Gul supergigant - Yellow supergiant
En gul superkjempe ( YSG ) er en stjerne , vanligvis av spektralklasse F eller G, som har en superkjempe lyshet klassen (for eksempel la eller Ib). De er stjerner som har utviklet seg vekk fra hovedsekvensen , ekspandert og blitt mer lysende.
Gule supergiganter er mindre enn røde supergiganter ; blotte øyne eksempler inkluderer Polaris . Mange av dem er variable stjerner, for det meste pulserende cepheider som δ Cephei selv.
Spektrum
Gule supergiganter har vanligvis spektraltyper F og G, selv om noen ganger sent A eller tidlig K stjerner er inkludert. Disse spektraltypene er preget av hydrogenlinjer som er veldig sterke i klasse A, svekkes gjennom F og G til de er veldig svake eller fraværende i klasse K. Kalsium H- og K -linjer er tilstede i sent A -spektra, men sterkere i klasse F, og sterkest i klasse G, før den svekkes igjen i kjøligere stjerner. Linjer av ioniserte metaller er sterke i klasse A, svakere i klasse F og G, og fraværende fra kjøligere stjerner. I klasse G finnes det også nøytrale metalllinjer, sammen med CH -molekylbånd.
Supergiganter identifiseres i Yerkes spektralklassifisering etter lysstyrkeklasser Ia og Ib, med mellomprodukter som Iab og Ia/ab noen ganger blir brukt. Disse lysstyrkeklassene tildeles ved hjelp av spektrale linjer som er følsomme for lysstyrke. Historisk sett har Ca H- og K -linjestyrker blitt brukt for gule stjerner, så vel som styrken til forskjellige metalllinjer. De nøytrale oksygenlinjene, for eksempel tripletten på 777,3 nm, har også blitt brukt siden de er ekstremt følsomme for lysstyrke over et bredt spekter av spektraltyper. Moderne atmosfæriske modeller kan nøyaktig matche alle spektrallinjens styrker og profiler for å gi en spektral klassifisering, eller til og med hoppe rett til stjernens fysiske parametere, men i praksis blir lysstyrke vanligvis fortsatt tilordnet ved sammenligning med standardstjerner.
Noen gule supergigant 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
Eiendommer
Gule supergiganter har et relativt smalt temperaturområde som tilsvarer deres spektraltyper, fra omtrent 4000 K til 7 000 K. Lysstyrken deres varierer fra omtrent 1000 L ☉ oppover, med de mest lysende stjernene som overstiger 100 000 L ☉ . De høye lysstyrkene indikerer at de er mye større enn solen, fra omtrent 30 R ☉ til flere hundre R ☉ .
Massene av gule supergiganter varierer sterkt, fra mindre enn solen for stjerner som W Virginis til 20 M ☉ eller mer (f.eks. V810 Centauri ). Tilsvarende tyngdekraft på overflaten (log (g) cgs) er rundt 1–2 for supermasser med høy masse, men kan være så lav som 0 for supermasser med lav masse.
Gule supergiganter er sjeldne stjerner, mye mindre vanlige enn røde supergiganter og hovedsekvensstjerner . I M31 (Andromeda -galaksen) sees 16 gule supergiganter assosiert med evolusjon fra klasse O -stjerner, hvorav det er rundt 25 000 synlige.
Variasjon
Mange gule supergiganter befinner seg i en region i HR -diagrammet kjent som ustabilitetsstrimmelen fordi temperaturen og lysstyrken gjør at de blir dynamisk ustabile. De fleste gule supergiganter som er observert i ustabilitetsstrimmelen er Cepheid-variabler , oppkalt etter δ Cephei , som pulserer med veldefinerte perioder som er relatert til lysstyrken. Dette betyr at de kan brukes som standardlys for å bestemme avstanden til stjernene, bare ved å kjenne variasjonstiden. Cepheider med lengre perioder er kjøligere og mer lysende.
To forskjellige typer Cepheid-variabler er identifisert, som har forskjellige forhold mellom periode og lysstyrke : Klassiske Cepheid-variabler er unge massive populasjons I- stjerner; type II Cepheids er eldre populasjon II -stjerner med lave masser, inkludert W Virginis -variabler , BL Herculis -variabler og RV Tauri -variabler . De klassiske cepheidene er mer lysende enn Cepheids av type II med samme periode.
R Coronae Borealis -variabler er ofte gule supergiganter, men deres variabilitet er produsert av en annen mekanisme enn Cepheidene. Med uregelmessige mellomrom blir de skjult av støvkondens rundt stjernen og lysstyrken synker dramatisk.
Utvikling
Supergiganter er stjerner som har utviklet seg vekk fra hovedsekvensen etter å ha tømt hydrogenet i kjernene. Gule supergiganter er en heterogen gruppe stjerner som krysser standardkategoriene av stjerner i HR -diagrammet på forskjellige forskjellige stadier av utviklingen.
