Gul hyperjätte: Skillnad mellan sidversioner

Från Wikipedia
Bläddra interaktivt i historiken
← Äldre redigeringNyare redigering →
Innehåll som raderades Innehåll som lades till
VisuellWikitext
→‎top: Källmall. Förtydligande i ingressen.
tillägg av text + referenser
Rad 1: Rad 1:
[[Image:HR-vartype.svg|right|upright=1.4|thumb|Intrinsiska variablea typer i [[Hertzsprung–Russell-diagram]]met visar de gula hyperjättarna (d. v. s. mer lysande än) Cepheid-instabilitetsremsan.]]
{{källor|datum=2018-04}}
⚫
'''En gul hyperjätte''' är en [[hyperjätte]] av [[spektraltyp]] K. Hyperjättar är sällsynta stjärnor som har många gånger större massa än [[solen]], ofta 50 gånger större.


⚫
'''En gul hyperjätte''' är en [[hyperjätte]] av [[spektraltyp]] A-K. Hyperjättar är sällsynta stjärnor som har många gånger större massa än [[solen]], ofta 20 - 60 solmassor.
⚫
Gula hyperjättar är extremt sällsynta, man har hittills bara funnit sju fall i [[Vintergatan]]. På grund av deras massiva förbränning av sitt eget kärnbränsle lever de bara i snitt 5 miljoner år för att sedan sluta i en [[supernova]] eller [[hypernova]] (för att sätta saken i perspektiv kommer solens totala livslängd uppskattningsvis vara 12 miljarder år).


⚫
''Gula hyperjättar'' är bland de mest lysande stjärnorna, med [[absolut magnitud]] runt -9, men också en av de sällsynta med bara 15 kända i [[Vintergatan]] och sex av dem i en enda [[stjärnhop]]. På grund av deras massiva förbränning av sitt eget kärnbränsle lever de bara i snitt 5 miljoner år för att sedan sluta i en [[supernova]] eller [[hypernova]] (för att sätta saken i perspektiv kommer solens totala livslängd uppskattningsvis vara 12 miljarder år).
⚫
== Kända hyperjättar ==

⚫
*[[Rho Cassiopeiae]] ([[Cassiopeia]])
==Klassificering==
*HD 217476 (också i Cassiopeia, V509 Cas)
En astrofysisk metod som används för att definitivt identifiera gula hyperjättar är det så kallade ''Keenan-Smolinski-kriteriet''. För att uppfylla detta bör alla stjärnans [[absorptionslinje]]r breddas utöver vad som förväntas för ljusa [[superjätte]]stjärnor och även visa starka tecken på betydande massförlust. Dessutom bör minst en utbredd Ha-komponent vara närvarande. De kan också visa mycket komplexa Ha-profiler, som typiskt har starka [[emissionslinje]]r i kombination med absorptionslinjer.<ref>De Jager, C. (1998). "The yellow hypergiants". Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. </ref>
*HR 8752
*IRC+10420
Terminologin hos gula hyperjättar kompliceras ytterligare genom att hänvisa till dem som antingen ''kalla hyperjättar'' eller ''varma hyperjättar'', beroende på sammanhanget. Kalla hyperjättar avser alla tillräckligt ljusa och instabila stjärnor svalare än blå hyperjättar och LBV (ljusblå variabel), inklusive både gula och röda hyperjättar.<ref>Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L. </ref> Termen varma hyperjättar har använts för starkt ljusa stjärnor av klass A och F i [[Andromedagalaxen|M31]] och [[Triangelgalaxen|M33]], som inte är LBVs,<ref>Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. 773: 46. arXiv:1305.6051v1 . Bibcode:2013ApJ...773...46H. doi:10.1088/0004-637X/773/1/46.</ref> liksom mer generellt för gula hyperjättar.<ref>Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). "Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas". The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529 . Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51. </ref>

==Egenskaper==
Gula hyperjättar upptar en region i [[Hertzsprung-Russell-diagram]]met ovanför instabilitetsremsan, en region där relativt få stjärnor finns och där stjärnorna är generellt instabila. Spektral- och temperaturintervallet är approximativt A0-K2 respektive 4&nbsp;000-8&nbsp;000 K. Området är avgränsat på högtemperatursidan av det gula evolutionära utrymme där stjärnor av denna ljusstyrka blir extremt instabila och upplever allvarlig massförlust. Detta utrymme separerar gula hyperjättar från ljusblå variabler, även om gula hyperjättar vid dess hetaste och ljusblåa variabler vid dess svalaste skeden kan ha ungefär samma temperatur nära 8&nbsp;000 K. Vid den lägre temperaturen är gula hyperjättar och röda superjättar inte tydligt åtskilda; RW Cephei (4&nbsp;500 K, 555&nbsp;000 L ☉) är ett exempel på en stjärna som delar egenskaper hos både gula hyperjättar och röda superjättas.<ref>Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). "Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars". The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438. </ref><ref>Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N.Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. 353: 163. Bibcode:2000A&A...353..163N.</ref>

