Перейти до вмісту

Жовтий надгігант

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Художнє зображення Везена, яскравого жовтого надгіганта класу F8Ia

Жовтий надгігант — зоря, зазвичай спектрального класу F або G, що за класом світності є надгігантом (наприклад, Ia або Ib). Така зоря вже зійшла з головної послідовності, розширилася та збільшила яскравість.

Такі зорі мали початкову масу між 10 та 40 масами сонця, хоча деякі жовті надгіганти втратили більше половини цієї маси. Зорі з меншою масою мають меншу світність і вважаються жовтими гігантами.

Зоря залишається жовтим надгігантом лише кілька тисяч років, після чого остигає, розширюється й перетворюється на червоного надгігантпа, тому жовтих надгігантів значно менше, ніж червоних надгігантів. Прикладами жовтих надгігантів, видимими неозброєним оком, є Полярна зоря, α Зайця[en], Мірфак (α Персея), δ Великого Пса та ι¹ Скорпіона[en]. Багато з них є змінними зорями, переважно цефеїдами.

Спектр

[ред. | ред. код]

Жовті надгіганти зазвичай мають спектральні класи F і G, хоча інколи до них відносять зорі пізніх підкласів класу A або ранніх підкласів класу K[1][2][3]. Ці спектральні класи характеризуються дуже сильними водневими лініями в класі A, які слабшають у класах F і G, а в класі K стають дуже слабкими або зовсім зникають. Лінії кальцію H і K присутні у пізніх спектрах класу A, але посилюються в класі F і досягають найбільшої інтенсивності в класі G, після чого знову слабшають у холодніших зорях. Лінії іонізованих металів сильні в класі A, слабші в класах F і G і відсутні в холодніших зорях. У класі G також спостерігають лінії нейтральних металів разом із молекулярними смугами CH[4].

Масивне скупчення RSGC1[en] містить 14 червоних надгігантів і один жовтий надгігант.[5]

У єкркській спектральній класифікації надгіганти належать до класів світності Ia та Ib, інколи використовують проміжні позначення, такі як Iab і Ia/ab. Ці класи світності визначають за спектральними лініями, чутливими до світності. Історично для жовтих зір використовували інтенсивність ліній кальцію H і K, а також силу різних ліній металів[6]. Також застосовують лінії нейтрального кисню, зокрема триплет 777,3 нм, оскільки вони дуже чутливі до світності в широкому діапазоні спектральних класів[7]. Сучасні моделі зоряних атмосфер дають змогу точно відтворювати всі інтенсивності та профілі спектральних ліній для визначення спектрального класу або навіть безпосередньо фізичних параметрів зорі, однак на практиці класи світності досі часто визначають шляхом порівняння зі стандартними зорями[4].

Деякі спектральні стандартні зорі класу жовтих надгігантів[8]:

Властивості

[ред. | ред. код]
Порівняння розмірів Сонця, жовтих надгігантів Полярної зорі та α Зайця[en] (Арнеб), а кількох численних червоних гігантів

Жовті надгіганти мають відносно вузький діапазон температур — приблизно від 4 000 K до 7 000 K[9]. Їхня світність починається приблизно від 1,000 L☉, а найяскравіші зорі перевищують 100,000 L☉. Висока світність свідчить, що ці зорі значно більші за Сонце — їхні радіуси становлять приблизно від 30 R☉ до кількох сотень R☉[10].

Маси жовтих надгігантів сильно різняться — від меншої за сонячну для таких зір, як W Діви, до 20 M☉ і більше (наприклад, V810 Центавра[en]). Відповідні поверхневі гравітації (log(g) у системі СГС) становлять близько 1–2 для масивних надгігантів, але можуть знижуватися до 0 для маломасивних[9][11].

Жовті надгіганти — рідкісні зорі, значно менш поширені, ніж червоні надгіганти та зорі головної послідовності. У галактиці Андромеди спостерігають 16 жовтих надгігантів, пов'язаних з еволюцією зір класу O, яких видно близько 25 000[12].

