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维基百科:台湾教育专案/台大物理系服务学习/113-1/黄超巨星

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明亮的黄超巨星，弧矢一，光谱为F8Ia。

黄超巨星（英语：yellow supergiant，缩写为“YSG”）是光谱类型为F或G的超巨星[1]，这一类型恒星的初始质量介于10至40 M☉之间，为已经演化离开主序带的天体。这种恒星光度比红超巨星更高，相应的有着较小的半径，肉眼可见的例子有勾陈一（现北极星）、天兔座α、弧矢一、天船三、尾宿六。许多的黄超巨星为变星，且多半为造父变星，其中最具代表性的例子为造父一。

光谱

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黄超巨星大部分落在光谱F到G的范围，偶尔会落在晚期A和早期K[2][3][4]。从晚期A到早期K的几个重要的特征为：氢的谱线沿着晚期A到早期K的方向不断减弱；夫朗和斐谱线从晚期A开始增强，到G型时达最强，随后开始减弱；而游离金属谱线的光谱在A型时最强，在F型和G型中减弱，并在更冷的光谱分类中消失。在G型的黄超巨星中，也能检测到中性金属以及碳氢的分子键结[5]。

超巨星在现行恒星光谱分类的MK系统中属于Ia或Ib的范畴，或者偶尔遇到难以分类的情形时会使用诸如Iab或Ia/ab等折衷分类。这种光度等级之间是透过对光度较敏感的谱线进行区分的。在历史上，有夫朗和斐谱线、电离金属谱线等被用来当作判断标准[6]，其中，中性氧的光谱（如777.3nm三重态光谱）对恒星的光度极为敏感，且适用的光度范围很广，故也被采用[7]。现代的恒星大气模型可以透过准确比对恒星光谱并进行分类，甚至还可以推算出恒星的物理参数，但在实际操作中，通常还是透过与标准星的光谱比较来确定一颗恒星的光谱分类[5]。

以下黄超巨星标准星的例子：[8]

特性

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红超巨星团1是一个巨大的星团，里面有14颗红超巨星和1颗黄超巨星。[9]

黄超巨星的光谱分类范围对应到的表面温度范围较窄，大约落在4000K到7000K[10]的范围；而光度范围可以从1000 L☉到超过105 L☉。与太阳相去不远的表面温度，以及比太阳高得多的表面温度，也代表其半径明显大于太阳，从大约30 R☉到数百 R☉不等[11]；且黄超巨星的质量差距可以很大，从质量小于太阳（如室女座W（英语：W Virginis））到超过20 M☉（如半人马座V810皆有）。故从其质量与半径可以推算出，大质量黄超巨星的表面重力Log(g)值落在1~2之间，而质量较小者的Log(g)值则可以低到0[10][12]。

黄超巨星为非常稀有的恒星种类，比红超巨星和主序星等等稀有的多。在仙女座星系中，有16颗黄超巨星被视为O型主序星演化的结果，而O型主序星大约只观测到了25000颗[13]。

变异性

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主条目：造父变星和北冕座R型变星
 
造父一的光变曲线。该恒星为造父变星的经典例子。

很多黄超巨星落在赫罗图上称为“不稳定带”的范围内，该范围内的温度与光度刚好使恒星出现不稳定的脉动。落在不稳定带中的黄超巨星通常为造父变星，命名典故为造父一，这类恒星的特点为其光度越高，脉动的周期就越长，有着明确的周光关系，只要测量出它们的脉动周期就可以推算出其光度，故可以作为测量距离用的标准烛光。另外，光度越高的造父变星，表面温度也越低[14]。

造父变星根据周光关系的不同又可以分为两种子分类：第一种为经典造父变星，为年轻的大质量第一星族星；另一种为第二型造父变星，为质量较小且年老的第二星族星，其中又包含室女座W型变星、武仙座BL型变星（英语：BL Herculis variable）和金牛座RV型变星。在周期相同的情况下，经典造父变星的光度会高于第二型造父变星[15]。

北冕座R型变星也常常被归类为黄超巨星，但是它们光度变化的机制与造父变星不同。它们每隔一段不规律的时间就会突然被自身周遭的粉尘遮蔽导致短暂的光度下降。[16]

演化

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图为5 M☉的演化, 图中显示了经过黄超巨星范围的蓝循环与后渐近巨星分支演化路径。

