Gelber Hyperriese
Die Gelben Hyperriesen sind Sterne mit absoluten Helligkeiten von MV = −8 und effektiven Temperaturen von 4000 bis 8000 K. Dies entspricht einer Spektralklasse von spätem A bis frühem K und der Leuchtkraftklasse 0 oder Ia. Die Gelben Hyperriesen sind sehr selten mit nur ungefähr einem Dutzend bekannter Sterne in der Milchstraße. Die Radien der sichtbaren Photosphäre betragen einige hundert Sonnenradien. Die Gelben Hyperriesen werden im Englischen auch als warm hypergiants bezeichnet.
Eigenschaften
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Gelbe Hyperriesen zeigen Anzeichen für starke Massenverluste durch Sternwinde, wobei die Massenverluste episodischen Charakter haben und bis zu 0,05 Sonnenmassen pro Jahr erreichen können. Es werden ausgeprägte Infrarotexzesse durch kühles zirkumstellares Material beobachtet, welches von dem Stern abgeströmt ist und jetzt die Strahlung absorbiert und bei niedrigen Temperaturen von 100 K wieder abstrahlt. Die Stärke der Sternwinde kann vielfach anhand von P-Cygni-Profilen bestimmt werden, wobei Windgeschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern pro Sekunde gefunden wurden.[1] Die Sterne zeigen starke Schwankungen in ihren Oberflächentemperaturen aufgrund der Bildung von Pseudophotosphären. Das abströmende Gas in der Nähe der Atmosphäre ist so dicht, dass die eigentliche Sternoberfläche dem Beobachter nicht zugänglich ist und nur in der Pseudophotosphäre reemittiertes Licht analysiert werden kann.[2]
Veränderlichkeit
BearbeitenGelbe Hyperriesen liegen innerhalb des Instabilitätsstreifens und gehören daher zu den pulsationsveränderlichern Sternen mit halbregelmäßiger Natur. Die Amplitude ist meist gering mit Amplituden von bis zu 0,3 mag und Pulsationsperioden von 300 bis 1000 Tagen. Daneben tritt ein unregelmäßiger Lichtwechsel auf als Folge der zeitweisen starken Massenverluste. Das abgestossene Material reabsorbiert die Strahlung von dem Stern und emittiert sie wieder bei niedrigen Temperaturen. Rho Cassiopeiae zeigt zeitweise das Spektrum eines Roten Hyperriesen mit einem Spektraltyp M. Die visuelle Helligkeit fällt in diesen Zeiträumen stark ab, weil ein großer Teil der Strahlung im Bereich des Infraroten emittiert wird. Diese Hüllenepisoden entstehen wahrscheinlich durch die Ausbildung von negativen Dichtegradienten in der äußeren Atmosphäre der gelben Überriesen. In Kombination mit einer sehr geringen Gravitationsbeschleunigung in der Photosphäre können Schwingungen zum Abwurf von Teilen der Atmosphäre führen.[3] Die Pulsationen in der Atmosphäre des Sterns sind die Ursache des gleichmäßigen Massenverlusts durch Sternwinde, da sie aufgrund der großen Ausdehnung Materie über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigen.[4]
Entwicklung
BearbeitenIm Hertzsprung-Russell-Diagramm ist der Bereich der Gelben Hyperriesen so gut wie leer und der Bereich wird daher als gelbe Entwicklungslücke bezeichnet. Der Entwicklungszustand der Gelben Überriesen wird unterschiedlich interpretiert.
- Entweder hatten die Gelben Hyperriesen während ihrer Zeit auf der Hauptreihe Massen von circa 25 bis 40 Sonnenmassen. Nach diesen Quellen bewegen sich die Gelben Hyperriesen in Richtung niedriger Temperaturen. Wahrscheinlich sind die in Richtung höherer Temperaturen entwickelnde Sterne instabil und werden deshalb nicht beobachtet. Die Aufenthaltsdauer in dem Bereich der Gelben Hyperriesen ist astronomisch sehr kurz mit einer Dauer von circa 10.000 Jahren. Nach Simulationsrechnungen befinden sich diese Sterne im Zustand der Kontraktion des Heliumkerns, bevor ein zentrales Heliumbrennen gezündet hat.[5]
- Andere beschreiben Gelbe Hyperriesen als Nachfolger der Roten Überriesen mit Ursprungsmassen von mehr als 40 Sonnenmassen auf dem Weg zu höheren Temperaturen im HR-Diagramm.[6] Demnach sind die Gelben Überriesen nur in einem kurzen Übergangsstadium zwischen den Roten Überriesen auf dem Weg zu den Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen oder zu den Wolf-Rayet-Sternen, die nachfolgend ihr Ende finden in einer Supernovaexplosion.[7]
Gelbe Hyperriesen sind bei den Typ IIb Supernovae SN 1993J und SN 2011dh auf Aufnahmen vor der Explosion am Ort der Supernova identifiziert worden und konnten einige Jahre nach der Eruption nicht mehr nachgewiesen werden.[8] Einige Gelbe Hyperriesen scheinen sich sehr schnell zu entwickeln mit einem Anstieg der Temperatur von 1000 °C innerhalb von 10 Jahren bei IRC+10420.[9]
Beispiele
BearbeitenEinzelnachweise
Bearbeiten- ↑ Roberta M. Humphreys, Kris Davidson, Skyler Grammer, Nathan Kneeland, John C. Martin, Kerstin Weis, Birgitta Burggraf: Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1305.6051v1.
- ↑ H. Nieuwenhuijzen, C. De Jager, I. Kolka, G. Israelian, A. Lobel, E. Zsoldos, A. Maeder, and G. Meynet: The hypergiant HR 8752 evolving through the yellow evolutionary void. In: Astronomy & Astrophysics. Band 546, 2012, S. A105, doi:10.1051/0004-6361/201117166.
- ↑ V.G.Klochkova, V.E.Panchuk, N.S.Tavolganskaya, I.A.Usenko: Instability of the kinematic state in the atmosphere of the hypergiant Rho Cas outside outburst. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1312.6922v1.
- ↑ J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
- ↑ Yuri A. Fadeyev: Pulsational instability of yellow hypergiants. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1102.3810.
- ↑ Dinh-V-Trung, Sebastien Muller, Jeremy Lim, Sun Kwok, C. Muthu: Probing the mass loss history of the yellow hypergiant IRC+10420. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arxiv:0903.3714.
- ↑ Rene D. Oudmaijer, Ben Davies, Willem-Jan de Wit, Mitesh Patel: Post-Red Supergiants. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2008, arxiv:0801.2315.
- ↑ M. Ergon et al.: Optical and near-infrared observations of SN 2011dh - The first 100 days. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1305.1851v1.
- ↑ M. De Becker, D. Hutsemékers, E. Gosset: The XMM-Newton view of the yellow hypergiant IRC +10420 and its surroundings. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2014, arxiv:1401.0707v1.