Желтый сверхгигант
Желтый сверхгигант ( YSG ) — это звезда , обычно спектрального класса F или G, имеющая сверхгигантский класс светимости (например, Ia или Ib). Это звезды, которые эволюционировали от главной последовательности , расширяясь и становясь более яркими.
Желтые сверхгиганты горячее и меньше красных сверхгигантов ; Примеры невооруженного глаза включают Полярную звезду , Альфу Зайца , Альфу Персея , Дельту Большого Пса и Йоту¹ Скорпиона . Многие из них являются переменными звездами, в основном это пульсирующие цефеиды, такие как сама δ Цефеи .
Спектр
[ редактировать ]Желтые сверхгиганты обычно имеют спектральные классы F и G, хотя иногда включаются поздние A или ранние K-звезды. [1] [2] [3] Эти спектральные классы характеризуются линиями водорода, которые очень сильны в классе A, ослабляются через F и G до тех пор, пока они не становятся очень слабыми или отсутствуют в классе K. Линии кальция H и K присутствуют в поздних спектрах A, но сильнее в классе F, и самая сильная в классе G, а затем снова ослабевает 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 наряду с молекулярными полосами CH обнаружены также линии нейтральных металлов. [4]
сверхгиганты идентифицируются В спектральной классификации Йеркса по классам светимости Ia и Ib, иногда с использованием таких промежуточных классов, как Iab и Ia/ab. Эти классы светимости назначаются с использованием спектральных линий, чувствительных к светимости. Исторически линий Ca H и K , а также силы различных линий металлов. для желтых звезд использовались силы [5] Линии нейтрального кислорода, такие как триплет 777,3 нм, также использовались, поскольку они чрезвычайно чувствительны к светимости в широком диапазоне спектральных классов. [6] Современные модели атмосферы 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 назначаются путем сравнения со стандартными звездами. [4]
Некоторые желтые звезды-сверхгиганты спектрального стандарта: [7]
- F0 Ib: α Заяц
- F2 Ib: 89 Геркулес
- F5 Ib: α Персей
- F8 Ia: δ Большого Пса
- G0 Ib: μ Персей
- G2 Ib: α Водолея
- G5 Ib: 9 Пегасов
- G8 Ib: ε Близнецов.
Характеристики
[ редактировать ]
Желтые сверхгиганты имеют относительно узкий диапазон температур, соответствующий их спектральным классам, примерно от 4000 К до 7000 К. [9] Их светимость колеблется от 1000 L ☉ и выше, при этом самые яркие звезды превышают 100 000 L ☉ . Высокая светимость указывает на то, что они намного больше Солнца: примерно от 30 R ☉ до нескольких сотен R ☉ . [10]
Массы желтых сверхгигантов сильно различаются: от меньше солнечной у таких звезд, как W Девы, до 20 M ☉ и более (например, V810 Центавра ). Соответствующая поверхностная сила тяжести (log(g) cgs) составляет около 1–2 для сверхгигантов с большой массой, но может достигать 0 для сверхгигантов с малой массой. [9] [11]
Желтые сверхгиганты — редкие звезды, гораздо менее распространенные, чем красные сверхгиганты и главной последовательности звезды . В М31 (Галактика Андромеды) видны 16 желтых сверхгигантов, связанных с эволюцией звезд класса О, из которых видно около 25 000. [12]
Вариативность
[ редактировать ]
Многие желтые сверхгиганты находятся в области диаграммы HR, известной как полоса нестабильности , поскольку их температура и светимость делают их динамически нестабильными. Большинство желтых сверхгигантов, наблюдаемых в полосе нестабильности, представляют собой переменные цефеиды , названные в честь δ Цефеи , которые пульсируют с четко определенными периодами, связанными 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 ярче. [13]
Были идентифицированы два различных типа переменных цефеид, которые имеют разные отношения период-светимость : классические переменные цефеид представляют собой молодые массивные популяции I звезды ; Цефеиды типа II — это старые звезды популяции II с низкой массой, включая переменные W Virginis , переменные BL Herculis и переменные RV Tauri . Классические цефеиды более яркие, чем цефеиды типа II с тем же периодом. [14]
Переменные R Coronae Borealis часто представляют собой желтые сверхгиганты, но их изменчивость обусловлена механизмом, отличным от механизма цефеид. Через нерегулярные промежутки времени они затмеваются конденсацией пыли вокруг звезды, и их яркость резко падает. [15]
Эволюция
[ редактировать ]
Сверхгиганты — это звезды, которые эволюционировали из главной последовательности после истощения водорода в своих ядрах. Желтые сверхгиганты — это гетерогенная группа звезд, пересекающая стандартные категории звезд на диаграмме HR на разных стадиях своей эволюции.
