Supererraldoi urdin: berrikuspenen arteko aldeak
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
t Autoritate kontrola jartzea |
Informazioa gehitu |
||
1. lerroa:
{{Star nav}}'''Supererraldoi urdin''' bat [[izar]] bero eta argitsu bat da, sarri OB [[supererraldoi]] deitua. '''I''' [[argitasun]] mota dute eta B9 [[Izarren sailkapena|espektro mota]] edo lehenagokoa.<ref>{{Erreferentzia|izena=Philip|abizena=Massey|izenburua=The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars, and Results from the Complete Sample|orrialdeak=477–519|abizena2=Puls|abizena3=Pauldrach|abizena4=Bresolin|abizena5=Kudritzki|abizena6=Simon|izena2=Joachim|izena3=A. W. A.|izena4=Fabio|izena5=Rolf P.|izena6=Theodore|data=2005-07|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503464|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=627|issn=0004-637X|doi=10.1086/430417|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
Supererraldoi urdinak [[Hertzsprung-Russell diagrama|Hertzsprung-Russell diagramaren]] goiko ezkerraldera daude, sekuentzia nagusiaren gainean eta eskuinean. Gure [[eguzkia]] baino handiagoak dira, baina [[supererraldoi gorri]] bat baino txikiagoak, 10.000-50.000 kelvineko azaleko tenperaturarekin eta eguzkiarena baino 10.000 eta milioi bat aldiz [[Argitasun|argiagoekin]].
== Eraketa ==
[[Fitxategi:Treasures3.jpg|ezkerrera|thumb|[[Rigel]] eta argitzen duen [[IC 2118]] nebulosa]]
Supererraldoiak masa handiko izar eboluzionatuak dira, [[Sekuentzia nagusia|sekuentzia nagusikoak]] baino handiagoak eta argitsuagoak. O klaseko izarrak eta B klaseko lehenak, 10-300 <var>M</var><sub>☉</sub>ko hasierako masak dituztenak, sekuentzia nagusitik kanpo [[Izar eboluzio|eboluzionatzen]] dute milioi gutxi batzuetan, euren hidrogenoa kontsumitzen den heinean eta [[Metal astun|elementu astunak]] izarraren azaleratik gertu agertzen hasten diren heinean. Izar hauek, supererraldoi urdin bihurtzen dira, horietako batzuk, zuzenean, [[Wolf-Rayet]] izarretara eboluzionatzea posible den arren.<ref name=":0">{{Erreferentzia|izena=Georges|abizena=Meynet|izenburua=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective|abizena2=Georgy|abizena3=Hirschi|abizena4=Maeder|abizena5=Massey|abizena6=Przybilla|abizena7=Nieva|izena2=Cyril|izena3=Raphael|izena4=Andre|izena5=Phil|izena6=Norbert|izena7=M.-Fernanda|data=2011-01-31|url=http://arxiv.org/abs/1101.5873|aldizkaria=arXiv:1101.5873 [astro-ph]|sartze-data=2021-05-31}}</ref> Supererraldoi arora hedatzea, izarraren nukleoko hidrogenoa agortzen denean eta hidrogeno oskolaren errekuntza hasten denean gertatzen da, baina elementu astunak, konbekzio eta masa galeraren bidez, azalera arrastatzen direnean ere gerta daiteke, erradiazio presioa handitzearen ondorioz.<ref>{{Erreferentzia|izena=P.|abizena=Eggenberger|izenburua=Modelling massive stars with mass loss|orrialdeak=87|hizkuntza=en|abizena2=Meynet|abizena3=Maeder|izena2=G.|izena3=A.|data=2009-07|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009CoAst.158...87E/abstract|aldizkaria=Communications in Asteroseismology|zenbakia=158|issn=1021-2043|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
Supererraldoi urdinek sekuentzia nagusitik eboluzionatu berri dute, argitasun oso altuak dituzte, masa galera tasa altuak eta orokorrean ezegonkorrak dira. Horietako asko [[Izar aldakor urdin argitsu|aldakor urdin argitsu]] (LBV) bihurtzen dira, muturreko masa-galerarekin. Masa txikiagoko supererraldoi urdinek hedatzen jarraitzen dute supererraldoi gorri bihurtu arte. Prozesuan, denbora bat igaro behar dute [[Supererraldoi hori|supererraldoi horiak]] edo [[Hipererraldoi hori|hipererraldoi horiak]] bezala, baina hedapen hau, soilik milaka urte gutxi batzuetan gertatzen da, eta, beraz, izar hauek arraroak dira. Masa handieneko supererraldoi gorriek, euren kanpoko atmosferak suntsitu eta supererraldoi urdin eta, ziuraski, Wolf-Rayet izar bihurtu arte eboluzionatzen dute.<ref>{{Erreferentzia|izena=Livia|abizena=Origlia|izenburua=Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared|orrialdeak=96–108|abizena2=Goldader|abizena3=Leitherer|abizena4=Schaerer|abizena5=Oliva|izena2=Jeffrey D.|izena3=Claus|izena4=Daniel|izena5=Ernesto|data=1999-03-20|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9810017|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=514|issn=0004-637X|doi=10.1086/306937|sartze-data=2021-05-31}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Kathryn F.|abizena=Neugent|izenburua=Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud|orrialdeak=177|abizena2=Massey|abizena3=Skiff|abizena4=Meynet|izena2=Philip|izena3=Brian|izena4=Georges|data=2012-04-20|url=http://arxiv.org/abs/1202.4225|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=749|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/749/2/177|sartze-data=2021-05-31}}</ref> Supererraldoi gorri baten masa eta konposizio zehatzaren arabera, begizta urdin batzuk exekutatu ditzake II motako supernoba bezala lehertu aurretik, edo, azkenik, supererraldoi urdin bat izateko behar adina kanpo geruza desegin ditzake, lehen aldian baino argitasun gutxiagokoa baina ezegonkorragoa.