Estrelas hipergigantes (classe de luminosidade 0, Ia-0 ou Ia^+) são estrelas que possuem luminosidade mais de um milhão de vezes superior àquela emitida pela estrela do Sistema Solar. É uma das classes mais raras, massivas e altamente instáveis que se situam próxima ou no limite superior de luminosidade do diagrama H-R. Por serem objetos extremamente luminosos e quentes, elas apresentam ventos estelares que transportam momento e energia, e enriquecem o meio interestelar com elementos pesados. Além disso, elas são progenitoras de remanescentes estelares, como supernovas que podem dar origem a estrelas de nêutrons ou buracos negros. Quando encontradas, costumam habitar galáxias com muito gás e com formação estelar ativa que constituem berçários estelares. Contudo, muitas hipergigantes estão envolvidas por nuvens de gás e poeira, o que dificulta sua detecção direta.
Sua importância científica parte do entendimento da evolução química e estrutural do Universo, pois o estudo das propriedades físicas de estrelas de alta massa está intrinsecamente ligado com a história cósmica desde as primeiras gerações de estrelas.
Origem Em 1942, o astrônomo Philip Childs Keenan classificou a luminosidade de RW Cephei como Ia-0 por meio da análise das linhas de seu espectro, sugerindo que ela estava entre as estrelas mais luminosas conhecidas. Em 1956, os astrônomos Feast e Thackeray introduziram o termo super-supergigante (futuramente alterado para "hipergigantes") após observarem várias estrelas na Grande Nuvem de Magalhães que tinham magnitude absoluta visual Mv ~ -9 e magnitude bolométrica Mbol < -9, sendo estas algumas características de estrelas mais brilhantes do que as supergigantes típicas. Diante disso, Kees de Jager estabeleceu as bases científicas para o estudo dessas estrelas e propôs chamá-las de hipergigantes. Keenan sugeriu um critério físico para que as estrelas extremamente brilhantes (Mv < -8,5 a -9) fossem chamadas de hipergigantes somente quando houvesse a presença de pelo menos um componente de emissão ampla em Hα, característica relacionada com forte perda de massa, ventos estelares intensos e uma atmosfera estelar extensa e instável. Assim, uma estrela hipergigante não precisa necessariamente ter uma massa maior do que a massa de uma supergigante.
Características As estrelas hipergigantes são raras devido à sua alta massa que as faz ter um tempo de vida curto e fases evolutivas breves. Elas queimam seu combustível nuclear rapidamente, então suas vidas e fases duram apenas alguns milhões de anos. A presença de ventos potentes (notados por sinais espectroscópicos, por exemplo, perfis P Cygni e emissão ampla em Hα), atmosfera estendida, as luminosidades extremas (tipicamente Mv < -8.5 a -9 ou 5.5 < log L/L⊙ < 6.5) e taxas extremamente altas de perda de massa são algumas das características que as estrelas hipergigantes possuem. Elas podem ser milhões de vezes mais brilhantes do que o Sol e possuírem temperaturas efetivas entre 3.500 K e 35.000 K dependendo do tipo de estrela, além de apresentarem variações de brilho ao longo do tempo devido à instabilidade. Na Via Láctea, o número de hipergigantes azuis é cerca de 25 estrelas, enquanto os números de hipergigantes vermelhas e amarelas são ainda menores.
Tipos de Hipergigantes
Elas se dividem em hipergigantes azuis (blue hypergiants - BHGs), com tipo espectral B e divisão entre tipo precoce (early-BHG) e tardia (late-BHG) e hipergigantes amarelas (yellow hypergiants - YHGs), com tipo espectral de A a G. As early-BHGs possuem uma massa inicial entre 30 e 60 massas solares, já saíram da sequência principal, podem evoluir para variáveis azuis luminosas (LBVs) e estão perto do limite de Eddington. Enquanto as late-BHGs possuem uma massa inicial menor (~ 30 massas solares), são menos luminosas e mais frias, com temperaturas efetivas mais baixas. Geralmente estão associadas às estrelas LBV e hipergigantes amarelas (YHGs) em uma sequência evolutiva para o vermelho. As hipergigantes amarelas (YHGs) vivem em uma região do diagrama H-R onde as estrelas não costumam ficar, acima da faixa de instabilidade, chamada de "vazio amarelo". Essas estrelas podem mudar drasticamente, alternando entre fases quiescentes e eruptivas e fazendo suas temperaturas efetivas e brilhos mudarem. Além disso, suas atmosferas são altamente estendidas e ativas, e as faixas espectrais e de temperatura são de aproximadamente A0-K2 e 4000 K - 8000 K, respectivamente.
