Hypergiant - Hypergiant

Comparação da Pistol Star , Rho Cassiopeiae , Betelgeuse e VY Canis Majoris sobreposta em um contorno do Sistema Solar. O meio-anel azul centralizado próximo à borda esquerda representa a órbita de Netuno , o planeta mais externo do Sistema Solar .

Uma hipergigante ( luminosidade classe 0 ou Ia + ) é um tipo muito raro de estrela que tem luminosidade , massa, tamanho e perda de massa extremamente altas devido aos seus ventos estelares extremos . O termo hipergigante é definido como luminosidade classe 0 (zero) no sistema MKK . No entanto, isso raramente é visto na literatura ou em classificações espectrais publicadas, exceto para grupos específicos bem definidos, como os hipergigantes amarelos , RSG ( supergigantes vermelhos ) ou supergigantes azuis B (e) com espectros de emissão. Mais comumente, os hipergigantes são classificados como Ia-0 ou Ia + , mas os supergigantes vermelhos raramente recebem essas classificações espectrais. Os astrônomos estão interessados ​​nessas estrelas porque elas se relacionam com a compreensão da evolução estelar, especialmente com a formação de estrelas, estabilidade e sua morte esperada como supernovas .

Origem e definição

Em 1956, os astrônomos Feast e Thackeray usaram o termo super-supergigante (posteriormente alterado para hipergigante) para estrelas com uma magnitude absoluta mais brilhante do que M V = -7 ( M Bol será maior para estrelas muito frias e muito quentes, por exemplo em pelo menos -9,7 para um hipergigante B0). Em 1971, Keenan sugeriu que o termo seria usado apenas para supergigantes mostrando pelo menos um amplo componente de emissão em Hα , indicando uma atmosfera estelar estendida ou uma taxa de perda de massa relativamente grande. O critério de Keenan é o mais comumente usado pelos cientistas hoje.

Para ser classificada como hipergigante, uma estrela deve ser altamente luminosa e ter assinaturas espectrais mostrando instabilidade atmosférica e alta perda de massa. Portanto, é possível que uma estrela supergigante não hipergigante tenha a mesma ou maior luminosidade que uma hipergigante da mesma classe espectral. Espera-se que os hipergigantes tenham um alargamento e deslocamento para o vermelho característicos de suas linhas espectrais, produzindo uma forma espectral distinta conhecida como perfil P Cygni . O uso de linhas de emissão de hidrogênio não é útil para definir os hipergigantes mais legais, e estes são amplamente classificados pela luminosidade, uma vez que a perda de massa é quase inevitável para a classe.

Formação

Estrelas com massa inicial acima de cerca de 25  M ☉ afastam-se rapidamente da sequência principal e aumentam um pouco em luminosidade para se tornarem supergigantes azuis. Eles esfriam e aumentam em uma luminosidade aproximadamente constante para se tornar uma supergigante vermelha, então se contraem e aumentam de temperatura conforme as camadas externas são sopradas para longe. Eles podem "saltar" para frente e para trás executando um ou mais "loops azuis", ainda com uma luminosidade bastante estável, até que explodam como uma supernova ou se desprendam completamente de suas camadas externas para se tornar uma estrela Wolf-Rayet . Estrelas com massa inicial acima de cerca de 40  M ☉ são simplesmente luminosas demais para desenvolver uma atmosfera estendida estável e, portanto, nunca esfriam o suficiente para se tornarem supergigantes vermelhas. As estrelas mais massivas, especialmente estrelas em rotação rápida com convecção e mistura aprimoradas, podem pular essas etapas e passar diretamente para o estágio Wolf-Rayet.

