Edukira joan

Supererraldoi hori

Wikipedia, Entziklopedia askea

Supererraldoi horia (YSG) izar bat da, orokorrean F edo G espektro motakoa, supererraldoi argitasun mota bat duena (Ia edo Ib adibidez). Sekuentzia nagusitik kanpo eboluzionatu duten izarrak dira, hedatuz eta argitsuago bihurtuz.

Supererraldoi horiak gorriak baino txikiagoak dira; begi hutsezko adibideen artean Polaris dago. Horietako asko izar aldakorrak dira, batez ere δ Cephei bera bezalako zefeida pultsatzaileak.

Espektrua

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Supererraldoi horiek, F eta G espektro motak izaten dituzte, batzuetan, A klase berantiarreko edo K goiztiarreko izarrak barne hartzen diren arren.[1][2][3] Espektro mota hauek, A klasean oso indartsuak diren hidrogeno lerroengatik bereizten dira, F eta G klaseen bidez ahultzen direlarik, K. klasean oso ahulak diren edo falta diren arte, H eta k espektro berantiarretan agertzen dira, baina indartsuagoak dira F klasean, eta indartsuagoak G klasean, izar hotzenetan berriz ahuldu aurretik. Metal ionizatuen lerroak indartsuak dira A klasean, ahulagoak F eta G klaseetan, eta ez daude izar hotzenetan. G klasean, metal neutroen lerroak ere badaude, CH banda molekularrekin batera.[4]

Supererraldoiak, Yerkesen espektro sailkapenean, Ia eta Ib argitasun motengatik identifikatzen dira, batzuetan, erdikoak Iab eta Ia/ab bezala erabiltzen direlarik. Argitasun mota hauek, argitasunarekiko sentikorrak diren espektro lerroak erabiliz esleitzen dira. Historikoki, izar horientzat, Ca H eta K-ren lerroen intentsitateak erabili dira, baita zenbait linea metalikoren intentsitateak ere.[5] Oxigeno neutroaren lineak ere erabili dira, 777,3 nm-ko tripletea kasu, espektro mota ugaritan argitasunarekiko oso sentikorrak baitira.[6] Eredu atmosferiko modernoek, espektro lerroen intentsitate eta profil guztiak zehatz bat etortzea eragin dezakete espektro sailkapen bat emateko, edo, baita, zuzenean, izarraren parametro fisikoetara salto egitea ere, baina, praktikan, argitasun klaseak, izar estandarrekin alderatuz esleitzen jarraitzen dira.[4]

Izar hori supererraldoi estandar espektral batzuk:[7]

Propietateak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
RSGC1 kumulu masiboak 14 supererraldoi gorri eta supererraldoi hori bat ditu.[8]

Supererraldoi horiek, euren espektro motei dagozkien tenperatura tarte nahiko estua dute, 4.000 kelvinetik 7.000 kelvinera.[9] Euren argitasunak, 1.000 L☉-tik aurrera doaz, eta izarrik argitsuenak, 100.000 L☉-tik gorakoak dira. Argitasun altuek, Eguzkia baino askoz handiagoak direla adierazten dute, 30 R☉ ingurutik, ehunka R☉ gehiagoraino.[10]

Supererraldoi horien masak asko aldatzen dira, W Virginis bezalako izarrentzako eguzkia baino gutxiago izatetik 20 M☉ edo gehiago izatera (adibidez, V810 Centauri). Dagozkien azaleko grabitateak (log (g) cgs) 1-2 inguruan daude masa altuko supererraldoientzat, baina 0 bezain baxuak izan daitezke masa baxuko supererraldoientzat.[9][11]

Supererraldoi horiak izar arraroak dira, supererraldoi gorriak eta sekuentzia nagusiko izarrak bezain ohikoak ez direnak. M31n (Andromedaren galaxia), O klaseko izarren eboluzioarekin lotutako 16 supererraldoi hori ikusten dira, horietatik 25.000 ikus daitezkeenak.[12]

Aldakortasuna

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Delta Cepheiren argi kurba, zefeida aldakor klasiko supererraldoi hori bat

Supererraldoi hori asko, ezegonkortasun zerrenda bezala ezagutzen den HR diagramako eskualde batean daude, euren tenperatura eta argitasunek, dinamikoki ezegonkorrak egiten dituztelako. Ezegonkortasun-zerrendan behatutako supererraldoi hori gehienak zefeidak aldagakorrak dira, hala deituak δ Cephei-ren gaitik, ondo definitutako aldiak sakatzen dituztenak, euren argitasunarekin erlazionatuak daudenak. Honek, izarren distantzia zehazteko kandela estandar bezala erabil daitezkeela esan nahi du, soilik euren aldakortasun periodoa ezagutuz. Aldi luzeagoko zefeidak hotzagoak eta argitsuagoak dira.[13]

