Войти
внутренних типов переменных на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, показывающей Желтые гипергиганты над (т.е. более яркими, чем) полосу нестабильности цефеиды A желтый гипергигант (YHG ) - массивная звезда с протяженной атмосферой, спектральным классом от A до K и, начиная с начальной массы около 20 –60 масса Солнца потеряла почти половину этой массы. Они являются одними из самых ярких звезд с абсолютной величиной (MV) около −9, но также являются одними из самых редких: всего 15 звезд в Млечном Пути и шесть из них всего в единый кластер. Иногда их называют холодными гипергигантами по сравнению со звездами O- и B-типов, а иногда и теплыми гипергигантами по сравнению с красными сверхгигантами.
Термин «гипергигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезды, известные 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 сильно светящихся горячих звезд с потерей массы, но не был применен к более холодным звездам. В 1991 году Rho Cassiopeiae был первым, кто был описан как желтый гипергигант, который, вероятно, был сгруппирован как новый класс 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 у более холодных звезд. Более низкая поверхностная сила тяжести часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, более высокую светимость. В более холодных звездах сила наблюдаемых линий кислорода, 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 метод Кинан -Критерий Смолинского. Здесь все линии поглощения должны быть сильно уширены, сверх тех, которые ожидаются от ярких сверхгигантских звезд, 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, как правило, с сильными линиями излучения 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 в более общем смысле для желтых гипергигантов.
Визуальная кривая блеска для ρ Cassiopeiae с 1933 по 2015 гг. Желтые гипергиганты занимают область диаграммы Герцшпрунга – Рассела выше полосы нестабильности, области, где встречается относительно мало звезд и где эти звезды обычно нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют примерно A0-K2 и 4000–8000K соответственно. Со стороны высоких температур область ограничена Желтой эволюционной пустотой, где звезды этой 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. На нижней границе температуры желтые гипергиганты и красные сверхгиганты четко не разделены; RW Cephei (примерно 4000 K, 295000 L☉ ) - пример звезды, которая имеет общие характеристики как желтых гипергигантов, так и красных сверхгигантов.
Желтые гипергиганты имеют довольно узкий диапазон светимости выше 200000 L☉(например, V382 Carinae при 212000 L☉) и ниже предела Хамфри-Дэвидсона примерно на 600000 L☉. С их максимальной яркостью в середине видимого диапазона, это самые яркие из известных звезд с абсолютной величиной около -9 или -9,5.
Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной силой тяжести. Если желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, то желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они неравномерно пульсируют, вызывая небольшие колебания температуры и яркости. Это приводит к очень высоким темпам потери массы, а туманности - обычное явление для звезд. Случайные 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 M☉взорвутся как сверхновые, оставаясь красными сверхгигантами, в то время как звезды с массой более 60 M☉никогда не будут остывать выше температур голубых сверхгигантов. Точные диапазоны масс зависят от металличности и вращения. Желтые сверхгиганты, охлаждающиеся впервые, могут быть массивными звездами размером до 60 M☉или более, но звезды после появления красных сверхгигантов потеряют около половины своей начальной массы.
С химической точки зрения большинство желтых гипергигантов имеют прочную поверхность. усиление содержания азота, а также натрия и некоторых других тяжелых элементов. Углерод и кислород истощены, а гелий увеличен, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.
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 являются очень массивными, изначально горячими звездами главной последовательности класса O, более чем в 15 раз массивнее Солнца, но 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 яркие красные сверхгиганты могут совершать несколько «синих петель», сбрасывая большую часть своей атмосферы, но на самом деле 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 сцены желтого гипергиганта. Было обнаружено несколько возможных предшественников желтых сверхгигантов сверхновых, но все они, похоже, имеют относительно низкую массу и светимость, а не гипергиганты. является сверхновой 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, никогда не становясь снова голубыми сверхгигантами, но многие из них в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут маломассивными с низкой светимостью светящимися синими переменными и, возможно, звездами Вольфа-Райе после этого. 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.
IRAS 17163-3907 желтый гипергигант, на котором четко виден изгнанный материал, который, вероятно, окружает все желтые гипергиганты. Согласно текущим физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окруженным излучательной 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 образовавшихся туманностей является IRAS 17163-3907, известное как Жареное яйцо, которое всего за несколько сотен лет выбросило несколько солнечных масс вещества.
Желтый гипергигант - ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты развиваются в сторону голубых берегов, 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 холодная звезда, несмотря на то, что лежащий под ней синий сверхгигант практически не изменился. Наблюдается, что они имеют очень узкий диапазон температур около 8000 К. При скачке бистабильности, который происходит около 21000К, голубые 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 нестабильности цефеид ), но предполагается, что они существуют. и выглядят как желтые гипергиганты из-за их псевдофотосферы.
Желтый гипергигант HR 5171 A, видимый как ярко-желтая звезда в центре изображения. 
Играть media Впечатление художника о бинарной системе, содержащей желтый гипергигант HR 5171 AIn Вестерлунд 1 :
В других галактиках:
