Gul superkæmpe - Yellow supergiant
En gul superkæmpe ( YSG ) er en stjerne , generelt af spektral type F eller G, der har en superkæmpe lysstyrke (f.eks. Ia eller Ib). De er stjerner, der har udviklet sig væk fra hovedsekvensen , udvidet og blevet mere lysende.
Gule superkæmper er mindre end røde superkæmper ; blotte øje -eksempler inkluderer Polaris . Mange af dem er variable stjerner, for det meste pulserende Cepheider som δ Cephei selv.
Spektrum
Gule supergiganter har generelt spektrale typer F og G, selvom nogle gange sent A eller tidlige K stjerner er inkluderet. Disse spektraltyper er kendetegnet ved brintlinjer, der er meget stærke i klasse A, svækkes gennem F og G, indtil de er meget svage eller fraværende i klasse K. Calcium H- og K -linjer er til stede i sent A -spektre, men stærkere i klasse F, og stærkest i klasse G, inden den igen svækkes i køligere stjerner. Linjer af ioniserede metaller er stærke i klasse A, svagere i klasse F og G og fraværende fra køligere stjerner. I klasse G findes neutrale metallinjer også sammen med CH -molekylbånd.
Supergiganter identificeres i Yerkes -spektralklassificeringen efter lysstyrkeklasser Ia og Ib, hvor der undertiden bruges mellemprodukter som Iab og Ia/ab. Disse lysstyrkeklasser tildeles ved hjælp af spektrale linjer, der er følsomme over for lysstyrke. Historisk set er Ca H- og K -linjestyrkerne blevet brugt til gule stjerner, samt styrkerne ved forskellige metallinjer. De neutrale iltlinjer, såsom 777,3 nm triplet, er også blevet brugt, da de er ekstremt følsomme over for lysstyrke på tværs af en lang række spektraltyper. Moderne atmosfæriske modeller kan nøjagtigt matche alle spektrallinjens styrker og profiler for at give en spektral klassificering eller endda springe direkte til stjernens fysiske parametre, men i praksis tildeles lysstyrke normalt stadig ved sammenligning med standardstjerner.
Nogle gule superkæmpe spektrale standardstjerner:
- F0 Ib: α Leporis
- F2 Ib: 89 Herculis
- F5 Ib: α Persei
- F8 Ia: δ Canis Majoris
- G0 Ib: μ Persei
- G2 Ib: α Aquarii
- G5 Ib: 9 Pegasi
- G8 Ib: ε Geminorum
Ejendomme
Gule supergiganter har et relativt snævert temperaturinterval, der svarer til deres spektraltyper, fra omkring 4.000 K til 7.000 K. Deres lysstyrke spænder fra omkring 1.000 L ☉ opad, med de mest lysende stjerner på over 100.000 L ☉ . De høje lysstyrker indikerer, at de er meget større end solen, fra omkring 30 R ☉ til flere hundrede R ☉ .
Masserne af gule superkæmper varierer meget, fra mindre end solen for stjerner som W Virginis til 20 M ☉ eller mere (f.eks. V810 Centauri ). Tilsvarende overfladetyngder (log (g) cgs) er omkring 1-2 for supermasser med stor masse, men kan være så lave som 0 for supermasser med lav masse.
Gule supergiganter er sjældne stjerner, meget mindre almindelige end røde supergiganter og hovedsekvensstjerner . I M31 (Andromeda Galaxy) ses 16 gule supergiganter forbundet med evolution fra klasse O -stjerner, hvoraf der er omkring 25.000 synlige.
Variabilitet
Mange gule superkæmper befinder sig i en region i HR -diagrammet kendt som ustabilitetsstrimlen, fordi deres temperaturer og lysstyrker får dem til at være dynamisk ustabile. De fleste gule superkæmper observeret i ustabilitetsstrimlen er Cepheid-variabler , opkaldt efter δ Cephei , som pulserer med veldefinerede perioder, der er relateret til deres lysstyrke. Det betyder, at de kan bruges som standardlys til bestemmelse af stjernernes afstand kun ved deres variationstid. Cepheider med længere perioder er køligere og mere lysende.
To forskellige typer Cepheid-variabler er blevet identificeret, som har forskellige periode-lysstyrke-forhold : Klassiske Cepheid-variabler er unge massive populations-I- stjerner; type II Cepheids er ældre population II -stjerner med lave masser, herunder W Virginis -variabler , BL Herculis -variabler og RV Tauri -variabler . De klassiske cepheider er mere lysende end type II cepheider med samme periode.
R Coronae Borealis -variabler er ofte gule supergiganter, men deres variation er produceret af en anden mekanisme end Cepheiderne. Med uregelmæssige mellemrum bliver de tilsløret af støvkondens omkring stjernen, og deres lysstyrke falder dramatisk.
