Wikipedia

Supererraldoi urdin

Supererraldoi urdin bat izar bero eta argitsu bat da, sarri OB supererraldoi deitua. I argitasun mota dute eta B9 espektro mota edo lehenagokoa.[1]

Supererraldoi urdinak 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 argiagoekin.

Eraketa aldatu

 
Rigel eta argitzen duen IC 2118 nebulosa

Supererraldoiak masa handiko izar eboluzionatuak dira, sekuentzia nagusikoak baino handiagoak eta argitsuagoak. O klaseko izarrak eta B klaseko lehenak, 10-300 M☉ko hasierako masak dituztenak, sekuentzia nagusitik kanpo eboluzionatzen dute milioi gutxi batzuetan, euren hidrogenoa kontsumitzen den heinean eta 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.[2] 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.[3]

Supererraldoi urdinek sekuentzia nagusitik eboluzionatu berri dute, argitasun oso altuak dituzte, masa galera tasa altuak eta orokorrean ezegonkorrak dira. Horietako asko 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 horiak edo 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.[4][5] 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.[6] Mota honetako izar batek huts ebolutibo horia zeharkatu badezake, argitasun txikieneko LBV bihurtzea espero da.[7]

Supererraldoi urdin masiboenak argiegiak dira atmosfera zabal bat mantentzeko, eta ez dira inoiz hedatzen supererraldoi gorri bihurtu arte. Banalerroa, gutxi gora-behera, 40 M☉koa da, supererraldoi gorri hotz eta handienak, 15-25 M☉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.[2]

Supernoben gurasoak supererraldoi gorriak izaten dira eta supererraldoi gorriak bakarrik supernoba bezala leher zitezkeela uste zen. Hala ere, SN 1987Ak astronomoak teoria hau berraztertzera behartu zituen, bere ama, Sanduleak -69° 202, B3 supererraldoi urdin bat baitzen.[8] 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.[9] 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.[10][11][12]

Propietateak aldatu

 
B2 izar baten espektroa.

Bere muturreko masak direla eta, nahiko bizitza laburra dute, eta nagusiki egitura kosmiko gazteetan ikusten dira, kumulu irekiak, galaxia kiribilen besoak eta galaxia irregularrak kasu. Oso gutxitan ikusten dira galaxia espiralen nukleotan, galaxia eliptiko edo 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.[13]

Adibiderik ezagunena Rigel da, Orion konstelazioko izarrik distiratsuena. Bere masa gure eguzkiarena baino 20 aldiz handiagoa da, eta bere 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 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.[14]

Supererraldoi urdinik garrantzitsuenak aldatu

Ziur asko, izar supererraldoi urdinik ezagunena, Rigel izango da, +0,12ko itxurazko magnitude batekin, gaueko zeruan ikus daitekeen mota honetako izarrik distiratsuena dena. Bere benetako argiztapena, gure Eguzkiarena baino 66.000 aldiz handiagoa da, eta bere masa, 20 eguzki masakoa da. Orion konstelazioan ere, supererraldoi urdinak, honako hauek dira: Alnilam, Alnitak eta Saiph. Gainera, SN 1987A supernoba sortu zuen izarra ere, supererraldoi urdin bat zen, Sanduleak -69º 202a izenekoa, Magallanesen Laino Handian.

Jarraian ikus daitekeen taulan, supererraldoi urdin ezagunenetako batzuk aipatzen dira:

Izena Bayerren izendapena Mota espektrala Argitasuna(eguzkiak) Tenperatura (K) Distantzia (argi urteak)
Rigel β Orionis B8 Ia 66.000 11.000 910
Alnilam ε Orionis B0 Iab 375.000 25.000 1340
Alnitak ζ Orionis O9.5 Ib 100.000 31.000 800
Naos ζ Puppis O5 Ia 550.000 42.000 900
Aludra η Canis Majoris B5 Ia 66.000 13.500 2000
Menkib ζ Persei B1 Ib 105.000 23.000 982

Erreferentziak aldatu

  1. ↑ Massey, Philip; Puls, Joachim; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore. (2005-07). «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» The Astrophysical Journal 627 (1): 477–519.  doi:10.1086/430417. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  2. ↑ a b Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, Andre; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda. (2011-01-31). «Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective» arXiv:1101.5873 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  3. ↑ (Ingelesez) Eggenberger, P.; Meynet, G.; Maeder, A.. (2009-07). «Modelling massive stars with mass loss» Communications in Asteroseismology 158: 87. ISSN 1021-2043. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  4. ↑ Origlia, Livia; Goldader, Jeffrey D.; Leitherer, Claus; Schaerer, Daniel; Oliva, Ernesto. (1999-03-20). «Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared» The Astrophysical Journal 514 (1): 96–108.  doi:10.1086/306937. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  5. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Skiff, Brian; Meynet, Georges. (2012-04-20). «Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud» The Astrophysical Journal 749 (2): 177.  doi:10.1088/0004-637X/749/2/177. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  6. ↑ Maeder, A.; Meynet, G.. (2001-07). «Stellar evolution with rotation VII: Low metallicity models and the blue to red supergiant ratio in the SMC» Astronomy & Astrophysics 373 (2): 555–571.  doi:10.1051/0004-6361:20010596. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  7. ↑ (Ingelesez) Stothers, Richard B.; Chin, Chao-wen. (2001-10). «Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post-Red Supergiant Stars» The Astrophysical Journal 560 (2): 934–936.  doi:10.1086/322438. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  8. ↑ Smith, Nathan. (2007). «Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors» AIP Conference Proceedings 937: 163–170.  doi:10.1063/1.2803557. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  9. ↑ (Ingelesez) Gal-Yam, A.; Leonard, D. C.. (2009-04). «A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl» Nature 458 (7240): 865–867.  doi:10.1038/nature07934. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  10. ↑ Mauerhan, Jon C.; Smith, Nathan; Filippenko, Alexei; Blanchard, Kyle; Blanchard, Peter; Casper, Chadwick F. E.; Cenko, S. Bradley; Clubb, Kelsey I. et al.. (2013-04-11). «The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 430 (3): 1801–1810.  doi:10.1093/mnras/stt009. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  11. ↑ (Ingelesez) Kleiser, Io; Poznanski, D.; Kasen, D.; Filippenko, A. V.; Chornock, R.; Ganeshalingam, M.; Kirshner, R. P.; Li, W. et al.. (2011-01). «The Peculiar Type II Supernova 2000cb» American Astronomical Society Meeting Abstracts #217 217: 337.26. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  12. ↑ Georgy, Cyril. (2012-02). «Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?» Astronomy & Astrophysics 538: L8.  doi:10.1051/0004-6361/201118372. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  13. ↑ Figer, Donald F.; Kim, Sungsoo S.; Morris, Mark; Serabyn, Eugene; Rich, R. Michael; McLean, Ian S.. (1999-11-10). «HST/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters Near the Galactic Center» The Astrophysical Journal 525 (2): 750–758.  doi:10.1086/307937. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  14. ↑ Chita, S. M.; Langer, N.; van Marle, A. J.; Garcia-Segura, G.; Heger, A.. (2008-09). «Multiple ring nebulae around blue supergiants» Astronomy & Astrophysics 488 (2): L37–L41.  doi:10.1051/0004-6361:200810087. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).

Ikus, gainera aldatu

Kanpo estekak aldatu

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Supererraldoi_urdin&oldid=9588335"(e)tik eskuratuta