Звезды с массой более 8–12 M ☉ проводят несколько миллионов лет на главной последовательности как звезды класса O и ранних B, пока плотный водород в их ядрах не истощается. Затем они расширяются и охлаждаются, становясь сверхгигантами. Во время охлаждения они проводят несколько тысяч лет в качестве желтого сверхгиганта, а затем обычно от одного до четырех миллионов лет в качестве красного сверхгиганта. Сверхгиганты составляют менее 1% звезд; хотя и в других пропорциях в видимых ранних эпохах Вселенной. Относительно короткие фазы и концентрация вещества объясняют редкость этих звезд. [16]
Некоторые красные сверхгиганты проходят синюю петлю , временно повторно нагреваясь и превращаясь в желтые или даже синие сверхгиганты, прежде чем снова остыть. Звездные модели показывают, что синие петли основаны на определенном химическом составе и других предположениях, но они, скорее всего, относятся к звездам с низкой массой красных сверхгигантов. При первом охлаждении или при выполнении достаточно протяженной синей петли желтые сверхгиганты пересекают полосу нестабильности и пульсируют как переменные классических цефеид с периодами около десяти дней и дольше. [17] [18]
Звезды промежуточной массы покидают главную последовательность, остывая вдоль ветви субгигантов , пока не достигнут ветви красных гигантов . Звезды с массой более 2 M ☉ имеют достаточно большое гелиевое ядро, поэтому оно начинает синтез, прежде чем выродиться. Эти звезды выполнят синюю петлю.
Для масс от 5 M ☉ до 12 M ☉ синяя петля может распространяться на спектральные классы F и G при светимости, достигающей 1000 L ☉ . Эти звезды могут иметь сверхгигантские классы светимости, особенно если они пульсируют. Когда эти звезды пересекают полосу нестабильности, они будут пульсировать как короткопериодические цефеиды. Голубые петли в этих звездах могут существовать около 10 миллионов лет, поэтому этот тип желтых сверхгигантов встречается чаще, чем более яркие типы. [19] [20]
Звезды с массами, подобными Солнцу, развивают вырожденные гелиевые ядра после того, как они покидают главную последовательность и поднимаются на кончик ветви красных гигантов, где они мгновенно воспламеняют гелий . Затем они сливают основной гелий на горизонтальной ветви со светимостью, слишком низкой, чтобы считаться сверхгигантами.
