Hyperjättiläinen (tähti) – määritelmä, ominaisuudet ja tunnetut esimerkit
Hyperjättiläinen (tähti) — määritelmä, ominaisuudet, massahäviö, elinikä ja tunnetut esimerkit kuten UY Scuti ja NML Cygni. Tutustu universumin jättiläisiin.
Hyperjättiläinen (luminositeettiluokka0) on tähti, jolla on poikkeuksellisen suuri massa ja valovoima. Hyperjättiläiset osoittavat usein merkkejä erittäin nopeasta massahäviöstä ja voimakkaasta säteilystä. Tarkkaa yksiselitteistä määritelmää ei ole vielä lopullisesti vahvistettu, mutta tyypillisesti niiden luminositeetti ja spektriominaisuudet erottavat ne tavallisista superjättiläisistä.
Ominaisuudet
- Erittäin korkea kirkkaus: Hyperjättiläiset kuuluvat galaksien kirkkaimpien tähtien joukkoon, ja niiden säteilemä energia on usein useita kymmeniä tuhansia tai jopa miljoonia kertoja suurempi kuin Auringon.
- Suuri koko: Monet hyperjättiläiset ovat säteiltään valtavia verrattuna Aurinkoon; tunnetuimpien joukossa on tähtiä, joiden säde mitattuna on tuhansia kertoja Auringon säteen suuruinen.
- Nopea massahäviö: Hyperjättiläiset menettävät massaa nopeasti hyönteis- tai voimakkaiden tuulten ja episodisten purkausten kautta. Massahäviö voi muokata ympäröivää kaasua ja pölyä sekä vaikuttaa tähden evoluutioon.
- Spektrin ja kirkkauden vaihtelu: Monet hyperjättiläiset ovat epävakaita, ne voivat olla pulsoivia tai kuulua luminous blue variable (LBV) -tyyppiin, jolloin ne kokevat äkillisiä kirkkauden ja spektroskooppisten piirteiden muutoksia.
- Erilaisia värityyppejä: Hyperjättiläisiä on punaisia, keltaisia ja sinisiä — esimerkiksi punaiset hyperjättiläiset ovat hyvin laajentuneita ja jäähdytettyjä, kun taas siniset hyperjättiläiset ovat erittäin kuumia ja säteileviä.
Muodostuminen ja evoluutio
Hyperjättiläiset syntyvät erittäin massiivisista prototähdistä, usein tähtiryppäissä, joissa syntyy tähtien muodostumiselle suotuisia olosuhteita. Suuri massa lyhentää tähden elinikää merkittävästi: kun Auringon elinikä on noin 10 miljardia vuotta, hyperjättiläisten elinkaari on yleensä vain muutamia miljoonia vuosia. Evoluution aikana nopea massahäviö, säteileminen ja mahdolliset episodiset purkaukset muokkaavat tähteä ja voivat johtaa erilaisiin loppuvaiheisiin, kuten raskaisiin supernovapurkauksiin, mahdollisesti paripariton (pair-instability) supernoviin tai suoraan mustan aukon muodostumiseen.
Havaitseminen ja tutkimus
Hyperjättiläisiä on vaikea löytää ja luokitella luotettavasti. Haasteita tuovat muun muassa:
- Etäisyys ja ympäröivä pöly, jotka himmentävät ja muuttavat havaitun säteilyn ominaisuuksia.
- Spektraaliset muutokset ja episodinen aktiivisuus, jotka tekevät pysyvän luokittelun haastavaksi.
- Mittausepävarmuudet säteen, massan ja luminositeetin arvioinnissa — erityisesti suuret tähtien säde- ja kirkkausarviot voivat vaihdella eri tutkimusten välillä.
Tutkijat käyttävät moniaaltoalueisia havainnointeja (optinen, infrapuna, radio) ja spektroskopiaa massahäviön, lämpötilan ja kemiallisen koostumuksen selvittämiseen.
Tunnetut esimerkit
Hyperjättiläiset ovat harvinaisia, mutta tunnettuja esimerkkejä on muutamia. Ne on mainittu usein sekä kooltaan että kirkkaudeltaan poikkeavina.
- UY Scuti — usein mainittu suurimpana tunnettuina tähtenä halkaisijan suhteen; sen säde on eri arvioissa arviolta noin 1 700 kertaa Auringon säteen luokkaa. UY Scuti on pulsoiva punainen superjättiläinen, ja sen tarkka koko on kuitenkin epävarma riippuen etäisyys- ja malliarvioista.
- NML Cygni — erittäin suuri ja kirkas punainen hyperjättiläinen, jonka arvioitu säde on lähellä 1 650 kertaa Auringon säteen suuruutta. Se kuuluu robustisti niihin tähteen, jotka näyttävät voimakasta massahäviötä ja ympärille muodostunutta pölykoteloa.
- Muita usein mainittuja hyperjättiläisiä tai niihin liittyviä luokkia ovat mm. VY Canis Majoris, IRC+10420 ja jotkin voimakkaat LBV-tähdet kuten Eta Carinae — nämä luokitukset voivat vaihdella tutkijoittain riippuen käytetystä kriteeristöstä.
