Gul hyperjätte

Den gula hyperjätten  är en massiv stjärna med en utsträckt atmosfär, tillhör spektralklassen från A till K, under bildandet av objektet är massan 20-60 solmassor , men i evolutionsprocessen förlorar stjärnan ungefär hälften av dess massa. Stjärnor av denna typ är bland de ljusstarkaste stjärnorna, absoluta magnituder ligger i närheten av M V = −9, de är också ett av de mest sällsynta objekten, endast cirka 17 stjärnor av denna typ är kända i Vintergatan , medan sex av dem finns i Westerlund 1 -klustret . Ibland kallas dessa objekt kalla hyperjättar i jämförelse med O- och B-klassstjärnor, och ibland kallas de varma hyperjättar i jämförelse med röda superjättar .

Klassificering

Termen "hypergiant" har använts sedan 1929, men ursprungligen syftade det inte på de föremål som för närvarande kallas hyperjättar. [1] Hyperjättar betecknas med en ljusstyrkaklass på '0' och har en högre ljusstyrka än de ljusaste klass Ia superjättarna, [2] även om de inte kallades hyperjättar förrän i slutet av 1970-talet. [3] Ett annat kriterium för urvalet av hyperjättar var det kriterium som föreslogs 1979 för några andra massförlorande heta stjärnor med hög ljusstyrka, [4] men detta kriterium tillämpades inte på kallare stjärnor. 1991 beskrevs stjärnan Rho Cassiopeia för första gången som en gul hyperjätte [5] , och efter en diskussion vid Solar physics and astrophysics vid interferometrisk upplösningskonferens 1992 var det vanligt att klassificera sådana objekt som en separat klass av hög ljusstyrka stjärnor. [6]

Definitionen av "hypergiant" förblir vag, och även om ljusstyrkaklassen 0 tilldelas hyperjättar, betecknas de vanligtvis med ljusstyrkeklassen Ia-0 och Ia + . [7] Hög ljusstyrka definieras av olika egenskaper i spektrumet som är känsliga för yttyngdkraften , såsom bredden på Hβ-linjen i heta stjärnor eller Balmer-hoppet i kallare stjärnor. Låg ytgravitation innebär vanligtvis stor stjärnstorlek och därför hög ljusstyrka. [8] I kallare stjärnor kan styrkan hos observerade vätelinjer, såsom OI-linjen vid 777,4  nm , användas för att kalibrera stjärnans ljusstyrka. [9]

En av de astrofysiska metoder som används för att bestämma gula hyperjättar är det så kallade Keenan-Smolinski-kriteriet. Alla absorptionslinjer bör breddas avsevärt, i större utsträckning än i ljusa superjättar, och det bör också finnas tecken på kraftig massförlust. Dessutom bör minst en komponent av den breddade Hα -linjen observeras . I det här fallet kan Hα-profilen vara mycket komplex, både kraftfulla emissionslinjer och absorptionslinjer observeras vanligtvis. [tio]

Begreppet "gul hyperjätte" kompliceras ytterligare av det faktum att föremål av denna typ kallas både kalla hyperjättar och varma hyperjättar, beroende på sammanhanget. Kalla hyperjättar är alla tillräckligt ljusa och instabila stjärnor kallare än blå hyperjättar och ljusblå variabler , inklusive både gula och röda hyperjättar. [11] Termen "varm hyperjätte" användes för mycket ljusstarka stjärnor av spektraltyperna A och F i galaxerna M31 och M33, som inte är ljusblå variabler, [12] samt för gula hyperjättar i allmänhet. [13]

Egenskaper

Gula hyperjättar ockuperar området på Hertzsprung-Russell-diagrammet ovanför instabilitetsremsan och representerar en region som bara bebos av ett fåtal stjärnor, och vanligtvis instabila. Enligt deras spektra och temperaturer ligger stjärnorna i intervallet A0-K2 och 4000-8000K. Området avgränsas temperaturmässigt uppifrån av det så kallade  "gula evolutionära tomrummet ", där stjärnor vid en given ljusstyrka blir mycket instabila och förlorar en stor mängd massa. Det "gula evolutionära tomrummet" separerar gula hyperjättar och klarblå variabler, även om gula hyperjättar vid maximal temperatur och ljusblå variabler vid temperatur minimum kan ha ungefär samma temperatur på 8000 K. Vid den nedre temperaturgränsen blir gula hyperjättar och röda superjättar svåra att skilja från varandra; RW Cephei (4500 K, 555 000 L ⊙ ) är ett exempel på en stjärna som samtidigt har egenskaperna hos både gula hyperjättar och röda superjättar. [14] [15]