<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Maeder|izenburua=Stellar evolution with rotation VII: Low metallicity models and the blue to red supergiant ratio in the SMC|orrialdeak=555–571|abizena2=Meynet|izena2=G.|data=2001-07|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0105051|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=2|zenbakia=373|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20010596|sartze-data=2021-05-31}}</ref> Mota honetako izar batek huts ebolutibo horia zeharkatu badezake, argitasun txikieneko LBV bihurtzea espero da.<ref>{{Erreferentzia|izena=Richard B.|abizena=Stothers|izenburua=Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post-Red Supergiant Stars|orrialdeak=934–936|hizkuntza=en|abizena2=Chin|izena2=Chao-wen|data=2001-10|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..934S/abstract|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=560|issn=0004-637X|doi=10.1086/322438|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
Supererraldoi urdin masiboenak argiegiak dira atmosfera zabal bat mantentzeko, eta ez dira inoiz hedatzen supererraldoi gorri bihurtu arte. Banalerroa, gutxi gora-behera, 40 <var>M</var><sub>☉</sub>koa da, supererraldoi gorri hotz eta handienak, 15-25 <var>M</var><sub>☉</sub>ko hasierako masadun izarretatik garatzen diren arren. Ez dago argi supererraldoi urdin masiboenek, zahartzarora arte, Wolf Rayet izar bezala eta, azkenik, nano zuri bezala eboluzionatzeko adina masa gal dezaketen, edo Wolf Rayet arora iristen diren eta [[supernoba]] bezala lehertzen diren, edo supererraldoi urdinak diren bitartean supernoba bezala lehertzen diren.<ref name=":0" />
Supernoben gurasoak supererraldoi gorriak izaten dira eta supererraldoi gorriak bakarrik supernoba bezala leher zitezkeela uste zen. Hala ere, [[SN 1987A|SN 1987Ak]] astronomoak teoria hau berraztertzera behartu zituen, bere ama, [[Sanduleak -69° 202]], B3 supererraldoi urdin bat baitzen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Nathan|abizena=Smith|izenburua=Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors|orrialdeak=163–170|data=2007|url=http://arxiv.org/abs/0705.3066|aldizkaria=AIP Conference Proceedings|zenbakia=937|doi=10.1063/1.2803557|sartze-data=2021-05-31}}</ref> Orain, behaketaren bidez, masa handiko ia edozein izar eboluzionatu mota, supererraldoi urdin eta horiak barne, supernoba bezala eztanda egin dezakeela ezagutzen da, teoria oraindik xehetasunez nola azaltzen saiatzen den arren.<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Gal-Yam|izenburua=A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl|orrialdeak=865–867|hizkuntza=en|abizena2=Leonard|izena2=D. C.|data=2009-04|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009Natur.458..865G/abstract|aldizkaria=Nature|alea=7240|zenbakia=458|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature07934|sartze-data=2021-05-31}}</ref> Supernoba gehienak II-P mota nahiko homogeneokoak diren eta supererraldoi gorriek sortzen dituzten bitartean, supererraldoi urdinek argitasun, iraupen eta espektro mota ugari dituzten supernobak sortzen dituztela ikusi da, batzuetan SN 1987A bezalako azpi-argitsuak, batzuetan super-argitsuak, IIn motako supernoba asko bezala.<ref>{{Erreferentzia|izena=Jon C.|abizena=Mauerhan|izenburua=The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova|orrialdeak=1801–1810|abizena2=Smith|abizena3=Filippenko|abizena4=Blanchard|abizena5=Blanchard|abizena6=Casper|abizena7=Cenko|abizena8=Clubb|abizena9=Cohen|izena2=Nathan|izena3=Alexei|izena4=Kyle|izena5=Peter|izena6=Chadwick F. E.|izena7=S. Bradley|izena8=Kelsey I.|izena9=Daniel|data=2013-04-11|url=http://arxiv.org/abs/1209.6320|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=430|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stt009|sartze-data=2021-05-31}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Io|abizena=Kleiser|izenburua=The Peculiar Type II Supernova 2000cb|orrialdeak=337.26|hizkuntza=en|abizena2=Poznanski|abizena3=Kasen|abizena4=Filippenko|abizena5=Chornock|abizena6=Ganeshalingam|abizena7=Kirshner|abizena8=Li|abizena9=Matheson|izena2=D.|izena3=D.|izena4=A. V.|izena5=R.|izena6=M.|izena7=R. P.|izena8=W.|izena9=T.|data=2011-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011AAS...21733726K/abstract|aldizkaria=American Astronomical Society Meeting Abstracts #217|zenbakia=217|sartze-data=2021-05-31}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Cyril|abizena=Georgy|izenburua=Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?|orrialdeak=L8|data=2012-02|url=http://arxiv.org/abs/1111.7003|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=538|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201118372|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
== Propietateak ==
[[Fitxategi:B2ii-spectra.png|ezkerrera|thumb|402x402px|B2 izar baten espektroa.]]
