Supergéante jaune - Yellow supergiant
Une supergéante jaune ( YSG ) est une étoile , généralement de type spectral F ou G, ayant une classe de luminosité de supergéante (par exemple Ia ou Ib). Ce sont des étoiles qui ont évolué en s'éloignant de la séquence principale , en s'étendant et en devenant plus lumineuses.
Les supergéantes jaunes sont plus petites que les supergéantes rouges ; Les exemples à l'œil nu incluent Polaris . Beaucoup d'entre elles sont des étoiles variables, principalement des Céphéides pulsantes telles que δ Cephei elle-même.
Spectre
Les supergéantes jaunes ont généralement des types spectraux de F et G, bien que parfois des étoiles tardives A ou précoces K soient incluses. Ces types spectraux sont caractérisés par des raies d'hydrogène très fortes dans la classe A, s'affaiblissant à travers F et G jusqu'à être très faibles ou absentes dans la classe K. Les raies H et K du calcium sont présentes dans les spectres A tardifs, mais plus fortes dans la classe F, et le plus fort en classe G, avant de s'affaiblir à nouveau dans les étoiles plus froides. Les raies de métaux ionisés sont fortes dans la classe A, plus faibles dans les classes F et G, et absentes des étoiles plus froides. Dans la classe G, on trouve également des raies métalliques neutres, ainsi que des bandes moléculaires CH.
Les supergéantes sont identifiées dans la classification spectrale de Yerkes par les classes de luminosité Ia et Ib, des intermédiaires tels que Iab et Ia/ab étant parfois utilisés. Ces classes de luminosité sont attribuées à l'aide de raies spectrales sensibles à la luminosité. Historiquement, les forces des lignes Ca H et K ont été utilisées pour les étoiles jaunes, ainsi que les forces de diverses lignes métalliques. Les raies neutres de l'oxygène, telles que le triplet de 777,3 nm, ont également été utilisées car elles sont extrêmement sensibles à la luminosité dans une large gamme de types spectraux. Les modèles atmosphériques modernes peuvent correspondre avec précision à toutes les forces et profils de raies spectrales pour donner une classification spectrale, ou même passer directement aux paramètres physiques de l'étoile, mais en pratique, les classes de luminosité sont toujours généralement attribuées par comparaison avec les étoiles standard.
Quelques étoiles standards spectrales supergéantes jaunes :
- F0 Ib : Léporis
- F2 Ib : 89 Herculis
- F5 Ib : Persei
- F8 Ia : Canis Majoris
- G0 Ib : Persei
- G2 Ib : Verseau
- G5 Ib : 9 Pégase
- G8 Ib : Geminorum
Propriétés
Supergéantes jaunes ont une portée relativement étroite de températures correspondant à leurs types spectraux, d'environ 4000 K à 7000 K. Leurs luminosités vont d'environ 1 000 L ☉ vers le haut, avec 100 000 dépassant les étoiles les plus lumineuses L ☉ . Les hautes luminosités indiquent qu'ils sont beaucoup plus grandes que le soleil, d'environ 30 R ☉ à plusieurs centaines de R ☉ .
Les masses des supergéantes jaunes varient considérablement, de moins que le soleil pour des étoiles telles que W Virginis à 20 M ☉ ou plus (par exemple V810 Centauri ). Les gravités de surface correspondantes (log (g) cgs) sont d'environ 1 à 2 pour les supergéantes de masse élevée, mais peuvent être aussi faibles que 0 pour les supergéantes de faible masse.
Les supergéantes jaunes sont des étoiles rares, beaucoup moins courantes que les supergéantes rouges et les étoiles de la séquence principale . Dans M31 (galaxie d'Andromède) , 16 supergéantes jaunes sont associées à l'évolution des étoiles de classe O, dont environ 25 000 sont visibles.
Variabilité
De nombreuses supergéantes jaunes se trouvent dans une région du diagramme HR connue sous le nom de bande d'instabilité, car leurs températures et luminosités les rendent dynamiquement instables. La plupart des supergéantes jaunes observées dans la bande d'instabilité sont des variables céphéides , nommées pour δ Cephei , qui pulsent avec des périodes bien définies qui sont liées à leurs luminosités. Cela signifie qu'elles peuvent être utilisées comme des bougies standard pour déterminer la distance des étoiles ne connaissant que leur période de variabilité. Les céphéides avec des périodes plus longues sont plus fraîches et plus lumineuses.
Deux types distincts de variables céphéides ont été identifiés, qui ont des relations période-luminosité différentes : les variables céphéides classiques sont de jeunes étoiles massives de la population I ; type II Céphéides sont plus âgés de population II étoiles avec des masses faibles, y compris les variables W Virginis , les variables BL Herculis et les variables RV Tauri . Les Céphéides classiques sont plus lumineuses que les Céphéides de type II de la même période.
Les variables R Coronae Borealis sont souvent des supergéantes jaunes, mais leur variabilité est produite par un mécanisme différent des Céphéides. À intervalles irréguliers, ils sont obscurcis par la condensation de poussière autour de l'étoile et leur luminosité chute considérablement.
Évolution
Les supergéantes sont des étoiles qui se sont éloignées de la séquence principale après avoir épuisé l'hydrogène de leur cœur. Les supergéantes jaunes sont un groupe hétérogène d'étoiles croisant les catégories standard d'étoiles du diagramme HR à différents stades de leur évolution.
