Hyperobr

Hertzsprungův–Russellův diagram

Hyperobr je masivní hvězda, větší než veleobr, o hmotnosti do 100 hmotností Slunce, dosahující teoretickou hranici hmotnosti hvězdy, což je 130 hmotností Slunce, protože při větší hmotnosti již není možné dosáhnout rovnováhy hvězdy a hvězda by produkovala tolik energie, že by došlo k jejímu rozpadu.

Hyperobři jsou nejsvítivější hvězdy, jejich jasnost dosahuje milionu svítivosti Slunce a jejich teplota může dosahovat 3 500 až 35 000 K. Existují jeden až tři miliony let, pak vybuchnou jako supernova nebo hypernova. Předpokládá se, že po výbuchu hyperobra ze zbytku hvězdy zůstane černá díra.

Původ a definice

V roce 1956 astronomové Feast a Thackeray použili termín vele-veleobr (super-supergiant), později změněný na hyperobr, pro hvězdy s jasností rovnou nebo vyšší než MV = −7 (MBol bude vyšší pro velmi chladné a velmi horké hvězdy, například nejméně -9,7 pro hyperobra třídy B0). V roce 1971 Keenan doporučil, aby termín byl používán pouze pro veleobry vykazující nejméně jednu širokou emisní složku v H-alfa, což je znakem rozsáhlé atmosféry a relativně vysokého odlivu hvězdné hmoty. Keenanovo kritérium je dnes v astronomické komunitě jedním z nejvíce používaných.[1]

Aby hvězda byla klasifikována jako hyperobr, musí být vysoce zářivá a ve spektru musí být přítomny signatury naznačující nestabilitu a vysoké ztráty hvězdné hmoty. Je tedy možné, aby veleobr nebyl hyperobrem, ale vykazoval stejný nebo vyšší zářivý výkon nebo měl stejnou spektrální třídu. Od hyperobrů se očekává, že spektrum bude obsahovat typická rozšíření a rudý posuv spektrálních čar, což vytvoří typický profil známý jako profil P Cygni. Použití spektrálních čar vodíku není ovšem vhodné pro definici nejchladnějších hyperobrů, kteří jsou proto povětšinou klasifikováni na základě zářivosti, neboť ztráta hmoty je u této třídy hvězd v podstatě nevyhnutelná.

Známí hyperobři

Hyperobři se vzhledem k jejich vzácnosti jen obtížně studují. Mnoho hyperobrů má velmi proměnné spektrum, zde jsou však rozděleni do široce pojatých skupin podle spektrálních tříd.

LBV

Některé LBV hvězdy (LBV = luminous blue variable) jsou klasifikováni jako hyperobři, minimálně v určité fázi jejich proměnného cyklu.

  • Eta Carinae, v Mlhovině Carina (NGC 3372) v souhvězdí Lodního kýlu na jižní obloze. Extrémně hmotná hvězda, 120 až 150krát hmotnější než Slunce a čtyř- až pěti milionkrát zářivější. Může jít o jiný typ hvězdy než LBV, případně o extrém pro LBV.
  • P Cygni, v souhvězdí Labutě na severní obloze. Prototyp pro generální charakteristiky spektrálních čar hvězd typu LBV.
  • S Doradus, ve Velkém Magellanově oblaku, v souhvězdí Mečouna na jižní obloze. Prototyp pro charakteristiky proměnlivosti hvězd typu LBV, které jsou stále občas nazývány jako hvězdy typu S Doradus.
  • Pistolová hvězda (V4627 Sgr), blízko galaktického jádra, v souhvězdí Střelce. Pistolová hvězda je pravděpodobně až 150krát hmotnější něž Slunce a asi 1,7milionkrát zářivější. Považována za kandidáta na LBV, proměnnost však nebyla prokázána.
  • V4029 Sagittarii
  • V905 Scorpii
  • HD 6884[2] (R40 v Malém Magellanově oblaku)
  • HD 269700[3][4] (R116 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • LBV 1806-20 v hvězdokupě 1806-20 na opačné straně Mléčné dráhy.

