Жолт суперџин

Жолта суперџин ( YSG ) е ѕвезда, генерално од спектрален тип F или G, со класа на суперџинска сјајност (на пр. Ia или Ib). Тие се ѕвезди кои еволуирале далеку од главната низа, се шират и стануваат посјајни.

Херцшпрунг-Раселов дијаграм

Спектрален тип

Кафеави џуџиња

Бели џуџиња

Црвени џуџиња

Подџуџиња

Главна низа
(„џуџиња“)

Подџинови

Џинови

Сјајни џинови

Суперџинови

Хиперџинови

апсол.
вели-
чина
(M_V)

Жолтите суперџинови се пожешки и помали од црвените суперџинови. Ова може да се покаже преку примери кои се гледаат со голо око како ѕвездите: Северница, Алфа Лепорис, Мирфак, Делта Големо Куче и Јота¹ Скорпии . Многу од нив се променливи ѕвезди, главно пулсирачки кефеиди како што е самиот δ Кефеј .

Спектар

Жолтите суперџинови генерално имаат спектрални типови F и G, иако понекогаш се вклучени доцните А или раните К ѕвезди.^[1][2][3] Овие спектрални типови се карактеризираат со водородни линии кои се многу силни во класата А, ослабнати низ F и G а не се толку слаби или отсутни во класата K. Калциумовите линии H и K се присутни во доцните А спектри, но посилни во класата F, и најсилниот во класата G, пред повторно да ослабнат што е слуачај кај поладните ѕвезди. Линиите на јонизирани метали се силни во класата А, послаби во класата F и G и отсутни од поладните ѕвезди. Во класата G се среќаваат и неутрални метални линии, заедно со молекуларните ленти на CH. Суперџиновите се идентификувани во спектралната класификација на Јеркис по класите на сјајност Ia и Ib, при што понекогаш се користат посредници како што се Iab и Ia/ab. Овие класи на осветленост се доделуваат со помош на спектрални линии кои се чувствителни на сјајност. Историски гледано, јачината на линиите Ca H и K се користеле за жолтите ѕвезди, како и јачината на различни метални линии.^[4] Неутралните линии на кислород, како што е 777.3 nm триплет, исто така се користеле бидејќи се исклучително чувствителни на сјајност низ широк опсег на спектрални типови.^[5] Модерните атмосферски модели можат прецизно да ги согледаат сите јачини и профили на спектралните линии за да дадат спектрална класификација, или директно да дадат информации за физичките параметри на ѕвездата. Но и покрај ова,во пракса класите на сјајност сè уште најчесто се одредува користејќи ја споредбата со стандардните ѕвезди.^[6]

Некои жолти суперџинови - спектрално стандардни ѕвезди:^[7]

• F0 Ib: α Зајак
• F2 Ib: 89 Херкул
• F5 Ib: α Персеј
• F8 Ia: δ Големо Куче
• G0 Ib: μ Персеј
• G2 Ib: α Водолија
• G5 Ib: 9 Пегаз
• G8 Ib: ε Близнаци

Својства

Масивниот кластер RSGC1 содржи 14 црвени суперџинови и еден жолт суперџин.^[8]

Жолтите суперџинови имаат релативно тесен опсег на температури што одговара на нивните спектрални типови, од околу 4.000 К до 7.000 К. Нивната осветленост се движи од околу 1,000 (сончева сјајност) L_☉ нагоре, со најсветлечки ѕвезди кои надминуваат 100,000 L_☉ . Нивната голема луминозност покажува дека тие се многу поголеми од сонцето, од околу 30 (сончев полупречник) R_☉ до неколку илјади сончев полупречник .^[9]

Масата на жолтите суперџинови варираат многу, од помалку од сонцето за ѕвездите како што е W Девица до 20 (сончеви маси) M_☉ или повеќе (на пр. V810 Кентаури ). Соодветните површински гравитации (log(g) cgs) се околу 1-2 за суперџинови со голема маса, но може да бидат ниски и до 0 за суперџинови со мала маса.^[10][11]

Жолтите суперџинови се ретки ѕвезди, многу поретки од црвените суперџинови и ѕвездите од главната низа . Во М31 (галаксијата Андромеда), 16 жолти суперџинови се забележани поврзани со еволуцијата од ѕвездите од класата О, од кои има околу 25.000 видливи.^[12]

Варијабилност

Светлосна крива на Делта Кефеј, жолта суперџинска класична кефеидна променлива

Многу жолти суперџинови се наоѓаат во регионот на ХР дијаграмот познат како лента на нестабилност бидејќи нивните температури и сјајност предизвикуваат да бидат динамички нестабилни. Повеќето жолти суперџинови забележани во лентата за нестабилност се кефеиди променливи, именувани по δ Кефеј, кои пулсираат со добро дефинирани периоди кои се поврзани со нивната сјајност. Ова значи дека тие можат да се користат како стандардни свеќи за одредување на растојанието на ѕвездите знаејќи го само нивниот период на променливост. Кефеидите со подолги периоди се поладни и посјајни.^[13]

Идентификувани се два различни типа на кефеиди променливи, кои имаат различнен однос период-сјајност : Класичните цефеиди променливи се млади масивни ѕвезди од населението I ; Кефеидите од типот II се ѕвезди од постарата население II со мала маса, вклучувајќи ги променливите W Девици, променливите BL Херкул и променливите RV Tаури . Класичните кефеиди се посјајни од кефеидите од типот II со ист период.

