黄超巨星
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太阳质量之间，并且多数会在演化过程中损失超过一半的质量。质量低的恒星光度也较低，会被归类为黄巨星，但高质量的也不会发展成为蓝超巨星。
多数离开主序带的黄超巨星只会在这个阶段维持数千年，很快的就会冷却并且膨胀成为红超巨星，所以他们比红超巨星更为罕见[2]。黄超巨星在耗尽核心的氢之后，在核心外层继续燃烧氢。核心的氦在某一个点被顺利地点燃，并发展成为红超巨星，但模型的变异上不能确定是在黄超巨星阶段，还是在成为红超巨星阶段之后才点燃了氦[3][4]。
黄超巨星位于赫罗图上的不稳定带，因为它们的动态会导致温度和亮度的不稳定。在不稳定带观测到的恒星多数都是变星，像是次巨星的天琴RR变星、巨星的室女W型变星（第二型造父变星）、和较亮的巨星和超巨星的经典造父变星。此外，有许多罕见的黄超巨星变星，像是金牛座RV型变星，后来被认为是前AGB星和北冕座R，极不寻常的是几乎没有氢的富碳星。上述的不稳定带还发现更不稳定的黄特超巨星（也就是更为明亮），有着更不规则的脉动和大质量的损失。多数的黄特超巨星不是已经成为红超巨星，就是演化成为bluewards。然而，至少HD 33579是个例子，它是首度演化成为红超巨星的一个例子。
并不期望在从黄超巨星阶段演化成为红超巨星阶段之前会发生超新星爆炸，然而目前并不清楚后红超巨星的黄特超巨星是否会坍塌形成一颗超新星。然而发光能力不足以成为后红超巨星超新星，可与黄超巨星有关联，祖先可能是黄超巨星的超新星屈指可数。如果可以证实，然后解释一颗中等质量，核心为氦核的恒星，怎么会导致核心崩溃成为超新星。这种情况的候选人，明显的是某种形式互动下的联星[5]。
参考资料
编辑- ^ p. 366, The evolution of massive stars with mass loss, Cesare Chiosi and Andre Maeder, Annual review of astronomy and astrophysics 24 (1986), pp. 329–375. Bibcode：1986ARA&A..24..329C. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553.
- ^ Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet. Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud. 2012. arXiv:1202.4225v1
[astro-ph.SR].
- ^ Bibcode：2011BSRSL..80..266M
- ^ Georges Meynet; Sylvia Ekström; André Maeder; Patrick Eggenberger; Hideyuki Saio; Vincent Chomienne; Lionel Haemmerlé. Models of rotating massive stars: Impacts of various prescriptions. 2013. arXiv:1301.2487v1 [astro-ph.SR].
- ^ Melina C. Bersten, Omar G. Benvenuto, Ken'ichi Nomoto, Mattias Ergon, Gastón Folatelli, Jesper Sollerman, Stefano Benetti, Maria Teresa Botticella, Morgan Fraser, Rubina Kotak, Keiichi Maeda, Paolo Ochner, Lina Tomasella. The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor. The Astrophysical Journal. 2012, 757 (1): 31 [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637x/757/1/31 （英语）.
