Una hipergigante ( clase de luminosidad 0 o Ia + ) es un tipo muy raro de estrella que tiene una luminosidad , masa, tamaño y pérdida de masa extremadamente altos debido a sus vientos estelares extremos . El término hipergigante se define como la clase de luminosidad 0 (cero) en el sistema MKK . Sin embargo, esto rara vez se ve en la literatura o en las clasificaciones espectrales publicadas, a excepción de grupos específicos bien definidos como las hipergigantes amarillas , RSG ( supergigantes rojas ) o supergigantes azules B(e) con espectros de emisión. Más comúnmente, las hipergigantes se clasifican como Ia-0 o Ia + , pero a las supergigantes rojas rara vez se les asignan estas clasificaciones espectrales. Los astrónomos están interesados en estas estrellas porque se relacionan con la comprensión de la evolución estelar, especialmente la formación estelar, la estabilidad y su desaparición esperada como supernovas . Ejemplos notables de hipergigantes incluyen la Estrella Pistola , una hipergigante azul ubicada cerca del Centro Galáctico y una de las estrellas más luminosas conocidas ; Rho Cassiopeiae , una hipergigante amarilla que es una de las más brillantes a simple vista; y Mu Cephei ( la "estrella granate" de Herschel ), una de las estrellas más grandes y brillantes conocidas.
Origen y definición
En 1956, los astrónomos Feast y Thackeray utilizaron el término super-supergigante (más tarde cambiado a hipergigante) para estrellas con una magnitud absoluta más brillante que M V = −7 ( M Bol será mayor para estrellas muy frías y muy calientes, por ejemplo al menos −9,7 para una hipergigante B0). En 1971, Keenan sugirió que el término se utilizaría solo para supergigantes que mostraran al menos un componente de emisión amplio en Hα , lo que indica una atmósfera estelar extendida o una tasa de pérdida de masa relativamente grande. El criterio de Keenan es el más comúnmente utilizado por los científicos hoy en día; [1] por lo tanto, es posible que una estrella supergigante tenga una luminosidad mayor que una hipergigante de la misma clase espectral.
Se espera que las hipergigantes presenten un ensanchamiento y un desplazamiento hacia el rojo característicos de sus líneas espectrales, lo que produce una forma espectral distintiva conocida como perfil P Cygni . El uso de líneas de emisión de hidrógeno no es útil para definir las hipergigantes más frías, y estas se clasifican en gran medida por luminosidad, ya que la pérdida de masa es casi inevitable para la clase. [ cita requerida ]
Las estrellas con una masa inicial superior a 25 M☉ se alejan rápidamente de la secuencia principal y aumentan un poco su luminosidad para convertirse en supergigantes azules. Se enfrían y se agrandan con una luminosidad aproximadamente constante para convertirse en una supergigante roja, luego se contraen y aumentan su temperatura a medida que las capas externas son arrastradas. Pueden "rebotar" hacia atrás y hacia adelante ejecutando uno o más "bucles azules", todavía con una luminosidad bastante constante, hasta que explotan como una supernova o se deshacen por completo de sus capas externas para convertirse en una estrella Wolf-Rayet . Las estrellas con una masa inicial superior a 40 M☉ son simplemente demasiado luminosas para desarrollar una atmósfera extendida estable y, por lo tanto, nunca se enfrían lo suficiente para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas más masivas, especialmente las estrellas que giran rápidamente con convección y mezcla mejoradas, pueden omitir estos pasos y pasar directamente a la etapa Wolf-Rayet.
Esto significa que las estrellas en la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell , donde se encuentran las hipergigantes, pueden ser estrellas recién evolucionadas de la secuencia principal y aún con una gran masa, o estrellas post-supergigantes rojas mucho más evolucionadas que han perdido una fracción significativa de su masa inicial, y estos objetos no pueden distinguirse simplemente sobre la base de su luminosidad y temperatura. Las estrellas de gran masa con una alta proporción de hidrógeno restante son más estables, mientras que las estrellas más antiguas con masas más bajas y una mayor proporción de elementos pesados tienen atmósferas menos estables debido al aumento de la presión de radiación y la disminución de la atracción gravitatoria. Se cree que estas son las hipergigantes, cerca del límite de Eddington y que pierden masa rápidamente.
Se cree que las hipergigantes amarillas son, en general, estrellas post-supergigantes rojas que ya han perdido la mayor parte de sus atmósferas e hidrógeno. Se conocen unas pocas supergigantes amarillas más estables y de mayor masa con aproximadamente la misma luminosidad y se cree que están evolucionando hacia la fase de supergigante roja, pero son raras, ya que se espera que sea una transición rápida. Debido a que las hipergigantes amarillas son estrellas post-supergigantes rojas, existe un límite superior bastante estricto para su luminosidad de alrededor de 500.000–750.000 L ☉ , pero las hipergigantes azules pueden ser mucho más luminosas, a veces varios millones de L ☉ .
Casi todas las hipergigantes presentan variaciones de luminosidad a lo largo del tiempo debido a inestabilidades en su interior, pero estas son pequeñas, a excepción de dos regiones de inestabilidad distintas en las que se encuentran las variables luminosas azules (LBV) y las hipergigantes amarillas . Debido a sus elevadas masas, la vida de una hipergigante es muy corta en escalas de tiempo astronómicas: solo unos pocos millones de años en comparación con los aproximadamente 10 mil millones de años de estrellas como el Sol . Las hipergigantes solo se crean en las áreas más grandes y densas de formación estelar y, debido a su corta vida, solo se conoce un pequeño número a pesar de su extrema luminosidad que permite identificarlas incluso en galaxias vecinas. El tiempo transcurrido en algunas fases, como las LBV, puede ser tan corto como unos pocos miles de años. [2] [3]
Estabilidad
Gran nebulosa en Carina, rodeando a Eta Carinae
Como la luminosidad de las estrellas aumenta considerablemente con la masa, la luminosidad de las hipergigantes a menudo se encuentra muy cerca del límite de Eddington , que es la luminosidad en la que la presión de radiación que expande la estrella hacia afuera es igual a la fuerza de la gravedad de la estrella que la colapsa hacia adentro. Esto significa que el flujo radiativo que pasa a través de la fotosfera de una hipergigante puede ser casi lo suficientemente fuerte como para despegar de la fotosfera. Por encima del límite de Eddington, la estrella generaría tanta radiación que partes de sus capas externas se desprendieran en explosiones masivas; esto restringiría efectivamente la estrella de brillar a luminosidades más altas durante períodos más largos.
Un buen candidato para albergar un viento impulsado por un continuo es Eta Carinae , una de las estrellas más masivas jamás observadas. Con una masa estimada de alrededor de 130 masas solares y una luminosidad cuatro millones de veces la del Sol , los astrofísicos especulan que Eta Carinae puede ocasionalmente superar el límite de Eddington . [4] La última vez podría haber sido una serie de estallidos observados en 1840-1860, alcanzando tasas de pérdida de masa mucho más altas que nuestra comprensión actual de lo que permitirían los vientos estelares. [5]
A diferencia de los vientos estelares impulsados por líneas (es decir, aquellos impulsados por la absorción de luz de la estrella en grandes cantidades de líneas espectrales estrechas ), el impulso continuo no requiere la presencia de átomos "metálicos" (átomos distintos del hidrógeno y el helio , que tienen pocas líneas de este tipo) en la fotosfera . Esto es importante, ya que la mayoría de las estrellas masivas también son muy pobres en metales, lo que significa que el efecto debe funcionar independientemente de la metalicidad . En la misma línea de razonamiento, el impulso continuo también puede contribuir a un límite superior de masa incluso para la primera generación de estrellas justo después del Big Bang , que no contenía ningún metal en absoluto.
