La hipergigante amarilla es una estrella masiva con una atmósfera extendida, pertenece a la clase espectral de la A a la K, durante la formación del objeto, la masa es de 20-60 masas solares , pero en el proceso de evolución, la estrella pierde alrededor de la mitad. de su masa. Las estrellas de este tipo se encuentran entre las estrellas más brillantes, las magnitudes absolutas están en la vecindad de M V = −9, también son uno de los objetos más raros, solo se conocen alrededor de 17 estrellas de este tipo en la Vía Láctea , mientras que seis de ellos están en el grupo Westerlund 1 . A veces, estos objetos se denominan hipergigantes frías en comparación con las estrellas de clase O y B, y otras veces se denominan hipergigantes cálidas en comparación con las supergigantes rojas .
El término "hipergigante" se usa desde 1929, pero originalmente no se refería a los objetos que actualmente se denominan hipergigantes. [1] Las hipergigantes se designan con una clase de luminosidad de '0' y tienen una luminosidad mayor que las supergigantes de clase Ia más brillantes, [2] aunque no se las llamó hipergigantes hasta finales de la década de 1970. [3] Otro criterio para la selección de hipergigantes fue el criterio propuesto en 1979 para algunas otras estrellas calientes de alta luminosidad que pierden masa, [4] pero este criterio no se aplicó a las estrellas más frías. En 1991, la estrella Rho Cassiopeia se describió por primera vez como una hipergigante amarilla [5] , y luego de una discusión en la conferencia de resolución interferométrica de física solar y astrofísica en 1992, se acostumbraba clasificar tales objetos como una clase separada de objetos de alta luminosidad. estrellas. [6]
La definición de "hipergigante" sigue siendo vaga, y aunque la clase de luminosidad 0 se asigna a los hipergigantes, generalmente se los denota con la clase de luminosidad Ia-0 e Ia + . [7] La alta luminosidad se define por varias características del espectro que son sensibles a la gravedad de la superficie , como el ancho de la línea Hβ en estrellas calientes o el salto de Balmer en estrellas más frías. La baja gravedad de la superficie generalmente significa un gran tamaño de estrella y, por lo tanto, una alta luminosidad. [8] En estrellas más frías, la fuerza de las líneas de hidrógeno observadas, como la línea OI a 777,4 nm , se puede utilizar para calibrar la luminosidad de la estrella. [9]
Uno de los métodos astrofísicos utilizados para determinar las hipergigantes amarillas es el denominado criterio de Keenan-Smolinski. Todas las líneas de absorción deben ensancharse sustancialmente, en mayor medida que en las supergigantes brillantes, y también debe haber evidencia de una fuerte pérdida de masa. Además, debe observarse al menos un componente de la línea Hα ampliada . En este caso, el perfil Hα puede ser muy complejo, normalmente se observan tanto líneas de emisión potentes como líneas de absorción. [diez]
El término "hipergigante amarillo" se complica aún más por el hecho de que los objetos de este tipo se denominan tanto hipergigantes fríos como hipergigantes cálidos, según el contexto. Las hipergigantes frías son todas estrellas suficientemente brillantes e inestables más frías que las hipergigantes azules y las variables azules brillantes , incluidas las hipergigantes amarillas y rojas. [11] El término "hipergigante cálida" se usó para estrellas muy brillantes de tipos espectrales A y F en las galaxias M31 y M33, que no son variables azules brillantes, [12] así como para hipergigantes amarillas en general. [13]
Las hipergigantes amarillas ocupan el área en el diagrama de Hertzsprung-Russell sobre la franja de inestabilidad y representan una región habitada por solo unas pocas estrellas, y generalmente inestables. Según sus espectros y temperaturas, las estrellas se encuentran en el rango A0-K2 y 4000-8000K. La región está delimitada desde arriba en términos de temperatura por el llamado " Vacío Evolutivo Amarillo ", donde las estrellas en una luminosidad dada se vuelven muy inestables y pierden una gran cantidad de masa. El "vacío evolutivo amarillo" separa las hipergigantes amarillas y las variables azul brillante, aunque las hipergigantes amarillas a la temperatura máxima y las variables azul brillante a la temperatura mínima pueden tener aproximadamente la misma temperatura de 8000 K. En el límite inferior de temperatura, las hipergigantes amarillas y las supergigantes rojas se vuelven difíciles distinguirse unos de otros; RW Cephei (4500 K, 555 000 L ⊙ ) es un ejemplo de una estrella que tiene simultáneamente las características de hipergigantes amarillas y supergigantes rojas. [14] [15]
Las hipergigantes amarillas tienen un rango bastante estrecho de luminosidades por encima de 90 000 L ⊙ (por ejemplo, R Korma tiene una luminosidad de 96 607 L ⊙ ) y por debajo del límite de Humphrey-Davidson en luminosidades de alrededor de 600 000 L ⊙ . La emisión alcanza su punto máximo en el medio del espectro visible, siendo los objetos las estrellas más brillantes con magnitudes absolutas alrededor de −9 o −9,5. [5]
Los objetos son grandes y bastante inestables, mientras que tienen baja gravedad superficial. Las supergigantes amarillas tienen una gravedad superficial (log g) por debajo de 2, y las hipergigantes amarillas tienen un log g cercano a 0. También pulsan de forma irregular, lo que crea pequeñas variaciones de temperatura y brillo. Esto conduce a una gran pérdida de masa y, a menudo, aparecen nebulosas alrededor de tales estrellas. [16] A veces, grandes estallidos pueden provocar el cierre de una estrella durante algún tiempo. [17]
Las hipergigantes amarillas se forman a partir de estrellas masivas después de evolucionar fuera de la secuencia principal . La mayoría de las hipergigantes amarillas observadas han pasado por la fase de supergigante roja y están evolucionando hacia temperaturas más altas, pero algunas de estas estrellas se han observado en la breve primera transición de la secuencia principal a las supergigantes rojas. Las supergigantes con una masa inicial de menos de 20 masas solares explotarán en forma de supernova, y las estrellas con una masa inicial de más de 60 masas solares nunca se enfriarán por debajo de las temperaturas de las supergigantes azules. El rango de masa exacto depende de la metalicidad y la velocidad de rotación. [18] Las hipergigantes amarillas que se enfrían por primera vez pueden tener masas de hasta 60 M ⊙ y más, [15] y las estrellas posteriores a la rama supergigante roja perderán aproximadamente la mitad de su masa inicial. [19]
En términos de composición química, la mayoría de las hipergigantes amarillas tienen altas cantidades de nitrógeno y sodio en la superficie, así como otros elementos pesados. El carbono y el oxígeno están casi ausentes y la abundancia de helio aumenta, como se esperaba para las estrellas que han pasado la etapa de secuencia principal.
Las hipergigantes amarillas ya abandonaron la secuencia principal y agotaron el suministro de hidrógeno en sus núcleos. Se considera que la mayoría de las hipergigantes amarillas son estrellas que han pasado la fase de supergigante roja, [14] y se considera que las supergigantes amarillas más estables y menos brillantes están evolucionando hacia supergigantes rojas por primera vez. Por ejemplo, existe una fuerte evidencia de que la más brillante de las supergigantes amarillas, HD 33579 , se está expandiendo de una supergigante azul a una supergigante roja. [quince]
Estas estrellas son doblemente raras porque son estrellas O muy masivas, inicialmente calientes, con masas superiores a 15 masas solares, y pasan solo unos pocos miles de años en la inestable etapa de estrella amarilla. De hecho, es difícil explicar incluso la presencia de un número tan pequeño de hipergigantes amarillas observadas en comparación con el número de supergigantes rojas de aproximadamente la misma luminosidad en términos de modelos simples de evolución estelar. Las supergigantes rojas más brillantes pueden pasar a través de varios bucles azules , perdiendo una parte significativa de su atmósfera, pero es posible que no alcancen la etapa de supergigante azul. Además, algunas estrellas que parecen hipergigantes amarillas pueden ser objetos más calientes, como variables azules brillantes que tienen una pseudofotosfera fría. [catorce]
Los descubrimientos recientes de supernovas formadas por supergigantes azules también han planteado la cuestión de si las estrellas pueden explotar directamente en la etapa hipergigante amarilla. [20] Se han descubierto una docena de supergigantes amarillas, posibles precursoras de las supernovas, pero todas ellas tienen una masa y una luminosidad demasiado bajas para ser clasificadas como hipergigantes. [21] [22] SN 2013cu es una supernova de Tipo IIb cuyo precursor ha sido observado directamente. Se trata de una estrella en una etapa tardía de evolución, con una temperatura de unos 8000K y una fuerte pérdida de material rico en helio y nitrógeno. Aunque se desconoce la luminosidad del objeto, solo una hipergigante amarilla o una variable azul brillante en modo de ráfaga pueden tener tales propiedades. [23]
Los modelos actuales sugieren que las estrellas dentro de un cierto rango de masa y velocidad de rotación pueden explotar como supernovas y nunca más convertirse en supergigantes azules, pero muchas estrellas pueden pasar a través del "vacío amarillo" y convertirse en variables azules brillantes de baja masa o estrellas Wolf-Rayet . [24] Las estrellas más masivas, así como aquellas con una alta tasa de pérdida de masa debido a propiedades de rotación o metalicidad, en su evolución pasarán por la etapa de una hipergigante amarilla hacia temperaturas más altas antes del colapso del núcleo. [25]
Según los modelos físicos de estrellas actualmente disponibles, una hipergigante amarilla debería tener un núcleo convectivo rodeado por una zona de transporte radiativo . A modo de comparación, una estrella de tipo Sol consta de una zona de transporte radiativo cerca del núcleo y una capa convectiva [26] . Debido a la luminosidad extremadamente alta y las características de la estructura interna [27] , las hipergigantes amarillas experimentan una fuerte pérdida de masa [28] y suelen estar rodeadas de caparazones de materia expulsada. Un ejemplo de una nebulosa de este tipo es IRAS 17163-3907 , una estrella en la que ha expulsado varias masas del Sol al espacio circundante en solo unos pocos siglos [29] .
Una hipergigante amarilla representa una etapa esperada en la evolución de una estrella, ya que la mayoría de las supergigantes rojas evolucionan hacia el lado azul, pero este tipo de objeto también puede representar un tipo diferente de estrella. Las variables azules brillantes en las erupciones tienen un viento estelar tan denso que puede formar una pseudofotosfera, lo que hace que todo el objeto parezca una estrella fría más grande, a pesar de que la supergigante azul en sí misma no cambia significativamente debajo del caparazón. Para tales objetos, la temperatura se encuentra en una pequeña región de alrededor de 8000K. Además, a una temperatura de alrededor de 21000 K, el viento de la supergigante azul se vuelve tan denso que también forma una pseudofotosfera más fría [30] .
En Westerlund 1 : [34]
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