As hipergigantes vermelhas (red hypergiants - RHGs) comumente estão associadas com as supergigantes vermelhas (RSGs), pois possuem uma distinção sutil, sendo a luminosidade. As RHGs representam o extremo superior da função de luminosidade das supergigantes vermelhas e podem ser vistas como casos mais massivos do que uma população distinta. Além disso, há uma distinção espectral entre elas, pois supergigantes vermelhas possuem em seus espectros linha de absorção de Hα, enquanto que as hipergigantes vermelhas são caracterizadas pela presença de Hα em emissão, o que indica um vento estelar bem mais intenso.
Evolução As hipergigantes representam um estágio curto e instável na vida de estrelas muito massivas. As supergigantes vermelhas (RSGs) são estrelas com massa inicial entre 8-25 M⊙, sendo consideradas o último estágio antes de explodir como supernova Tipo II ou virar um buraco negro. Porém, as supergigantes vermelhas mais luminosas, originadas de estrelas com massas iniciais entre 25-40 M⊙, possuem um destino ainda incerto. Elas apresentam tanta poeira ao redor que associam esta característica à perda de massa intensa que teria ocorrido na fase de RSG. Após isso, com a perda do envelope externo, as estrelas se contraem e aquecem, migrando para a esquerda do diagrama H-R, caracterizando os "laços azuis" (blue loops). Esse fenômeno ocorre quando a massa do núcleo de Hélio possui uma fração considerável em relação à massa total da estrela. Durante esse período, a estrela entra no estágio de hipergigantes amarelas (YHG) e, a partir disso, estudos sugerem que estas são candidatas a objetos pós-RSG. A ideia é reforçada devido à ausência de supergigantes vermelhas com mais de 18 M⊙ como progenitoras de supernova Tipo II. Além disso, existe um limite superior rígido para a luminosidade de hipergigantes amarelas, entre 500.000 e 750.000 L⊙. Como exemplo, as estrelas HR 5171A, HR 8752 e Rho Cassiopeiae foram consideradas instáveis por estarem logo abaixo do limite superior de luminosidade. Durante a evolução, as hipergigantes amarelas (YHGs) passam pelo Yellow Evolutionary Void ("vazio amarelo"), uma região em que pequenas mudanças no envelope podem gerar ventos densos e variações de brilho.
Por fim, modelos evolutivos indicam que estrelas com massa inicial > 40 M⊙ provavelmente não passam pela fase de supergigante vermelha (RSG), pois a perda de massa extrema devido a aproximação ao limite de Eddington impede que a estrela se resfrie e a faz evoluir para temperaturas mais altas.
Estabilidade thumb|direita|300px|Eta Carinae, uma hipergigante localizada a 7.500 anos-luz da Terra. As hipergigantes apresentam uma extrema instabilidade devido à proximidade que estão do limite de Eddington, a luminosidade crítica acima da qual uma estrela já não consegue equilibrar a pressão de radiação com a força gravitacional. A pressão interna de radiação chega a superar ou se equiparar com a gravidade, fazendo a atmosfera estelar se tornar instável e ser ejetada.
Além desse fator, os ventos estelares impulsionados pelo espectro contínuo podem intensificar a instabilidade, pois consegue remover mais massa das camadas externas das estrelas independente da presença ou não de metais. Diferente dos ventos estelares impulsionados pela absorção de luz da estrela em linhas espectrais estreitas, o vento impulsionado pelo espectro contínuo não depende das linhas espectrais, então qualquer fóton contribui para o processo. Acredita-se que esse mecanismo ocorreu na estrela Eta Carinae, que possui uma massa estimada de cerca de 130 M⊙ e luminosidade quatro milhões de vezes maior que a do Sol. Suas grandes erupções do século XIX caracterizaram um evento em que ela ultrapassou o limite de Eddington, ejetando uma massa equivalente entre 10-20 M⊙.
