Stea hiperigantă

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare



O stea stea hipergigantă ( luminozitate clasa 0) este o stea masiva , mai mare decât o stea supergiganta , cu o masă care poate ajunge până la 100 de ori ca de Soare Sunt considerate cele mai strălucitoare stele existente, iar temperatura suprafeței lor este între 3 500 K și 35 000 K. Durata evoluției lor este estimată la aproximativ două milioane de ani, la sfârșitul căreia explodează în supernove foarte strălucitoare sau chiar hipernove . Se teorizează că un hipergiant, după explozie, ar lăsa o gaură neagră extrem de densă și masivă.

Cunoștințele despre hipergiori sunt relativ rare, fiind foarte rare. Pot avea culori diferite: albastrul indică de obicei că steaua este fierbinte, în timp ce roșul indică faptul că este rece. Un anumit tip de hipergiant este constituit de hipergigantele galbene , dar instabilitățile interne la temperaturi medii și presiuni ridicate le fac mult mai rare decât celelalte hipergigente. Un exemplu de hipergigant galben este Rho Cassiopeiae .

Caracteristici

Comparație între dimensiunea Soarelui și VY Canis Majoris , un hipergigant roșu despre care se crede că este una dintre cele mai mari stele cunoscute .

Cuvântul „hipergiant” este de obicei folosit ca termen generic pentru cele mai masive stele cunoscute; de fapt, există definiții mai precise. În 1956 , astronomii Feast și Thackeray au folosit termenul de super-supergigant (ulterior schimbat în hipergiantul actual) pentru a indica stele cu magnitudine absolută mai mare de M V = -7. În 1971 , Keenan a sugerat utilizarea acestui termen pentru a indica doar supergigantele care prezintă cea mai mare componentă de emisie din banda , adică stele cu o atmosferă stelară extinsă sau o rată ridicată de pierdere a masei. Criteriile sugerate de Keenan sunt în prezent cele mai utilizate pe scară largă de către oamenii de știință. [1] Aceasta înseamnă că o stea hiperigantă nu trebuie neapărat să fie mai masivă decât o supergigantă similară. Mai mult, cele mai masive stele sunt considerate hipergigente și pot avea o masă de până la 100-150 de ori mai mare decât a soarelui .

Hipergigantele sunt stele foarte luminoase, chiar de milioane de ori mai strălucitoare decât Soarele nostru și au temperaturi care variază foarte mult în funcție de tipul de stea, de la 3 500 K până la 35 000 K. Aproape toți hipergigienii prezintă variații ale luminozității în timp datorită instabilității straturilor lor cele mai interioare.

Datorită masei lor foarte mari, viața hipergigantelor este, din punct de vedere astronomic, foarte scurtă, rătăcind doar în câteva milioane de ani, puțin în comparație cu cei aproximativ 10 miliarde de ani pe care le poate atinge o stea cu o masă similară Soarelui. , hipergigantele sunt extrem de rare și foarte puține sunt cunoscute.

Hipergiganții nu trebuie confundați cu variabilele de tip S Doradus (variabile albastru strălucitor). Un hipergigant este clasificat ca atare datorită ratei de pierdere a masei, în timp ce o variabilă albastră strălucitoare este considerată a fi o supergigantă care se pregătește să treacă într-o fază evolutivă în care va pierde multă masă.

Stabilitatea hipergigienților

Hipergiantul LBV Eta Carinae.

Întrucât strălucirea stelelor crește semnificativ odată cu masa, strălucirea hipergurilor se dovedește adesea foarte aproape de limita Eddington , care este luminozitatea la care presiunea radiației care tinde să facă steaua să se extindă este egală cu forța de greutate care tinde să extinde. prăbușește steaua. Aceasta înseamnă că fluxul radiant care trece prin fotosfera unui hipergiant ar putea fi suficient de puternic pentru a desprinde fotosfera. Peste limita Eddington, steaua ar genera radiații atât de mari încât o parte din straturile sale exterioare ar fi distruse în explozii masive; acest lucru ar duce la o restricție a capacității stelei de a străluci la luminozități mai mari pentru perioade mai lungi.

