Jelaskan Pembentukan dari Hiper raksasa

Bintang dengan massa awal di atas sekitar 25  M☉ dengan cepat berevolusi dari deret utama dan jumlah luminositasnya meningkat menjadi super raksasa biru. Mereka mulai mendingin dan membesar pada luminositas yang kira-kira konstan untuk menjadi super raksasa merah, kemudian berkontraksi dan suhunya meningkat saat lapisan luar membesar. Mereka mungkin "bergerak" ke belakang dan ke depan melakukan satu atau lebih "putaran biru", masih pada luminositas yang cukup stabil, sampai mereka meledak sebagai supernova atau benar-benar hancur lapisan luarnya dan berubah menjadi bintang Wolf-Rayet. Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 M☉ terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer luas yang stabil sehingga tidak pernah cukup dingin untuk menjadi super raksasa merah. Bintang paling masif, terutama bintang yang berputar cepat dengan konveksi dan pencampuran yang ditingkatkan, dapat melewati langkah-langkah ini dan dengan cepat langsung ke tahap Bintang Wolf - Rayet.

Ini berarti bahwa bintang-bintang di bagian paling atas dari diagram Hertzsprung–Russel  ditempatkan di hiper raksasa dan mungkin baru berevolusi dari deret utama dan masih bermassa tinggi, atau lebih banyak lagi bintang super raksasa pasca-merah yang kehilangan sebagian besar massa pada awalnya. dan benda-benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya. Bintang bermassa tinggi dengan proporsi sisa hidrogen yang jauh lebih stabil, sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa yang lebih rendah dan proporsi yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi. Ini batas untuk bintang hiper raksasa atau batas Eddington dan bintang ini kehilangan massa dengan sangat cepat.

Hiper raksasa kuning pada umumnya adalah bintang super raksasa yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya. Beberapa raksasa kuning bermassa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang kira-kira sama yang diketahui dan berevolusi menuju fase super raksasa merah, tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan menjadi transisi yang cepat. Karena hiper raksasa kuning adalah bintang super raksasa pasca-merah yang hanya memiliki luminositas  500.000–750.000 L☉, tetapi hiper raksasa biru bisa jauh bercahaya, terkadang beberapa juta L☉.

Hampir semua hiper raksasa menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan di dalam interiornya, tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan berbeda di mana variabel biru bercahaya (VBR) dan hiper raksasa kuning ditemukan. Karena massanya yang tinggi, umur Bintang hiper raksasa sangat pendek dalam skala waktu astronomi: hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 miliar tahun untuk bintang seperti Matahari. Bintang hyper raksasa terbentuk di area terbesar dan terpadat dari formasi bintang dan karena umurnya yang pendek, hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun memiliki luminositas ekstrim yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi tetangga. Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti VBR bisa sesingkat beberapa ribu tahun.