Outro fator está relacionado com a formação de uma pseudo-fotosfera. Esta estrutura surgiria do material que a própria estrela ejetou, sendo tão denso e opaco que poderia agir como uma superfície falsa. Ela seria mais fria devido ao material ejetado ser expandido e instável por depender dos ventos da estrela. Isso faz a estrela aparentar ter uma temperatura efetiva menor, e somente quando o vento diminui e a superfície se dissipa que a estrela pode mostrar sua verdadeira identidade. A partir disso, tem-se mudanças rápidas de brilho, de tipo espectral, instabilidade térmica e "saltos" no diagrama H-R. Associam esse mecanismo às supostas hipergigantes amarelas (YHGs) que, devido a presença da pseudo-fotosfera que reduz de maneira artificial a temperatura, seriam, na verdade, variáveis luminosas azuis (LBVs).
Outra hipótese está relacionada com explosões hidrodinâmicas profundas, que poderiam arrancar camadas externas da estrela mesmo que esta esteja abaixo do limite de Eddington. Contudo, essa hipótese ainda não foi explorada e é incerta.
Relações com Ofpe, WNL e LBV Hipergigantes ocupam regiões do diagrama H-R muito próximas das regiões de estrelas com classificações diferentes, como as supergigantes ou variáveis azuis luminosas (LBVs). Geralmente, as supergigantes são menos luminosas do que hipergigantes com temperatura parecida, mas existem exceções com a mesma luminosidade. No caso das LBVs, as hipergigantes podem representar fases não eruptivas dessa classificação, podendo exibir características espectrais parecidas com às de uma LBV. Estas periodicamente apresentam erupções intensas, onde sofre um aumento na taxa de perda de massa e a deixa instável, deslocando-se para uma temperatura em torno de 8000 K.
As hipergigantes azuis são encontradas nas mesmas regiões do diagrama HR que as LBVs, mas nem sempre apresentam o comportamento das LBVs. Caso não apresentem variabilidade do tipo LBV, as hipergigantes azuis podem ser progenitoras de LBVs ou vice-versa. Além disso, ambas podem representar manifestações distintas de um mesmo objeto em fases diferentes.
As estrelas Wolf-Rayet são relativamente mais frias, ricas em nitrogênio (WNL) e são interpretadas como um estágio evolutivo que vem depois da fase de hipergigante. Possivelmente são descendentes de hipergigantes azuis e LBVs, caracterizadas por luminosidade superiores a 106 L⊙ e possuem espectros que indicam processo ativo de remoção da envoltória externa (fortes linhas de emissão de hidrogênio e hélio). Contudo, é possível que algumas estrelas WNL ricas em hidrogênio sejam progenitoras de hipergigantes azuis ou LBVs. Os espectros observados entre WNL, hipergigantes quiescentes e estrelas Ofpe (espectros do tipo O com linhas de emissão de H, He e N) são muito parecidos, o que reforça a ideia de não pertencerem a caixas evolutivas isoladas e, na verdade, representarem fases consecutivas de uma mesma trajetória evolutiva. Modelos de evolução estelar isolada sugerem que hipergigantes azuis passam por fases eruptivas do tipo LBV, sendo formadas estrelas WNL e, posteriormente, estrelas Wolf Rayet WC até evoluírem para supernova tipo Ib/c.
As velocidades de rotação extremamente altas em estrelas massivas podem ser responsáveis em acelerar a perda de massa e impedir a evolução da sequência principal para a fase de supergigante, levando as estrelas diretamente para a fase de Wolf-Rayet. A partir disso, apesar de terem semelhantes luminosidade e linhas de emissão, as estrelas Wolf-Rayet e Ofpe não são classificadas como hipergigantes.
Estrelas Hipergigantes conhecidas Hipergigantes Vermelhas