Звезды, покидающие синюю половину горизонтальной ветви для классификации в асимптотической ветви гигантов (AGB), проходят через желтую классификацию и будут пульсировать как переменные BL Herculis . Таким желтым звездам можно присвоить класс сверхгигантской светимости, несмотря на их малую массу, но чему способствует световая пульсация. В AGB тепловые импульсы от слитой с гелием 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 водородная оболочка звезды малой или средней массы AGB приближается к ее поверхности, холодные внешние слои быстро теряются, что заставляет звезду нагреваться, в конечном итоге превращаясь в белого карлика . Эти звезды имеют массу меньшую, чем у Солнца, но светимость может достигать 10 000 L ☉ и выше, поэтому на короткое время они станут желтыми сверхгигантами. звезды Post-AGB Считается, что пульсируют как переменные RV Тельца , когда пересекают полосу нестабильности. [21]
Эволюционный статус переменных желтого сверхгиганта R Coronae Borealis неясен. Это могут быть звезды post-AGB, вновь зажженные поздней вспышкой гелиевой оболочки, или же они могут образоваться в результате слияния белых карликов . [22]
Ожидается, что впервые появившиеся желтые сверхгиганты созреют до стадии красных сверхгигантов без какой-либо сверхновой. Ядра некоторых желтых сверхгигантов после красного сверхгиганта могут коллапсировать и вызвать сверхновую. Несколько сверхновых были связаны с очевидными предшественниками желтых сверхгигантов, которые недостаточно ярки, чтобы быть посткрасными сверхгигантами. Если это подтвердится, то необходимо будет найти объяснение тому, как звезда умеренной массы, все еще имеющая гелиевое ядро, может вызвать коллапс ядра сверхновой. Очевидным кандидатом в таких случаях всегда является некоторая форма бинарного взаимодействия. [23]
На основании отчетов китайских астрономов II/I веков до нашей эры красный сверхгигант Бетельгейзе был описан как желтый, что намекает на то, что в то время он мог быть желтым сверхгигантом. [24] [25]
Желтые гипергиганты
[ редактировать ]Особо яркие и нестабильные желтые сверхгиганты часто объединяют в отдельный класс звезд, называемый желтыми гипергигантами. В основном считается, что это посткрасные звезды-сверхгиганты, очень массивные звезды, которые потеряли значительную часть своих внешних слоев и теперь эволюционируют в направлении голубых сверхгигантов и звезд Вольфа-Райе . [26]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Кьози, Чезаре; Медер, Андре (1986). «Эволюция массивных звезд с потерей массы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 24 : 329–375. Бибкод : 1986ARA&A..24..329C . дои : 10.1146/annurev.aa.24.090186.001553 .
- ^ Гиридхар, С.; Ферро, А.; Паррао, Л. (1997). «Содержание элементов и параметры атмосфер семи сверхгигантов FG» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 1077. Бибкод : 1997PASP..109.1077G . дои : 10.1086/133978 .
- ^ Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж (2012). «Желтый и красный сверхгиганты M33». Астрофизический журнал . 750 (2): 97. arXiv : 1203.0247 . Бибкод : 2012ApJ...750...97D . дои : 10.1088/0004-637X/750/2/97 . S2CID 119160120 .
- ^ Jump up to: а б Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер (2009). «Звездная спектральная классификация». Звездная спектральная классификация Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли. Издательство Принстонского университета . Бибкод : 2009ssc..книга.....G .
- ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации». Чикаго . Бибкод : 1943assw.book.....M .
- ^ Фарагьяна, Р.; Гербальди, М.; Вант Веер, К.; Флоке, М. (1988). «Поведение триплета ОИ Лямбда-7773». Астрономия и астрофизика . 201 : 259. Бибкод : 1988A&A...201..259F .
- ^ Гарсия, Б. (1989). «Список стандартных звезд МК». Информационный бюллетень Stellar Data Center . 36 : 27. Бибкод : 1989BICDS..36...27G .
- ^ Файгер, Дональд Ф.; МакКенти, Джон В.; Робберто, Массимо; Смит, Кестер; Нахарро, Франциско; Кудрицкий, Рольф П.; Эрреро, Артемио (2006). «Открытие чрезвычайно массивного скопления красных сверхгигантов». Астрофизический журнал . 643 (2): 1166. arXiv : astro-ph/0602146 . Бибкод : 2006ApJ...643.1166F . дои : 10.1086/503275 . S2CID 18241900 .
- ^ Jump up to: 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. Бибкод : 1971MNRAS.152..121P . дои : 10.1093/mnras/152.1.121 .
- ^ Бурки, Г. (1978). «Отношение полупериода-светимости-цвета для звезд-сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 65 : 357. Бибкод : 1978A&A....65..357B .
- ^ Гонсалес, Уильям; 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. Бибкод : 1997ApJ...479..427G . дои : 10.1086/303852 .
- ^ Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж; Токарз, Сьюзен; Колдуэлл, Нельсон (2009). «Желтые сверхгиганты в галактике Андромеды (M31)». Астрофизический журнал . 703 (1): 441–460. arXiv : 0907.5471 . Бибкод : 2009ApJ...703..441D . дои : 10.1088/0004-637X/703/1/441 . S2CID 16955101 .