Bere muturreko masak direla eta, nahiko bizitza laburra dute, eta nagusiki egitura kosmiko gazteetan ikusten dira, [[Kumulu ireki|kumulu irekiak]], [[Galaxia kiribil|galaxia kiribilen]] besoak eta [[Galaxia irregular|galaxia irregularrak]] kasu. Oso gutxitan ikusten dira galaxia espiralen nukleotan, [[galaxia eliptiko]] edo [[Kumulu globular|kumulu globularretan]], horietako gehienak, izar zaharragoez osatuta daudela uste delarik, berriki, Esne Bidearen nukleoak, zenbait kumulu ireki masibo eta lotutako izar bero gazte dituela aurkitu den arren.<ref>{{Erreferentzia|izena=Donald F.|abizena=Figer|izenburua=HST/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters Near the Galactic Center|orrialdeak=750–758|abizena2=Kim|abizena3=Morris|abizena4=Serabyn|abizena5=Rich|abizena6=McLean|izena2=Sungsoo S.|izena3=Mark|izena4=Eugene|izena5=R. Michael|izena6=Ian S.|data=1999-11-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9906299|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=525|issn=0004-637X|doi=10.1086/307937|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
Adibiderik ezagunena [[Rigel]] da, [[Orion (konstelazioa)|Orion]] konstelazioko izarrik distiratsuena. Bere [[masa]] gure eguzkiarena baino 20 aldiz handiagoa da, eta bere [[Argitasun|argitasuna]] 117.000 aldiz handiagoa. Euren bakantasuna eta bizitza laburra gorabehera, oso irudikatuak daude begi hutsez ikus daitezkeen izarren artean, euren distira izugarria nahikoa da euren eskasia konpentsatzeko.
Supererraldoi urdinek izar haize azkarrak dituzte, eta argitsuenek, [[hipererraldoi]] deituak, jarraituak bultzatutako masa galera handi bat adierazten duten igorpen lerroek domeinatutako espektroak dituzte. Supererraldoi urdinek elementu astunen kantitate aldakorrak erakusten dituzte euren espektroetan, euren adinaren eta [[Nukleosintesi|nukleosintesiaren]] produktuak nukleoan azaleran bihurtzen diren eraginkortasunaren arabera. Errotazio azkarreko supererraldoiak oso nahastuta egon daitezke eta helio proportzio altuak erakutsi ditzakete, baita elementu astunagoak ere nukleoan hidrogenoa erretzen jarraitzen duten bitartean; izar hauek Wolf Rayet izar baten espektroen oso antzekoak dituzte.
Supererraldoi gorri baten izar haizea trinkoa eta motela den bitartean, supererraldoi urdin baten haizea azkarra baina urria da. Supererraldoi gorri bat supererraldoi urdin bihurtzen denean, eragiten duen haize azkarrenak jada igorritako haize motelarekin talka egiten du eta ateratzen den materiala oskol fin batean kondentsatzea eragiten du. Kasu batzuetan, masa-galeraren segidako gertakarietatik datozen hainbat azal ahul zentrokide ikus daitezke, supererraldoi gorriaren etaparen aurreko begizta urdinak edo LBVren leherketak bezalako erupzioak.<ref>{{Erreferentzia|izena=S. M.|abizena=Chita|izenburua=Multiple ring nebulae around blue supergiants|orrialdeak=L37–L41|abizena2=Langer|abizena3=van Marle|abizena4=Garcia-Segura|abizena5=Heger|izena2=N.|izena3=A. J.|izena4=G.|izena5=A.|data=2008-09|url=http://arxiv.org/abs/0807.3049|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=2|zenbakia=488|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:200810087|sartze-data=2021-05-31}}</ref>
== Supererraldoi urdinik garrantzitsuenak ==
11 ⟶ 29 lerroa:
{| class=wikitaula style="text-align:center"
! width=120px |Izena!![[Bayerren izendapena]]!![[Mota espektral]]a!![[
|-
| [[Rigel]] ||[[Rigel|β Orionis]]||B8 Ia || 66.000 ||11.000|||910
25 ⟶ 43 lerroa:
| [[Menkib]] ||[[Menkib|ζ Persei]]||B1 Ib ||105.000 ||23.000||982
|-
|}
== Ikus, gainera ==
32 ⟶ 50 lerroa:
* [[Izar eboluzio]]
* [[Erraldoi urdin]]
== Erreferentziak ==
<references />
== Kanpo estekak ==
| |||