Una hipergigante ( clase de luminosidad 0 o Ia + ) es un tipo de estrella muy raro que tiene una luminosidad , masa, tamaño y pérdida de masa extremadamente altos debido a sus vientos estelares extremos . El término hipergigante se define como clase de luminosidad 0 (cero) en el sistema MKK . Sin embargo, esto rara vez se ve en la literatura o en clasificaciones espectrales publicadas, excepto para grupos específicos bien definidos como las hipergigantes amarillas , RSG ( supergigantes rojas ) o supergigantes B (e) azules .con espectros de emisión. Más comúnmente, las hipergigantes se clasifican como Ia-0 o Ia + , pero a las supergigantes rojas rara vez se les asignan estas clasificaciones espectrales. Los astrónomos están interesados en estas estrellas porque se relacionan con la comprensión de la evolución estelar, especialmente con la formación de estrellas, la estabilidad y su desaparición esperada como supernovas .
Origen y definición
En 1956, los astrónomos Feast y Thackeray usaron el término super-supergigante (luego cambiado a hipergigante) para estrellas con una magnitud absoluta más brillante que M V = −7 ( M Bol será mayor para estrellas muy frías y muy calientes, por ejemplo en menos −9,7 para una hipergigante B0). En 1971, Keenan sugirió que el término se usaría solo para supergigantes que mostraran al menos un componente de emisión amplio en Hα , lo que indica una atmósfera estelar extendida o una tasa de pérdida de masa relativamente grande. El criterio de Keenan es el más utilizado por los científicos en la actualidad. [1]
Para ser clasificada como hipergigante, una estrella debe ser muy luminosa y tener firmas espectrales que muestren inestabilidad atmosférica y una gran pérdida de masa. Por lo tanto, es posible que una estrella supergigante no hipergigante tenga la misma o mayor luminosidad que una hipergigante de la misma clase espectral. Se espera que las hipergigantes tengan un ensanchamiento y desplazamiento al rojo característicos de sus líneas espectrales, produciendo una forma espectral distintiva conocida como perfil P Cygni . El uso de líneas de emisión de hidrógeno no es útil para definir las hipergigantes más frías, y estas se clasifican en gran medida por su luminosidad, ya que la pérdida de masa es casi inevitable para la clase.
Formación
Las estrellas con una masa inicial superior a unos 25 M ☉ se alejan rápidamente de la secuencia principal y aumentan algo su luminosidad para convertirse en supergigantes azules. Se enfrían y se agrandan a una luminosidad aproximadamente constante para convertirse en una supergigante roja, luego se contraen y aumentan de temperatura a medida que las capas externas desaparecen. Pueden "rebotar" hacia atrás y hacia adelante ejecutando uno o más "bucles azules", aún con una luminosidad bastante constante, hasta que explotan como una supernova o se despojan por completo de sus capas externas para convertirse en una estrella Wolf-Rayet . Las estrellas con una masa inicial superior a aproximadamente 40 M ☉ son simplemente demasiado luminosas para desarrollar una atmósfera extendida estable y, por lo tanto, nunca se enfrían lo suficiente como para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas más masivas, especialmente las que giran rápidamente con convección y mezcla mejoradas, pueden omitir estos pasos y pasar directamente a la etapa Wolf-Rayet.
Esto significa que las estrellas en la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell donde se encuentran las hipergigantes pueden haber evolucionado recientemente a partir de la secuencia principal y aún tener una gran masa, o estrellas supergigantes post-rojas mucho más evolucionadas que han perdido una fracción significativa de su masa inicial. , y estos objetos no pueden distinguirse simplemente sobre la base de su luminosidad y temperatura. Las estrellas de gran masa con una alta proporción de hidrógeno restante son más estables, mientras que las estrellas más viejas con masas más bajas y una mayor proporción de elementos pesados tienen atmósferas menos estables debido al aumento de la presión de radiación y la disminución de la atracción gravitacional. Se cree que son las hipergigantes, cerca del límite de Eddington y que pierden masa rápidamente.
