Хиперџин

**Хиперџин** (класа на осветленост **0** или **Ia<sup>+</sup>**) ― многу редок вид ѕвезда која има крајноо висока сјајност, маса, големина и загуба на маса поради нејзините крајни ѕвездени ветрови. Поимот хиперџин е дефиниран како класа на сјајност 0 (нула) во системот МКК. Сепак, ова ретко е гледано во книжевноста или во објавените спектрални класификации, освен за посебно добро дефинирани групи како што се жолтите хиперџинови, RSG (црвените суперџинови) или сините B(e) суперџинови со емисиони спектри. Почесто, хиперџиновите се класифицирани како Ia-0 или Ia+, но на црвените суперџинови ретко им се доделувани овие спектрални класификации. Астрономите се заинтересирани за овие ѕвезди бидејќи тие се однесуваат на разбирањето на ѕвездената еволуција, особено образувањето на ѕвездите, стабилноста и нивната очекувана смрт како супернови. Забележителни примери на хиперџинови се ѕвездата Пиштол, синиот хиперџин сместен блиску до Галактичкото Средиште и една од најсветлечките ѕвезди познати; Ро Касиопеја, жолт хиперџин кој е еден од најсветлите со голо око; и Ми Кефеј („Гарнатската ѕвезда“ на Хершел), една од најголемите и најсветлите ѕвезди познати.

## Потекло и дефиниција
Во 1956 година, астрономите Фест и Такери го користеле поимот супер-суперџин (подоцна сменет во хиперџин) за ѕвезди со апсолутна величина посветла од *M*V = -7 ( *М*Бол ќе биде поголем за многу ладни и многу жешки ѕвезди, на пример во најмалку -9,7 за B0 хиперџин). Во 1971 година, Кинан предложил дека поимот ќе биде користен само за суперџинови кои покажуваат барем една компонента со широка емисија во Hα, што укажува на проширена ѕвездена атмосфера или релативно голема стапка на загуба на маса. Кинановиот критериум е оној кој најчесто е користен од научниците денес; оттука, можно е суперџин ѕвезда да има поголема сјајност од хиперџин од иста спектрална класа.

Очекувано е хиперџиновите да имаат одликувачко проширување и црвено поместување на нивните спектрални линии, создавајќи особен спектрален облик позната како профил на P Лебед. Употребата на линии за емисија на водород не е корисна за дефинирање на најладни хиперџинови, и тие во голема мера се класифицирани според сјајноста бидејќи загубата на маса е речиси неизбежна за класата.

## Образување
[десно|мини| Споредба на (од лево кон десно) ѕвездата Пиштил, Ро Касиопеја, [Бетелгез и VY Големо Куче надредени на преглед на Сончевиот Систем. Синиот полупрстен центриран во близина на левиот раб ја претставува орбитата на Нептун, најоддалечената планета на Сончевиот Систем.]]
Ѕвезди со почетна маса над околу   брзо се оддалечува од главната низа и малку ја зголемува сјајноста за да станат сини суперџинови. Тие се ладат и се зголемуваат со приближно постојана сјајност за да станат црвен суперџин, а потоа се собираат и се зголемуваат во температурата додека надворешните слоеви се издувани. Тие можат да „отскокнуваат“ наназад и нанапред извршувајќи една или повеќе „сини јамки“, сè уште со прилично стабилна сјајност, сè додека не експлодираат како супернова или целосно не ги отфрлат своите надворешни слоеви за да станат Волф-Рајеовата ѕвезда. Ѕвезди со почетна маса над околу   едноставно се премногу светли за да развијат стабилна продолжена атмосфера и затоа никогаш не се ладат доволно за да станат црвени суперџинови. Најмасивните ѕвезди, особено брзо вртежните ѕвезди со зголемена конвекција и мешање, може да ги прескокнат овие чекори и да се преселат директно во Волф-Рајеовата фаза.

Ова значи дека ѕвездите на врвот на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм каде што се наоѓаат хиперџинови може да се ново еволуирани од главната низа и сè уште со голема маса, или многу повеќе еволуирани послецрвени суперџинови кои изгубиле значителен дел од нивната почетна маса., и овие предмети не можат да се разликуваат едноставно врз основа на нивната сјајност и температура. Ѕвездите со голема маса со голем дел од преостанатиот водород се постабилни, додека постарите ѕвезди со помала маса и поголем дел од тешки елементи имаат помалку стабилна атмосфера поради зголемениот притисок на зрачење и намалената гравитациска привлечност. Се смета дека тоа се хиперџиновите, блиску до Едингтоновата граница и брзо губат маса.

