale supergiganților roșii. [14] [15]
Hipergiganții galbeni au o gamă destul de îngustă de luminozități peste 90.000 L ⊙ (de exemplu, R Korma are o luminozitate de 96.607 L ⊙ ) și sub limita Humphrey-Davidson la luminozități în jur de 600.000 L ⊙ . Emisia atinge vârfurile în mijlocul spectrului vizibil, obiectele fiind cele mai strălucitoare stele cu magnitudini absolute în jurul valorii de -9 sau -9,5. [5]
Obiectele sunt mari și destul de instabile, în timp ce au o gravitație scăzută la suprafață. Supergiganții galbeni au gravitația de suprafață (log g) sub 2, iar hipergiganții galbeni au log g aproape de 0. De asemenea, pulsează neregulat, ceea ce creează mici variații de temperatură și luminozitate. Acest lucru duce la o pierdere foarte mare de masă, iar nebuloasele apar adesea în jurul unor astfel de stele. [16] Uneori, izbucnirile mari pot duce la închiderea unei stele pentru ceva timp. [17]
Hipergiganții galbeni se formează din stele masive după ce evoluează în afara secvenței principale . Majoritatea hipergiganților galbeni observate au trecut prin faza supergiganților roșii și evoluează înapoi spre temperaturi mai ridicate, dar câteva dintre aceste stele au fost observate în prima scurtă tranziție de la secvența principală la supergiganții roșii. Supergiganții cu o masă inițială mai mică de 20 de mase solare vor exploda sub forma unei supernove, iar stelele cu o masă inițială de peste 60 de mase solare nu se vor răci niciodată sub temperaturile supergiganților albaștri. Domeniul exact de masă depinde de metalitate și viteza de rotație. [18] Hipergiganții galbeni care se răcesc pentru prima dată pot avea mase de până la 60 M ⊙ și mai mult, [15] iar stelele după ramura supergigantă roșie își vor pierde aproximativ jumătate din masa lor inițială. [19]
În ceea ce privește compoziția chimică, majoritatea hipergiganților galbeni au cantități mari de azot și sodiu la suprafață, precum și alte elemente grele. Carbonul și oxigenul sunt aproape absente, iar abundența de heliu este crescută, așa cum era de așteptat pentru stelele care au trecut de stadiul secvenței principale.
Hipergiganții galbeni au părăsit deja secvența principală și au epuizat rezerva de hidrogen din nucleele lor. Majoritatea hipergiganților galbeni sunt considerate a fi stele care au trecut de faza supergiganților roșii [14] , iar supergiganții galbene mai stabile și mai puțin strălucitoare sunt considerate a evolua către supergiganți roșii pentru prima dată. De exemplu, există dovezi puternice că cea mai strălucitoare dintre supergiganții galbene, HD 33579 , se extinde de la o supergigantă albastră la o supergigantă roșie. [cincisprezece]
Astfel de stele sunt de două ori rare deoarece sunt stele O foarte masive, inițial fierbinți, cu mase mai mari de 15 mase solare și petrecând doar câteva mii de ani în stadiul instabil de stea galbenă. De fapt, este dificil de explicat chiar și prezența unui număr atât de mic de hipergiganți galbeni observate în comparație cu numărul de supergiganți roșii de aproximativ aceeași luminozitate în ceea ce privește modelele simple de evoluție stelară. Cele mai strălucitoare supergiganți roșii pot trece prin mai multe bucle albastre , pierzând o parte semnificativă din atmosfera lor, dar este posibil să nu ajungă la stadiul de supergigant albastru. De asemenea, unele stele care arată ca hipergiganți galbeni pot fi obiecte mai fierbinți, cum ar fi variabilele albastre strălucitoare care au o pseudo-fotosferă rece. [paisprezece]
Descoperirile recente de supernove formate de supergiganți albaștri au ridicat, de asemenea, întrebarea dacă stelele pot exploda direct în stadiul hipergigant galben. [20] Au fost descoperite o duzină de supergiganți galbeni, posibili precursori ai supernovelor, dar toate au masă și luminozitate prea scăzute pentru a fi clasificate drept hipergiganți. [21] [22] SN 2013cu este o supernova de tip IIb al cărei precursor a fost observat direct. Aceasta este o stea aflată într-un stadiu târziu de evoluție, cu o temperatură de aproximativ 8000K și o pierdere puternică de material bogat în heliu și azot. Deși luminozitatea obiectului este necunoscută, doar o hipergigantă galbenă sau o variabilă albastră strălucitoare în modul burst poate avea astfel de proprietăți. [23]
Modelele actuale sugerează că stelele dintr-un anumit interval de masă și viteză de rotație pot exploda ca supernove și nu pot deveni niciodată supergiganți albastre, dar multe stele pot trece prin „golul galben” și pot deveni variabile albastre strălucitoare de masă mică sau stele Wolf-Rayet . [24] Stelele mai masive, precum și cele cu o rată mare de pierdere de masă datorită proprietăților de rotație sau de metalitate, în evoluția lor vor trece prin stadiul de hipergigant galbenă spre temperaturi mai ridicate înainte de prăbușirea nucleului. [25]
Conform modelelor fizice disponibile în prezent de stele, o hipergigantă galbenă ar trebui să aibă un nucleu convectiv înconjurat de o zonă de transport radiativ . Pentru comparație, o stea de tip Soare constă dintr-o zonă de transport radiativ în apropierea miezului și o înveliș convectiv [26] . Datorită luminozității extrem de ridicate și caracteristicilor structurii interne [27] , hipergiganții galbeni experimentează o pierdere puternică de masă [28] și sunt de obicei înconjurate de învelișuri de materie ejectată. Un exemplu de astfel de nebuloasă este IRAS 17163-3907 , o stea în care a ejectat mai multe mase de Soare în spațiul înconjurător în doar câteva secole [29] .
O hipergigantă galbenă reprezintă o etapă așteptată în evoluția unei stele, deoarece majoritatea supergiganților roșii evoluează spre partea albastră, dar acest tip de obiect poate reprezenta și un tip separat de stea. Variabilele albastre strălucitoare în erupții au un vânt stelar atât de dens încât poate forma o pseudo-fotosferă, făcând întregul obiect să arate ca o stea rece mai mare, în ciuda faptului că supergigantul albastru în sine nu se schimbă semnificativ sub înveliș. Pentru astfel de obiecte, temperatura se află într-o regiune mică de aproximativ 8000K. De asemenea, la o temperatură de aproximativ 21000 K, vântul din supergianta albastră devine atât de dens încât formează și o pseudofotosferă mai rece [30] .
În Westerlund 1 : [34]
În alte galaxii:
| stele variabile | |
|---|---|
| Eruptiv | |
| Pulsând | |
| rotind | |
| Cataclismic | |
| eclipsarea binarelor | |
| Liste | |
| Categorie: Stele variabile | |