Hyperobr - Hypergiant

Srovnání Pistol Star , Rho Cassiopeiae , Betelgeuse a VY Canis Majoris překrývající obrys sluneční soustavy. Modrý půlkruh se středem poblíž levého okraje představuje oběžnou dráhu Neptunu , nejvzdálenější planety sluneční soustavy .

Hyperobr ( třída svítivosti 0 nebo Ia + ) je velmi vzácný typ hvězdy , která má mimořádně vysokou svítivost , hmotnosti, velikosti a úbytek hmotnosti, protože jeho extrémních hvězdné větry . Pojem hyperobr je v systému MKK definován jako třída svítivosti 0 (nula) . V literatuře nebo publikovaných spektrálních klasifikacích je to však zřídka možné, s výjimkou specifických dobře definovaných skupin, jako jsou žluté hyperobry , RSG ( červené supergiants ) nebo modré B (e) supergiants s emisními spektry. Běžněji jsou hyperobři klasifikováni jako Ia-0 nebo Ia + , ale červeným superobrům jsou tyto spektrální klasifikace přiřazovány jen zřídka. Astronomové se o tyto hvězdy zajímají, protože se týkají porozumění hvězdné evoluci, zejména s tvorbou hvězd, stabilitou a jejich očekávaným zánikem jako supernovy .

Původ a definice

V roce 1956 použili astronomové Feast a Thackeray pro hvězdy s absolutní velikostí jasnější než M V = −7 termín super-superobr (později změněný na hyperobr) ( M Bol bude větší pro velmi chladné a velmi horké hvězdy, například na nejméně −9,7 pro hyperobra B0). V roce 1971 Keenan navrhl, že termín bude použit pouze pro superobry vykazující alespoň jednu širokou emisní složku v Ha , což naznačuje prodlouženou hvězdnou atmosféru nebo relativně velkou ztrátu hmotnosti. Keenské kritérium dnes vědci nejčastěji používají.

Aby mohla být hvězda klasifikována jako hyperobr, musí být vysoce zářivá a mít spektrální podpisy ukazující na atmosférickou nestabilitu a vysokou ztrátu hmotnosti. Z tohoto důvodu je možné, aby nehypergiantní, superobří hvězda měla stejnou nebo vyšší svítivost jako hyperobr stejné spektrální třídy. Očekává se, že hyperobři budou mít charakteristické rozšíření a červené posunutí svých spektrálních čar a vytvoří výrazný spektrální tvar známý jako profil P Cygni . Použití vodíkových emisních čar není užitečné pro definování nejchladnějších hyperobrů, a ty jsou do značné míry klasifikovány podle svítivosti, protože ztráta hmotnosti je pro třídu téměř nevyhnutelná.

Formace

Hvězdy s počáteční hmotností nad asi 25  M ☉ se rychle vzdalují od hlavní sekvence a poněkud zvyšují svítivost, aby se staly modrými superobry. Chladnou a zvětšují se přibližně konstantní svítivostí, aby se staly červeným supergiantem, pak se smršťují a zvyšují teplotu, když jsou vnější vrstvy odfukovány. Mohou „odskakovat“ dozadu a dopředu provedením jedné nebo více „modrých smyček“, stále s poměrně stabilní svítivostí, dokud nevybuchnou jako supernova nebo zcela nevyhodí své vnější vrstvy a nestanou se hvězdou Wolf -Rayet . Hvězdy s počáteční hmotností nad asi 40  M ☉ jsou prostě příliš zářivé na to, aby vytvořily stabilní rozšířenou atmosféru, a proto se nikdy neochladí natolik, aby se staly červenými superobry. Nejhmotnější hvězdy, zvláště rychle rotující hvězdy s vylepšenou konvekcí a směšováním, mohou tyto kroky přeskočit a přesunout se přímo na jeviště Wolf – Rayet.

