Ülihiid
Ülihiidudeks nimetatakse väga heledaid ja massiivseid tähti, mille absoluutne heledus on vahemikus −3...−8 ja temperatuur vahemikus 3500 – 20 000 K.
Määratlus
[muuda | muuda lähteteksti]Spektraalne heleduse klass
[muuda | muuda lähteteksti]
Ülihiide saab tuvastada selliste spektrite põhjal, kus leiduvad suurele heledusele ja väiksele pinnagravitatsioonile tunnuslikud jooned.[1][2] 1943. aastal formaliseerisid astronoomid Morgan ja Keenan spektraalsete heledusklasside definitsioonid, kus I klass viitab ülihiidudele.[3] Sama süsteem on uute vaatluste põhjal tehtud täpsustustega kasutusel ka tänapäeval.
Ülihiiud esinevad igas spektraalklassis alates noortest sinistest O-klassi ülihiidudest kuni kaugele arenenud punaste M-klassi ülihiidudeni. Peajada tähtedega võrreldes on neil rohkem raskeid elemente, madalam pinnagravitatsioon ja intensiivsem massikaotus, mille tagajärjel saavad väljapaisatud materjali pilved tekitada kiirgusjooni.
Morgani-Keenani (MK) süsteem määrab tähtedele heledusklassid järgmiselt: Ib ülihiidudele, Ia üliheledatele ülihiidudele ja 0 või Ia+ hüperhiidudele. Tegelikult niivõrd eraldatavaid klassifikatsioone pigem ei ole; näiteks vahepealsete heledustega ülihiidude jaoks on kasutusel Iab.
Arengulised ülihiiud
[muuda | muuda lähteteksti]Ülihiide on võimalik määratleda ka teatud tähtede konkreetse arengufaasi põhjal. Tähtedel, mille algmass on suurem kui 8–10 Päikese massi (M☉), algab pärast vesiniku ammendumist kiirelt heeliumi tuumasüntees ning heeliumi ammendumise järel raskete elementide süntees, kuni rauast kujuneb tuum. Kui tuum lõpuks kokku variseb, tekib supernoova. Pärast selliste massiivsete tähtede peajadalt lahkumist paisub nende atmosfäär ning nad saavadki ülihiidudeks. Tähtedel, mis on algselt väiksemad kui 10 M☉, ei teki kunagi rauast tuuma ja nad ei saa ülihiidudeks. Pärast heeliumi ammendumist ei sünteesi sellised tähed süsinikku ega raskemaid elemente, seega kaotavad nad lõpuks oma välimised kihid ja muutuvad valgeks kääbuseks.[4]
Omadused
[muuda | muuda lähteteksti]Ülihiiud on Päikesest 8–12 korda suurema massiga ja 1000 kuni üle miljoni korra suurema heledusega. Nende raadius varieerub 30–500 või isegi üle 1000 Päikese raadiuse (R☉).
Temperatuur
[muuda | muuda lähteteksti]Ülihiidude temperatuurid kuuluvad laia vahemikku, alates umbes 3500 kelvinist M-klassi tähtede puhul kuni üle 40 000 kelvinini kuumimate O-klassi tähtede puhul. Kuigi ülihiide leiab igast klassist O–M, kuulub enamik B-klassi.[5]
Heledus
[muuda | muuda lähteteksti].png)
Ülihiiud paiknevad HR-diagrammi ülemises osas enam-vähem horisontaalsel ribal. Spektraaltüübiti esineb siiski varieeruvusi, mis tulenevad heleduse määramise meetoditest ja tähtede füüsikalistest omapäradest.
Tähe bolomeetriline heledus võtab arvesse kogu tähelt tulevat energiat. Bolomeetriline heledus on iga väga kuuma ja väga külma tähe jaoks näivast heledusest märkimisväärselt kõrgem, mõnikord isegi viis või rohkem korda kõrgem.
Kõik ülihiiud on sama temperatuuriga peajada tähtedest suuremad ja heledamad. Kuumad ülihiiud asuvad seega heledate peajada tähtede kohal üsna kitsal ribal. Kuna B0 põhijada täht on heledusega −5, siis kõik B0 ülihiiud on sellest palju heledamad. Isegi kõige tuhmimate siniste ülihiidude bolomeetrilised heledused on kümneid tuhandeid suuremad Päikese bolomeetrilisest heledusest (L☉). Kõige heledamad võivad olla kuni miljon L☉ ja on tihti ebastabiilsed, näiteks α Cygni muutlikud tähed ja heledad sinised muutlikud tähed (ingl luminous blue variable).
