Estel hipergegant: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Robot substitueix 'fenòmen' per 'fenomen' |
|||
Línia 19:
Un possible estel que hipotèticament podria produir aquest fenomen és [[Eta Carinae|η Carinae]], un dels estels més massius i lluminosos mai observats. Encara que amb una massa de 130 masses solars i una lluminositat 4 vegades superior a la del Sol, es pensa que η Carinae pot superar el límit d'Eddington ocasionalment. <ref>"D'aquesta manera, si la pèrdua de massa d'aquestes erupcions succeeix via vent estel·lar, seria un vent super-Eddington conduit per una força de radiació contínua (opacitat de dispersió de l'electró) i no línies (Owocki, Gayley & Shaviv 2004, hereafter OGS; Belyanin 1999; Quinn & Paczynski 1985)."{{Citar publicació | nom = S. P. | cognom = Owocki | coautors = Allard Jan van Marle | títol = Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit | llibre = Proceedings IAU Symposium No. 250, 2008| editorial = Bresolin| editor-first = Fabio| editor2-last = Crowther | editor2-first = Paul Joachim Puls| editor3-last = Puls | editor3-first = Joachim| pages = | publicació = International Astronomical Union | any = 2008 | location = | arxiv = 0801.2519 | doi = 00.0000/X000000000000000X | id = | dataaccès = 2010-02-05}}{{en}}</ref> La darrera vegada que l'estel superà aquest límit, al [[1840]]-[[1860]], assolí una taxa de pèrdua de massa molt més gran que el que els models més estesos són incapaços d'explicar.<ref>{{cita publicació| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...616..525O| títol = A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass losss from stars above the Eddington limit |autor= S. P. Owocki|coautori = K. G. Gayley; N. J. Shaviv| any=2004| publicació = Astrophysical Journal| volum = 616| pàgines= 525–541| doi = 10.1086/424910}} {{en}}</ref>
Aquest tipus de vent estel·lar, a diferència del normals, no necessita de la presència d'àtoms metàl·lics en la [[fotosfera]]; aquest fet és important, ja que els estels més massius són també molt pobres en metalls, la qual cosa significa que el
Una altra teoria per explicar els esclats massius de η Carinae és la idea d'un esclat hidrodinàmic situat en profunditat, que expulsi les capes més externes de l'estel; la idea és que, inclús a lluminositats per sota del [[límit d'Eddington]], l'estel no tindria prou [[convecció|calor de convecció]] en les capes interiors causant una inversió de densitat que potencialment podria portar un violent esclat. No obstant, aquesta teoria no ha estat molt desenvolupada i no és segur que realment pogués succeir.<ref>{{citar publicació| bibcode=2006ApJ...645L..45S| títol = On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars |autor= N. Smith|coautors = S. P. Owocki| any=2006| publicació = Astrophysical Journal| volum = 645| issue = 1|pàgines = L45–L48| doi = 10.1086/506523|arxiv = astro-ph/0606174 }}{{en}}</ref>
|