Hüperhiiglased — definitsioon ja omadused universumi suurimatest tähtedest

Hüperhiiglased — avasta universumi suurimad tähed: definitsioon, omadused, UY Scuti ja NML Cygni, eluiga ning leidmise raskused.

Hüperhiiglane (heleduseklass 0) on väga suur ja ereda valgusega täht, millel on äärmiselt suur massi- ja energiahulk ning märgatav heledusega seotud massikaotus. Täpne definitsioon ei ole täielikult fikseeritud: mõnikord kasutatakse kriteeriumina kõrget absoluutset heleduseklassi (Ia+ / 0), teinekord suuri raadiusi ja iseloomulikku tugevate tuulte ning ebastabiilsuse kombinatsiooni.

Omadused ja mõõtühikud

• Suurus ja heleduse: hüperhiiglased on universumi suurimate tähtede hulgas ning nende absoluutne heleduse võib ulatuda 10^5–10^6 korda suuremaks kui Päike. Nad on tavaliselt suuremad kui tavapärased ülihiiglased.
• Raadius: mõõtmisel väljendatakse raadiusi sageli Päikese raadiotes. Näiteks mainitakse suureimat tuntud raadinaalist UY Scuti nimega objekti, mis on hinnanguliselt kuni ~1700 korda suurem kui Päike (läbimõõduga või raadiuse hinnangud varieeruvad sõltuvalt meetodist).
• Mass ja eluiga: hüperhiiglaste algmassid on tavaliselt väga suured (kümnetest kuni paarisajas Päikese massini sõltuvalt definitsioonist). Nende eluiga on väga lühike võrreldes mõõduka massiga tähtedega — sageli vaid mõne miljoni aasta jooksul (samal ajal kui Päikese eluiga on ligikaudu 10 miljardit aastat).
• Massikaotus ja tuul: nad kaotavad massi väga kiiresti tugeva rädiatsioonisurvest tingitud tuule ja episodiliste pursketega; massikaotus võib olla tüüpiliselt ~10^(-6)–10^(-3) M☉/aastas või isegi suurem perioodiliselt, mis mõjutab tähtede evolutsiooni ja hilisemaid lõppstaadiume (supernoova, tüüpi IIn jt).
• Temperatuur ja spektritüüp: hüperhiiglased võivad olla punased (külmemad, M-tüüpi), kollased (G–F tüüpi) või isegi sinised (kuumemad, O–B tüüpi), sõltuvalt evolutsioonilisest staadiumist. Paljud tuntud näited on punased või kollased hüperhiiglased, kellel on laiad ja muutuvad spektrijooned.

Evolutsioon ja lõppstaadium

Hüperhiiglased asuvad evolutsioonis väga lühikeses ja ebastabiilses faasis pärast kõrgemat massi põlemisfaasi. Nad lähevad tihti läbi episoodiliste massieralduste ja nähtavate eruptiivsete sündmuste, mis loovad ümbritseva tolmu- ja gaasikesta. Paljudel neist tähed võivad lõppeda rasketena supernoovana (sageli tüüp II või mõni erisort), jätta maha neutronitähe või musta augu.

Tuvastamise raskused ja ebatäpsused

• Hüperhiiglaste tuvastamine on keeruline tänu suurele kaugusele, tihedale ümbritsevale tolmule ning keerulisele atmosfäärile, mis muudab täpse raadiuse ja temperatuuri määramise raskeks.
• Paljude hiiglaslike tähtede raadiused sõltuvad sellest, millises lainepikkuses mõõtmist tehakse — näiteks infrapunas või nähtavas valguses nähtavad kihid võivad olla erineva kujuga ja ulatusega, seega r- või läbimõõdu hinnangud on sageli ebatäpsed.
• Hüperhiiglaste omadused võivad olla ajas muutuvad: pulseerimine, varjestused ja massieraldamine muudavad heleduse, spektri ja mõõdetud suuruse.
• Astronoomid kasutavad lisaks otsemõõtmistele ka radio- ja millimeetritel põhinevaid vaatlusi (maserid — OH, H2O, SiO), et uurida ümbritsevaid tuule- ja kestaehitisi.