Gula hyperjättar har ett ganska snävt område av ljusstyrkor över 90 000 L ⊙ (till exempel har R Korma en ljusstyrka på 96 607 L ⊙ ) och under Humphrey-Davidson-gränsen vid ljusstyrkor runt 600 000 L ⊙ . Emissionen når sin topp i mitten av det synliga spektrumet, med objekt som är de ljusaste stjärnorna med en absolut magnitud runt −9 eller −9,5. [5]

Föremål är stora och ganska instabila, medan de har låg yttyngdkraft. Gula superjättar har ytgravitation (log g) under 2, och gula hyperjättar har log g nära 0. De pulserar också oregelbundet, vilket skapar små variationer i temperatur och ljusstyrka. Detta leder till en mycket stor massaförlust, och nebulosor dyker ofta upp runt sådana stjärnor. [16] Ibland kan stora utbrott leda till att en stjärna stängs under en tid. [17]

Gula hyperjättar bildas från massiva stjärnor efter att de utvecklats från huvudsekvensen . De flesta av de observerade gula hyperjättarna har passerat den röda superjättarna och utvecklas tillbaka mot högre temperaturer, men några av dessa stjärnor har observerats i den korta första övergången från huvudsekvensen till röda superjättar. Superjättar med en initial massa på mindre än 20 solmassor kommer att explodera i form av en supernova, och stjärnor med en initial massa på mer än 60 solmassor kommer aldrig att svalna under temperaturen hos blå superjättar. Det exakta massintervallet beror på metalliciteten och rotationshastigheten. [18] Gula hyperjättar som svalnar för första gången kan ha massor på upp till 60 M ⊙ och mer, [15] och stjärnor efter den röda superjätten kommer att förlora ungefär hälften av sin ursprungliga massa. [19]

När det gäller kemisk sammansättning har de flesta gula hyperjättar höga mängder kväve och natrium på ytan, såväl som andra tunga grundämnen. Kol och syre är nästan frånvarande, och heliummängden ökar, som förväntat för stjärnor som har passerat huvudsekvensstadiet.

Evolution

Gula hyperjättar har redan lämnat huvudsekvensen och uttömt tillgången på väte i sina kärnor. De flesta av de gula hyperjättarna anses vara stjärnor som har passerat den röda superjättarna, [14] och mer stabila och mindre ljusgula superjättar anses utvecklas mot röda superjättar för första gången. Det finns till exempel starka bevis för att den ljusaste av de gula superjättarna, HD 33579 , expanderar från en blå superjätte till en röd superjätte. [femton]

Sådana stjärnor är dubbelt sällsynta eftersom de är mycket massiva, initialt heta huvudsekvens O-stjärnor med massor av större än 15 solmassor och tillbringar bara några tusen år i det instabila gula stjärnstadiet. I själva verket är det svårt att förklara ens närvaron av ett så litet antal observerade gula hyperjättar jämfört med antalet röda superjättar med ungefär samma ljusstyrka i termer av enkla modeller av stjärnutveckling. De ljusaste röda superjättarna kan passera genom flera blå slingor och förlora en betydande del av sin atmosfär, men kanske inte når det blå superjättarna. Vissa stjärnor som ser ut som gula hyperjättar kan också vara hetare objekt, till exempel ljusblå variabler som har en kall pseudofotosfär. [fjorton]

Nya upptäckter av supernovor som bildats av blå superjättar har också väckt frågan om stjärnor kan explodera direkt in i det gula hyperjättestadiet. [20] Ett dussin gula superjättar, möjliga föregångare till supernovor, har upptäckts, men alla har för låg massa och ljusstyrka för att klassas som hyperjättar. [21] [22] SN 2013cu är en supernova av typ IIb vars prekursor har observerats direkt. Detta är en stjärna i ett sent skede av evolutionen, med en temperatur på cirka 8000K och en kraftig förlust av material rikt på helium och kväve. Även om objektets ljusstyrka är okänd, kan bara en gul hyperjätte eller en ljusblå variabel i burst-läge ha sådana egenskaper. [23]

