Mine sisu juurde

Hüperhiid

Allikas: Vikipeedia
Päike punase ülihiiu VY Canis Majorise kõrval

Hüperhiiud kuuluvad kõige massiivsemate ja heledamate tähtede hulka, mida tähistatakse heledusklassiga 0, Ia+ või Ia-0. Taoliste tähtede läbimõõt võib küündida üle 2000 Päikese läbimõõdu. Mass võib aga ulatuda kuni umbes 265 Päikese massini.

Hüperhiiud tekivad väga harva – siis, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või kui tähetekkepiirkonnas sulab kokku mitu väga massiivset just sündinud tähte.

Hüperhiiud aitavad mõista tähtede evolutsiooni, eriti massiivsete tähtede teket, stabiilsust ja supernoovana plahvatamist.

Meie Galaktikas on neid teada umbes kümme, lähemates galaktikates on neid kokku veidi rohkem.

Päritolu ja mõiste

[muuda | muuda lähteteksti]

1956. aastal kasutasid astronoomid Feast ja Thackeray mõistet "üli-ülihiid" tähtede kohta, mille absoluutne heledus oli suurem kui −7. 1971. aastal tegi astronoom Philip Childs Keenan ettepaneku terminit kasutada ainult ülihiidude jaoks, mille spektrites on vaadeldav lai Hα emissioonijoon. See viitab tähe ulatuslikule atmosfäärile või suhteliselt intensiivsele massikaotusele. Tänapäeval kasutataksegi kõige laialdasemalt Keenani kriteeriumit.[1]

Lisaks eeldatakse, et hüperhiidude spektris on intensiivsest tähetuulest või tähte ümbritsevast kestast tingitud laia kiirgusjoone ja vaatleja suunas liikuva tähetuule põhjustatud sininihkes neeldumisjoone koosmõjust tulenev iseloomulik kuju, mida nimetatakse P Cygni profiiliks. Spektris võivad peale tavaliste neeldumisjoonte esineda ka mitmel põhjusel tekkivad vesiniku, heeliumi ning raskemate elementide kiirgusjooned.

Kujunemine

[muuda | muuda lähteteksti]

Tähed algse massiga 25 M☉ (Päikese mass) lahkuvad kiiresti peajadalt ja saavad sinisteks ülihiidudeks. Nad jahtuvad ja kasvavad peaaegu sama heledust säilitades punasteks ülihiidudeks, pärast seda tõmbuvad kokku ning kuumenevad, kui välimised kihid ära heidetakse. Ülihiiud võivad kuni supernoovana plahvatamiseni või oma välimiste kihtide täieliku äraheitmiseni veel punase ülihiiu faasist sinisteks ülihiidudeks muutuda. Tähed algmassiga 40 M☉ on liiga heledad stabiilse ulatusliku atmosfääri omamiseks ning nad ei jahtu kunagi piisavalt, et saada punaseks ülihiiuks. Kõige massiivsemad tähed võivad juba eelnevad etapid vahele jättes oma kihid täielikult ära heita. Selliseid nimetatakse Wolfi-Rayet' tähtedeks.

Tähed Hertzsprungi-Russelli diagrammi ülemises osas, kus hüperhiiud asuvad, võivad olla hiljuti peajadast arenenud ja omada endiselt suurt massi või olla palju kauem arenenud endised punased ülihiiud, mis on märkimisväärse osa oma algsest massist kaotanud.

Kollaseid hüperhiide peetakse üldiselt endisteks punasteks üli- või hüperhiidudeks, mis on juba suure osa enda atmosfäärist ja vesinikust kaotanud. Mõned peaaegu sama heledusega stabiilsemad kollased ülihiiud on arenemas punaseks ülihiiuks, kuid nad on järsu ülemineku tõttu haruldased. Kollaste hüperhiidude heledus võib ulatuda 500 000 – 750 000 L☉ (Päikese heleduseni), kuid siniste hüperhiiudude kiirgusvõimsus võib küündida kuni mõne miljoni L☉.

Hüperhiidude eluiga on nende suurest massist tingituna kosmilises ajaskaalas väga lühike – vaid mõni miljon aastat võrreldes Päikese-sarnaste tähtede umbes 10 miljardit aastase elueaga.

