Википедија

Жолт суперџин

Нема проверени преработки на оваа страница, што значи дека можеби не е проверено дали се придржува до стандардите.

Жолта суперџин ( YSG ) е ѕвезда, генерално од спектрален тип F или G, со класа на суперџинска сјајност (на пр. Ia или Ib). Тие се ѕвезди кои еволуирале далеку од главната низа, се шират и стануваат посјајни.

Жолтите суперџинови се пожешки и помали од црвените суперџинови. Ова може да се покаже преку примери кои се гледаат со голо око како ѕвездите: Северница, Алфа Лепорис, Мирфак, Делта Големо Куче и Јота¹ Скорпии . Многу од нив се променливи ѕвезди, главно пулсирачки кефеиди како што е самиот δ Кефеј .

Спектар

уреди

Жолтите суперџинови генерално имаат спектрални типови F и G, иако понекогаш се вклучени доцните А или раните К ѕвезди.[1][2][3] Овие спектрални типови се карактеризираат со водородни линии кои се многу силни во класата А, ослабнати низ F и G а не се толку слаби или отсутни во класата K. Калциумовите линии H и K се присутни во доцните А спектри, но посилни во класата F, и најсилниот во класата G, пред повторно да ослабнат што е слуачај кај поладните ѕвезди. Линиите на јонизирани метали се силни во класата А, послаби во класата F и G и отсутни од поладните ѕвезди. Во класата G се среќаваат и неутрални метални линии, заедно со молекуларните ленти на CH. Суперџиновите се идентификувани во спектралната класификација на Јеркис по класите на сјајност Ia и Ib, при што понекогаш се користат посредници како што се Iab и Ia/ab. Овие класи на осветленост се доделуваат со помош на спектрални линии кои се чувствителни на сјајност. Историски гледано, јачината на линиите Ca H и K се користеле за жолтите ѕвезди, како и јачината на различни метални линии.[4] Неутралните линии на кислород, како што е 777.3 nm триплет, исто така се користеле бидејќи се исклучително чувствителни на сјајност низ широк опсег на спектрални типови.[5] Модерните атмосферски модели можат прецизно да ги согледаат сите јачини и профили на спектралните линии за да дадат спектрална класификација, или директно да дадат информации за физичките параметри на ѕвездата. Но и покрај ова,во пракса класите на сјајност сè уште најчесто се одредува користејќи ја споредбата со стандардните ѕвезди.[6]

Некои жолти суперџинови - спектрално стандардни ѕвезди:[7]

Својства

уреди
 
Масивниот кластер RSGC1 содржи 14 црвени суперџинови и еден жолт суперџин.[8]

Жолтите суперџинови имаат релативно тесен опсег на температури што одговара на нивните спектрални типови, од околу 4.000 К до 7.000 К. Нивната осветленост се движи од околу 1,000 (сончева сјајност) L☉ нагоре, со најсветлечки ѕвезди кои надминуваат 100,000 L☉ . Нивната голема луминозност покажува дека тие се многу поголеми од сонцето, од околу 30 (сончев полупречник) R☉ до неколку илјади сончев полупречник .[9]

Масата на жолтите суперџинови варираат многу, од помалку од сонцето за ѕвездите како што е W Девица до 20 (сончеви маси) M☉ или повеќе (на пр. V810 Кентаури ). Соодветните површински гравитации (log(g) cgs) се околу 1-2 за суперџинови со голема маса, но може да бидат ниски и до 0 за суперџинови со мала маса.[10][11]

Жолтите суперџинови се ретки ѕвезди, многу поретки од црвените суперџинови и ѕвездите од главната низа . Во М31 (галаксијата Андромеда), 16 жолти суперџинови се забележани поврзани со еволуцијата од ѕвездите од класата О, од кои има околу 25.000 видливи.[12]

