Estrella hipergigante

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Una estrella hipergigante ( clase de brillo 0 ) es una estrella masiva , más grande que una estrella supergigante , con una masa que puede alcanzar hasta 100 veces la del Sol. Se consideran las estrellas más brillantes que existen y su temperatura superficial se encuentra entre 3 500 K y 35 000 K. La duración de su evolución se estima en unos dos millones de años, al final de los cuales explotan en supernovas muy brillantes o incluso hipernovas . Se teoriza que una hipergigante, después de la explosión, dejaría un agujero negro extremadamente denso y masivo.

El conocimiento sobre hipergigantes es relativamente escaso, siendo muy raro. Pueden tener diferentes colores: el azul suele indicar que la estrella está caliente, mientras que el rojo indica que hace frío. Un tipo particular de hipergigantes está constituido por las hipergigantes amarillas , pero las inestabilidades internas a temperaturas medias y altas presiones las hacen mucho más raras que las otras hipergigantes. Un ejemplo de hipergigante amarillo es Rho Cassiopeiae .

Características

Comparación entre el tamaño del Sol y VY Canis Majoris , una hipergigante roja que se cree que es una de las estrellas más grandes conocidas .

La palabra "hipergigante" se usa generalmente como un término genérico para las estrellas más masivas conocidas; de hecho, existen definiciones más precisas. En 1956, los astrónomos Feast y Thackeray usaron el término super-supergigante (luego cambiado por el actual hipergigante ) para indicar estrellas con una magnitud absoluta mayor que M V = -7. En 1971 , Keenan sugirió usar este término para indicar solo las supergigantes que exhiben el mayor componente de emisión en la banda , es decir, estrellas con una atmósfera estelar extendida o una alta tasa de pérdida de masa. Los criterios sugeridos por Keenan son actualmente los más utilizados por los científicos. [1] Esto significa que una estrella hipergigante no tiene por qué ser necesariamente más masiva que una supergigante similar. Además, las estrellas más masivas se consideran hipergigantes y pueden tener una masa tan baja como 100-150 veces la del sol .

Las hipergigantes son estrellas muy brillantes, incluso millones de veces más brillantes que nuestro Sol y tienen temperaturas que varían mucho según el tipo de estrella, desde 3 500 K hasta 35 000 K. Casi todas las hipergigantes muestran variaciones de brillo a lo largo del tiempo debido a la inestabilidad de sus capas más internas.

Debido a su gran masa, la vida de las hipergigantes es, astronómicamente hablando, muy corta, divagando solo unos pocos millones de años, poco en comparación con los aproximadamente 10 mil millones de años que puede alcanzar una estrella con una masa similar a la del Sol. De esto , las hipergigantes son extremadamente raras y se conocen muy pocas.

Las hipergigantes no deben confundirse con las variables de tipo S Doradus (variables de color azul brillante). Una hipergigante se clasifica como tal debido a su tasa de pérdida de masa, mientras que se cree que una variable azul brillante es una supergigante que se prepara para pasar a una fase evolutiva en la que perderá mucha masa.

Estabilidad de las hipergigantes

El hipergigante LBV Eta Carinae.

Dado que el brillo de las estrellas aumenta significativamente con la masa, el brillo de las hipergigantes a menudo resulta estar muy cerca del límite de Eddington , que es el brillo al que la presión de radiación que tiende a hacer que la estrella se expanda es igual a la fuerza de gravedad que tiende a aumentar. expandir colapsar la estrella. Esto significa que el flujo radiante que pasa a través de la fotosfera de un hipergigante podría ser lo suficientemente fuerte como para desprender la fotosfera. Por encima del límite de Eddington, la estrella generaría una radiación tan alta que parte de sus capas externas serían arrancadas en explosiones masivas; esto daría lugar a una restricción de la capacidad de la estrella para brillar a mayor luminosidad durante períodos más prolongados.