Hüperhiiud tekivad ainult suurimates ja tihedaimates tähetekke piirkondades. Vaatamata sellele, et neid on ekstreemse heleduse tõttu võimalik tuvastada ka lähedates galaktikates, on hüperhiidude lühikese eluea tõttu leitud neid vaid väike arv. Mõnes, näiteks üliheleda sinise muutliku tähe, LBV tähe (ingl luminous blue variable), faasis veedetakse ainult mõni tuhat aastat.[2][3]

Stabiilsus

[muuda | muuda lähteteksti]
Eta Carinae Kiilu udukogus, pildistatuna Spitzeri kosmoseteleskoobiga infrapunakiirguses

Peaaegu kõikide hüperhiidude heledus muutub nende sisemiste ebastabiilsuste tõttu. Heledad sinised muutlikud tähed ja kollased hüperhiiud paiknevad Hertzsprungi-Russelli diagrammil nn. ebastabiilsuse piirkonnas. Viimased läbivad ainukesena diagrammi parameetriruumi ala, mida nimetatakse tühikuks kollaste hüperhiidude arengudiagrammil (ingl Yellow Evolutionary Void). Teatud heledusega tähed muutuvad seal äärmiselt ebastabiilseks ja kaotavad suurel hulgal oma massi.[1]
Hüperhiidude heledus on tihti väga lähedane Eddingtoni piirile. Viimane on tähe suurim kiirgusvõimsus tähte paisutava ja väljapoole mõjuva kiirgusrõhu ning sissepoole mõjuva gravitatsioonijõu tasakaalu korral. Seega võib fotosfääri läbiv kiirgusvoog olla piisavalt tugev fotosfääri ülestõstmiseks. Eddingtoni piirist kõrgemal olles tekitaks täht sisemuses nii palju kiirgust, et tema välimised kihid puhutaks ära. See piiraks tähte pikemaks ajaks suurtel heledustel kiirgamast.

On võimalik, et 130 M☉ ja nelja miljoni L☉ Eta Carinae võib vahetevahel Eddingtoni piiri ületada.[4] Rida võimalikke purskeid vaadeldi aastatel 1840–1860, mil massikaotus oli palju intensiivsem sellest, mis saaks praeguse arusaama järgi tähetuule puhul võimalik olla.[5]

Seos ülihiidudega

[muuda | muuda lähteteksti]

Hüperhiiud esinevad samas või sarnases Hertzsprungi-Russelli diagrammi piirkonnas eri spektriklassidesse kuuluvate väga suure heledusega tähtedega. Pole alati selge, kas eri klassid esindavad erinevate algtingimuste või eluetapiga tähti.

Kuigi enamik ülihiide on vähem heledad kui sama temperatuuriga hüperhiiud, langevad mõned samasse heleduse vahemikku. Tavalistel ülihiidudel pole tugevat vesiniku emissiooni ja laienenud spektraaljooni. Väiksema massiga ülihiiud ei naase punase ülihiiu faasist, vaid plahvatavad supernoovana või muutuvad valgeks kääbuseks.[6]

Teadaolevad hüperhiiud

[muuda | muuda lähteteksti]

Tähed, millele loetelus sulge ei järgne, asuvad Linnutees.

LBV tähed

[muuda | muuda lähteteksti]

Muutlikkuse tsüklite mõnedes etappides liigitatakse mõndasid LBV tähti siniste hüperhiidude hulka.

Sinised hüperhiiud

[muuda | muuda lähteteksti]
Ioniseeritud protoplanetaarse kettaga hüperhiidude HD 268835 (R 66) ja HD 37974 (R 126) suurus võrreldes Päikesesüsteemiga

Täheparves Westerlund 1:[14]

  • W5
  • W7
  • W13
  • W33
  • W42a

Linnutee keskmes:[15]

  • Täht 13, O spektriklassi täht, heleda sinise muutliku tähe kandidaat
  • Täht 18, O spektriklassi täht, heleda sinise muutliku tähe kandidaat

Kollased hüperhiiud

[muuda | muuda lähteteksti]
Kollane hüperhiid V766 Centauri (HR 5171)

Täheparves Westerlund 1:[14]

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

Punased hüperhiiud

[muuda | muuda lähteteksti]