To znamená, že hvězdy v horní části Hertzsprung-Russellova diagramu, kde se nacházejí hyperobři, mohou být nově vyvinuty z hlavní sekvence a stále s vysokou hmotností, nebo mnohem více vyvinuté post-červené supergiantní hvězdy, které ztratily významnou část své původní hmotnosti , a tyto objekty nelze rozlišit jednoduše na základě jejich svítivosti a teploty. Hvězdy s vysokou hmotností s vysokým podílem zbývajícího vodíku jsou stabilnější, zatímco starší hvězdy s nižší hmotností a vyšším podílem těžkých prvků mají méně stabilní atmosféru v důsledku zvýšeného radiačního tlaku a snížené gravitační přitažlivosti. Tito jsou považováni za hyperobry, blízko Eddingtonova limitu a rychle ztrácejí hmotu.

Žlutí hyperobři jsou obecně považováni za post-červené supergiantní hvězdy, které již ztratily většinu atmosféry a vodíku. Je známo několik stabilnějších žlutých supergiantů s vysokou hmotností s přibližně stejnou svítivostí a předpokládá se, že se vyvíjejí směrem k červené supergiantní fázi, ale jsou vzácné, protože se očekává rychlý přechod. Protože jsou žlutí hyperobři post-červenými supergiantními hvězdami, existuje poměrně tvrdá horní hranice jejich svítivosti kolem 500 000–750 000  L ☉ , ale modré hyperobry mohou být mnohem zářivější, někdy i několik milionů L ☉ .

Téměř všechny hyperobry vykazují v průběhu času variace svítivosti v důsledku nestability uvnitř, ale jsou malé, kromě dvou odlišných oblastí nestability, kde se nacházejí světelné modré proměnné (LBV) a žluté hyperobry . Kvůli jejich vysokým hmotnostem je životnost hyperobra v astronomických časových intervalech velmi krátká: pouze několik milionů let ve srovnání s přibližně 10 miliardami let u hvězd jako je Slunce . Hyperobři jsou vytvářeni pouze v největších a nejhustších oblastech vzniku hvězd a kvůli jejich krátkému životu je znám jen malý počet navzdory jejich extrémní svítivosti, která jim umožňuje identifikovat je i v sousedních galaxiích. Čas strávený v některých fázích, jako jsou LBV, může být až několik tisíc let.

Stabilita

Velká mlhovina v Carině, obklopující Eta Carinae

Jelikož svítivost hvězd s hmotností výrazně roste, svítivost hyperobrů často leží velmi blízko Eddingtonovy hranice , což je svítivost, při které se tlak záření rozpínající hvězdu směrem ven rovná síle gravitace hvězdy, která hvězdu hroutí dovnitř. To znamená, že radiační tok procházející fotosférou hyperobra může být téměř dostatečně silný, aby se mohl odlepit z fotosféry. Nad Eddingtonovou hranicí by hvězda generovala tolik záření, že by části jejích vnějších vrstev byly odhodeny v mohutných výbuchech; to by účinně omezilo hvězdu ve vyzařování při vyšších jasech po delší dobu.

Dobrým kandidátem na hostování větru poháněného kontinuem je Eta Carinae , jedna z nejhmotnějších hvězd, jaké kdy byly pozorovány. S odhadovanou hmotností kolem 130 hmotností Slunce a svítivostí čtyřmilionkrát větší než Slunce astrofyzici spekulují, že Eta Carinae může příležitostně překročit Eddingtonův limit . Naposledy to mohla být série výbuchů pozorovaných v letech 1840–1860, dosahující míry ztráty hmotnosti mnohem vyšší, než naše současné chápání toho, co by hvězdné větry umožňovaly.

Na rozdíl od lineárních hvězdných větrů (tj. Těch, které jsou poháněny absorbováním světla z hvězdy ve velkém počtu úzkých spektrálních čar ), kontinuální řízení nevyžaduje přítomnost „kovových“ atomů  -atomů jiných než vodík a helium , které mít několik takových čar - ve fotosféře . To je důležité, protože většina hmotných hvězd je také velmi chudých na kovy, což znamená, že efekt musí fungovat nezávisle na kovovosti . Ve stejné linii úvah může kontinuální řízení také přispět k hornímu hmotnostnímu limitu i pro první generaci hvězd těsně po Velkém třesku , která neobsahovala vůbec žádné kovy.

