Hipergigante amarilla

Una hipergigante amarilla ( HGA ) es una estrella masiva con una atmósfera extendida , una clase espectral de A a K, y, partiendo de una masa inicial de aproximadamente 20–60 masas solares , ha perdido hasta la mitad de esa masa. Son de las estrellas más luminosas visualmente, con magnitudes absolutas (M _V ) alrededor de −9, pero también de las más raras, con solo 20 conocidas en la Vía Láctea y seis de ellas en un solo cúmulo . A veces se las denomina hipergigantes frías en comparación con las estrellas de tipo O y B, y a veces hipergigantes cálidas en comparación con las supergigantes rojas .

El término "hipergigante" se utilizó ya en 1929, pero no para las estrellas actualmente conocidas como hipergigantes. ^{[ 1 ]} Las hipergigantes se definen por su clase de luminosidad '0' y tienen mayor luminosidad que las supergigantes más brillantes de la clase Ia, ^{[ 2 ]} aunque no se las denominó hipergigantes hasta finales de la década de 1970. ^{[ 3 ]} En 1979 también se sugirió otro criterio para las hipergigantes para algunas otras estrellas calientes que pierden masa y son muy luminosas, ^{[ 4 ]} pero no se aplicó a las estrellas más frías. En 1991, Rho Cassiopeiae fue la primera en ser descrita como una hipergigante amarilla, ^{[ 5 ]} probablemente se agrupó como una nueva clase de estrellas luminosas durante las discusiones en el taller de física solar y astrofísica en resolución interferométrica en 1992. ^{[ 6 ]}

Las definiciones del término hipergigante siguen siendo vagas, y aunque la clase de luminosidad 0 es para hipergigantes, se las suele designar con las clases de luminosidad alternativas Ia-0 e Ia ⁺ . ^{[ 7 ]} Sus grandes luminosidades estelares se determinan a partir de varias características espectrales, que son sensibles a la gravedad superficial, como los anchos de línea Hβ en estrellas calientes o una fuerte discontinuidad de Balmer en estrellas más frías. Una menor gravedad superficial suele indicar estrellas más grandes y, por lo tanto, mayores luminosidades. ^{[ 8 ]} En estrellas más frías, la intensidad de las líneas de oxígeno observadas, como OI a 777,4  nm, puede utilizarse para calibrar directamente con la luminosidad estelar. ^{[ 9 ]}

Un método astrofísico utilizado para identificar de forma definitiva las hipergigantes amarillas es el llamado criterio de Keenan-Smolinski . En este criterio, todas las líneas de absorción deben estar fuertemente ensanchadas, más allá de lo esperado para las estrellas supergigantes brillantes , y también deben mostrar una fuerte evidencia de una pérdida de masa significativa. Además, debe estar presente al menos un componente Hα ensanchado . También pueden presentar perfiles Hα muy complejos, típicamente con fuertes líneas de emisión combinadas con líneas de absorción. ^{[ 10 ]}

La terminología de las hipergigantes amarillas se complica aún más al referirse a ellas como hipergigantes frías o hipergigantes cálidas, según el contexto. Las hipergigantes frías se refieren a todas las estrellas suficientemente luminosas e inestables más frías que las hipergigantes azules y las LBV , incluyendo tanto las hipergigantes amarillas como las rojas. ^{[ 11 ]} El término hipergigantes cálidas se ha utilizado para estrellas de clase A y F altamente luminosas en M31 y M33 que no son LBV, ^{[ 12 ]} así como, de forma más general, para las hipergigantes amarillas. ^{[ 13 ]}

