Žlutá superobří hvězda - Yellow supergiant star

A žlutý superobr (YSG) je hvězda, obecně z spektrální typ F nebo G, které mají a superobr třída svítivosti (např. Ia nebo Ib). Jsou to hvězdy, které se vyvinuly daleko od hlavní sekvence, rozšiřuje se a stává se zářivějším.

Žluté supergianty jsou menší než červené supergianty; příklady pouhého oka zahrnují Polaris. Mnoho z nich jsou proměnné hvězdy, většinou pulzující Cefeidy jako 8 Cephei sám.

Spektrum

Žluté supergianty mají obecně spektrální typy F a G, i když někdy jsou zahrnuty hvězdy pozdní A nebo rané K.[1][2][3] Tyto spektrální typy jsou charakterizovány vodíkovými linkami, které jsou velmi silné ve třídě A, slabnoucími přes F a G, dokud nejsou velmi slabé nebo chybí ve třídě K. Vápníkové linie H a K jsou přítomny v pozdních spektrech A, ale silnější ve třídě F, a nejsilnější ve třídě G, než opět slabne v chladnějších hvězdách. Řádky ionizovaných kovů jsou silné ve třídě A, slabší ve třídě F a G a chybí u chladnějších hvězd. Ve třídě G se také nacházejí neutrální kovové linie spolu s molekulárními pásy CH.[4]

Supergianty jsou identifikovány v Yerkesova spektrální klasifikace třídami svítivosti Ia a Ib, přičemž se někdy používají meziprodukty jako Iab a Ia / ab. Tyto třídy svítivosti jsou přiřazeny pomocí spektrálních čar, které jsou citlivé na svítivost. Historicky Linie Ca H a K. síly byly použity pro žluté hvězdy, stejně jako síly různých kovových linií.[5] Byly také použity linie neutrálního kyslíku, jako je triplet 777,3 nm, protože jsou extrémně citlivé na svítivost v širokém spektru spektrálních typů.[6] Moderní atmosférické modely dokážou přesně spojit všechny síly a profily spektrální čáry, aby poskytly spektrální klasifikaci, nebo dokonce přeskočit přímo na fyzikální parametry hvězdy, ale v praxi jsou třídy svítivosti obvykle přiřazovány srovnáním se standardními hvězdami.[4]

Některé žluté superobří spektrální standardní hvězdy:[7]

Vlastnosti

Masivní RSGC1 shluk obsahuje 14 červených superobranců a jednoho žlutého superobra.[8]

Žluté supergianty mají relativně úzký rozsah teplot odpovídajících jejich spektrálním typům, od přibližně 4 000 K do 7 000 K.[9] Jejich svítivost se pohybuje od asi 1 000L☉ nahoru, přičemž nejsvětlejší hvězdy přesahují 100 000L☉. Vysoká svítivost naznačuje, že jsou mnohem větší než slunce, asi od 30 letR☉ na několik stovekR☉.[10]

Masy žlutých supergiantů se velmi liší, od méně než slunce u hvězd, jako jsou W Virginis do 20M☉ nebo více (např. V810 Centauri ). Odpovídající povrchové gravitace (log (g) cgs) jsou kolem 1–2 pro supergianty s vysokou hmotností, ale mohou být tak nízké jako 0 pro supergianty s nízkou hmotností.[9][11]

Žluté supergianty jsou vzácné hvězdy, mnohem méně časté než červené supergianty a hlavní sekvence hvězdy. v M31 (Andromeda Galaxy) „Je vidět 16 žlutých supergianantů spojených s evolucí z hvězd třídy O, z nichž je asi 25 000 viditelných.[12]

Variabilita

Světelná křivka Delta Cephei, žlutá supergiantní klasická cefeidská proměnná

Mnoho žlutých supergiants je v oblasti HR diagram známý jako pás nestability protože jejich teploty a svítivost způsobují, že jsou dynamicky nestabilní. Většina žlutých supergianantů pozorovaných v pruhu nestability je Cefeidovy proměnné, pojmenovaný pro 8 Cephei, které pulzují přesně definovanými obdobími, které souvisejí s jejich svítivostí. To znamená, že je lze použít jako standardní svíčky pro určení vzdálenosti hvězd, které znají pouze jejich období variability. Cefeidy s delšími obdobími jsou chladnější a zářivější.[13]

