Желтая звезда-сверхгигант - Yellow supergiant star

А желтый сверхгигант (YSG) это звезда, как правило спектральный класс F или G, имея сверхгигант класс светимости (например, Ia или Ib). Это звезды, которые произошли от главная последовательность, расширяясь и становясь все более ярким.

Желтые сверхгиганты меньше красные сверхгиганты; Примеры невооруженного глаза включают Полярная звезда. Многие из них - переменные звезды, в основном пульсирующие. Цефеиды такие как δ Цефей сам.

Спектр

Желтые сверхгиганты обычно имеют спектральные классы F и G, хотя иногда включаются звезды поздней А или ранней К.[1][2][3] Эти спектральные типы характеризуются линиями водорода, которые очень сильны в классе A, ослабляются через F и G до тех пор, пока они не станут очень слабыми или отсутствуют в классе K. Линии H и K кальция присутствуют в поздних спектрах A, но более сильные в классе F, и самый сильный в классе G, прежде чем снова ослабнет у более холодных звезд. Линии ионизированных металлов сильны в классе A, слабее в классах F и G и отсутствуют у более холодных звезд. В классе G также встречаются линии нейтральных металлов, а также полосы молекул CH.[4]

Сверхгиганты идентифицированы в Спектральная классификация Йеркса по классам светимости Ia и Ib, иногда используются промежуточные звенья, такие как Iab и Ia / ab. Эти классы яркости назначаются с помощью спектральных линий, чувствительных к яркости. Исторически сложилось так, что Ca H и K линия силы были использованы для желтых звезд, а также силы различных металлических линий.[5] Линии нейтрального кислорода, такие как триплет 777,3 нм, также использовались, поскольку они чрезвычайно чувствительны к светимости в широком диапазоне спектральных типов.[6] Современные атмосферные модели могут точно сопоставить все силы и профили спектральных линий, чтобы дать спектральную классификацию, или даже сразу перейти к физическим параметрам звезды, но на практике классы светимости по-прежнему обычно присваиваются путем сравнения со стандартными звездами.[4]

Некоторые желтые сверхгиганты спектральных стандартов:[7]

Свойства

Массивный RSGC1 скопление содержит 14 красных сверхгигантов и один желтый сверхгигант.[8]

Желтые сверхгиганты имеют относительно узкий диапазон температур, соответствующих их спектральным классам, примерно от 4000 до 7000 К.[9] Их светимости колеблются от примерно 1000L☉ вверх, причем максимальное количество ярких звезд превышает 100000L☉. Высокая светимость указывает на то, что они намного больше Солнца, примерно от 30р☉ до нескольких сотенр☉.[10]

Масса желтых сверхгигантов сильно различается: от массы Солнца до таких звезд, как W Virginis до 20M☉ или более (например, V810 Центавра ). Соответствующие значения поверхностной силы тяжести (log (g) cgs) составляют около 1-2 для сверхгигантов большой массы, но могут достигать значения 0 для сверхгигантов с малой массой.[9][11]

Желтые сверхгиганты - редкие звезды, встречаются гораздо реже, чем красные сверхгиганты и главная последовательность звезды. В M31 (Галактика Андромеды), 16 желтых сверхгигантов связаны с эволюцией звезд класса O, из которых около 25 000 видимых.[12]

Изменчивость

Кривая блеска Дельта Цефеи, желтый сверхгигант классической цефеиды переменной

Многие желтые сверхгиганты находятся в районе Диаграмма HR известный как полоса нестабильности потому что их температура и светимость делают их динамически нестабильными. Большинство желтых сверхгигантов, наблюдаемых в полосе нестабильности, - это Цефеид переменные, названный в честь δ Цефей, которые пульсируют с четко определенными периодами, которые связаны с их светимостью. Это означает, что их можно использовать как стандартные свечи для определения расстояния до звезд, зная только период их переменности. Цефеиды с более длинными периодами холоднее и светлее.[13]

Были идентифицированы два различных типа переменных цефеид, которые имеют разные отношения период-светимость: Классические переменные цефеид молодые массивные население I звезды; цефеиды типа II старше население II звезды с малыми массами, в том числе Переменные W Virginis, Переменные BL Herculis и Переменные RV Тельца. Классические цефеиды более ярки, чем цефеиды типа II того же периода.[14]

