Жовтий гіпергігант: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[перевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Рядок 59: Рядок 59:
* W265
* W265
В інших галактиках:
В інших галактиках:
* HD 7583 (R45 у [[Мала Магелланова Хмара|Малій Магеллановій Хмарі]])<ref name="dejaeger"><cite class="citation journal" contenteditable="false">De Jager, C. (1998). </cite></ref>
* HD 7583 (R45 у [[Мала Магелланова Хмара|Малій Магеллановій Хмарі]])<ref name=dejaeger>{{Cite journal | last1 = De Jager | first1 = C. | title = The yellow hypergiants | doi = 10.1007/s001590050009 | journal = Astronomy and Astrophysics Review | volume = 8 | issue = 3 | pages = 145–180 | year = 1998 | pmid = | pmc = |bibcode = 1998A&ARv...8..145D }}</ref>
* HD 33579 (у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]])
* HD 33579 (у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]])
* HD 269723 (R117 у Великій Магеллановій Хмарі)<ref name="dejaeger" />
* HD 269723 (R117 у Великій Магеллановій Хмарі)<ref name="dejaeger" />

Версія за 16:10, 11 жовтня 2015

Ця стаття в процесі редагування певний час.

Будь ласка, не редагуйте її, бо Ваші зміни можуть бути втрачені.

Якщо ця сторінка не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування.

Останнє редагування зробив користувач Sthelen.aqua (внесок, журнали) о 16:10 UTC (4495598 хвилин тому).
Основні типи змінних зір на діаграмі Герцшпрунга—Рассела. Жовті гіпергіганти розташовані над (тобто яскравіші) жовтими надгігантами та смугою нестабільності цефеїд.

Жовтий гіпергігант - це масивна зоря з розширеною атмосферою, спектральних класів від пізнього A до раннього K. Початкова маса таких зір була 20-50 мас Сонця, але у процесі еволюції вони втратили до половини маси[1]. Жовті гіпергіганти є одними з найбільш оптично-яскравих зір, з абсолютною зоряною величиною (MV) бл. −9, але також і одними з найбільш рідкісних - на цей час у нашій галактиці виявлено лише з десяток. Їх деколи називають холодними гіпергігантами у порівнянні з зорями спектральних класів від O до B, а деколи - гарячими гіпергігантами при порівнянні з червоними надгігантами[2][3].

Класифікація

Хоча деякі з жовтих гіпергігантів, видимих неозброєним оком, давно вважались цікавими зорями, сам термін "жовті гіпергіганти" має відносно недавнє походження. Термін «гіпергігант» використовувався з 1929 року, але не для зір, які ним позначають зараз. Клас світності 0 визначався як продовження спектральних класів світності, запропонованих Морганом та Кінаном, для світності, вищої за яскравий надгігант (Ia). Таке визначення було створено для врахування зорі класу M VV Цефея.[4] У 1979 році назву "гіпергігант" було запропоновано використовувати для окремих дуже яскравих гарячих зір, які досить швидко втрачали масу[5]. До більш схожих більш холодних зір термін не застосовувався до 1991, коли Ро Кассіопеї чітко назвали жовтим гіпергігантом[6]. Як окремий клас зір жовті гіпергіганти обговорювались на семінарі 1992 року "Solar physics and astrophysics at interferometric resolution"[7].

В цілому термін гіпергігант частково формалізований, але все ще не дуже чіткий. Часто до нього відносять зоря з яскравістю 0, але також використовують і альтернативи - Ia-0 та Ia+[8]. Яскравість визначається за різними спектральними характеристиками, які чутливі до поверхневої гравітації, наприклад шириною лінії Hβ у спектрі гарячих зір або величиною розриву Бальмера у холодних зорях. Нижча поверхнева гравітація вказує на більшу зорю, а отже на вищу яскравість.[9] Для більш холодних зір, ширина таких ліній як OI на 777,4 нанометрах може бути прямо пов'язана з яскравістю зорі[10].

Одним з піходів, який точно визначає належність зорі до жовтих гіпергігантів, є критерій Кінана-Смолінські: лінії поглинання повинні були сильно розширеними, більше ніж максимум для яскравих надгігантів, тобто вказувати на сильну втрату маси, та має бути наявний принаймні один розширений компонент Hα. Лінії Hα у жовтих гіпергігантах мають складні профілі - часто (але не завжди) сильна емісія супроводжується компонентами поглинання[11].

