Hiperžvaigždė — kas tai? Apibrėžimas, savybės ir žinomiausios žvaigždės

Sužinokite, kas yra hiperžvaigždė: milžiniškos masės, trumpą gyvenimą turinčios žvaigždės, jų savybės, garsiausi pavyzdžiai (UY Scuti, NML Cygni) ir aptikimo ypatumai.

Hiperžvaigždė (šviesumo klasė0) — tai itin masyvi ir labai šviesi žvaigždė, pasižyminti dideliu masės netekimo greičiu ir išplėstomis, nestabiliomis atmosferomis. Tikslus apibrėžimas nėra visiškai sutartas: dažnai hiperžvaigždėmis vadinamos žvaigždės, kurių šviesumas ir spektrinė charakteristika viršija įprastinių superžvaigždžių ribas, todėl jas tradiciškai žymi šviesumo klase 0 arba Ia+.

Savybės

• Didžiulė masė ir šviesumas: hiperžvaigždės dažnai turi dešimtis ar net šimtus Saulės masių; jų spindulius ir ryškumus vertina kaip daug kartų didesnius už įprastines žvaigždes — šviesumas gali siekti 10^5–10^6 kartų didesnį už Saulę.
• Didelis masės netekimas: jos praranda medžiagą intensyviomis vėjo srovėmis ir erupcijomis — tipiniai netekimo greičiai yra apytiksliai 10⁻⁵–10⁻³ Saulės masių per metus, kartais dar didesni per trumpas erupcijas.
• Plati spektrinė įvairovė: hiperžvaigždžių tarpe yra raudonųjų hiperžvaigždžių (dideli spinduliai, žemesnė paviršiaus temperatūra) ir mėlynųjų hiperžvaigždžių / šviesių mėlynųjų kintamųjų (aukšta temperatūra, stiprūs vėjai, LBV tipo elgesys).
• Nestabilumai ir pulsacijos: daugeliui hiperžvaigždžių būdingos stiprios pulsacijos, galimos masyvios erupcijos (pvz., Luminous Blue Variable tipo renginiai) ir sudėtingos emisijos/absorbcijos linijos (P Cygni profilis).
• Aplinkos įtaka: dėl didelio masės netekimo jie dažnai uždaromi aplinkinių dulkių ir dujų apvalkaluose ar debesyse, kurie gali formuoti matomas apvalkales arba planetarinių dimensijų molo formacijas.

Klasifikacija ir terminai

Hiperžvaigždžių klasifikacija nėra griežtai standartizuota. Tradiciškai tokios žvaigždės pažymimos kaip šviesumo klasė 0 arba Ia+, tačiau praktikoje astronomai vertina spektrą, emisijos linijas, masės netekimo greitį ir šviesumą. Kai kuriose publikacijose hiperžvaigždėms taikomas ir platesnis kriterijų rinkinys, o ribos tarp superžvaigždžių ir hiperžvaigždžių gali skirtis.

Žinomiausios hiperžvaigždės

Žvaigždžių parametrų matavimai (ypač spindulio) yra sudėtingi ir dažnai netikslūs dėl išplitusių atmosferų ir dulkių. Vis dėlto tarp žinomiausių paminėtinos:

• UY Scuti — dažnai minima kaip viena iš didžiausių pagal skersmenį; kai kurie vertinimai nurodo, kad ji yra maždaug 1700 kartų platesnė už Saulę, tačiau tokie skaičiai priklauso nuo diskontuotų matavimo prielaidų ir gali keistis.
• NML Cygni — dar viena labai didelė raudonoji hiperžvaigždė, kurios spindulys įvertintas maždaug 1650 kartų didesnis už Saulę; ji taip pat pasižymi intensyviu masės netekimu ir aplinkine dulkių apvalkale.
• VY Canis Majoris — žinoma raudonoji hiperžvaigždė su dideliu spinduliu ir masės netekimu.
• Eta Carinae — labai ryški ir nestabili mėlynoji hiperžvaigždė / Luminous Blue Variable, patyrusi dideles XIX a. erupcijas ir supama masyvios Homunculus rūko struktūros.
• P Cygni — istoriškai svarbi kaip P Cygni tipo emisijos ir absorbcijos profilių pavyzdys, rodančio stiprų vėją.

Gyvavimo trukmė ir galutinė lemtis

Trumpa gyvavimo trukmė: dėl didžiulio šviesumo ir spartos, kuria deginamas branduolinis kuras, hiperžvaigždės gyvena labai trumpai — paprastai tik keletą milijonų metų (daug trumpiau nei Saulės ~10 milijardų metų).

