Hypergéante - Hypergiant

Comparaison du Pistol Star , Rho Cassiopeiae , Betelgeuse et VY Canis Majoris superposés sur un contour du système solaire. Le demi-anneau bleu centré près du bord gauche représente l'orbite de Neptune , la planète la plus éloignée du système solaire .

Une hypergéante ( classe de luminosité 0 ou Ia + ) est un type d' étoile très rare qui a une luminosité , une masse, une taille et une perte de masse extrêmement élevées en raison de ses vents stellaires extrêmes . Le terme hypergéante est défini comme la classe de luminosité 0 (zéro) dans le système MKK . Cependant, cela est rarement vu dans la littérature ou dans les classifications spectrales publiées, sauf pour des groupes spécifiques bien définis tels que les hypergéantes jaunes , les RSG ( supergéantes rouges ) ou les supergéantes bleues B(e) avec des spectres d'émission. Plus communément, les hypergéantes sont classées comme Ia-0 ou Ia + , mais les supergéantes rouges se voient rarement attribuer ces classifications spectrales. Les astronomes s'intéressent à ces étoiles car elles sont liées à la compréhension de l'évolution stellaire, en particulier de la formation, de la stabilité et de leur disparition attendue en tant que supernovae .

Origine et définition

En 1956, les astronomes Feast et Thackeray ont utilisé le terme de super-supergéante (plus tard changé en hypergéante) pour les étoiles d'une magnitude absolue plus brillante que M V = -7 ( M Bol sera plus grand pour les étoiles très froides et très chaudes, par exemple à moins -9,7 pour une hypergéante B0). En 1971, Keenan a suggéré que le terme ne serait utilisé que pour les supergéantes montrant au moins une large composante d'émission dans Hα , indiquant une atmosphère stellaire étendue ou un taux de perte de masse relativement important. Le critère de Keenan est le plus couramment utilisé par les scientifiques aujourd'hui.

Pour être classée comme hypergéante, une étoile doit être très lumineuse et avoir des signatures spectrales montrant une instabilité atmosphérique et une perte de masse élevée. Par conséquent, il est possible qu'une étoile supergéante non hypergéante ait une luminosité égale ou supérieure à celle d'une hypergéante de la même classe spectrale. Les hypergéantes devraient avoir un élargissement caractéristique et un décalage vers le rouge de leurs raies spectrales, produisant une forme spectrale distinctive connue sous le nom de profil P Cygni . L'utilisation de raies d'émission d'hydrogène n'est pas utile pour définir les hypergéantes les plus froides, et celles-ci sont largement classées par luminosité puisque la perte de masse est presque inévitable pour la classe.

Formation

Les étoiles avec une masse initiale supérieure à environ 25  M ☉ s'éloignent rapidement de la séquence principale et augmentent quelque peu en luminosité pour devenir des supergéantes bleues. Elles se refroidissent et s'agrandissent à une luminosité à peu près constante pour devenir une supergéante rouge, puis se contractent et augmentent en température au fur et à mesure que les couches externes sont emportées. Ils peuvent "rebondir" en avant et en arrière en exécutant une ou plusieurs "boucles bleues", toujours à une luminosité assez constante, jusqu'à ce qu'ils explosent en supernova ou perdent complètement leurs couches externes pour devenir une étoile Wolf-Rayet . Les étoiles avec une masse initiale supérieure à environ 40  M ☉ sont tout simplement trop lumineuses pour développer une atmosphère étendue stable et elles ne se refroidissent donc jamais suffisamment pour devenir des supergéantes rouges. Les étoiles les plus massives, en particulier les étoiles à rotation rapide avec une convection et un mélange améliorés, peuvent sauter ces étapes et passer directement au stade Wolf-Rayet.