Byly identifikovány dva odlišné typy cefeidových proměnných, které se liší vztahy období-svítivost: Klasické cefeidské proměnné jsou mladí masivní populace I. hvězdy; cefeidy typu II jsou starší populace II hvězdy s nízkou hmotností, včetně W Proměnné Virginis, Proměnné BL Herculis a Proměnné RV Tauri. Klasické cefeidy jsou zářivější než cefeidy typu II se stejným obdobím.[14]

Proměnné R Coronae Borealis jsou často žlutými supergianty, ale jejich variabilitu vytváří jiný mechanismus než cefeidy. V nepravidelných intervalech jsou zakryty kondenzací prachu kolem hvězdy a jejich jas dramaticky klesá.[15]

Vývoj

Evoluce 5M☉ hvězda, ukazující a modrá smyčka a trať po AGB napříč oblastí žluté superobry

Supergianty jsou hvězdy, které se vyvinuly mimo hlavní sekvenci po vyčerpání vodíku v jejich jádrech. Žluté supergianty jsou a heterogenní skupina hvězd překračujících standardní kategorie hvězd v HR diagramu v různých různých fázích jejich vývoje.

Hvězdy masivnější než 8–12M☉ strávit několik milionů let na hlavní posloupnosti hvězd třídy O a raných B, dokud se hustý vodík v jejich jádrech nevyčerpá. Pak se roztáhnou a ochladí, aby se z nich stali superobři. Během chlazení stráví několik tisíc let jako žlutý superobr, poté obvykle stráví jeden až čtyři miliony let jako červený superobr. Supergianty tvoří méně než 1% hvězd; i když různé proporce ve viditelných raných dobách vesmíru. Relativně krátké fáze a koncentrace hmoty vysvětlují vzácnost těchto hvězd.[16]

Některé červené supergianty podstoupí a modrá smyčka, dočasně znovu zahřeje a zžloutne nebo rovnoměrně modré supergianty před opětovným ochlazením. Hvězdné modely ukazují, že modré smyčky se spoléhají na konkrétní chemické složení a další předpoklady, ale jsou s největší pravděpodobností u hvězd s nízkou červenou hmotou superobrů. Při prvním chlazení nebo při provádění dostatečně rozšířené modré smyčky projdou pruhy nestability žluté supergianty a pulzují jako Klasické cefeidské proměnné s obdobími kolem deseti dnů a delší.[17][18]

Mezilehlé hmotné hvězdy opouštějí hlavní sekvenci ochlazováním podél podřízená větev dokud nedosáhnou větev červeného obra. Hvězdy masivnější než asi 2M☉ mít dostatečně velké jádro hélia, které začíná fúzi, než se zvrhne. Tyto hvězdy provedou modrou smyčku.

Pro masy mezi asi 5M☉ a 12M☉, modrá smyčka se může rozšířit na spektrální typy F a G při svítivosti dosahující 1 000L☉. Tyto hvězdy mohou vyvinout třídy superobrého jasu, zvláště pokud pulzují. Když tyto hvězdy projdou pruhem nestability, budou pulzovat jako krátké období cefeidy. Modré smyčky v těchto hvězdách mohou trvat přibližně 10 milionů let, takže tento typ žlutého superobra je častější než světelnější typy.[19][20]

Hvězdy s hmotami podobnými slunci vyvinou degenerovaná jádra hélia poté, co opustí hlavní sekvenci a vystoupí ke špičce větve červeného obra, kde se zapálí hélium bleskově. Poté spojili jádro hélia na vodorovná větev s příliš nízkou svítivostí, než aby ji bylo možné považovat za supergianty.

Hvězdy opouštějící modrou polovinu vodorovné větve, které mají být klasifikovány v asymptotická obří větev (AGB) projdou žlutými klasifikacemi a budou pulzovat jako Proměnné BL Herculis. Takovým žlutým hvězdám může být uděleno a superobr třída svítivosti navzdory jejich nízkým hmotám, ale s pomocí světelné pulzace. V AGB mohou tepelné impulsy z heliem fúzujícího pláště hvězd způsobit modrou smyčku přes pás nestability. Takové hvězdy budou pulzovat jako W Proměnné Virginis a opět je lze klasifikovat jako žluté supergianty s relativně nízkou svítivostí.[14] Když se plášť fúzující vodík hvězdy s nízkou nebo střední hmotou AGB přiblíží k jeho povrchu, chladné vnější vrstvy se rychle ztratí, což způsobí zahřátí hvězdy a nakonec se stane bílý trpaslík. Tyto hvězdy mají hmotnosti nižší než slunce, ale jejich svítivost může být až 10 000L☉ nebo vyšší, takže se na krátkou dobu stanou žlutými supergianty. Předpokládá se, že hvězdy po AGB pulzují jako Proměnné RV Tauri když překročí pás nestability.[21]

