Желтый сверхгигант ( YSG ) — это звезда , как правило, спектрального типа F или G, имеющая класс светимости сверхгиганта (например, Ia или Ib). Это звезды, которые эволюционировали вдали от главной последовательности , расширяясь и становясь более яркими.
Желтые сверхгиганты горячее и меньше красных сверхгигантов ; невооруженным глазом видны такие примеры, как Полярная звезда , Альфа Зайца , Альфа Персея , Дельта Большого Пса и Йота¹ Скорпиона . Многие из них являются переменными звездами, в основном пульсирующими цефеидами , такими как сама δ Цефея .
Желтые сверхгиганты обычно имеют спектральные типы F и G, хотя иногда включаются поздние звезды A или ранние звезды K. [1] [2] [3] Эти спектральные типы характеризуются линиями водорода, которые очень сильны в классе A, ослабевая через F и G, пока они не станут очень слабыми или отсутствующими в классе K. Линии кальция H и K присутствуют в поздних спектрах A, но сильнее в классе F и сильнее всего в классе G, прежде чем снова ослабнуть в более холодных звездах. Линии ионизированных металлов сильны в классе A, слабее в классах F и G и отсутствуют в более холодных звездах. В классе G также обнаружены линии нейтральных металлов, а также молекулярные полосы CH. [4]
Сверхгиганты идентифицируются в спектральной классификации Йеркса по классам светимости Ia и Ib, иногда используются промежуточные классы, такие как Iab и Ia/ab. Эти классы светимости назначаются с использованием спектральных линий, которые чувствительны к светимости. Исторически для желтых звезд использовались интенсивности линий Ca H и K , а также интенсивности линий различных металлов. [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 сопоставлять все интенсивности спектральных линий и профили, чтобы дать спектральную классификацию или даже перейти сразу к физическим параметрам звезды, но на практике классы светимости по-прежнему обычно назначаются путем сравнения со стандартными звездами. [4]
Некоторые желтые сверхгиганты – стандартные спектральные звезды: [7]
Желтые сверхгиганты имеют относительно узкий диапазон температур, соответствующих их спектральным типам, примерно от 4000 К до 7000 К. [9] Их светимости варьируются от примерно 1000 L ☉ и выше, причем 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 менее солнечной для таких звезд, как W Девы, до 20 M ☉ или более (например, V810 Центавра ). Соответствующие поверхностные гравитации (log(g) cgs) составляют около 1–2 для сверхгигантов с большой массой, но могут быть такими низкими, как 0 для сверхгигантов с малой массой. [9] [11]
Желтые сверхгиганты — редкие звезды, гораздо менее распространенные, чем красные сверхгиганты и звезды главной последовательности . В M31 (галактика Андромеды) наблюдаются 16 желтых сверхгигантов, связанных с эволюцией из звезд класса O, из которых видно около 25 000. [12]
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, являются переменными цефеидами , названными в честь δ Цефея , которые пульсируют с четко определенными периодами, связанными с их светимостью. Это означает, что их можно использовать в качестве стандартных свечей для определения расстояния до звезд, зная только их период переменности. Цефеиды с более длинными периодами холоднее и более яркие. [13]
Были идентифицированы два различных типа переменных цефеид, которые имеют различные соотношения периода и светимости : классические переменные цефеиды — это молодые массивные звезды популяции I ; цефеиды типа II — это старые звезды популяции II с малыми массами, включая переменные типа W Девы , переменные типа BL Геркулеса и переменные типа RV Тельца . Классические цефеиды более яркие, чем цефеиды типа II с тем же периодом. [14]
Переменные типа R Coronae Borealis часто являются желтыми сверхгигантами, но их переменность обусловлена другим механизмом, нежели у цефеид. Через нерегулярные промежутки времени они становятся скрытыми из-за конденсации пыли вокруг звезды, и их яркость резко падает. [15]
Сверхгиганты — это звезды, которые эволюционировали вдали от главной последовательности после исчерпания водорода в своих ядрах. Желтые сверхгиганты — это гетерогенная группа звезд, пересекающая стандартные категории звезд на диаграмме HR на различных стадиях своей эволюции.
