Estel hipergegant: diferència entre les revisions

Els estels hipergegants, no s'han de confondre amb els estels [[Variable lluminosa blava|variables lluminosos blaus]]; un hipergegant s'anomena així a causa de la seva mida i índex de pèrdua de massa, mentre que els altres es pensa que són estels [[supergegant blava|supergegants blaus massius]] en una fase evolutiva de gran pèrdua de massa.

 

[[Fitxer:Sun and VY Canis Majoris.svg|thumb|300px|left|Comparació de la mida entre el [[Sol]] i [[VY Canis Majoris]], un estel hipergegant considerat el més gran conegut actualment.]]

La seva massa pot ser de fins a 100 vegades la massa del nostre [[Sol]], pròxima al límit màxim teòric, el qual estableix que la quantitat de massa en una estrella no pot excedir les 120 [[Massa solar|M _☉ (masses solars)]].

És molt poc el que es coneix sobre les hipergegants, doncs són extremadament rares. Fins fa poc només es coneixien 7 hipergegants en la [[Via Làctia]]. A més, poden variar en color: el blau usualment indica que l'estrella és molt calenta (en la seva superfície), mentre que el vermell indica que és més freda, també existeixen les grogues, però la inestabilitat que causen les temperatures moderades i les altes pressions en el seu interior fan que siguin més rares que les altres possibilitats.

 

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, no obstant, és el resultat de models teòrics.

 

 

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>

Al 1956, els astrònoms Feast i [[Thackeray]] usaren el terme super-supergegant (posteriorment canviat a hipergegant) per als estels amb una [[magnitud absoluta]] superior ''M''_V = −7. Al 1971, Keenan suggerí que el terme s'usés només pels estels supergegants que mostressin al menys 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 acutalment el més usats pels científics.<ref>{{citar publicació| bibcode=1998A&ARv...8..145D| títol = The yellow hypergiants |autor= C. de Jager| any=1998| publicació = Astronomy and Astrophysics Review| volum = 8| issue = 3| pàgines= 145–180| doi = 10.1007/s001590050009}}{{en}}</ref>

Seguint aquest darrer criteri, un estel hipergegant no necessàriament ha de ser més massiu que un supergegant. 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.

 

És interessant observar que els hipergegants grocs i vermells més brillants són d'una [[magnitud bolomètrica]] d'uns -9,5-el que equival a una lluminositat de 500.000 vegades la del [[Sol]] – no es coneix actualment-cap de brillantor superior. Les raons per les quals això succeeix encara s'ignoren.

 

* [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]]

 

{{Referències}}

{{estel}}

 

{{ORDENA:Estel Hipergegant}} <!--ORDENA generat per bot-->

[[Categoria:Tipus d'estrelles]]

 

[[ar:عملاق عظيم فائق]]

[[bg:Хипергигант]]