Hiper raksasa

Pada tahun 1956, astronom Feast dan Thackeray menggunakan istilah super-raksasa (kemudian diubah menjadi hiper raksasa) untuk bintang dengan magnitudo absolut lebih terang dari M_V= −7 (M_Bol akan lebih besar untuk bintang yang sangat dingin dan sangat panas, misalnya di setidaknya −9,7 untuk hiper raksasa B0). Pada tahun 1971, Keenan menyarankan bahwa istilah tersebut hanya akan digunakan untuk raksasa yang menunjukkan setidaknya satu komponen emisi luas di Hα, yang menunjukkan atmosfer bintang yang diperpanjang atau laju kehilangan massa yang relatif besar. Kriteria Keenan adalah yang paling umum digunakan oleh para ilmuwan saat ini.

Untuk bisa diklasifikasikan sebagai hiper raksasa, sebuah bintang harus sangat bercahaya dan memiliki tanda spektrum yang menunjukkan ketidakstabilan atmosfer dan kehilangan massa yang tinggi. Oleh karena itu, mungkin saja bintang super raksasa non-hiper raksasa memiliki luminositas yang sama atau lebih tinggi sebagai hiper raksasa dari kelas spektrum yang sama. Hiper raksasa diharapkan memiliki karakteristik garis spektrum yang melebar dan bergeser merah, menghasilkan bentuk spektrum khas contohnya P Cygni. Penggunaan garis emisi hidrogen tidak membantu untuk menentukan hiper raksasa paling indah, dan ini sebagian besar diklasifikasikan berdasarkan luminositas karena kehilangan massa hampir tidak dapat dihindari untuk kelas tersebut.

Bintang dengan massa awal di atas sekitar 25 M_☉ dengan cepat berevolusi dari deret utama dan jumlah luminositasnya meningkat menjadi super raksasa biru. Mereka mulai mendingin dan membesar pada luminositas yang kira-kira konstan untuk menjadi super raksasa merah, kemudian berkontraksi dan suhunya meningkat saat lapisan luar membesar. Mereka mungkin "bergerak" ke belakang dan ke depan melakukan satu atau lebih "putaran biru", masih pada luminositas yang cukup stabil, sampai mereka meledak sebagai supernova atau benar-benar hancur lapisan luarnya dan berubah menjadi bintang Wolf-Rayet. Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 M_☉ terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer luas yang stabil sehingga tidak pernah cukup dingin untuk menjadi super raksasa merah. Bintang paling masif, terutama bintang yang berputar cepat dengan konveksi dan pencampuran yang ditingkatkan, dapat melewati langkah-langkah ini dan dengan cepat langsung ke tahap Bintang Wolf - Rayet.

Ini berarti bahwa bintang-bintang di bagian paling atas dari diagram Hertzsprung–Russel ditempatkan di hiper raksasa dan mungkin baru berevolusi dari deret utama dan masih bermassa tinggi, atau lebih banyak lagi bintang super raksasa pasca-merah yang kehilangan sebagian besar massa pada awalnya. dan benda-benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya. Bintang bermassa tinggi dengan proporsi sisa hidrogen yang jauh lebih stabil, sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa yang lebih rendah dan proporsi yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi. Ini batas untuk bintang hiper raksasa atau batas Eddington dan bintang ini kehilangan massa dengan sangat cepat.

Hiper raksasa kuning pada umumnya adalah bintang super raksasa yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya. Beberapa raksasa kuning bermassa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang kira-kira sama yang diketahui dan berevolusi menuju fase super raksasa merah, tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan menjadi transisi yang cepat. Karena hiper raksasa kuning adalah bintang super raksasa pasca-merah yang hanya memiliki luminositas _{500.000–750.000} L_☉, tetapi hiper raksasa biru bisa jauh bercahaya, terkadang beberapa juta L_☉.

Hampir semua hiper raksasa menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan di dalam interiornya, tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan berbeda di mana variabel biru bercahaya (VBR) dan hiper raksasa kuning ditemukan. Karena massanya yang tinggi, umur Bintang hiper raksasa sangat pendek dalam skala waktu astronomi: hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 miliar tahun untuk bintang seperti Matahari. Bintang hyper raksasa terbentuk di area terbesar dan terpadat dari formasi bintang dan karena umurnya yang pendek, hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun memiliki luminositas ekstrim yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi tetangga. Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti VBR bisa sesingkat beberapa ribu tahun.

Bintang Hiper raksasa sulit dipelajari karena kelangkaannya. Banyak hiper raksasa memiliki spektrum yang sangat bervariasi, tetapi mereka mulai dikelompokkan ke dalam kelas spektral yang lebih luas.

