Estel hipergegant

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

HR-diag-no-text-2.svg

Un estel hipergegant és un estel excepcionalment gran, massiu i lluminós, que posseeix un índex de pèrdua de massa molt elevat.

Els estels hipergegants poden presentar diferents coloracions; el color blau indica que l'estel és calent, mentre que el vermell indica el contrari. Un tipus particular d'hipergegants són els estels hipergegants grocs, però la inestibilitat interna a temperatura mitjana i les altes pressions els fan més rars que els altres.

Els estels hipergegants, no s'han de confondre amb els estels variables lluminosos blaus; un hipergegant s'anomena així a causa de la seva mida i índex de pèrdua de massa, mentre que els altres es pensa que són estels supergegants blaus massius en una fase evolutiva de gran pèrdua de massa.

Característiques[modifica | modifica el codi]

Comparació de la mida entre el Sol i VY Canis Majoris, un estel hipergegant considerat el més gran conegut actualment.

La seva massa pot ser de fins a 100 vegades la massa del nostre Sol, pròxima al límit màxim teòric, el qual estableix que la quantitat de massa en una estrella no pot excedir les 120 M (masses solars).

Es considera que les hipergegants són les estrelles més lluminoses que hi ha (milers i milions de vegades més lluminoses que el Sol), amb temperatures superficials entre els 3.500 K i 35.000 K. Quasi tots els estels hipergegants mostren variacions en la lluminositat a través del temps a causa de les inestabilitats que es produeixen al seu interior. Aquests estels, degut a la seva gran massa, tenen aproximadament una mitjana de vida de només 1 a 3 milions d'anys, un període de temps molt curt comparat amb els 10.000 milions d'estels com el Sol, abans de convertir-se en supernoves , o en casos rars hipernoves. S'ha postulat que una hipergegant que es converteixi en supernova o hipernova deixarà com a romanent en el seu lloc directament un forat negre.[1]

És molt poc el que es coneix sobre les hipergegants, doncs són extremadament rares. Fins fa poc només es coneixien 7 hipergegants en la Via Làctia. A més, poden variar en color: el blau usualment indica que l'estrella és molt calenta (en la seva superfície), mentre que el vermell indica que és més freda, també existeixen les grogues, però la inestabilitat que causen les temperatures moderades i les altes pressions en el seu interior fan que siguin més rares que les altres possibilitats.

Estabilitat[modifica | modifica el codi]

Com la lluminositat dels estels s'incrementa enormement amb la massa, la lluminositat dels estels hipergegants està molt propera al límit d'Eddington. Això significa que el flux radioactiu que passa a través de la fotosfera d'una hipergegant podria fer prou fort com per a expulsar la fotosfera. Per sobre d'aquest límit, l'estel generaria tanta radiació que parts de les capes exteriors serien expulsades en esclats massius, intens vent solar, que provocaria una pèrdua de massa significativa de l'estel.[2] Per tant, són molt pocs els estels que superen aquest límit. Aquesta teoria, això no obstant, és el resultat de models teòrics.

Un possible estel que hipotèticament podria produir aquest fenomen és η Carinae, un dels estels més massius i lluminosos mai observats. Encara que amb una massa de 130 masses solars i una lluminositat 4 vegades superior a la del Sol, es pensa que η Carinae pot superar el límit d'Eddington ocasionalment. [3] La darrera vegada que l'estel superà aquest límit, al 1840-1860, assolí una taxa de pèrdua de massa molt més gran que el que els models més estesos són incapaços d'explicar.[4]

Aquest tipus de vent estel·lar, a diferència del normals, no necessita de la presència d'àtoms metàl·lics en la fotosfera; aquest fet és important, ja que els estels més massius són també molt pobres en metalls, la qual cosa significa que el fenomen deu funcionar independentment de la metal·licitat. De la mateixa manera, el vent estel·lar continu podria també contribuir a un límit de massa superior inclús per a les primeres generacions d'estels, tot just després del Big Bang, que no contenien cap metall.

Una altra teoria per explicar els esclats massius de η Carinae és la idea d'un esclat hidrodinàmic situat en profunditat, que expulsi les capes més externes de l'estel; la idea és que, inclús a lluminositats per sota del límit d'Eddington, l'estel no tindria prou calor de convecció en les capes interiors causant una inversió de densitat que potencialment podria portar un violent esclat. Això no obstant, aquesta teoria no ha estat molt desenvolupada i no és segur que realment pogués succeir.[5]

Història[modifica | modifica el codi]

Al 1956, els astrònoms Feast i Thackeray usaren el terme supersupergegant (posteriorment canviat a hipergegant) per als estels amb una magnitud absoluta superior MV = −7. Al 1971, Keenan suggerí que el terme s'usés només pels estels supergegants que mostressin almenys un component d'emissió en ampli, que indica una atmosfera estel·lar estesa o un relativament gran índex de pèrdua de massa. El criteri de Keenan criterion és actualment el més usats pels científics.[6] Seguint aquest darrer criteri, un estel hipergegant no necessàriament ha de ser més massiu que un supergegant. Això no obstant, la major part dels estels massius es consideren hipergegants, i poden tenir masses que varien entre els 100–265 masses solars. El nom d'hipergegant s'usa comunament com un terme força ampli per anomenar aquests estels més massius, tot i que hi ha definicions molt més precises.

Hipergegants coneguts[modifica | modifica el codi]

És interessant observar que els hipergegants grocs i vermells més brillants són d'una magnitud bolomètrica d'uns -9,5-el que equival a una lluminositat de 500.000 vegades la del Sol – no es coneix actualment-cap de brillantor superior. Les raons per les quals això succeeix encara s'ignoren.

Estels variables lluminosos blaus[modifica | modifica el codi]

Els estels variables lluminosos blaus o estel de Wolf Rayet són els més massius, grans i brillants i molts d'ells estan classificats com a hipergegants. Es consideren els estels coneguts més brillants:

Hipergegants blaus[modifica | modifica el codi]

Hipergegants blancs[modifica | modifica el codi]

Hipergegants grocs[modifica | modifica el codi]

Els estels hipergegants grocs són una classe molt rara d'estels:

Hipergegants vermells[modifica | modifica el codi]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Com es formen i evolucionen els estels (anglès)
  2. A. J. van Marle. «Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits». AIP Conference Proceedings, 990, 2008, pàg. 250–253. DOI: 10.1063/1.2905555.(anglès)
  3. "D'aquesta manera, si la pèrdua de massa d'aquestes erupcions succeeix via vent estel·lar, seria un vent super-Eddington conduït per una força de radiació contínua (opacitat de dispersió de l'electró) i no línies (Owocki, Gayley & Shaviv 2004, hereafter OGS; Belyanin 1999; Quinn & Paczynski 1985)."Owocki, S. P.. «Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit». International Astronomical Union. Bresolin, 2008. arXiv: 0801.2519. DOI: 00.0000/X000000000000000X.(anglès)
  4. S. P. Owocki. «A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass losss from stars above the Eddington limit». Astrophysical Journal, 616, 2004, pàg. 525–541. DOI: 10.1086/424910. (anglès)
  5. N. Smith. «On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars». Astrophysical Journal, 645, 2006, pàg. L45–L48. arXiv: astro-ph/0606174. Bibcode: 2006ApJ...645L..45S. DOI: 10.1086/506523.(anglès)
  6. C. de Jager. «The yellow hypergiants». Astronomy and Astrophysics Review, 8, 1998, pàg. 145–180. Bibcode: 1998A&ARv...8..145D. DOI: 10.1007/s001590050009.(anglès)