Hiper Raksasa

Diagram Hertzsprung–Russell

Tipe Spektrum

Katai cokelat

Katai putih

Katai merah

Subkatai

Deret utama
("katai")

Subraksasa

Bintang raksasa

Raksasa terang

Super raksasa

Hiper raksasa

Magnitudo
absolut
(M_V)

Perbandingan Pistol Star, Rho Cassiopeiae, Betelgeuse, dan VY Canis Majoris ditumpangkan pada garis besar Tata Surya. Setengah cincin biru yang berpusat di dekat tepi kiri mewakili orbit Neptunus, planet terluar Tata Surya.

Hypergiant ( kelas luminositas 0 atau Ia ⁺ ) adalah salah satu dari jenis bintang yang sangat langka yang biasanya menunjukkan luminositas luar biasa dan tingkat kehilangan massa yang sangat tinggi akibat angin bintang . Istilah hypergiant didefinisikan sebagai kelas luminositas 0 (nol) dalam sistem MKK. Namun, ini jarang terlihat dalam literatur atau dalam klasifikasi spektral yang diterbitkan, kecuali untuk kelompok spesifik yang didefinisikan dengan baik seperti Hyper Raksasa Kuning, RSG (supergiants merah), atau supergiants B (e) biru dengan spektrum emisi. Lebih umum, hypergiants digolongkan sebagai Ia-0 atau Ia ⁺, tetapi supergiants merah jarang diberi klasifikasi spektral ini. Para astronom tertarik pada bintang-bintang ini karena mereka berhubungan dengan pemahaman evolusi bintang, terutama dengan pembentukan bintang, stabilitas, dan kehancuran mereka sebagai supernova.

Asal dan definisi

Pada tahun 1956, para astronom Pesta dan Thackeray menggunakan istilah super-super-raksasa (kemudian berubah menjadi hypergiant) untuk bintang dengan magnitudo absolut lebih terang dari M _V = -7 (M _Bol akan lebih besar untuk bintang sangat dingin dan sangat panas, misalnya di paling sedikit −9.7 untuk B0 hyper raksasa). Pada tahun 1971, Keenan menyarankan bahwa istilah itu hanya akan digunakan untuk supergiant yang menunjukkan setidaknya satu komponen emisi luas dalam Hα, yang menunjukkan atmosfer bintang yang diperpanjang atau tingkat kehilangan massa yang relatif besar. Kriteria Keenan adalah kriteria yang paling umum digunakan oleh para ilmuwan saat ini.

Untuk diklasifikasikan sebagai hypergiant, bintang harus sangat bercahaya dan memiliki tanda tangan spektral yang menunjukkan ketidakstabilan atmosfer dan kehilangan massa yang tinggi. Karenanya adalah mungkin bagi bintang supergiant non-hypergiant untuk memiliki luminositas yang sama atau lebih tinggi sebagai hypergiant dari kelas spektral yang sama. Hypergiants diharapkan memiliki karakteristik pelebaran dan pergeseran merah dari garis spektral mereka, menghasilkan bentuk spektral khas yang dikenal sebagai profil P Cygni. Penggunaan garis emisi hidrogen tidak membantu untuk mendefinisikan hypergiants paling keren, dan ini sebagian besar diklasifikasikan oleh luminositas karena kehilangan massa hampir tidak terhindarkan untuk kelas.

Formasi

Bintang dengan massa awal di atas sekitar 25 M_☉ dengan cepat menjauh dari urutan utama dan meningkatkan luminositas menjadi supergiant biru. Mereka mendingin dan membesar pada luminositas yang konstan untuk menjadi supergiant merah, kemudian mengerut dan meningkat suhunya ketika lapisan-lapisan luar dihembuskan. Mereka mungkin "terpental" mundur dan maju mengeksekusi satu atau lebih "loop biru", masih pada luminositas yang cukup mantap, sampai mereka meledak sebagai supernova atau benar-benar melepaskan lapisan luar mereka untuk menjadi bintang Wolf-Rayet . Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 M_☉ terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer yang stabil sehingga mereka tidak pernah cukup dingin untuk menjadi supergiant merah. Bintang-bintang yang paling masif, terutama bintang yang berputar cepat dengan peningkatan konveksi dan pencampuran, dapat melompati langkah-langkah ini dan pindah langsung ke tahap Wolf-Rayet.

