Gul hyperjätte

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
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 mest sällsynta med bara 15 kända i Vintergatan och sex av dem i samma 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[redigera | redigera wikitext]

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[redigera | redigera wikitext]

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[redigera | redigera wikitext]

I stjärnhopen Westerlund 1:[10]

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

I andra galaxer:

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

Noter[redigera | redigera wikitext]

  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. Bibcode2014A&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. Bibcode2017A&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. Bibcode2008ApJ...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. Bibcode2005A&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. Bibcode1998A&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. Bibcode2014ApJ...790...48H.