Další teorií vysvětlující masivní výbuchy například Ety Carinae je myšlenka hluboce situované hydrodynamické exploze, která odstřeluje části vnějších vrstev hvězdy. Předpokládá se, že hvězda, dokonce i při svítivosti pod Eddingtonovou hranicí , bude mít nedostatečné proudění tepla ve vnitřních vrstvách, což by mělo za následek inverzi hustoty potenciálně vedoucí k masivní explozi. Teorie však nebyla příliš prozkoumána a není jisté, zda se to skutečně může stát.

Další teorie spojená s hyperobrami je potenciál vytvořit pseudo-fotosféru, což je sférický opticky hustý povrch, který je ve skutečnosti tvořen hvězdným větrem, než aby byl skutečným povrchem hvězdy. Taková pseudo-fotosféra by byla výrazně chladnější než hlubší povrch pod hustě se pohybujícím větrem. To bylo hypoteticky vysvětleno pro "chybějící" LBV se střední svítivostí a přítomnost žlutých hyperobrů při přibližně stejné svítivosti a chladnějších teplotách. Žlutí hyperobři jsou ve skutečnosti LBV, kteří vytvořili pseudo-fotosféru a mají zjevně nižší teplotu.

Vztahy s Ofpe, WNL, LBV a dalšími supergiantními hvězdami

Velmi velký teleskopický snímek okolí VY Canis Majoris

Hyperobři jsou vyvinuté hvězdy s vysokou svítivostí a vysokou hmotností, které se vyskytují ve stejných nebo podobných oblastech diagramu HR jako hvězdy s různými klasifikacemi. Není vždy jasné, zda různé klasifikace představují hvězdy s různými počátečními podmínkami, hvězdy v různých fázích evoluční dráhy, nebo je to jen artefakt našich pozorování. Astrofyzikální modely vysvětlující jevy ukazují mnoho oblastí shody. Přesto existuje několik rozdílů, které nemusí nutně pomoci při navazování vztahů mezi různými typy hvězd.

Ačkoli většina supergiantních hvězd je méně zářivých než hyperobry podobné teploty, některé spadají do stejného rozsahu svítivosti. Běžným supergiantům ve srovnání s hyperobry často chybí silné emise vodíku, jejichž rozšířené spektrální čáry naznačují významné ztráty hmotnosti. Vyvinutí superobři s nižší hmotností se nevracejí z fáze červeného supergiantu, buď explodují jako supernovy, nebo za sebou zanechají bílého trpaslíka.

Světelně modré proměnné jsou třídou vysoce svítivých horkých hvězd, které vykazují charakteristické spektrální variace. Často leží v „klidové“ zóně s teplejšími hvězdami, které jsou obecně zářivější, ale pravidelně procházejí velkými povrchovými erupcemi a pohybují se do úzké zóny, kde hvězdy všech svítivostí mají přibližně stejnou teplotu, kolem 8 000 K. Tato „aktivní“ zóna se nachází v blízkosti horkého okraje nestabilní „prázdnoty“, kde se nacházejí žlutí hyperobři , s určitým překrytím. Není jasné, zda se žlutým hyperobrům někdy podaří překonat prázdnotu nestability, stát se LBV nebo explodovat jako supernova.

Modré hyperobry se nacházejí ve stejných částech diagramu HR jako LBV, ale nemusí nutně ukazovat variace LBV. Některé, ale ne všechny LBV vykazují alespoň po určitou dobu charakteristiky hyperobrých spekter, ale mnoho autorů by vyloučilo všechny LBV ze třídy hyperobrů a ošetřilo by je samostatně. Modří hyperobři, kteří nevykazují vlastnosti LBV, mohou být progenitory LBV nebo naopak nebo obojí. LBV s nižší hmotností mohou být přechodným stupněm do nebo z chladných hyperobrů nebo jsou odlišným typem objektu.

