Hipergigante amarillo

Una hipergigante amarilla ( YHG ) es una estrella masiva con una atmósfera extendida , una clase espectral de A a K y, comenzando con una masa inicial de aproximadamente 20 a 60 masas solares , ha perdido hasta la mitad de esa masa. Se encuentran entre las estrellas más luminosas visualmente, con una magnitud absoluta (M V ) alrededor de -9, pero también una de las más raras, con solo 15 conocidas en la Vía Láctea y seis de ellas en un solo cúmulo . A veces se las conoce como hipergigantes frías en comparación con las estrellas de tipo O y B, y a veces como hipergigantes cálidas en comparación con las estrellas rojas.supergigantes .

Tipos de variables intrínsecas en el diagrama de Hertzsprung-Russell que muestran las hipergigantes amarillas por encima (es decir, más luminosas que) la franja de inestabilidad cefeida

El término "hipergigante" se usó ya en 1929, pero no para las estrellas actualmente conocidas como hipergigantes. [1] Las hipergigantes se definen por su clase de luminosidad '0' , y son más luminosas que las supergigantes más brillantes de la clase Ia, [2] aunque no se las denominó hipergigantes hasta finales de la década de 1970. [3] Otro criterio para las hipergigantes también se sugirió en 1979 para algunas otras estrellas calientes con pérdida de masa altamente luminosas, [4] pero no se aplicó a estrellas más frías. En 1991, Rho Cassiopeiae fue la primera en ser descrita como una hipergigante amarilla, [5] probablemente se agrupó como una nueva clase de estrellas luminosas durante las discusiones en el taller de física solar y astrofísica en el taller de resolución interferométrica en 1992. [6]

Las definiciones del término hipergigante siguen siendo vagas, y aunque la clase de luminosidad 0 es para hipergigantes, se las designa más comúnmente por las clases de luminosidad alternativas Ia-0 y Ia + . [7] Sus grandes luminosidades estelares se determinan a partir de varias características espectrales, que son sensibles a la gravedad de la superficie, como los anchos de línea Hβ en estrellas calientes o una fuerte discontinuidad de Balmer en estrellas más frías. La gravedad superficial más baja a menudo indica estrellas más grandes y, por lo tanto, luminosidades más altas. [8] En estrellas más frías, la fuerza de las líneas de oxígeno observadas, como OI a 777,4 nm., Se puede utilizar para calibrar directamente contra la luminosidad estelar. [9]

Un método astrofísico utilizado para identificar definitivamente las hipergigantes amarillas es el llamado criterio de Keenan-Smolinski . Aquí todas las líneas de absorción deberían ensancharse fuertemente, más allá de las esperadas de las estrellas supergigantes brillantes , y también mostrar una fuerte evidencia de pérdida de masa significativa. Además, también debería estar presente al menos un componente Hα ampliado . También pueden mostrar perfiles de Hα muy complejos, que suelen tener fuertes líneas de emisión combinadas con líneas de absorción. [10]

La terminología de las hipergigantes amarillas se complica aún más al referirse a ellas como hipergigantes frías o hipergigantes cálidas, según el contexto. Las hipergigantes frías se refieren a todas las estrellas suficientemente luminosas e inestables más frías que las hipergigantes azules y las LBV , incluidas las hipergigantes amarillas y rojas. [11] El término hipergigantes cálidas se ha utilizado para las estrellas de clase A y F muy luminosas en M31 y M33 que no son LBV, [12] así como más generalmente para las hipergigantes amarillas. [13]

Curva de luz visual para ρ Cassiopeiae desde 1933 hasta 2015

Las hipergigantes amarillas ocupan una región del diagrama de Hertzsprung-Russell sobre la franja de inestabilidad , una región donde se encuentran relativamente pocas estrellas y donde esas estrellas son generalmente inestables. Los rangos espectrales y de temperatura son aproximadamente A0-K2 y 4,000–8,000K respectivamente. El área está delimitada en el lado de alta temperatura por el Vacío Evolutivo Amarillo, donde las estrellas de esta luminosidad se vuelven extremadamente inestables y experimentan una pérdida de masa severa. El "vacío evolutivo amarillo" separa las hipergigantes amarillas de las variables azules luminosas, aunque las hipergigantes amarillas en su punto más caliente y las variables azules luminosas en su punto más frío pueden tener aproximadamente la misma temperatura cerca de 8.000 K. En el límite de temperatura más baja, las hipergigantes amarillas y las supergigantes rojas no son claramente apartado; RW Cephei (aproximadamente 4.000 K, 295.000  L ☉ ) es un ejemplo de una estrella que comparte características tanto de las hipergigantes amarillas como de las supergigantes rojas. [14] [15]

