Hipergigante

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

Enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

Una hipergigante ( clase de luminosidad 0 , Ia-0 o Ia ⁺ ) ^{[ 1 ]} es un tipo de estrella muy rara que tiene una luminosidad , masa, tamaño y pérdida de masa extremadamente altos debido a sus vientos estelares extremos . El término hipergigante se define como clase de luminosidad 0 (cero) en el sistema MKK . Sin embargo, esto rara vez se ve en la literatura o en clasificaciones espectrales publicadas, excepto para grupos específicos bien definidos como las hipergigantes amarillas , RSG ( supergigantes rojas ) o supergigantes B(e) azules con espectros de emisión. Más comúnmente, las hipergigantes se clasifican como Ia-0 o Ia ⁺ , pero a las supergigantes rojas rara vez se les asignan estas clasificaciones espectrales. Los astrónomos están interesados ​​en estas estrellas porque se relacionan con la comprensión de la evolución estelar, especialmente la formación estelar, la estabilidad y su muerte esperada como supernovas o hipernovas (para hipergigantes de 30-40 masas solares ). Entre los ejemplos más notables de hipergigantes se encuentran la Estrella Pistola , una hipergigante azul situada cerca del centro galáctico y una de las estrellas más luminosas conocidas ; Rho Cassiopeiae , una hipergigante amarilla que es una de las más brillantes a simple vista; y Mu Cephei (Estrella Granate), una de las estrellas más grandes y brillantes conocidas.

En 1956, los astrónomos Feast y Thackeray utilizaron el término supersupergigante (posteriormente cambiado a hipergigante) para estrellas con una magnitud absoluta más brillante que M _V = −7 ( M _Bol será mayor para estrellas muy frías y muy calientes, por ejemplo, al menos −9,7 para una hipergigante B0). En 1971, Keenan sugirió que el término se utilizaría solo para supergigantes que mostraran al menos un componente de emisión amplio en Hα , lo que indica una atmósfera estelar extendida o una tasa de pérdida de masa relativamente grande. El criterio de Keenan es el más comúnmente utilizado por los científicos hoy en día; ^{[ 2 ]} por lo tanto, es posible que una estrella supergigante tenga una luminosidad mayor que una hipergigante de la misma clase espectral.

Se espera que las hipergigantes presenten un ensanchamiento y desplazamiento al rojo característicos de sus líneas espectrales, lo que produce una forma espectral distintiva conocida como perfil P Cygni . El uso de las líneas de emisión de hidrógeno no resulta útil para definir las hipergigantes más frías, y estas se clasifican principalmente por luminosidad, ya que la pérdida de masa es casi inevitable para esta clase.

Las estrellas con una masa inicial superior a unas ₂₅ M☉ se alejan rápidamente de la secuencia principal y aumentan ligeramente su luminosidad para convertirse en supergigantes azules. Se enfrían y se expanden con una luminosidad aproximadamente constante para convertirse en supergigantes rojas, luego se contraen y aumentan de temperatura a medida que las capas exteriores se desprenden. Pueden "rebotar" hacia adelante y hacia atrás ejecutando uno o más "bucles azules", aún con una luminosidad bastante constante, hasta que explotan como supernovas , hipernovas o se desprenden por completo de sus capas exteriores para convertirse en estrellas Wolf-Rayet . Las estrellas con una masa inicial superior a unas ₄₀ M☉ son simplemente demasiado luminosas para desarrollar una atmósfera extendida estable, por lo que nunca se enfrían lo suficiente como para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas más masivas , especialmente las estrellas de rotación rápida con convección y mezcla intensificadas, pueden saltarse estos pasos y pasar directamente a la etapa Wolf-Rayet.  

Esto significa que las estrellas en la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell, donde se encuentran las hipergigantes, pueden ser estrellas recién evolucionadas de la secuencia principal y aún con alta masa, o estrellas post-supergigantes rojas mucho más evolucionadas que han perdido una fracción significativa de su masa inicial, y estos objetos no se pueden distinguir simplemente en función de su luminosidad y temperatura. Las estrellas de alta masa con una alta proporción de hidrógeno remanente son más estables, mientras que las estrellas más antiguas con masas menores y una mayor proporción de elementos pesados ​​tienen atmósferas menos estables debido al aumento de la presión de radiación y la disminución de la atracción gravitatoria. Se cree que estas son las hipergigantes, cercanas al límite de Eddington y que pierden masa rápidamente.