Сметано е дека жолтите хиперџинови се претежно послецрвени суперџинови ѕвезди кои веќе изгубиле поголем дел од својата атмосфера и водород. Неколку постабилни жолти суперџинови со голема маса со приближно иста сјајност се познати и е сметано дека еволуираат кон фазата на црвениот суперџин, но тие се ретки бидејќи е очекувано ова да биде брз преод. Бидејќи жолтите хиперџинови се послецрвени суперџинови ѕвезди, постои прилично тврда горна граница на нивната сјајност од околу , но сините хиперџинови можат да бидат многу посветли, понекогаш неколку милиони .

Речиси сите хиперџинови покажуваат варијации во сјајноста со текот на времето поради нестабилности во нивната внатрешност, но тие се мали, освен за два различни региони на нестабилност каде што се наоѓаат сјајно сини променливи ѕвезди и жолти хиперџинови. Поради нивните високи маси, животниот век на хиперџинот е многу краток во астрономски временски размери: само неколку милиони години во споредба со околу 10.&nbsp;милијарди години за ѕвезди како Сонцето. Хиперџиновите се создаваат само во најголемите и најгустите области на образување ѕвезди и поради нивниот краток век, само мал број се познати и покрај нивната крајна сјајност што им овозможува да бидат идентификувани дури и во соседните галаксии. Времето поминато во некои фази како што се сјајно сини променливи може да биде кратко и неколку илјади години.

## Стабилност
[лево|мини| Голема [маглина во Кобилица, околу Ета Кобилица.]]
Како што сјајноста на ѕвездите значително се зголемува со масата, сјајноста на хиперџиновите често се наоѓа многу блиску до Едингтоновата граница, која е сјајноста со која притисокот на зрачењето што ја шири ѕвездата нанадвор е еднаков на силата на гравитацијата на ѕвездата што ја урива ѕвездата навнатре. Ова значи дека зрачниот флукс кој минува низ фотосферата на хиперџинот може да биде речиси доволно силен за да ја крене фотосферата. Над Едингтоновата граница, ѕвездата би створила толку многу зрачење што делови од нејзините надворешни слоеви би биле исфрлени во масивни изливи; ова ефикасно би ја ограничило ѕвездата да сјае со поголема сјајност на подолги периоди.

Добар кандидат за домаќин на ветар управуван од континуум е Ета Кобилица, една од најмасивните ѕвезди што некогаш биле забележани. Со проценета маса од околу 130 сончеви маси и сјајност четири милиони пати поголема од онаа на Сонцето, астрофизичарите шпекулираат дека Ета Кобилица повремено може да ја надмине Едингтоновата граница. Последниот пат можеби била низа изливи забележани во 1840-1860 година, достигнувајќи стапки на загуба на маса многу повисоки од нашето сегашно разбирање за тоа што би дозволиле ѕвездените ветрови.

За разлика од ѕвездените ветрови управувани од линијата (т.е. оние водени од впивање на светлината од ѕвездата во огромен број тесни спектрални линии), постојаното водење не бара присуство на „метални“ атоми - атоми освен водород и хелиум, кои имаат малку такви линии - во фотосферата. Ова е важно, бидејќи повеќето масивни ѕвезди се исто така многу сиромашни со метал, што значи дека ефектот мора да работи независно од металичноста. Во истата линија на размислување, постојаното водење може да придонесе и за горната граница на масата дури и за првата генерација ѕвезди веднаш по Големата експлозија, која воопшто не содржела метали.

Друга теорија за објаснување на масивните изливи на, на пример, Ета Кобилица е идејата за длабоко сместена хидродинамичка експлозија, која минирала делови од надворешните слоеви на ѕвездата. Идејата е дека ѕвездата, дури и при осветленост под Едингтоновата граница, би имала недоволна топлинска конвекција во внатрешните слоеви, што ќе резултира со инверзија на густината што потенцијално ќе доведе до масивна експлозија. Теоријата, сепак, не е многу истражена и не е сигурно дали тоа навистина може да се случи.

Друга теорија поврзана со хиперџиновите ѕвезди е потенцијалот да биде образувана псевдофотосфера, тоа е сферична оптички густа површина која всушност е образувана од ѕвездениот ветер наместо да биде вистинската површина на ѕвездата. Таквата псевдофотосфера би била значително поладна од подлабоката површина под густиот ветер што се движи нанадвор. Се претпоставува дека ова е причина за „недостасуваните“ сјајно сини променливи со средна осветленост и присуството на жолти хиперџинови при приближно иста сјајност и пониски температури. Жолтите хипергџинови се всушност сјајно сини променливи кои образувале псевдофотосфера и така очигледно имаат пониска температура.

## Врски со Офпе, WNL, сјајно сини променливи и други суперџинови ѕвезди
Хиперџиновите се еволуирани ѕвезди со висока сјајност и голема маса кои се појавуваат во исти или слични области на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм како и некои ѕвезди со различна класификација. Не е секогаш јасно дали различните класификации претставуваат ѕвезди со различни почетни услови, ѕвезди во различни фази на еволутивна патека или се само артефакт на нашите набљудувања. Астрофизичките модели кои ги објаснуваат феномените покажуваат многу области на согласност. Сепак, постојат некои разлики кои не се нужно корисни за воспоставување односи помеѓу различни видови ѕвезди.