Evoluční status žlutého velikána R Proměnné Coronae Borealis je nejasný. Mohou to být hvězdy po AGB znovu rozzářené pozdním zábleskem heliové skořápky, nebo by mohly být vytvořeny z bílého trpaslíka fúze.[22]

Očekává se, že poprvé žluté supergianty zrají do červeného supergiantního stupně bez supernovy. Jádra některých post-červených supergiantních žlutých supergiantů by se mohla zhroutit a vyvolat supernovu. Hrstka supernov byla spojena se zjevnými žlutými superobřími předky, kteří nejsou dostatečně zářiví na to, aby byli post-červenými superobrymi. Pokud se tyto potvrdí, musí být nalezeno vysvětlení, jak by hvězda střední hmotnosti stále s heliovým jádrem způsobila zhroucení jádra. Zřejmým kandidátem v takových případech je vždy nějaká forma binární interakce.[23]

Žlutí hypergiganti

Hlavní článek: Žlutý hyperobr

Obzvláště světelné a nestabilní žluté supergianty jsou často seskupeny do samostatné třídy hvězd zvané žluté hypergiganti. Většinou se jedná o post-červené superobří hvězdy, velmi hmotné hvězdy, které ztratily značnou část svých vnějších vrstev a nyní se vyvíjejí směrem k tomu, aby se staly modrými superobrymi a Vlčí paprsky hvězdy.[24]