Las hipergigantes amarillas tienen un rango bastante estrecho de luminosidades por encima de 200.000  L ☉ (por ejemplo, V382 Carinae a 212.000  L ☉ ) y por debajo del límite de Humphrey-Davidson en alrededor de 600.000  L ☉ . Con su salida en el medio del rango visual, estas son las estrellas más brillantes visualmente conocidas con magnitudes absolutas alrededor de -9 o -9,5. [5]

Son grandes y algo inestables, con densidades superficiales muy bajas. Donde las supergigantes amarillas tienen gravedad superficial (log g) por debajo de aproximadamente 2, las hipergigantes amarillas tienen log g alrededor de cero. Además pulsan de forma irregular, produciendo pequeñas variaciones de temperatura y brillo. Esto produce tasas de pérdida de masa muy altas y la nebulosidad es común alrededor de las estrellas. [16] Los estallidos ocasionales más grandes pueden oscurecer temporalmente las estrellas. [17]

Las hipergigantes amarillas se forman a partir de estrellas masivas después de que se han alejado de la secuencia principal. La mayoría de las hipergigantes amarillas observadas han pasado por una fase de supergigante roja y están evolucionando hacia temperaturas más altas, pero algunas se ven en la breve primera transición de la secuencia principal a la supergigante roja. Las supergigantes con una masa inicial inferior a 20  M ☉ explotarán como una supernova mientras siguen siendo supergigantes rojas, mientras que las estrellas más masivas de unos 60  M ☉ nunca se enfriarán más allá de las temperaturas de las supergigantes azules. Los rangos de masa exactos dependen de la metalicidad y la rotación. [18] Las supergigantes amarillas que se enfrían por primera vez pueden ser estrellas masivas de hasta 60  M ☉ o más, [15] pero las estrellas supergigantes post-rojas habrán perdido alrededor de la mitad de su masa inicial. [19]

Químicamente, la mayoría de las hipergigantes amarillas muestran una fuerte mejora superficial de nitrógeno y también de sodio y algunos otros elementos pesados . El carbono y el oxígeno se agotan, mientras que el helio aumenta, como se esperaba para una estrella posterior a la secuencia principal.

Las hipergigantes amarillas han evolucionado claramente a partir de la secuencia principal y, por lo tanto, han agotado el hidrógeno en sus núcleos. Se postula que la mayoría de las hipergigantes amarillas son supergigantes post- rojas que evolucionan hacia el azul, [14] mientras que es probable que las supergigantes amarillas más estables y menos luminosas evolucionen a supergigantes rojas por primera vez. Existe una fuerte evidencia química y de gravedad superficial de que la más brillante de las supergigantes amarillas, HD 33579 , se está expandiendo actualmente de una supergigante azul a una supergigante roja. [15]

Estas estrellas son doblemente raras porque son estrellas de secuencia principal de clase O muy masivas, inicialmente de clase caliente, más de 15 veces más masivas que el Sol, pero también porque pasan solo unos pocos miles de años en la fase inestable del vacío amarillo de sus vidas. . De hecho, es difícil explicar incluso el pequeño número de hipergigantes amarillas observadas, en relación con las supergigantes rojas de luminosidad comparable, a partir de modelos simples de evolución estelar. Las supergigantes rojas más luminosas pueden ejecutar múltiples "bucles azules", despojándose de gran parte de su atmósfera, pero sin llegar nunca a la etapa de supergigante azul, cada una de las cuales toma solo unas pocas décadas como máximo. Por el contrario, algunas hipergigantes amarillas aparentes pueden ser estrellas más calientes, como las LBV "perdidas", enmascaradas dentro de una pseudo-fotosfera fría. [14]