Se cree que las hipergigantes amarillas son generalmente estrellas supergigantes post-rojas que ya han perdido la mayor parte de sus atmósferas e hidrógeno. Se conocen unas pocas supergigantes amarillas de masa alta más estables con aproximadamente la misma luminosidad y se cree que están evolucionando hacia la fase supergigante roja, pero son raras ya que se espera que sea una transición rápida. Debido hipergigantes amarillas son estrellas supergigantes rojas post, hay un límite superior bastante difícil de su luminosidad en alrededor de 500,000-750,000 L ☉ , pero hipergigantes azules puede ser mucho más luminosa, a veces varios millones L ☉ .
Casi todos los hipergigantes exhiben variaciones en la luminosidad con el tiempo debido a las inestabilidades dentro de sus interiores, pero éstos son pequeñas a excepción de dos regiones de inestabilidad distintas donde las variables luminosos azules (LBVs) y hipergigantes amarillo se encuentran. Debido a sus altas masas, el tiempo de vida de un supergigante es muy corto en escalas de tiempo astronómicas: sólo unos pocos millones de años en comparación con los 10 mil millones previstos años para las estrellas como el Sun . Las hipergigantes solo se crean en las áreas más grandes y densas de formación estelar y debido a su corta vida, solo se conoce un pequeño número a pesar de su extrema luminosidad que les permite ser identificadas incluso en galaxias vecinas. El tiempo empleado en algunas fases, como las LBV, puede ser tan breve como unos pocos miles de años. [2] [3]
Estabilidad
A medida que la luminosidad de las estrellas aumenta en gran medida con la masa, la luminosidad de hipergigantes menudo se encuentra muy cerca del límite de Eddington , que es la luminosidad en la que la expansión de la estrella hacia el exterior la presión de radiación es igual a la fuerza de la gravedad de la estrella en colapso de la estrella hacia el interior. Esto significa que el flujo de radiación que pasa a través de la fotosfera de un supergigante puede ser lo suficientemente fuerte como para levantar casi fuera de la fotosfera. Por encima del límite de Eddington, la estrella generaría tanta radiación que partes de sus capas exteriores serían arrojadas en explosiones masivas; esto restringiría efectivamente que la estrella brille a mayor luminosidad durante períodos más largos.
Un buen candidato para albergar un viento impulsado por un continuo es Eta Carinae , una de las estrellas más masivas jamás observadas. Con una masa estimada de alrededor de 130 masas solares y una luminosidad cuatro millones de veces la del Sol , los astrofísicos especulan que Eta Carinae puede superar en ocasiones el límite de Eddington . [4] La última vez que podría haber sido una serie de estallidos observados en 1840-1860, alcanzando tasas de pérdida de masa mucho mayor que nuestra actual comprensión de lo que los vientos estelares permitirían. [5]
A diferencia de la línea de guiado por los vientos estelares (es decir, los accionados mediante la absorción de luz de la estrella en un gran número de estrechas líneas espectrales ), la conducción continuo no requiere la presencia de "metálico" átomos - átomos distintos de hidrógeno y helio , que tienen pocas de estas líneas - en la fotosfera . Esto es importante, ya que la mayoría de las estrellas masivas son también muy pobres en metales, lo que significa que el efecto debe trabajar de forma independiente de la metalicidad . En la misma línea de razonamiento, la conducción continua también puede contribuir a un límite superior de masa, incluso para la primera generación de estrellas justo después del Big Bang , que no contienen ningún metal en absoluto.
Otra teoría para explicar las explosiones masivas de, por ejemplo, Eta Carinae es la idea de una explosión hidrodinámica profundamente situada, despegar partes de las capas exteriores de la estrella. La idea es que la estrella, incluso con luminosidades por debajo del límite de Eddington , tendría una convección de calor insuficiente en las capas internas, lo que provocaría una inversión de densidad que podría conducir a una explosión masiva. Sin embargo, la teoría no se ha explorado mucho y no se sabe si esto realmente puede suceder. [6]
Otra teoría asociada con las estrellas hipergigantes es el potencial para formar una pseudo-fotosfera, que es una superficie esférica ópticamente densa que en realidad está formada por el viento estelar en lugar de ser la verdadera superficie de la estrella. Tal pseudo-fotosfera sería significativamente más fría que la superficie más profunda debajo del denso viento que se mueve hacia afuera. Se ha planteado la hipótesis de que esto explica los LBV de luminosidad intermedia "perdidos" y la presencia de hipergigantes amarillas a aproximadamente la misma luminosidad y temperaturas más frías. Las hipergigantes amarillas son en realidad las LBV que han formado una pseudo-fotosfera y, por lo tanto, aparentemente tienen una temperatura más baja. [7]
Relaciones con Ofpe, WNL, LBV y otras estrellas supergigantes
Las hipergigantes son estrellas evolucionadas, de alta luminosidad y gran masa que ocurren en la misma región o en regiones similares del diagrama HR a estrellas con diferentes clasificaciones. No siempre está claro si las diferentes clasificaciones representan estrellas con diferentes condiciones iniciales, estrellas en diferentes etapas de una trayectoria evolutiva o es solo un artefacto de nuestras observaciones. Los modelos astrofísicos que explican los fenómenos [8] [9] muestran muchas áreas de acuerdo. Sin embargo, existen algunas distinciones que no son necesariamente útiles para establecer relaciones entre diferentes tipos de estrellas.