Варијабилност

уреди
 
Светлосна крива на Делта Кефеј, жолта суперџинска класична кефеидна променлива

Многу жолти суперџинови се наоѓаат во регионот на ХР дијаграмот познат како лента на нестабилност бидејќи нивните температури и сјајност предизвикуваат да бидат динамички нестабилни. Повеќето жолти суперџинови забележани во лентата за нестабилност се кефеиди променливи, именувани по δ Кефеј, кои пулсираат со добро дефинирани периоди кои се поврзани со нивната сјајност. Ова значи дека тие можат да се користат како стандардни свеќи за одредување на растојанието на ѕвездите знаејќи го само нивниот период на променливост. Кефеидите со подолги периоди се поладни и посјајни.[13]

Идентификувани се два различни типа на кефеиди променливи, кои имаат различнен однос период-сјајност : Класичните цефеиди променливи се млади масивни ѕвезди од населението I ; Кефеидите од типот II се ѕвезди од постарата население II со мала маса, вклучувајќи ги променливите W Девици, променливите BL Херкул и променливите RV Tаури . Класичните кефеиди се посјајни од кефеидите од типот II со ист период.

Променливите R Coronae Borealis се често жолти суперџинови, но нивната варијабилност се создава со различен механизам од Kефеидите. Во неправилни интервали, тие се заматуваат со кондензација на прашина околу ѕвездата и нивната светлина драстично опаѓа.[14]

Еволуција

уреди
 
Еволуција на 5 M☉Ѕвезда , која покажува сина јамка и пост-AGB патека низ регионот на жолтиот суперџин

Суперџиновите се ѕвезди кои успеале да еволуираат далеку од главната низа откако го исцрпиле целиот водородот од нивните јадра. Жолтите суперџинови се хетерогена група на ѕвезди кои ги преминуваат стандардните категории на ѕвезди во дијаграмот на Херцшпрунг и Расел во различни фази од нивната еволуција.

Ѕвезди помасивни од 8–12 M☉ поминуваат неколку милиони години на главната низа како ѕвезди од класата О и раните Б додека густиот водород во нивните јадра не се исцрпи. Потоа се шират и ладат за да станат суперџинови. Тие поминуваат неколку илјади години како жолт суперџин додека се ладат, а во наредниот период од еден до четири милиони години најчесто се црвен суперџин. Суперџиновите сочинуваат помалку од 1% од ѕвездите. Ова се објаснува со нивните кратки фази како и концентрацијата на материјата на овие ѕвезди.[15]

Некогаш се случува црвени суперџинови да се подложни на сина јамка, односно тие привремено повторно се загреваат и стануваат жолти или дури понекогаш сини суперџинови пред повторно да се изладат. Ѕвездените модели покажуваат дека сините јамки се потпираат на одредени хемиски состави, но најверојатно ова се однесува на ѕвезди со мала црвена суперџинска маса. Додека се ладат за прв пат или кога имаат доволно продолжена сина јамка, жолтите суперџинови ќе ја преминат лентата за нестабилност и ќе пулсираат како класични променливи кефеиди во периоди околу десет дена, а во некои случаи и подолго.[16][17]

Ѕвездите со средна маса ја напуштаат главната низа со ладење долж гранката на подџинот додека не стигнат до гранката на црвениот џин . Ѕвезди помасивни од околу 2 M☉ имаат доволно големо јадро на хелиум што почнува да се спојува пред да стане изродено. Овие ѕвезди ќе изведат сина јамка.

За маси помеѓу околу 5 M☉ и 12 M☉ , сината јамка може да се прошири до спектралните типови F и G при осветленост кои достигнуваат 1,000 L☉ . Овие ѕвезди може да развијат класа на суперџинска сјајност, особено ако се пулсирачки. Кога овие ѕвезди ќе ја преминат лентата на нестабилност, тие ќе пулсираат како кратки кефеиди. Сините јамки во овие ѕвезди можат да траат околу 10 милиони години, така што овој тип на жолт суперџин е почест од посјајните типови.[18][19]

Ѕвездите со маси слични на Сонцето развиваат изродени хелиумски јадра откако ќе ја напуштат главната низа и ќе се искачат до врвот на гранката на црвениот џин каде што ќе го запалат хелиумот на блиц . Тие потоа го спојуваат јадрото на хелиумот на хоризонталната гранка со премногу ниски сјајности за да се сметаат за суперџинови.

