Den gule hypergigant er en massiv stjerne med en udvidet atmosfære, tilhører spektralklassen fra A til K, under dannelsen af objektet er massen 20-60 solmasser , men i evolutionsprocessen mister stjernen omkring halvdelen af dens masse. Stjerner af denne type er blandt de klareste stjerner, absolutte størrelser er i nærheden af M V = −9, de er også et af de sjældneste objekter, kun omkring 17 stjerner af denne type er kendt i Mælkevejen , mens seks af dem er i Westerlund 1 klyngen . Disse objekter omtales nogle gange som kolde hypergiganter.i sammenligning med klasse O- og B-stjerner, og nogle gange kaldet varme hypergiganter i sammenligning med røde supergiganter .
Udtrykket "hypergiant" har været brugt siden 1929, men oprindeligt refererede det ikke til de objekter, der i dag kaldes hypergiganter. [1] Hypergiganter er udpeget med en lysstyrkeklasse på '0' og har en større lysstyrke end de lyseste klasse Ia supergiganter, [2] selvom de først blev kaldt hypergiganter i slutningen af 1970'erne. [3] Et andet kriterium for udvælgelsen af hypergiganter var det kriterium, der blev foreslået i 1979 for nogle andre massetabende varme stjerner med høj lysstyrke, [4] men dette kriterium blev ikke anvendt på køligere stjerner. I 1991 blev stjernen Rho Cassiopeia første gang beskrevet som en gul hypergigant [5] , og efter en diskussion på Solar physics and astrophysics på interferometrisk opløsningskonference i 1992, var det sædvanligt at klassificere sådanne objekter som en separat klasse af højlysstyrke stjerner. [6]
Definitionen af "hypergiant" forbliver vag, og selvom lysstyrkeklassen 0 er tildelt hypergiganter, er de normalt betegnet med lysstyrkeklassen Ia-0 og Ia + . [7] Høj lysstyrke er defineret af forskellige træk ved spektret, der er følsomme over for overfladetyngdekraften , såsom bredden af Hβ-linjen i varme stjerner eller Balmer-hoppet i køligere stjerner. Lav overfladetyngdekraft betyder normalt stor stjernestørrelse og derfor høj lysstyrke. [8] I køligere stjerner kan styrken af observerede brintlinjer, såsom OI-linjen ved 777,4 nm , bruges til at kalibrere stjernens lysstyrke. [9]
En af de astrofysiske metoder, der bruges til at bestemme gule hypergiganter, er det såkaldte Keenan-Smolinski-kriterium. Alle absorptionslinjer bør udvides væsentligt, i højere grad end i lyse supergiganter, og der bør også være tegn på kraftigt massetab. Desuden skal mindst én komponent af den udvidede Hα -linje observeres . I dette tilfælde kan Hα-profilen være meget kompleks; både kraftige emissionslinjer og absorptionslinjer observeres normalt. [ti]
Udtrykket "gul hypergigant" kompliceres yderligere af, at objekter af denne type kaldes både kolde hypergiganter og varme hypergiganter, afhængigt af konteksten. Kolde hypergiganter er alle tilstrækkeligt lyse og ustabile stjerner, der er koldere end blå hypergiganter og lyse blå variable , inklusive både gule og røde hypergiganter. [11] Udtrykket "varm hypergigant" blev brugt om meget klare stjerner af spektraltyperne A og F i galakserne M31 og M33, som ikke er klare blå variabler, [12] samt om gule hypergiganter generelt. [13]
Gule hypergiganter indtager området på Hertzsprung-Russell-diagrammet over ustabilitetsstriben og repræsenterer et område, der kun er beboet af nogle få stjerner, og normalt ustabile. Ifølge deres spektre og temperaturer er stjernerne i området A0-K2 og 4000-8000K. Området er temperaturmæssigt afgrænset af det såkaldte "Yellow Evolutionary Void ", hvor stjerner ved en given lysstyrke bliver meget ustabile og mister en stor mængde masse. Det "gule evolutionære tomrum" adskiller gule hypergiganter og lyse blå variabler, selvom gule hypergiganter ved maksimal temperatur og lyseblå variabler ved temperatur minimum kan have omtrent samme temperatur på 8000 K. Ved den nedre temperaturgrænse bliver gule hypergiganter og røde supergiganter vanskelige at skelne fra hinanden; RW Cephei (4500 K, 555.000 L ⊙ ) er et eksempel på en stjerne, der samtidigt har karakteristika af både gule hypergiganter og røde supergiganter. [14] [15]
Gule hypergiganter har et ret smalt område af lysstyrker over 90.000 L ⊙ (for eksempel har R Korma en lysstyrke på 96.607 L ⊙ ) og under Humphrey-Davidson-grænsen ved lysstyrker omkring 600.000 L ⊙ . Emissionen topper i midten af det synlige spektrum, hvor objekter er de klareste stjerner med absolutte størrelser omkring -9 eller -9,5. [5]
Objekter er store og ret ustabile, mens de har lav overfladetyngdekraft. Gule supergiganter har overfladetyngdekraften (log g) under 2, og gule hypergiganter har log g nær 0. De pulserer også uregelmæssigt, hvilket skaber små variationer i temperatur og lysstyrke. Dette fører til et meget stort massetab, og der opstår ofte tåger omkring sådanne stjerner. [16] Nogle gange kan store udbrud føre til lukning af en stjerne i nogen tid. [17]
Gule hypergiganter dannes fra massive stjerner, efter at de har udviklet sig fra hovedsekvensen . De fleste af de observerede gule hypergiganter har passeret gennem den røde superkæmpefase og udvikler sig tilbage mod højere temperaturer, men nogle få af disse stjerner er blevet observeret i den korte første overgang fra hovedsekvensen til røde supergiganter. Supergiganter med en begyndelsesmasse på mindre end 20 solmasser vil eksplodere i form af en supernova, og stjerner med en begyndelsesmasse på mere end 60 solmasser vil aldrig afkøle under blå supergiganters temperatur. Det nøjagtige masseområde afhænger af metalliciteten og rotationshastigheden. [18] Gule hypergiganter, der afkøles for første gang, kan have masser på op til 60 M ⊙ og mere, [15] og stjerner efter den røde superkæmpegren vil miste omkring halvdelen af deres oprindelige masse. [19]
Med hensyn til kemisk sammensætning har de fleste gule hypergiganter høje mængder nitrogen og natrium på overfladen, såvel som andre tunge grundstoffer. Kulstof og ilt er næsten fraværende, og heliummængden er øget, som forventet for stjerner, der har passeret hovedsekvensstadiet.
