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維基百科:臺灣教育專案/臺大物理系服務學習/113-1/黃超巨星

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明亮的黃超巨星，弧矢一，光譜為F8Ia

黃超巨星（英語：yellow supergiant，縮寫為「YSG」）是光譜類型為F或G的超巨星[1]，這一類型恆星的初始質量介於10至40 M☉之間，為已經演化離開主序帶的天體。這種恆星光度比紅超巨星更高，相應的有著較小的半徑，肉眼可見的例子有勾陳一（現北極星）、天兔座α、弧矢一、天船三、尾宿六。許多的黃超巨星為變星，且多半為造父變星，其中最具代表性的例子為造父一。

光譜

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黃超巨星大部分落在光譜F到G的範圍，偶爾會落在晚期A和早期K[2][3][4]。從晚期A到早期K的幾個重要的特徵為：氫的譜線沿著晚期A到早期K的方向不斷減弱；夫朗和斐譜線從晚期A開始增強，到G型時達最強，隨後開始減弱；而游離金屬譜線的光譜在A型時最強，在F型和G型中減弱，並在更冷的光譜分類中消失。在G型的黃超巨星中，也能檢測到中性金屬以及碳氫的分子鍵結[5]。

超巨星在現行恆星光譜分類的MK系統中屬於Ia或Ib的範疇，或者偶爾遇到難以分類的情形時會使用諸如Iab或Ia/ab等折衷分類。這種光度等級之間是透過對光度較敏感的譜線進行區分的。在歷史上，有夫朗和斐譜線、電離金屬譜線等被用來當作判斷標準[6]，其中，中性氧的光譜（如777.3nm三重態光譜）對恆星的光度極為敏感，且適用的光度範圍很廣，故也被採用[7]。現代的恆星大氣模型可以透過準確比對恆星光譜並進行分類，甚至還可以推算出恆星的物理參數，但在實際操作中，通常還是透過與標準星的光譜比較來確定一顆恆星的光譜分類[5]。

以下黃超巨星標準星的例子：[8]

特性

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紅超巨星團1是一個巨大的星團，裡面有14顆紅超巨星和1顆黃超巨星[9]。

黃超巨星的光譜分類範圍對應到的表面溫度範圍較窄，大約落在4000K到7000K[10]的範圍；而光度範圍可以從1000 L☉到超過105 L☉。與太陽相去不遠的表面溫度，以及比太陽高得多的表面溫度，也代表其半徑明顯大於太陽，從大約30 R☉到數百 R☉不等[11]；且黃超巨星的質量差距可以很大，從質量小於太陽（如室女座W（英語：W Virginis））到超過20 M☉（如半人馬座V810皆有）。故從其質量與半徑可以推算出，大質量黃超巨星的表面重力Log(g)值落在1~2之間，而質量較小者的Log(g)值則可以低到0[10][12]。

黃超巨星為非常稀有的恆星種類，比紅超巨星和主序星等等稀有的多。在仙女座星系中，有16顆黃超巨星被視為O型主序星演化的結果，而O型主序星大約只觀測到了25000顆[13]。

變異性

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主條目：造父變星和北冕座R型變星
 
造父一的光變曲線。該恆星為造父變星的經典例子。

很多黃超巨星落在赫羅圖上稱為「不穩定帶」的範圍內，該範圍內的溫度與光度剛好使恆星出現不穩定的脈動。落在不穩定帶中的黃超巨星通常為造父變星，命名典故為造父一，這類恆星的特點為其光度越高，脈動的週期就越長，有著明確的周光關係，只要測量出它們的脈動週期就可以推算出其光度，故可以作為測量距離用的標準燭光。另外，光度越高的造父變星，表面溫度也越低[14]。

造父變星根據周光關係的不同又可以分為兩種子分類：第一種為經典造父變星，為年輕的大質量第一星族星；另一種為第二型造父變星，為質量較小且年老的第二星族星，其中又包含室女座W型變星、武仙座BL型變星（英語：BL Herculis variable）和金牛座RV型變星。在週期相同的情況下，經典造父變星的光度會高於第二型造父變星[15]。

北冕座R型變星也常常被歸類為黃超巨星，但是它們光度變化的機制與造父變星不同。它們每隔一段不規律的時間就會突然被自身周遭的粉塵遮蔽導致短暫的光度下降。[16]

演化

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圖為5 M☉的演化, 圖中顯示了經過黃超巨星範圍的藍迴圈與後漸近巨星分支演化路徑。