Otra teoría para explicar las explosiones masivas de, por ejemplo, Eta Carinae es la idea de una explosión hidrodinámica situada en las profundidades, que hace estallar partes de las capas externas de la estrella. La idea es que la estrella, incluso con luminosidades por debajo del límite de Eddington , tendría una convección de calor insuficiente en las capas internas, lo que daría lugar a una inversión de densidad que podría conducir a una explosión masiva. Sin embargo, la teoría no ha sido muy explorada y no se sabe con certeza si esto realmente puede suceder. [6]
Otra teoría asociada con las estrellas hipergigantes es la posibilidad de formar una pseudofotosfera, es decir, una superficie esférica ópticamente densa que en realidad está formada por el viento estelar en lugar de ser la superficie verdadera de la estrella. Una pseudofotosfera de este tipo sería significativamente más fría que la superficie más profunda que se encuentra debajo del viento denso que se mueve hacia afuera. Se ha planteado la hipótesis de que esto explica la "falta" de estrellas hipergigantes amarillas de luminosidad intermedia y la presencia de estrellas hipergigantes amarillas con aproximadamente la misma luminosidad y temperaturas más frías. Las estrellas hipergigantes amarillas son en realidad estrellas hipergigantes amarillas que han formado una pseudofotosfera y, por lo tanto, aparentemente tienen una temperatura más baja. [7]
Relaciones con Ofpe, WNL, LBV y otras estrellas supergigantes
Las hipergigantes son estrellas evolucionadas, de alta luminosidad y gran masa que se encuentran en las mismas regiones o en regiones similares del diagrama de Hertzsprung-Russell que algunas estrellas con diferentes clasificaciones. No siempre está claro si las diferentes clasificaciones representan estrellas con diferentes condiciones iniciales, estrellas en diferentes etapas de una trayectoria evolutiva o si son simplemente un artefacto de nuestras observaciones. Los modelos astrofísicos que explican los fenómenos [8] [9] muestran muchas áreas de acuerdo. Sin embargo, existen algunas distinciones que no son necesariamente útiles para establecer relaciones entre diferentes tipos de estrellas. [ cita requerida ]
Aunque la mayoría de las estrellas supergigantes son menos luminosas que las hipergigantes de temperatura similar, unas pocas se encuentran dentro del mismo rango de luminosidad. [10] Comparadas con las hipergigantes, las supergigantes ordinarias a menudo carecen de las fuertes emisiones de hidrógeno cuyas líneas espectrales ensanchadas indican una pérdida de masa significativa. Las supergigantes evolucionadas de menor masa no regresan de la fase de supergigante roja, ya sea explotando como supernovas o dejando atrás una enana blanca. [ cita requerida ]
Parte superior del diagrama HR que muestra la ubicación de la franja de inestabilidad de S. Doradus y la ubicación de los estallidos de LBV. La secuencia principal es la línea delgada en pendiente en la parte inferior izquierda.
