Gelber Hyperriese - Yellow hypergiant

Intrinsische Variablentypen im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das die gelben Hyperriesen über dem Cepheiden- Instabilitätsstreifen zeigt (dh leuchtender als)

Ein gelber Hyperriese ( YHG ) ist ein massereicher Stern mit einer ausgedehnten Atmosphäre , einer Spektralklasse von A bis K, und hat, beginnend mit einer Anfangsmasse von etwa 20–60 Sonnenmassen , bis zur Hälfte dieser Masse verloren. Sie gehören mit einer absoluten Helligkeit (M _V ) um -9 zu den visuell hellsten Sternen, aber auch zu den seltensten, da nur 15 in der Milchstraße und sechs davon in nur einem einzigen Sternhaufen bekannt sind . Sie werden manchmal als kühle Hyperriesen im Vergleich zu O- und B-Typ-Sternen und manchmal als warme Hyperriesen im Vergleich zu roten Überriesen bezeichnet .

Einstufung

Der Begriff "Hyperriese" wurde bereits 1929 verwendet, jedoch nicht für die derzeit als Hyperriesen bezeichneten Sterne. Hyperriesen werden durch ihre Helligkeitsklasse '0' definiert und haben eine höhere Leuchtkraft als die hellsten Überriesen der Klasse Ia, obwohl sie bis Ende der 1970er Jahre nicht als Hyperriesen bezeichnet wurden. Ein weiteres Kriterium für Hyperriesen wurde 1979 auch für einige andere sehr leuchtende, masseverlustende heiße Sterne vorgeschlagen, aber nicht auf kühlere Sterne angewendet. 1991 war Rho Cassiopeiae der erste, der als gelber Hyperriese beschrieben wurde und wahrscheinlich während der Diskussionen bei der Solarphysik und Astrophysik beim interferometrischen Auflösungsworkshop im Jahr 1992 als neue Klasse von leuchtenden Sternen gruppiert wurde .

Die Definitionen des Begriffs Hyperriese bleiben vage, und obwohl die Leuchtkraftklasse 0 für Hyperriesen gilt, werden sie häufiger mit den alternativen Leuchtkraftklassen Ia-0 und Ia ^{+ bezeichnet} . Ihre große stellare Leuchtkraft wird aus verschiedenen spektralen Merkmalen bestimmt, die auf die Oberflächengravitation empfindlich sind, wie etwa Hβ-Linienbreiten in heißen Sternen oder eine starke Balmer-Diskontinuität in kühleren Sternen. Eine geringere Oberflächengravitation weist oft auf größere Sterne und damit auf eine höhere Leuchtkraft hin. In kühleren Sternen kann die Stärke der beobachteten Sauerstofflinien wie OI bei 777,4 nm verwendet werden, um direkt gegen die stellare Leuchtkraft zu kalibrieren.

Eine astrophysikalische Methode zur definitiven Identifizierung gelber Hyperriesen ist das sogenannte Keenan-Smolinski- Kriterium. Hier sollten alle Absorptionslinien stark verbreitert sein, über die von hellen Überriesensternen erwarteten hinaus , und auch starke Anzeichen für einen signifikanten Massenverlust zeigen. Weiterhin sollte noch mindestens eine verbreiterte Hα- Komponente vorhanden sein. Sie können auch sehr komplexe Hα-Profile aufweisen, typischerweise mit starken Emissionslinien kombiniert mit Absorptionslinien.

Die Terminologie der gelben Hyperriesen wird weiter verkompliziert, indem sie je nach Kontext entweder als kühle Hyperriesen oder warme Hyperriesen bezeichnet werden. Kühle Hyperriesen bezieht sich auf alle ausreichend leuchtenden und instabilen Sterne, die kühler als blaue Hyperriesen und LBVs sind , einschließlich der gelben und roten Hyperriesen. Der Begriff warme Hyperriesen wurde für stark leuchtende Sterne der Klassen A und F in M31 und M33 verwendet, die keine LBVs sind, sowie allgemeiner für gelbe Hyperriesen.

Eigenschaften

Visuelle Lichtkurve für ρ Cassiopeiae von 1933 bis 2015

Gelbe Hyperriesen besetzen eine Region des Hertzsprung-Russell-Diagramms über dem Instabilitätsstreifen , eine Region, in der relativ wenige Sterne gefunden werden und diese Sterne im Allgemeinen instabil sind. Die Spektral- und Temperaturbereiche betragen ungefähr A0-K2 bzw. 4.000-8.000K. Das Gebiet wird auf der Hochtemperaturseite durch die Gelbe Evolutionäre Leere begrenzt, in der Sterne dieser Leuchtkraft extrem instabil werden und einen starken Massenverlust erleiden. Die „Gelbe evolutionäre Leere“ trennt gelbe Hyperriesen von leuchtend blauen Variablen, obwohl gelbe Hyperriesen in ihrer heißesten und leuchtendsten blauen Variablen in ihrer kältesten Form ungefähr die gleiche Temperatur nahe 8.000 K haben können. An der unteren Temperaturgrenze sind gelbe Hyperriesen und rote Überriesen nicht klar getrennt; RW Cephei (ungefähr 4.000 K, 295.000 L _☉ ) ist ein Beispiel für einen Stern, der Eigenschaften von gelben Hyperriesen und roten Überriesen teilt.

Gelbe Hyperriesen haben einen relativ schmalen Leuchtkraftbereich oberhalb von 200.000 L _☉ (zB V382 Carinae bei 212.000 L _☉ ) und unterhalb der Humphrey-Davidson-Grenze bei etwa 600.000 L _☉ . Mit ihrem Spitzenwert in der Mitte des visuellen Bereichs sind dies die visuell hellsten Sterne, die mit absoluten Helligkeiten um -9 oder -9,5 bekannt sind.

Sie sind groß und etwas instabil, mit sehr geringer Oberflächenschwerkraft. Wo gelbe Überriesen Oberflächengravitationen (log g) unter etwa 2 haben, haben die gelben Überriesen log g um Null. Außerdem pulsieren sie unregelmäßig und erzeugen kleine Temperatur- und Helligkeitsschwankungen. Dies führt zu sehr hohen Massenverlustraten und Nebelbildung ist um die Sterne herum üblich. Gelegentliche größere Ausbrüche können die Sterne vorübergehend verdunkeln.

Gelbe Hyperriesen bilden sich aus massereichen Sternen, nachdem sie sich von der Hauptreihe entfernt haben. Die meisten beobachteten gelben Hyperriesen haben eine Phase des roten Überriesen durchlaufen und entwickeln sich wieder in Richtung höherer Temperaturen, aber einige sind in dem kurzen ersten Übergang von der Hauptreihe zum roten Überriesen zu sehen. Riesen mit einer Anfangsmasse von weniger als 20 M _☉ wird , während immer noch rot Riesen als Supernova explodieren, während Sterne massiver als etwa 60 M _☉ nie über blauen Überriesen Temperaturen abzukühlen. Die genauen Massenbereiche hängen von Metallizität und Rotation ab. Gelbe Überriesen, die sich zum ersten Mal abkühlen, können massereiche Sterne von bis zu 60 M _☉ oder mehr sein, aber nachrote Überriesensterne werden etwa die Hälfte ihrer ursprünglichen Masse verloren haben.

Chemisch zeigen die meisten gelben Hyperriesen eine starke Oberflächenverstärkung von Stickstoff und auch von Natrium und einigen anderen schweren Elementen . Kohlenstoff und Sauerstoff werden abgereichert, während Helium erhöht wird, wie es für einen Post-Hauptreihenstern zu erwarten ist.

Evolution

Gelbe Hyperriesen haben sich eindeutig außerhalb der Hauptreihe entwickelt und haben so den Wasserstoff in ihren Kernen aufgebraucht. Es wird postuliert, dass sich die Mehrheit der gelben Überriesen nachblau entwickelt, während sich stabilere und weniger leuchtende gelbe Überriesen wahrscheinlich zum ersten Mal zu roten Überriesen entwickeln. Es gibt starke Hinweise auf chemische und Oberflächengravitation, dass sich der hellste der gelben Überriesen, HD 33579 , derzeit von einem blauen Überriesen zu einem roten Überriesen ausdehnt.