超巨星都是已經耗盡核心內的氫並演化離開主序帶的恆星，而黃超巨星這個類別包含了來自不同初始質量，正在跨越不同演化階段的恆星。

質量超過8~12 M☉在主序星階段時屬於O型或早期B型，並在數百萬年內的時間耗盡核心裡的氫，接著它們的包層會膨脹並冷卻，通常在黃超巨星的階段停留幾千年，然後在紅超巨星階段停留一百萬到四百萬年。超巨星只佔了宇宙中恆星的不到1%（雖然在早期宇宙中的佔比與現在不同），這些恆星相對短暫的演化過程與物質的集中可以解釋這些恆星的稀有性[17]。

一些紅超巨星會經歷藍迴圈，暫時變熱成為黃超巨星甚至於藍超巨星，然後再冷卻為紅超巨星。現有的恆星模型表示一顆恆星是否會經歷藍迴圈與恆星的化學組成有關，且低質量的紅超巨星最有可能經歷這種藍迴圈。當一顆恆星第一次冷卻成紅超巨星，或是正在經歷一個較長的藍迴圈時，它在黃超巨星階段時容易形成光變週期超過十天的經典造父變星[18][19]。

中等質量的恆星在離開主序帶後，會沿著次巨星分支的演化路徑膨脹並降溫，接著沿著上升紅巨星分支繼續膨脹與降溫，並伴隨著光度的上升。其中，質量大於2 M☉的恆星會在核心氫耗盡後留下的氦核變為簡併態之前點燃氦融合，在這之後恆星會提早離開紅巨星分支並進行一次藍迴圈。

質量5 M☉到12 M☉之間的恆星，恆星表面在該藍迴圈中可能可以被加熱到光譜類型G甚至於F的溫度，且其光度有可能超過1000 L☉，在這種情況下它們可能會發展出超巨星的光譜，尤其是如果它們在赫羅圖上通過不穩定帶並成為短週期造父變星。這種由中質量恆星點燃氦後造成的藍迴圈可以持續大約一千萬年，所以這種類型的黃超巨星比光度更高的黃超巨星更為常見[20][21]。

質量與太陽相當的恆星在離開主序帶並演化進紅巨星分支後，會沿著赫羅圖不斷上升直到達到紅巨星支尖，其氦核心會在過程中塌縮成為簡併態，然後經歷氦閃瞬間點燃氦融合，接著往水平分支演化並在核心中進行穩定的氦融合，這種水平分支的恆星因為光度不夠，不會被分類為超巨星。

較熱的水平分支星在離開水平分支並往漸近巨星分支演化的過程中，會穿越不穩定帶並形成武仙座BL型變星。雖然這一些黃色巨星的光度較低，但是因為其脈動的性質，還是有可能被賦予黃超巨星的光譜分類。在漸近巨星分支當中，由氦燃燒殼曾所產生的熱脈衝可能造成一些跨越不穩定帶的藍迴圈，形成室女座W型變星，這種時候的恆星可能又會被歸類為光度較低的黃超巨星。當低質量或中質量的漸近巨星分支恆星內部的氫燃燒殼層隨著演化過程越來越接近恆星表面後，其表面的低溫包層會迅速的損失，最終形成白矮星。這種後漸近巨星分支恆星光度可高達10000 L☉，因此在這個質量迅速損失的過程中，恆星會短暫通過黃超巨星階段，並且人們普遍相信這種恆星在跨越不穩定帶時會以金牛座RV型變星的形式脈動[22]。

黃超巨星型的北冕座R型變星的演化過程尚不清楚，它們有可能是由漸近巨星分支末期的後期熱脈衝重新點燃氦融合而形成的，或者也有可能是源自於白矮星的合併[23]。

一般來說，第一次成為黃超巨星的恆星會繼續膨脹成為紅超巨星而不會發生超新星爆炸，但是已經經歷過紅超巨星階段又演化回黃超巨星的恆星可能會在此過程中發生核心塌縮並引爆核塌縮超新星。但已經有觀測到少數超新星的前身星可能是在黃超巨星，且這些黃超巨星的光度偏低，不太可能是已經經歷過紅超巨星階段的恆星。如果以上觀測得到證實，則需要新的理論解釋為何中等質量的恆星可以在核心的主要組成還是氦時引發核塌縮超新星。在這種情況下，最明顯的推論是與雙星系統之間的交互作用有關[24]。

根據中國古代天文學家在西元前二到前一世紀之間的觀測，紅超巨星參宿四被描述為黃色，暗示參宿四可能在當時是一顆黃超巨星[25][26]。

黃特超巨星

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主條目：黃特超巨星

光度特別高且特別不穩定的黃超巨星常常被分類為一個獨立的類別——黃特超巨星。這些恆星多被認為是已經經歷過紅超巨星階段的大質量恆星，並已經失去了相當大的質量，正在演化成藍超巨星或沃夫-瑞葉星[27]。

參考資料

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