Hipergigante amarilla
Clase de estrella masiva con un tipo espectral de A a K
Tipos de variables intrínsecas en el diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra las hipergigantes amarillas por encima (es decir, más luminosas que) la franja de inestabilidad de las cefeidas

Una hipergigante amarilla ( YHG ) es una estrella masiva con una atmósfera extendida , una clase espectral de A a K y, comenzando con una masa inicial de aproximadamente 20-60 masas solares , ha perdido hasta la mitad de esa masa. Se encuentran entre las estrellas visualmente más luminosas, con una magnitud absoluta (M V ) alrededor de −9, pero también son unas de las más raras, con solo 20 conocidas en la Vía Láctea y seis de ellas en un solo cúmulo . A veces se las denomina hipergigantes frías en comparación con las estrellas de tipo O y B, y a veces hipergigantes cálidas en comparación con las supergigantes rojas .

Clasificación

El término "hipergigante" se utilizó ya en 1929, pero no para las estrellas conocidas actualmente como hipergigantes. [1] Las hipergigantes se definen por su clase de luminosidad '0' , y tienen una luminosidad superior a la de las supergigantes más brillantes de clase Ia, [2] aunque no se las denominó hipergigantes hasta finales de los años 1970. [3] En 1979 también se sugirió otro criterio para las hipergigantes para algunas otras estrellas calientes con pérdida de masa muy luminosas, [4] pero no se aplicó a las estrellas más frías. En 1991, Rho Cassiopeiae fue la primera en ser descrita como una hipergigante amarilla, [5] probablemente agrupada como una nueva clase de estrellas luminosas durante las discusiones en el taller de física solar y astrofísica en resolución interferométrica en 1992. [6]

Las definiciones del término hipergigante siguen siendo vagas, y aunque la clase de luminosidad 0 es para las hipergigantes, se las designa más comúnmente por las clases de luminosidad alternativas Ia-0 y Ia + . [7] Sus grandes luminosidades estelares se determinan a partir de varias características espectrales, que son sensibles a la gravedad superficial, como los anchos de línea Hβ en estrellas calientes o una fuerte discontinuidad de Balmer en estrellas más frías. La gravedad superficial menor a menudo indica estrellas más grandes y, por lo tanto, luminosidades más altas. [8] En estrellas más frías, la fuerza de las líneas de oxígeno observadas, como OI a 777,4 nm, se puede utilizar para calibrar directamente contra la luminosidad estelar. [9]

Un método astrofísico utilizado para identificar definitivamente las hipergigantes amarillas es el llamado criterio de Keenan-Smolinski . En este caso, todas las líneas de absorción deberían estar muy ensanchadas, más allá de las esperadas en estrellas supergigantes brillantes , y también mostrar evidencia sólida de pérdida de masa significativa. Además, también debería estar presente al menos un componente Hα ensanchado . También pueden mostrar perfiles Hα muy complejos, que suelen tener fuertes líneas de emisión combinadas con líneas de absorción. [10]

La terminología de las hipergigantes amarillas se complica aún más al referirse a ellas como hipergigantes frías o hipergigantes cálidas, dependiendo del contexto. Las hipergigantes frías se refieren a todas las estrellas suficientemente luminosas e inestables más frías que las hipergigantes azules y las LBV , incluidas tanto las hipergigantes amarillas como las rojas. [11] El término hipergigantes cálidas se ha utilizado para las estrellas de clase A y F altamente luminosas en M31 y M33 que no son LBV, [12] así como de manera más general para las hipergigantes amarillas. [13]

Características

Curva de luz visual de ρ Cassiopeiae desde 1933 hasta 2015

Las hipergigantes amarillas ocupan una región del diagrama de Hertzsprung-Russell por encima de la franja de inestabilidad , una región donde se encuentran relativamente pocas estrellas y donde esas estrellas son generalmente inestables. Los rangos espectrales y de temperatura son aproximadamente A0-K2 y 4000–8000 K (3730–7730 °C; 6740–13 940 °F) respectivamente. El área está delimitada en el lado de alta temperatura por el Vacío Evolutivo Amarillo donde las estrellas de esta luminosidad se vuelven extremadamente inestables y experimentan una pérdida de masa severa. El "Vacío Evolutivo Amarillo" separa a las hipergigantes amarillas de las variables azules luminosas, aunque las hipergigantes amarillas en su punto más caliente y las variables azules luminosas en su punto más frío pueden tener aproximadamente la misma temperatura cerca de los 8000 K. En el límite de temperatura inferior, las hipergigantes amarillas y las supergigantes rojas no están claramente separadas; RW Cephei (aproximadamente 4.000 K (3.730 °C; 6.740 °F), 295.000  L ☉ ) es un ejemplo de una estrella que comparte características tanto de las hipergigantes amarillas como de las supergigantes rojas. [14] [15]

