Hipergigiante amarelo - Yellow hypergiant

Tipos de variáveis intrínsecas no diagrama de Hertzsprung-Russell mostrando os hipergigantes amarelos acima (ou seja, mais luminosos do que) a faixa de instabilidade de Cefeida

Uma hipergigante amarela ( YHG ) é uma estrela massiva com uma atmosfera estendida , uma classe espectral de A a K e, começando com uma massa inicial de cerca de 20-60 massas solares , perdeu até a metade dessa massa. Elas estão entre as estrelas mais luminosas visualmente, com magnitude absoluta (M _V ) em torno de -9, mas também uma das mais raras, com apenas 15 conhecidas na Via Láctea e seis delas em apenas um único aglomerado . Às vezes são chamadas de hipergigantes frias em comparação com estrelas do tipo O e B e, às vezes, de hipergigantes quentes em comparação com supergigantes vermelhas .

Classificação

O termo "hipergigante" foi usado já em 1929, mas não para as estrelas atualmente conhecidas como hipergigantes. Os hipergigantes são definidos por sua classe de luminosidade '0' e são mais elevados em luminosidade do que os supergigantes mais brilhantes da classe Ia, embora não tenham sido chamados de hipergigantes até o final dos anos 1970. Outro critério para hipergigantes também foi sugerido em 1979 para algumas outras estrelas quentes com perda de massa altamente luminosa, mas não foi aplicado para estrelas mais frias. Em 1991, Rho Cassiopeiae foi a primeira a ser descrita como uma hipergigante amarela, provavelmente sendo agrupada como uma nova classe de estrelas luminosas durante as discussões na física solar e astrofísica no workshop de resolução interferométrica em 1992.

As definições do termo hipergigante permanecem vagas e, embora a classe de luminosidade 0 seja para hipergigantes, elas são mais comumente designadas pelas classes de luminosidade alternativas Ia-0 e Ia ⁺ . Suas grandes luminosidades estelares são determinadas a partir de várias características espectrais, que são sensíveis à gravidade da superfície, como a largura das linhas Hβ em estrelas quentes ou uma forte descontinuidade de Balmer em estrelas mais frias. A gravidade superficial mais baixa geralmente indica estrelas maiores e, portanto, luminosidades mais altas. Em estrelas mais frias, a força das linhas de oxigênio observadas, como OI em 777,4 nm., Pode ser usada para calibrar diretamente contra a luminosidade estelar.

Um método astrofísico usado para identificar definitivamente os hipergigantes amarelos é o chamado critério de Keenan-Smolinski . Aqui, todas as linhas de absorção devem ser fortemente alargadas, além daquelas esperadas de estrelas supergigantes brilhantes , e também mostrar fortes evidências de perda significativa de massa. Além disso, pelo menos um componente Hα ampliado também deve estar presente. Eles também podem exibir perfis Hα muito complexos, normalmente com fortes linhas de emissão combinadas com linhas de absorção.

A terminologia dos hipergigantes amarelos é ainda mais complicada ao se referir a eles como hipergigantes frios ou hipergigantes quentes, dependendo do contexto. Hipergigantes frias referem-se a todas as estrelas suficientemente luminosas e instáveis mais frias do que hipergigantes azuis e LBVs , incluindo hipergigantes amarelas e vermelhas. O termo hipergigantes quentes foi usado para estrelas de classe A e F altamente luminosas em M31 e M33 que não são LBVs, bem como, de forma mais geral, para hipergigantes amarelas.

Características

Curva de luz visual para ρ Cassiopeiae de 1933 a 2015

Os hipergigantes amarelos ocupam uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell acima da faixa de instabilidade , uma região onde relativamente poucas estrelas são encontradas e onde essas estrelas são geralmente instáveis. As faixas espectrais e de temperatura são de aproximadamente A0-K2 e 4.000–8.000K, respectivamente. A área é limitada no lado de alta temperatura pelo Vazio Evolucionário Amarelo, onde estrelas com esta luminosidade se tornam extremamente instáveis e experimentam severa perda de massa. O "Vazio Evolutivo Amarelo" separa os hipergigantes amarelos das variáveis azuis luminosas, embora os hipergigantes amarelos em suas variáveis mais quentes e as variáveis azuis luminosas em seus mais frios possam ter aproximadamente a mesma temperatura perto de 8.000 K. No limite de temperatura inferior, os hipergigantes amarelos e os supergigantes vermelhos não são claramente separados; RW Cephei (aproximadamente 4.000 K, 295.000 L _☉ ) é um exemplo de estrela que compartilha características de hipergigantes amarelos e supergigantes vermelhos.

Os hipergigantes amarelos têm uma faixa bastante estreita de luminosidades acima de 200.000 L _☉ (por exemplo, V382 Carinae em 212.000 L _☉ ) e abaixo do limite de Humphrey-Davidson em cerca de 600.000 L _☉ . Com sua saída atingindo o pico no meio da faixa visual, essas são as estrelas mais brilhantes visualmente conhecidas, com magnitudes absolutas em torno de -9 ou -9,5.

Eles são grandes e um tanto instáveis, com gravidade superficial muito baixa. Onde as supergigantes amarelas têm gravidades superficiais (log g) abaixo de cerca de 2, as hipergigantes amarelas têm log g em torno de zero. Além disso, eles pulsam irregularmente, produzindo pequenas variações de temperatura e brilho. Isso produz taxas de perda de massa muito altas e a nebulosidade é comum ao redor das estrelas. Explosões maiores ocasionais podem obscurecer temporariamente as estrelas.