Cela signifie que les étoiles au sommet du diagramme de Hertzsprung-Russell où se trouvent les hypergéantes peuvent être nouvellement évoluées à partir de la séquence principale et toujours avec une masse élevée, ou des étoiles supergéantes post-rouges beaucoup plus évoluées qui ont perdu une fraction importante de leur masse initiale , et ces objets ne peuvent pas être distingués simplement sur la base de leur luminosité et de leur température. Les étoiles de masse élevée avec une proportion élevée d'hydrogène restant sont plus stables, tandis que les étoiles plus âgées avec des masses plus faibles et une proportion plus élevée d'éléments lourds ont des atmosphères moins stables en raison de l'augmentation de la pression de rayonnement et de la diminution de l'attraction gravitationnelle. On pense que ce sont les hypergéantes, proches de la limite d'Eddington et perdant rapidement de la masse.

On pense que les hypergéantes jaunes sont généralement des étoiles supergéantes post-rouges qui ont déjà perdu la plupart de leur atmosphère et de leur hydrogène. Quelques supergéantes jaunes de masse élevée plus stables avec approximativement la même luminosité sont connues et sont censées évoluer vers la phase de supergéantes rouges, mais elles sont rares car on s'attend à ce que ce soit une transition rapide. Parce que Hypergéante jaune sont des étoiles supergéantes post-rouge, il y a une limite supérieure assez difficile de leur luminosité à environ 500,000-750,000  L ☉ , mais hypergiants bleu peut être beaucoup plus lumineux, parfois plusieurs millions L ☉ .

Presque toutes les hypergéantes présentent des variations de luminosité au fil du temps en raison des instabilités à l'intérieur de leur intérieur, mais celles-ci sont petites, à l'exception de deux régions d'instabilité distinctes où l'on trouve des variables bleues lumineuses (LBV) et des hypergéantes jaunes . En raison de leurs masses élevées, la durée de vie d'une hypergéante est très courte aux échelles de temps astronomiques : seulement quelques millions d'années contre environ 10 milliards d'années pour des étoiles comme le Soleil . Les hypergéantes ne sont créées que dans les zones de formation d'étoiles les plus grandes et les plus denses et en raison de leur courte durée de vie, seul un petit nombre est connu malgré leur extrême luminosité qui permet de les identifier même dans les galaxies voisines. Le temps passé dans certaines phases telles que les LBV peut être aussi court que quelques milliers d'années.

Stabilité

Grande nébuleuse de Carina, entourant Eta Carinae

Comme la luminosité des étoiles augmente considérablement avec la masse, la luminosité des hypergéantes se situe souvent très près de la limite d'Eddington , qui est la luminosité à laquelle la pression de rayonnement dilatant l'étoile vers l'extérieur est égale à la force de gravité de l'étoile effondrant l'étoile vers l'intérieur. Cela signifie que le flux radiatif traversant la photosphère d'une hypergéante peut être presque assez fort pour décoller de la photosphère. Au-dessus de la limite d'Eddington, l'étoile générerait tellement de rayonnement que des parties de ses couches externes seraient projetées en explosions massives ; cela empêcherait effectivement l'étoile de briller à des luminosités plus élevées pendant de plus longues périodes.

Eta Carinae , l'une des étoiles les plus massives jamais observées, est un bon candidat pour héberger un vent entraîné par le continuum . Avec une masse estimée à environ 130 masses solaires et une luminosité quatre millions de fois supérieure à celle du Soleil , les astrophysiciens spéculent qu'Eta Carinae pourrait parfois dépasser la limite d'Eddington . La dernière fois pourrait avoir été une série d'explosions observées en 1840-1860, atteignant des taux de perte de masse beaucoup plus élevés que notre compréhension actuelle de ce que les vents stellaires permettraient.

Contrairement aux vents stellaires dirigés par des raies (c'est-à-dire ceux entraînés par l'absorption de la lumière de l'étoile dans un grand nombre de raies spectrales étroites ), la conduite du continuum ne nécessite pas la présence d' atomes "métalliques"  - des atomes autres que l' hydrogène et l' hélium , qui ont peu de telles lignes - dans la photosphère . Ceci est important, car la plupart des étoiles massives sont également très pauvres en métaux, ce qui signifie que l'effet doit fonctionner indépendamment de la métallicité . Dans le même raisonnement, la conduite du continuum peut également contribuer à une limite de masse supérieure même pour la première génération d'étoiles juste après le Big Bang , qui ne contenait aucun métal.