 

Beberapa variabel biru bercahaya diklasifikasikan sebagai hiper raksasa, setidaknya selama sebagian dari siklus variasinya:

• Eta Carinae, terletak di dalam Nebula Carina ( NGC 3372 ) di konstelasi selatan Carina. Eta Carinae sangat masif, mungkin memiliki massa 120 hingga 150 kali massa Matahari, dan luminositas empat hingga lima juta kali lebih terang. Mungkin jenis objek yang berbeda dari VBR, atau Bintang yang terlalu ekstrim untuk type VBR.
• P Cygni, terletak di konstelasi utara Cygnus. Prototipe untuk karakteristik umum garis spektrum LBV.
• S Doradus, terletak di Awan Magellan Besar, di konstelasi selatan Dorado. prototipe Variabel, VBR atau Variabel biru bercahaya kadang-kadang masih disebut sebagai variabel S Doradus.
• Bintang Pistol (V4627 Sgr), terletak di dekat pusat Bima Sakti, di konstelasi Sagitarius . Bintang Pistol mungkin 150 kali lebih masif dari Matahari, dan sekitar 1,7 juta kali lebih bercahaya. Dianggap sebagai kandidat VBR, tetapi variabilitas belum dikonfirmasi.
• V4029 Sagittarii
• V905 Scorpii
• HD 6884, (R40 di Awan Magellan Kecil)
• HD 269700, (R116 di Awan Magellan Besar)
• LBR 1806-20 terletak di dalam gugus 1806-20 di sisi lain Bima Sakti.

 

Biasanya kelas B, terkadang paling lambat O atau awal A:

• AS 314
• BP Crucis (Wray 977 atau GX 301-2), sistem Bintang biner pendampinya sebuah Bintang neutron.
• Cygnus OB2-12
• HD 32034 (R62 di Awan Magellan Besar)
• HD 37974 (R126 di Awan Magellan Besar)
• HD 80077, kandidat VBR `
• HD 268835 (R66 di Awan Magellan Besar)
• HD 269781 (dalam Awan Magellan Besar)
• HD 269661 (R111 di Awan Magellan Besar)
• HD 269604 (dalam Awan Magellan Besar)
• HDE 269128 (R81 di Awan Magellan Besar), kandidat VBR, melampaui sistem biner.
• HT Sagittae
• V430 Scuti
• V452 Scuti, kandidat VBR
• V1429 Aquilae (MWC 314), kandidat VBR dengan pendamping super raksasa.
• V1768 Cygni
• V2140 Cygni
• V4030 Sagittarii
• Zeta Scorpii

Di Wilayah Pusat Galaksi Bima Sakti:

• Bintang 13, tipe O, kandidat VBR
• Bintang 18 , tipe O, kandidat VBR

Di Westerlund 1 :

• W5 (kemungkinan Wolf–Rayet)
• W7
• W13
• W33
• W42a

 

Hiper raksasa kuning dengan spektrum A-K yang paling lambat:

• HD 7583 (R45 di Awan Magellan Kecil)
• HD 33579 (dalam Awan Magellan Besar)
• HD 268757 (R59 di Awan Magellan Besar)
• IRAS 17163-3907
• IRAS 18357-0604
• IRC +10420 (V1302 Aql)
• Rho Cassiopeiae
• V382 Carinae
• V509 Cassiopeiae
• V766 Centauri (HR 5171A)
• V1427 Aquilae
• V915 Scorpii
• Variabel A (dalam M33)

Di Westerlund 1:

• W4
• W8a
• W12a
• W16a
• W32
• W265

Di Galaksi Triangulum :

• LGGS J013250.70 + 304510.6

Di galaksi Sextans :

• Sextans A7

Ditambah setidaknya dua hiper raksasa yang mungkin terletak di di Kluster Scutum, Super raksasa merah yang baru ditemukan: F15 dan mungkin F13 di RSGC1 dan bintang 49 di RSGC2.

 

Hiper Raksasa Merah masuk dalam kelas Spektrum tipe M, bintang terbesar yang diketahui, contoh:

• NML Cygni
• WOH G64
• Westerlund 1-26
• VY Canis Majoris
• S Persei
• VX Sagittarii
• 2MASS J01332404 + 3025345 B

• Quasi star
• VY Canis Majoris
• UY Scuti
• NML Cygni

• Hipernova
• Daftar bintang paling masif
• Hiper raksasa kuning
• Hiper raksasa merah
• Hiper raksasa biru
• Variabel biru bercahaya
• Diagram HR