Gule hypergiganter har allerede forladt hovedsekvensen og opbrugt forsyningen af brint i deres kerner. De fleste af de gule hypergiganter anses for at være stjerner, der har passeret den røde superkæmpefase, [14] og mere stabile og mindre lysegule supergiganter anses for at udvikle sig mod røde supergiganter for første gang. For eksempel er der stærke beviser for, at den lyseste af de gule supergiganter, HD 33579 , udvider sig fra en blå superkæmpe til en rød supergigant. [femten]
Sådanne stjerner er dobbelt sjældne, fordi de er meget massive, oprindeligt varme hovedsekvens O-stjerner med masser større end 15 solmasser og tilbringer kun et par tusinde år i det ustabile gule stjernestadium. Faktisk er det svært at forklare selv tilstedeværelsen af et så lille antal observerede gule hypergiganter sammenlignet med antallet af røde supergiganter med omtrent samme lysstyrke i form af simple modeller af stjernernes udvikling. De klareste røde supergiganter kan passere gennem flere blå sløjfer og miste en betydelig del af deres atmosfære, men når muligvis ikke det blå superkæmpestadium. Nogle stjerner, der ligner gule hypergiganter, kan også være varmere objekter, såsom klare blå variabler, der har en kold pseudo-fotosfære. [fjorten]
Nylige opdagelser af supernovaer dannet af blå supergiganter har også rejst spørgsmålet om, hvorvidt stjerner kan eksplodere direkte ind i det gule hyperkæmpestadium. [20] Et dusin gule supergiganter, mulige forløbere for supernovaer, er blevet opdaget, men de har alle for lav masse og lysstyrke til at blive klassificeret som hypergiganter. [21] [22] SN 2013cu er en Type IIb supernova, hvis forløber er blevet observeret direkte. Dette er en stjerne på et sent stadium af udviklingen, med en temperatur på omkring 8000K og et stærkt tab af materiale rigt på helium og nitrogen. Selvom objektets lysstyrke er ukendt, kan kun en gul hypergigant eller en lys blå variabel i burst-tilstand have sådanne egenskaber. [23]
Nuværende modeller tyder på, at stjerner inden for et bestemt område af masse og rotationshastighed kan eksplodere som supernovaer og aldrig mere blive til blå supergiganter, men mange stjerner kan passere gennem det "gule hulrum" og blive lavmasse lyseblå variable eller Wolf-Rayet stjerner . [24] Mere massive stjerner, såvel som dem med et højt massetab på grund af rotations- eller metallicitetsegenskaber, vil i deres udvikling passere gennem stadiet af en gul hypergigant mod højere temperaturer før kernens kollaps. [25]
Ifølge aktuelt tilgængelige fysiske modeller af stjerner bør en gul hypergigant have en konvektiv kerne omgivet af en strålingstransportzone . Til sammenligning består en stjerne af soltypen af en strålingstransportzone nær kernen og en konvektiv skal [26] . På grund af den ekstremt høje lysstyrke og træk ved den indre struktur [27] oplever gule hypergiganter et stærkt massetab [28] og er normalt omgivet af skaller af udstødt stof. Et eksempel på en sådan tåge er IRAS 17163-3907 , en stjerne, hvori flere masser af Solen har kastet ud i det omgivende rum på blot et par århundreder [29] .
En gul hypergigant repræsenterer et forventet stadie i en stjernes udvikling, da de fleste røde supergiganter udvikler sig mod den blå side, men denne type objekter kan også repræsentere en separat type stjerne. Lyseblå variabler i flares har en stjernevind så tæt , at den kan danne en pseudo-fotosfære, hvilket får hele objektet til at ligne en større kølig stjerne, på trods af at selve den blå superkæmpe ikke ændrer sig væsentligt under skallen. For sådanne genstande ligger temperaturen i et lille område på omkring 8000K. Også ved en temperatur på omkring 21000 K bliver vinden fra den blå superkæmpe så tæt, at den også danner en koldere pseudofotosfære [30] .
I Westerlund 1 : [34]
I andre galakser:
| variable stjerner | |
|---|---|
| Eruptiv | |
| Pulserende | |
| roterende | |
| Katalysmisk | |
| formørkende binære filer | |
| Lister | |
| Kategori: Variable stjerner | |