Bi aldagai zefeida mota identifikatu dira, periodoaren eta argitasunaren artean erlazio ezberdinak dituztenak: aldagai zefeida klasikoak I. populazioko izar gazte eta masiboak dira; II. motako zefeidak II. populazioko masa baxuko izar zaharragoak dira, W Virginis aldagaiak, BL Herculis aldagaiak eta RV Tauri aldagaiak barne. Zefeida klasikoak aldi bereko II. motakoak baino argitsuagoak dira.[14]

R Coronae Borealis aldagaiak supererraldoi horiak izan ohi dira, baina euren aldakortasuna zefeidena ez den mekanismo baten bidez gertatzen da. Tarte irregularretan, izarraren inguruko hauts kondentsazioaren ondorioz iluntzen dira, eta euren distira izugarri gutxitzen da.[15]

Eboluzioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
5 M☉-ko izar baten eboluzioa, begizta urdin bat eta AGB ondorengo pista erakutsiz supererraldoi horian zehar

Supererraldoiak sekuentzia nagusitik kanpo eboluzionatu duten izarrak dira, nukleoen hidrogenoa agortu ondoren. Supererraldoi horiak izar talde heterogeneo bat dira, HR diagraman izar kategoria estandarrak zeharkatzen dituztenak, euren eboluzioaren etapa ezberdinetan.

8-12 M☉ko izar masiboenek, sekuentzia nagusian, milioi batzuk urte igarotzen dituzte O eta B klaseko izar goiztiar bezala, euren nukleoetako hidrogeno trinkoa agortzen den arte. Orduan hedatu eta hoztu egiten dira supererraldoi bihurtzeko. Milaka urte gutxi batzuk igarotzen dituzte supererraldoi horiak bezala hozten diren bitartean, eta, ondoren, urte batetik lau milioira supererraldoi gorriak bezala igarotzen dira, normalean. Supererraldoiak izarren % 1 baino gutxiago dira, baina proportzio ezberdinetan unibertsoaren lehen garai ikusgarrietan. Fase labur samarrek eta materia kontzentrazioak izar hauen bakantasuna azaltzen dute.[16]

Supererraldoi gorri batzuek begizta urdin bat izaten dute, aldi baterako berotzen dira eta supererraldoi horiak edo urdinak bihurtzen dira berriro hoztu aurretik. Izar ereduek, begizta urdinak, konposizio kimiko jakin batzuen eta beste suposizio batzuen mende daudela erakusten dute, baina, gertagarriagoak dira supererraldoi gorri masa baxuko izarretan. Lehen aldiz hozten diren bitartean edo begizta urdin nahikoa zabal bat egiten dutenean, supererraldoi horiek ezegonkortasun-zerrenda zeharkatzen dute eta aldagai zefeida klasiko gisa sakatzen dute, hamar egun edo gehiagoko epeekin.[17][18]

Masa ertaineko izarrek sekuentzia nagusia uzten dute azpierraldoien adarrean zehar hoztuz erraldoi gorrien adarrera iritsi arte. 2 M☉ inguruko izar masiboenek, degeneratu aurretik fusioa hasteko bezain handia den helio nukleo bat dute. Izar hauek begizta urdin bat egingo dute.

5 M☉ eta 12 M☉ arteko masetarako, begizta urdina F eta G espektro motetara heda daiteke, 1.000 L☉-ko argitasunarekin. Izar hauek supererraldoiaren argitasun klaseak gara ditzakete, bereziki pultsatzaileak badira. Izar hauek ezegonkortasun-zerrenda zeharkatzen dutenean, aldi laburreko zefeidak bezala sakatzen dute. Izar hauen begizta urdinek, 10 milioi urte iraun dezakete, eta, beraz, supererraldoi hori mota argitsuenak baino ohikoagoa da.[19][20]

Eguzkiarenaren antzeko masa duten izarrek helio nukleo endekatuak garatzen dituzte sekuentzia nagusia utzi eta erraldoi gorrien adarraren puntaraino igo ondoren, non helioa une batean pizten duten. Ondoren, nukleoaren helioa adar horizontalean nahasten dute argitasun txikiegiekin supererraldoitzat hartzeko.