Nuvarande modeller tyder på att stjärnor inom ett visst område av massa och rotationshastighet kan explodera som supernovor och aldrig mer bli blå superjättar, men många stjärnor kan passera genom det "gula tomrummet" och bli ljusblå variabler med låg massa eller Wolf-Rayet-stjärnor . [24] Mer massiva stjärnor, såväl som de med en hög hastighet av massförlust på grund av rotations- eller metallicitetsegenskaper, kommer i sin utveckling att passera genom en gul hyperjättes stadium mot högre temperaturer innan kärnan kollapsar. [25]

Byggnad

Enligt för närvarande tillgängliga fysiska modeller av stjärnor bör en gul hyperjätte ha en konvektiv kärna omgiven av en strålningstransportzon . Som jämförelse består en stjärna av soltyp av en strålningstransportzon nära kärnan och ett konvektivt skal [26] . På grund av den extremt höga ljusstyrkan och egenskaperna hos den inre strukturen [27] upplever gula hyperjättar en kraftig massförlust [28] och är vanligtvis omgivna av skal av utstött materia. Ett exempel på en sådan nebulosa är IRAS 17163-3907 , en stjärna i vilken har kastat ut flera massor av solen i det omgivande rymden på bara några århundraden [29] .

En gul hyperjätte representerar ett förväntat stadium i utvecklingen av en stjärna, eftersom de flesta röda superjättar utvecklas mot den blå sidan, men denna typ av objekt kan också representera en separat typ av stjärna. Ljusblå variabler i flare har en stjärnvind så tät att den kan bilda en pseudo-fotosfär, vilket gör att hela objektet ser ut som en större sval stjärna, trots att den blå superjätten själv inte förändras nämnvärt under skalet. För sådana föremål ligger temperaturen i ett litet område på cirka 8000K. Vid en temperatur på cirka 21000 K blir vinden från den blå superjätten också så tät att den också bildar en kallare pseudofotosfär [30] .

Kända gula hyperjättar

• Rho Cassiopeia
• V509 Cassiopeiae
• IRC+10420 (V1302Aql)
• IRAS 18357-0604 [31]
• V766 Centauri (= HR 5171A) (möjligen en röd superjätte [32] )
• HD 179821
• IRAS 17163-3907
• V382 Kiel
• R Stern
• RSGC1-F15 [33]

I Westerlund 1 : [34]

• W4
• W8a
• W12a
• W16a
• W32
• W265

I andra galaxer:

• HD 7583 (R45 i det lilla magellanska molnet ) [10]
• HD 33579 (i det stora magellanska molnet )
• HD 269723 (R117 i det stora magellanska molnet) [10]
• HD 269953 (R150 i det stora magellanska molnet) [10]
• HD 268757 (R59 i det stora magellanska molnet) [10]
• Variabel A (i M33) [35]
• B324 (i M33) [35]

