황색초거성

Yellow hypergiant
헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 세페이드 불안정 띠 위에 있는(즉, 더 밝은) 황색 초거성을 나타내는 고유 변수 유형

황색초거성(YHG)은 대기가 확장되고 분광형이 A부터 K까지이며, 초기 질량이 약 20-60 태양 질량으로 시작하여 질량의 절반까지 감소했습니다.이 별들은 절대 등급V(M)이 -9 정도로 시각적으로 가장 밝은 별들 중 하나이며, 우리 은하에서 겨우 20개, 단일 성단에 6개만 알려져 있는 가장 희귀한 별들 중 하나이기도 합니다.이들은 O형 및 B형 별과 비교하여 차가운 극대거성으로 불리기도 하며, 적색 초거성과 비교하여 따뜻한 극대거성으로 불리기도 한다.

분류

"초거성"이라는 용어는 1929년 초에 사용되었지만, 현재 [1]초거성으로 알려진 별들에 대해서는 사용되지 않았다.극대거성은 '0' 광도 등급으로 정의되며, 1970년대 [3]후반까지 극대거성으로 불리지 않았지만 등급 [2]Ia의 가장 밝은 초거성보다 밝습니다.극대거성의 또 다른 기준은 1979년 다른 고휘도 질량을 잃는 뜨거운 [4]별에 대해서도 제시되었지만, 더 차가운 별에는 적용되지 않았다.1991년 카시오페이아는 최초로 황색 [5]초거성으로 묘사되었으며, 1992년 [6]간섭계 분해능 워크숍에서 태양물리학과 천체물리학에서 논의된 새로운 종류의 발광성으로 분류될 가능성이 있다.

초거성이라는 용어의 정의는 여전히 모호하며, 광도 등급 0은 초거성을 위한 것이지만, 이들은 일반적으로 대체 광도 등급 Ia-0과+ [7]Ia에 의해 지정된다.이들의 큰 별의 광도는 뜨거운 별의 Hβ 선폭이나 차가운 별의 강한 발머 불연속 등 표면 중력에 민감한 다양한 스펙트럼 특성으로 결정됩니다.표면 중력이 낮다는 것은 종종 별이 더 크다는 것을 의미하며, 따라서 광도가 [8]더 높다는 것을 의미합니다.차가운 별에서는 777.4nm에서의 OI와 같은 관측된 산소선의 강도를 사용하여 항성 [9]광도에 대해 직접 보정할 수 있습니다.

황색초거성을 명확하게 식별하기 위해 사용되는 천체물리학적 방법 중 하나는 소위 키난-스몰린스키 기준이다.여기서 모든 흡수선은 밝은 초거성의 예상 범위를 넘어 강력하게 넓어져야 하며, 또한 상당한 질량 손실이 있다는 강력한 증거를 보여야 한다.또한 적어도 하나의 확장된 Hα 성분도 존재해야 한다.또한 매우 복잡한 Hα 프로파일을 나타낼 수 있으며, 일반적으로 흡수 [10]라인과 결합된 강한 방출 라인을 가지고 있습니다.

황색초거성의 용어는 맥락에 따라 시원한 초거성 또는 따뜻한 초거성 중 하나를 지칭하여 더욱 복잡하다.차가운 극대거성은 노란색과 빨간색 극대거성을 [11]포함하여 청색 극대거성과 LBV보다 충분히 밝고 불안정한 모든 별들을 말합니다.따뜻한 극대거성이라는 용어는 [12]LBV가 아닌 M31과 M33의 고휘도 등급 A와 F 별에 사용되었으며, 더 일반적으로 [13]노란색 극대거성에 사용되었습니다.

특성.

