Hyperobr: Porovnání verzí

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Interaktivně procházet historii
← Přejít na předchozí porovnáníPřejít na další porovnání →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálníWikitext
→‎Známí hyperobři: anglické zkratky nejsou vhodné
save
Řádek 4: Řádek 4:


Hyperobři jsou nejsvítivější hvězdy, jejich jasnost dosahuje milionu svítivosti Slunce a jejich teplota může dosahovat 3 500 až 35 000 [[Kelvin|K]]. Existují jeden až tři miliony let, pak vybuchnou jako [[supernova]] nebo [[hypernova]]. Předpokládá se, že po výbuchu hyperobra ze zbytku hvězdy zůstane [[černá díra]].
Hyperobři jsou nejsvítivější hvězdy, jejich jasnost dosahuje milionu svítivosti Slunce a jejich teplota může dosahovat 3 500 až 35 000 [[Kelvin|K]]. Existují jeden až tři miliony let, pak vybuchnou jako [[supernova]] nebo [[hypernova]]. Předpokládá se, že po výbuchu hyperobra ze zbytku hvězdy zůstane [[černá díra]].

== Původ a definice ==
V roce 1956 astronomové [[Michael William Feast|Feast]] a [[A. David Thackeray|Thackeray]] použili termín ''vele-veleobr'' (''super-supergiant''), později změněný na ''hyperobr'', pro hvězdy s [[absolutní hvězdná velikost|jasností]] rovnou nebo vyšší než ''M''<sub>V</sub> = −7 (''M''<sub>Bol</sub> bude vyšší pro velmi chladné a velmi horké hvězdy, například nejméně -9,7 pro hyperobra třídy B0). V roce 1971 [[Philip Childs Keenan|Keenan]] doporučil, aby termín byl používán pouze pro veleobry vykazující nejméně jednu širokou emisní složku v [[H-alfa]], což je znakem rozsáhlé atmosféry a relativně vysokého odlivu hvězdné hmoty. Keenanovo kritérium je dnes v astronomické komunitě jedním z nejvíce používaných.<ref>
{{cite journal
|last1=de Jager |first1=C.
|date=1998
|title=The Yellow Hypergiants
|journal=[[The Astronomy and Astrophysics Review]]
|volume=8 |issue=3 |pages=145–180
|bibcode=1998A&ARv...8..145D
|doi=10.1007/s001590050009
}}</ref>

Aby hvězda byla klasifikována jako hyperobr, musí být vysoce zářivá a ve spektru musí být přítomny signatury naznačující nestabilitu a vysoké ztráty hvězdné hmoty. Je tedy možné, aby veleobr nebyl hyperobrem, ale vykazoval stejný nebo vyšší zářivý výkon nebo měl stejnou spektrální třídu. Od hyperobrů se očekává, že spektrum bude obsahovat typická rozšíření a [[rudý posuv]] spektrálních čar, což vytvoří typický profil známý jako profil P&nbsp;Cygni. Použití spektrálních čar vodíku není ovšem vhodné pro definici nejchladnějších hyperobrů, kteří jsou proto povětšinou klasifikováni na základě zářivosti, neboť ztráta hmoty je u této třídy hvězd v podstatě nevyhnutelná.


== Známí hyperobři ==
== Známí hyperobři ==

Verze z 18. 5. 2020, 01:57

ikona
Na této stránce se právě pracuje.
Prosíme, needitujte tuto stránku, dokud je zde tato zpráva, abyste se vyhnuli editačním konfliktům. V případě potřeby vyhledejte v historii vkladatele a kontaktujte jej. Děkujeme.
Tato šablona je určena pro krátkodobé užití v řádu hodin. Pokud od poslední editace uplynula doba delší než 2 dny, neváhejte ji odstranit.
Hertzsprungův–Russellův diagram

Hyperobr je masivní hvězda, větší než veleobr o hmotnosti do 100 hmotností Slunce, dosahující teoretickou hranici hmotnosti hvězdy, což je 130 hmotností Slunce, protože při větší hmotnosti již není možné dosáhnout rovnováhy hvězdy a hvězda by produkovala tolik energie, že by došlo k jejímu rozpadu.

Hyperobři jsou nejsvítivější hvězdy, jejich jasnost dosahuje milionu svítivosti Slunce a jejich teplota může dosahovat 3 500 až 35 000 K. Existují jeden až tři miliony let, pak vybuchnou jako supernova nebo hypernova. Předpokládá se, že po výbuchu hyperobra ze zbytku hvězdy zůstane černá díra.