Tuntud näited

Üks tihti tsiteeritud äärmuslik näide on UY Scuti, mis on hinnanguliselt erakordselt suur ja pulseeriv punane ülihiid — selle raadius on mõnede hinnangute järgi kuni ~1700 korda suurem kui Päike, kuid täpsus on piiratud ja mõnede uuringute kohaselt võivad väärtused olla väiksemad või suuremad sõltuvalt määramismeetodist. Teine näide on NML Cygni, mille raadius on ligikaudu 1650 Päikese raadiot (hinnanguline) ja mis on tuntud tugeva ümbritseva tolmukesta ning heleda infrapunasignaali poolest.

Miks hüperhiiglased on tähtsad

• Need tähed mängivad olulist rolli keemilises rikastamises: nende massikaotus ja lõpp-supernoovad paiskavad raskemaid keemilisi elemente ümbritsevasse kosmosesse.
• Nad annavad olulist infot tähtede massilise evolutsiooni, käitumise lähedal Eddingtoni piirile ja tugeva tuulega seotud protsesside kohta.
• Hüperhiiglased ja nende ümbritsev materjal mõjutavad ka galaktilist keskkonda, tähetekke piirkondi ja interstellaarsest ainest tekkivaid uute tähtede moodustisi.

Lõplikult tuleb meeles pidada, et hüperhiiglaste määratlus ja nende objektiivsed omadused on aktiivse uurimistöö teema: uued vaatlused (eriti infrapuna- ja raadiovaatlused) ning täpsemad kauguse- ja atmosfäärimudelid aitavad mõista nende tähtede tegelikku suurust, massi ja rolle universumis.

Spectrum

On kaks erirühma: helendavad sinised muutujad (LBV) ja kollased hüperhiiglased. Mõlemad tüübid on väga haruldased ja neid on Linnutee galaktikas vaid mõned üksikud. Nende haruldus tuleneb tõenäoliselt sellest, et mõlemad tüübid läbivad selle staadiumi üsna kiiresti.

Püstolitäht: LBV Püstolitähe ja Püstolisudu valevärviline pilt

Stabiilsus

Kuna tähtede heledus suureneb oluliselt koos massiga, on hüperhiiglaste heledus sageli väga lähedal Eddingtoni piirile. See on heledus, mille puhul tähe gravitatsioonijõud võrdub kiirgussurve väljapoole.

See tähendab, et hüperhiiglase fotosfääri läbiv kiirgusvoog võib olla peaaegu piisavalt tugev, et fotosfääri ära tõsta. Eddingtoni piirist kõrgemal tekitab täht nii palju kiirgust, et osad selle väliskihist paiskuvad massiivsete pursete käigus välja. See takistaks tähel tegelikult pikema aja jooksul suurema heledusega särada.

Hea kandidaat, kes võiks olla kontinuumi poolt juhitava tuule asukohaks, on Eta Carinae, üks kõige massiivsemaid tähti, mida on kunagi täheldatud. Selle mass on umbes 130 Päikese massi ja heledus neli miljonit korda suurem kui Päikesel. Eta Carinae võib aeg-ajalt ületada Eddingtoni piiri. Viimati võis täheldada purskeid aastatel 1840-1860. Need saavutasid palju suurema massikadu, kui tähtede tuuled tavaliselt lubavad.

Teine teooria Eta Carinae massiivsete pursete seletamiseks on idee sügaval asuvast hüdrodünaamilisest plahvatusest, mis lõhub ära osa tähe välimistest kihtidest. Idee on, et isegi Eddingtoni piirväärtusest väiksema heleduse korral ei ole täht sisemistes kihtides piisavalt soojuskonvektsiooni, mille tulemuseks on tiheduse inversioon, mis võib viia massiivse plahvatuseni. Seda teooriat ei ole siiski väga palju uuritud ja on ebaselge, kas see tõesti võib juhtuda.

Suur udukogu Carinas, mis ümbritseb LBV Eta Carinae't.

Küsimused ja vastused

K: Mis on hüperhiiglaslik täht?

K: Mille poolest erinevad hüperhiiglased ülihiiglastest?

K: Milline on suurim teadaolev hüperhiiglaslik täht?

K: Mis on NML Cygni?

K: Mis on UY Scuti?

K: Miks on hüperhiiglastel lühike eluiga?

K: Kas hüperhiiglasi on lihtne leida?

Otsing