Желтый гипергигант - Yellow hypergiant

Типы внутренних переменных на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, показывающей Желтые гипергиганты над полосой нестабильности цефеид (т.е. более яркими, чем)

Желтого гипергигант ( YHG ) представляет собой массивный звезда с расширенной атмосферой , в спектральном классе от А до К, и, начиная с начальной массой около 20-60 масс Солнца , потерял столько , сколько половина этой массы. Они являются одними из самых ярких звезд с абсолютной величиной (M _V ) около -9, но также являются одними из самых редких: в Млечном Пути известно всего 15 звезд, а шесть из них находятся в одном скоплении . Иногда их называют холодными гипергигантами по сравнению со звездами O- и B-типов, а иногда - теплыми гипергигантами по сравнению с красными сверхгигантами .

Классификация

Термин «гипергигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезд, известных в настоящее время как гипергиганты. Гипергиганты определяются их классом светимости «0» и имеют более высокую светимость, чем самые яркие сверхгиганты класса Ia, хотя они не назывались гипергигантами до конца 1970-х годов. Другой критерий гипергигантов был также предложен в 1979 году для некоторых других очень ярких, теряющих массу горячих звезд, но не применялся к более холодным звездам. В 1991 году Ро Кассиопеи были первыми, кто был описан как желтый гипергигант, который, вероятно, был отнесен к новому классу светящихся звезд во время дискуссий на семинаре по физике и астрофизике Солнца на семинаре по интерферометрическому разрешению в 1992 году.

Определение термина гипергигант остается расплывчатым, и хотя класс светимости 0 предназначен для гипергигантов, они чаще обозначаются альтернативными классами светимости Ia-0 и Ia ⁺ . Их большая звездная светимость определяется по различным спектральным характеристикам, чувствительным к поверхностной гравитации, таким как ширина линии Hβ у горячих звезд или сильный бальмеровский разрыв в более холодных звездах. Более низкая поверхностная гравитация часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, более высокую светимость. В более холодных звездах сила наблюдаемых кислородных линий, таких как OI на 777,4 нм, может использоваться для прямой калибровки по светимости звезды.

Одним из астрофизических методов, используемых для окончательной идентификации желтых гипергигантов, является так называемый критерий Кинана-Смолинского . Здесь все линии поглощения должны быть сильно уширены, по сравнению с теми, которые ожидаются от ярких звезд- сверхгигантов , а также должны иметь убедительные доказательства значительной потери массы. Кроме того, также должен присутствовать по крайней мере один уширенный компонент Hα . Они также могут отображать очень сложные профили Hα, обычно с сильными эмиссионными линиями в сочетании с линиями поглощения.

Терминология желтых гипергигантов дополнительно усложняется тем, что их называют холодными или теплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодные гипергиганты относятся ко всем достаточно ярким и нестабильным звездам, более холодным, чем голубые гипергиганты и LBV , включая как желтые, так и красные гипергиганты. Термин теплые гипергиганты использовался для очень ярких звезд класса A и F в M31 и M33, которые не являются LBV, а также для желтых гипергигантов в более общем смысле.

Характеристики

Визуальная кривая блеска ρ Cassiopeiae с 1933 по 2015 гг.

Желтые гипергиганты занимают область диаграммы Герцшпрунга – Рассела над полосой нестабильности , область, где встречается относительно немного звезд и где эти звезды обычно нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют примерно A0-K2 и 4,000-8,000K соответственно. Со стороны высоких температур область ограничена Желтой эволюционной пустотой, где звезды такой яркости становятся крайне нестабильными и испытывают серьезную потерю массы. «Желтая эволюционная пустота» отделяет желтых гипергигантов от светящихся синих переменных, хотя желтые гипергиганты в самых горячих и светящиеся синие переменные в самых холодных могут иметь примерно одинаковую температуру около 8000 К. При нижней границе температуры желтые гипергиганты и красные сверхгиганты не являются четко выраженными. отделены; RW Цефея (примерно 4000 К, 295000 л _☉ ) является примером звезды , которая разделяет характеристики обоих желтых гипергигантов и красных сверхгигантов.

Желтые гипергигантов имеют довольно узкий диапазон яркостей выше 200000 л _☉ (например , V382 Киля на 212,000 L _☉ ) и ниже предела Humphrey-Davidson на около 600000 L _☉ . С их максимальной яркостью в середине видимого диапазона, это самые яркие звезды, известные с абсолютной звездной величиной около -9 или -9,5.

Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной плотностью. Если желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, то желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они нерегулярно пульсируют, вызывая небольшие колебания температуры и яркости. Это приводит к очень высоким темпам потери массы, а туманности - обычное явление для звезд. Иногда более крупные вспышки могут временно скрыть звезды.