Les étoiles plus massives que 8-12 M ☉ passent quelques millions d'années sur la séquence principale en tant qu'étoiles de classe O et premières B jusqu'à ce que l'hydrogène dense de leur noyau s'épuise. Ensuite, ils se dilatent et se refroidissent pour devenir des supergéants. Ils passent quelques milliers d'années en tant que supergéante jaune en se refroidissant, puis passent un à quatre millions d'années en tant que supergéante rouge, généralement. Les supergéantes représentent moins de 1% des étoiles ; bien que des proportions différentes dans les premières ères visibles de l'univers. Les phases relativement brèves et la concentration de matière expliquent la rareté de ces étoiles.
Certaines supergéantes rouges subissent une boucle bleue , se réchauffant temporairement et devenant des supergéantes jaunes voire bleues avant de se refroidir à nouveau. Les modèles stellaires montrent que les boucles bleues reposent sur des compositions chimiques particulières et d'autres hypothèses, mais elles sont très probablement pour les étoiles de faible masse supergéante rouge. Lors du refroidissement pour la première fois ou lors de l'exécution d'une boucle bleue suffisamment étendue, les supergéantes jaunes traverseront la bande d'instabilité et pulseront en tant que variables Céphéides classiques avec des périodes d'environ dix jours et plus.
Les étoiles de masse intermédiaire quittent la séquence principale en se refroidissant le long de la branche sous - géante jusqu'à ce qu'elles atteignent la branche rouge-géante . Les étoiles plus massives que d' environ 2 M ☉ ont un noyau d'hélium suffisamment grand pour que commence la fusion avant de devenir dégénéré. Ces étoiles effectueront une boucle bleue.
Pour des masses comprises entre environ 5 M ☉ et 12 M ☉ , la boucle bleue peut étendre aux types de F et G à luminosités atteignant 1000 L ☉ . Ces étoiles peuvent développer des classes de luminosité supergéantes, surtout si elles sont pulsées. Lorsque ces étoiles traverseront la bande d'instabilité, elles vibreront sous forme de céphéides à courte période. Les boucles bleues dans ces étoiles peuvent durer environ 10 millions d'années, donc ce type de supergéante jaune est plus courant que les types plus lumineux.
Les étoiles avec des masses similaires au soleil développent des noyaux d'hélium dégénérés après avoir quitté la séquence principale et montent jusqu'à l'extrémité de la branche de la géante rouge où elles enflamment l' hélium en un éclair . Ils fusionnent ensuite l'hélium central sur la branche horizontale avec des luminosités trop faibles pour être considérées comme des supergéantes.
Les étoiles quittant la moitié bleue de la branche horizontale pour être classées dans la branche géante asymptotique (AGB) passent par les classifications jaunes et vibreront en tant que variables BL Herculis . De telles étoiles jaunes peuvent se voir attribuer une classe de luminosité supergéante malgré leur faible masse mais assistée par une pulsation lumineuse. Dans l'AGB, les impulsions thermiques de la coquille des étoiles en fusion d'hélium peuvent provoquer une boucle bleue à travers la bande d'instabilité. De telles étoiles vibreront en tant que variables W Virginis et pourraient à nouveau être classées comme des supergéantes jaunes à luminosité relativement faible. Lorsque la coquille de fusion d'hydrogène d'une étoile de masse faible ou intermédiaire de l'AGB s'approche de sa surface, les couches externes froides sont rapidement perdues, ce qui fait chauffer l'étoile, devenant finalement une naine blanche . Ces étoiles ont des masses inférieures à celles du soleil, mais des luminosités pouvant atteindre 10 000 L ☉ ou plus, elles deviendront donc des supergéantes jaunes pendant une courte période. On pense que les étoiles post-AGB vibrent en tant que variables RV Tauri lorsqu'elles traversent la bande d'instabilité.
Le statut évolutif des variables de la supergéante jaune R Coronae Borealis n'est pas clair. Il peut s'agir d'étoiles post-AGB rallumées par un éclair de coquille d'hélium tardif, ou elles pourraient être formées à partir de fusions de naines blanches .
On s'attend à ce que les supergéantes jaunes pour la première fois atteignent le stade de supergéante rouge sans aucune supernova. Les noyaux de certaines supergéantes jaunes post-géantes rouges pourraient s'effondrer et déclencher une supernova. Une poignée de supernovae ont été associées à des progéniteurs apparents de supergéantes jaunes qui ne sont pas assez lumineux pour être des supergéantes post-rouges. Si ceux-ci sont confirmés, une explication doit être trouvée pour expliquer comment une étoile de masse modérée toujours avec un noyau d'hélium provoquerait une supernova avec effondrement du noyau. Le candidat évident dans de tels cas est toujours une forme d'interaction binaire.
Hypergéantes jaunes
Les supergéantes jaunes particulièrement lumineuses et instables sont souvent regroupées dans une classe distincte d'étoiles appelées hypergéantes jaunes. On pense que ce sont principalement des étoiles supergéantes post-rouges, des étoiles très massives qui ont perdu une partie considérable de leurs couches externes et évoluent maintenant vers des supergéantes bleues et des étoiles Wolf-Rayet .