Stjerner mer massive enn 8–12 M ☉ bruker noen millioner år på hovedsekvensen som klasse O- og tidlige B -stjerner til det tette hydrogenet i kjernene blir oppbrukt. Så utvider de seg og avkjøles til å bli supergiganter. De bruker noen få tusen år som en gul superkjempe mens de avkjøles, og bruker deretter en til fire millioner år som en rød supergigant, vanligvis. Supergiganter utgjør mindre enn 1% av stjernene; selv om forskjellige proporsjoner i de synlige tidlige epoker av universet. De relativt korte fasene og konsentrasjonen av materie forklarer sjeldenheten til disse stjernene.
Noen røde superkjemper gjennomgår en blå sløyfe , midlertidig oppvarmes og blir gule eller til og med blå superkjemper før de avkjøles igjen. Stjernemodeller viser at blå sløyfer er avhengige av bestemte kjemiske sammensetninger og andre forutsetninger, men de er mest sannsynlig for stjerner med lav rød superkjempe masse. Mens den avkjøles for første gang eller når du utfører en tilstrekkelig forlenget blå sløyfe, vil gule supergiganter krysse ustabilitetsstrimmelen og pulse som klassiske Cepheid -variabler med perioder på rundt ti dager og lengre.
Mellom masse stjerner forlate hovedsekvensen ved å kjøle langs subgiant grenen før de når rød-giganten gren . Stjerner som er mer massive enn omtrent 2 M ☉ har en tilstrekkelig stor heliumkjerne til at den begynner fusjon før den blir degenerert. Disse stjernene vil utføre en blå sløyfe.
For masser mellom omtrent 5 M ☉ og 12 M ☉ kan den blå sløyfen strekke seg til F- og G -spektraltyper ved lysstyrker som når 1000 L ☉ . Disse stjernene kan utvikle klasser for supergigant lysstyrke, spesielt hvis de pulserer. Når disse stjernene krysser ustabilitetsstrimmelen, vil de pulsere som kort periode Cepheids. Blå sløyfer i disse stjernene kan vare i rundt 10 millioner år, så denne typen gul superkjempe er mer vanlig enn de mer lysende typene.
Stjerner med masser som ligner solen utvikler degenererte heliumkjerner etter at de forlater hovedsekvensen og stiger opp til spissen av den rødgigantgrenen der de tenner helium på et blunk . De smelter deretter kjernehelium på den horisontale grenen med lysstyrker som er for lave til å betraktes som supergiganter.
Stjerner som forlater den blå halvdelen av den horisontale grenen for å bli klassifisert i den asymptotiske gigantgrenen (AGB) passerer gjennom de gule klassifikasjonene og vil pulse som BL Herculis -variabler . Slike gule stjerner kan gis en supergigant lysstyrke til tross for deres lave masse, men assistert av lysende pulsering. I AGB kan termiske pulser fra det helium-smeltende skallet av stjerner forårsake en blå sløyfe over ustabilitetsstrimmelen. Slike stjerner vil pulsere som W Virginis -variabler og igjen kan klassifiseres som relativt små supergiganter med relativt lav lysstyrke. Når det hydrogensmeltende skallet til en AGB-stjerne med lav eller middels masse nærmer seg overflaten, går de kule ytre lagene raskt tapt, noe som får stjernen til å varme opp og til slutt bli en hvit dverg . Disse stjernene har masser lavere enn solen, men lysstyrker som kan være 10 000 L ☉ eller høyere, så de vil bli gule supergiganter for en kort stund. Post-AGB-stjerner antas å pulse som RV Tauri-variabler når de krysser ustabilitetsstrimmelen.
Den evolusjonære statusen til den gule supergiganten R Coronae Borealis -variabler er uklar. De kan være post-AGB stjerner antennes av en sen helium shell flash, eller de kan dannes fra hvite dverg fusjoner .
Det forventes at første gang gule supergiganter modnes til det røde supergigantstadiet uten noen supernova. Kjernene til noen post-røde superkjempe gule super kjemper kan kollapse og utløse en supernova. En håndfull supernovaer har blitt assosiert med tilsynelatende gule superkjempe-forfedre som ikke er lysende nok til å være post-røde supergiganter. Hvis disse blir bekreftet, må det finnes en forklaring på hvordan en stjerne med moderat masse fremdeles med en heliumkjerne ville forårsake en supernova med kjernekollaps. Den åpenbare kandidaten i slike tilfeller er alltid en form for binær interaksjon.
Gule hypergiganter
Spesielt lysende og ustabile gule supergiganter er ofte gruppert i en egen klasse med stjerner som kalles de gule hypergiganter. Disse antas for det meste å være postrøde supergigantstjerner, veldig massive stjerner som har mistet en betydelig del av sine ytre lag og nå utvikler seg til å bli blå supergiganter og Wolf-Rayet-stjerner .