- ^ Маджесс, диджей; Тернер, Д.Г.; Лейн, диджей (2009). «Характеристика Галактики по цефеидам» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Бибкод : 2009МНРАС.398..263М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID 14316644 .
- ^ Jump up to: а б Валлерстайн, Г .; Кокс, АН (1984). «Население II цефеид». Астрономическое общество Тихого океана . 96 : 677. Бибкод : 1984PASP...96..677W . дои : 10.1086/131406 .
- ^ Асплунд, М.; Густафссон, Б.; Ламберт, Д.Л.; Рао, Северная Каролина (2000). «Звезды R Coronae Borealis - атмосфера и изобилие». Астрономия и астрофизика . 353 : 287. Бибкод : 2000A&A...353..287A .
- ^ Мейне, Г.; Медер, А. (2000). «Звездная эволюция с вращением. V. Изменения всех результатов моделей массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 361 : 101. arXiv : astro-ph/0006404 . Бибкод : 2000A&A...361..101M .
- ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Медер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ньева, М.-Фернанда (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Королевское общество наук Льежа . 80 : 266. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M .
- ^ Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Медер, Андре; Эггенбергер, Патрик; Сайо, Хидеюки; Шомьен, Винсент; Хеммерле, Лайонел (2013). «Модели вращающихся массивных звезд: влияние различных рецептов». Изучение вращения и конвекции звезд . Конспект лекций по физике. Том. 865. стр. 3–22. arXiv : 1301.2487v1 . Бибкод : 2013ЛНП...865....3М . дои : 10.1007/978-3-642-33380-4_1 . ISBN 978-3-642-33379-8 . S2CID 118342667 .
- ^ Полс, Онно Р.; Шредер, Клаус-Петер; Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = от 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Бибкод : 1998MNRAS.298..525P . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
- ^ Жирарди, Л.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Чиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны звезд малой и средней массы: от 0,15 до 7 Msun и от Z = 0,0004 до 0,03». Приложение по астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph/9910164 . Бибкод : 2000A&AS..141..371G . дои : 10.1051/aas:2000126 . S2CID 14566232 .
- ^ Ван Винкель, Ганс (2003). «Пост-АГБ Звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 : 391–427. Бибкод : 2003ARA&A..41..391V . дои : 10.1146/annurev.astro.41.071601.170018 .
- ^ Клейтон, Джеффри К.; Гебалле, ТР; Хервиг, Фальк; Фрайер, Кристофер; Асплунд, Мартин (2007). «Очень большие избытки 18O в углеродно-дефицитных углеродных звездах и звездах R Coronae Borealis: свидетельства слияния белых карликов». Астрофизический журнал . 662 (2): 1220–1230. arXiv : astro-ph/0703453 . Бибкод : 2007ApJ...662.1220C . дои : 10.1086/518307 . S2CID 12061197 .
- ^ Берстен, MC; Бенвенуто, Огайо; Номото, К.И.; Эргон, М.; Фолателли, Дж.Н.; Соллерман, Дж.; Бенетти, С.; Боттичелла, Монтана; Фрейзер, М.; Котак, Р.; Маэда, К.; Охнер, П.; Томаселла, Л. (2012). «Сверхновая типа IIb 2011dh от прародителя сверхгиганта». Астрофизический журнал . 757 (1): 31. arXiv : 1207.5975 . Бибкод : 2012ApJ...757...31B . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/31 . S2CID 53647176 .
- ^ «Древние китайцы предполагают, что Бетельгейзе — молодая звезда» . Новый учёный . Том. 92, нет. 1276. Деловая информация Рида. 22 октября 1981 г. с. 238.
- ^ Нойхойзер, Р; Торрес, Дж; Мюграуэр, М; Нойхойзер, Д.Л.; Чепмен, Дж; Санный спорт, Д; Кошки, М. (октябрь 2022 г.). «Цветовая эволюция Бетельгейзе и Антареса за два тысячелетия, полученная на основе исторических записей, как новое ограничение массы и возраста» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . дои : 10.1093/mnras/stac1969 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Стотерс, РБ; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные посткрасные звезды-сверхгиганты» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Бибкод : 2001ApJ...560..934S . дои : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