Původ a definice

V roce 1956 astronomové Feast a Thackeray použili termín vele-veleobr (super-supergiant), později změněný na hyperobr, pro hvězdy s jasností rovnou nebo vyšší než MV = −7 (MBol bude vyšší pro velmi chladné a velmi horké hvězdy, například nejméně -9,7 pro hyperobra třídy B0). V roce 1971 Keenan doporučil, aby termín byl používán pouze pro veleobry vykazující nejméně jednu širokou emisní složku v H-alfa, což je znakem rozsáhlé atmosféry a relativně vysokého odlivu hvězdné hmoty. Keenanovo kritérium je dnes v astronomické komunitě jedním z nejvíce používaných.[1]

Aby hvězda byla klasifikována jako hyperobr, musí být vysoce zářivá a ve spektru musí být přítomny signatury naznačující nestabilitu a vysoké ztráty hvězdné hmoty. Je tedy možné, aby veleobr nebyl hyperobrem, ale vykazoval stejný nebo vyšší zářivý výkon nebo měl stejnou spektrální třídu. Od hyperobrů se očekává, že spektrum bude obsahovat typická rozšíření a rudý posuv spektrálních čar, což vytvoří typický profil známý jako profil P Cygni. Použití spektrálních čar vodíku není ovšem vhodné pro definici nejchladnějších hyperobrů, kteří jsou proto povětšinou klasifikováni na základě zářivosti, neboť ztráta hmoty je u této třídy hvězd v podstatě nevyhnutelná.

Známí hyperobři

Hyperobři se vzhledem k jejich vzácnosti jen obtížně studují. Mnoho hyperobrů má velmi proměnné spektrum, zde jsou však rozděleni do široce pojatých skupin podle spektrálních tříd.

LBV

Některé LBV hvězdy (LBV = luminous blue variable) jsou klasifikováni jako hyperobři, minimálně v určité fázi jejich proměnného cyklu.

Modří hyperobři

Hyperobr a jeho ionizovaný protoplanetární disk v porovnání s velikostí Sluneční soustava

Obvykle spektrální třída B, někdy také pozdní O nebo raná A.

V oblasti galaktického jádra:[10]

Ve hvězdokupě Westerlund 1:[11]

Žlutí hyperobři

Žlutý hyperobr HR 5171 s okolím.

Žlutí hyperobři spektrálních tříd pozdní A až K.

Ve hvězdokupě Westerlund 1:[11]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

Plus nejméně dva pravděpodobně chladní hyperobři v nedávno objevených seskupeních červených veleobrů v souhvězdí Štítu: F15 a F13 v RSGC1 a Star 49 v RSGC2.

Červení hyperobři

Srovnání velikosti Slunce s VY Canis Majoris, červeným hyperobrem, který patří mezi největší známé hvězdy

Spektrální typ M, největší známé hvězdy.

Průzkum zaměřený na detekci červených hyperobrů v Magellanových mračnech[16] objevil zhruba tucet hvězd třídy M s absolutní velikostí -7 a jasnějších, zhruba 250 000krát zářivějších než Slunce a s poloměry od 1000 R☉ výše.