Характеристики

Художнє зображення жовтого гіпергіганта HR 5171.

На діаграмі Герцшпрунга—Рассела жовті гіпергіганти розташовані над смугою нестабільності, в регіоні, де перебуває відносно небагато зір і більшість з яких нестабільна. Їх спектральні класи перебувають в межах ~A0-K0, а температури - ~4 000-8 000K. Ділянка жовтих гіпергігантів обмежена зі сторони високих температур т.зв. «жовтим еволюційним провалом» (англ. Yellow Evolutionary Void), в якому зорі такої яскравості стають надзвичайно нестабільними та втрачають багато маси. Цей провал чітко відділяє жовтих гіпергігантів від яскравих блакитних змінних. На нижчому значенні температурного діапазону жовті гіпергіганти та червоні надгіганти розділені не так чітко; наприклад, RW Цефея (4 500K, 555 000 L☉) має характеристики обох цих типів зір.

Жовтні гіпергіганти мають яскравість між 300 000 L☉ (напр. V382 Кіля - 316 000 L☉) на лімітом Гампфрі-Девідсона у ~600 000 L☉. Максимум їхньої світності припадає на середину видимого діапазону, тому вони є дуже яскравими зорями видимого діапазону з зоряними величинами бл. −9 чи −10.

Це великі та дещо нестабільні зорі з дуже низькою поверхневою гравітацією. Там де, жовті надгіганти мають поверхневу гравітацію (log g) трохи нижче 2, жовті гіпергіганти мають log g бл. 0, деколи навіть від'ємну. Крім того, вони нерегулярно пульсують, з невеликими змінами у температурі та яскравості. Наслідком є високі коефіцієнти втрати маси і вони часто оточені туманностями[12]. Час від часу трапляються більші викиди речовини, які можуть тимчасово затемнити зорю[13].

Маса таких зір становить більше M☉, але можливо існує верхній ліміт маси жовтих гіпергігантів, оскільки найбільш масивні з виявлених не перевищують 70 M☉.

За хімічним складом, більшість жовтих гіпергігантів мають підвищений поверхневий вміст азоту, натрію та деяких важчих елементів. Вуглець та оксиген вироджені, а гелій підвищений, що очікується від зорі після головної послідовності.

Еволюція

Yellow hypergiants have clearly evolved off the main sequence and so have depleted the hydrogen in their cores. The majority of yellow hypergiants are postulated to be post-red supergiants evolving blueward,[14] while more stable and less luminous yellow supergiants are likely to be evolving to red supergiants for the first time. However there is strong chemical and surface gravity evidence that the brightest of the yellow supergiants, HD 33579, is currently expanding from a blue supergiant to a red supergiant.[15]

These stars are doubly rare because they are very massive, initially hot class O-type main-sequence stars more than 15 times as massive as the Sun, but also because they spend only a few thousand years in the unstable yellow void phase of their lives. In fact, it is difficult to explain even the small number of observed yellow hypergiants, relative to red supergiants of comparable luminosity, from simple models of stellar evolution. The most luminous red supergiants may execute multiple «blue loops», shedding much of their atmosphere, but without actually ever reaching the blue supergiant stage, each one taking only a few decades at most. Conversely, some apparent yellow hypergiants may be hotter stars, such as the «missing» LBVs, masked within a cool pseudo-photosphere.[14]

Recent discoveries of blue supergiant supernova progenitors have also raised the question of whether stars could explode directly from the yellow hypergiant stage.[16] A handful of possible yellow supergiant supernova progenitors have been discovered, but they all appear to be of relatively low mass and luminosity, not hypergiants.[17][18] SN 2013cu is a type IIb supernova whose progenitor has been directly and clearly observed. It was an evolved star around 8,000K showing extreme mass loss of helium and nitrogen enriched material. Although the luminosity is not known, only a yellow hypergiant or luminous blue variable in outburst would have these properties.[19]

Modern models suggest that stars with a certain range of masses and rotation rates may explode as supernovae without ever becoming blue supergiants again, but many will eventually pass right through the yellow void and become low-mass low-luminosity luminous blue variables and possibly Wolf-Rayet stars after that.[20] Specifically, more massive stars and those with higher mass loss rates due to rotation or high metallicity will evolve beyond the yellow hypergiant stage to hotter temperatures before reaching core collapse.[21]

Структура

Файл:Rho Cassiopeiae.jpeg
Ро Кассіопеї, один з найближчих та найкраще досліджених жовтих гіпергігантів.