Isso significa que as estrelas no topo do diagrama Hertzsprung-Russell, onde os hipergigantes são encontrados, podem ter evoluído recentemente a partir da sequência principal e ainda com alta massa, ou estrelas supergigantes pós-vermelhas muito mais evoluídas que perderam uma fração significativa de sua massa inicial , e esses objetos não podem ser distinguidos simplesmente com base em sua luminosidade e temperatura. Estrelas de grande massa com uma alta proporção de hidrogênio restante são mais estáveis, enquanto estrelas mais velhas com massas menores e uma proporção maior de elementos pesados ​​têm atmosferas menos estáveis ​​devido ao aumento da pressão de radiação e diminuição da atração gravitacional. Acredita-se que sejam os hipergigantes, perto do limite de Eddington e perdendo massa rapidamente.

Acredita-se que as hipergigantes amarelas sejam geralmente estrelas supergigantes pós-vermelhas que já perderam a maior parte de sua atmosfera e do hidrogênio. Algumas supergigantes amarelas de alta massa mais estáveis ​​com aproximadamente a mesma luminosidade são conhecidas e pensadas para estarem evoluindo em direção à fase supergigante vermelha, mas são raras, pois se espera que seja uma transição rápida. Como as hipergigantes amarelas são estrelas supergigantes pós-vermelhas, há um limite superior bastante rígido para sua luminosidade em torno de 500.000–750.000  L ☉ , mas as hipergigantes azuis podem ser muito mais luminosas, às vezes vários milhões de L ☉ .

Quase todos os hipergigantes exibem variações na luminosidade ao longo do tempo devido a instabilidades em seus interiores, mas estas são pequenas, exceto para duas regiões distintas de instabilidade onde variáveis ​​azuis luminosas (LBVs) e hipergigantes amarelos são encontradas. Por causa de suas grandes massas, a vida útil de um hipergigante é muito curta em escalas de tempo astronômicas: apenas alguns milhões de anos em comparação com cerca de 10 bilhões de anos para estrelas como o sol . Os hipergigantes são criados apenas nas áreas maiores e mais densas de formação estelar e, por causa de sua vida curta, apenas um pequeno número é conhecido, apesar de sua extrema luminosidade, que permite que sejam identificados mesmo em galáxias vizinhas. O tempo gasto em algumas fases, como LBVs, pode ser tão curto quanto alguns milhares de anos.

Estabilidade

Grande nebulosa em Carina, cercando Eta Carinae

À medida que a luminosidade das estrelas aumenta muito com a massa, a luminosidade das hipergigantes costuma ficar muito próxima do limite de Eddington , que é a luminosidade na qual a pressão de radiação que expande a estrela para fora é igual à força da gravidade da estrela que colapsa a estrela para dentro. Isso significa que o fluxo radiativo que passa pela fotosfera de uma hipergigante pode ser quase forte o suficiente para decolar da fotosfera. Acima do limite de Eddington, a estrela geraria tanta radiação que partes de suas camadas externas seriam lançadas em explosões massivas; isso efetivamente restringiria a estrela de brilhar em luminosidades mais altas por períodos mais longos.

Um bom candidato para hospedar um vento impulsionado por um contínuo é Eta Carinae , uma das estrelas mais massivas já observadas. Com uma massa estimada em cerca de 130 massas solares e uma luminosidade quatro milhões de vezes a do Sol , os astrofísicos especulam que Eta Carinae pode ocasionalmente exceder o limite de Eddington . A última vez pode ter sido uma série de explosões observadas em 1840-1860, atingindo taxas de perda de massa muito mais altas do que nossa compreensão atual do que os ventos estelares permitiriam.

Ao contrário dos ventos estelares impulsionados por linhas (isto é, impulsionados pela absorção de luz da estrela em um grande número de linhas espectrais estreitas ), a condução contínua não requer a presença de átomos "metálicos"  - outros átomos além de hidrogênio e hélio , que têm poucas dessas linhas - na fotosfera . Isso é importante, já que a maioria das estrelas massivas também são muito pobres em metais, o que significa que o efeito deve funcionar independentemente da metalicidade . Na mesma linha de raciocínio, a direção do contínuo também pode contribuir para um limite superior de massa, mesmo para a primeira geração de estrelas logo após o Big Bang , que não continha nenhum metal.