Anteckningar

1. ↑ Wallenquist, Aå. Ett försök att bestämma medelmassorna för stjärnorna i klothopen M 3  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1929. - Vol. 5 . — S. 67 . - .
2. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. En atlas över stjärnspektra, med en kontur av spektral klassificering  (engelska)  // Chicago : journal. - 1943. - .
3. ↑ De Jager, Cornelis. De viktigaste observationsegenskaperna hos de mest lysande stjärnorna // De ljusaste stjärnorna. - 1980. - S. 18-56. — ISBN 978-90-277-1110-6 . - doi : 10.1007/978-94-009-9030-2_2 .
4. ↑ Llorente De Andres, F.; Lamers, HJGLM; Muller, EA Linjeblockering i det nära ultravioletta spektrumet av stjärnor av tidig typ - Del två - beroendet av spektraltyp och ljusstyrka för normala stjärnor  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1979. - Vol. 38 . — S. 367 . - .
5. ↑ 1 2 Zsoldos, E.; Percy, JR Fotometri av gula halvregelbundna variabler - Rho Cassiopeiae  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1991. - Vol. 246 . — S. 441 . — ISSN 0004-6361 . - .
6. ↑ De Jager, Cornelis; Nieuwenhuijzen, Hans. Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability  (engelska)  // I ESA : journal. - 1992. - Vol. 344 . — S. 109 . - .
7. ↑ Achmad, L.; Lamers, HJGLM; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, AM En fotometrisk studie av G0-4 Ia(+) hyperjätten HD 96918 (V382 Carinae  )  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1992. - Vol. 259 . — S. 600 . — ISSN 0004-6361 . - .
8. ↑ Napiwotzki, R.; Schoenberner, D.; Wenske, V. Om bestämning av effektiv temperatur och ytgravitation för B-, A- och F-stjärnor med hjälp av Stromgren UVBY beta-fotometri  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1993. - Vol. 268 . — S. 653 . — ISSN 0004-6361 . - .
9. ↑ Arellano Ferro, A.; Giridhar, S.; Rojo Arellano, E. A Revised Calibration of the MV-W(OI 7774) Relation using Hipparcos Data: Dess Application to Cepheid and Evolved Stars  //  Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica : journal. - 2003. - Vol. 39 . — S. 3 . - . — arXiv : astro-ph/0210695 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 De Jager, C.  De gula hyperjättarna  // Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 1998. - Vol. 8 , nr. 3 . - S. 145-180 . - doi : 10.1007/s001590050009 . - .
11. ↑ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. Långtidsspektroskopisk övervakning av coola hyperjättar HR 8752, IRC+10420 och 6 Cas nära det gula evolutionära tomrummet  //  370 år av astronomi i Utrecht. Proceedings of a Conference som hölls 2–5 april: tidskrift. - 2013. - Vol. 470 . - S. 167 . — .
12. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Chris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta. Lysande och variabla stjärnor i M31 och M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 773 , nr. 1 . - S. 46 . - doi : 10.1088/0004-637X/773/1/46 . - . - arXiv : 1305.6051 .
13. ↑ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420 och ρ Cas  //  The Astronomical Journal  : journal . - IOP Publishing , 2016. - Vol. 151 , nr. 3 . — S. 51 . - doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . — . - arXiv : 1512.01529 .
14. ↑ 1 2 3 Stothers, R. B.; Chin, CW Yellow Hypergiants as Dynamically Instable Post–Red Supergiant Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 560 , nr. 2 . — S. 934 . - doi : 10.1086/322438 . - .
15. ↑ 1 2 3 Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C. Kontrollerar det gula evolutionära tomrummet. Tre evolutionärt kritiska hyperjättar: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2000. - Vol. 353 . - S. 163-176 . - .
16. ↑ Lobel, A.; Israelian, G.; de Jager, C.; Musaev, F.; Parker, JW; Mavrogiorgou, A. Den spektrala variabiliteten hos den svala hyperjätten rho Cassiopeiae  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1998. - Vol. 330 . - s. 659-675 . - .
17. ↑ Lobel; Stefanik; Torres; Davis; Ilyin; Rosenbush. Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae  (engelska)  // Stars as Suns : Aktivitet : journal. - 2003. - Vol. 219 . — S. 903 . - . - arXiv : astro-ph/0312074 .
18. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia. Grundläggande egenskaper hos core-kollaps supernova och GRB progenitors: Förutsäga utseendet på massiva stjärnor före döden  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2013. - Vol. 558 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . - . - arXiv : 1308.4681 .
19. ↑ Gesicki, K. En modellering av Circumstellar BAII-linjer för hyperjätten Rho-Cassiopeiae  // Astronomi och astrofysik  : tidskrift  . - 1992. - Vol. 254 . — S. 280 . - .