Viited

[muuda | muuda lähteteksti]
  1. ↑ 1,0 1,1 de Jager, C. (1998). "The Yellow Hypergiants". The Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. DOI:10.1007/s001590050009. ISSN 0935-4956.
  2. ↑ Cyril Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Philip Massey; Levesque; Raphael Hirschi; Patrick Eggenberger; André Maeder (2012). "Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014". Astronomy & Astrophysics. 542: A29. arXiv:1203.5243. Bibcode:2012A&A...542A..29G. DOI:10.1051/0004-6361/201118340. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |class= (juhend)
  3. ↑ Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; De Mink, S. E.; Yoon, S. -C.; Anders, P. (2011). "Rotating massive main-sequence stars". Astronomy & Astrophysics. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. DOI:10.1051/0004-6361/201016114.
  4. ↑ Owocki, S. P.; Van Marle, Allard Jan (2007). "Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit". Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 71–83. arXiv:0801.2519. Bibcode:2008IAUS..250...71O. DOI:10.1017/S1743921308020358.
  5. ↑ Owocki, S. P.; Gayley, K. G.; Shaviv, N. J. (2004). "A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass loss from stars above the Eddington limit". The Astrophysical Journal. 616 (1): 525–541. arXiv:astro-ph/0409573. Bibcode:2004ApJ...616..525O. DOI:10.1086/424910.
  6. ↑ Van Loon, J. Th. (2006). "On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars". Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss. 353: 211. arXiv:astro-ph/0512326. Bibcode:2006ASPC..353..211V.
  7. ↑ Van Genderen, A. M.; Sterken, C. (1999). "Light variations of massive stars (alpha Cygni variables). XVII. The LMC supergiants R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 and R 116 (LBV?)". Astronomy and Astrophysics. 349: 537. Bibcode:1999A&A...349..537V.
  8. ↑ Sterken, C.; de Groot, M.; van Genderen, A. M. (1998). "Cyclicities in the Light Variations of Luminous Blue Variables II. R40 developing an S Doradus phase". Astronomy and Astrophysics. Astronomy & Astrophysics. 333: 565. Bibcode:1998A&A...333..565S.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 9,6 9,7 Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. (2012). "On the nature of the galactic early-B hypergiants". Astronomy & Astrophysics (pdf). 541: A145. arXiv:1202.3991v1. Bibcode:2012A&A...541A.145C. {{cite journal}}: |format= nõuab parameetrit |url= (juhend); eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  10. ↑ Miroshnichenko, A. S.; Chentsov, E. L.; Klochkova, V. G. (2000). "AS314: A dusty A-type hypergiant". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 144 (3): 379. Bibcode:2000A&AS..144..379M. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  11. ↑ Wolf, B.; Kaufer, A.; Rivinius, T.; Stahl, O.; Szeifert, T.; Tubbesing, S.; Schmid, H. M. (2000). "Spectroscopic Monitoring of Luminous Hot Stars of the Magellanic Clouds". Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars. 204: 43. Bibcode:2000ASPC..204...43W.
  12. ↑ 12,0 12,1 Van Genderen, A. M.; Jones, A.; Sterken, C. (2006). "Light variations of alpha Cygni variables in the Magellanic Clouds". The Journal of Astronomical Data. 12: 4. Bibcode:2006JAD....12....4V.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 Kathryn F. Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (aprill 2012). "Yellow and Red Supergiants in the Magellanic Clouds". Astrophysical Journal. 749 (2): 177. arXiv:1202.4225. Bibcode:2012ApJ...749..177N. DOI:10.1088/0004-637X/749/2/177.
  14. ↑ 14,0 14,1 Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). "On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1". Astronomy and Astrophysics. 434 (3): 949. arXiv:astro-ph/0504342. Bibcode:2005A&A...434..949C. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  15. ↑ Stolovy, S. R.; Cotera, A.; Dong, H.; Morris, M. R.; Wang, Q. D.; Stolovy, S. R.; Lang, C. (2010). "Isolated Wolf-Rayet Stars and O Supergiants in the GalacticCenter Region Identified via Paschen-a Excess". The Astrophysical Journal. 725: 188–199. arXiv:1009.2769v3. Bibcode:2010ApJ...725..188M. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  16. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Gonzalez-Fernandez, C. (2013). "IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?". Astronomy & Astrophysics. 561: A15. arXiv:1311.3956v1. Bibcode:2014A&A...561A..15C. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend); eiran tundmatut parameetrit |class= (juhend)
  17. ↑ Schuster, M. T.; Humphreys, R. M.; Marengo, M. (2006). "The Circumstellar Environments of NML Cygni and the Cool Hypergiants". The Astronomical Journal. 131: 603. arXiv:astro-ph/0510010. Bibcode:2006AJ....131..603S. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  18. ↑ Jura, M.; Velusamy, T.; Werner, M. W. (2001). "What Next for the Likely Presupernova HD 179821?". The Astrophysical Journal. 556: 408. arXiv:astro-ph/0103282. Bibcode:2001ApJ...556..408J. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
  19. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A. A.; Oudmaijer, R. D.; Verhoelst, T.; Cox, N. L. J.; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). "A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula". Astronomy & Astrophysics. 534: L10. arXiv:1109.5947. Bibcode:2011A&A...534L..10L. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Hüperhiid&oldid=6796928"