Kollased ülihiiud võivad absoluutsest tähesuurusest −5 tunduvalt tuhmimad olla, näiteks −2. Nad pole aga massiivsed, vaid pigem vahepealse massiga tähed, millel on suhteliselt madal pinnagravitatsioon.
Punastele ülihiidudele on kindel ülemine heleduse piir poole miljoni L☉ juures. Enamik punaseid ülihiide on olnud 10–15 kordse Päikese massiga peajada tähed ja on nüüd heledusega alla 100 000 L☉. Leidub väga vähe eredaid M klassi ülihiide.[6] Kõige tuhmimad punased ülihiiud on absoluutse tähesuurusega umbes −3.
Siniste, kollaste ja punaste ülihiidude suhteline arv osutab tähearengu kiirusele ja täiustab massiivsete tähtede arengumudeleid.[7]
Muutlikkus
[muuda | muuda lähteteksti]Enamik ülihiide ilmutab mingil määral fotomeetrilist muutlikkust, kuid nende seas on määratletud ka kindlat tüüpi muutlikud tähed. Paljud kollased ülihiiud on klassikalised tsefeiidid. Lisaks on tüüpe nagu RV Tauri ja PV Telescopii muutlikud tähed. RV Tau tähtedele määratakse nende madala pinnagravitatsiooni tõttu tihti ülihiidude heledusklass. Nendest veel haruldasemad PV Tel tüübi esindajad on väiksema heleduse ja üliväikese vesinikusisaldusega.
Hiiglaslike pursetega heledad sinised muutlikud tähed kuuluvad üldiselt üli- või hüperhiidude alla, kuid nad on nii ebatavalised, et neid käsitletakse ka täiesti omaette kategooriana. Nende temperatuur on purske ajal umbes 8000 K ja 20 000 K rahulikumas olekus.[8]
Tuntud näited
[muuda | muuda lähteteksti]
1. Merkuur < Marss < Veenus < Maa
2. Maa < Neptuun < Uraan < Saturn < Jupiter
3. Jupiter < Wolf 359 < Päike < Siirius
4. Siirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.
Ülihiiud on haruldased ja lühikese elueaga, kuid nende kõrge heleduse tõttu on neid võimalik palja silmaga taevas näha. Rigel, Orioni tähtkuju erksaim täht on tüüpiline sini-valge ülihiid. Deneb, Luige tähtkuju erksaim täht, on valge ülihiid. Delta Cephei, tuntud tsefeiidi prototüüp, on kollane ülihiid ning Betelgeuse, Antares ja UY Scuti on punased ülihiiud. μ Cephei on üks punasemaid silmale nähtavaid tähti ja üks suurimaid Galaktikas.
Viited
[muuda | muuda lähteteksti]- ↑ Pannekoek, A. (1937). "Surface gravity in supergiant stars". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 8: 175. Bibcode:1937BAN.....8..175P
- ↑ Spitzer, Lyman (1939). "Spectra of M Supergiant Stars". Astrophysical Journal. 90: 494. Bibcode:1939ApJ....90..494S. DOI:10.1086/144121
- ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification". Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M
- ↑ 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.
- ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought". The Astrophysical Journal. 628 (2): 973. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. DOI:10.1086/430901.
- ↑ Sowell, J. R.; Trippe, M.; Caballero-Nieves, S. M.; Houk, N. (2007). "H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog". The Astronomical Journal. 134 (3): 1089. Bibcode:2007AJ....134.1089S. DOI:10.1086/520060
- ↑ Massey, Philip; Olsen, K. A. G. (2003). "The Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds". The Astronomical Journal. 126 (6): 2867. arXiv:astro-ph/0309272. Bibcode:2003AJ....126.2867M. DOI:10.1086/379558.
- ↑ Smartt, S. J.; Lennon, D. J.; Kudritzki, R. P.; Rosales, F.; Ryans, R. S. I.; Wright, N. (2002). "The evolutionary status of Sher 25 – Implications for blue supergiants and the progenitor of SN 1987A". Astronomy and Astrophysics. 391 (3): 979. DOI:10.1051/0004-6361:20020829.