Жолт хиперџин

Жолт хиперџин (ЖХЏ) — масивна ѕвезда со проширена атмосфера, спектрална класа од А до К, и, почнувајќи со почетна маса од околу 20-60 сончеви маси, изгубила дури половина од таа маса. Тие се меѓу привидно најсветлите ѕвезди, со апсолутна ѕвездена величина (M<sub>V</sub>) околу −9, но и едни од најретките, со само 20 познати на Млечниот Пат и шест од оние во само едно јато. Тие понекогаш се нарекуваат ладни хиперџинови во споредба со ѕвездите од типот О и В, а понекогаш како топли хиперџинови во споредба со црвените суперџинови.
1 Класификација
Терминот „хиперџин“ се користел уште во 1929 година, но не и за ѕвездите кои во моментов се познати како хиперџинови. Хиперџиновите се дефинирани според нивната класа на сјајност „0“ и се со поголема сјајност од најсветлите суперџинови од класата Ia, иако тие не биле наведени како хиперџинови до доцните 1970-ти. Друг критериум за хиперџинови , исто така, бил предложен во 1979 година за некои други жешки ѕвезди кои губат маса со голема сјајност, , но не бил применет за постудените ѕвезди. Во 1991 година, Ро Касиопеја станала првата која била опишана како жолт хиперџин, веројатно станала групирана како нова класа на сјајни ѕвезди за време на разговорите на ''Сончевата физика и астрофизика на работилницата за интерферометриска резолуција'' во 1992 година.
Дефинициите на терминот хиперџин остануваат нејасни, и иако класата на сјајност 0 е за хиперџинови, тие почесто се означени со алтернативните класи на сјајност Ia-0 и Ia<sup>+</sup>. Нивната голема ѕвездена осветленост е одредена од различни спектрални карактеристики, кои се чувствителни на површинската гравитација, како што се ширините на линиите Hβ кај врелите ѕвезди или силниот Балмеров дисконтинуитет кај поладните ѕвезди. Гравитацијата на пониската површина често укажува на поголеми ѕвезди, а со тоа и на поголема сјајност. Во поладните ѕвезди, јачината на набљудуваните линии на кислород, како што е О I на 777,4 nm., може да се користи за калибрирање директно против ѕвездената сјајност.
Еден астрофизички метод кој се користи за дефинитивно да се идентификуваат жолтите хиперџинови е таканаречениот критериум ''Кинан-Смолински''. Овде сите линии на впивање треба да бидат силно проширени, над оние за одние кои се очекуваат од светлите суперџинови ѕвезди, а исто така да покажат силни докази за значителна загуба на маса. Понатаму, треба да биде присутна и најмалку една проширена Hα компонента. Тие исто така може да прикажуваат многу сложени Hα профили, кои обично имаат силни емисиони линии во комбинација со линии за впивање.
Терминологијата на жолтите хиперџинови дополнително се отежнува со тоа што се нарекуваат или студени хиперџинови или топли хиперџинови, во зависност од контекстот. Студени хиперџинови се однесува на сите доволно светли и нестабилни ѕвезди поладни од сините хиперџинови и ССПЅ, вклучувајќи ги и жолтите и црвените хиперџинови. Терминот топли хиперџинови се користи за високо сјајни ѕвезди од класа А и F во M31 и M33 кои не се ССПЅ, како и општо за жолти хиперџинови.
2 Карактеристики
Жолтите хиперџинови зафаќаат област на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграмот над појасот за нестабилност, област каде што се наоѓаат релативно малку ѕвезди и каде тие ѕвезди се генерално нестабилни. Спектралните и температурните опсези се приближно A0-K2 и соодветно. Областа е ограничена на страната со висока температура со ''Жолтата развојна празнина'' каде ѕвездите со оваа сјајност стануваат крајно нестабилни и доживуваат голема загуба на маса. „Жолтата развојна празнина“ ги одвојува жолтите хиперџинови од светло сините променливи, иако жолтите хиперџинови во нивната најжешка и светлечките сини променливи во нивната најстудена може да имаат приближно иста температура близу 8.000 К. На пониската температурна граница, жолтите хиперџинови и црвените суперџинови не се јасно одвоени; RW Кефеј (околу , ) е пример за ѕвезда која ги дели карактеристиките и на жолтите хиперџинови и на црвените суперџинови.
Жолтите хиперџинови имаат прилично тесен опсег на осветленост над (на пр. V382 Кобилица на ) и под Хемфри-Дејвидсоновата граница на околу . Со нивниот излез достигнувајќи го својот врв во средината на визуелниот опсег, ова се визуелно најсветлите ѕвезди познати со апсолутни величини околу -9 или -9,5 .
Тие се големи и донекаде нестабилни, со многу мала површинска гравитација. Онаму каде што жолтите суперџинови имаат површинска гравитација (log g) подолу за 2, жолтите хиперџинови имаат log g околу нула. Покрај тоа, тие пулсираат неправилно, создавајќи мали варијации во температурата и осветленоста. Ова произведува многу високи стапки на загуба на маса, а небулозноста е вообичаена околу ѕвездите. Повремени поголеми испади можат привремено да ги заматат ѕвездите.
Жолтите хиперџинови се формираат од масивни ѕвезди откако се развиле далеку од главната низа. Повеќето набљудувани жолти хиперџинови поминале низ фаза на црвен суперџин и се развиваат назад кон повисоки температури, но неколку се забележани во краткиот прв премин од главната низа до црвениот суперџин. Суперџинови со почетна маса помала од ќе експлодираат како супернова додека се уште црвени суперџинови, додека ѕвездите помасивни од околу никогаш нема да се оладат над сините суперџински температури. Точниот опсег на маса зависи од металичноста и вртењето. Жолтите суперџинови кои се ладат за прв пат може да бидат масивни ѕвезди до или повеќе, но пост-црвените суперџиновски ѕвезди ќе имаат изгубено околу половина од нивната почетна маса.