Modří hyperobři

Hyperobr a jeho ionizovaný protoplanetární disk v porovnání s velikostí Sluneční soustavy (není v měřítku)

Obvykle spektrální třída B, někdy také pozdní O nebo raná A.

  • BP Crucis (Wray 977, respektive GX 301-2), dvojhvězda se společníkem v podobě pulsaru.[5]
  • Cygnus OB2-12[5][pozn. 1]
  • HD 32034[6] (R62 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 37974[7] (R126 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 80077, kandidát na LBV[5]`
  • HD 268835 (R66 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 269781[6] (ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 269661[6] (R111 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 269604[6] (ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HDE 269128 (R81 ve Velkém Magellanově oblaku), kandidát na LBV, zákrytová dvojhvězda[8]
  • HT Sagittae[5]
  • V430 Scuti[5]
  • V452 Scuti, kandidát na LBV[9]
  • V1429 Aquilae (MWC 314), kandidát na LBV s veleobrem jako průvodcem.
  • V1768 Cygni[5]
  • V2140 Cygni[5]
  • V4030 Sagittarii
  • Zeta¹ Scorpii[pozn. 2]

V oblasti galaktického jádra:[10]

  • Star 13, typ O, kandidát na LBV
  • Star 18, typ O, kandidát na LBV

Ve hvězdokupě Westerlund 1:[11]

Žlutí hyperobři

Žlutý hyperobr HR 5171 s okolím.

Žlutí hyperobři spektrálních tříd pozdní A až K.

  • HD 7583 (R45 v Malém Magellanově oblaku)
  • HD 33579 (ve Velkém Magellanově oblaku)
  • HD 268757[7] (R59 ve Velkém Magellanově oblaku)
  • IRAS 17163-3907[12]
  • IRAS 18357-0604[13]
  • IRC+10420 (V1302 Aql)
  • Ró Cassiopeiae[pozn. 3]
  • V382 Carinae
  • V509 Cassiopeiae
  • V766 Centauri (HR 5171A)[14]
  • V1427 Aquilae[pozn. 4]
  • Variable A (v M33)

Ve hvězdokupě Westerlund 1:[11]

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

Plus nejméně dva pravděpodobně chladní hyperobři v nedávno objevených seskupeních červených veleobrů v souhvězdí Štítu: F15 a F13 v RSGC1 a Star 49 v RSGC2.

Červení hyperobři

Srovnání velikosti Slunce s VY Canis Majoris, červeným hyperobrem, který patří mezi největší známé hvězdy

Spektrální typ M, největší známé hvězdy.

Průzkum zaměřený na detekci červených hyperobrů v Magellanových mračnech[16] objevil zhruba tucet hvězd třídy M s absolutní velikostí -7 a jasnějších, zhruba 250 000krát zářivějších než Slunce a s poloměry od 1000 R☉ výše.

Poznámky

  1. ↑ Někteří autoři považují Cygnus OB2-12 za LBV kvůli její extrémní zářivosti, nevykazuje však příznačnou proměnlivost.
  2. ↑ Nejjasnější hvězda v asociaci Scorpius OB1 a kandidát na LBV.[5]
  3. ↑ V souhvězdí Kasiopeji na severní obloze, asi 500 000krát zářivější než Slunce.
  4. ↑ Může jít jen o hvězdu, která čerstvě opustila asymptotickou větev obrů.[15]