Une autre théorie pour expliquer les explosions massives d' Eta Carinae , par exemple, est l'idée d'une explosion hydrodynamique profondément située, faisant exploser des parties des couches externes de l'étoile. L'idée est que l'étoile, même à des luminosités inférieures à la limite d'Eddington , aurait une convection de chaleur insuffisante dans les couches internes, entraînant une inversion de densité conduisant potentiellement à une explosion massive. La théorie n'a cependant pas été beaucoup explorée et il n'est pas certain que cela puisse réellement se produire.

Une autre théorie associée aux étoiles hypergéantes est le potentiel de former une pseudo-photosphère, c'est-à-dire une surface sphérique optiquement dense qui est en fait formée par le vent stellaire plutôt que d'être la vraie surface de l'étoile. Une telle pseudo-photosphère serait nettement plus froide que la surface plus profonde sous le vent dense se déplaçant vers l'extérieur. Cela a été supposé expliquer les LBV de luminosité intermédiaire "manquantes" et la présence d'hypergéantes jaunes à approximativement la même luminosité et des températures plus froides. Les hypergéantes jaunes sont en fait les LBV ayant formé une pseudo-photosphère et ayant donc apparemment une température plus basse.

Relations avec Ofpe, WNL, LBV et d'autres étoiles supergéantes

Image du Very Large Telescope des environs de VY Canis Majoris

Les hypergéantes sont des étoiles évoluées, de haute luminosité et de masse élevée qui se produisent dans des régions identiques ou similaires du diagramme HR à des étoiles de classifications différentes. Il n'est pas toujours clair si les différentes classifications représentent des étoiles avec des conditions initiales différentes, des étoiles à différents stades d'une trajectoire évolutive, ou s'il s'agit simplement d'un artefact de nos observations. Les modèles astrophysiques expliquant les phénomènes montrent de nombreux domaines d'accord. Pourtant, certaines distinctions ne sont pas nécessairement utiles pour établir des relations entre différents types d'étoiles.

Bien que la plupart des étoiles supergéantes soient moins lumineuses que les hypergéantes de température similaire, quelques-unes se situent dans la même plage de luminosité. Les supergéantes ordinaires comparées aux hypergéantes manquent souvent des fortes émissions d'hydrogène dont les raies spectrales élargies indiquent une perte de masse significative. Les supergéantes évoluées de masse inférieure ne reviennent pas de la phase de supergéante rouge, soit en explosant en supernovae, soit en laissant derrière elles une naine blanche.

Les variables bleues lumineuses sont une classe d'étoiles chaudes très lumineuses qui présentent une variation spectrale caractéristique. Elles se situent souvent dans une zone « au repos », les étoiles les plus chaudes étant généralement plus lumineuses, mais subissent périodiquement de grandes éruptions de surface et se déplacent vers une zone étroite où les étoiles de toutes les luminosités ont approximativement la même température, autour de 8 000 K. Cette zone "active" est proche du bord chaud du "vide" instable où se trouvent les hypergéantes jaunes , avec un certain chevauchement. Il n'est pas clair si les hypergéantes jaunes parviennent un jour à dépasser le vide d'instabilité pour devenir des LBV ou exploser en supernova.

Les hypergéantes bleues se trouvent dans les mêmes parties du diagramme HR que les LBV mais ne montrent pas nécessairement les variations de LBV. Certains mais pas tous les LBV présentent les caractéristiques des spectres hypergéants au moins une partie du temps, mais de nombreux auteurs excluraient tous les LBV de la classe des hypergéantes et les traiteraient séparément. Les hypergéantes bleues qui ne présentent pas les caractéristiques du LBV peuvent être des progéniteurs de LBV, ou vice versa, ou les deux. Les LBV de masse inférieure peuvent être une étape de transition vers ou depuis des hypergéantes froides ou sont un type d'objet différent.

Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles extrêmement chaudes qui ont perdu une grande partie ou la totalité de leurs couches externes. WNL est un terme utilisé pour les étoiles Wolf-Rayet de stade avancé (c'est-à-dire plus froides) dont le spectre est dominé par l'azote. Bien que l'on pense généralement qu'il s'agit du stade atteint par les étoiles hypergéantes après une perte de masse suffisante, il est possible qu'un petit groupe d'étoiles WNL riches en hydrogène soient en fait des ancêtres d'hypergéantes bleues ou LBV. Ce sont les Ofpe étroitement liés (spectres de type O plus raies d'émission H, He et N, et autres particularités) et WN9 (les étoiles Wolf-Rayet à azote les plus froides) qui peuvent être une brève étape intermédiaire entre les étoiles de la séquence principale de masse élevée et les hypergéantes ou LBV. Des LBV au repos ont été observés avec des spectres WNL et les étoiles apparentes Ofpe/WNL ont changé pour montrer des spectres hypergéants bleus. Des taux de rotation élevés font que les étoiles massives perdent rapidement leur atmosphère et empêchent le passage de la séquence principale à la supergéante, de sorte qu'elles deviennent directement des étoiles Wolf-Rayet. Les étoiles Wolf Rayet, les étoiles à barre oblique, les étoiles à barre oblique cool (alias WN10/11), les étoiles Ofpe, Of + et Of * ne sont pas considérées comme des hypergéantes. Bien qu'ils soient lumineux et aient souvent de fortes raies d'émission, ils ont des spectres caractéristiques qui leur sont propres.

Hypergéantes connues

Les hypergéantes sont difficiles à étudier en raison de leur rareté. De nombreuses hypergéantes ont des spectres très variables, mais elles sont regroupées ici en larges classes spectrales.

Variables bleues lumineuses

Certaines variables bleues lumineuses sont classées comme hypergéantes, pendant au moins une partie de leur cycle de variation :

  • Eta Carinae , à l' intérieur de la nébuleuse Carina ( NGC 3372 ) dans la constellation australe de Carina . Eta Carinae est extrêmement massive, peut-être jusqu'à 120 à 150 fois la masse du Soleil, et est de quatre à cinq millions de fois plus lumineuse. Peut-être un type d'objet différent des LBV, ou extrême pour un LBV.
  • P Cygni , dans la constellation septentrionale du Cygne . Prototype des caractéristiques générales des raies spectrales LBV .
  • S Doradus , dans le Grand Nuage de Magellan , dans la constellation australe de Dorado . Variable prototype, les LBV sont encore parfois appelées variables S Doradus.
  • L' étoile pistolet (V4647 Sgr), près du centre de la Voie lactée, dans la constellation du Sagittaire . L'étoile pistolet est peut-être jusqu'à 150 fois plus massive que le Soleil et environ 1,7 million de fois plus lumineuse. Considéré comme un candidat LBV, mais la variabilité n'a pas été confirmée.
  • V4029 Sagittaire
  • V905 Scorpion
  • HD 6884 , (R40 en SMC)
  • HD 269700 , (R116 dans le LMC)
  • LBV 1806-20 dans l' amas 1806-20 de l'autre côté de la Voie lactée.

Hypergéantes bleues

Une étoile hypergéante et son disque proto-planétaire proplyd par rapport à la taille du système solaire

Généralement de classe B, occasionnellement en fin de O ou en début de A :

Dans la région du centre galactique :

A Westerlund 1 :

  • W5 (possible Loup-Rayet)
  • W7
  • W13 (binaire ?)
  • W33
  • W42a

Hypergéantes jaunes

Champ entourant l'étoile hypergéante jaune HR 5171

Hypergéantes jaunes avec des spectres A-K tardifs :

A Westerlund 1 :

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

Dans la Galaxie du Triangle :

Dans la galaxie des Sextans :

Plus au moins deux hypergéantes froides probables dans les amas de supergéantes rouges de Scutum récemment découverts : F15 et peut-être F13 dans RSGC1 et Star 49 dans RSGC2 .

Hypergéantes rouges

Comparaison de taille entre le diamètre du Soleil et VY Canis Majoris , une hypergéante qui compte parmi les plus grandes étoiles connues

Spectres de type M, les plus grandes étoiles connues :

Voir également

Remarques

Les références