Переменные R Coronae Borealis часто бывают желтыми сверхгигантами, но их изменчивость вызвана другим механизмом, нежели цефеиды. Через нерегулярные промежутки времени они затемняются из-за скопления пыли вокруг звезды, и их яркость резко падает.[15]

Эволюция

Эволюция 5M☉ звезда, показывая синяя петля и пост-AGB трек через область желтых сверхгигантов

Сверхгиганты - это звезды, которые ушли от главной последовательности после исчерпания водорода в своих ядрах. Желтые сверхгиганты - это гетерогенный группа звезд, пересекающих стандартные категории звезд на диаграмме HR на разных этапах своей эволюции.

Звезды массивнее 8–12M☉ провести несколько миллионов лет на главной последовательности как звезды класса O и ранние B, пока плотный водород в их ядрах не истощится. Затем они расширяются и остывают, превращаясь в сверхгигантов. Они проводят несколько тысяч лет как желтый сверхгигант при остывании, а затем обычно проводят от одного до четырех миллионов лет как красный сверхгигант. Сверхгиганты составляют менее 1% звезд; хотя и разные пропорции в видимые ранние эпохи Вселенной. Относительно короткие фазы и концентрация вещества объясняют редкость этих звезд.[16]

Некоторые красные сверхгиганты подвергаются синяя петля, временно нагреваясь и становясь желтым или даже голубые сверхгиганты перед повторным охлаждением. Звездные модели показывают, что синие петли зависят от определенного химического состава и других предположений, но они наиболее вероятны для звезд с низкой массой красных сверхгигантов. При первом охлаждении или при выполнении достаточно протяженной синей петли желтые сверхгиганты пересекают полосу нестабильности и пульсируют как Классические переменные цефеид с периодами около десяти дней и более.[17][18]

Звезды средней массы покидают главную последовательность, остывая субгигантская ветвь пока они не достигнут Красный гигант филиал. Звезды массивнее примерно 2M☉ иметь достаточно большое гелиевое ядро, чтобы оно начало синтез до вырождения. Эти звезды образуют синюю петлю.

Для масс примерно от 5M☉ и 12M☉синяя петля может распространяться на спектральные классы F и G при светимости, достигающей 1000L☉. Эти звезды могут иметь сверхгигантские классы светимости, особенно если они пульсирующие. Когда эти звезды пересекают полосу нестабильности, они будут пульсировать как короткопериодические цефеиды. Синие петли в этих звездах могут длиться около 10 миллионов лет, поэтому этот тип желтых сверхгигантов встречается чаще, чем более светящиеся типы.[19][20]

Звезды с массой, подобной солнечной, развивают вырожденные гелиевые ядра после того, как покидают главную последовательность и поднимаются к вершине ветви красных гигантов, где они воспламеняются. гелий в мгновение ока. Затем они плавят гелий в сердечнике горизонтальная ветвь со слишком низкой светимостью, чтобы считаться сверхгигантами.

Звезды, покидающие синюю половину горизонтальной ветви, должны быть классифицированы в асимптотическая ветвь гигантов (AGB) проходят через желтые классификации и будут пульсировать как Переменные BL Herculis. Таким желтым звездам можно присвоить сверхгигант класс светимости, несмотря на их малую массу, но с помощью световой пульсации. В AGB тепловые импульсы от термоплавкой оболочки звезд могут вызвать синюю петлю на полосе нестабильности. Такие звезды будут пульсировать, как Переменные W Virginis и снова могут быть классифицированы как желтые сверхгиганты с относительно низкой светимостью.[14] Когда водородосодержащая оболочка звезды с низкой или средней массой AGB приближается к ее поверхности, холодные внешние слои быстро теряются, что вызывает нагрев звезды, в конечном итоге превращаясь в белый Гном. Эти звезды имеют массу ниже, чем Солнце, но светимость может достигать 10 000L☉ или выше, поэтому они на короткое время станут желтыми сверхгигантами. Считается, что звезды после AGB пульсируют, когда Переменные RV Тельца когда они пересекают полосу нестабильности.[21]