Udvikling
Supergiganter er stjerner, der har udviklet sig væk fra hovedsekvensen efter at have udtømt brintet i deres kerner. Gule supergiganter er en heterogen gruppe af stjerner, der krydser standardkategorierne af stjerner i HR -diagrammet på forskellige forskellige stadier af deres udvikling.
Stjerner mere massive end 8–12 M ☉ bruger et par millioner år på hovedsekvensen som klasse O- og tidlige B -stjerner, indtil det tætte brint i deres kerner bliver opbrugt. Derefter udvider de sig og køler af til at blive supergiganter. De tilbringer et par tusinde år som en gul superkæmpe under afkøling, og bruger derefter en til fire millioner år som en rød superkæmpe, typisk. Supergiganter udgør mindre end 1% af stjernerne; skønt forskellige proportioner i de synlige tidlige epoker i universet. De relativt korte faser og koncentration af stof forklarer sjældenheden af disse stjerner.
Nogle røde superkæmper gennemgår en blå sløjfe , midlertidigt genopvarmes og bliver gule eller endda blå superkæmper, før de afkøles igen. Stjernemodeller viser, at blå sløjfer er afhængige af bestemte kemiske makeups og andre antagelser, men de er mest sandsynligt for stjerner med lav rød superkæmpe masse. Under afkøling for første gang eller ved udførelse af en tilstrækkeligt udvidet blå sløjfe vil gule supergiganter krydse ustabilitetsstrimlen og pulserer som klassiske Cepheid -variabler med perioder omkring ti dage og længere.
Mellemliggende masse stjerner forlade den vigtigste sekvens ved afkøling langs subgiant gren , indtil de når den røde gigant gren . Stjerner mere massive end ca. 2 M ☉ har en tilstrækkelig stor heliumkerne til, at den begynder fusion, før den bliver degenereret. Disse stjerner vil udføre en blå sløjfe.
For masser mellem ca. 5 M ☉ og 12 M ☉ kan den blå sløjfe strække sig til F- og G -spektraltyper ved lysstyrker, der når 1.000 L ☉ . Disse stjerner kan udvikle klasser med supergigant lysstyrke, især hvis de pulserer. Når disse stjerner krydser ustabilitetsstrimlen, vil de pulsere som kortere cepheider. Blå sløjfer i disse stjerner kan vare i omkring 10 millioner år, så denne type gul supergigant er mere almindelig end de mere lysende typer.
Stjerner med masser svarende til solen udvikler degenererede heliumkerner, efter at de forlader hovedsekvensen og stiger til spidsen af den rødgigant gren, hvor de lynhurtigt antænder helium . De smelter derefter kernehelium på den vandrette gren med lysstyrker for lave til at blive betragtet som supergiganter.
Stjerner, der forlader den blå halvdel af den vandrette gren for at blive klassificeret i den asymptotiske kæmpegren (AGB), passerer gennem de gule klassifikationer og vil pulse som BL Herculis -variabler . Sådanne gule stjerner kan få en kæmpe lysstyrke på trods af deres lave masse, men assisteret af lysende pulsering. I AGB kan termiske impulser fra heliumsammensmeltning af stjerner forårsage en blå sløjfe hen over ustabilitetsstrimlen. Sådanne stjerner vil pulsere som W Virginis -variabler og igen kan klassificeres som relativt små supergiganter med lav lysstyrke. Når den hydrogenfusionerende skal af en stjerne med lav eller mellem masse i AGB nærmer sig overfladen, går de kølige ydre lag hurtigt tabt, hvilket får stjernen til at varme op og til sidst blive en hvid dværg . Disse stjerner har masser lavere end solen, men lysstyrker der kan være 10.000 L ☉ eller højere, så de vil blive gule supergiganter i kort tid. Post-AGB-stjerner menes at pulse som RV Tauri-variabler, når de krydser ustabilitetsstrimlen.
Den evolutionære status for gule supergigant R Coronae Borealis -variabler er uklar. De kan være post-AGB stars blusset ved en sen helium Shell flash, eller de kunne være dannet af hvide dværg fusioner .
Det forventes, at første gang gule superkæmper modnes til den røde superkæmpe-fase uden nogen supernova. Kernen i nogle post-røde supergigant gule superkæmper kan kollapse og udløse en supernova. En håndfuld supernovaer er blevet forbundet med tilsyneladende gule superkæmpe forfædre, der ikke er lysende nok til at være post-røde supergiganter. Hvis disse bekræftes, skal der findes en forklaring på, hvordan en stjerne med moderat masse stadig med en heliumkerne ville forårsage en kernekollaps-supernova. Den oplagte kandidat i sådanne tilfælde er altid en form for binær interaktion.
Gule hyperkæmper
Særligt lysende og ustabile gule supergiganter er ofte grupperet i en separat klasse af stjerner kaldet de gule hypergiganter. Disse menes for det meste at være postrøde supergigantstjerner, meget massive stjerner, der har mistet en betydelig del af deres ydre lag og nu udvikler sig til at blive blå supergiganter og Wolf-Rayet-stjerner .