Reference

  1. ^ Chiosi, Cesare; Maeder, André (1986). „Evoluce hmotných hvězd s hromadnou ztrátou“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 24: 329–375. Bibcode:1986ARA & A..24..329C. doi:10.1146 / annurev.aa.24.090186.001553.
  2. ^ Giridhar, S .; Ferro, A .; Parrao, L. (1997). "Elementární hojnost a atmosférické parametry sedmi supergiants F-G". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. doi:10.1086/133978.
  3. ^ Drout, Maria R .; Massey, Philip; Meynet, Georges (2012). "Žlutý a červený supergiants M33". Astrofyzikální deník. 750 (2): 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ ... 750 ... 97D. doi:10.1088 / 0004-637X / 750/2/97. S2CID  119160120.
  4. ^ A b Gray, Richard O .; Corbally, Christopher (2009). "Stellar Spectral Classification". Stellar Spectral Classification od Richarda O. Graye a Christophera J. Corballyho. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book ..... G.
  5. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "Atlas hvězdných spekter s obrysem spektrální klasifikace". Chicago. Bibcode:1943assw.book ..... M.
  6. ^ Faraggiana, R .; Gerbaldi, M .; Van't Veer, C .; Floquet, M. (1988). "Chování tripletu O I Lambda-7773". Astronomie a astrofyzika. 201: 259. Bibcode:1988A & A ... 201..259F.
  7. ^ Garcia, B. (1989). "Seznam standardních hvězd MK". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989 BICDS..36 ... 27G.
  8. ^ Figer, Donald F .; MacKenty, John W .; Robberto, Massimo; Smith, Kester; Najarro, Francisco; Kudritzki, Rolf P .; Herrero, Artemio (2006). „Objev mimořádně masivní kupy červených supergiantů“. Astrofyzikální deník. 643 (2): 1166. arXiv:astro-ph / 0602146. Bibcode:2006ApJ ... 643.1166F. doi:10.1086/503275. S2CID  18241900.
  9. ^ A b Parsons, S. B. (1971). „Efektivní teploty, vnitřní barvy a povrchové gravitace žlutých supergiantů a cefoidů“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 152: 121–131. Bibcode:1971MNRAS.152..121P. doi:10.1093 / mnras / 152.1.121.
  10. ^ Burki, G. (1978). "Vztah semioperioda-svítivost-barva pro superobří hvězdy". Astronomie a astrofyzika. 65: 357. Bibcode:1978A & A .... 65..357B.
  11. ^ Gonzalez, Guillermo; Lambert, David L .; Giridhar, Sunetra (1997). „Analýzy hojnosti polních proměnných RV Tauri: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis a R Sagittae“. Astrofyzikální deník. 479 (1): 427–440. Bibcode:1997ApJ ... 479..427G. doi:10.1086/303852.
  12. ^ Drout, Maria R .; Massey, Philip; Meynet, Georges; Tokarz, Susan; Caldwell, Nelson (2009). „Žlutí supergianti v galaxii Andromeda (M31)“. Astrofyzikální deník. 703 (1): 441–460. arXiv:0907.5471. Bibcode:2009ApJ ... 703..441D. doi:10.1088 / 0004-637X / 703/1/441. S2CID  16955101.
  13. ^ Majaess, D. J .; Turner, D. G .; Lane, D. J. (2009). "Charakteristiky galaxie podle cefeidů". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x. S2CID  14316644.
  14. ^ A b Wallerstein, G .; Cox, A. N. (1984). „Cefeidy populace II“. Astronomická společnost Pacifiku. 96: 677. Bibcode:1984PASP ... 96..677W. doi:10.1086/131406.
  15. ^ Asplund, M .; Gustafsson, B .; Lambert, D. L .; Rao, N. K. (2000). „Hvězdy R Coronae Borealis - atmosféry a množství“. Astronomie a astrofyzika. 353: 287. Bibcode:2000A & A ... 353..287A.
  16. ^ Meynet, G .; Maeder, A. (2000). „Hvězdná evoluce s rotací. V. Změny ve všech výstupech masivních hvězdných modelů“. Astronomie a astrofyzika. 361: 101. arXiv:astro-ph / 0006404. Bibcode:2000A & A ... 361..101M.
  17. ^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda (2011). „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective“. Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  18. ^ Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Maeder, André; Eggenberger, Patrick; Saio, Hideyuki; Chomienne, Vincent; Haemmerlé, Lionel (2013). "Modely rotujících hmotných hvězd: dopady různých předpisů". Studium hvězdné rotace a konvekce. Studium hvězdné rotace a konvekce. Přednášky z fyziky. 865. s. 3–22. arXiv:1301.2487v1. Bibcode:2013LNP ... 865 .... 3M. doi:10.1007/978-3-642-33380-4_1. ISBN  978-3-642-33379-8. S2CID  118342667.
  19. ^ Pols, Onno R .; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R .; Tout, Christopher A .; Eggleton, Peter P. (1998). „Stellar evolution models for Z = 0,0001 to 0,03“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x.
  20. ^ Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Chiosi, C. (2000). „Evoluční stopy a izochrony pro hvězdy s nízkou a střední hmotou: od 0,15 do 7 Msun a od Z = 0,0004 do 0,03“. Dodatek k astronomii a astrofyzice. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph / 9910164. Bibcode:2000A & AS..141..371G. doi:10.1051 / aas: 2000126. S2CID  14566232.
  21. ^ Van Winckel, Hans (2003). „Hvězdy po AGB“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 41: 391–427. Bibcode:2003ARA & A..41..391V. doi:10.1146 / annurev.astro.41.071601.170018.
  22. ^ Clayton, Geoffrey C .; Geballe, T. R .; Herwig, Falk; Fryer, Christopher; Asplund, Martin (2007). „Very Large Exceses of 18O in Hydrogen-deficit Carbon and R Coronae Borealis Stars: Evidence for White Dwarf Mergers“. Astrofyzikální deník. 662 (2): 1220–1230. arXiv:astro-ph / 0703453. Bibcode:2007ApJ ... 662.1220C. doi:10.1086/518307. S2CID  12061197.
  23. ^ Bersten, M. C .; Benvenuto, O. G .; Nomoto, K. I .; Ergon, M .; Folatelli, G. N .; Sollerman, J .; Benetti, S .; Botticella, M. T .; Fraser, M .; Kotak, R .; Maeda, K .; Ochner, P .; Tomasella, L. (2012). „Typ IIb Supernova 2011dh od Supergiantního předka“. Astrofyzikální deník. 757 (1): 31. arXiv:1207.5975. Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 31B. doi:10.1088 / 0004-637X / 757/1/31. S2CID  53647176.
  24. ^ Stothers, R. B .; Chin, C. W. (2001). „Žlutí hypergiganti jako dynamicky nestabilní post-červené superobří hvězdy“. Astrofyzikální deník. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ ... 560..934S. doi:10.1086/322438.