Ѕвездите што ја напуштаат сината половина од хоризонталната гранка за да се класифицираат во асимптотичната џиновска гранка (AGB) поминуваат низ жолтите класификации и ќе пулсираат како променливи BL Херкул . На таквите жолти ѕвезди може да им се даде класа на суперџинска сјајност и покрај нивните мали маси, но тие се потпомогнати од прозрачна пулсација. Во AGB термалните импулси од обвивката на ѕвездите што се спојува со хелиум може да предизвикаат сина јамка низ лентата за нестабилност. Таквите ѕвезди ќе пулсираат како променливи W Девици и повторно може да се класифицираат како жолти суперџинови со релативно мала сјајност.[20] Кога обвивката што се спојува со водород на ѕвезда со мала или средна маса на AGB се приближува до нејзината површина, студените надворешни слоеви брзо се губат, што предизвикува ѕвездата да се загрева, на крајот да стане бело џуџе . Овие ѕвезди имаат маси помали од Сонцето, но сјајност што може да биде 10,000 L☉ или повисоко, така што тие ќе станат жолти суперџинови за кратко време. Се верува дека пост-AGB ѕвездите пулсираат како променливи RV Таури кога ќе ја преминат лентата на нестабилност.[21]

Еволутивниот статус на жолтите суперџински променливи R Coronae Borealis е нејасен. Тие може да се пост-AGB ѕвезди кои повторно се разгоруваат со доцна хелиумска обвивка или може да се формираат од спојување на бело џуџе.[22]

Се очекува дека првпат жолтите суперџинови созреваат до фазата на црвениот суперџин без никаква супернова. Јадрата на некои пост-црвени суперџинови жолти суперџинови може да пропаднат и да предизвикаат супернова. Неколку супернови се поврзани со очигледни жолти суперџиновски предци кои не се доволно светли за да бидат пост-црвени суперџинови. Ако ова се потврди, тогаш мора да се најде објаснување за тоа како ѕвезда со умерена маса, во која сè уште има јадро на хелиум, би предизвикала супернова со колапс на јадрото. Едно очигледно решение во таков случај е секогаш некаква форма на бинарна интеракција.[23]

Врз основа на извештаите од кинеските астрономи во 2/1 век п.н.е. , црвениот суперџин Бетелгез бил опишан како жолт, што укажува дека можеби бил жолт суперџин во тоа време.[24]

Жолти хипергиганти

уреди

Посебна класа на ѕвезди се жолтите суперџинови кои всушност се светлечките и нестабилни жолти суперџинови. За нив во најголем дел од случаите се смета дека се пост-црвени суперџинови, многу масивни ѕвезди кои притоа изгубиле значителен дел од нивните надворешни слоеви и сега се на својот еволутивен пат да станат сини суперџинови и Волф-Рајевови ѕвезди .[25] [26]