Aunque la mayoría de las estrellas supergigantes son menos luminosas que las hipergigantes de temperatura similar, algunas caen dentro del mismo rango de luminosidad. [10] Las supergigantes ordinarias en comparación con las hipergigantes a menudo carecen de las fuertes emisiones de hidrógeno cuyas líneas espectrales ampliadas indican una pérdida de masa significativa. Las supergigantes evolucionadas de masa inferior no regresan de la fase de supergigante roja, ya sea explotando como supernovas o dejando atrás una enana blanca.
Las variables azules luminosas son una clase de estrellas calientes muy luminosas que muestran una variación espectral característica. A menudo se encuentran en una zona "inactiva" donde las estrellas más calientes generalmente son más luminosas, pero periódicamente sufren grandes erupciones superficiales y se mueven a una zona estrecha donde las estrellas de todas las luminosidades tienen aproximadamente la misma temperatura, alrededor de 8.000 K. [11] Esta zona "activa" está cerca del borde caliente del "vacío" inestable donde se encuentran las hipergigantes amarillas , con cierta superposición. No está claro si las hipergigantes amarillas logran superar el vacío de inestabilidad para convertirse en LBV o explotar como una supernova. [12] [13]
Las hipergigantes azules se encuentran en las mismas partes del diagrama HR que las LBV, pero no necesariamente muestran las variaciones de LBV. Algunos LBV, pero no todos, muestran las características de los espectros hipergigantes al menos parte del tiempo, [14] [15] pero muchos autores excluirían todos los LBV de la clase hipergigante y los tratarían por separado. [16] hipergigantes azules que no muestran características LBV puede ser progenitores de LBVs, o viceversa, o ambos. [17] LBVs masa inferior puede ser una etapa de transición hacia o desde hipergigantes fresco o son diferentes tipo de objeto. [17] [18]
Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas extremadamente calientes que han perdido gran parte o la totalidad de sus capas externas. WNL es un término que se utiliza para las estrellas Wolf-Rayet de etapa tardía (es decir, más frías) con espectros dominados por nitrógeno. Aunque en general se cree que estas son las etapas alcanzadas por las estrellas hipergigantes después de una pérdida de masa suficiente, es posible que un pequeño grupo de estrellas WNL ricas en hidrógeno sean en realidad progenitores de hipergigantes azules o LBV. Estos son los estrechamente relacionados Ofpe (espectros de tipo O más líneas de emisión de H, He y N, y otras peculiaridades) y WN9 (las estrellas de nitrógeno Wolf-Rayet más frías), que puede ser una breve etapa intermedia entre las estrellas de secuencia principal de gran masa. e hipergigantes o LBV. Se han observado LBV en reposo con espectros WNL y las estrellas Ofpe / WNL aparentes han cambiado para mostrar espectros hipergigantes azules. Las altas velocidades de rotación hacen que las estrellas masivas pierdan sus atmósferas rápidamente y eviten el paso de la secuencia principal a la supergigante, por lo que se convierten directamente en estrellas Wolf-Rayet. Las estrellas Wolf Rayet, raya vertical estrellas, estrellas de barra fría (también conocido como WN10 / 11), de PE, de + y de * estrellas no son considerados hipergigantes. Aunque son luminosas y suelen tener fuertes líneas de emisión, tienen espectros característicos propios. [19]
Hipergigantes conocidas
Las hipergigantes son difíciles de estudiar debido a su rareza. Muchas hipergigantes tienen espectros muy variables, pero se agrupan aquí en amplias clases espectrales.