Las hipergigantes amarillas ocupan una región del diagrama de Hertzsprung-Russell por encima de la franja de inestabilidad , una región donde se encuentran relativamente pocas estrellas y donde esas estrellas son generalmente inestables. Los rangos espectrales y de temperatura son aproximadamente A0-K2 y 4000-8000 K (3730-7730 °C; 6740-13940 °F) respectivamente. El área está delimitada en el lado de alta temperatura por el vacío evolutivo amarillo donde las estrellas de esta luminosidad se vuelven extremadamente inestables y experimentan una severa pérdida de masa. El vacío evolutivo amarillo separa a las hipergigantes amarillas de las variables azules luminosas aunque las hipergigantes amarillas en su punto más caliente y las variables azules luminosas en su punto más frío pueden tener aproximadamente la misma temperatura cerca de 8000 K. En el límite de temperatura inferior, las hipergigantes amarillas y las supergigantes rojas no están claramente separadas; RW Cephei (aproximadamente 4000 K (3730 °C; 6740 °F) , 295 000 L _☉ ) es un ejemplo de una estrella que comparte características tanto de hipergigantes amarillas como de supergigantes rojas. ^{[ 14 ] [ 15 ]}        

Las hipergigantes amarillas tienen un rango de luminosidad bastante estrecho por encima de 200 000 L☉ (por ejemplo, _V382 Carinae a 212 000 L☉ ₎ y por debajo del límite de Humphreys-Davidson en torno a 600 000 L☉ _. Con su máxima emisión en el centro del rango visual, estas son las estrellas visualmente más brillantes conocidas con magnitudes absolutas de alrededor de −9 o −9,5 . ^{[ 5 ]}    

Son grandes y algo inestables, con gravedades superficiales muy bajas. Mientras que las supergigantes amarillas tienen gravedades superficiales (log  g) inferiores a aproximadamente  2, las hipergigantes amarillas tienen log  g cercanas a cero. Además, pulsan de forma irregular, produciendo pequeñas variaciones de temperatura y brillo. Esto genera tasas de pérdida de masa muy elevadas, y la nebulosidad es común alrededor de las estrellas. ^{[ 16 ]} Ocasionalmente, grandes estallidos pueden oscurecer temporalmente las estrellas. ^{[ 17 ]}

Las hipergigantes amarillas se forman a partir de estrellas masivas después de que han evolucionado fuera de la secuencia principal. La mayoría de las hipergigantes amarillas observadas han pasado por una fase de supergigante roja y están evolucionando de nuevo hacia temperaturas más altas, pero algunas se ven en la breve primera transición de la secuencia principal a supergigante roja. Las supergigantes con una masa inicial menor a 20 M☉ explotarán como una supernova mientras aún sean supergigantes rojas, mientras que las estrellas más masivas que aproximadamente _{60 M☉} nunca se enfriarán más allá de las temperaturas de supergigante azul. Los rangos de masa exactos dependen de la metalicidad y la rotación. ^{[ 18 ]} Las supergigantes amarillas que se enfrían por primera vez pueden ser estrellas masivas de hasta 60 M☉ o más, ^{[ 15 ]} pero las estrellas post-supergigantes rojas habrán perdido alrededor de la mitad de su masa inicial _. ^{[ 19 ]}   

Químicamente, la mayoría de las hipergigantes amarillas muestran una fuerte concentración superficial de nitrógeno , así como de sodio y otros elementos pesados . El carbono y el oxígeno se encuentran en menor cantidad, mientras que el helio está en mayor concentración, como es de esperar en una estrella posterior a la secuencia principal.

Las hipergigantes amarillas han evolucionado claramente fuera de la secuencia principal y, por lo tanto, han agotado el hidrógeno en sus núcleos. Se postula que la mayoría de las hipergigantes amarillas son post- supergigantes rojas que evolucionan hacia el azul, ^{[ 14 ]} mientras que las supergigantes amarillas más estables y menos luminosas probablemente estén evolucionando a supergigantes rojas por primera vez. Existe una fuerte evidencia química y de gravedad superficial de que la más brillante de las supergigantes amarillas, HD 33579 , se está expandiendo actualmente de una supergigante azul a una supergigante roja. ^{[ 15 ]}