Reference

  1. ↑ DE JAGER, C. The Yellow Hypergiants. The Astronomy and Astrophysics Review. 1998, s. 145–180. DOI 10.1007/s001590050009. Bibcode 1998A&ARv...8..145D. (anglicky) 
  2. ↑ Sterken, C.; DE GROOT, M.; VAN GENDEREN, A. M. Cyclicities in the Light Variations of Luminous Blue Variables II. R40 developing an S Doradus phase. Astronomy and Astrophysics. 1998, s. 565. Bibcode 1998A&A...333..565S. (anglicky) 
  3. ↑ VINK, J. S. Eta Carinae and the Supernova Impostors. [s.l.]: [s.n.], 2012. (Astrophysics and Space Science Library; sv. 384). ISBN 978-1-4614-2274-7. DOI 10.1007/978-1-4614-2275-4_10. Bibcode 2012ASSL..384..221V. arXiv 0905.3338. Kapitola Eta Carinae and the Luminous Blue Variables, s. 221–247. (anglicky) 
  4. ↑ VAN GENDEREN, A. M.; STERKEN, C. 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. 1999, s. 537. Bibcode 1999A&A...349..537V. (anglicky) 
  5. ↑ a b c d e f g h CLARK, J. S.; NAJARRO, F.; NEGUERUELA, I.; RITCHIE, B. W.; URBANEJA, M. A.; HOWARTH, I. D. On the nature of the galactic early-B hypergiants. Astronomy & Astrophysics. 2012, s. A145. DOI 10.1051/0004-6361/201117472. Bibcode 2012A&A...541A.145C. arXiv 1202.3991. (anglicky) 
  6. ↑ a b c d Kathryn F. Neugent; PHILIP MASSEY; BRIAN SKIFF; GEORGES MEYNET. Yellow and Red Supergiants in the Magellanic Clouds. Astrophysical Journal. April 2012, s. 177. DOI 10.1088/0004-637X/749/2/177. Bibcode 2012ApJ...749..177N. arXiv 1202.4225. (anglicky) 
  7. ↑ a b VAN GENDEREN, A. M.; JONES, A.; STERKEN, C. Light variations of alpha Cygni variables in the Magellanic Clouds. The Journal of Astronomical Data. 2006, s. 4. Bibcode 2006JAD....12....4V. (anglicky) 
  8. ↑ WOLF, B.; KAUFER, A.; RIVINIUS, T.; STAHL, O.; SZEIFERT, T.; TUBBESING, S.; SCHMID, H. M. Spectroscopic Monitoring of Luminous Hot Stars of the Magellanic Clouds. Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars. 2000, s. 43. Bibcode 2000ASPC..204...43W. (anglicky) 
  9. ↑ MIROSHNICHENKO, A. S.; CHENTSOV, E. L.; KLOCHKOVA, V. G. AS314: A dusty A-type hypergiant. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 2000, s. 379. Dostupné online. DOI 10.1051/aas:2000216. Bibcode 2000A&AS..144..379M. (anglicky) 
  10. ↑ STOLOVY, S. R.; COTERA, A.; DONG, H.; MORRIS, M. R.; WANG, Q. D.; STOLOVY, S. R.; LANG, C. Isolated Wolf-Rayet Stars and O Supergiants in the GalacticCenter Region Identified via Paschen-a Excess. The Astrophysical Journal. 2010, s. 188–199. DOI 10.1088/0004-637X/725/1/188. Bibcode 2010ApJ...725..188M. arXiv 1009.2769. (anglicky) 
  11. ↑ a b CLARK, J. S.; NEGUERUELA, I.; CROWTHER, P. A.; GOODWIN, S. P. On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1. Astronomy and Astrophysics. 2005, s. 949. DOI 10.1051/0004-6361:20042413. Bibcode 2005A&A...434..949C. arXiv astro-ph/0504342. (anglicky) 
  12. ↑ LAGADEC, E.; ZIJLSTRA, A. A.; OUDMAIJER, R. D.; VERHOELST, T.; COX, N. L. J.; SZCZERBA, R.; MÉKARNIA, D. A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula. Astronomy & Astrophysics. 2011, s. L10. DOI 10.1051/0004-6361/201117521. Bibcode 2011A&A...534L..10L. arXiv 1109.5947. (anglicky) 
  13. ↑ CLARK, J. S.; NEGUERUELA, I.; GONZALEZ-FERNANDEZ, C. IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?. Astronomy & Astrophysics. 2013, s. A15. DOI 10.1051/0004-6361/201322772. Bibcode 2014A&A...561A..15C. arXiv 1311.3956. (anglicky) 
  14. ↑ SCHUSTER, M. T.; HUMPHREYS, R. M.; MARENGO, M. The Circumstellar Environments of NML Cygni and the Cool Hypergiants. The Astronomical Journal. 2006, s. 603–611. DOI 10.1086/498395. Bibcode 2006AJ....131..603S. arXiv astro-ph/0510010. (anglicky) 
  15. ↑ JURA, M.; VELUSAMY, T.; WERNER, M. W. What Next for the Likely Presupernova HD 179821?. The Astrophysical Journal. 2001, s. 408. DOI 10.1086/321553. Bibcode 2001ApJ...556..408J. arXiv astro-ph/0103282. (anglicky) 
  16. ↑ LEVESQUE, E. M.; MASSEY, P.; OLSEN, K. A. G.; PLEZ, B.; MEYNET, G.; MAEDER, A. The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity. The Astrophysical Journal. S. 1102–1117. DOI 10.1086/504417. Bibcode 2006ApJ...645.1102L. arXiv astro-ph/0603596. (anglicky) 