Эволюционный статус желтого сверхгиганта Переменные R Coronae Borealis неясно. Это могут быть звезды post-AGB, повторно зажженные последней вспышкой гелиевой оболочки, или они могут быть образованы из белого карлика. слияния.[22]

Ожидается, что впервые желтые сверхгиганты дорастут до стадии красных сверхгигантов без каких-либо сверхновых. Ядра некоторых желтых сверхгигантов после красных сверхгигантов могут коллапсировать и вызывать сверхновую. Горстка сверхновых связана с явными предшественниками желтых сверхгигантов, которые недостаточно светятся, чтобы быть пост-красными сверхгигантами. Если это подтвердится, то должно быть найдено объяснение тому, как звезда умеренной массы, все еще имеющая гелиевое ядро, может вызвать сверхновую с коллапсом ядра. Очевидным кандидатом в таких случаях всегда является какая-то форма бинарного взаимодействия.[23]

Желтые гипергиганты

Основная статья: Желтый гипергигант

Особенно светящиеся и нестабильные желтые сверхгиганты часто группируются в отдельный класс звезд, называемых желтыми гипергигантами. В основном считается, что это пост-красные сверхгиганты, очень массивные звезды, которые потеряли значительную часть своих внешних слоев и теперь эволюционируют, чтобы стать голубыми сверхгигантами и Звезды Вольфа-Райе.[24]