Желтые гипергиганты образуются из массивных звезд после того, как они отошли от главной последовательности. Большинство наблюдаемых желтых гипергигантов прошли через фазу красных сверхгигантов и снова эволюционируют в сторону более высоких температур, но некоторые из них видны при кратком первом переходе от главной последовательности к красному сверхгиганту. Сверхгиганты с начальной массой менее 20 М _☉ взорвутся как сверхновые в тот же время красных сверхгигантов, в то время как звезды более массивные , чем около 60 М _☉ никогда не будут охлаждаться за голубые сверхгиганты температур. Точные диапазоны масс зависят от металличности и вращения. Желтые сверхгиганты, охлаждающиеся впервые, могут быть массивными звездами до 60 M _☉ или более, но звезды после красных сверхгигантов потеряют примерно половину своей начальной массы.

Химически большинство желтых гипергигантов демонстрируют сильное увеличение поверхности азота, а также натрия и некоторых других тяжелых элементов . Углерод и кислород истощаются, а гелий увеличивается, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.

Эволюция

Желтые гипергиганты явно вышли из основной последовательности и, таким образом, истощили водород в своих ядрах. Постулируется, что большинство желтых гипергигантов - это пост- красные сверхгиганты, эволюционирующие в голубую сторону, в то время как более стабильные и менее светящиеся желтые сверхгиганты, вероятно, впервые эволюционируют в красные сверхгиганты. Существуют сильные химические и поверхностные доказательства того, что самый яркий из желтых сверхгигантов, HD 33579 , в настоящее время расширяется из голубого сверхгиганта в красный сверхгигант.

Эти звезды вдвойне редки, потому что они очень массивные, изначально горячие звезды главной последовательности класса O, более чем в 15 раз массивнее Солнца, а также потому, что они проводят всего несколько тысяч лет в фазе нестабильной желтой пустоты в своей жизни. . Фактически, трудно объяснить даже небольшое количество наблюдаемых желтых гипергигантов по сравнению с красными сверхгигантами сопоставимой светимости с помощью простых моделей звездной эволюции. Самые светящиеся красные сверхгиганты могут выполнять несколько «синих петель», сбрасывая большую часть своей атмосферы, но фактически никогда не достигая стадии синего сверхгиганта, причем каждый из них занимает самое большее несколько десятилетий. И наоборот, некоторые кажущиеся желтые гипергиганты могут быть более горячими звездами, например, «отсутствующие» LBV, замаскированные в холодной псевдофотосфере.

Недавние открытия голубых сверхгигантов-прародителей сверхновых также подняли вопрос о том, могут ли звезды взорваться прямо со стадии желтого гипергиганта. Было обнаружено несколько возможных предшественников желтых сверхгигантов сверхновых, но все они, похоже, имеют относительно низкую массу и светимость, а не гипергиганты. SN 2013cu - сверхновая типа IIb, предшественник которой был непосредственно и четко изучен. Это была эволюционировавшая звезда около 8000 К, показывающая резкую потерю массы материала, обогащенного гелием и азотом. Хотя светимость неизвестна, только желтый гипергигант или светящаяся синяя переменная во вспышке будет обладать этими свойствами.

Современные модели предполагают, что звезды с определенным диапазоном масс и скоростей вращения могут взорваться как сверхновые, не становясь снова голубыми сверхгигантами, но многие из них в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут светящимися синими переменными малой массы с низкой светимостью и, возможно, Wolf– После этого Райе снимается . В частности, более массивные звезды и звезды с более высокими темпами потери массы из-за вращения или высокой металличности будут эволюционировать за пределы стадии желтого гипергиганта до более высоких температур, прежде чем достигнут коллапса ядра.

Состав

IRAS 17163-3907 - желтый гипергигант, на котором четко виден изгнанный материал, который, вероятно, окружает всех желтых гипергигантов.

Согласно современным физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окруженным радиационной зоной, в отличие от звезды размером с Солнце, которая состоит из радиационного ядра, окруженного конвективной зоной . Из-за своей чрезвычайной яркости и внутренней структуры желтые гипергиганты сильно теряют массу и обычно окружены оболочками из выброшенного материала. Примером туманностей, которые могут возникнуть в результате, является IRAS 17163-3907 , известный как жареное яйцо, которое изгнало несколько солнечных масс всего за несколько сотен лет.

Желтый гипергигант - ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты развиваются в сторону голубых сторон, но они также могут представлять собой звезды другого типа. У LBV во время извержения дуют такие плотные ветры, что они образуют псевдофотосферу, которая выглядит как более крупная более холодная звезда, несмотря на то, что находящийся под ней голубой сверхгигант практически не изменился. У них очень узкий диапазон температур около 8000 К. При скачке бистабильности, который происходит около 21000К, синие сверхгигантские ветры становятся в несколько раз плотнее и могут привести к еще более холодной псевдофотосфере. LBV не наблюдаются непосредственно ниже светимости, где скачок бистабильности пересекает полосу нестабильности S Doradus (не путать с полосой неустойчивости цефеид ), но предполагается, что они действительно существуют и выглядят как желтые гипергиганты из-за их псевдофотосферы.