Externí odkazy


Média použitá na této stránce

HR-diag-no-text-2.svg
Autor: User:Spacepotato, Licence: CC BY-SA 3.0
Hertzsprung–Russell diagram, no text, for navigation images with active text links.
He1523a.jpg
Autor: ESO, European Southern Observatory, Licence: CC BY 4.0
Artist's impression of "the oldest star of our Galaxy": HE 1523-0901
  • About 13.2 billion years old
  • Approximately 7500 light years far from Earth
  • Published as part of Hamburg/ESO Survey in the May 10 2007 issue of The Astrophysical Journal
Sun and VY Canis Majoris.svg
Estimated size of VY Canis Majoris compared to the Sun.
Supersized Disk.tif
This illustration compares the size of a gargantuan star and its surrounding dusty disk (top) to that of our solar system. Monstrous disks like this one were discovered around two "hypergiant" stars by NASA's Spitzer Space Telescope. Astronomers believe these disks might contain the early "seeds" of planets, or possibly leftover debris from planets that already formed.

The hypergiant stars, called R 66 and R 126, are located about 170,000 light-years away in our Milky Way's nearest neighbor galaxy, the Large Magellanic Cloud. The stars are about 100 times wider than the sun, or big enough to encompass an orbit equivalent to Earth's. The plump stars are heavy, at 30 and 70 times the mass of the sun, respectively. They are the most massive stars known to sport disks.

The disks themselves are also bloated, with masses equal to several Jupiters. The disks begin at a distance approximately 120 times greater than that between Earth and the sun, or 120 astronomical units, and terminate at a distance of about 2,500 astronomical units.

Hypergiant stars are the puffed-up, aging descendants of the most massive class of stars, called "O" stars. The stars are so massive that their cores ultimately collapse under their own weight, triggering incredible explosions called supernovae. If any planets circled near the stars during one of these blasts, they would most likely be destroyed.

The orbital distances in this picture are plotted on a logarithmic scale. This means that a given distance shown here represents proportionally larger actual distances as you move to the right. The sun and planets in our solar system have been scaled up in size for better viewing.
The field around yellow hypergiant star HR 5171.jpg
Autor: ESO/Digitized Sky Survey 2, Licence: CC BY 4.0
HR 5171, the brightest star just below the centre of this wide-field image, is a yellow hypergiant, a very rare type of stars with only a dozen known in our galaxy. Its size is over 1300 times that of the Sun — one of the ten largest stars found so far. Observations with ESO’s Very Large Telescope Interferometer have shown that it is actually a double star, with the companion in contact with the main star.