Adar horizontalaren erdi urdina utzi eta adar erraldoi asintotikoan (AGB) sailkatzen diren izarrak sailkapen horietatik pasatzen dira eta BL Herculis aldagai gisa sakatuko dute. Izar hori horiei supererraldoi argitasun mota bat eman dakieke, masa baxuak izan arren, baina argizko pultsazio batek lagunduta. AGBn, helioarekin bat egiten duten izarren oskolaren pultsu termikoek, begizta urdin bat sor dezakete ezegonkortasun zerrendaren bidez. Izar hauek W Virginis aldagai bezala sakatuko dute eta, berriz ere, argitasun erlatiboki baxuko supererraldoi hori bezala sailka daitezke.[14] AGBren masa baxuko edo ertaineko izar baten hidrogeno fusio bilketa bere azalera hurbiltzen denean, kanpo geruza hotzak azkar galtzen dira, izarra berotzea eragiten duena, azkenean nano zuri bat bihurtuz. Izar hauek eguzkiarena baino masa txikiagoak dituzte, baina 10.000 L☉ edo gehiagoko argitasunak izan daitezkeenak, eta, beraz, supererraldoi hori bihurtuko dira denboraldi labur batez. Uste denez, AGB ondorengo izarrek RV Tauri aldagai bezala sakatzen dute ezegonkortasun zerrenda zeharkatzen dutenean.[21]

R Coronae Borealis aldagai supererraldoi horien eboluzio-egoera ez dago argi. AGB ondorengo izarrak izan daitezke, helio oskolaren distira berantiar batek berpiztuak, edo nano zurien fusioetatik sor daitezke.[22]

Supererraldoi horiek supernobarik gabeko supererraldoi gorriaren etaparaino heltzea espero da. Supererraldoi hori post gorri batzuen nukleoak kolapsatu eta supernoba bat sor dezakete. Supernoba sorta bat, itxura batean, guraso supererraldoi horiekin lotu da, gorri-ondoko supererraldoi izateko bezain argitsuak ez direnak. Baieztatzen badira, heliozko nukleo bat duen masa moderatuko izar batek nukleoaren kolapso supernoba bat eragin dezakeela azaltzen duen azalpen bat aurkitu beharko da. Kasu horietan, begi-bistako hautagaia elkarrekintza bitarreko moduren bat da beti.[23]

Hipererraldoi horiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Artikulu nagusia: «Hipererraldoi hori»

Supererraldoi hori bereziki argitsu eta ezegonkorrak, sarri, hipererraldoi horiak izeneko izar klase bereizi batean biltzen dira. Gehienak, izar supererraldoi post-gorriak direla uste da, oso masiboak, euren kanpo geruzen zati handi bat galdu dutenak, eta, orain, supererraldoi urdin eta Wolf-Rayet izar bihurtzeko eboluzionatzen ari direnak.[24]

Supererraldoi hori garrantzitsuak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar supererraldoi horiaren adibide on bat, Wezen da, Canis Major konstelazioko delta izarra. Honetaz gain, jarraian ikus daitekeen taulan, izar supererraldoi hori ezagunenetako batzuk agertzen dira.

Izena Bayerren izendapena Mota espektrala Argitasuna (eguzkik) Distantzia (argi urteak)
Mirfak α Persei F5 Ib 5.400 590
Wezen δ Canis Majoris F8 Iab 50.000 1800
Sadr γ Cygni F8 Ib 65.000 1520
Sadalmelik α Aquarii G2 Ib 3.000 760
Azmidiske ξ Puppis G6 Iab-Ia 8.300 1300
Mebsuta ε Geminorum G8 Iab 7.600 900

