Cesko.wiki Hyperobr
Author
Albert FloresHyperobr 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. +more 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). +more 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.
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. +more 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.
* Eta Carinae, v Mlhovině Carina (NGC 3372) v souhvězdí Lodního kýlu na jižní obloze. Extrémně hmotná hvězda, 120 až 150krát hmotnější než Slunce a čtyř- až pěti milionkrát zářivější. +more Může jít o jiný typ hvězdy než LBV, případně o extrém pro LBV. * P Cygni, v souhvězdí Labutě na severní obloze. Prototyp pro generální charakteristiky spektrálních čar hvězd typu LBV. * S Doradus, ve Velkém Magellanově oblaku, v souhvězdí Mečouna na jižní obloze. Prototyp pro charakteristiky proměnlivosti hvězd typu LBV, které jsou stále občas nazývány jako hvězdy typu S Doradus. * Pistolová hvězda (V4627 Sgr), blízko galaktického jádra, v souhvězdí Střelce. Pistolová hvězda je pravděpodobně až 150krát hmotnější něž Slunce a asi 1,7milionkrát zářivější. Považována za kandidáta na LBV, proměnnost však nebyla prokázána. * V4029 Sagittarii * V905 Scorpii * HD 6884 (R40 v Malém Magellanově oblaku) * HD 269700 (R116 ve Velkém Magellanově oblaku) * LBV 1806-20 v hvězdokupě 1806-20 na opačné straně Mléčné dráhy.
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.
Žlutí hyperobři
Žlutý hyperobr HR 5171 s okolím.
Žlutí hyperobři spektrálních tříd pozdní A až K.
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
největší známé hvězdy Spektrální typ M, největší známé hvězdy.
* NML Cygni * RW Cephei * S Persei * VX Sagittarii * VY Canis Majoris * WOH G64 * Westerlund 1-26
Průzkum zaměřený na detekci červených hyperobrů v Magellanových mračnech 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.