Наводи

уреди
  1. ↑ Chiosi, Cesare; Maeder, André (1986). „The Evolution of Massive Stars with Mass Loss“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 24: 329–375. Bibcode:1986ARA&A..24..329C. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553.
  2. ↑ Giridhar, S.; Ferro, A.; Parrao, L. (1997). „Elemental Abundances and Atmospheric Parameters of Seven F-G Supergiants“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. doi:10.1086/133978.
  3. ↑ Drout, Maria R.; Massey, Philip; Meynet, Georges (2012). „The Yellow and Red Supergiants of M33“. The Astrophysical Journal. 750 (2): 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ...750...97D. doi:10.1088/0004-637X/750/2/97.
  4. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). „An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification“. Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.
  5. ↑ Faraggiana, R.; Gerbaldi, M.; Van't Veer, C.; Floquet, M. (1988). „Behaviour of O I triplet Lambda-7773“. Astronomy and Astrophysics. 201: 259. Bibcode:1988A&A...201..259F.
  6. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). „Stellar Spectral Classification“. Stellar Spectral Classification by Richard O. Gray and Christopher J. Corbally. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book.....G.
  7. ↑ Garcia, B. (1989). „A list of MK standard stars“. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
  8. ↑ Figer, Donald F.; MacKenty, John W.; Robberto, Massimo; Smith, Kester; Najarro, Francisco; Kudritzki, Rolf P.; Herrero, Artemio (2006). „Discovery of an Extraordinarily Massive Cluster of Red Supergiants“. The Astrophysical Journal. 643 (2): 1166. arXiv:astro-ph/0602146. Bibcode:2006ApJ...643.1166F. doi:10.1086/503275.
  9. ↑ Burki, G. (1978). „The semi-period-luminosity-color relation for supergiant stars“. Astronomy and Astrophysics. 65: 357. Bibcode:1978A&A....65..357B.
  10. ↑ Parsons, S. B. (1971). „Effective temperatures, intrinsic colours, and surface gravities of yellow supergiants and cepheids“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 152: 121–131. Bibcode:1971MNRAS.152..121P. doi:10.1093/mnras/152.1.121.
  11. ↑ Gonzalez, Guillermo; Lambert, David L.; Giridhar, Sunetra (1997). „Abundance Analyses of the Field RV Tauri Variables: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis, and R Sagittae“. The Astrophysical Journal. 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). „Yellow Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)“. The Astrophysical Journal. 703 (1): 441–460. arXiv:0907.5471. Bibcode:2009ApJ...703..441D. doi:10.1088/0004-637X/703/1/441.
  13. ↑ Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). „Characteristics of the Galaxy according to Cepheids“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  14. ↑ Asplund, M.; Gustafsson, B.; Lambert, D. L.; Rao, N. K. (2000). „The R Coronae Borealis stars – atmospheres and abundances“. Astronomy and Astrophysics. 353: 287. Bibcode:2000A&A...353..287A.
  15. ↑ Meynet, G.; Maeder, A. (2000). „Stellar evolution with rotation. V. Changes in all the outputs of massive star models“. Astronomy and Astrophysics. 361: 101. arXiv:astro-ph/0006404. Bibcode:2000A&A...361..101M.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Maeder, André; Eggenberger, Patrick; Saio, Hideyuki; Chomienne, Vincent; Haemmerlé, Lionel (2013). „Models of Rotating Massive Stars: Impacts of Various Prescriptions“. Studying Stellar Rotation and Convection. Lecture Notes in Physics. 865. стр. 3–22. arXiv:1301.2487v1. Bibcode:2013LNP...865....3M. doi:10.1007/978-3-642-33380-4_1. ISBN 978-3-642-33379-8.
  18. ↑ 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“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  19. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126.
  20. ↑ Wallerstein, G.; Cox, A. N. (1984). „The Population II Cepheids“. Astronomical Society of the Pacific. 96: 677. Bibcode:1984PASP...96..677W. doi:10.1086/131406.
  21. ↑ Van Winckel, Hans (2003). „Post-AGB Stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 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 Excesses of 18O in Hydrogen-deficient Carbon and R Coronae Borealis Stars: Evidence for White Dwarf Mergers“. The Astrophysical Journal. 662 (2): 1220–1230. arXiv:astro-ph/0703453. Bibcode:2007ApJ...662.1220C. doi:10.1086/518307.
  23. ↑ Bersten, M. C.; Benvenuto, O. G.; Nomoto, K. I.; Ergon, M.; Folatelli, G. N.; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M. T.; Fraser, M. (2012). „The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor“. The Astrophysical Journal. 757 (1): 31. arXiv:1207.5975. Bibcode:2012ApJ...757...31B. doi:10.1088/0004-637X/757/1/31.
  24. ↑ Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, D L; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (October 2022). „Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (1): 693–719. arXiv:2207.04702. doi:10.1093/mnras/stac1969. ISSN 0035-8711.
  25. ↑ Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). „Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars“. The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  26. ↑ „Ancient Chinese suggest Betelgeuse is a young star“. New Scientist. том 92 no. 1276. Reed Business Information. 22 October 1981. стр. 238.[мртва врска]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/wiki/Жолт_суперџин“