Иако повеќето суперџинови се помалку светлечки од хиперџиновите со слична температура, неколку спаѓаат во истиот опсег на сјајност. На обичните суперџинови во споредба со хиперџиновите често им недостасуваат силни емисии на водород чии проширени спектрални линии укажуваат на значителна загуба на маса. Еволуираните суперџинови со помала маса не се враќаат од фазата на црвениот суперџин, или експлодирајќи како супернови или оставајќи зад себе бело џуџе.
мини|Горниот дел од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм што ја покажува местоположбата на лентата за нестабилност на S Златна Рипка и местоположбата на изливите на сјајно сини променливи. Главниот редослед е тенката навалена линија на долниот лев агол.
Сјајно сините променливи се класа на високо светли топли ѕвезди кои прикажуваат особени спектрални варијации. Тие често лежат во „стишена“ зона  со пожешките ѕвезди кои претежно се посјајни, но периодично се подложени на големи површински избуви и се преместуваат во тесна зона каде ѕвездите со сите сјајности имаат приближно иста температура, околу . Оваа „активна“ зона е во близина на жешкиот раб на нестабилната „празнина“ каде што се наоѓаат жолти хиперџинови, со одредено преклопување. Не е јасно дали жолтите хиперџинови некогаш успеваат да ја поминат празнината на нестабилноста за да станат сјајно сини променливи ѕвезди или да експлодираат како супернова.

Сините хиперџинови се наоѓаат во истите делови од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм како и сјајно сините променливи ѕвезди, но не мора да ги покажуваат варијациите на сјајно сините променливи ѕвезди. Некои, но не сите сјајно сини променливи ѕвезди ги покажуваат особините на хиперџиновските спектри барем некои од времето, но многу автори би ги исклучиле сите сјајно сини променливи ѕвезди од хиперџиновската класа и ги третирале одделно. Сините хиперџинови кои не покажуваат особини на сјајно сини променливи ѕвезди, може да бидат родоначалници на сјајно сини променливи ѕвезди, или обратно, или и двете. Сјајно сини променливи со помала маса може да бидат преодна фаза до или од ладни хиперџинови или се различен вид тело.

Волф-Рајеовите ѕвезди се крајно жешки ѕвезди кои изгубиле многу или сите надворешни слоеви. WNL е поим што е користен за доцна фаза (т.е. поладни) Волф-Рајевови ѕвезди со спектри доминирани од азот. Иако претежно е сметано дека ова се фазата до која дошле хиперџиновските ѕвезди по доволно губење на масата, можно е мала група WNL ѕвезди богати со водород да се всушност родоначалници на сини хиперџинови или LBV. Тоа се тесно поврзаните Офпе (спектри од видот О плус емисиони линии H, He и N и други особености) и WN9 (најладни азотни Волф-Рајеови ѕвезди) кои може да бидат кратка средна фаза помеѓу ѕвездите од главната низа со голема маса и хиперџинови или сјајно сини променливи ѕвезди. Забележани се мирни сјајно сини променливи со WNL спектри и привидните Ofpe/WNL ѕвезди биле сменети за да покажат сини хиперџиновски спектри. Високите стапки на вртење предизвикуваат масивните ѕвезди брзо да ја отфрлат својата атмосфера и да го спречат преминот од главната низа во суперџин, така што тие директно стануваат Волф-Рајеови ѕвезди. Волф-Рајеовите ѕвезди, расечените ѕвезди, ладните расеченми ѕвезди (познати како WN10/11), Ofpe, Of+ и Of* ѕвездите не се сметани за хиперџинови. Иако тие се светли и често имаат силни емисиони линии, тие имаат свои одликувачки спектри.

## Познати хиперџинови
[мини| [Многу голем телескоп|Многу голема телескопска слика од околината на VY Големо Куче.]]
Хиперџиновите тешко се проучувани поради нивната реткост. Многу хиперџинови имаат многу променливи спектри, но тие овде се групирани во широки спектрални класи.

