황색 초거성

Yellow supergiant

황색 초거성(YSG)은 일반적으로 스펙트럼 타입 F 또는 G의 항성으로 초거성 광도 등급(예: Ia 또는 Ib)을 갖는다.이들은 주계열성으로부터 멀리 진화하여 팽창하고 더욱 빛을 발하는 별들이다.

노란 초거성은 붉은 초거성보다 작다; 육안 예로는 폴라리스가 있다.그들 중 다수는 가변성 항성으로, 대부분 Δ 세페이 그 자체와 같은 맥동하는 세페이드들이다.

스펙트럼

황색 초거성은 일반적으로 F와 G의 스펙트럼 유형을 가지지만 때로는 늦은 A 또는 초기 K 별을 포함한다.[1][2][3]이러한 스펙트럼 유형은 등급 A에서 매우 강한 수소 라인에 의해 특징지어지며, 등급 K에서 매우 약해지거나 없을 때까지 F와 G를 통해 약화된다.Calcium H와 K 라인은 늦은 A 스펙트럼에는 존재하지만, 등급 F에는 강하며, 등급 G에는 강하며, 더 차가운 별에서는 다시 약해진다.이온화 금속 라인은 클래스 A에서 강하고, 클래스 F와 G에서 약하며, 더 차가운 별에는 없다.G급에서는 CH 분자 대역과 함께 중성 금속 선도 발견된다.[4]

슈퍼기안제는 유미성 등급 Ia와 Ib에 의한 Yerkes 스펙트럼 분류에서 확인되며, Iab과 Ia/ab과 같은 중간 물질을 사용하는 경우도 있다.이러한 점성 등급은 점성에 민감한 스펙트럼 라인을 사용하여 지정된다.역사적으로 Ca H와 K 라인 강점은 다양한 메탈 라인의 강점은 물론 노란 별에도 사용되어 왔다.[5]777.3nm 트리플t와 같은 중성 산소 라인도 광범위한 스펙트럼 유형에 걸쳐 광도에 극도로 민감하기 때문에 사용되어 왔다.[6]현대의 대기 모델은 스펙트럼 분류를 위해 모든 스펙트럼 라인 강도 및 프로파일을 정확하게 일치시킬 수도 있고, 심지어 항성의 물리적 매개변수로 직행할 수도 있지만, 실제로 조명도 등급은 여전히 표준 별과의 비교에 의해 할당된다.[4]

일부 황색 초거성 스펙트럼 표준 별:[7]

특성.

거대한 RSGC1 클러스터에는 14개의 붉은 초거성과 1개의 노란 초거성이 포함되어 있다.[8]

황색 초거성은 스펙트럼 유형에 해당하는 온도 범위가 약 4,000K에서 7,000K로 비교적 좁다.[9]이들의 발광도는 약 1,000여 개에 이르며, 가장 빛을 발하는 별은 10만 개를 넘는다.L높은 빛은 그들이 약 30에서 수백까지 태양보다 훨씬 더 크다는 것을 나타낸다☉.R☉.[10]

황색 초거성 덩어리들은 W 버진리스와 같은 별들의 태양보다 작을 때부터 20개까지 매우 다양하다.M☉ 또는 그 이상(예: V810 Centauri).해당 표면 중력(log(g) cgs)은 고질량 슈퍼기지의 경우 1~2 정도지만 저질량 슈퍼기지의 경우 0까지 낮을 수 있다.[9][11]

노란 초거성은 희귀한 별들로 붉은 초거성이나 주계열성보다 훨씬 흔하지 않다.M31(안드로메다 은하)에서는 O급 항성으로부터의 진화와 관련된 16개의 황색 초거성이 보이며, 이 중 약 2만5000개가 보인다.[12]

변동성

노란색 초거성 클래식 세페이드 변수인 델타 세페이의 광원곡선

많은 황색 초거성 물질은 온도와 조명도가 동적으로 불안정하기 때문에 불안정한 스트립이라고 알려진 HR 다이어그램의 영역에 있다.불안정 스트립에서 관측되는 대부분의 황색 초거성은 세페이드 변수로서, Δ 세페이의 이름을 따서 이름이 붙여졌으며, 세페이드 변수는 자신의 부위와 관련이 있는 잘 정의된 기간으로 맥동한다.이는 항성의 변동 기간만 알고 있는 항성의 거리를 결정하는 표준 초로 사용될 수 있다는 것을 의미한다.긴 기간의 세페이드들은 더 시원하고 더 빛난다.[13]

세페이드 변수의 두 가지 뚜렷한 유형이 확인되었는데, 세페이드 변수의 주기적 점도 관계는 고전적인 세페이드 변수는 젊은 대규모 모집단 I 별이고, 타입 II 세페이드들은 W 버진리스 변수, BL 헤르쿨리스 변수, RV 타우리 변수를 포함하여 질량이 낮은 오래된 모집단 II 별들이다.고전 세페이드들은 같은 기간의 제2형 세페이드들보다 더 빛을 발한다.[14]

R Coronarae Borealis 변수는 종종 노란색의 초기생물이지만, 그 변동성은 세페이드와는 다른 메커니즘에 의해 생성된다.불규칙한 간격으로 별 주위의 먼지 응결에 가려져 밝기가 극적으로 떨어진다.[15]

진화

5의 진화M☉ 노란색 초거성 지역을 가로지르는 파란색 루프와 포스트 AGB 트랙을 보여주는 별

초거성은 중심부의 수소를 소진시킨 후 주계열성으로부터 멀어져 진화한 별이다.노란색 초거성은 다양한 진화 단계에서 HR 다이어그램의 항성 표준 범주를 가로지르는 이질적인 항성 집단이다.

