大犬座δ和黄超巨星

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大犬座δ和黄超巨星之间的区别

大犬座δ vs. 黄超巨星

大犬座δ （弧矢一，Delta CMa, δ CMa, Wezen）是位于大犬座中的一颗恒星，它是一颗视星等为+1.83的黄-白F型超巨星。自1943年以来，这颗恒星的光谱已成为其他恒星分类的稳定参考点之一。. 黃超巨星（yellow supergiant，缩写为“YSG”）是光譜類型為F或G的超巨星，這一類型恆星的初始質量介於10至40太陽質量之間，並且多數會在演化過程中損失超過一半的質量。質量低的恆星光度也較低，會被歸類為黃巨星，但高質量的也不會發展成為藍超巨星。 多數離開主序帶的黃超巨星只會在這個階段維持數千年，很快的就會冷卻並且膨脹成為紅超巨星，所以他們比紅超巨星更為罕见。黃超巨星在耗盡核心的氫之後，在核心外層繼續燃燒氫。核心的氦在某一個點被順利地點燃，並發展成為紅巨星，但模型的變異上不能確定是在黃超巨星階段，還是在成為紅超巨星階段之後才點燃了氦。 黃超巨星位於赫羅圖上的不穩定帶，因為它們的動態會導致溫度和亮度的不穩定。在不穩定帶觀測到的恆星多數都是變星，像是次巨星的天琴RR變星、巨星的室女W型變星（第二型造父變星）、和較亮的巨星和超巨星的經典造父變星。此外，有許多罕見的黃超巨星變星，像是金牛座RV型變星，後來被認為是前AGB星和北冕座R，極不尋常的是幾乎沒有氫的富碳星。上述的不穩定帶還發現更不穩定的黃特超巨星（也就是更為明亮），有著更不規則的脈動和大質量的損失。多數的黃特超巨星不是已經成為紅超巨星，就是演化成為bluewards。然而，至少HD 33579是個例子，它是首度演化成為紅超巨星的一個例子。 並不期望在從黃超巨星階段演化成為紅超巨星階段之前會發生超新星爆炸，然而目前並不清楚後紅超巨星的黃特超巨星是否會坍塌形成一顆超新星。然而發光能力不足以成為後紅超巨星超新星，可與黃超巨星有關聯，祖先可能是黃超巨星的超新星屈指可數。如果可以證實，然後解釋一顆中等質量，核心為氦核的恆星，怎麼會導致核心崩潰成為超新星。這種情況的候選人，明顯的是某種形式互動下的聯星。.

超巨星

超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia（非常亮的超巨星）或Ib（不很亮的超巨星），但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍，亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍，它們的半徑變化也很大，通常是太陽半徑的30至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星，依據體積的大小排序如下：盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY（the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。.

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