### Сјајно сини променливи ѕвезди
Некои сјајно сини променливи ѕвезди се класифицирани како хиперџинови, барем за дел од нивниот циклус на варијација:

* Ета Кобилица, внатре во маглината Кобилица (NGC 3372) во јужното соѕвездие Кобилица. Ета Кобилица е исклучително масивна, веројатно 120 до 150 пати поголема од масата на Сонцето и е четири до пет милиони пати посветла. Можно е различен вид тело од сјајно сините променливи ѕвезди или крајност за сјајно сина променлива ѕвезда.
* P Лебед, во северното соѕвездие Лебед. Прототип за општите особини на спектралните линии на сјајно сина променлива ѕвезда.
* S Златна Рипка, во Големиот Магеланов Облак, во јужното соѕвездие Златна Рипка. Прототип на променлива ѕвезда, сјајно сините променливи ѕвезди сè уште понекогаш се нарекувани променливи ѕвезди S Златна Рипка.
* Пиштол (V4647 Sgr), во близина на средиштето на Млечниот Пат, во соѕвездието Стрелец. Ѕвездата Пиштол е над 25 пати помасивна од Сонцето и е околу 1,7 милиони пати посветла. Сметана е за кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда, но променливоста не е потврдена.
* V4029 Стрелец
* V905 Скорпија 
* HD 6884, (R40 во SMC)
* HD 269700, (R116 во LMC)
* LBV 1806-20 во јатото 1806-20 од другата страна на Млечниот Пат.

### Сини хиперџинови
[мини| Хиперџиновска ѕвезда и нејзиниот проплидски протопланетарен диск во споредба со големината на [Сончев Систем|Сончевиот Систем.]]
Обично се класа Б, повремено доцна О или рана А:
 
* 2dFS 3235
* AzV 2
* AzV 65
* AzV 76
* AzV 78
* AzV 367
* Барба 2-2
* BP Крст (Wray 977 или GX 301-2), двојна ѕвезда со придружник пулсар.
* Лебед OB2-12
* HD 5291 *(Sk 56)*
* HD 32034 (R62 in LMC)
* HD 37974 (R126 in LMC)
* HD 80077, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда`
* HD 268835 (R66 in LMC)
* HD 269781 (in LMC)
* HD 269661 (R111 in LMC)
* HD 269604 (in LMC)
* HDE 269128 (R81 во LMC), кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда, засенувачки двоен систем.
* HD 269896
* HT Стрела
* M33 OB21 108
* MAC 1-277
* V430 Штит
* V452 Штит, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда
* V1429 Орел (= MWC 314), кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда со суперџин придружник.
* V1768 Лебед
* V2140 Лебед
* V4030 Стрелец
* 6 Касиопеја
* Зета¹ Скорпија

Во Галактичкото Средишно Подрачје:
* Star 13, вид O, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда
* Star 18, вид O, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда

Во Вестерлунд 1:
* W5 (можна Волф-Рајеова ѕвезда)
* W7
* W13 (двојна ѕвезда?)
* W16a
* W27
* W30
* W33
* W42a

### Жолти хиперџинови
мини|Поле што ја опкружува жолтата хиперџиновска ѕвезда HR 5171.
Жолтите хиперџинови обично имаат доцни А до рани К спектри. Сепак, хиперџиновите од типот А може да бидат наречени и бели хиперџинови.
 
* HD 7583 (R45 во SMC)
* HD 33579 (во LMC)
* HD 268757 (R59 in LMC)
* IRAS 17163-3907
* IRAS 18357-0604
* IRC+10420 (V1302 Aql)
* Омикрон1 Кентаур
* РО Касиопеја
* V382 Кобилица
* V509 Касиопеја
* V766 Кентаур (HR 5171A, можен црвен суперџин)
* V810 Кентаур A
* V1427 Орел
*V915 Скорпија
* R Крма
* Променлива ѕвезда A (во M33)

Во Вестерлунд 1:
* W4
* W8a
* W12a
* W16a
* W32
* W265

Во галаксијата Триаголник:

*LGGS J013250.70+304510.6

Во галаксијата Секстант:

*Секстант A7

Плус најмалку два веројатни ладни хиперџинови во неодамна откриените црвени суперџинови во јатото Штит: F15 и можеби F13 во RSGC1 и Ѕвезда 49 во RSGC2.

### Црвени хиперџинови
[десно|мини| Споредба на големината помеѓу пречникот на [Сонцето и VY Големо Куче, хиперџин кој е меѓу најголемите познати ѕвезди (можеби најголема во Млечниот Пат).]]
Спектри од видот К до М, најголемите познати ѕвезди по полупречник. Класите на хиперџиновска сјајност ретко се применувани за црвените суперџинови, иако поимот црвен хиперџин понекогаш е применуван на најпроширените и најнестабилните црвени суперџинови, со полупречници од редот од .
 

* Ми Кефеј
* VV Кефеј A
* NML Лебед
* RW Кефеј
* S Персеј
* VY Големо Куче - веројатно најголемата ѕвезда во Млечниот Пат

* KY Лебед
* PZ Касиопеја
* HD 143183
* UY Штит
* V602 Кобилица

## Поврзано

* Список на најмасивни ѕвезди
* Списоци на астрономски тела
* Хипернова

## Забелешки

## Наводи

Категорија:Ѕвездени појави
Категорија:Видови ѕвезди
Категорија:Хиперџинови