Звезды массивнее 8–12 M ☉ проводят несколько миллионов лет на главной последовательности как звезды класса O и ранние звезды B, пока плотный водород в их ядрах не истощится. Затем они расширяются и остывают, становясь сверхгигантами. Они проводят несколько тысяч лет как желтый сверхгигант, остывая, затем проводят от одного до четырех миллионов лет как красный сверхгигант, как правило. Сверхгиганты составляют менее 1% звезд; хотя и в разных пропорциях в видимые ранние эпохи Вселенной. Относительно короткие фазы и концентрация материи объясняют редкость этих звезд. [16]
Некоторые красные сверхгиганты проходят синюю петлю , временно нагреваясь и становясь желтыми или даже синими сверхгигантами перед тем, как снова остыть. Звездные модели показывают, что синие петли зависят от определенного химического состава и других предположений, но они наиболее вероятны для звезд с низкой массой красного сверхгиганта. При первом охлаждении или при выполнении достаточно протяженной синей петли желтые сверхгиганты будут пересекать полосу нестабильности и пульсировать как классические переменные цефеиды с периодами около десяти дней и дольше. [17] [18]
Звезды средней массы покидают главную последовательность, охлаждаясь вдоль ветви субгигантов , пока не достигнут ветви красных гигантов . Звезды массивнее примерно 2 M ☉ имеют достаточно большое гелиевое ядро, чтобы начать термоядерную реакцию до вырождения. Эти звезды будут выполнять синюю петлю.
Для масс между 5 M ☉ и 12 M ☉ голубая петля может простираться до спектральных типов F и G при светимостях, достигающих 1000 L ☉ . Эти звезды могут развить классы светимости сверхгигантов, особенно если они пульсируют. Когда эти звезды пересекают полосу нестабильности, они будут пульсировать как короткопериодические цефеиды. Голубые петли в этих звездах могут длиться около 10 миллионов лет, поэтому этот тип желтых сверхгигантов встречается чаще, чем более яркие типы. [19] [20]
Звезды с массами, подобными массе Солнца, развивают вырожденные гелиевые ядра после того, как они покидают главную последовательность и поднимаются к вершине ветви красных гигантов, где они воспламеняют гелий во вспышке . Затем они сплавляют гелий из ядра на горизонтальной ветви со светимостями, слишком низкими, чтобы считаться сверхгигантами.
Звезды, покидающие синюю половину горизонтальной ветви, чтобы быть классифицированными в асимптотической ветви гигантов (AGB), проходят через желтые классификации и будут пульсировать как переменные BL Herculis . Таким желтым звездам может быть присвоен класс светимости сверхгиганта, несмотря на их малые массы, но с помощью световой пульсации. В AGB тепловые импульсы от гелиевой оболочки звезд могут вызывать синюю петлю поперек полосы нестабильности. Такие звезды будут пульсировать как переменные W Virginis и снова могут быть классифицированы как желтые сверхгиганты относительно низкой светимости. [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 ниже солнечной, но светимость, которая может быть 10 000 L ☉ или выше, поэтому они станут желтыми сверхгигантами на короткое время. Считается, что звезды post-AGB пульсируют как переменные типа RV Тельца , когда пересекают полосу нестабильности. [21]
Эволюционный статус желтых сверхгигантов R Coronae Borealis неясен. Они могут быть пост-AGB-звездами, повторно зажженными поздней гелиевой вспышкой оболочки, или они могли образоваться в результате слияния белых карликов . [22]
Ожидается, что впервые возникшие желтые сверхгиганты созревают до стадии красного сверхгиганта без какой-либо сверхновой. Ядра некоторых пост-красных сверхгигантов могут коллапсировать и спровоцировать сверхновую. Несколько сверхновых были связаны с очевидными предками желтых сверхгигантов, которые недостаточно светятся, чтобы быть пост-красными сверхгигантами. Если это подтвердится, то должно быть найдено объяснение того, как звезда умеренной массы, все еще имеющая гелиевое ядро, может вызвать сверхновую с коллапсом ядра. Очевидным кандидатом в таких случаях всегда является некоторая форма бинарного взаимодействия. [23]
На основании сообщений китайских астрономов во II/I веке до нашей эры красный сверхгигант Бетельгейзе описывался как желтый, что намекает на то, что в то время он мог быть желтым сверхгигантом. [24] [25]
Особенно яркие 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 в сторону становления голубыми сверхгигантами и звездами Вольфа-Райе . [26]