8-12보다 큰 별M☉ 중심부의 고밀도 수소가 고갈될 때까지 O급과 B급 초기의 항성으로서 몇 백만 년을 주계열성에 보낸다.그리고 나서 그들은 확장되고 냉각되어 슈퍼기지가 된다.그들은 냉각하는 동안 몇 천 년을 노란 초거성으로 보내고, 전형적으로 빨간 초거성으로 100만~4백만 년을 보낸다.초거성은 별의 1% 미만을 구성한다; 우주의 가시적인 초기 시대에서는 다른 비율이지만.비교적 짧은 단계와 물질의 집중은 이러한 별들의 희귀성을 설명한다.[16]

어떤 붉은색 슈퍼기지는 다시 식기 전에 일시적으로 다시 가열되고 노란색이 되거나 심지어 파란색의 슈퍼기지가 되는 푸른색 루프를 겪는다.항성 모델은 블루 루프가 특정한 화학적 구성과 다른 가정에 의존한다는 것을 보여주지만, 그것들은 낮은 적색 초거성 질량을 가진 별들일 가능성이 가장 높다.처음으로 냉각하는 동안 또는 충분히 확장된 파란색 루프를 수행할 때 노란색 슈퍼자이언트는 약 10일 이상의 기간을 가진 고전적 세페이드 변수로 불안정성 스트립과 맥동을 교차한다.[17][18]

중간 질량 항성은 적색 거성 분기에 도달할 때까지 아거성 분기를 따라 냉각함으로써 주계열성을 떠난다.별은 약 2개보다 더 크다.M☉ 헬륨 핵이 충분히 커서 퇴화되기 전에 핵융합을 시작한다.이 별들은 푸른 고리를 공연할 것이다.

약 5개 사이의 질량M☉ 그리고 12M☉, 파란색 루프는 1,000에 이르는 조명도에서 F 및 G 스펙트럼 유형으로 확장될 수 있다.L이 별들은 특히 맥동하는 경우 초거성 진광도를 발달시킬 수 있다☉.이 별들이 불안정한 띠를 가로지르면 그들은 단기간 세페이드로 진동할 것이다.이 별들의 푸른 고리는 약 1천만 년 동안 지속될 수 있기 때문에, 이러한 종류의 노란 초거성은 더 밝은 종류보다 더 흔하다.[19][20]

태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 주계열성을 떠난 후 퇴화된 헬륨코어가 발달하고 순식간에 헬륨을 점화시키는 적색거성 가지 끝에 올라간다.그런 다음 수평 가지에 코어 헬륨을 융합하여 광도가 너무 낮아 슈퍼기지로 간주할 수 없다.

수평 가지의 푸른 절반을 점근성 거대 가지(AGB)에 분류하기 위해 떠나는 별들은 노란색 분류를 통과하며 BL 허큘리스 변수로 펄펄 날 것이다.그러한 황색 별은 낮은 질량에도 불구하고 발광 맥동에 의해 보조되는 초거성 발광 등급이 주어질 수 있다.항성의 헬륨 용융 쉘에서 발생하는 AGB 열 펄스에서 불안정한 스트립을 가로지르는 파란색 루프가 발생할 수 있다.그러한 별들은 W 버진리스 변수로 펄펄 날 것이고, 또 다시 상대적으로 낮은 발광성 황색 초거성으로 분류될 수 있다.[14]AGB의 저질량 또는 중간 질량 별의 수소융 껍질이 표면에 가까워지면 시원한 바깥 층이 급격히 없어져 별이 뜨거워지게 되고 결국 백색 왜성이 된다.이 별들은 태양보다 질량이 낮지만, 1만 개일 수 있는 광채를 가지고 있다.L☉ 혹은 더 높이, 그래서 그들은 짧은 시간 동안 노란 슈퍼기지가 될 것이다.AGB 이후 항성은 불안정한 스트립을 통과할 때 RV Tauri 변수로 맥동한다고 믿어진다.[21]

황색 초거성 R 코로나아 보레알리스 변수의 진화 상태가 불분명하다.이들은 늦은 헬륨 쉘 플래시에 의해 재점화된 AGB 이후의 별이거나 백색 왜성 합병으로 형성될 수 있다.[22]

초신성 없이 적색 초거성 단계까지 성숙하는 초거성이 처음의 초거성이 기대된다.일부 적색 초거성 황색 초거성의 중심부가 붕괴되어 초신성을 유발할 수 있다.소수의 초신성들은 명백한 황색 초신성 조생체와 연관되어 있으며, 이는 후기 적색 초신성이 될 만큼 충분히 발광되지 않는다.만약 이것들이 확인된다면, 헬륨 핵이 여전히 있는 적당한 질량의 별들이 어떻게 노심 붕괴 초신성을 발생시키는지에 대한 설명이 반드시 발견되어야 한다.그러한 경우에 분명한 후보는 항상 어떤 형태의 이항 상호작용이다.[23]

황색초기증

주요 기사:황색 초거성

특히 발광하고 불안정한 황색 초거성은 흔히 황색 초거성이라고 불리는 별의 별도 부류로 분류된다.이것들은 대부분 후기 적색 초거성 별들로 생각되는데, 이 초거성 별들은 바깥 층의 상당 부분을 잃었고 현재 푸른 초거성 별과 울프-레이트가 되는 방향으로 진화하고 있다.[24]

참조

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