Las variables azules luminosas son una clase de estrellas calientes muy luminosas que muestran una variación espectral característica. Suelen encontrarse en una zona "quiescente" en la que las estrellas más calientes suelen ser más luminosas, pero periódicamente sufren grandes erupciones superficiales y se desplazan a una zona estrecha en la que las estrellas de todas las luminosidades tienen aproximadamente la misma temperatura, alrededor de 8000 K (13 940 °F; 7730 °C). [11] Esta zona "activa" está cerca del borde caliente del "vacío" inestable donde se encuentran las hipergigantes amarillas , con cierta superposición. No está claro si las hipergigantes amarillas consiguen alguna vez superar el vacío inestable para convertirse en LBV o explotar como una supernova. [12] [13]
Las hipergigantes azules se encuentran en las mismas partes del diagrama HR que las LBV, pero no necesariamente muestran las variaciones de las LBV. Algunas, pero no todas, las LBV muestran las características de los espectros de las hipergigantes al menos algunas veces, [14] [15] pero muchos autores excluirían a todas las LBV de la clase de hipergigantes y las tratarían por separado. [16] Las hipergigantes azules que no muestran características de las LBV pueden ser progenitoras de las LBV, o viceversa, o ambas. [17] Las LBV de menor masa pueden ser una etapa de transición hacia o desde las hipergigantes frías o son un tipo diferente de objeto. [17] [18]
Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas extremadamente calientes que han perdido gran parte o la totalidad de sus capas externas. WNL es un término utilizado para las estrellas Wolf-Rayet de etapa tardía (es decir, más frías) con espectros dominados por nitrógeno. Aunque generalmente se piensa que esta es la etapa alcanzada por las estrellas hipergigantes después de una pérdida de masa suficiente, es posible que un pequeño grupo de estrellas WNL ricas en hidrógeno sean en realidad progenitoras de hipergigantes azules o LBV. Estas son las estrechamente relacionadas Ofpe (espectros de tipo O más líneas de emisión de H, He y N, y otras peculiaridades) y WN9 (las estrellas Wolf-Rayet de nitrógeno más frías) que pueden ser una breve etapa intermedia entre las estrellas de secuencia principal de alta masa y las hipergigantes o LBV. Se han observado LBV inactivas con espectros WNL y las estrellas Ofpe/WNL aparentes han cambiado para mostrar espectros de hipergigantes azules. Las altas tasas de rotación hacen que las estrellas masivas se desprendan de sus atmósferas rápidamente e impiden el paso de la secuencia principal a supergigantes, por lo que estas se convierten directamente en estrellas Wolf-Rayet. Las estrellas Wolf Rayet, las estrellas slash, las estrellas slash frías (también conocidas como WN10/11), las estrellas Ofpe, Of + y Of * no se consideran hipergigantes. Aunque son luminosas y a menudo tienen fuertes líneas de emisión, tienen espectros característicos propios. [19]
Las hipergigantes son difíciles de estudiar debido a su rareza. Muchas hipergigantes tienen espectros muy variables, pero aquí se agrupan en amplias clases espectrales.
Variables azules luminosas
Algunas variables azules luminosas se clasifican como hipergigantes, durante al menos parte de su ciclo de variación:
Eta Carinae , en el interior de la Nebulosa Carina ( NGC 3372 ) en la constelación austral de Carina . Eta Carinae es extremadamente masiva, posiblemente hasta 120 a 150 veces la masa del Sol, y es de cuatro a cinco millones de veces más luminosa. Posiblemente sea un tipo de objeto diferente de los LBV, o extremo para un LBV.
P Cygni , en la constelación septentrional de Cygnus . Prototipo de las características generales de las líneas espectrales de LBV .
S Doradus , en la Gran Nube de Magallanes , en la constelación austral de Dorado . Las variables prototipo, LBV, a veces se denominan variables S Doradus.
La estrella Pistola (V4647 Sgr), cerca del centro de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario . La estrella Pistola es más de 25 veces más masiva que el Sol y es aproximadamente 1,7 millones de veces más luminosa. Se considera una candidata a LBV, pero no se ha confirmado su variabilidad.
Campo que rodea a la estrella hipergigante amarilla HR 5171
Las hipergigantes amarillas suelen tener espectros de finales de A a principios de K. Sin embargo, las hipergigantes de tipo A también pueden denominarse hipergigantes blancas. [13]
Además de al menos dos probables hipergigantes frías en los recientemente descubiertos cúmulos de supergigantes rojas de Scutum: F15 y posiblemente F13 en RSGC1 y Star 49 en RSGC2 .
Espectros de tipo K a M, las estrellas más grandes conocidas por radio. Las clases de luminosidad hipergigantes rara vez se aplican a las supergigantes rojas, aunque el término hipergigante roja a veces se aplica a las supergigantes rojas más extendidas e inestables, con radios del orden de 1000 a 2000 R ☉ .
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