Змінність

[ред. | ред. код]
Крива блиску δ Цефея — жовтого надгіганта, класичної цефеїди

Багато жовтих надгігантів розташовані на діаграмі Герцшпрунга — Рассела в смузі нестабільності, так що їхні температури й світності роблять їх динамічно нестійкими. Більшість жовтих надгігантів у цій області є цефеїдами, названими на честь зорі δ Цефея. Вони пульсують із добре визначеними періодами, пов'язаними з їхньою світністю. Це дає змогу використовувати їх як стандартні свічки для визначення відстаней до зір, знаючи лише період змінності. Цефеїди з довшими періодами холодніші та яскравіші[13].

R Північної Корони в уяві художника

Виділяють два різні типи цефеїд, які мають різні залежності період — світність: класичні цефеїди — це молоді масивні зорі населення I; цефеїди типу II — старі зорі населення II з малою масою, до яких належать змінні типу W Діви, змінні типу BL Геркулеса та змінні типу RV Тельця. Класичні цефеїди яскравіші за цефеїди типу II з тим самим періодом[14].

Змінні типу R Північної Корони часто є жовтими надгігантами, однак їхня змінність має інший механізм, ніж у цефеїд. Через нерегулярні проміжки часу вони затемнюються внаслідок конденсації пилу навколо зорі, і їхня яскравість різко зменшується[15].

Еволюція

[ред. | ред. код]
Еволюція зорі масою 5 M☉, що демонструє блакитну петлю та еволюційний шлях зорі після асимптотичної гілки гігантів через область жовтих надгігантів

Надгіганти — це зорі, які зійшли з головної послідовності після вичерпання водню в їхніх ядрах. Жовті надгіганти становлять гетерогенну групу зір, що перетинають різні ділянки діаграми Герцшпрунга — Рассела на різних етапах своєї еволюції.

Зорі з масою понад 8–12 M☉ проводять кілька мільйонів років на головній послідовності як зорі класу O та раннього B, доки водень у їхніх ядрах не вичерпується. Після цього вони розширюються й охолоджуються, перетворюючись на надгігантів. У стані жовтого надгіганта вони перебувають лише кілька тисяч років під час охолодження, а потім зазвичай проводять від одного до чотирьох мільйонів років як червоні надгіганти[16].

Деякі червоні надгіганти проходять блакитну петлю, тимчасово нагріваючись і стаючи жовтими або навіть блакитними надгігантами перед повторним охолодженням. Моделі зоряної еволюції показують, що блакитні петлі залежать від хімічного складу та інших припущень, але найімовірніші для зір із відносно малою масою серед червоних надгігантів. Під час першого охолодження або за достатньо протяжної блакитної петлі жовті надгіганти перетинають смугу нестійкості й пульсують як класичні цефеїди з періодами близько десяти діб і більше[17][18].

Зорі проміжних мас залишають головну послідовність, охолоджуючись уздовж гілки субгігантів, доки не досягнуть гілки червоних гігантів. У зір масою понад приблизно 2 M☉ формується достатньо велике гелієве ядро, у якому починається термоядерний синтез ще до виродження речовини. Такі зорі проходять блакитну петлю.

Для мас у межах приблизно від 5 M☉ до 12 M☉ блакитна петля може простягатися до спектральних класів F і G за світностей до 1,000 L☉. Такі зорі можуть набувати класу світності надгігантів, особливо якщо вони пульсують. Коли вони перетинають смугу нестійкості, то пульсують як короткоперіодичні цефеїди. Блакитні петлі в цих зорях можуть тривати близько 10 мільйонів років, тому цей тип жовтих надгігантів трапляється частіше, ніж яскравіші їхні типи[19][20].

Зорі з масами, подібними до сонячної, після сходження з головної послідовності формують вироджені гелієві ядра й піднімаються до вершини гілки червоних гігантів, де відбувається гелієвий спалах. Після цього вони здійснюють термоядерний синтез гелію в ядрі на горизонтальній гілці із замалими світностями, щоб вважати їх надгігантами.