Ini berarti bahwa bintang-bintang di bagian atas diagram Hertzsprung-Russell tempat hypergiants ditemukan mungkin baru berevolusi dari urutan utama dan masih dengan massa tinggi, atau jauh lebih banyak bintang supergiant pasca-merah yang telah kehilangan sebagian besar massa awal mereka, dan benda-benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya. Bintang bermassa tinggi dengan proporsi hidrogen yang tersisa lebih stabil, sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa lebih rendah dan proporsi unsur berat yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi. Ini dianggap sebagai hypergiants, dekat batas Eddington dan kehilangan massa dengan cepat.

Hypergiants kuning dianggap bintang supergiant pasca merah yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya. Beberapa supergiant kuning massa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang hampir sama diketahui dan diperkirakan berevolusi menuju fase supergiant merah, tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan merupakan transisi yang cepat. Karena hypergiants kuning adalah bintang supergi pasca-merah, ada batas atas luminositasnya yang cukup sulit yaitu sekitar 500,000–750,000 L_☉ , tetapi hypergiants biru bisa jauh lebih bercahaya, terkadang beberapa juta L_☉

Hampir semua hypergiants menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan dalam interiornya, tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan yang berbeda di mana variabel biru bercahaya (LBV) dan hypergiants kuning ditemukan. Karena massa mereka yang tinggi, masa kehidupan seorang yang sangat hipergi sangat singkat dalam rentang waktu astronomi: hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 tahun.   miliar tahun untuk bintang-bintang seperti Matahari . Hypergiants hanya dibuat di area formasi bintang terbesar dan terpadat dan karena umurnya yang pendek, hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun luminositas ekstremnya yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi-galaksi tetangga. Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti LBV bisa sesingkat beberapa ribu tahun.

Stabilitas

Nebula besar di Carina, mengelilingi Eta Carinae

Karena luminositas bintang meningkat sangat besar dengan massa, luminositas hypergiants sering terletak sangat dekat dengan batas Eddington, yang merupakan luminositas di mana tekanan radiasi yang meluaskan bintang ke arah luar sama dengan gaya gravitasi bintang yang membuat bintang jatuh ke dalam. Ini berarti bahwa fluks radiasi yang melewati photosphere dari hypergiant mungkin hampir cukup kuat untuk mengangkat photosphere. Di atas batas Eddington, bintang itu akan menghasilkan begitu banyak radiasi sehingga bagian-bagian lapisan luarnya akan terlempar dalam ledakan besar; ini secara efektif akan membatasi bintang agar tidak bersinar pada luminositas yang lebih tinggi untuk periode yang lebih lama.

Calon yang baik untuk menampung angin yang didorong oleh kontinum adalah Eta Carinae, salah satu bintang paling masif yang pernah diamati. Dengan perkiraan massa sekitar 130 massa matahari dan luminositas empat juta kali Matahari, astrofisikawan berspekulasi bahwa Eta Carinae terkadang melebihi batas Eddington. Terakhir kali mungkin serangkaian ledakan yang diamati pada tahun 1840–1860, mencapai tingkat kehilangan massa jauh lebih tinggi dari pemahaman kita saat ini tentang apa yang akan dimungkinkan oleh angin bintang.

Berbeda dengan angin bintang yang digerakkan oleh garis (yaitu angin yang didorong dengan menyerap cahaya dari bintang dalam jumlah besar garis spektral sempit), mengemudi kontinum tidak memerlukan keberadaan atom "logam" atom selain hidrogen dan helium, yang memiliki beberapa garis seperti itu di fotosfer . Ini penting, karena sebagian besar bintang masif juga sangat miskin logam, yang berarti bahwa efeknya harus bekerja secara independen dari logam . Sejalan dengan alasan, mengemudi kontinum juga dapat berkontribusi pada batas massa atas bahkan untuk generasi pertama bintang setelah Big Bang, yang tidak mengandung logam sama sekali.

Teori lain untuk menjelaskan ledakan besar, misalnya, Eta Carinae adalah gagasan tentang ledakan hidrodinamik yang terletak dalam, meledakkan bagian-bagian dari lapisan luar bintang. Idenya adalah bahwa bintang, bahkan pada luminositas di bawah batas Eddington, akan memiliki konveksi panas yang tidak memadai di lapisan dalam, yang menghasilkan inversi kepadatan yang berpotensi menyebabkan ledakan besar. Namun, teorinya belum banyak dieksplorasi, dan tidak pasti apakah ini benar-benar dapat terjadi.