Outra teoria para explicar as explosões massivas de, por exemplo, Eta Carinae é a ideia de uma explosão hidrodinâmica profundamente situada, explodindo partes das camadas externas da estrela. A ideia é que a estrela, mesmo em luminosidades abaixo do limite de Eddington , teria convecção de calor insuficiente nas camadas internas, resultando em uma inversão de densidade potencialmente levando a uma explosão massiva. A teoria, no entanto, não foi muito explorada e é incerto se isso realmente pode acontecer.

Outra teoria associada às estrelas hipergigantes é o potencial de formar uma pseudo-fotosfera, que é uma superfície opticamente densa esférica que é na verdade formada pelo vento estelar em vez de ser a verdadeira superfície da estrela. Essa pseudo-fotosfera seria significativamente mais fria do que a superfície mais profunda abaixo do vento denso que se move para fora. Isso foi hipotetizado para explicar os LBVs de luminosidade intermediária "ausentes" e a presença de hipergigantes amarelos em aproximadamente a mesma luminosidade e temperaturas mais frias. Os hipergigantes amarelos são na verdade os LBVs que formaram uma pseudo-fotosfera e, portanto, aparentemente têm uma temperatura mais baixa.

Relações com Ofpe, WNL, LBV e outras estrelas supergigantes

Imagem do telescópio muito grande dos arredores de VY Canis Majoris

As hipergigantes são estrelas evoluídas de alta luminosidade e grande massa que ocorrem nas mesmas regiões ou em regiões semelhantes do diagrama HR a estrelas com classificações diferentes. Nem sempre é claro se as diferentes classificações representam estrelas com diferentes condições iniciais, estrelas em diferentes estágios de uma trilha evolutiva ou se é apenas um artefato de nossas observações. Os modelos astrofísicos que explicam os fenômenos mostram muitas áreas de concordância. No entanto, existem algumas distinções que não são necessariamente úteis no estabelecimento de relações entre diferentes tipos de estrelas.

Embora a maioria das estrelas supergigantes seja menos luminosa do que as hipergigantes de temperatura semelhante, algumas se enquadram na mesma faixa de luminosidade. Supergigantes comuns comparados aos hipergigantes geralmente não apresentam fortes emissões de hidrogênio, cujas linhas espectrais ampliadas indicam perda significativa de massa. As supergigantes evoluídas de massa inferior não retornam da fase de supergigante vermelha, explodindo como supernovas ou deixando para trás uma anã branca.

Variáveis ​​azuis luminosas são uma classe de estrelas quentes altamente luminosas que exibem variação espectral característica. Freqüentemente, ficam em uma zona "quiescente" com estrelas mais quentes geralmente mais luminosas, mas periodicamente passam por grandes erupções superficiais e se movem para uma zona estreita onde estrelas de todas as luminosidades têm aproximadamente a mesma temperatura, em torno de 8.000K. Esta zona "ativa" está perto da borda quente do "vazio" instável, onde hipergigantes amarelos são encontrados, com alguma sobreposição. Não está claro se os hipergigantes amarelos conseguem ultrapassar o vazio de instabilidade para se tornarem LBVs ou explodir como uma supernova.

Os hipergigantes azuis são encontrados nas mesmas partes do diagrama HR que os LBVs, mas não mostram necessariamente as variações de LBV. Alguns, mas não todos os LBVs, mostram as características de espectros hipergigantes pelo menos algumas vezes, mas muitos autores excluiriam todos os LBVs da classe hipergigante e os tratariam separadamente. Os hipergigantes azuis que não apresentam características de LBV podem ser progenitores de LBVs, ou vice-versa, ou ambos. Os LBVs de massa inferior podem ser um estágio de transição para ou de hipergigantes frios ou são tipos diferentes de objetos.