⚫
== Kända gula hyperjättar ==
⚫
* [[Rho Cassiopeiae]]
* [[V509 Cassiopeiae]]
* [[IRC+10420]] (V1302 Aql)
* [[IRAS 18357-0604]]<ref name=clark2014>{{Cite journal | doi = 10.1051/0004-6361/201322772| title = IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 561| pages = A15| year = 2013| last1 = Clark | first1 = J. S.| last2 = Negueruela | first2 = I.| last3 = González-Fernández | first3 = C.| bibcode = 2014A&A...561A..15C|arxiv = 1311.3956 }}</ref>
* [[V766 Centauri]] (= HR 5171A) (possibly a red supergiant<ref name=wittkowski>{{cite journal|bibcode=2017A&A...597A...9W|arxiv=1610.01927|title=VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=597|pages=A9|author1=Wittkowski|first1=M.|last2=Arroyo-Torres|first2=B.|last3=Marcaide|first3=J. M.|last4=Abellan|first4=F. J.|last5=Chiavassa|first5=A.|last6=Guirado|first6=J. C.|year=2017|doi=10.1051/0004-6361/201629349}}</ref>)
* [[HD 179821]]
* [[IRAS 17163-3907]]
* [[V382 Carinae]]
* [[RSGC1-F15]]<ref name=davies>{{cite journal|doi=10.1086/527350|title=The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1|journal=The Astrophysical Journal|volume=676|issue=2|pages=1016–1028|year=2008|last1=Davies|first1=Ben|last2=Figer|first2=Don F.|last3=Law|first3=Casey J.|last4=Kudritzki|first4=Rolf‐Peter|last5=Najarro|first5=Francisco|last6=Herrero|first6=Artemio|last7=MacKenty|first7=John W.|bibcode=2008ApJ...676.1016D|arxiv = 0711.4757 }}</ref>

In [[Westerlund 1]]:<ref name=clark>{{Cite journal | last1 = Clark | first1 = J. S. | last2 = Negueruela | first2 = I. | last3 = Crowther | first3 = P. A. | last4 = Goodwin | first4 = S. P. | title = On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1 | doi = 10.1051/0004-6361:20042413 | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 434 | issue = 3 | pages = 949 | year = 2005 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0504342 |bibcode = 2005A&A...434..949C }}</ref>
* W4
* W8a
* W12a
* W16a
* W32
* W265

In other galaxies:
* [[HD 7583]] (R45 in SMC)<ref name=dejaeger>{{Cite journal | last1 = De Jager | first1 = C. | title = The yellow hypergiants | doi = 10.1007/s001590050009 | journal = Astronomy and Astrophysics Review | volume = 8 | issue = 3 | pages = 145–180 | year = 1998 | pmid = | pmc = |bibcode = 1998A&ARv...8..145D }}</ref>
* [[HD 33579]] (in LMC)
* [[HD 269723]] (R117 in LMC)<ref name="dejaeger"/>
* [[HD 269953]] (R150 in LMC)<ref name="dejaeger"/>
* [[HD 268757]] (R59 in LMC)<ref name="dejaeger"/>
* Variable A (in [[Triangulum Galaxy|M33]])<ref name=humphreys>{{Cite journal | doi = 10.1088/0004-637X/790/1/48| title = LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS| journal = The Astrophysical Journal| volume = 790| pages = 48| year = 2014| last1 = Humphreys | first1 = R. M. | last2 = Weis | first2 = K. | last3 = Davidson | first3 = K. | last4 = Bomans | first4 = D. J.| last5 = Burggraf | first5 = B. | bibcode = 2014ApJ...790...48H|arxiv = 1407.2259 }}</ref>
* B324 (in M33)<ref name=humphreys/>

==Referenser==
{{enwp|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Theta1_Crucis&oldid=844710732 }}

===Noter===
<references/>

{{STANDARDSORTERING:Gul hyperjätte}}


[[Kategori:Stjärntyper]]
[[Kategori:Stjärntyper]]

Versionen från 12 september 2018 kl. 19.08

Intrinsiska variablea typer i Hertzsprung–Russell-diagrammet visar de gula hyperjättarna (d. v. s. mer lysande än) Cepheid-instabilitetsremsan.