Diese Sterne sind doppelt selten, weil sie sehr massereiche, anfangs heiße Hauptreihensterne vom Typ O sind, die mehr als 15-mal so massereich sind wie die Sonne, aber auch, weil sie nur wenige tausend Jahre in der instabilen gelben Leerphase ihres Lebens verbringen . Tatsächlich ist es schwierig, selbst die geringe Anzahl beobachteter gelber Überriesen im Vergleich zu roten Überriesen vergleichbarer Leuchtkraft aus einfachen Modellen der Sternentwicklung zu erklären. Die leuchtendsten roten Überriesen können mehrere "blaue Schleifen" ausführen, die einen Großteil ihrer Atmosphäre verschütten, aber ohne jemals das Stadium der blauen Überriesen zu erreichen, wobei jeder höchstens einige Jahrzehnte dauert. Umgekehrt können einige scheinbar gelbe Hyperriesen heißere Sterne sein, wie die "fehlenden" LBVs, die in einer kühlen Pseudo-Photosphäre maskiert sind.

Jüngste Entdeckungen von Supernova-Vorläufern des blauen Superriesen haben auch die Frage aufgeworfen, ob Sterne direkt aus dem Stadium des gelben Hyperriesen explodieren könnten. Eine Handvoll möglicher gelber Überriesen-Supernova-Vorläufer wurden entdeckt, aber sie scheinen alle von relativ geringer Masse und Leuchtkraft zu sein, keine Hyperriesen. SN 2013cu ist eine Supernova vom Typ IIb, deren Vorläufer direkt und eindeutig beobachtet wurde. Es war ein entwickelter Stern um 8.000 K, der einen extremen Massenverlust von mit Helium und Stickstoff angereichertem Material zeigte. Obwohl die Leuchtkraft nicht bekannt ist, hätte nur ein gelber Hyperriese oder eine leuchtende blaue Variable im Ausbruch diese Eigenschaften.

Moderne Modelle legen nahe, dass Sterne mit einem bestimmten Massen- und Rotationsratenbereich als Supernovae explodieren können, ohne jemals wieder blaue Überriesen zu werden, aber viele werden schließlich direkt durch die gelbe Leere hindurchgehen und zu massearmen leuchtenden blauen Variablen mit geringer Leuchtkraft und möglicherweise Wolf- Rayet-Stars danach. Insbesondere massereichere Sterne und solche mit höheren Massenverlustraten aufgrund von Rotation oder hoher Metallizität werden sich über das gelbe Hyperriesenstadium hinaus zu heißeren Temperaturen entwickeln, bevor sie den Kernkollaps erreichen.

Struktur

IRAS 17163-3907 ist ein gelber Hyperriese, der deutlich das ausgestoßene Material zeigt, das wahrscheinlich alle gelben Hyperriesen umgibt.

Nach den aktuellen physikalischen Sternenmodellen sollte ein gelber Hyperriese einen konvektiven Kern besitzen, der von einer Strahlungszone umgeben ist, im Gegensatz zu einem sonnengroßen Stern, der aus einem Strahlungskern besteht, der von einer konvektiven Zone umgeben ist . Aufgrund ihrer extremen Leuchtkraft und inneren Struktur erleiden gelbe Hyperriesen hohe Massenverlustraten und sind im Allgemeinen von Hüllen aus ausgestoßenem Material umgeben. Ein Beispiel für die Nebel, die entstehen können, ist IRAS 17163-3907 , bekannt als das Spiegelei, das in nur wenigen hundert Jahren mehrere Sonnenmassen an Material ausgestoßen hat.

Der gelbe Hyperriese ist eine erwartete Entwicklungsphase, da sich die leuchtendsten roten Überriesen nach blau entwickeln, aber sie können auch eine andere Art von Stern darstellen. LBVs haben während der Eruption so dichte Winde, dass sie eine Pseudo-Photosphäre bilden, die als größerer kühlerer Stern erscheint, obwohl der darunterliegende blaue Überriese weitgehend unverändert ist. Es wird beobachtet, dass diese einen sehr engen Temperaturbereich um 8.000 K haben. Beim Bistabilitätssprung, der um 21.000 K auftritt, werden blaue Superriesenwinde um ein Vielfaches dichter und könnten zu einer noch kühleren Pseudo-Photosphäre führen. Keine LBVs werden direkt unterhalb der Leuchtkraft beobachtet, wo der Bistabilitätssprung den S-Doradus-Instabilitätsstreifen kreuzt (nicht zu verwechseln mit dem Cepheid-Instabilitätsstreifen ), aber es wird vermutet, dass sie existieren und aufgrund ihrer Pseudophotosphären als gelbe Hyperriesen erscheinen.