Stella ipergigante: differenze tra le versioni
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Una '''stella ipergigante''' è una [[stella]] massiccia, più grande di una [[stella supergigante]], dotata di una [[massa (fisica)|massa]] che può arrivare fino a 100 volte quella del [[Sole]]. Sono considerate le stelle più luminose esistenti, e la loro temperatura superficiale è compresa fra i 3.500 K e i 35 |
Una '''stella ipergigante''' ([[Classificazione stellare#Classificazione spettrale di Yerkes|classe di luminosità]] '''0''') è una [[stella]] [[stella massiccia|massiccia]], più grande di una [[stella supergigante]], dotata di una [[massa (fisica)|massa]] che può arrivare fino a 100 volte quella del [[Sole]]. Sono considerate le stelle più luminose esistenti, e la loro temperatura superficiale è compresa fra i 3.500 K e i 35.000 K. La durata della loro [[evoluzione stellare|evoluzione]] è stimata in circa due milioni di anni, al termine dei quali esplodono in brillantissime [[supernova]]e o addirittura [[ipernova]]e. Si teorizza che una ipergigante, dopo l'esplosione, lascerebbe un [[buco nero stellare|buco nero]] estremamente denso e massiccio. |
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Le conoscenze sulle ipergiganti sono relativamente scarse, essendo molto rare. Possono avere differenti colori: il blu indica solitamente che la stella è calda, mentre il rosso indica che è fredda. |
Le conoscenze sulle ipergiganti sono relativamente scarse, essendo molto rare. Possono avere differenti colori: il blu indica solitamente che la stella è calda, mentre il rosso indica che è fredda. Un tipo particolare di ipergigante è costituito dalle [[ipergigante gialla|ipergiganti gialle]], ma le instabilità interne a temperature medie e alte pressioni le rendono molto più rare delle altre ipergiganti. Un esempio di ipergigante gialla è [[Rho Cassiopeiae]]. |
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== Caratteristiche == |
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[[Immagine:Sun and VY Canis Majoris it.svg|thumb|300px|left|Raffronto tra le dimensioni del [[Sole]] e di [[VY Canis Majoris]], un'ipergigante rossa ritenuta la [[lista delle stelle più grandi conosciute|stella più grande conosciuta]].]] |
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La parola "ipergigante" è di solito usata come un termine generico per indicare le stelle più massicce conosciute; in realtà, esistono delle definizioni più precise. Nel [[1956]] gli astronomi Feast e Thackeray usarono il termine ''super-supergigante'' (in seguito cambiato nell'attuale ''ipergigante'') per indicare delle stelle con una [[magnitudine assoluta]] superiore a M<sub>V</sub> = -7. Nel [[1971]], Keenan suggerì di utilizzare questo termine per indicare solo le [[stella supergigante|supergiganti]] che mostrassero la maggior componente di emissione nella banda [[H-alfa|Hα]], indicando cioè stelle con una estesa atmosfera stellare o un elevato tasso di perdita di massa. I criteri suggeriti da Keenan sono attualmente i maggiormente usati dagli scienziati. <ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26ARv...8..145D| titolo = The yellow hypergiants |author= C. de Jager| anno=1998| rivista = Astronomy and Astrophysics Review| volume = 8| pagine= 145–180| doi = 10.1007/s001590050009}}</ref> Ciò significa che una stella ipergigante non necessariamente deve essere più massiccia di una supergigante simile. Inoltre, le stelle più massicce sono considerate ipergiganti e possono possedere una [[Massa (fisica)|massa]] a partire da 100-150 volte [[Massa solare|quella solare]]. |
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Le ipergiganti sono stelle molto luminose, anche milioni di volte più brillanti del nostro [[Sole]] e hanno temperature che variano notevolmente a seconda del tipo di stella, dai 3.500 [[Kelvin|K]] fino a 35.000 K. Quasi tutte le ipergiganti mostrano delle variazioni di luminosità nel tempo a causa dell'instabilità dei loro strati più interni. |
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A causa della loro grandissima massa, la vita delle ipergiganti è, astronomicamente parlando, molto breve, aggirandosi solo sui pochi milioni di anni, poco se paragonato ai circa 10 miliardi di anni che può raggiungere una stella con massa simile al Sole. Anche a causa di ciò, le ipergiganti sono estremamente rare, e se ne conoscono molto poche. |