Teori lain yang diasosiasikan dengan bintang-bintang hypergiant adalah potensi untuk membentuk pseudo-photosphere, yaitu permukaan padat optik berbentuk bola yang sebenarnya dibentuk oleh angin bintang alih-alih menjadi permukaan bintang yang sebenarnya. Pseudo-photosphere seperti itu akan secara signifikan lebih dingin daripada permukaan yang lebih dalam di bawah angin padat yang bergerak keluar. Ini telah dihipotesiskan untuk menjelaskan LBV luminositas menengah "hilang" dan keberadaan hipergi kuning pada kira-kira luminositas yang sama dan suhu yang lebih dingin. Hypergiants kuning sebenarnya adalah LBV yang telah membentuk pseudo-photosphere dan tampaknya memiliki suhu yang lebih rendah.

Hubungan dengan Ofpe, WNL, LBV, dan bintang-bintang super raksasa lainnya

Gambar sekeliling VY Canis Majoris

Hypergiants adalah bintang berevolusi, luminositas tinggi, bermassa tinggi yang terjadi di wilayah HR diagram yang sama atau serupa dengan bintang dengan klasifikasi berbeda. Tidak selalu jelas apakah klasifikasi yang berbeda mewakili bintang dengan kondisi awal yang berbeda, bintang pada tahap yang berbeda dari jalur evolusi, atau hanya sebuah artefak dari pengamatan kita. Model-model astrofisika yang menjelaskan fenomena menunjukkan banyak bidang kesepakatan. Namun ada beberapa perbedaan yang tidak selalu membantu dalam membangun hubungan antara berbagai jenis bintang.

Meskipun sebagian besar bintang supergi kurang bercahaya daripada hypergiants pada suhu yang sama, beberapa jatuh dalam kisaran luminositas yang sama. Supergiants biasa dibandingkan dengan hypergiants sering kekurangan emisi hidrogen yang kuat yang garis spektralnya melebar menunjukkan kehilangan massa yang signifikan. Supergiant massa rendah yang berevolusi tidak kembali dari fase supergiant merah, baik meledak sebagai supernova atau meninggalkan kurcaci putih.

Variabel biru bercahaya adalah kelas bintang panas yang sangat terang yang menampilkan variasi spektral yang khas. Mereka sering berbaring di zona "tenang" dengan bintang yang lebih panas umumnya lebih bercahaya, tetapi secara berkala mengalami erupsi permukaan besar dan pindah ke zona sempit di mana bintang-bintang dari semua luminositas memiliki suhu yang kira-kira sama, sekitar 8.000 ribu. Zona "aktif" ini berada di dekat tepi panas dari "kekosongan" tidak stabil di mana hypergiants kuning ditemukan, dengan beberapa tumpang tindih. Tidak jelas apakah hypergiants kuning pernah berhasil melewati ketidakstabilan batal menjadi LBVs atau meledak sebagai supernova.

Hypergiants biru ditemukan di bagian yang sama dari diagram HR sebagai LBV tetapi tidak selalu menunjukkan variasi LBV. Beberapa tetapi tidak semua LBV menunjukkan karakteristik spektra hypergiant setidaknya beberapa waktu, tetapi banyak penulis akan mengecualikan semua LBV dari kelas hypergiant dan memperlakukan mereka secara terpisah. Hypergiants biru yang tidak menunjukkan karakteristik LBV mungkin adalah nenek moyang dari LBV, atau sebaliknya, atau keduanya. LBV massa yang lebih rendah mungkin merupakan tahap transisi ke atau dari hypergiants dingin atau jenis objek yang berbeda.

Bintang Wolf – Rayet adalah bintang yang sangat panas yang telah kehilangan banyak atau semua lapisan luarnya. WNL adalah istilah yang digunakan untuk bintang tahap akhir (yaitu pendingin) Wolf-Rayet dengan spektrum yang didominasi oleh nitrogen. Meskipun ini umumnya dianggap sebagai tahap yang dicapai oleh bintang-bintang hypergiant setelah kehilangan massa yang cukup, ada kemungkinan bahwa sekelompok kecil bintang WNL yang kaya hidrogen sebenarnya adalah nenek moyang dari hypergiants biru atau LBV. Ini adalah Ofpe yang terkait erat (spektrum tipe-O plus garis emisi H, He, dan N, dan kekhasan lainnya) dan WN9 (bintang Wolf-Rayet nitrogen paling keren) yang mungkin merupakan tahap perantara singkat antara bintang-bintang urutan utama bermassa tinggi dan hypergiants atau LBVs. LBV diam telah diamati dengan spektrum WNL dan bintang Ofpe / WNL yang jelas telah berubah untuk menunjukkan spektrum hypergiant biru. Laju rotasi yang tinggi menyebabkan bintang-bintang besar melepaskan atmosfer mereka dengan cepat dan mencegah peralihan dari sekuens utama ke supergiant, sehingga bintang-bintang ini langsung menjadi bintang Wolf-Rayet. Bintang Serigala Rayet, bintang garis miring, bintang garis miring keren (alias WN10 / 11), bintang Ofpe, Of ⁺, dan Of ^* tidak dianggap sebagai bintang besar. Meskipun bercahaya dan sering memiliki garis emisi yang kuat, mereka memiliki spektrum karakteristik sendiri.