Ca o consecință a depășirii limitei Eddington, se activează o serie de procese care duc la emisia unui vânt stelar intens, care determină o pierdere consistentă de masă de către stea [2] . Deoarece foarte puține stele depășesc această limită, teoria vântului puternic stelar în sine este în mare parte rezultatul modelelor teoretice.

O stea despre care se presupune că găzduiește acest tip de fenomene este η Carinae , una dintre cele mai masive și mai strălucitoare stele observate vreodată. Cu toate acestea, cu o masă de aproximativ 130 de mase solare și o luminozitate de 4 milioane de ori mai mare decât a soarelui , se crede că η Carinae depășește foarte, foarte rar limita Eddington. Ultima dată când steaua a depășit această limită, în 1840 - 1860 , a atins o rată de pierdere a masei mult mai mare decât pot explica cele mai cunoscute modele de vânt stelar. [3]

Acest tip de vânt stelar, spre deosebire de cele normale, nu necesită prezența atomilor de metal în fotosferă ; acest fapt este important, având în vedere că cele mai masive stele sunt, de asemenea, foarte sărace în metale , ceea ce înseamnă că pentru a explica fenomenul avem nevoie de un efect care funcționează independent de metalicitate. La fel, vântul stelar continuu ar putea contribui, de asemenea, la limita de masă superioară a stelelor din prima generație imediat după Big Bang , care nu conțin metale.

O altă teorie care explică exploziile masive ale η Carinae este ideea unei explozii hidrodinamice situate adânc în interior, care șterge și o parte din straturile exterioare ale stelei. Ideea este că steaua, chiar și la luminozități sub limita Eddington, ar putea avea o convecție termică insuficientă în straturile sale cele mai interioare, ceea ce ar putea provoca o inversare a densității care ar putea duce la o explozie violentă. Această teorie nu a fost studiată pe deplin și, prin urmare, nu este clar dacă aceste dinamici pot avea loc de fapt. [4]

Hipergiști cunoscuți

Datorită rarității lor, hipergigienții sunt dificil de studiat. Se pare că se află la o limită superioară de luminozitate a hipergigienilor mai reci (galben și roșu): niciunul dintre ei nu pare să atingă magnitudinea absolută -9,5, care corespunde cu aproximativ 500.000 de ori luminozitatea solară . Motivele pentru acest lucru sunt încă necunoscute. [ neclar ]

Variabile albastru strălucitor (LBV)

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Variabila S Doradus .

Multe dintre stelele variabile de culoare albastru strălucitor sunt clasificate ca hipergigente și sunt de fapt numărate printre cele mai strălucitoare stele cunoscute :

Hipergigantii albastri

Sunt stele ale clasei spectrale O sau B, dar care nu aparțin clasei anterioare a LGW sau așteaptă anexarea la această clasă.

Hipergiantul galben ρ Cas văzut de la o distanță de 9 UA ( simulare Celestia ).

Hipergiori galbeni

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Hipergiant galben .

Hipergigantele galbene sunt o clasă extrem de rară de stele; doar șapte sunt cunoscute în galaxia noastră. Printre acestea:

Hipergigantii rosii

Sunt stele de clasa K sau M, ale căror dimensiuni le fac printre cele mai mari stele cunoscute :

Notă

  1. ^ C. de Jager, The yellow hypergiants , în Astronomy and Astrophysics Review , vol. 8, 1998, pp. 145-180, DOI : 10.1007 / s001590050009 .
  2. ^ AJ van Marle, SP Owocki; NJ Shaviv, vânturi conduse de Continuum de la stele super-Eddington. O poveste cu două limite , în AIP Conference Proceedings , vol. 990, 2008, pp. 250–253, DOI : 10.1063 / 1.2905555 .
  3. ^ SP Owocki, KG Gayley; NJ Shaviv, Un formalism de lungime a porozității pentru pierderea de masă limitată de fotoni obositori de la stele deasupra limitei Eddington , în Astrophysical Journal , vol. 616, 2004, pp. 525-541, DOI : 10.1086 / 424910 .
  4. ^ N. Smith, SP Owocki, Despre rolul erupțiilor conduse de continuu în evoluția stelelor foarte masive și a stelelor populației III , în Astrophysical Journal , vol. 645, 2006, pp. L45 - L48, DOI : 10.1086 / 506523 .

Elemente conexe

Alte proiecte