Hüperhiid

Hüperhiiud kuuluvad kõige massiivsemate ja heledamate tähtede hulka, mida tähistatakse heledusklassiga 0, Ia+ või Ia-0. Taoliste tähtede läbimõõt võib küündida üle 2000 Päikese läbimõõdu. 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. 1956. aastal kasutasid astronoomid Feast ja Thackeray mõistet "üli-ülihiid" tähtede kohta, mille absoluutne heledus oli suurem kui −7. 1971. aastal tegi astronoom Philip Childs 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. 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. Hertzsprungi–Russelli diagramm Spektraalklass Pruunid kääbused Valged kääbused Punased kääbused Alamkääbused Peajada tähed Alamhiiud Hiiud Heledad hiiud Ülihiiud Hüperhiiud abso- luutne heledus 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 Wolfi-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 hüperhiidude lühikese eluea tõttu leitud neid vaid väike arv. Mõnes, näiteks üliheleda sinise muutliku tähe (ingl luminous blue variable) faasis veedetakse ainult mõni tuhat aastat. 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. 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. Rida võimalikke purskeid vaadeldi aastatel 1840–1860, mil massikaotus oli palju intensiivsem sellest, mis saaks praeguse arusaama järgi tähetuule puhul võimalik olla. Hüperhiiud esinevad samas või sarnases HR-diagrammi piirkonnas eri klassidest tähtedega. Pole alati selge, kas eri 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. Tähed, millele loetelus sulge ei järgne, asuvad Linnutees. Eta Carinae P Cygni S Doradus Püstoltäht LBV 1806-20 V4029 Sagittarii V905 Scorpii HD 269700 Suures Magalhãesi Pilves (LMC) HD 6884 Väikses Magalhãesi Pilves (SMC) Zeta¹ Scorpii V1429 Aquilae V430 Scuti V452 Scuti HD 80077 Cygnus OB2-12, HDE 269128 (LMC's) HD 268835 (LMC's) V4030 Sagittarii V1768 Cygni BP Crucis HT Sagittae V2140 Cygni HD 37974 (LMC's) HD 32034 (LMC's) HD 269781 (LMC's) HD 269661 (LMC's) HD 269604 (LMC's) Täheklastris Westerlund 1: W5 W7 W13 W33 W42a Linnutee tsentris: Täht 13, O-tüüp, heleda sinise muutliku tähe kandidaat Täht 18, O-tüüp, heleda sinise muutliku tähe kandidaat Rho Cassiopeiae V509 Cassiopeiae HD 33579 (LMC's) IRC+10420 IRAS 18357-0604 HD 7583 (SMC's) V766 Centauri V1427 Aquilae IRAS 17163-3907 V382 Carinae Muutlik täht A (Kolmnurga galaktikas) HD 268757 (LMC's) Täheklastris Westerlund 1: W4 W8a W12a W16a W32 W265 NML Cygni WOH G64 VX Sagittarii VV Cephei S Persei RW Cephei UY Scuti VY Canis Majoris 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. ISSN 0935-4956. 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |class= (juhend) 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. {{cite journal}}: |format= nõuab parameetrit |url= (juhend); eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. 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. 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. 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend); eiran tundmatut parameetrit |class= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend) 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. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |DOI= (juhend)