En gul hyperjätte är en hyperjätte av spektraltyp A-K. Hyperjättar är sällsynta stjärnor som har många gånger större massa än solen, ofta 20 - 60 solmassor.

Gula hyperjättar är bland de mest lysande stjärnorna, med absolut magnitud runt -9, men också en av de sällsynta med bara 15 kända i Vintergatan och sex av dem i en enda stjärnhop. På grund av deras massiva förbränning av sitt eget kärnbränsle lever de bara i snitt 5 miljoner år för att sedan sluta i en supernova eller hypernova (för att sätta saken i perspektiv kommer solens totala livslängd uppskattningsvis vara 12 miljarder år).

Klassificering

En astrofysisk metod som används för att definitivt identifiera gula hyperjättar är det så kallade Keenan-Smolinski-kriteriet. För att uppfylla detta bör alla stjärnans absorptionslinjer breddas utöver vad som förväntas för ljusa superjättestjärnor och även visa starka tecken på betydande massförlust. Dessutom bör minst en utbredd Ha-komponent vara närvarande. De kan också visa mycket komplexa Ha-profiler, som typiskt har starka emissionslinjer i kombination med absorptionslinjer.[1]

Terminologin hos gula hyperjättar kompliceras ytterligare genom att hänvisa till dem som antingen kalla hyperjättar eller varma hyperjättar, beroende på sammanhanget. Kalla hyperjättar avser alla tillräckligt ljusa och instabila stjärnor svalare än blå hyperjättar och LBV (ljusblå variabel), inklusive både gula och röda hyperjättar.[2] Termen varma hyperjättar har använts för starkt ljusa stjärnor av klass A och F i M31 och M33, som inte är LBVs,[3] liksom mer generellt för gula hyperjättar.[4]

Egenskaper

Gula hyperjättar upptar en region i Hertzsprung-Russell-diagrammet ovanför instabilitetsremsan, en region där relativt få stjärnor finns och där stjärnorna är generellt instabila. Spektral- och temperaturintervallet är approximativt A0-K2 respektive 4 000-8 000 K. Området är avgränsat på högtemperatursidan av det gula evolutionära utrymme där stjärnor av denna ljusstyrka blir extremt instabila och upplever allvarlig massförlust. Detta utrymme separerar gula hyperjättar från ljusblå variabler, även om gula hyperjättar vid dess hetaste och ljusblåa variabler vid dess svalaste skeden kan ha ungefär samma temperatur nära 8 000 K. Vid den lägre temperaturen är gula hyperjättar och röda superjättar inte tydligt åtskilda; RW Cephei (4 500 K, 555 000 L ☉) är ett exempel på en stjärna som delar egenskaper hos både gula hyperjättar och röda superjättas.[5][6]

Kända gula hyperjättar

In Westerlund 1:[10]

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

In other galaxies:

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Noter

  1. ^ De Jager, C. (1998). "The yellow hypergiants". Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  2. ^ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
  3. ^ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. 773: 46. arXiv:1305.6051v1 . Bibcode:2013ApJ...773...46H. doi:10.1088/0004-637X/773/1/46.
  4. ^ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). "Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas". The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529 . Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51.
  5. ^ Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). "Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars". The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438.
  6. ^ Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N.Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. 353: 163. Bibcode:2000A&A...353..163N.
  7. ^ Clark, J. S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2013). ”IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?”. Astronomy & Astrophysics 561: sid. A15. doi:10.1051/0004-6361/201322772. Bibcode: 2014A&A...561A..15C. 
  8. ^ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M.; Abellan, F. J.; Chiavassa, A.; Guirado, J. C. (2017). ”VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859”. Astronomy & Astrophysics 597: sid. A9. doi:10.1051/0004-6361/201629349. Bibcode: 2017A&A...597A...9W. 
  9. ^ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf‐Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. (2008). ”The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1”. The Astrophysical Journal 676 (2): sid. 1016–1028. doi:10.1086/527350. Bibcode: 2008ApJ...676.1016D. 
  10. ^ 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): sid. 949. doi:10.1051/0004-6361:20042413. Bibcode: 2005A&A...434..949C. 
  11. ^ [a b c d] De Jager, C. (1998). ”The yellow hypergiants”. Astronomy and Astrophysics Review 8 (3): sid. 145–180. doi:10.1007/s001590050009. Bibcode: 1998A&ARv...8..145D. 
  12. ^ [a b] Humphreys, R. M.; Weis, K.; Davidson, K.; Bomans, D. J.; Burggraf, B. (2014). ”LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS”. The Astrophysical Journal 790: sid. 48. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48. Bibcode: 2014ApJ...790...48H. 
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Gul_hyperjätte&oldid=43559057”