Хемиски, повеќето жолти хиперџинови покажуваат силно површинско подобрување на азот, како и на натриум и некои други тешки елементи. Јаглеродот и кислородот се исцрпени, додека хелиумот е зголемен, како што се очекува за ѕвезда од пост-главната низа.
3 Развој
Жолтите хиперџинови јасно се развиле од главната низа и така го исцрпиле водородот во нивните јадра. Поголемиот дел од жолтите хиперџинови се претпоставува дека се пост- црвени суперџинови кои се развиваат во сина боја, додека постабилните и помалку светлечките жолти суперџинови најверојатно ќе се развијат во црвени суперџинови за прв пат. Постојат силни хемиски и површински докази од гравитацијата дека најсветлиот од жолтите суперџинови, HD 33579, моментално се шири од син суперџин во црвен суперџин.
Овие ѕвезди се двојно ретки затоа што се многу масивни, првично жешки ѕвезди од главната низа од О-класа, повеќе од 15 пати помасивни од Сонцето, но и затоа што поминуваат единствено неколку илјади години во нестабилната жолта празнина фаза од нивниот живот. Всушност, тешко е да се објасни дури и малиот број на забележани жолти хиперџинови, во однос на црвените суперџинови со споредлива сјајност, од едноставни модели на ѕвездениот развој. Најсјајните црвени суперџинови можат да извршат повеќе „сини јамки“, фрлајќи голем дел од нивната атмосфера, но всушност без да стигнат до фазата на синиот суперџин, на секој од нив им требаат најмногу само неколку децении. Спротивно на тоа, некои очигледни жолти хиперџинови може да бидат потопли ѕвезди, како што се „исчезнатите“ ССПЅ, маскирани во студена псевдо-фотосфера.
Неодамнешните откритија на прогениторите на сините суперџинови на супернова, исто така, го покренале прашањето дали ѕвездите би можеле да експлодираат директно од жолтата хиперџиновска фаза. Биле откриени неколку можни жолти суперџиновски предци на супернова, но се смета дека сите тие се со релативно мала маса и сјајност, а не хиперџинови. SN 2013cu е супернова од типот IIb чиј предок е директно и јасно забележан. Таа била развојна ѕвезда околу покажува екстремна загуба на маса на материјал збогатен со хелиум и азот. Иако сјајноста не е позната, единствено жолта хиперџиновска или светло сина променлива во изблик би ги имала овие својства.
Современите модели сугерираат дека ѕвездите со одреден опсег на маси и стапки на вртење може да експлодираат како супернови без никогаш повторно да станат сини суперџинови, но многумина на крајот ќе поминат токму низ жолтата празнина и ќе станат светлечки сини променливи со ниска маса и ниска осветленост, а можеби и Волф-Рајеова ѕвезда. Поточно, ѕвездите со поголема маса и оние со повисоки стапки на загуба на маса поради вртење или висока металичност ќе се развијат надвор од фазата на жолт хипергигант до пожешки температури пред да стигнат до колапс на јадрото.
4 Структура
Според денешните физички модели на ѕвезди, жолтиот хиперџин треба да поседува конвективно јадро опкружено со зрачен појас, за разлика од ѕвезда со големина на Сонцето, која се состои од зрачно јадро опкружено со струевит слој. Поради нивната екстремна сјајност и внатрешна структура, жолтите хиперџинови трпат високи стапки на загуба на масата и генерално се опкружени со обвивки од исфрлен материјал. Пример за маглините што може да настанат е IRAS 17163-3907, познат како Пржено јајце, кое исфрлило неколку сончеви маси материјал за само неколку стотини години.
Жолтиот хиперџин е очекувана фаза на развој бидејќи најсветлите црвени суперџинови се развиваат на сини, но тие исто така може да претставуваат различен вид на ѕвезда. ССПЅ за време на ерупцијата имаат толку густи ветрови што формираат псевдо-фотосфера која се појавува како поголема поладна ѕвезда и покрај тоа што основниот син суперџин е во голема мера непроменет. Било забележано дека тие имаат многу тесен опсег на температури околу . На бистабилниот скок кој се јавува околу сините суперџиновски ветрови стануваат неколку пати погусти и може да резултираат со уште поладна псевдофотосфера. Не се забележани ССПЅ веднаш под осветленоста каде што бистабилниот скок го преминува појасот на нестабилност Златна Рипка (да не се меша со појасот на нестабилност на Кефеидите), но се претпоставува дека тие постојат и се појавуваат како жолти хиперџинови поради нивните псевдо-фотосфери.
5 Познати жолти хиперџинови
* Ро Касиопеја
* V509 Касиопеја
* Омикрон 1 Кентаур * R Крма* IRC+10420 (V1302 Aql)
* IRAS18357-0604
* V766 Кентаур (= HR 5171A) (можеби црвен суперџин )
* HD 179821
* b Велорум, можеби понови истражувања покажуваат дека тоа е Ib жолт суперџин * IRAS 17163-3907
* V382 Кобилица
* RSGC1-F15 * V810 Кентаур * VdBH 222#371 * GLIMPSE20-1 * 2MASS J17444840-2902163
Во Вестерлунд 1: * W4
* W8a
* W12a
* W16a
* W32
* W265
Во други галаксии:
* HD 7583 (R45 во SMC)
* HD 33579 (во LMC)
* HV 2450 * HD 269723 (R117 во LMC)
* HD 269953 (R150 во LMC)
* HD 268757 (R59 во LMC)
* SP77 31-16
* Променлива А (во M33) * B324 (во М33)