Hvězdy Wolf – Rayet jsou extrémně horké hvězdy, které ztratily velkou část nebo všechny své vnější vrstvy. WNL je termín používaný pro pozdní fázi (tj. Chladnější) Wolf -Rayetovy hvězdy se spektry ovládanými dusíkem. Ačkoli jsou obecně považovány za stupeň, kterého dosáhly hyperobří hvězdy po dostatečné ztrátě hmotnosti, je možné, že malá skupina hvězd WNL bohatých na vodík jsou ve skutečnosti předky modrých hyperobrů nebo LBV. Jedná se o úzce související Ofpe (spektra typu O plus emisní čáry H, He a N a další zvláštnosti) a WN9 (nejchladnější dusičnaté hvězdy Wolf-Rayet), což může být krátký mezistupeň mezi hvězdami s vysokou hmotností v hlavní sekvenci a hyperobři nebo LBV. U WNL spekter byly pozorovány klidové LBV a zjevné hvězdy Ofpe/WNL se změnily, aby zobrazovaly modrá hyperobří spektra. Vysoké rychlosti rotace způsobují, že hmotné hvězdy rychle uvolňují svoji atmosféru a brání přechodu z hlavní sekvence do supergiantní, takže se z nich přímo stávají hvězdy Wolf -Rayet. Hvězdy Wolf Rayet, lomítko, chladné lomítko (aka WN10/11), hvězdy Ofpe, Of + a Of * nejsou považovány za hyperobry. Přestože jsou světelné a často mají silné emisní čáry, mají svá vlastní charakteristická spektra.

Známí hyperobři

Hyperobry je obtížné studovat kvůli jejich vzácnosti. Mnoho hyperobrů má velmi variabilní spektra, ale jsou zde seskupena do širokých spektrálních tříd.

Světelně modré proměnné

Některé světelné modré proměnné jsou klasifikovány jako hyperobři, alespoň během části jejich variačního cyklu:

  • Eta Carinae , uvnitř mlhoviny Carina ( NGC 3372 ) v jižním souhvězdí Cariny . Eta Carinae je extrémně hmotná, možná až 120krát až 150krát hmotnější než Slunce a je čtyři až pět milionůkrát svítivější. Možná jiný typ objektu než LBV, nebo extrém pro LBV.
  • P Cygni , v severním souhvězdí Labutě . Prototyp pro obecné charakteristiky spektrálních čar LBV .
  • S Doradus , ve Velkém Magellanově mračnu , v jižním souhvězdí Dorada . Prototypová proměnná, LBV se ještě někdy nazývají proměnné S Doradus.
  • Pistol Hvězda (V4647 Sgr), v blízkosti centra Mléčné dráhy v souhvězdí Střelce . Pistolární hvězda je možná až 150krát hmotnější než Slunce a je asi 1,7 milionukrát jasnější. Považováno za kandidátský LBV, ale variabilita nebyla potvrzena.
  • V4029 Střelci
  • V905 Scorpii
  • HD 6884 , (R40 v SMC)
  • HD 269700 , (R116 v LMC)
  • LBV 1806-20 v kupě 1806-20 na druhé straně Mléčné dráhy.

Modří hyperobři

Ve srovnání s velikostí sluneční soustavy je to hyperobří hvězda a její nabízený proto-planetární disk

Obvykle třída B, příležitostně pozdě O nebo brzy A:

V oblasti galaktického centra:

Ve Westerlundu 1 :

  • W5 (možná Wolf – Rayet)
  • W7
  • W13 (binární?)
  • W33
  • W42a

Žlutí hyperobři

Pole obklopující žlutou hyperobří hvězdu HR 5171

Žlutí hyperobři s pozdními spektry A -K:

Ve Westerlundu 1 :

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

V galaxii Triangulum :

V galaxii Sextans :

Plus alespoň dva pravděpodobné chladné hyperobry v nedávno objevených seskupeních Scutum Red Supergiant Clusters: F15 a případně F13 v RSGC1 a Star 49 v RSGC2 .

Červení hyperobři

Srovnání velikosti mezi průměrem Slunce a VY Canis Majoris , hyperobra, který patří mezi největší známé hvězdy

Spektra typu M, největší známé hvězdy:

Viz také

Poznámky

Reference