1933~2015년 § 카시오페이아 시광 곡선

노란색 극대거성은 불안정 띠 위의 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 상대적으로 별이 거의 발견되지 않고 일반적으로 불안정한 영역을 차지하고 있습니다.스펙트럼과 온도 범위는 각각 약 A0-K2와 4,000-8,000K이다.이 지역은 고온 쪽에서는 황색 진화 보이드에 의해 경계가 형성되어 있으며, 여기서 이 광도의 별들은 극도로 불안정해지고 심각한 질량 손실을 경험하게 됩니다."노란색 진화론적 보이드"는 노란색 극대거성과 밝은 파란색 변광성을 구분하지만, 가장 차가운 파란색 변광성의 노란색 극대거성은 약 8,000 K 부근에서 거의 같은 온도를 가질 수 있습니다.낮은 온도에서 황색초거성과 적색초거성은 명확하게 분리되지 않으며, RW 세페이(약 4,000K, 295,000)는 황색초거성과 적색초거성의 [14][15]특징을 공유하는 별의 한 예이다.

황색초거성은 200,000 이상의 광도 범위가 매우 좁습니다.L☉ (예: 212,000의 V382 CarinaeLHumphrey-Davidson 한도인 약 600,000 이하☉)L출력은 가시 범위 중앙에서 최고조에 달하며 절대 등급은 -9 또는 -9.[5]5 정도로 알려진 가장 시각적으로 밝은 별입니다☉.

그것들은 크고 다소 불안정하며 표면 중력이 매우 낮다.노란색 초거성이 표면 중력(log g)이 약 2 미만인 경우, 노란색 초거성은 약 0에 로그 g를 가집니다.또한 불규칙하게 맥동하여 온도와 밝기의 작은 변화를 일으킵니다.이로 인해 매우 높은 질량 손실률이 생성되며,[16] 성운은 별 주변에서 흔히 볼 수 있습니다.때때로 더 큰 폭발은 일시적으로 [17]별을 가릴 수 있습니다.

노란색 극대거성은 주계열에서 진화한 후 거대한 별에서 형성됩니다.관측된 대부분의 황색초거성은 적색초거성 단계를 거쳐 더 높은 온도로 다시 진화하고 있지만, 일부는 주계열에서 적색초거성으로의 짧은 첫 번째 전환에서 볼 수 있다.초기 질량이 20 미만인 초거성M☉ 적색초거성이 아직 존재하는 동안 초신성으로 폭발할 것이며, 반면 60개 이상의 질량을 가진 별들은M☉ 청색 초거성 온도 이상에서는 절대 식지 않을 것이다.정확한 질량 범위는 금속성과 [18]회전에 따라 달라집니다.처음으로 냉각되는 노란색 초거성은 최대 60개의 거대한 별일 수 있습니다.M☉ 하지만 [15]적색 초거성 이후의 별들은 초기 [19]질량의 절반 정도를 잃게 될 것이다.

화학적으로, 대부분의 황색초거성은 질소와 나트륨 그리고 다른 무거운 원소들의 강한 표면 증가를 보여줍니다.탄소와 산소는 고갈되고 헬륨은 증가하는데, 이는 주계열성 후의 예상대로이다.

진화

황색초거성은 분명히 주계열에서 벗어나서 중심핵에 있는 수소를 고갈시켰다.대부분의 황색초거성은 청색 방향으로 [14]진화하는 후홍색초거성으로 추정되며, 보다 안정적이고 덜 밝은 황색초거성은 처음으로 적색초거성으로 진화할 가능성이 높다.황색 초거성 중 가장 밝은 HD 33579가 현재 청색 초거성에서 적색 [15]초거성으로 팽창하고 있다는 강력한 화학적 및 표면 중력의 증거가 있습니다.

이 별들은 태양보다 질량이 15배 이상 크고 처음에는 뜨거운 O형 주계열성이기 때문에 두 배 이상 희귀할 뿐만 아니라 불안정한 노란색 보이드 상태에서 불과 몇 천 년을 보내기 때문에 두 배로 희귀합니다.사실, 항성 진화의 단순한 모형에서 비슷한 밝기의 적색 초거성과 비교하여 관측된 소수의 황색 극대거성조차 설명하기는 어렵습니다.가장 밝은 적색 초거성은 대기의 많은 부분을 날려버리면서 여러 개의 "파란 고리"를 만들 수 있지만, 실제로 청색 초거성 단계에 도달하지 않고, 각각은 기껏해야 몇 십 년 밖에 걸리지 않습니다.반대로, 일부 명백한 노란색 극대거성은 차가운 유사 광구 [14]내에서 가려진 "실종" LBV와 같은 뜨거운 별일 수 있습니다.

