Hiperģigants — definīcija, īpašības un piemēri (UY Scuti, NML Cygni)

Hiperģigants (spilgtuma klase0) ir īpaši masīva un spoža zvaigzne, kas pēc izskata un spektra atšķiras no parastajiem superģantiem. Tās parasti ir zvaigznes ar ārkārtīgi lielu spožumu (bieži >10^5–10^6 reizes lielāku par Sauli) un nozīmīgu masu zudumu. Precīza formāla definīcija nav viennozīmīgi noteikta — astronomi izmanto gan spektrālās pazīmes (piem., plašas emisijas līnijas, P Cyg profili), gan spožuma klasi (0 vai Ia+), gan novērojamās īpašības, lai atšķirtu hiperģigantus no parastajiem superģantiem.

Fiziskās īpašības

Hiperģiganti ir starptipuve, tomēr tiem raksturīgas vairākas kopīgas iezīmes:

• Ļoti liels radiuss: daudzas sarkanās hiperģigantes var sasniegt tūkstošiem reizes lielāku rādiusu nekā Saule.
• Milzīgs spožums: izstaro milzīgu enerģijas daudzumu, kas tos padara par vienām no spožākajām zvaigznēm Visumā.
• Spektrālās pazīmes: bieži novērojamas plašas un emisijas līnijas, zīmes par spēcīgu vēju un blīvām apvalka struktūrām.
• Īss mūžs: to laika ilgums galvenās sērijas un vēlākajos posmos mēra miljonos, ne miljardos gadu, jo augstais blīvums un spožums paātrina kodolreakcijas un izdegšanu.

Masas zudums un apvalki

Viens no hiperģigantu galvenajiem raksturlielumiem ir ļoti straujš masas zudums. Masas zuduma ātrumi var svārstīties, taču ekstremālās epizodēs tie var sasniegt 10⁻⁴–10⁻³ M⊙/gadu (vai pat vairāk uz īsākiem periodiem). Šis intensīvais vējš un izmešu procesi veido ap zvaigzni biezus gāzes un putekļu apvalkus, kas var ietekmēt novērojamos parametrus un radīt spēcīgu inerci — piemēram, izkliedētu infrasarkano emisiju un molekulārus mākoņus ap zvaigzni.

Veidošanās un evolūcija

Hiperģiganti izveidojas no ļoti masīvām zvaigznēm (bieži sākotnējā masa >20–40 M⊙), kas iziet cauri vairākām evolucionārām fāzēm: no galvenās sērijas uz sarkanajiem vai dzeltenajiem superģantiem, dažkārt pārejot cauri nestabilām fāzēm kā luminous blue variable (LBV) vai dzeltenā hiperģiganta posmiem. Daļa hiperģigantu beidz savu dzīvi kā kodolpriekšējas supernovas vai pat hipernovas, atkarībā no sākotnējās masas un zaudētā materiāla apjoma.

Novērošanas grūtības un nenoteiktības

Hiperģigantu īpašības bieži vien ir grūti precīzi izmērīt:

• Attāluma nenoteiktības: rādiusa un spožuma aprēķini ļoti atkarīgi no precīza attāluma — ja attālums mainās, mainās arī rādiusa novērtējums.
• Apklājumi un putekļi: blīvie apvalki savērpj krāsu un spožumu, īpaši infrasarkanajā, kas var maldināt par zvaigznes īstajām īpašībām.
• Variabilitāte: daudzi hiperģiganti ir pulsējoši vai periodiski mainās, kas sarežģī ilgtermiņa modelēšanu.

Piemēri

UY Scuti — bieži minēta kā viena no lielākajām zināmajām sarkanajām hiperģigantēm. Publiskotie rādiusa novērtējumi mainās atkarībā no izmantotās attāluma vērtības; viena izplatīta, bet ne viennozīmīga vērtība ir aptuveni 1700 reižu Saules rādiuss. Tomēr jāuzsver, ka šis skaitlis var mainīties ar precizētākiem attāluma un interferometriskiem mērījumiem.

