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 läbimõõduni. 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 nende 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 jaoks, mille absoluutne heledus oli suurem kui −7. 1971. aastal tegi astronoom Philip Keenan ettepaneku terminit kasutada ainult ülihiidude jaoks, mille spektri Hα piirkonnas esineb üks lai emissioonijoon. See viitab tähe ulatuslikule atmosfäärile või suhteliselt intensiivsele massikaotusele. Tänapäeval kasutataksegi kõige laialdasemalt Keenani kriteeriumit.[1] Lisaks eeldatakse, et hüperhiidude spektris on karakteristlikust spektrijoonte laienemisest ja punanihkest tulenev kuju, mida nimetatakse P Cygni profiiliks. Spektris võivad peale tavaliste neeldumisjoonte esineda ka kiirgusjooned, mis viitavad tähe ümber olevale gaasikettale.

Kujunemine[muuda | muuda lähteteksti]

Tähed algse massiga 25 M (Päikese mass) lahkuvad kiiresti peajadast 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 punasest faasist siniseks muutuda ja vastupidi. Algmassi 40 M omavad tähed 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 Wolf-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 ülihiidudeks, mis on juba suurema 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 Päikese heleduseni, kuid sinised hüperhiiud võivad küündida kuni mõne miljonini.

Hüperhiidude eluiga on nende suurest massist tingituna kosmilises ajaskaalas väga lühike – vaid mõni miljon aastat võrreldes Päikese-sarnaste tähtede elueaga umbes 10 miljardit aastat. Hüperhiiud tekivad ainult suurimates ja tihedaimates täheformeerumise piirkondades. Vaatamata sellele, et neid on ekstreemse heleduse tõttu võimalik tuvastada ka lähedates galaktikates, on hüperhiide oma lühikese eluea tõttu leitud vaid väike arv. Mõnes, näiteks üliheleda sinise muutliku tähe (ingl luminous blue variable) faasis veedetakse ainult mõnituhat aastat.[2][3]

Stabiilsus[muuda | muuda lähteteksti]

Eta Carinae Kiili udukogus (Carina Nebula)

Peaaegu kõikide hüperhiidude heledus varieerub nende sisemiste ebastabiilsuste tõttu. Heledad sinised muutlikud tähed ja kollased hüperhiiud paiknevad HR-diagrammil eraldiseisvas ebastabiilsuse piirkonnas. Viimased läbivad ainukesena ala, mida nimetatakse tühikuks kollaste hüperhiidude arengudiagrammil (ingl Yellow Evolutionary Void). Teatud heledusega tähed muutuvad seal äärmiselt ebastabiilseks ja kaotavad tohutul hulgal oma massi.[1]

Hüperhiidude heledus on tihti väga lähedane Eddingtoni piirile. Viimane on suurim saavutatav heledus 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 nii palju kiirgust, et tema välimised kihid heidetaks massiivsetes pursetes eemale. See piiraks tähte pikemaks ajaks suurtel heledustel kiirgamast.

On võimalik, et 130-kordse Päikese massi ja nelja miljoni kordse Päikese heledusega 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 HR-diagrammi piirkonnas erinevatest klassidest tähtedega. Pole alati selge, kas erinevad 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.

Heledad sinised muutlikud tähed[muuda | muuda lähteteksti]

Sinised ülhiiud[muuda | muuda lähteteksti]

Ioniseeritud protoplanetaarse kettaga hüperhiidude HD 268835 (R 66) ja HD 37974 (R 126) suurus võrreldes Päikesesüsteemiga

Täheklastris Westerlund 1:[14]

  • W5
  • W7
  • W13
  • W33
  • W42a

Linnutee tsentris:[15]

  • Täht 13, O-tüüp, heleda sinise muutliku tähe kandidaat
  • Täht 18, O-tüüp, heleda sinise muutliku tähe kandidaat

Kollased ülihiiud[muuda | muuda lähteteksti]

Kollane hüperhiid V766 Centauri (HR 5171)

Täheklastris Westerlund 1:[14]

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

Punased ülihiiud[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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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. 
  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.