최근 청색 초거성 초신성 전구체의 발견은 또한 별이 황색 초거성 [20]단계에서 직접 폭발할 수 있는지에 대한 의문을 제기하고 있다.소수의 가능한 황색 초거성 초신성 전구체가 발견되었지만, 모두 상대적으로 질량과 광도가 낮은 것으로 보이며,[21][22] 초대거성은 아니다.SN 2013cu는 IIb형 초신성으로, 그 전조가 직접적이고 명확하게 관측되었다.그것은 헬륨과 질소가 풍부한 물질의 엄청난 질량 손실을 보여주는 약 8,000K의 진화된 별이었다.밝기는 알려지지 않았지만, 폭발의 노란색 초거성 또는 밝은 파란색 변광성만이 이러한 성질을 가질 [23]수 있습니다.

현대 모형은 질량과 회전속도가 일정 범위인 별들이 초신성으로 폭발해 다시는 청색 초거성이 되지 않을 것이라고 주장하지만, 많은 별들이 결국 황색 보이드를 통과해 저질량의 저광도 발광 청색 변광성이 되고 [24]그 이후에는 울프-레이에별이 될 가능성이 있다.구체적으로, 더 무거운 별들과 회전이나 높은 금속성 때문에 더 높은 질량 손실률을 가진 별들은 중심 [25]붕괴에 도달하기 전에 황색 초거성 단계를 넘어 더 뜨거운 온도로 진화할 것이다.

구조.

IRAS 17163-3907은 황색초거성으로 모든 황색초거성을 둘러싸고 있을 가능성이 있는 퇴출 물질을 명확하게 보여줍니다.

현재 별의 물리적 모델에 따르면, 황색 초거성은 대류 [26]구역으로 둘러싸인 복사핵으로 구성된 태양 크기의 별과 달리 복사 구역으로 둘러싸인 대류핵을 가지고 있어야 한다.황색초거성은 극도의 광도와 내부 [27]구조 때문에 높은 질량[28] 손실을 겪으며 일반적으로 방출된 물질의 외피로 둘러싸여 있습니다.발생할 수 있는 성운의 예로는 IRAS 17163-3907이 있는데, 이것은 불과 몇 [29]백 년 만에 여러 태양 질량의 물질을 방출했다.

황색초거성은 가장 밝은 적색초거성이 푸른 방향으로 진화하기 때문에 예상되는 진화 단계이지만, 다른 종류의 별을 나타낼 수도 있습니다.폭발하는 동안 LBV는 매우 조밀한 바람을 가지고 있기 때문에 기초가 되는 청색 초거성은 거의 변하지 않았지만 더 큰 차가운 별처럼 보이는 의사 광구권을 형성합니다.이들은 약 8,000K의 매우 좁은 온도 범위를 가지고 있는 것으로 관측됩니다.약 21,000K의 쌍안정성 점프에서 청색 초거성 바람은 몇 배 더 밀도가 높아지며 더 차가운 유사 광구(pseudo-photosphere)가 발생할 수 있습니다.쌍안정성 점프가 S 도라두스 불안정 띠를 가로지르는 광도 바로 아래에서 관측되는 LBV는 없지만(세페이드 불안정 띠와 혼동되지 않음), LBV는 존재하며 유사 광구 [30]때문에 노란색 극대거성으로 보인다는 이론이 있다.

기존의 황색초거성

황색 초거성 HR 5171 A, 이미지 중앙에 밝은 노란색 별처럼 보입니다.
황색 초거성 HR 5171 A를 포함한 쌍성계에 대한 아티스트의 인상

Westerlund [39]1의 경우:

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

다른 은하의 경우:

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