Променливите R Coronae Borealis се често жолти суперџинови, но нивната варијабилност се создава со различен механизам од Kефеидите. Во неправилни интервали, тие се заматуваат со кондензација на прашина околу ѕвездата и нивната светлина драстично опаѓа.^[14]

Еволуција

Еволуција на 5 M_☉Ѕвезда , која покажува сина јамка и пост-AGB патека низ регионот на жолтиот суперџин

Суперџиновите се ѕвезди кои успеале да еволуираат далеку од главната низа откако го исцрпиле целиот водородот од нивните јадра. Жолтите суперџинови се хетерогена група на ѕвезди кои ги преминуваат стандардните категории на ѕвезди во дијаграмот на Херцшпрунг и Расел во различни фази од нивната еволуција.

Ѕвезди помасивни од 8–12 M_☉ поминуваат неколку милиони години на главната низа како ѕвезди од класата О и раните Б додека густиот водород во нивните јадра не се исцрпи. Потоа се шират и ладат за да станат суперџинови. Тие поминуваат неколку илјади години како жолт суперџин додека се ладат, а во наредниот период од еден до четири милиони години најчесто се црвен суперџин. Суперџиновите сочинуваат помалку од 1% од ѕвездите. Ова се објаснува со нивните кратки фази како и концентрацијата на материјата на овие ѕвезди.^[15]

Некогаш се случува црвени суперџинови да се подложни на сина јамка, односно тие привремено повторно се загреваат и стануваат жолти или дури понекогаш сини суперџинови пред повторно да се изладат. Ѕвездените модели покажуваат дека сините јамки се потпираат на одредени хемиски состави, но најверојатно ова се однесува на ѕвезди со мала црвена суперџинска маса. Додека се ладат за прв пат или кога имаат доволно продолжена сина јамка, жолтите суперџинови ќе ја преминат лентата за нестабилност и ќе пулсираат како класични променливи кефеиди во периоди околу десет дена, а во некои случаи и подолго.^[16][17]

Ѕвездите со средна маса ја напуштаат главната низа со ладење долж гранката на подџинот додека не стигнат до гранката на црвениот џин . Ѕвезди помасивни од околу 2 M_☉ имаат доволно големо јадро на хелиум што почнува да се спојува пред да стане изродено. Овие ѕвезди ќе изведат сина јамка.

За маси помеѓу околу 5 M_☉ и 12 M_☉ , сината јамка може да се прошири до спектралните типови F и G при осветленост кои достигнуваат 1,000 L_☉ . Овие ѕвезди може да развијат класа на суперџинска сјајност, особено ако се пулсирачки. Кога овие ѕвезди ќе ја преминат лентата на нестабилност, тие ќе пулсираат како кратки кефеиди. Сините јамки во овие ѕвезди можат да траат околу 10 милиони години, така што овој тип на жолт суперџин е почест од посјајните типови.^[18][19]

Ѕвездите со маси слични на Сонцето развиваат изродени хелиумски јадра откако ќе ја напуштат главната низа и ќе се искачат до врвот на гранката на црвениот џин каде што ќе го запалат хелиумот на блиц . Тие потоа го спојуваат јадрото на хелиумот на хоризонталната гранка со премногу ниски сјајности за да се сметаат за суперџинови.

Ѕвездите што ја напуштаат сината половина од хоризонталната гранка за да се класифицираат во асимптотичната џиновска гранка (AGB) поминуваат низ жолтите класификации и ќе пулсираат како променливи BL Херкул . На таквите жолти ѕвезди може да им се даде класа на суперџинска сјајност и покрај нивните мали маси, но тие се потпомогнати од прозрачна пулсација. Во AGB термалните импулси од обвивката на ѕвездите што се спојува со хелиум може да предизвикаат сина јамка низ лентата за нестабилност. Таквите ѕвезди ќе пулсираат како променливи W Девици и повторно може да се класифицираат како жолти суперџинови со релативно мала сјајност.^[20] Кога обвивката што се спојува со водород на ѕвезда со мала или средна маса на AGB се приближува до нејзината површина, студените надворешни слоеви брзо се губат, што предизвикува ѕвездата да се загрева, на крајот да стане бело џуџе . Овие ѕвезди имаат маси помали од Сонцето, но сјајност што може да биде 10,000 L_☉ или повисоко, така што тие ќе станат жолти суперџинови за кратко време. Се верува дека пост-AGB ѕвездите пулсираат како променливи RV Таури кога ќе ја преминат лентата на нестабилност.^[21]

Еволутивниот статус на жолтите суперџински променливи R Coronae Borealis е нејасен. Тие може да се пост-AGB ѕвезди кои повторно се разгоруваат со доцна хелиумска обвивка или може да се формираат од спојување на бело џуџе.^[22]

Се очекува дека првпат жолтите суперџинови созреваат до фазата на црвениот суперџин без никаква супернова. Јадрата на некои пост-црвени суперџинови жолти суперџинови може да пропаднат и да предизвикаат супернова. Неколку супернови се поврзани со очигледни жолти суперџиновски предци кои не се доволно светли за да бидат пост-црвени суперџинови. Ако ова се потврди, тогаш мора да се најде објаснување за тоа како ѕвезда со умерена маса, во која сè уште има јадро на хелиум, би предизвикала супернова со колапс на јадрото. Едно очигледно решение во таков случај е секогаш некаква форма на бинарна интеракција.^[23]

Врз основа на извештаите од кинеските астрономи во 2/1 век п.н.е. , црвениот суперџин Бетелгез бил опишан како жолт, што укажува дека можеби бил жолт суперџин во тоа време.^[24]

Жолти хипергиганти

Посебна класа на ѕвезди се жолтите суперџинови кои всушност се светлечките и нестабилни жолти суперџинови. За нив во најголем дел од случаите се смета дека се пост-црвени суперџинови, многу масивни ѕвезди кои притоа изгубиле значителен дел од нивните надворешни слоеви и сега се на својот еволутивен пат да станат сини суперџинови и Волф-Рајевови ѕвезди .^{[25] [26]}