Estrelas Wolf-Rayet são estrelas extremamente quentes que perderam muito ou todas as suas camadas externas. WNL é um termo usado para estrelas Wolf-Rayet de estágio tardio (ou seja, mais frias) com espectros dominados por nitrogênio. Embora seja geralmente considerado o estágio alcançado pelas estrelas hipergigantes após uma perda de massa suficiente, é possível que um pequeno grupo de estrelas WNL ricas em hidrogênio sejam, na verdade, progenitores de hipergigantes azuis ou LBVs. Estas são as intimamente relacionadas Ofpe (espectros do tipo O mais linhas de emissão H, He e N, e outras peculiaridades) e WN9 (as estrelas Wolf-Rayet de nitrogênio mais frias) que podem ser um breve estágio intermediário entre estrelas de alta massa da sequência principal e hipergigantes ou LBVs. LBVs quiescentes foram observados com espectros WNL e estrelas Ofpe / WNL aparentes mudaram para mostrar espectros hipergigantes azuis. Altas taxas de rotação fazem com que estrelas massivas mudem suas atmosferas rapidamente e evitam a passagem da sequência principal para a supergigante, de forma que essas estrelas se transformam diretamente em estrelas Wolf-Rayet. Estrelas Wolf Rayet, estrelas slash, estrelas slash legais (também conhecidas como WN10 / 11), estrelas Ofpe, Of + e Of * não são consideradas hipergigantes. Embora sejam luminosos e frequentemente possuam fortes linhas de emissão, eles possuem espectros característicos próprios.

Hipergigantes conhecidos

Os hipergigantes são difíceis de estudar devido à sua raridade. Muitos hipergigantes têm espectros altamente variáveis, mas eles são agrupados aqui em amplas classes espectrais.

Variáveis ​​de azul luminoso

Algumas variáveis ​​de azul luminoso são classificadas como hipergigantes, durante pelo menos parte de seu ciclo de variação:

  • Eta Carinae , dentro da Nebulosa Carina ( NGC 3372 ) na constelação sul da Carina . Eta Carinae é extremamente massivo, possivelmente 120 a 150 vezes a massa do Sol, e é quatro a cinco milhões de vezes mais luminoso. Possivelmente um tipo de objeto diferente dos LBVs, ou extremo para um LBV.
  • P Cygni , na constelação norte de Cygnus . Protótipo para as características gerais das linhas espectrais de LBV .
  • S Doradus , na Grande Nuvem de Magalhães , na constelação meridional de Dorado . Variável de protótipo, LBVs às vezes ainda são chamados de variáveis ​​S Doradus.
  • A estrela da pistola (V4647 Sgr), perto do centro da Via Láctea, na constelação de Sagitário . A estrela da pistola é possivelmente 150 vezes mais massiva do que o Sol e é cerca de 1,7 milhão de vezes mais luminosa. Considerado um LBV candidato, mas a variabilidade não foi confirmada.
  • V4029 Sagittarii
  • V905 Scorpii
  • HD 6884 , (R40 em SMC)
  • HD 269700 , (R116 no LMC)
  • LBV 1806-20 no aglomerado de 1806-20 do outro lado da Via Láctea.

Hipergigantes azuis

Uma estrela hipergigante e seu próprio disco proto-planetário em comparação com o tamanho do Sistema Solar

Normalmente classe B, ocasionalmente tarde O ou início A:

Na região do centro galáctico:

Em Westerlund 1 :

  • W5 (possível Wolf-Rayet)
  • W7
  • W13 (binário?)
  • W33
  • W42a

Hipergigantes amarelos

Campo ao redor da estrela hipergigante amarela HR 5171

Hipergigantes amarelos com espectros A-K tardios:

Em Westerlund 1 :

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

Na Galáxia do Triângulo :

Na galáxia Sextans :

Mais pelo menos dois prováveis ​​hipergigantes legais nos recentemente descobertos Scutum Red Supergiant Clusters: F15 e possivelmente F13 em RSGC1 e Star 49 em RSGC2 .

Hipergigantes vermelhos

Comparação de tamanho entre o diâmetro do Sol e VY Canis Majoris , uma hipergigante que está entre as maiores estrelas conhecidas

Espectros do tipo M, as maiores estrelas conhecidas:

Veja também

Notas

Referências