Las hipergigantes amarillas tienen un rango bastante estrecho de luminosidades por encima de 200.000  L ☉ (por ejemplo, V382 Carinae con 212.000  L ☉ ) y por debajo del límite de Humphrey-Davidson en alrededor de 600.000  L ☉ . Con su pico de emisión en la mitad del rango visual, estas son las estrellas visualmente más brillantes conocidas con magnitudes absolutas alrededor de −9 o −9,5 . [5]

Son grandes y algo inestables, con gravedades superficiales muy bajas. Mientras que las supergigantes amarillas tienen gravedades superficiales (log g) inferiores a 2, las hipergigantes amarillas tienen log g cercano a cero. Además, pulsan de manera irregular, lo que produce pequeñas variaciones en la temperatura y el brillo. Esto produce tasas de pérdida de masa muy altas, y la nebulosidad es común alrededor de las estrellas. [16] Ocasionalmente, explosiones más grandes pueden oscurecer temporalmente las estrellas. [17]

Las hipergigantes amarillas se forman a partir de estrellas masivas que evolucionaron alejándose de la secuencia principal. La mayoría de las hipergigantes amarillas observadas han pasado por una fase de supergigante roja y están evolucionando de nuevo hacia temperaturas más altas, pero unas pocas se ven en la breve primera transición de la secuencia principal a la supergigante roja. Las supergigantes con una masa inicial inferior a 20  M☉ explotarán como una supernova mientras sigan siendo supergigantes rojas, mientras que las estrellas más masivas que aproximadamente 60  M☉ nunca se enfriarán más allá de las temperaturas de supergigante azul. Los rangos de masa exactos dependen de la metalicidad y la rotación. [18] Las supergigantes amarillas que se enfrían por primera vez pueden ser estrellas masivas de hasta 60  M☉ o más, [15] pero las estrellas post-supergigantes rojas habrán perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. [19]

Químicamente, la mayoría de las hipergigantes amarillas muestran un marcado aumento de nitrógeno en la superficie , así como de sodio y otros elementos pesados . El carbono y el oxígeno se reducen, mientras que el helio aumenta, como se espera en una estrella posterior a la secuencia principal.

Evolución

Las hipergigantes amarillas han evolucionado claramente alejándose de la secuencia principal y, por lo tanto, han agotado el hidrógeno en sus núcleos. Se postula que la mayoría de las hipergigantes amarillas son post- supergigantes rojas que evolucionan hacia el azul, [14] mientras que es probable que las supergigantes amarillas más estables y menos luminosas estén evolucionando hacia supergigantes rojas por primera vez. Hay evidencia química y de gravedad superficial sólida de que la más brillante de las supergigantes amarillas, HD 33579 , actualmente se está expandiendo de una supergigante azul a una supergigante roja. [15]

Estas estrellas son doblemente raras porque son estrellas de secuencia principal de clase O muy masivas, inicialmente calientes, con más de 15 veces la masa del Sol, pero también porque pasan sólo unos pocos miles de años en la fase inestable de vacío amarillo de sus vidas. De hecho, es difícil explicar incluso el pequeño número de hipergigantes amarillas observadas, en relación con las supergigantes rojas de luminosidad comparable, a partir de modelos simples de evolución estelar. Las supergigantes rojas más luminosas pueden ejecutar múltiples "bucles azules", desprendiéndose de gran parte de su atmósfera, pero sin llegar nunca a la etapa de supergigante azul, y cada uno de ellos tarda sólo unas décadas como máximo. Por el contrario, algunas aparentes hipergigantes amarillas pueden ser estrellas más calientes, como las LBV "desaparecidas", enmascaradas dentro de una pseudofotósfera fría. [14]

Los recientes descubrimientos de progenitores de supernovas supergigantes azules también han planteado la cuestión de si las estrellas podrían explotar directamente desde la etapa hipergigante amarilla. [20] Se han descubierto un puñado de posibles progenitores de supernovas supergigantes amarillas, pero todos parecen tener una masa y luminosidad relativamente bajas, no hipergigantes. [21] [22] SN 2013cu es una supernova de tipo IIb cuyo progenitor ha sido observado directa y claramente. Era una estrella evolucionada alrededor de 8000 K (7730 °C; 13 940 °F) que mostraba una pérdida extrema de masa de material enriquecido con helio y nitrógeno. Aunque no se conoce la luminosidad, solo una hipergigante amarilla o una variable azul luminosa en explosión tendría estas propiedades. [23]