NML Cygni — cita ļoti liela sarkanā hiperģigante, kurai dažos novērtējumos piešķir aptuveni 1650 Saules rādiusu. Tā ir pazīstama ar ļoti blīvu apkārtējo apvalku un intensīvu izstarošanu infrasarkanajā diapazonā.

Vēl pieminami piemēri (bieži par hyper- vai ļoti spožiem superģantiem uzskatīti) ir, piemēram, VY Canis Majoris un dažas citās reģions — katrai zvaigznei ir savas īpašības, un to klasifikācija var atšķirties atkarībā no kritērijiem, kurus izmanto pētnieki.

Noslēgums

Hiperģiganti ir reti, bet būtiski objekti zvaigžņu evolūcijā — tie demonstrē, kā ārkārtēji masīvas zvaigznes iztērē savu materiālu, veido bagātīgu apkārtējo vidi un beidz dzīvi dramatiskās eksplozijās. To īsais mūžs un intensīvais masas zudums padara tos par svarīgiem avotiem smagajiem elementiem un par nozīmīgiem mehānismiem, kas ietekmē galaktiku attīstību.

Spektrs

Ir divas īpašas grupas: spoži zilie mainīgie (LBV) un dzeltenie hiperģanti. Abi šie tipi ir ļoti reti sastopami, un Piena Ceļa galaktikā ir tikai daži piemēri. To retums, iespējams, ir tāpēc, ka katrs tips diezgan ātri pāriet šo fāzi.

Pistoles zvaigzne: LBV Pistoles zvaigznes un Pistoles miglankas viltus krāsu attēls

Stabilitāte

Tā kā zvaigžņu spožums ievērojami pieaug līdz ar masu, hiperģiantu spožums bieži vien atrodas ļoti tuvu Eddingtona robežai. Tas ir spožums, pie kura zvaigznes gravitācijas spēks ir vienāds ar starojuma spiedienu uz āru.

Tas nozīmē, ka starojuma plūsma, kas iet cauri hiperģiganta fotosfērai, var būt gandrīz pietiekami spēcīga, lai paceltu fotosfēru. Pārsniedzot Eddingtona robežu, zvaigzne radītu tik lielu starojumu, ka tās ārējo slāņu daļas tiktu izmestas spēcīgos izvirdumos. Tas faktiski ierobežotu zvaigznes spīdēšanu ar lielāku spožumu ilgāku laiku.

Laba kandidāte uz nepārtrauktā vēja klātbūtni ir Eta Carinae - viena no masīvākajām zvaigznēm, kāda jebkad novērota. Tās masa ir aptuveni 130 Saules masas, un tās spožums ir četrus miljonus reižu lielāks par Saules spožumu. Eta Carinae dažkārt var pārsniegt Eddingtona robežu. Pēdējo reizi tas varētu būt bijis 1840.-1860. gadā novērotais izvirdums. Tie sasniedza daudz lielākus masas zudumus, nekā parasti pieļauj zvaigžņu vēji.

Vēl viena teorija, kas izskaidro Eta Carinae masīvos izvirdumus, ir doma par dziļi izvietotu hidrodinamisku sprādzienu, kas atplēš zvaigznes ārējo slāņu daļas. Ideja ir tāda, ka zvaigznei, pat ja tās spožums ir mazāks par Eddingtona robežu, iekšējos slāņos būtu nepietiekama siltuma konvekcija, kā rezultātā rastos blīvuma inversija, kas varētu izraisīt masveida sprādzienu. Tomēr šī teorija nav īpaši izpētīta, un nav skaidrs, vai tas patiešām var notikt.

Lielā miglāja Karīnā, ap LBV Eta Carinae

Jautājumi un atbildes

J: Kas ir hiperģiganta zvaigzne?

J: Ar ko hiperģanti atšķiras no superģantiem?

J: Kāda ir lielākā zināmā zvaigzne hiperērgens?

J: Kas ir NML Cygni?

J: Kas ir UY Scuti?

J: Kāpēc hiperģiantiem ir īss mūžs?

J: Vai ir viegli atrast hiperģiantus?

Meklēt pēc burta