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Le ipergiganti non devono essere confuse con le [[Variabile S Doradus|luminose blu variabili]]. Una ipergigante è classificata così a causa del suo tasso di perdita di massa, mentre una variabile blu luminosa si pensa che sia una supergigante che si prepara a transitare nella fase evolutiva in cui perderà molta massa. |
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==Stabilità delle ipergiganti== |
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Come la luminosità delle stelle aumenta esponenzialmente con la massa, la luminosità delle ipergiganti spesso appere molto vicina al [[limite di Eddington]]: se la luminosità supera il limite di Eddington, la [[pressione di radiazione]] diventa così forte che il materiale circostante viene spinto all'esterno piuttosto che all'interno. Il corpo tenderebbe quindi a dissolversi, il che provoca una diminuzione della sua produzione di energia, e un conseguente riabbassamento della luminosità sotto lo stesso limite di Eddington. |
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In conseguenza del superamento del limite di Eddington si attivano una serie di processi che portano all'emissione di un intenso [[vento stellare]], che provoca una consistente perdita di massa da parte dell'astro <ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AIPC..990..250V| titolo = Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits |autore= A. J. van Marle|coauthors = S. P. Owocki; N. J. Shaviv| year=2008| rivista = AIP Conference Proceedings| volume = 990 | pagine= 250–253| doi = 10.1063/1.2905555}}</ref>. Dato che sono poche le stelle che supererano questo limite, la teoria stessa del vento stellare forte è in gran parte il risultato di modelli teorici. |
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Una stella che si ipotizza possa ospitare questo tipo di fenomeni è [[Eta Carinae|η Carinae]], una delle stelle più massicce e luminose mai osservate. Tuttavia, con una massa di circa 130 masse solari e una luminosità di 4 milioni di volte superiore a [[luminosità solare|quella solare]], si pensa che η Carinae possa superare il limite di Eddington molto, molto raramente. L'ultima volta che la steaa superò questo limite, nel [[1840]]-[[1860]], raggiunse un tasso di perdita di massa molto più alto di quello che i modelli dei venti stellari più conosciuti siano in grado di spiegare.<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...616..525O| titolo = A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass losss from stars above the Eddington limit |autore= S. P. Owocki|coautori = K. G. Gayley; N. J. Shaviv| anno=2004| rivista = Astrophysical Journal| volume = 616| pagine= 525–541| doi = 10.1086/424910}} </ref> |
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Questo tipo di vento stellare, a differenza di quelli normali, non richiede la presenza di atomi metallici nella [[fotosfera]]; questo fatto è importante, dato che le stelle più massicce sono anche molto [[metallicità|povere in metalli]], il che significa che per spiegare il fenomeno occorre un effetto che operi indipendentemente dalla metallicità. Allo stesso modo, il vento stellare continuo potrebbe anche contribuire al limite di massa superiore delle [[Popolazione III|stelle della prima generazione]] subito dopo il [[Big Bang]], che non contengono metalli. |
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Un'altra teoria per spiegare le esplosioni massicce di η Carinae è l'idea di una esplosione idrodinamica situata in profondità, che spazza via anche parte degli strati più esterni della stella. L'idea è che la stella alla luminosità inferiore al limite di Eddington potrebbe avere insufficiente convezione di calore negli strati più interni, causando un'inversione di densità che potenzialmente può portare ad una violenta esplosione. Questa teoria non è stata estesa con completezza e dunque non è stato chiarito se queste dinamiche possano effettivamente avvenire. <ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...645L..45S| titolo = On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars |author= N. Smith|coautori = S. P. Owocki| year=2006| rivista = Astrophysical Journal| volume = 645|pagine = L45–L48| doi = 10.1086/506523}} </ref> |
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== Ipergiganti conosciute == |
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A causa della loro rarità, le ipergiganti sono difficili da studiare. Sembrano essere ad un limite di luminosità superiore delle ipergiganti più fredde (gialle e rosse): nessuna di queste sembra raggiungere la [[magnitudine assoluta]] -9,5, che corrisponde a circa 500.000 volte la luminosità solare. Le ragioni di questo fatto sono ancora sconosciute. |
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=== [[Variabile blu luminosa|Variabili blu luminose]] === |
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Molte delle stelle variabili blu luminose sono classificate come ipergiganti ed effettivamente sono le stelle più luminose conosciute: |
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* [[P Cygni]], nella [[costellazione]] settentrionale del [[Cigno (costellazione)|Cigno]]. |
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* [[S Doradus]], nella vicina [[galassia]] nota come [[Grande Nube di Magellano]], nella costellazione australe del [[Dorado (costellazione)|Dorado]]. Questa galassia è stata anche la sede della [[Supernova 1987A]]. |
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* [[Eta Carinae]], nella [[Nebulosa Buco della serratura]] ([[NGC 3372]]), nella costellazione australe della [[Carena (costellazione)|Carena]]. Eta Carinae è estremamente massiccia, probabilmente 120-150 masse solari, e 4 milioni di volte più luminosa. |
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* La [[Stella Pistola]], vicino al [[centro della Via Lattea]], nella costellazione del [[Sagittario (costellazione)|Sagittario]]. La Stella Pistola è circa 150 volte più massiccia del Sole e 1,7 milioni di volte più luminosa. |
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* Alcune stelle nell'[[ammasso aperto]] [[1806-20]], dalla parte opposta della [[Via Lattea]]. Una di queste, la [[LBV 1806-20]], è la stella più luminosa conosciuta, da 2 a 40 milioni di volte più brillante del Sole e anche una delle più massicce. |
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*[[Zeta-1 Scorpii]], la stella più luminosa dell'[[associazione OB]] [[Scorpius OB1]] e probabile variabile blu luminosa. |
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*[[MWC 314]], nella costellazione dell'[[Aquila (costellazione)|Aquila]], un'altra probabile variabile blu luminosa. |
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*[[HD 169454]], nello [[Scudo (costellazione)|Scudo]] |
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*[[BD -14° 5037]], vicino alla precedente. |
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*[[Cygnus OB2-12]], che alcuni considerano una variabile blu luminosa. |
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=== [[Ipergigante gialla|Ipergiganti gialle]] === |
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Le ipergiganti gialle sono una classe estremamente rara di stelle; nella nostra Galassia ne sono note soltanto sette. Fra queste: |
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* [[Rho Cassiopeiae]], nella costellazione boreale di [[Cassiopea (costellazione)|Cassiopea]], è circa 500.000 volte più luminosa del Sole. |
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* [[HR 8752]] |
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* [[IRC+10420]] |
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* Alcune stelle nell'ammasso [[Westerlund 1]]. |
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=== [[Ipergigante rossa|Ipergiganti rosse]] === |
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*[[RW Cephei]] |
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*[[NML Cygni]] |
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*[[VX Sagittarii]] |
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*[[S Persei]] |
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*[[VY Canis Majoris]], che è anche la stella più grande conosciuta in termini di diametro, il quale è pari a 1800-2100 diametri solari. |
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* [[Limite di Eddington]] |
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Versione delle 12:22, 24 set 2008
Una stella ipergigante (classe di luminosità 0) è una stella massiccia, più grande di una stella supergigante, dotata di una massa che può arrivare fino a 100 volte quella del Sole. Sono considerate le stelle più luminose esistenti, e la loro temperatura superficiale è compresa fra i 3.500 K e i 35.000 K. La durata della loro evoluzione è stimata in circa due milioni di anni, al termine dei quali esplodono in brillantissime supernovae o addirittura ipernovae. Si teorizza che una ipergigante, dopo l'esplosione, lascerebbe un buco nero estremamente denso e massiccio.