Variables azules luminosas
Algunas variables azules luminosas se clasifican como hipergigantes, durante al menos parte de su ciclo de variación:
- Eta Carinae , dentro de la Nebulosa Carina ( NGC 3372 ) en la constelación meridional de Carina . Eta Carinae es extremadamente masiva, posiblemente entre 120 y 150 veces la masa del Sol, y es de cuatro a cinco millones de veces más luminosa. Posiblemente un tipo de objeto diferente al de los LBV, o extremo para un LBV.
- P Cygni , en la constelación norteña de Cygnus . Prototipo de las características generales de las líneas espectrales LBV .
- S Doradus , en la Gran Nube de Magallanes , en la constelación meridional de Dorado . Variable prototipo, las LBV todavía se denominan a veces variables S Doradus.
- La Estrella Pistola (V4647 Sgr), cerca del centro de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario . La Estrella Pistola es posiblemente hasta 150 veces más masiva que el Sol y es aproximadamente 1,7 millones de veces más luminosa. Considerada una LBV candidata, pero no se ha confirmado la variabilidad.
- V4029 Sagitario
- V905 Scorpii
- HD 6884 , [20] (R40 en SMC)
- HD 269700 , [7] [21] (R116 en LMC)
- LBV 1806-20 en el cúmulo 1806-20 al otro lado de la Vía Láctea.
Hipergigantes azules
Generalmente clase B, ocasionalmente O tardío o temprano A:
- COMO 314
- Crucis BP (Wray 977 o GX 301-2), binario con una pulsar de compañía. [22]
- Cygnus OB2-12 [22] [a]
- HD 32034 [23] (R62 en LMC)
- HD 37974 [24] (R126 en LMC)
- HD 80077 , candidato a LBV [22] `
- HD 268835 (R66 en LMC)
- HD 269781 [23] (en LMC)
- HD 269661 [23] (R111 en LMC)
- HD 269604 [23] (en LMC)
- HDE 269128 (R81 en LMC), candidato LBV, eclipsando sistema binario. [25]
- HT Sagittae [22]
- V430 Scuti [22]
- V452 Scuti , candidato a LBV [26]
- V1429 Aquilae (= MWC 314), candidata a LBV con una compañera supergigante.
- V1768 Cygni [22]
- V2140 Cygni [22]
- V4030 Sagittarii
- Zeta¹ Scorpii [b]
En galáctico Centro Región: [27]
- Estrella 13 , el tipo O, el candidato a LBV
- Estrella 18 , el tipo O, el candidato a LBV
En Westerlund 1 : [28]
- W5 (posible Wolf-Rayet)
- W7
- W13 (¿binario?)
- W33
- W42a
Hipergigantes amarillas
Hipergigantes amarillas con fines de espectros A -K:
- HD 7583 (R45 en SMC)
- HD 33579 (en LMC)
- HD 268757 [24] (R59 en LMC)
- IRAS 17163-3907 [29]
- IRAS 18357-0604 [30]
- IRC + 10420 (V1302 Aql)
- Rho Cassiopeiae
- V382 Carinae
- V509 Cassiopeiae
- V766 Centauri (HR 5171A) [31]
- V1427 Aquilae [c]
- V915 Scorpii
- Variable A (en M33)
En Westerlund 1 : [28]
- W4
- W8a
- W12a
- W16a
- W32
- W265
En la galaxia del triángulo :
- LGGS J013250.70 + 304510.6
En el Sextans Galaxy:
- Sextanes A7 [33]
Además de por lo menos dos hipergigantes fresco probables en los Scutum supergigante roja Clusters recientemente descubiertos: F15 y F13, posiblemente, en RSGC1 y la estrella 49 en RSGC2 .
Hipergigantes rojas
Espectros de tipo M, las estrellas más grandes conocidas:
- NML Cygni
- WOH G64
- VY Canis Majoris
- S Persei [34]
Ver también
- Lista de estrellas más masivas
- Hypernova
Notas
- ^ Algunos autores consideran Cygnus OB2-12 un LBV por su extrema luminosidad, aunque no ha mostrado la variabilidad característica.
- ^ La estrella más brillante de la asociación OB Scorpius OB1 ycandidata a LBV . [22]
- ^ Puede ser una estrella posterior a AGB más cercana. [32]
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