20. ↑ Langer, N.; Norman, Cal.; De Koter, A.; Vink, J.S.; Cantiello, M.; Yoon, S.-C. Par skapande supernovor vid låg och hög rödförskjutning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Vol. 475 , nr. 2 . — P.L19 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078482 . - . - arXiv : 0708.1970 .
21. ↑ Georgy, C. Gula superjättar som supernovafader: En indikation på stark massförlust för röda superjättar? (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2012. - Vol. 538 . -P.L8- L2 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118372 . — . - arXiv : 1111.7003 .
22. ↑ Maund, JR; Fraser, M.; Ergon, M.; Pastorello, A.; Smartt, SJ; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M.-T.; Bufano, F.; Danziger, IJ; Kotak, R.; Magill, L.; Stephens, A.W.; Valenti, S. The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 739 , nr. 2 . — P.L37 . - doi : 10.1088/2041-8205/739/2/L37 . - . - arXiv : 1106.2565 .
23. ↑ Groh, Jose H. Tidiga spektra av supernovor och deras föregångarvindar  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2014. - Vol. 572 . — P.L11 . - doi : 10.1051/0004-6361/201424852 . - . - arXiv : 1408.5397 .
24. ↑ Smith, N.; Vink, J.S.; De Koter, A. The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 615 , nr. 1 . - s. 475-484 . - doi : 10.1086/424030 . - . - arXiv : astro-ph/0407202 .
25. ↑ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco. Pre-Supernova Evolution of Rotating Solar Metallicity Stars in the Mass Range 13-120M☉Och deras explosiva avkastning  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 764 , nr. 1 . — S. 21 . - doi : 10.1088/0004-637X/764/1/21 . — .
26. ↑ Fadeyev, YA Pulserande instabilitet hos gula hyperjättar  // Astronomy Letters  : journal  . - 2011. - Vol. 37 , nr. 6 . - s. 403-413 . - doi : 10.1134/S1063773711060016 . - . - arXiv : 1102.3810 .
27. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; Garcia-Segura, Guillermo. Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure  //  Recensioner i Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies : tidskrift / Reinhard E. Schielicke. - Hamburg, 1998. - Vol. 11 . — S. 57 . - .
28. ↑ Dinh-v-Trung; Muller, S.B.; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 697 , nr. 1 . - S. 409-419 . - doi : 10.1088/0004-637X/697/1/409 . - . - arXiv : 0903.3714 .
29. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A.A.; Oudmaijer, R.D.; Verhoelst, T.; Cox, NLJ; Szczerba, R.; Mekarnia, D.; Van Winckel, H. Ett dubbelt fristående skal runt en post-röd superjätte: IRAS 17163-3907, stekt äggnebulosan  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2011. - Vol. 534 . — P.L10 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117521 . - . - arXiv : 1109.5947 .
30. ↑ Benaglia, P.; Vink, J.S.; Marti, J.; Maiz Apellániz, J.; Koribalski, B.; Crowther, PA Testar det förutspådda bistabilitetshoppet med massförlust vid radiovåglängder  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Vol. 467 , nr. 3 . - S. 1265 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077139 . - . — arXiv : astro-ph/0703577 .
31. ↑ Clark, J.S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. IRAS 18357-0604 – en analog till den galaktiska gula hyperjätten IRC +10420? (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2013. - Vol. 561 . —P.A15 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322772 . — . - arXiv : 1311.3956 .
32. ↑ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, JM; Abellan, FJ; Chiavassa, A.; Guirado, JC VLTI/AMBER spektro-interferometri av de sena superjättarna V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco och HD 206859  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2017. - Vol. 597 . —P.A9 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201629349 . - . - arXiv : 1610.01927 .
33. ↑ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf-Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 676 , nr. 2 . - P. 1016-1028 . - doi : 10.1086/527350 . - . - arXiv : 0711.4757 .
34. ↑ Clark, J.S.; Negueruela, I.; Crowther, P.A.; Goodwin, SP Om den massiva stjärnpopulationen i superstjärnhopen Westerlund 1  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2005. - Vol. 434 , nr. 3 . — S. 949 . - doi : 10.1051/0004-6361:20042413 . - . — arXiv : astro-ph/0504342 .
35. ↑ 1 2 Humphreys, R.M.; Weiss, K.; Davidson, K.; Bomans, DJ; Burggraf, B. LJUSANDE OCH VARIABLA STJÄRNOR I M31 OCH M33. II. LIMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS OCH ANDRA SUPERGIANTS  //  The Astrophysical Journal  : tidskrift. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 790 , nr. 1 . — S. 48 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/1/48 . — . - arXiv : 1407.2259 .