Los recientes descubrimientos de progenitores de supernovas supergigantes azules también han planteado la cuestión de si las estrellas podrían explotar directamente desde la etapa hipergigante amarilla. [20] Se ha descubierto un puñado de posibles progenitores de supernovas supergigantes amarillas, pero todos parecen ser de masa y luminosidad relativamente bajas, no hipergigantes. [21] [22] SN 2013cu es una supernova de tipo IIb cuyo progenitor ha sido observado directa y claramente. Era una estrella evolucionada de alrededor de 8.000 K que mostraba una pérdida de masa extrema de material enriquecido con helio y nitrógeno. Aunque se desconoce la luminosidad, solo una hipergigante amarilla o una variable azul luminosa en estallido tendrían estas propiedades. [23]

Los modelos modernos sugieren que las estrellas con un cierto rango de masas y tasas de rotación pueden explotar como supernovas sin volver a convertirse en supergigantes azules, pero muchas eventualmente atravesarán el vacío amarillo y se convertirán en variables azules luminosas de baja masa y baja luminosidad y posiblemente Wolf– Rayet protagoniza después de eso. [24] Específicamente, las estrellas más masivas y aquellas con mayores tasas de pérdida de masa debido a la rotación o alta metalicidad evolucionarán más allá de la etapa hipergigante amarilla a temperaturas más calientes antes de alcanzar el colapso del núcleo. [25]

IRAS 17163-3907 es una hipergigante amarilla que muestra claramente el material expulsado que probablemente rodea a todas las hipergigantes amarillas.

Según los modelos físicos actuales de estrellas, una hipergigante amarilla debería poseer un núcleo convectivo rodeado por una zona radiativa , a diferencia de una estrella del tamaño de un sol, que consiste en un núcleo radiativo rodeado por una zona convectiva . [26] Debido a su extrema luminosidad y estructura interna, [27] las hipergigantes amarillas sufren altas tasas de pérdida de masa [28] y generalmente están rodeadas por envolturas de material expulsado. Un ejemplo de las nebulosas que pueden resultar es IRAS 17163-3907 , conocida como Huevo Frito, que ha expulsado varias masas solares de material en solo unos pocos cientos de años. [29]

La hipergigante amarilla es una fase esperada de la evolución, ya que las supergigantes rojas más luminosas evolucionan hacia el azul, pero también pueden representar un tipo diferente de estrella. Los LBV durante la erupción tienen vientos tan densos que forman una pseudo-fotosfera que aparece como una estrella más grande y fría a pesar de que la supergigante azul subyacente no ha cambiado en gran medida. Se observa que estos tienen un rango muy estrecho de temperaturas alrededor de 8,000K. En el salto de biestabilidad que ocurre alrededor de 21,000K, los vientos supergigantes azules se vuelven varias veces más densos y podrían resultar en una pseudo-fotosfera aún más fría. No se observan LBV justo debajo de la luminosidad donde el salto de biestabilidad cruza la franja de inestabilidad de S Doradus (que no debe confundirse con la franja de inestabilidad de Cefeidas ), pero se teoriza que existen y aparecen como hipergigantes amarillas debido a sus pseudo-fotosferas. [30]

Hipergigante amarilla HR 5171 A, vista como la estrella amarilla brillante en el centro de la imagen.
"> Reproducir medios
Impresión artística del sistema binario que contiene el hipergigante amarillo HR 5171 A
  • Rho Cassiopeiae
  • V509 Cassiopeiae
  • R Puppis [31]
  • IRC + 10420 (V1302 Aql)
  • IRAS 18357-0604 [32]
  • V766 Centauri (= HR 5171A) (posiblemente una supergigante roja [33] )
  • HD 179821
  • IRAS 17163-3907
  • V382 Carinae
  • RSGC1-F15 [34]

En Westerlund 1 : [35]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

En otras galaxias:

  • HD 7583 (R45 en SMC) [10]
  • HD 33579 (en LMC)
  • HD 269723 (R117 en LMC) [10]
  • HD 269953 (R150 en LMC) [10]
  • HD 268757 (R59 en LMC) [10]
  • Variable A (en M33 ) [36]
  • B324 (en M33 ) [36]
  • LGGS J013250.70 + 304510.6 [37]
  • Sextanos A 7 [38]

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