Le conoscenze sulle ipergiganti sono relativamente scarse, essendo molto rare. Possono avere differenti colori: il blu indica solitamente che la stella è calda, mentre il rosso indica che è fredda. Un tipo particolare di ipergigante è costituito dalle ipergiganti gialle, ma le instabilità interne a temperature medie e alte pressioni le rendono molto più rare delle altre ipergiganti. Un esempio di ipergigante gialla è Rho Cassiopeiae.
Caratteristiche
La parola "ipergigante" è di solito usata come un termine generico per indicare le stelle più massicce conosciute; in realtà, esistono delle definizioni più precise. Nel 1956 gli astronomi Feast e Thackeray usarono il termine super-supergigante (in seguito cambiato nell'attuale ipergigante) per indicare delle stelle con una magnitudine assoluta superiore a MV = -7. Nel 1971, Keenan suggerì di utilizzare questo termine per indicare solo le supergiganti che mostrassero la maggior componente di emissione nella banda Hα, indicando cioè stelle con una estesa atmosfera stellare o un elevato tasso di perdita di massa. I criteri suggeriti da Keenan sono attualmente i maggiormente usati dagli scienziati. [1] Ciò significa che una stella ipergigante non necessariamente deve essere più massiccia di una supergigante simile. Inoltre, le stelle più massicce sono considerate ipergiganti e possono possedere una massa a partire da 100-150 volte quella solare.
Le ipergiganti sono stelle molto luminose, anche milioni di volte più brillanti del nostro Sole e hanno temperature che variano notevolmente a seconda del tipo di stella, dai 3.500 K fino a 35.000 K. Quasi tutte le ipergiganti mostrano delle variazioni di luminosità nel tempo a causa dell'instabilità dei loro strati più interni.
A causa della loro grandissima massa, la vita delle ipergiganti è, astronomicamente parlando, molto breve, aggirandosi solo sui pochi milioni di anni, poco se paragonato ai circa 10 miliardi di anni che può raggiungere una stella con massa simile al Sole. Anche a causa di ciò, le ipergiganti sono estremamente rare, e se ne conoscono molto poche.
Le ipergiganti non devono essere confuse con le luminose blu variabili. Una ipergigante è classificata così a causa del suo tasso di perdita di massa, mentre una variabile blu luminosa si pensa che sia una supergigante che si prepara a transitare nella fase evolutiva in cui perderà molta massa.
Stabilità delle ipergiganti
Come la luminosità delle stelle aumenta esponenzialmente con la massa, la luminosità delle ipergiganti spesso appere molto vicina al limite di Eddington: se la luminosità supera il limite di Eddington, la pressione di radiazione diventa così forte che il materiale circostante viene spinto all'esterno piuttosto che all'interno. Il corpo tenderebbe quindi a dissolversi, il che provoca una diminuzione della sua produzione di energia, e un conseguente riabbassamento della luminosità sotto lo stesso limite di Eddington.
In conseguenza del superamento del limite di Eddington si attivano una serie di processi che portano all'emissione di un intenso vento stellare, che provoca una consistente perdita di massa da parte dell'astro [2]. Dato che sono poche le stelle che supererano questo limite, la teoria stessa del vento stellare forte è in gran parte il risultato di modelli teorici.
Una stella che si ipotizza possa ospitare questo tipo di fenomeni è η Carinae, una delle stelle più massicce e luminose mai osservate. Tuttavia, con una massa di circa 130 masse solari e una luminosità di 4 milioni di volte superiore a quella solare, si pensa che η Carinae possa superare il limite di Eddington molto, molto raramente. L'ultima volta che la steaa superò questo limite, nel 1840-1860, raggiunse un tasso di perdita di massa molto più alto di quello che i modelli dei venti stellari più conosciuti siano in grado di spiegare.[3]
Questo tipo di vento stellare, a differenza di quelli normali, non richiede la presenza di atomi metallici nella fotosfera; questo fatto è importante, dato che le stelle più massicce sono anche molto povere in metalli, il che significa che per spiegare il fenomeno occorre un effetto che operi indipendentemente dalla metallicità. Allo stesso modo, il vento stellare continuo potrebbe anche contribuire al limite di massa superiore delle stelle della prima generazione subito dopo il Big Bang, che non contengono metalli.