As hipergigantes amarelas se formam a partir de estrelas massivas após terem evoluído para longe da sequência principal. A maioria das hipergigantes amarelas observadas passou por uma fase de supergigante vermelha e está evoluindo de volta para temperaturas mais altas, mas algumas são vistas na breve primeira transição da sequência principal para a supergigante vermelha. Supergigantes com uma massa inicial inferior a 20 M _☉ vai explodir como uma supernova, enquanto supergigantes ainda vermelhos, enquanto as estrelas mais maciças do que cerca de 60 M _☉ nunca vai arrefecer além temperaturas supergigante azul. As faixas de massa exatas dependem da metalicidade e da rotação. As supergigantes amarelas resfriando pela primeira vez podem ser estrelas massivas de até 60 M _☉ ou mais, mas estrelas supergigantes pós-vermelhas terão perdido cerca de metade de sua massa inicial.

Quimicamente, a maioria dos hipergigantes amarelos mostra um forte realce superficial de nitrogênio e também de sódio e alguns outros elementos pesados . Carbono e oxigênio são esgotados, enquanto o hélio é aumentado, como esperado para uma estrela pós-sequência principal.

Evolução

Os hipergigantes amarelos claramente evoluíram fora da sequência principal e, portanto, esgotaram o hidrogênio em seus núcleos. Postula-se que a maioria dos hipergigantes amarelos são supergigantes pós- vermelhos evoluindo para a direção azul, enquanto os supergigantes amarelos mais estáveis e menos luminosos estão provavelmente evoluindo para supergigantes vermelhos pela primeira vez. Há fortes evidências químicas e de gravidade superficial de que a mais brilhante das supergigantes amarelas, HD 33579 , está atualmente se expandindo de uma supergigante azul para uma supergigante vermelha.

Essas estrelas são duplamente raras porque são muito massivas, estrelas da sequência principal do tipo O de classe O inicialmente quente, mais de 15 vezes mais massivas que o Sol, mas também porque passam apenas alguns milhares de anos na fase de vazio amarelo instável de suas vidas . Na verdade, é difícil explicar até mesmo o pequeno número de hipergigantes amarelos observados, em relação aos supergigantes vermelhos de luminosidade comparável, a partir de modelos simples de evolução estelar. As supergigantes vermelhas mais luminosas podem executar múltiplos "loops azuis", eliminando muito de sua atmosfera, mas sem nunca chegar ao estágio de supergigante azul, cada uma levando apenas algumas décadas no máximo. Por outro lado, algumas aparentes hipergigantes amarelas podem ser estrelas mais quentes, como as LBVs "ausentes", mascaradas em uma pseudo-fotosfera fria.

Descobertas recentes de progenitores de supernovas supergigantes azuis também levantaram a questão de saber se as estrelas poderiam explodir diretamente do estágio hipergigante amarelo. Um punhado de possíveis progenitores de supernovas supergigantes amarelas foram descobertos, mas todos parecem ter massa e luminosidade relativamente baixas, não hipergigantes. SN 2013cu é uma supernova do tipo IIb cujo progenitor foi direta e claramente observado. Era uma estrela evoluída em torno de 8.000 K, mostrando extrema perda de massa de hélio e material enriquecido com nitrogênio. Embora a luminosidade não seja conhecida, apenas uma variável amarela hipergigante ou azul luminosa em explosão teria essas propriedades.

Modelos modernos sugerem que estrelas com uma certa faixa de massas e taxas de rotação podem explodir como supernovas sem nunca se tornarem supergigantes azuis novamente, mas muitas eventualmente passarão direto pelo vazio amarelo e se tornarão variáveis azuis luminosas de baixa massa e baixa luminosidade e possivelmente Lobo- Rayet estrela depois disso. Especificamente, estrelas mais massivas e aquelas com maiores taxas de perda de massa devido à rotação ou alta metalicidade irão evoluir além do estágio hipergigante amarelo para temperaturas mais altas antes de atingir o colapso do núcleo.

Estrutura

IRAS 17163-3907 é um hipergigante amarelo que mostra claramente o material expelido que provavelmente envolve todos os hipergigantes amarelos.

De acordo com os modelos físicos atuais de estrelas, uma hipergigante amarela deveria possuir um núcleo convectivo rodeado por uma zona radiativa , ao contrário de uma estrela do tamanho do Sol, que consiste em um núcleo radiativo rodeado por uma zona convectiva . Devido à sua extrema luminosidade e estrutura interna, os hipergigantes amarelos sofrem altas taxas de perda de massa e geralmente são circundados por envelopes de material expelido. Um exemplo das nebulosas que podem resultar é IRAS 17163-3907 , conhecido como Ovo Frito, que expulsou várias massas solares de material em apenas algumas centenas de anos.

A hipergigante amarela é uma fase esperada de evolução, já que as supergigantes vermelhas mais luminosas evoluem para o bluewards, mas também podem representar um tipo diferente de estrela. Os LBVs durante a erupção têm ventos tão densos que formam uma pseudo-fotosfera que aparece como uma estrela maior e mais fria, apesar da supergigante azul subjacente estar praticamente inalterada. Observou-se que eles têm uma faixa muito estreita de temperaturas em torno de 8.000K. No salto de biestabilidade que ocorre em torno de 21.000K, os ventos supergigantes azuis tornam-se várias vezes mais densos e podem resultar em uma pseudo-fotosfera ainda mais fria. Nenhum LBVs é observado logo abaixo da luminosidade onde o salto de biestabilidade cruza a faixa de instabilidade S Doradus (não deve ser confundida com a faixa de instabilidade Cefeida ), mas teoriza-se que eles existem e aparecem como hipergigantes amarelos por causa de suas pseudo-fotosferas.