Зорі, що залишають блакитну частину горизонтальної гілки й переходять до асимптотичної гілки гігантів, проходять через жовті спектральні класи й пульсують як змінні типу BL Геркулеса. Такі жовті зорі можуть отримувати клас світності надгігантів попри свою малу масу, що компенсується високою світністю через пульсації. На стадії асимптотичної гілки гігантів теплові імпульси в оболонці, де відбувається синтез гелію, можуть спричиняти блакитну петлю через смугу нестійкості. Такі зорі пульсують як змінні типу W Діви і знову можуть класифікуватися як жовті надгіганти відносно низької світності[14]. Коли в зорі малої або проміжної маси на стадії асимптотичної гілки гігантів оболонка, у якій відбувається горіння водню, наближається до поверхні, зоря швидко втрачає холодні зовнішні шари, унаслідок цього нагрівається й зрештою стає білим карликом. Такі зорі мають маси, менші за сонячну, але їхня світність може досягати 10,000 L☉ або більше, тому вони на короткий час стають жовтими надгігантами. Вважають, що зорі після асимптотичної гілки гігантів під час проходження через смугу нестійкості пульсують як змінні типу RV Тельця[21].

Еволюційний статус жовтих надгігантів типу R Північної Корони залишається неясним. Вони можуть бути зорями після асимптотичної гілки гігантів, в яких повторно запустився процес горіння гелію через пізній спалах в оболонці, або ж утворюватися внаслідок злиття зір — білих карликів[22].

Очікується, що жовті надгіганти, які вперше досягають цієї стадії, еволюціонують у червоні надгіганти без вибуху наднової. Ядра деяких жовтих надгігантів після стадії червоного надгіганта можуть колапсувати й спричиняти наднову. Відомо кілька наднових, пов'язаних з імовірними попередниками — жовтими надгігантами, світність яких замала, щоб вони були нащадками червоних надгігантів. Якщо це підтвердиться, потрібно пояснити, як у зорі помірної маси з гелієвим ядром може статися колапс ядра. Найімовірніше пояснення в таких випадках — різні форми взаємодії в подвійних системах[23].

Китайські астрономи II/I століття до н. е. описували червоний надгігант Бетельгейзе як жовту зорю, що може свідчити про те, що тоді він був жовтим надгігантом[24][25].

Жовті гіпергіганти

[ред. | ред. код]

Особливо яскраві та нестійкі жовті надгіганти часто виділяють в окремий клас — жовті гіпергіганти. Вважають, що здебільшого це зорі після стадії червоного надгіганта — дуже масивні об'єкти, які втратили значну частину своїх зовнішніх оболонок і тепер еволюціонують у напрямку до блакитних надгігантів і зір Вольфа — Рає[26].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  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. S2CID 119160120.
  4. 1 2 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.
  5. ↑ 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. S2CID 18241900.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Garcia, B. (1989). A list of MK standard stars. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
  9. 1 2 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.
  10. ↑ Burki, G. (1978). The semi-period-luminosity-color relation for supergiant stars. Astronomy and Astrophysics. 65: 357. Bibcode:1978A&A....65..357B.
  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. S2CID 16955101.
  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. S2CID 14316644.
  14. 1 2 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ Bibcode: 2011BSRSL..80..266M
  18. ↑ Georges Meynet; Sylvia Ekström; André Maeder; Patrick Eggenberger; Hideyuki Saio; Vincent Chomienne; Lionel Haemmerlé (2013). Models of rotating massive stars: Impacts of various prescriptions. arXiv:1301.2487v1 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: |arxiv= є обов'язковим параметром (довідка)
  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. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 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). 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. S2CID 14566232.
  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. S2CID 12061197.
  23. ↑ Kotak R., Fraser M., Benetti S. et al. THE TYPE IIb SUPERNOVA 2011dh FROM A SUPERGIANT PROGENITOR // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2012. — Vol. 757, Iss. 1. — P. 31. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/757/1/31 — arXiv:1207.5975
  24. ↑ Ancient Chinese suggest Betelgeuse is a young star. New Scientist. Т. 92, № 1276. Reed Business Information. 22 жовтня 1981. с. 238.
  25. ↑ Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, D L; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (Жовтень 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.
  26. ↑ 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:2060/20010083764.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Жовтий_надгігант&oldid=47921600