Se cree que las hipergigantes amarillas son generalmente estrellas post-supergigantes rojas que ya han perdido la mayor parte de sus atmósferas e hidrógeno. Se conocen algunas supergigantes amarillas de alta masa más estables con aproximadamente la misma luminosidad y se cree que están evolucionando hacia la fase de supergigante roja, pero estas son raras ya que se espera que sea una transición rápida. Debido a que las hipergigantes amarillas son estrellas post-supergigantes rojas, hay un límite superior bastante estricto para su luminosidad en alrededor de 500 000–750 000 L☉ , pero _las hipergigantes azules pueden ser mucho más luminosas, a veces varios millones _de L☉ . 

Casi todas las hipergigantes presentan variaciones de luminosidad a lo largo del tiempo debido a inestabilidades en su interior, pero estas son pequeñas, excepto en dos regiones de inestabilidad distintas donde se encuentran variables azules luminosas (VBL) e hipergigantes amarillas . Debido a su gran masa, la vida útil de una hipergigante es muy corta en escalas de tiempo astronómicas: solo unos pocos millones de años en comparación con los aproximadamente 10  mil millones de años de estrellas como el Sol . Las hipergigantes solo se crean en las áreas de formación estelar más grandes y densas, y debido a su corta vida, solo se conoce un pequeño número a pesar de su extrema luminosidad que permite identificarlas incluso en galaxias vecinas. El tiempo que pasan en algunas fases, como las VBL, puede ser de tan solo unos pocos miles de años. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Dado que la luminosidad de las estrellas aumenta considerablemente con la masa, la luminosidad de las hipergigantes suele estar muy cerca del límite de Eddington , que es la luminosidad en la que la presión de radiación que expande la estrella hacia afuera iguala la fuerza de su gravedad que la colapsa hacia adentro. Esto significa que el flujo radiativo que atraviesa la fotosfera de una hipergigante puede ser casi lo suficientemente fuerte como para desprenderla. Por encima del límite de Eddington, la estrella generaría tanta radiación que partes de sus capas exteriores serían expulsadas en explosiones masivas; esto, en la práctica, impediría que la estrella brillara con mayor luminosidad durante períodos más prolongados.

Un buen candidato para albergar un viento impulsado por el continuo es Eta Carinae , una de las estrellas más masivas jamás observadas. Con una masa estimada de alrededor de 130 masas solares y una luminosidad cuatro millones de veces mayor que la del Sol , los astrofísicos especulan que Eta Carinae podría superar ocasionalmente el límite de Eddington . ^{[ 5 ]} La última vez podría haber sido una serie de erupciones observadas entre 1840 y 1860, que alcanzaron tasas de pérdida de masa mucho mayores de lo que nuestra comprensión actual de lo que permitirían los vientos estelares. ^{[ 6 ]}

A diferencia de los vientos estelares impulsados ​​por líneas (es decir, aquellos impulsados ​​por la absorción de luz de la estrella en un gran número de líneas espectrales estrechas ), el impulso continuo no requiere la presencia de átomos "metálicos" —átomos distintos del hidrógeno y el helio , que tienen pocas líneas de este tipo— en la fotosfera . Esto es importante, ya que la mayoría de las estrellas masivas también son muy pobres en metales, lo que significa que el efecto debe funcionar independientemente de la metalicidad . Siguiendo el mismo razonamiento, el impulso continuo también puede contribuir a un límite superior de masa incluso para la primera generación de estrellas inmediatamente posterior al Big Bang , que no contenía ningún metal.  

Otra hipótesis para explicar los estallidos masivos de, por ejemplo, Eta Carinae , es la idea de una explosión hidrodinámica profunda que expulsa partes de las capas exteriores de la estrella. La idea es que la estrella, incluso con luminosidades por debajo del límite de Eddington , tendría una convección de calor insuficiente en las capas internas, lo que resultaría en una inversión de densidad que podría conducir a una explosión masiva. Sin embargo, esta hipótesis no se ha explorado mucho y no se sabe con certeza si esto realmente puede ocurrir. ^{[ 7 ]}

Otra hipótesis asociada a las estrellas hipergigantes es la posibilidad de que formen una pseudofotosfera, es decir, una superficie esférica ópticamente densa formada por el viento estelar en lugar de ser la verdadera superficie de la estrella. Dicha pseudofotosfera sería significativamente más fría que la superficie más profunda situada bajo el denso viento que se desplaza hacia afuera. Se ha planteado la hipótesis de que esto explica la "ausencia" de LBV de luminosidad intermedia y la presencia de hipergigantes amarillas con aproximadamente la misma luminosidad y temperaturas más frías. Las hipergigantes amarillas son en realidad las LBV que han formado una pseudofotosfera y, por lo tanto, aparentemente tienen una temperatura más baja. ^{[ 8 ]}

Las hipergigantes son estrellas evolucionadas, de alta luminosidad y gran masa, que se encuentran en regiones iguales o similares del diagrama de Hertzsprung-Russell que algunas estrellas con clasificaciones diferentes. No siempre está claro si las distintas clasificaciones representan estrellas con condiciones iniciales diferentes, estrellas en distintas etapas de su trayectoria evolutiva, o si se trata simplemente de un artefacto de nuestras observaciones. Los modelos astrofísicos que explican el fenómeno ^{[ 9 ] [ 10 ]} muestran muchas áreas de concordancia. Sin embargo, existen algunas distinciones que no necesariamente ayudan a establecer relaciones entre los distintos tipos de estrellas.

Aunque la mayoría de las estrellas supergigantes son menos luminosas que las hipergigantes de temperatura similar, algunas se encuentran dentro del mismo rango de luminosidad. ^{[ 11 ]} Las supergigantes ordinarias, en comparación con las hipergigantes, a menudo carecen de las fuertes emisiones de hidrógeno cuyas líneas espectrales ensanchadas indican una pérdida de masa significativa. Las supergigantes evolucionadas de menor masa no regresan de la fase de supergigante roja, ya sea explotando como supernovas o dejando tras de sí una enana blanca.

Las variables azules luminosas son una clase de estrellas calientes muy luminosas que muestran una variación espectral característica. Suelen encontrarse en una zona "quieta", donde las estrellas más calientes generalmente son más luminosas, pero periódicamente experimentan grandes erupciones superficiales y se mueven a una zona estrecha donde las estrellas de todas las luminosidades tienen aproximadamente la misma temperatura, alrededor de 8000 K (13 940 °F; 7730 °C) . ^{[ 12 ]} Esta zona "activa" está cerca del borde caliente del "vacío" inestable donde se encuentran las hipergigantes amarillas , con cierta superposición. No está claro si las hipergigantes amarillas logran alguna vez atravesar el vacío de inestabilidad para convertirse en variables azules luminosas o explotar como una supernova. ^{[ 13 ] [ 14 ]}   

Las hipergigantes azules se encuentran en las mismas partes del diagrama HR que las LBV, pero no necesariamente muestran las variaciones de las LBV. Algunas, pero no todas, las LBV muestran las características de los espectros de hipergigantes al menos en algún momento, ^{[ 15 ] [ 16 ]} pero muchos autores excluirían a todas las LBV de la clase de hipergigantes y las tratarían por separado. ^{[ 17 ]} Las hipergigantes azules que no muestran características de LBV pueden ser progenitoras de LBV, o viceversa, o ambas. ^{[ 18 ]} Las LBV de menor masa pueden ser una etapa de transición hacia o desde hipergigantes frías o ser un tipo diferente de objeto. ^{[ 18 ] [ 19 ]}

Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas extremadamente calientes que han perdido gran parte o la totalidad de sus capas exteriores. WNL es un término utilizado para las estrellas Wolf-Rayet en etapa tardía (es decir, más frías) con espectros dominados por nitrógeno. Aunque generalmente se piensa que esta es la etapa alcanzada por las estrellas hipergigantes después de una pérdida de masa suficiente, es posible que un pequeño grupo de estrellas WNL ricas en hidrógeno sean en realidad progenitoras de hipergigantes azules o LBV. Estas son las estrechamente relacionadas Ofpe (espectros de tipo O más líneas de emisión de H, He y N, y otras peculiaridades) y WN9 (las estrellas Wolf-Rayet de nitrógeno más frías), que pueden ser una breve etapa intermedia entre las estrellas de secuencia principal de alta masa y las hipergigantes o LBV. Se han observado LBV quiescentes con espectros WNL y estrellas Ofpe/WNL aparentes han cambiado para mostrar espectros de hipergigantes azules. Las altas tasas de rotación hacen que las estrellas masivas se desprendan rápidamente de sus atmósferas e impiden el paso de la secuencia principal a la supergigante, por lo que estas se convierten directamente en estrellas Wolf-Rayet. Las estrellas Wolf-Rayet, las estrellas slash, las estrellas slash frías (también conocidas como WN10/11), las estrellas Ofpe, Of ⁺ y Of ^* no se consideran hipergigantes. Aunque son luminosas y a menudo tienen fuertes líneas de emisión, poseen espectros característicos propios. ^{[ 20 ]}

Las hipergigantes son difíciles de estudiar debido a su rareza. Muchas hipergigantes tienen espectros muy variables, pero aquí se agrupan en amplias clases espectrales.

hipergigantes azules

Generalmente de clase B, ocasionalmente O tardía o A temprana:

• 2dFS 3235 ^{[ 24 ]}
• AzV 2 ^{[ 24 ]}
• AzV 65 ^{[ 24 ]}
• AzV 76 ^{[ 24 ]}
• AzV 78 ^{[ 24 ]}
• AzV 367 ^{[ 24 ]}
• Barbá 2 -2 ^{[ 25 ]}
• BP Crucis (Wray 977 o GX 301-2), binaria con un púlsar compañero. ^{[ 26 ]}
• Cygnus OB2-12 ^{[ 26 ] [ a ]}
• HD 5291 (Sk 56) ^{[ 24 ]}
• HD 32034 ^{[ 27 ]} (R62 en LMC)
• HD 37974 ^{[ 28 ]} (R126 en LMC)
• HD 80077 , candidato a LBV ^{[ 26 ]} `
• HD 268835 (R66 en LMC)
• HD 269781 ^{[ 27 ]} (en LMC)
• HD 269661 ^{[ 27 ]} (R111 en LMC)
• HD 269604 ^{[ 27 ]} (en LMC)
• HDE 269128 (R81 en LMC), candidato a LBV, sistema binario eclipsante. ^{[ 29 ]}
• HD 269896 ^{[ 24 ]}
• HT Sagittae ^{[ 26 ]}
• M33 OB21 108 ^{[ 24 ]}
• MAC 1-277 ^{[ 24 ]}
• V430 Scuti ^{[ 26 ]}
• V452 Scuti , candidato LBV ^{[ 30 ]}
• V1429 Aquilae (= MWC 314), candidato a LBV con un compañero supergigante.
• V1768 Cygni ^{[ 26 ]}
• V2140 Cygni ^{[ 26 ]}
• V4030 Sagitario
• 6 Casiopeas
• Zeta¹ Escorpión ^{[ b ]}

En la región del centro galáctico: ^{[ 31 ]}

• Estrella 13 , tipo O, candidato a LBV
• Estrella 18 , tipo O, candidato a LBV

En Westerlund 1 : ^{[ 32 ]}

• W5 (posible Wolf-Rayet) ^{[ 24 ]}
• W7
• W13 (¿binario?)
• W16a ^{[ 24 ]}
• W27 ^{[ 24 ]}
• W30 ^{[ 24 ]}
• W33
• W42a

hipergigantes naranjas

Las hipergigantes naranjas son hipergigantes con una clase espectral K. Se pueden clasificar como el extremo más frío de las estrellas hipergigantes amarillas .

• HR 5171 A (V766 Cen A)
• MG 73-59 (en LMC) ^{[ 41 ]}
• RSGC1-F13 ^{[ 41 ]}
• RW Cephei
• Sk-69-148 (en LMC) ^{[ 41 ]}
• Stephenson 2 DFK 49 ^{[ 41 ]}
• V915 Escorpión

hipergigantes rojas

Espectros de tipo M, las estrellas más grandes conocidas por radio. Las clases de luminosidad hipergigantes rara vez se aplican a las supergigantes rojas. Sin embargo, el término hipergigante roja se usa a veces para las supergigantes rojas más extensas e inestables, con radios del orden de 1000 a 2000 R☉ _. 

• Mu Cephei ^{[ 42 ] [ 24 ]}
• VV Cephei A ^{[ 43 ]}
• WOH G64 A ^{[ 41 ]} (en LMC) - potencialmente la estrella más grande conocida en la Gran Nube de Magallanes y posiblemente la más grande conocida en general ^{[ 44 ] [ 45 ]}
• NML Cygni ^{[ 46 ]}
• S Persei ^{[ 46 ]}
• VY Canis Majoris ^{[ 47 ] [ 46 ] [ 24 ]} - potencialmente la estrella más grande conocida en la Vía Láctea ^{[ 48 ]}
• VX Sagittarii ^{[ 49 ]}
• KY Cygni ^{[ 36 ]}
• BC Cygni ^{[ 36 ]}
• BI Cygni ^{[ 36 ]}
• RW Cygni ^{[ 36 ]}
• NR Vulpeculae ^{[ 36 ]}
• CK Carinae ^{[ 36 ]}
• V1749 Cygni ^{[ 36 ]}
• PZ Cassiopeiae ^{[ 50 ]}
• HD 143183 ^{[ 36 ]}
• RT Carinae ^{[ 24 ]}
• UY Scuti ^{[ 51 ]}
• V602 Carinae ^{[ 21 ] [ 24 ]}
• KW Sagittarii ^{[ 41 ]}
• AH Escorpión ^{[ 41 ]}
• MI Cefeo ^{[ 41 ]}
• Stephenson 2 DFK 1 ^{[ 52 ] [ e ]}
• Westerlund 1 W26 ^{[ 53 ] [ 54 ]}

• Listas de objetos astronómicos
• Hipernova
• Lista de hipergigantes más cercanas