Elinikä ja loppuvaiheet
Hyperjättiläiset kuluttavat ydinpolttoaineensa nopeasti ja kokevat monimutkaisia ydinpolttoaineen palamisvaiheita. Niiden loppu voi olla erityisen räiskyvä — monet päätyvät voimakkaisiin supernovaräjähdyksiin tai hypernovaan, ja joissakin tapauksissa tähtijäänne voi romahtaa suoraan mustaksi aukoksi. Joidenkin hyperjättiläisten episodiset purkaukset voivat myös jäljitellä pienimuotoisia supernovia ja muokata ympäröivää tähtienvälistä materiaalia merkittävästi.
Yhteenveto
Hyperjättiläiset ovat harvinaisia, erittäin suurikokoisia ja kirkkaudeltaan voimakkaita tähtiä, joiden nopea massahäviö ja epävakaus erottavat ne tavallisista superjättiläisistä. Niiden tarkat rajat ja luokitus ovat edelleen aktiivisen tutkimuksen kohteena, mutta esimerkit kuten UY Scuti ja NML Cygni havainnollistavat näiden tähtien valtavia mittoja ja merkitystä tähtitieteen kannalta.
Auringon ja UY Scutin, suurimman tunnetun tähden hyperjättiläisen, kokovertailu.
Hyperjättiläinen V382 Carinae
Spektri
On olemassa kaksi erityisryhmää: valovoimaiset siniset muuttujat (LBV) ja keltaiset hyperjättiläiset. Molemmat tyypit ovat hyvin harvinaisia, ja Linnunradan galaksissa on vain muutamia esimerkkejä. Niiden harvinaisuus johtuu luultavasti siitä, että kumpikin tyyppi kulkee tämän vaiheen läpi melko nopeasti.
Pistoolitähti: väärävärikuva LBV Pistol Starista ja Pistoolisumusta.
Vakaus
Koska tähtien valovoima kasvaa voimakkaasti massan myötä, hyperjättiläisten valovoima on usein hyvin lähellä Eddingtonin rajaa. Tämä on valovoima, jossa tähden painovoiman voima on yhtä suuri kuin säteilypaine ulospäin.
Tämä tarkoittaa, että hyperjättiläisen fotosfäärin läpi kulkeva säteilyvirta voi olla lähes riittävän voimakas nostamaan fotosfäärin pois. Eddingtonin rajan yläpuolella tähti tuottaisi niin paljon säteilyä, että osa sen uloimmista kerroksista irtoaisi massiivisissa purkauksissa. Tämä estäisi tähteä tehokkaasti loistamasta suuremmilla luminositeeteilla pidempiä aikoja.
Eta Carinae, yksi massiivisimmista koskaan havaituista tähdistä, on hyvä ehdokas jatkumosta johtuvan tuulen isännäksi. Sen massa on noin 130 Auringon massaa ja sen valovoima on neljä miljoonaa kertaa suurempi kuin Auringon. Eta Carinae saattaa ajoittain ylittää Eddingtonin rajan. Edellisen kerran lienee ollut vuosina 1840-1860 havaittuja purkauksia. Niissä saavutettiin paljon suurempia massahäviönopeuksia kuin tähtituulet normaalisti sallivat.
Toinen teoria Eta Carinaen massiivisten purkausten selittämiseksi on ajatus syvällä sijaitsevasta hydrodynaamisesta räjähdyksestä, joka räjäyttää pois osia tähden uloimmista kerroksista. Ajatuksena on, että tähdellä, jopa Eddingtonin rajan alapuolella olevilla luminositeeteilla, ei olisi riittävää lämpökonvektiota sisemmissä kerroksissa, mikä johtaisi tiheysinversioon, joka voisi johtaa massiiviseen räjähdykseen. Teoriaa ei ole kuitenkaan tutkittu kovinkaan paljon, ja on epävarmaa, voiko näin todella tapahtua.
Suuri tähtisumu Carinassa, joka ympäröi LBV Eta Carinae:ta.
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Mikä on hyperjättiläistähti?
A: Hyperjättiläistähti on tähti, jolla on valtava massa ja valovoima ja joka osoittaa merkkejä erittäin nopeasta massahäviöstä.
K: Miten hyperjättiläiset eroavat superjättiläisistä?
V: Hyperjättiläiset ovat yleensä suurempia kuin superjättiläiset, ja ne ovat maailmankaikkeuden suurimpia tähtiä.
K: Mikä on suurin tunnettu hyperjättiläistähti?
V: Hyperjättiläinen, jolla on suurin tunnettu halkaisija, on Stephenson 2-18, joka on noin 2150 kertaa Aurinkoa laajempi.
K: Mikä on NML Cygni?
V: NML Cygni on toinen suuri hyperjättiläistähti, joka on noin 1 650 kertaa Aurinkoa leveämpi.
K: Mikä on UY Scuti?
V: UY Scuti on sykkivä punainen hyperjättiläistähti, joka on luultavasti suurempi kuin mikään muu tähti ja jonka säde on noin 1 700 kertaa Aurinkoa suurempi.
K: Miksi hyperjättiläisillä on lyhyt elinikä?
V: Hyperjättiläisillä on kokonsa vuoksi lyhyt elinikä, jopa muutama miljoona vuotta, kun taas Auringon elinikä on noin 10 miljardia vuotta.
K: Onko hyperjättiläisiä helppo löytää?
V: Ei, hyperjättiläisiä on hyvin vaikea löytää.
Etsiä