Estel hipergegant: diferència entre les revisions

Contingut suprimit Contingut afegit
m Corregit: 7. Al 1971 > 7. El 1971
m Corregit: límit, al [[1840 > límit, el [[1840
Línia 17:
Com la lluminositat dels estels s'incrementa enormement amb la massa, la lluminositat dels estels hipergegants està molt propera al [[límit d'Eddington]]. Això significa que el [[flux radioactiu]] que passa a través de la [[fotosfera]] d'una hipergegant podria fer prou fort com per a expulsar la fotosfera. Per sobre d'aquest límit, l'estel generaria tanta radiació que parts de les capes exteriors serien expulsades en esclats massius, intens [[vent solar]], que provocaria una pèrdua de massa significativa de l'estel.<ref>{{citar publicació| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AIPC..990..250V| títol = Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits |autor= A. J. van Marle|coautors = S. P. Owocki; N. J. Shaviv| any=2008| publicació = AIP Conference Proceedings| volum = 990 | pàgines= 250–253| doi = 10.1063/1.2905555}}{{en}}</ref> Per tant, són molt pocs els estels que superen aquest límit. Aquesta teoria, això no obstant, és el resultat de models teòrics.
 
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 conduït 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, alel [[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 fenomen deu funcionar independentment de la [[metal·licitat]]. De la mateixa manera, el vent estel·lar continu podria també contribuir a un límit de massa superior inclús per a les primeres generacions d'estels, tot just després del [[Big Bang]], que no contenien cap metall.