超巨星都是已经耗尽核心内的氢并演化离开主序带的恒星，而黄超巨星这个类别包含了来自不同初始质量，正在跨越不同演化阶段的恒星。

质量超过8~12 M☉在主序星阶段时属于O型或早期B型，并在数百万年内的时间耗尽核心里的氢，接着它们的包层会膨胀并冷却，通常在黄超巨星的阶段停留几千年，然后在红超巨星阶段停留一百万到四百万年。超巨星只占了宇宙中恒星的不到1%（虽然在早期宇宙中的占比与现在不同），这些恒星相对短暂的演化过程与物质的集中可以解释这些恒星的稀有性[17]。

一些红超巨星会经历蓝循环，暂时变热成为黄超巨星甚至于蓝超巨星，然后再冷却为红超巨星。现有的恒星模型表示一颗恒星是否会经历蓝循环与恒星的化学组成有关，且低质量的红超巨星最有可能经历这种蓝循环。当一颗恒星第一次冷却成红超巨星，或是正在经历一个较长的蓝循环时，它在黄超巨星阶段时容易形成光变周期超过十天的经典造父变星[18][19]。

中等质量的恒星在离开主序带后，会沿着次巨星分支的演化路径膨胀并降温，接着沿着上升红巨星分支继续膨胀与降温，并伴随着光度的上升。其中，质量大于2 M☉的恒星会在核心氢耗尽后留下的氦核变为简并态之前点燃氦融合，在这之后恒星会提早离开红巨星分支并进行一次蓝循环。

质量5 M☉到12 M☉之间的恒星，恒星表面在该蓝循环中可能可以被加热到光谱类型G甚至于F的温度，且其光度有可能超过1000 L☉，在这种情况下它们可能会发展出超巨星的光谱，尤其是如果它们在赫罗图上通过不稳定带并成为短周期造父变星。这种由中质量恒星点燃氦后造成的蓝循环可以持续大约一千万年，所以这种类型的黄超巨星比光度更高的黄超巨星更为常见[20][21]。

质量与太阳相当的恒星在离开主序带并演化进红巨星分支后，会沿着赫罗图不断上升直到达到红巨星支尖，其氦核心会在过程中塌缩成为简并态，然后经历氦闪瞬间点燃氦融合，然后往水平分支演化并在核心中进行稳定的氦融合，这种水平分支的恒星因为光度不够，不会被分类为超巨星。

较热的水平分支星在离开水平分支并往渐近巨星分支演化的过程中，会穿越不稳定带并形成武仙座BL型变星。虽然这一些黄色巨星的光度较低，但是因为其脉动的性质，还是有可能被赋予黄超巨星的光谱分类。在渐近巨星分支当中，由氦燃烧壳曾所产生的热脉冲可能造成一些跨越不稳定带的蓝循环，形成室女座W型变星，这种时候的恒星可能又会被归类为光度较低的黄超巨星。当低质量或中质量的渐近巨星分支恒星内部的氢燃烧壳层随着演化过程越来越接近恒星表面后，其表面的低温包层会迅速的损失，最终形成白矮星。这种后渐近巨星分支恒星光度可高达10000 L☉，因此在这个质量迅速损失的过程中，恒星会短暂通过黄超巨星阶段，并且人们普遍相信这种恒星在跨越不稳定带时会以金牛座RV型变星的形式脉动[22]。

黄超巨星型的北冕座R型变星的演化过程尚不清楚，它们有可能是由渐近巨星分支末期的后期热脉冲重新点燃氦融合而形成的，或者也有可能是源自于白矮星的合并[23]。

一般来说，第一次成为黄超巨星的恒星会继续膨胀成为红超巨星而不会发生超新星爆炸，但是已经经历过红超巨星阶段又演化回黄超巨星的恒星可能会在此过程中发生核心塌缩并引爆核塌缩超新星。但已经有观测到少数超新星的前身星可能是在黄超巨星，且这些黄超巨星的光度偏低，不太可能是已经经历过红超巨星阶段的恒星。如果以上观测得到证实，则需要新的理论解释为何中等质量的恒星可以在核心的主要组成还是氦时引发核塌缩超新星。在这种情况下，最明显的推论是与双星系统之间的交互作用有关[24]。

根据中国古代天文学家在公元前二到前一世纪之间的观测，红超巨星参宿四被描述为黄色，暗示参宿四可能在当时是一颗黄超巨星[25][26]。

黄特超巨星

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主条目：黄特超巨星

光度特别高且特别不稳定的黄超巨星常常被分类为一个独立的类别——黄特超巨星。这些恒星多被认为是已经经历过红超巨星阶段的大质量恒星，并已经失去了相当大的质量，正在演化成蓝超巨星或沃夫-瑞叶星[27]。

参考资料

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