Poznámky


Reference

  1. ↑ DE JAGER, C. The Yellow Hypergiants. The Astronomy and Astrophysics Review. 1998, s. 145–180. DOI 10.1007/s001590050009. Bibcode 1998A&ARv...8..145D. 
  2. ↑ Sterken, C.; DE GROOT, M.; VAN GENDEREN, A. M. Cyclicities in the Light Variations of Luminous Blue Variables II. R40 developing an S Doradus phase. Astronomy and Astrophysics. 1998, s. 565. Bibcode 1998A&A...333..565S. 
  3. ↑ Chybná citace: Chyba v tagu <ref>; citaci označené lbv není určen žádný text
  4. ↑ VAN GENDEREN, A. M.; STERKEN, C. Light variations of massive stars (alpha Cygni variables). XVII. The LMC supergiants R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 and R 116 (LBV?). Astronomy and Astrophysics. 1999, s. 537. Bibcode 1999A&A...349..537V. 
  5. ↑ a b c d e f g h CLARK, J. S.; NAJARRO, F.; NEGUERUELA, I.; RITCHIE, B. W.; URBANEJA, M. A.; HOWARTH, I. D. On the nature of the galactic early-B hypergiants. Astronomy & Astrophysics. 2012, s. A145. DOI 10.1051/0004-6361/201117472. Bibcode 2012A&A...541A.145C. arXiv 1202.3991. 
  6. ↑ a b c d Kathryn F. Neugent; PHILIP MASSEY; BRIAN SKIFF; GEORGES MEYNET. Yellow and Red Supergiants in the Magellanic Clouds. Astrophysical Journal. April 2012, s. 177. DOI 10.1088/0004-637X/749/2/177. Bibcode 2012ApJ...749..177N. arXiv 1202.4225. 
  7. ↑ a b VAN GENDEREN, A. M.; JONES, A.; STERKEN, C. Light variations of alpha Cygni variables in the Magellanic Clouds. The Journal of Astronomical Data. 2006, s. 4. Bibcode 2006JAD....12....4V. 
  8. ↑ WOLF, B.; KAUFER, A.; RIVINIUS, T.; STAHL, O.; SZEIFERT, T.; TUBBESING, S.; SCHMID, H. M. Spectroscopic Monitoring of Luminous Hot Stars of the Magellanic Clouds. Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars. 2000, s. 43. Bibcode 2000ASPC..204...43W. 
  9. ↑ MIROSHNICHENKO, A. S.; CHENTSOV, E. L.; KLOCHKOVA, V. G. AS314: A dusty A-type hypergiant. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 2000, s. 379. Dostupné online. DOI 10.1051/aas:2000216. Bibcode 2000A&AS..144..379M. 
  10. ↑ STOLOVY, S. R.; COTERA, A.; DONG, H.; MORRIS, M. R.; WANG, Q. D.; STOLOVY, S. R.; LANG, C. Isolated Wolf-Rayet Stars and O Supergiants in the GalacticCenter Region Identified via Paschen-a Excess. The Astrophysical Journal. 2010, s. 188–199. DOI 10.1088/0004-637X/725/1/188. Bibcode 2010ApJ...725..188M. arXiv 1009.2769. 
  11. ↑ a b CLARK, J. S.; NEGUERUELA, I.; CROWTHER, P. A.; GOODWIN, S. P. On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1. Astronomy and Astrophysics. 2005, s. 949. DOI 10.1051/0004-6361:20042413. Bibcode 2005A&A...434..949C. arXiv astro-ph/0504342. 
  12. ↑ LAGADEC, E.; ZIJLSTRA, A. A.; OUDMAIJER, R. D.; VERHOELST, T.; COX, N. L. J.; SZCZERBA, R.; MÉKARNIA, D. A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula. Astronomy & Astrophysics. 2011, s. L10. DOI 10.1051/0004-6361/201117521. Bibcode 2011A&A...534L..10L. arXiv 1109.5947. 
  13. ↑ CLARK, J. S.; NEGUERUELA, I.; GONZALEZ-FERNANDEZ, C. IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?. Astronomy & Astrophysics. 2013, s. A15. DOI 10.1051/0004-6361/201322772. Bibcode 2014A&A...561A..15C. arXiv 1311.3956. 
  14. ↑ SCHUSTER, M. T.; HUMPHREYS, R. M.; MARENGO, M. The Circumstellar Environments of NML Cygni and the Cool Hypergiants. The Astronomical Journal. 2006, s. 603–611. DOI 10.1086/498395. Bibcode 2006AJ....131..603S. arXiv astro-ph/0510010. 
  15. ↑ JURA, M.; VELUSAMY, T.; WERNER, M. W. What Next for the Likely Presupernova HD 179821?. The Astrophysical Journal. 2001, s. 408. DOI 10.1086/321553. Bibcode 2001ApJ...556..408J. arXiv astro-ph/0103282. 
  16. ↑ LEVESQUE, E. M.; MASSEY, P.; OLSEN, K. A. G.; PLEZ, B.; MEYNET, G.; MAEDER, A. The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity. The Astrophysical Journal. S. 1102–1117. DOI 10.1086/504417. Bibcode 2006ApJ...645.1102L. arXiv astro-ph/0603596. 
Pahýl
Pahýl
 Tento článek je příliš stručný nebo postrádá důležité informace.
Pomozte Wikipedii tím, že jej vhodně rozšíříte. Nevkládejte však bez oprávnění cizí texty.
Hvězdy
Vývoj
Protohvězdy
Typy
Pozůstatky
Speciální kompaktní hvězda
Podhvězdná tělesa
Struktura hvězdy
Nukleosyntéza
Vlastnosti
Seznamy
Astronomický portál


Chybná citace: Nalezena značka <ref> pro skupinu „pozn.“, ale neexistuje příslušná značka <references group="pozn."/>

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Hyperobr&oldid=18522883“