Los modelos modernos sugieren que las estrellas con un cierto rango de masas y tasas de rotación pueden explotar como supernovas sin volver a convertirse en supergigantes azules, pero muchas eventualmente pasarán a través del vacío amarillo y se convertirán en variables azules luminosas de baja masa y baja luminosidad y posiblemente en estrellas Wolf-Rayet después de eso. [24] Específicamente, las estrellas más masivas y aquellas con mayores tasas de pérdida de masa debido a la rotación o alta metalicidad evolucionarán más allá de la etapa de hipergigante amarilla a temperaturas más altas antes de alcanzar el colapso del núcleo. [25]

Estructura

IRAS 17163-3907 es una hipergigante amarilla que muestra claramente el material expulsado que probablemente rodea a todas las hipergigantes amarillas.

Según los modelos físicos actuales de estrellas, una hipergigante amarilla debería poseer un núcleo convectivo rodeado de una zona radiactiva , a diferencia de una estrella del tamaño del Sol, que consiste en un núcleo radiactivo rodeado de una zona convectiva . [26] Debido a su extrema luminosidad y estructura interna, [27] las hipergigantes amarillas sufren altas tasas de pérdida de masa [28] y generalmente están rodeadas por envolturas de material expulsado. Un ejemplo de las nebulosas que pueden resultar es IRAS 17163-3907 , conocida como el Huevo Frito, que ha expulsado varias masas solares de material en solo unos pocos cientos de años. [29]

La hipergigante amarilla es una fase esperada de la evolución, ya que las supergigantes rojas más luminosas evolucionan hacia el azul, pero también pueden representar un tipo diferente de estrella. Las LBV durante la erupción tienen vientos tan densos que forman una pseudofotosfera que parece una estrella más grande y fría a pesar de que la supergigante azul subyacente permanece prácticamente inalterada. Se observa que tienen un rango muy estrecho de temperaturas en torno a los 8000 K (7730 °C; 13 940 °F). En el salto de biestabilidad que se produce alrededor de los 21 000 K (20 700 °C; 37 300 °F), los vientos de las supergigantes azules se vuelven varias veces más densos y podrían dar lugar a una pseudofotosfera aún más fría. No se observan LBV justo debajo de la luminosidad donde el salto de biestabilidad cruza la franja de inestabilidad de S Doradus (que no debe confundirse con la franja de inestabilidad de las Cefeidas ), pero se teoriza que existen y aparecen como hipergigantes amarillas debido a sus pseudofotoesferas. [30]

Hipergigantes amarillas conocidas

La hipergigante amarilla HR 5171 A, vista como la estrella amarilla brillante en el centro de la imagen.
Impresión artística del sistema binario que contiene la hipergigante amarilla HR 5171 A

En la galaxia de la Vía Láctea

En otras galaxias

  • HD 7583 (R45 en SMC) [10]
  • HD 33579 (en LMC)
  • HV 2450 (en LMC, puede ser una supergigante roja [42] ) [43]
  • HD 269723 (R117 en LMC) [10]
  • HD 269953 (R150 en LMC) [10]
  • HD 268757 (R59 en LMC) [10]
  • SP77 31-16 (en LMC) [43]
  • Variable A (en M33 )
  • Mothra (estrella) (en LS1) [44]
  • B324 (en M33 ) [44] [45]
  • LGGS J013358.05+304539.9 (en M33 ) [45]
  • LGGS J013351.84+303827.4 (en M33 ) [45]
  • LGGS J013345.15+303620.1 (en M33 ) [45]
  • LGGS J013415.42+302816.4 (en M33 ) [45]
  • SP77 48-6 (en LMC) [43]
  • HD 271182 (en LMC) [46]
  • HD 271192 (en LMC) [46]
  • HD 270086 (en LMC) [46]
  • 10182-pr-1 (en NGC 2403) [47]
  • ZH 553 (en NGC 2403) [47]
  • ZH 912 (en NGC 2403) [47]
  • ZH 884 (en NGC 2403) [47]
  • 10584-11-1 (en Messier 81) [47]
  • 10584-8-1 (en Messier 81) [47]
  • 10584-8-2 (en Messier 81) [47]
  • ZH 244 (en Messier 81) [47]
  • ZH 224 (en Messier 81) [47]
  • 10584-13-2 (en Messier 81) [47]
  • ZH 1143 (en Messier 81) [47]
  • ZH 1406 (en Messier 81) [47]
  • 10584-25-2 (en Messier 81) [47]
  • 10584-13-3 (en Messier 81) [47]

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