Гіпергігант — дуже рідкісний тип зір із надзвичайно високими світністю, масою, розмірами та швидкістю втрати маси через потужні зоряні вітри. Такі зорі розташовані у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела.
Термін «гіпергігант» визначають як клас світності 0 (нуль) за єркською класифікацією. Однак це позначення рідко трапляється в літературі або в опублікованих спектральних класифікаціях, за винятком окремих добре визначених груп, таких як жовті гіпергіганти, червоні надгіганти або блакитні надгіганти типу B(e) з емісійними спектрами. Частіше гіпергіганти відносять до класів Ia-0 або Ia+, хоча червоні надгіганти рідко отримують такі спектральні класифікації.
Відомими прикладами гіпергігантів є зоря Пістолет (блакитний гіпергігант поблизу галактичного центру та одна з найяскравіших відомих зір), ρ Кассіопеї (жовтий гіпергігант, одна з найяскравіших зір, видимих неозброєним оком) і μ Цефея (одна з найбільших і найяскравіших відомих зір).
Походження та визначення 1956 року астрономи і Таккерей використали термін «наднадгігант» (пізніше замінений на «гіпергігант») для позначення зір з абсолютною зоряною величиною яскравішою за MV = −7 (болометрична зоряна величина MBol буде більшою для дуже холодних і дуже гарячих зір, наприклад щонайменше −9.7 для гіпергіганта спектрального класу B0). У 1971 році Кінан запропонував застосовувати цей термін лише до надгігантів, які демонструють принаймні одну широку емісійну компоненту в лінії Hα, що свідчить про розширену зоряну атмосферу або відносно високу швидкість втрати маси. Нині критерій Кінана є найпоширенішим серед науковців, тому можлива ситуація, коли зоря-надгігант має більшу світність, ніж гіпергігант того самого спектрального класу.
Формування
Зорі з початковою масою понад приблизно швидко залишають головну послідовність і дещо збільшують світність, перетворюючись на блакитні надгіганти. Далі вони охолоджуються й розширюються за майже сталої світності, стаючи червоними надгігантами, після чого стискаються та підвищують температуру, втрачаючи зовнішні шари. Вони можуть «коливатися», здійснюючи один або кілька «блакитних петель», зберігаючи відносно сталу світність, аж допоки не вибухнуть як наднова або повністю не скинуть свої зовнішні оболонки, перетворившись на зорю Вольфа — Рає. Зорі з початковою масою понад приблизно настільки яскраві, що не можуть утворити стабільну розширену атмосферу, тому вони ніколи не охолоджуються настільки, щоб стати червоними надгігантами. Наймасивніші зорі, особливо ті, що швидко обертаються й мають посилену конвекцію та перемішування, можуть оминути ці стадії та безпосередньо перейти до стадії зорі Вольфа — Рає.
Це означає, що зорі у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела, де розташовані гіпергіганти, або щойно зійшли з головної послідовності й усе ще мають велику масу, або перебувають на пізнішій еволюційній стадії й уже втратили істотну частку своєї початкової маси; ці об'єкти не можна розрізнити лише за світністю та температурою. Масивні зорі з високою часткою збереженого водню є стабільнішими, тоді як старіші зорі з меншою масою й більшою часткою важких елементів мають менш стабільні атмосфери через зростання тиску випромінювання й ослаблення гравітаційного притягання. Саме такі об'єкти вважають гіпергігантами, близькими до межі Еддінгтона зі швидкою втратою маси.
Вважають, що жовті гіпергіганти зазвичай слідують за стадією червоних надгігантів, які вже втратили більшу частину своєї атмосфери та водню. Відомо кілька стабільніших масивних жовтих надгігантів із приблизно такою самою світністю. Імовірно, вони еволюціонують у напрямку до стадії червоного надгіганта, але такі об'єкти трапляються рідко, оскільки цей перехід має відбуватися швидко. Оскільки жовті гіпергіганти утворюються з червоних надгігантів, існує досить жорстка верхня межа їхньої світності — близько , тоді як блакитні гіпергіганти можуть бути значно яскравішими — іноді до кількох мільйонів .