Como consecuencia de superar el límite de Eddington, se activan una serie de procesos que conducen a la emisión de un viento estelar intenso, que provoca una pérdida constante de masa por parte de la estrella [2] . Dado que muy pocas estrellas superan este límite, la teoría del viento estelar fuerte en sí es en gran parte el resultado de modelos teóricos.

Una estrella que se supone que alberga este tipo de fenómenos es η Carinae , una de las estrellas más masivas y brillantes jamás observadas. Sin embargo, con una masa de aproximadamente 130 masas solares y un brillo 4 millones de veces mayor que el del sol , se cree que η Carinae excede el límite de Eddington muy, muy raramente. La última vez que la estrella cruzó este límite, en 1840 - 1860 , se logró una tasa mucho más alta de pérdida de masa de los modelos más conocidos viento estelar puede explicar. [3]

Este tipo de viento estelar, a diferencia de los normales, no requiere la presencia de átomos metálicos en la fotosfera ; este hecho es importante, dado que las estrellas más masivas también son muy pobres en metales , lo que significa que para explicar el fenómeno necesitamos un efecto que opere independientemente de la metalicidad. Asimismo, el viento estelar continuo también podría contribuir al límite superior de masa de las estrellas de primera generación inmediatamente después del Big Bang , que no contienen metales.

Otra teoría para explicar las explosiones masivas de η Carinae es la idea de una explosión hidrodinámica ubicada en el interior, que también borra parte de las capas más externas de la estrella. La idea es que la estrella, incluso con luminosidades por debajo del límite de Eddington, podría tener una convección térmica insuficiente en sus capas más internas, lo que podría provocar una inversión de densidad que podría conducir a una explosión violenta. Esta teoría no se ha estudiado por completo y, por lo tanto, no está claro si estas dinámicas realmente pueden tener lugar. [4]

Hipergigantes conocidas

Debido a su rareza, las hipergigantes son difíciles de estudiar. Parecen estar en un límite de luminosidad superior de las hipergigantes más frías (amarillo y rojo): ninguno de ellos parece alcanzar la magnitud absoluta -9,5, que corresponde a unas 500.000 veces la luminosidad solar . Las razones de esto aún se desconocen. [ poco claro ]

Variables azules brillantes (LBV)

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Variable S Doradus .

Muchas de las estrellas variables de color azul brillante se clasifican como hipergigantes y en realidad se cuentan entre las estrellas más brillantes conocidas :

Hipergigantes azules

Son estrellas de clase espectral O o B pero que no pertenecen a la clase anterior de la LBV o están pendientes de anexión en esta clase.

La hipergigante amarilla ρ Cas vista desde una distancia de 9 AU ( simulación de Celestia ).

Hipergigantes amarillas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Hipergigante amarillo .

Las hipergigantes amarillas son una clase de estrellas extremadamente rara; solo se conocen siete en nuestra galaxia. Entre estos:

Hipergigantes rojas

Son estrellas de clase K o M, cuyas dimensiones las sitúan entre las estrellas más grandes conocidas :

Nota

  1. C. de Jager, Las hipergigantes amarillas , en Astronomy and Astrophysics Review , vol. 8, 1998, págs. 145-180, DOI : 10.1007 / s001590050009 .
  2. ^ AJ van Marle, SP Owocki; NJ Shaviv, Continuum impulsado por los vientos de las estrellas super-Eddington. Una historia de dos límites , en AIP Conference Proceedings , vol. 990, 2008, págs. 250–253, DOI : 10.1063 / 1.2905555 .
  3. ^ SP Owocki, KG Gayley; NJ Shaviv, Un formalismo de longitud de porosidad para la pérdida de masa limitada que agota los fotones de las estrellas por encima del límite de Eddington , en Astrophysical Journal , vol. 616, 2004, págs. 525-541, DOI : 10.1086 / 424910 .
  4. ^ N. Smith, SP Owocki, Sobre el papel de las erupciones impulsadas por el continuo en la evolución de estrellas muy masivas y estrellas de población III , en Astrophysical Journal , vol. 645, 2006, págs. L45 - L48, DOI : 10.1086 / 506523 .

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