Galutinė lemtis: hiperžvaigždės paprastai baigia savo gyvavimą kolapsuodamos į supernovas (dažnai tipų II, IIn ar masyvios erupcijos lydimos sprogimai) arba, labai masyvios žvaigždės atvejais, jos gali sukelti hipernovas ar tiesiogiai suformuoti juodąsias skyles. Kai kurių itin masyvių žvaigždžių galimi scenarijai apima net pair-instability supernovas, kurios gali visiškai išsklaidyti žvaigždę.

Kodėl sunku jas aptikti ir matuoti?

• Santykinis retumas — hiperžvaigždės yra retos, nes joms reikia palankių sąlygų susiformuoti ir jos gyvena trumpai.
• Uždengimas dulkių — daugelis jų yra apsuptos dulkių ir dujų, todėl jas geriausiai pastebima infraraudonųjų bangų diapazone, o optiniuose vaizduose jos gali būti uždengtos.
• Išsiplėtusios ir nestabilios atmosferos komplikuoja spindulio ir masės matavimus; įvairūs metodai (interferometrija, spektralinė analizė, žvaigždės variacijos stebėjimas) duoda skirtingus rezultatus.

Santrauka: hiperžvaigždės — tai itin masyvios, labai šviesios ir nestabilios žvaigždės su dideliu masės netekimu. Jos yra vienos įspūdingiausių ir trumpiausiai gyvenančių žvaigždžių tipų, žaidžiančių svarbų vaidmenį galaktikų cheminėje evoliucijoje bei žvaigždžių gimimo ir žuvimo procesuose.

Spektras

Yra dvi specialios grupės: švytinčios mėlynosios kintamosios (LBV) ir geltonosios hiperžvaigždės. Abu šie tipai yra labai reti, jų yra tik keli pavyzdžiai Pieno kelio galaktikoje. Jų retumą tikriausiai lemia tai, kad kiekvienas tipas gana greitai pereina šią stadiją.

Pistoleto žvaigždė: LBV Pistoleto žvaigždės ir Pistoleto migla klaidingų spalvų vaizdas

Stabilumas

Kadangi žvaigždžių švytėjimas smarkiai didėja kartu su mase, hiperžvaigždžių švytėjimas dažnai būna labai arti Eddingtono ribos. Tai šviesis, kuriam esant žvaigždės gravitacijos jėga yra lygi spinduliuotės slėgiui į išorę.

Tai reiškia, kad pro hipergiganto fotosferą prasiskverbiantis spinduliavimo srautas gali būti beveik toks stiprus, kad galėtų pakelti fotosferą. Viršijus Eddingtono ribą, žvaigždė skleistų tiek daug spinduliuotės, kad dalis jos išorinių sluoksnių būtų išmesta per galingus išsiveržimus. Tai veiksmingai apribotų žvaigždės galimybę ilgesnį laiką šviesti didesniu šviesumu.

Tinkama kandidatė į kontinuumo varomą vėją yra Eta Carinae, viena masyviausių kada nors stebėtų žvaigždžių. Jos masė yra apie 130 Saulės masių, o šviesis - keturis milijonus kartų didesnis už Saulės šviesį. Eta Carinae kartais gali viršyti Eddingtono ribą. Paskutinį kartą tai galėjo būti 1840-1860 m. stebimi išsiveržimai. Jų metu buvo pasiektas daug didesnis masės netekimo greitis, nei paprastai leidžia žvaigždžių vėjai.

Kita teorija, paaiškinanti galingus Eta Carinae išsiveržimus, - giliai esančio hidrodinaminio sprogimo, kuris atplėšia dalį išorinių žvaigždės sluoksnių, idėja. Manoma, kad net esant mažesniam nei Eddingtono ribos šviesumui, žvaigždės vidiniuose sluoksniuose būtų nepakankama šilumos konvekcija, todėl susidarytų tankio inversija, galinti sukelti masyvų sprogimą. Tačiau ši teorija nėra labai ištirta, ir neaišku, ar taip iš tikrųjų gali atsitikti.

Didžioji Karinos migla, supanti Eta Carinae LBV

Klausimai ir atsakymai

K: Kas yra žvaigždė hipergigantas?

K: Kuo skiriasi hipergantės nuo supergalių?

K: Kokia yra didžiausia žinoma žvaigždė hipergigantas?

K: Kas yra NML Cygni?

K: Kas yra UY Scuti?

K: Kodėl hiperžvaigždžių gyvavimo trukmė yra trumpa?

K: Ar lengva rasti hiperžvaigždes?

Paieška pagal raidę