Estas estrellas son doblemente raras porque son muy masivas, estrellas de secuencia principal de tipo O inicialmente calientes, más de 15 veces más masivas que el Sol, pero también porque pasan solo unos pocos miles de años en la fase inestable de vacío amarillo de sus vidas. De hecho, es difícil explicar incluso el pequeño número de hipergigantes amarillas observadas, en relación con las supergigantes rojas de luminosidad comparable, a partir de modelos simples de evolución estelar. Las supergigantes rojas más luminosas pueden realizar múltiples "bucles azules", desprendiéndose de gran parte de su atmósfera, pero sin llegar nunca a la etapa de supergigante azul, cada una de las cuales dura solo unas pocas décadas como máximo. Por el contrario, algunas hipergigantes amarillas aparentes pueden ser estrellas más calientes, como las LBV "desaparecidas", enmascaradas dentro de una pseudofotosfera fría. ^{[ 14 ]}

Los recientes descubrimientos de progenitores de supernovas supergigantes azules también han planteado la cuestión de si las estrellas podrían explotar directamente desde la etapa de hipergigante amarilla. ^{[ 20 ]} Se han descubierto algunos posibles progenitores de supernovas supergigantes amarillas, pero todos parecen tener una masa y luminosidad relativamente bajas, no ser hipergigantes. ^{[ 21 ] [ 22 ]} SN 2013cu es una supernova de tipo IIb cuyo progenitor ha sido observado directa y claramente. Era una estrella evolucionada de alrededor de 8000 K (7730 °C; 13940 °F) que mostraba una pérdida de masa extrema de material enriquecido en helio y nitrógeno. Aunque no se conoce la luminosidad, solo una hipergigante amarilla o una variable azul luminosa en erupción tendría estas propiedades. ^{[ 23 ]}   

Los modelos modernos sugieren que las estrellas con un cierto rango de masas y velocidades de rotación pueden explotar como supernovas sin volver a convertirse en supergigantes azules, pero muchas eventualmente atravesarán el vacío amarillo y se convertirán en variables azules luminosas de baja masa y baja luminosidad, y posiblemente en estrellas Wolf-Rayet después. ^{[ 24 ]} Específicamente, las estrellas más masivas y aquellas con mayores tasas de pérdida de masa debido a la rotación o alta metalicidad evolucionarán más allá de la etapa de hipergigante amarilla hacia temperaturas más altas antes de alcanzar el colapso del núcleo. ^{[ 25 ]}

Según los modelos físicos actuales de las estrellas, una hipergigante amarilla debería poseer un núcleo convectivo rodeado por una zona radiactiva , a diferencia de una estrella del tamaño del Sol, que consiste en un núcleo radiactivo rodeado por una zona convectiva . ^{[ 26 ]} Debido a su extrema luminosidad y estructura interna, ^{[ 27 ]} las hipergigantes amarillas sufren altas tasas de pérdida de masa ^{[ 28 ]} y generalmente están rodeadas por envolturas de material expulsado. Un ejemplo de las nebulosas que pueden resultar es IRAS 17163-3907 , conocida como el Huevo Frito, que ha expulsado varias masas solares de material en tan solo unos cientos de años. ^{[ 29 ]}

La hipergigante amarilla es una fase esperada de la evolución a medida que las supergigantes rojas más luminosas evolucionan hacia el azul, pero también pueden representar un tipo diferente de estrella. Las LBV durante la erupción tienen vientos tan densos que forman una pseudo-fotosfera que aparece como una estrella más grande y fría a pesar de que la supergigante azul subyacente permanece prácticamente inalterada. Se observa que estas tienen un rango de temperaturas muy estrecho alrededor de 8000 K (7730 °C; 13940 °F) . En el salto de biestabilidad que ocurre alrededor de 21000 K (20700 °C; 37300 °F), los vientos de la supergigante azul se vuelven varias veces más densos y podrían dar como resultado una pseudo-fotosfera aún más fría. No se observan LBV justo por debajo de la luminosidad donde el salto de biestabilidad cruza la franja de inestabilidad de S Doradus (que no debe confundirse con la franja de inestabilidad de las Cefeidas ), pero se teoriza que sí existen y aparecen como hipergigantes amarillas debido a sus pseudofotoesferas. ^{[ 30 ]}