Hyper Raksasa yang Diketahui

Hyper raksasa sulit dipelajari karena kelangkaannya. Banyak hyper raksasamemiliki spektrum yang sangat bervariasi, tetapi mereka dikelompokkan di sini ke dalam kelas spektral yang luas.

Variabel biru bercahaya

Beberapa variabel biru bercahaya diklasifikasikan sebagai hypergiants, selama setidaknya sebagian dari siklus variasinya:

• Eta Carinae, di dalam Nebula Carina ( NGC 3372 ) di rasi selatan Carina . Eta Carinae sangat masif, mungkin sebanyak 120 hingga 150 kali massa Matahari, dan empat hingga lima juta kali lebih bercahaya. Mungkin jenis objek yang berbeda dari LBV, atau ekstrem untuk LBV.
• P Cygni, di konstelasi utara Cygnus . Prototipe untuk karakteristik umum garis spektral LBV .
• S Doradus, di Awan Magellan Besar, di rasi bintang selatan Dorado . Variabel prototipe, LBV kadang-kadang masih disebut variabel S Doradus.
• Bintang Pistol (V4627 Sgr), dekat pusat Bimasakti, di rasi bintang Sagitarius . The Pistol Star mungkin sebanyak 150 kali lebih besar dari Matahari, dan sekitar 1,7 juta kali lebih bercahaya. Dianggap sebagai kandidat LBV, tetapi variabilitasnya belum dikonfirmasi.
• V4029 Sagittarii
• V905 Scorpii
• HD 6884, (R40 dalam SMC)
• HD 269700, (R116 di LMC)
• LBV 1806-20 di kluster 1806-20 di sisi lain Bimasakti.

Hyper raksasa biru

Bintang Hyper Raksasa dan piringan proto-planetnya yang proplyd dibandingkan dengan ukuran Tata Surya

• BP Crucis (Wray 977 or GX 301-2), binary with a pulsar companion.
• Cygnus OB2-12
• HD 32034 (R62 in LMC)
• HD 37974 (R126 in LMC)
• HD 80077, LBV candidate`
• HD 268835 (R66 in LMC)
• HD 269781 (in LMC)
• HD 269661 (R111 in LMC)
• HD 269604 (in LMC)
• HDE 269128 (R81 in LMC), LBV candidate, eclipsing binary system.
• HT Sagittae
• V430 Scuti
• V452 Scuti, LBV candidate
• V1429 Aquilae (= MWC 314), LBV candidate with a supergiant companion.
• V1768 Cygni
• V2140 Cygni
• V4030 Sagittarii
• Zeta¹ Scorpii

In Galactic Center Region:

• Star 13, type O, LBV candidate
• Star 18, type O, LBV candidate

In Westerlund 1:

• W5 (possible Wolf–Rayet)
• W7
• W13 (binary?)
• W33
• W42a

Hyper raksasa kuning

Bidang yang mengelilingi bintang hyper raksasa kuning HR 5171

• HD 7583 (R45 in SMC)
• HD 33579 (in LMC)
• HD 268757 (R59 in LMC)
• IRAS 17163-3907
• IRAS 18357-0604
• IRC+10420 (V1302 Aql)
• Rho Cassiopeiae
• V382 Carinae
• V509 Cassiopeiae
• V766 Centauri (HR 5171A)
• V1427 Aquilae
• Variable A (in M33)

In Westerlund 1:

• W4
• W8a
• W12a
• W16a
• W32
• W265

Hyper raksasa merah

Perbandingan ukuran antara diameter Matahari dan VY Canis Majoris, sebuah hypergiant yang merupakan salah satu bintang terbesar yang diketahui

Spektrum tipe M, bintang terbesar yang diketahui.

• NML Cygni
• RW Cephei
• S Persei
• VX Sagittarii
• VY Canis Majoris
• WOH G64
• Westerlund 1-26