Майже всі гіпергіганти демонструють змінність світності з часом через нестабільності у своїх надрах, але ці зміни невеликі, за винятком двох окремих областей нестабільності, де розташовані яскраві блакитні змінні та жовті гіпергіганти. Через велику масу тривалість життя гіпергігантів дуже коротка за астрономічними мірками: лише кілька мільйонів років (порівняно з понад 10 мільярдами років для Сонця). Гіпергіганти утворюються лише в найбільших і найщільніших регіонах зореутворення, і через короткий час життя відомо лише невелику їх кількість, попри надзвичайну світність, яка дозволяє виявляти їх навіть у сусідніх галактиках. Тривалість деяких фаз, таких як яскраві блакитні змінні, може становити лише кілька тисяч років.
Стабільність
Оскільки світність зір різко зростає зі збільшенням маси, світність гіпергігантів часто лежить дуже близько до межі Еддінгтона — такої світності, за якої тиск випромінювання, що виштовхує атмосферу зорі назовні, урівноважує силу гравітації, яка тягне її всередину. Це означає, що потік випромінювання, який проходить через фотосферу гіпергіганта, може бути майже достатнім, щоб виштовхнути фотосферу. Вище межі Еддінгтона зоря генерувала б настільки потужне випромінювання, що її зовнішні шари викидалися б у вигляді масивних спалахів. Це фактично обмежує можливість зорі тривалий час світити зі ще більшою світністю.
Добрим кандидатом на наявність вітру, зумовленого випромінюванням у континуумі, є Ета Кіля — одна з наймасивніших відомих зір. За оцінками, її маса становить близько 130 сонячних мас, а світність перевищує світність Сонця у 4 мільйони разів. Припускають, що Ета Кіля може іноді перевищувати межу Еддінгтона. Востаннє це могло статися під час серії спалахів у 1840—1860 роках, коли швидкість втрати маси значно перевищувала сучасні теоретичні оцінки для зоряних вітрів.
На відміну від зоряних вітрів, що виникають через поглинання світла зорі великою кількістю вузьких спектральних ліній, прискорення континуумом випромінювання не потребує наявності у фотосфері атомів «металів» (інших атомів, окрім водню й гелію, які мають небагато таких ліній). Це важливо, оскільки більшість масивних зір також бідні на метали, отже ефект має діяти незалежно від металічності. За тією ж логікою, прискорення континуумом може визначати верхню межу мас навіть для зір населення III — першого покоління зір після Великого вибуху, які взагалі не містили металів.
Інша гіпотеза для пояснення потужних спалахів, наприклад у η Кіля, полягає в ідеї гідродинамічного вибуху в зорі на великій глибині, який зриває частину зовнішніх шарів зорі. Згідно з нею, навіть за світності нижче межі Еддінгтона зоря може мати недостатню конвекцію у внутрішніх шарах, що призводить до інверсії густини й потенційно до потужного вибуху. Однак цю гіпотезу досліджено недостатньо, і залишається незрозумілим, чи може це справді відбуватися.
Ще одна гіпотеза, пов'язана з гіпергігантами, передбачає можливість утворення псевдофотосфери — сферичної оптично щільної поверхні, яка насправді формується зоряним вітром, а не є справжньою поверхнею зорі. Така псевдофотосфера була б значно холоднішою за глибші шари під щільним потоком речовини, що відтікає назовні. Цю ідею висунули для пояснення «відсутніх» яскравих блакитних змінних проміжної світності та наявності жовтих гіпергігантів із приблизно такою самою світністю, але нижчими температурами. У цьому випадку жовті гіпергіганти фактично є яскравими блакитними змінними, у яких сформувалася псевдофотосфера, що створює враження нижчої температури.
Зв'язки з Ofpe, WNL, яскравими блакитними змінними та іншими надгігантами Гіпергіганти — це певна стадія еволюції зір великої маси, але вони розташовані в тих самих або близьких областях діаграми Герцшпрунга — Рассела, що й деякі зорі інших типів. Не завжди зрозуміло, чи різні типи відображають зорі з різними початковими умовами, зорі на різних етапах еволюції, чи це лише наслідок особливостей спостережень, і потрібні детальні астрофізичні моделі, щоб розрізнити між цими типами.
Хоча більшість надгігантів менш яскраві, ніж гіпергіганти з подібною температурою, деякі з них потрапляють у той самий діапазон світностей. Звичайні надгіганти, на відміну від гіпергігантів, часто не мають сильних емісійних ліній водню, а розширені спектральні лінії в гіпергігантів свідчать про значну втрату маси.
