Estel hipergegant: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
Cap resum de modificació |
Robot estandarditza i catalanitza referències, catalanitza dates i fa altres canvis menors |
||
Línia 15:
== Estabilitat ==
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>{{
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)."{{
Aquest tipus de vent estel·lar, a diferència del normals, no necessita 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.
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. Això no obstant, aquesta teoria no ha estat molt desenvolupada i no és segur que realment pogués succeir.<ref>{{
== Història ==
El 1956, els astrònoms Feast i [[Thackeray]] usaren el terme supersupergegant (posteriorment canviat a hipergegant) per als estels amb una [[magnitud absoluta]] superior ''M''<sub>V</sub> = −7. El 1971, Keenan suggerí que el terme s'usés només pels estels supergegants que mostressin almenys un component d'emissió en [[H-alfa|Hα]] ampli, que indica una atmosfera estel·lar estesa o un relativament gran índex de pèrdua de massa. El criteri de Keenan criterion és actualment el més usats pels científics.<ref>{{
Seguint aquest darrer criteri, un estel hipergegant no necessàriament ha de ser més massiu que un supergegant. Això no obstant, la major part dels estels massius es consideren hipergegants, i poden tenir masses que varien entre els 100–265 masses solars. El nom d'''hipergegant'' s'usa comunament com un terme força ampli per anomenar aquests estels més massius, tot i que hi ha definicions molt més precises.
|