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ (Ingelesez) Chiosi, Cesare; Maeder, Andre. (1986). «The evolution of massive stars with mass loss.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 24: 329–375.  doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  2. ↑ (Ingelesez) Giridhar, S.; Arellano Ferro, A.; Parrao, L.. (1997-10). «Elemental Abundances and Atmospheric Parameters of Seven F-G Supergiants» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 109: 1077–1084.  doi:10.1086/133978. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  3. ↑ Drout, Maria R.; Massey, Philip; Meynet, Georges. (2012-05-10). «The Yellow and Red Supergiants of M33» The Astrophysical Journal 750 (2): 97.  doi:10.1088/0004-637X/750/2/97. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  4. ↑ a b (Ingelesez) Gray, Richard O.; Corbally, Christopher. (2009). Stellar Spectral Classification. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  5. ↑ (Ingelesez) Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  6. ↑ (Ingelesez) Faraggiana, R.; Gerbaldi, M.; van't Veer, C.; Floquet, M.. (1988-08). «Behaviour of O I triplet lambda 7773. I. Normal stars.» Astronomy and Astrophysics 201: 259–266. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  7. ↑ (Ingelesez) Garcia, B.. (1989-06). «A list of MK standard stars» Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires 36: 27. ISSN 1169-8837. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  8. ↑ Figer, Donald F.; MacKenty, John; Robberto, Massimo; Smith, Kester; Najarro, Francisco; Kudritzki, Rolf P.; Herrero, Artemio. (2006-06). «Discovery of an Extraordinarily Massive Cluster of Red Supergiants» The Astrophysical Journal 643 (2): 1166–1179.  doi:10.1086/503275. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  9. ↑ a b (Ingelesez) Parsons, S. B.. (1971). «Effective temperatures, intrinsic colours, and surface gravities of yellow supergiants and cepheids.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 152: 121.  doi:10.1093/mnras/152.1.121. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  10. ↑ (Ingelesez) Burki, G.. (1978-05). «The semi-period-luminosity-colour relation for supergiant stars.» Astronomy and Astrophysics 65: 357–362. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  11. ↑ (Ingelesez) Gonzalez, Guillermo; Lambert, David L.; Giridhar, Sunetra. (1997-04). «Abundance Analyses of the Field RV Tauri Variables: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis, and R Sagittae» The Astrophysical Journal 479 (1): 427–440.  doi:10.1086/303852. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  12. ↑ Drout, Maria R.; Massey, Philip; Meynet, Georges; Tokarz, Susan; Caldwell, Nelson. (2009-09-20). «Yellow Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)» The Astrophysical Journal 703 (1): 441–460.  doi:10.1088/0004-637X/703/1/441. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  13. ↑ Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.. (2009-09-01). «Characteristics of the Galaxy according to Cepheids» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398 (1): 263–270.  doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  14. ↑ a b (Ingelesez) Wallerstein, G.; Cox, A. N.. (1984-09). «The population II Cepheids.» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 96: 677–691.  doi:10.1086/131406. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  15. ↑ (Ingelesez) Asplund, M.; Gustafsson, B.; Lambert, D. L.; Rao, N. K.. (2000-01). «The R Coronae Borealis stars - atmospheres and abundances» Astronomy and Astrophysics 353: 287–310. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  16. ↑ Meynet, Georges; Maeder, Andre. (2000-06-28). «Stellar Evolution with Rotation V: Changes in all the Outputs of Massive Star Models» arXiv:astro-ph/0006404 (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  17. ↑ 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: 2021-06-01).
  18. ↑ Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Maeder, André; Eggenberger, Patrick; Saio, Hideyuki; Chomienne, Vincent; Haemmerlé, Lionel. (2013). «Models of rotating massive stars: impacts of various prescriptions» arXiv:1301.2487 [astro-ph] 865: 3–22.  doi:10.1007/978-3-642-33380-4_1. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  19. ↑ (Ingelesez) Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P.. (1998-08). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 (2): 525–536.  doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  20. ↑ Girardi, Leo; Bressan, Alessandro; Bertelli, Gianpaolo; Chiosi, Cesare. (2000-02). «Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 141 (3): 371–383.  doi:10.1051/aas:2000126. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  21. ↑ (Ingelesez) van Winckel, Hans. (2003). «Post-AGB Stars» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41: 391–427.  doi:10.1146/annurev.astro.41.071601.170018. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  22. ↑ Clayton, Geoffrey C.; Geballe, T. R.; Herwig, Falk; Fryer, Christopher; Asplund, Martin. (2007-06-20). «Very Large Excesses of 18O in Hydrogen-Deficient Carbon and R Coronae Borealis Stars: Evidence for White Dwarf Mergers» The Astrophysical Journal 662 (2): 1220–1230.  doi:10.1086/518307. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  23. ↑ Bersten, Melina C.; Benvenuto, Omar G.; Nomoto, Ken'ichi; Ergon, Mattias; Folatelli, Gastón; Sollerman, Jesper; Benetti, Stefano; Botticella, Maria Teresa et al.. (2012-09-20). «The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor» The Astrophysical Journal 757 (1): 31.  doi:10.1088/0004-637X/757/1/31. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
  24. ↑ (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: 2021-06-01).

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Supererraldoi_hori&oldid=8580269"(e)tik eskuratuta