According to the current physical models of stars, a yellow hypergiant should possess a convective core surrounded by a radiative zone, as opposed to a sun-sized star, which consists of a radiative core surrounded by a convective zone..[22] Because of their extreme luminosity and internal structure,[23] yellow hypergiants suffer high rates of mass loss[24] and are generally surrounded by envelopes of expelled material. A photogenic example of the nebulae that can result is IRAS 17163-3907, known as the Fried Egg, which has expelled several solar masses of material in just a few hundred years.[25]

Жовтий гіпергігант вважається очікуваною стадією розвитку зорі на шляху від дуже яскравого червоного надгіганта в блакитному напрямку. Але він може бути і зорею іншого типу, а саме: під час спалахів, яскраві блакитні змінні мають такі сильні зоряні вітри that they form a pseudo-photosphere which appears as a larger cooler star despite the underlying blue supergiant being largely unchanged. These are observed to have a very narrow range of temperatures around 8,000K. At the bistability jump which occurs around 21,000K blue supergiant winds become several times denser and could be result in an even cooler pseudo-photosphere. No LBVs are observed just below the luminosity where the bistability jump crosses the смугу нестабільності S Золотої Риби (не плутати з смугою нестабільності цефеїд), but it is theorised that they do exist and appear as yellow hypergiants because of their pseudo-photospheres.[26]

Відомі жовті гіпергіганти

IRAS 17163-3907 is a yellow hypergiant that clearly shows the expelled material that probably surrounds all yellow hypergiants.
Yellow hypergiant HR 5171 A, seen as the bright yellow star at the center of the image.
  • Rho Cassiopeiae
  • V509 Cassiopeiae
  • IRC+10420 (V1302 Aql)
  • IRAS 18357-0604[27]
  • V766 Centauri (= HR 5171A)
  • HD 179821
  • IRAS 17163-3907
  • V382 Carinae
  • RSGC1-15[28]

У скупченні Вестерлунд 1:[29]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

В інших галактиках:

Див. також

Примітки

  1. ↑ Gesicki, K. (1992). A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae. Astronomy and Astrophysics. 254: 280. Bibcode:1992A&A...254..280G.
  2. ↑ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void. 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
  3. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). «Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution». arXiv:1305.6051v1 [astro-ph.SR]. 
  4. ↑ Keenan, Philip C. (1942). Luminosities of the M-Type Variables of Small Range. Astrophysical Journal. 95: 461. Bibcode:1942ApJ....95..461K. doi:10.1086/144418.
  5. ↑ Llorente De Andres, F.; Lamers, H. J. G. L. M.; Muller, E. A. (1979). Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars - Part Two - the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars. Astronomy and Astrophysics Supplement. 38: 367. Bibcode:1979A&AS...38..367L.
  6. ↑ Zsoldos, E.; Percy, J. R. (1991). Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae. Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361). 246: 441. Bibcode:1991A&A...246..441Z.
  7. ↑ De Jager, Cornelis; Nieuwenhuijzen, Hans (1992). Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability. In ESA. 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D.
  8. ↑ Achmad, L.; Lamers, H. J. G. L. M.; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, A. M. (1992). A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae). Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361). 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A.
  9. ↑ Napiwotzki, R.; Schoenberner, D.; Wenske, V. (1993). On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry. Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361). 268: 653. Bibcode:1993A&A...268..653N.
  10. ↑ Arellano Ferro, A.; Giridhar, S.; Rojo Arellano, E. (2003). A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Vol. 39. 39: 3. Bibcode:2003RMxAA..39....3A.
  11. ↑ а б в г д De Jager, C. (1998). The yellow hypergiants. Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145—180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  12. ↑ Lobel, A; Israelian, G; de Jager, C; Musaev, F; Parker, J. W.; Mavrogiorgou, A (1998). The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae. Astronomy and Astrophysic. 330: 659—675. Bibcode:1998A&A...330..659L.Lobel, A.; Israelian, G.; De Jager, C.; Musaev, F.; Parker, J. Wm.; Mavrogiorgou, A. (1998). The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae. Astronomy and Astrophysics. 330: 659. Bibcode:1998A&A...330..659L.
  13. ↑ Lobel; Stefanik; Torres; Davis; Ilyin; Rosenbush (2003). Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae. Stars as suns : activity. 219: 903. Bibcode:2004IAUS..219..903L. {{cite journal}}: Проігноровано невідомий параметр |class= (довідка)
  14. ↑ а б 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.
  15. ↑ Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420. Astronomy and Astrophysic. 353: 163—176.Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420. Astronomy and Astrophysics. 353: 163. Bibcode:2000A&A...353..163N.
  16. ↑ Langer, N.; Norman, C. A.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Cantiello, M.; Yoon, S. -C. (2007). Pair creation supernovae at low and high redshift. Astronomy and Astrophysics. 475 (2): L19. arXiv:0708.1970. Bibcode:2007A&A...475L..19L. doi:10.1051/0004-6361:20078482.
  17. ↑ Georgy, C. (2012). Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?. Astronomy & Astrophysics. 538: L8—L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A&A...538L...8G. doi:10.1051/0004-6361/201118372.
  18. ↑ Maund, J. R.; Fraser, M.; Ergon, M.; Pastorello, A.; Smartt, S. J.; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M. -T.; Bufano, F.; Danziger, I. J.; Kotak, R.; Magill, L.; Stephens, A. W.; Valenti, S. (2011). The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51. The Astrophysical Journal. 739 (2): L37. arXiv:1106.2565. Bibcode:2011ApJ...739L..37M. doi:10.1088/2041-8205/739/2/L37.
  19. ↑ Early-time spectra of supernovae and their precursor winds The luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu. doi:10.1051/0004-6361/201424852.
  20. ↑ Smith, N.; Vink, J. S.; De Koter, A. (2004). The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump. The Astrophysical Journal. 615: 475. arXiv:astro-ph/0407202. Bibcode:2004ApJ...615..475S. doi:10.1086/424030.
  21. ↑ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco (2013). Pre-Supernova Evolution of Rotating Solar Metallicity Stars in the Mass Range 13-120M☉And Their Explosive Yields. The Astrophysical Journal. 764: 21. Bibcode:2013ApJ...764...21C. doi:10.1088/0004-637X/764/1/21.
  22. ↑ Fadeyev, Y. A. (2011). Pulsational instability of yellow hypergiants. Astronomy Letters. 37 (6): 403—413. arXiv:1102.3810. Bibcode:2011AstL...37..403F. doi:10.1134/S1063773711060016.
  23. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; García-Segura, Guillermo (1998). Reinhard E. Schielicke (ред.). Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure. Reviews in Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies. Hamburg. 11: 57. Bibcode:1998RvMA...11...57L.
  24. ↑ Dinh-v-Trung; Muller, S. B.; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. (2009). Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420. The Astrophysical Journal. 697: 409. arXiv:0903.3714. Bibcode:2009ApJ...697..409D. doi:10.1088/0004-637X/697/1/409.
  25. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A. A.; Oudmaijer, R. D.; Verhoelst, T.; Cox, N. L. J.; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula. Astronomy & Astrophysics. 534: L10. arXiv:1109.5947. Bibcode:2011A&A...534L..10L. doi:10.1051/0004-6361/201117521.
  26. ↑ Benaglia, P.; Vink, J. S.; Martí, J.; Maíz Apellániz, J.; Koribalski, B.; Crowther, P. A. (2007). Testing the predicted mass-loss bi-stability jump at radio wavelengths. Astronomy and Astrophysics. 467 (3): 1265. arXiv:astro-ph/0703577. Bibcode:2007A&A...467.1265B. doi:10.1051/0004-6361:20077139.
  27. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2013).
  28. ↑ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf‐Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. (2008).
  29. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005).
  30. ↑ а б Humphreys, R. M.; Weis, K.; Davidson, K.; Bomans, D. J.; Burggraf, B. (2014). LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS. The Astrophysical Journal. 790: 48. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Жовтий_гіпергігант&oldid=16885888