Яскраві блакитні змінні — це клас дуже яскравих гарячих зір, які демонструють характерні спектральні зміни. Зазвичай вони перебувають у «спокійній» області, де гарячіші зорі мають більшу світність, але періодично зазнають потужних поверхневих спалахів і переходять у вузьку область, де зорі з різною світністю мають приблизно однакову температуру — близько 8000 К. Ця «активна» область лежить поблизу гарячого краю нестабільної «порожнечі», де розташовані жовті гіпергіганти, частково перекриваючись з нею. Невідомо, чи здатні жовті гіпергіганти подолати цю область нестабільності та перетворитися на яскраві блакитні змінні, чи вони вибухають як наднові.
Блакитні гіпергіганти займають ті самі області діаграми Герцшпрунга — Рассела, що й яскраві блакитні змінні, але не обов'язково проявляють змінність. Деякі, але не всі яскраві блакитні змінні, принаймні інколи мають спектри, характерні для гіпергігантів, однак багато дослідників виключають усі яскраві блакитні змінні із класу гіпергігантів і розглядають їх окремо. Блакитні гіпергіганти без ознак яскравих блакитних змінних можуть бути попередниками яскравих блакитних змінних, або їхніми наступниками, або тим і іншим одночасно. Менш масивні яскраві блакитні змінні можуть бути перехідною стадією до або від холодних гіпергігантів, або ж становити окремий тип об'єктів.
Зорі Вольфа — Рає — це надзвичайно гарячі зорі, які втратили більшу частину або всю свою зовнішню оболонку. Пізні стадії зір Вольфа — Рає зі спектрами, в яких домінує азот, позначають WNL. Хоча зазвичай вважають, що це стадія, якої досягають гіпергіганти після значної втрати маси, можливо, що невелика група водневмісних WNL-зір насправді є попередниками блакитних гіпергігантів або яскравих блакитні змінні. З ними близько пов'язані об'єкти типу Ofpe (спектри класу O з емісійними лініями H, He та N і іншими особливостями) та WN9 (найхолодніші азотні зорі Вольфа — Рає), які можуть бути короткою проміжною стадією між масивними зорями головної послідовності та гіпергігантами або яскравими блакитними змінними. Спостерігали «спокійні» яскраві блакитні змінні зі спектрами WNL, а також об'єкти Ofpe/WNL, які з часом демонстрували спектри блакитних гіпергігантів. Висока швидкість обертання змушує масивні зорі швидко втрачати свої оболонки й запобігає переходу від головної послідовності до стадії надгіганта, тому такі зорі безпосередньо стають зорями Вольфа — Рає. Зорі Вольфа — Рає, слеш-зорі, холодні слеш-зорі (також WN10/11), Ofpe, Of+ та Of* не вважають гіпергігантами. Хоча вони яскраві й часто мають сильні емісійні лінії, їхні спектри відрізняються від спектрів надгігантів.
Відомі гіпергіганти
Гіпергіганти важко досліджувати через їхню рідкісність. Багато з них мають сильно змінні спектри, але тут їх об'єднано у загальні спектральні класи.
Яскраві блакитні змінні Деякі яскраві блакитні змінні класифікують як гіпергіганти принаймні на частині циклу їх змінності: AG Кіля, масивна яскрава блакитна змінна в сузір'ї Кіля, яка перебуває в процесі переходу від зорі спектрального класу O до зорі Вольфа — Рає. Ета Кіля у складі Туманності Кіля (NGC 3372) в південному сузір'ї Кіль. Ета Кіля має надзвичайно велику масу (можливо, від 120 до 150 мас Сонця) і світність у чотири-п'ять мільйонів разів більшу за сонячну. Ймовірно, це об'єкт іншого типу, ніж типові яскраві блакитні змінні, або крайній випадок цього класу. у північному сузір'ї Лебедя. Є прототипом для загальних характеристик спектральних ліній яскравих блакитних змінних. S Золотої Риби у Великій Магеллановій Хмарі, в південному сузір'ї Золотої Риби. Є прототипом змінності; яскраві блакитні змінні іноді називають змінними типу S Золотої Риби.