Un'altra teoria per spiegare le esplosioni massicce di η Carinae è l'idea di una esplosione idrodinamica situata in profondità, che spazza via anche parte degli strati più esterni della stella. L'idea è che la stella alla luminosità inferiore al limite di Eddington potrebbe avere insufficiente convezione di calore negli strati più interni, causando un'inversione di densità che potenzialmente può portare ad una violenta esplosione. Questa teoria non è stata estesa con completezza e dunque non è stato chiarito se queste dinamiche possano effettivamente avvenire. [4]
Ipergiganti conosciute
A causa della loro rarità, le ipergiganti sono difficili da studiare. Sembrano essere ad un limite di luminosità superiore delle ipergiganti più fredde (gialle e rosse): nessuna di queste sembra raggiungere la magnitudine assoluta -9,5, che corrisponde a circa 500.000 volte la luminosità solare. Le ragioni di questo fatto sono ancora sconosciute.
Variabili blu luminose
Molte delle stelle variabili blu luminose sono classificate come ipergiganti ed effettivamente sono le stelle più luminose conosciute:
- P Cygni, nella costellazione settentrionale del Cigno.
- S Doradus, nella vicina galassia nota come Grande Nube di Magellano, nella costellazione australe del Dorado. Questa galassia è stata anche la sede della Supernova 1987A.
- Eta Carinae, nella Nebulosa Buco della serratura (NGC 3372), nella costellazione australe della Carena. Eta Carinae è estremamente massiccia, probabilmente 120-150 masse solari, e 4 milioni di volte più luminosa.
- La Stella Pistola, vicino al centro della Via Lattea, nella costellazione del Sagittario. La Stella Pistola è circa 150 volte più massiccia del Sole e 1,7 milioni di volte più luminosa.
- Alcune stelle nell'ammasso aperto 1806-20, dalla parte opposta della Via Lattea. Una di queste, la LBV 1806-20, è la stella più luminosa conosciuta, da 2 a 40 milioni di volte più brillante del Sole e anche una delle più massicce.
Ipergiganti blu
- Zeta-1 Scorpii, la stella più luminosa dell'associazione OB Scorpius OB1 e probabile variabile blu luminosa.
- MWC 314, nella costellazione dell'Aquila, un'altra probabile variabile blu luminosa.
- HD 169454, nello Scudo
- BD -14° 5037, vicino alla precedente.
- Cygnus OB2-12, che alcuni considerano una variabile blu luminosa.
Ipergiganti gialle
Le ipergiganti gialle sono una classe estremamente rara di stelle; nella nostra Galassia ne sono note soltanto sette. Fra queste:
- Rho Cassiopeiae, nella costellazione boreale di Cassiopea, è circa 500.000 volte più luminosa del Sole.
- HR 8752
- IRC+10420
- Alcune stelle nell'ammasso Westerlund 1.
Ipergiganti rosse
- RW Cephei
- NML Cygni
- VX Sagittarii
- S Persei
- VY Canis Majoris, che è anche la stella più grande conosciuta in termini di diametro, il quale è pari a 1800-2100 diametri solari.
Note
- ^ The yellow hypergiants, in Astronomy and Astrophysics Review, vol. 8, 1998, pp. 145–180, DOI:10.1007/s001590050009.
- ^ A. J. van Marle, Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits, in AIP Conference Proceedings, vol. 990, pp. 250–253, DOI:10.1063/1.2905555.
- ^ S. P. Owocki, K. G. Gayley; N. J. Shaviv, A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass losss from stars above the Eddington limit, in Astrophysical Journal, vol. 616, 2004, pp. 525–541, DOI:10.1086/424910.
- ^ S. P. Owocki, On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars, in Astrophysical Journal, vol. 645, pp. L45–L48, DOI:10.1086/506523.