использованная литература

  1. ^ Хиози, Чезаре; Мэдер, Андре (1986). «Эволюция массивных звезд с потерей массы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 24: 329–375. Bibcode:1986ARA & A..24..329C. Дои:10.1146 / annurev.aa.24.090186.001553.
  2. ^ Giridhar, S .; Ferro, A .; Паррао, Л. (1997). "Элементное содержание и атмосферные параметры семи сверхгигантов F-G". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. Дои:10.1086/133978.
  3. ^ Drout, Мария Р .; Мэсси, Филипп; Мейне, Жорж (2012). «Желтые и красные сверхгиганты M33». Астрофизический журнал. 750 (2): 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ ... 750 ... 97D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 750/2/97. S2CID  119160120.
  4. ^ а б Грей, Ричард О .; Corbally, Кристофер (2009). «Звездная спектральная классификация». Звездная спектральная классификация Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли. Princeton University Press. Bibcode:2009сс .. книга ..... G.
  5. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации». Чикаго. Bibcode:1943assw.book ..... M.
  6. ^ Faraggiana, R .; Гербальди, М .; Van't Veer, C .; Флоке, М. (1988). «Поведение триплета O I Лямбда-7773». Астрономия и астрофизика. 201: 259. Bibcode:1988A & A ... 201..259F.
  7. ^ Гарсия, Б. (1989). «Список звезд стандарта МК». Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36 ... 27G.
  8. ^ Фигер, Дональд Ф .; МакКенти, Джон В .; Робберто, Массимо; Смит, Кестер; Наджарро, Франсиско; Кудрицки, Рольф П .; Эрреро, Артемио (2006). «Открытие необычайно массивного скопления красных сверхгигантов». Астрофизический журнал. 643 (2): 1166. arXiv:Astro-ph / 0602146. Bibcode:2006ApJ ... 643.1166F. Дои:10.1086/503275. S2CID  18241900.
  9. ^ а б Парсонс, С. Б. (1971). «Эффективные температуры, собственные цвета и поверхностная гравитация желтых сверхгигантов и цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 152: 121–131. Bibcode:1971МНРАС.152..121П. Дои:10.1093 / mnras / 152.1.121.
  10. ^ Бурки, Г. (1978). «Отношение полупериода-светимости-цвета для звезд-сверхгигантов». Астрономия и астрофизика. 65: 357. Bibcode:1978A&A .... 65..357B.
  11. ^ Гонсалес, Гильермо; Ламберт, Дэвид Л .; Гиридхар, Сунетра (1997). "Анализ численности полевых переменных RV Tauri: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis и R Sagittae". Астрофизический журнал. 479 (1): 427–440. Bibcode:1997ApJ ... 479..427G. Дои:10.1086/303852.
  12. ^ Drout, Мария Р .; Мэсси, Филипп; Мейне, Жорж; Токарз, Сьюзен; Колдуэлл, Нельсон (2009). «Желтые сверхгиганты в галактике Андромеды (M31)». Астрофизический журнал. 703 (1): 441–460. arXiv:0907.5471. Bibcode:2009ApJ ... 703..441D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 703/1/441. S2CID  16955101.
  13. ^ Majaess, D. J .; Тернер, Д. Г .; Лейн, Д. Дж. (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009МНРАС.398..263М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x. S2CID  14316644.
  14. ^ а б Валлерстайн, G .; Кокс, А. Н. (1984). «Население II цефеид». Астрономическое общество Тихого океана. 96: 677. Bibcode:1984PASP ... 96..677Вт. Дои:10.1086/131406.
  15. ^ Asplund, M .; Gustafsson, B .; Lambert, D. L .; Рао, Н. К. (2000). «Звезды R Coronae Borealis - атмосферы и изобилие». Астрономия и астрофизика. 353: 287. Bibcode:2000А и А ... 353..287А.
  16. ^ Meynet, G .; Мэдер, А. (2000). «Звездная эволюция с вращением. V. Изменения на всех выходах моделей массивных звезд». Астрономия и астрофизика. 361: 101. arXiv:astro-ph / 0006404. Bibcode:2000A и A ... 361..101M.
  17. ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Мэдер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ниева, М.-Фернанда (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива единственной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  18. ^ Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Мэдер, Андре; Эггенбергер, Патрик; Сайо, Хидеюки; Хомьен, Винсент; Хеммерле, Лионель (2013). «Модели вращающихся массивных звезд: влияние различных рецептов». Изучение вращения и конвекции звезд. Изучение вращения и конвекции звезд. Конспект лекций по физике. 865. С. 3–22. arXiv:1301.2487v1. Bibcode:2013ЛНП ... 865 .... 3М. Дои:10.1007/978-3-642-33380-4_1. ISBN  978-3-642-33379-8. S2CID  118342667.
  19. ^ Pols, Onno R .; Шредер, Клаус-Петер; Hurley, Jarrod R .; Tout, Christopher A .; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = 0,0001–0,03». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 298 (2): 525. Bibcode:1998МНРАС.298..525П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x.
  20. ^ Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Хиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд малых и средних масс: от 0,15 до 7 мсн и от Z = 0,0004 до 0,03». Дополнение по астрономии и астрофизике. 141 (3): 371–383. arXiv:Astro-ph / 9910164. Bibcode:2000A и AS..141..371G. Дои:10.1051 / aas: 2000126. S2CID  14566232.
  21. ^ Ван Винкель, Ганс (2003). "Звезды Post-AGB". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 41: 391–427. Bibcode:2003ARA & A..41..391V. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.071601.170018.
  22. ^ Клейтон, Джеффри Ч .; Geballe, T. R .; Хервиг, Фальк; Фрайер, Кристофер; Асплунд, Мартин (2007). «Очень большие избытки 18O в водорододефицитном углероде и звездах R Coronae Borealis: свидетельства слияния белых карликов». Астрофизический журнал. 662 (2): 1220–1230. arXiv:astro-ph / 0703453. Bibcode:2007ApJ ... 662.1220C. Дои:10.1086/518307. S2CID  12061197.
  23. ^ Bersten, M.C .; Benvenuto, O.G .; Nomoto, K. I .; Эргон, М .; Фолателли, Г. Н .; Sollerman, J .; Benetti, S .; Botticella, M. T .; Fraser, M .; Kotak, R .; Maeda, K .; Ochner, P .; Томаселла, Л. (2012). «Сверхновая типа IIb 2011dh от прародителя сверхгиганта». Астрофизический журнал. 757 (1): 31. arXiv:1207.5975. Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 31B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/31. S2CID  53647176.
  24. ^ Stothers, R. B .; Чин, К. В. (2001). "Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов". Астрофизический журнал. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ ... 560..934S. Дои:10.1086/322438.