| dbo:abstract
|
- La fase de supergegant groga és una fase intermèdia entre la de supergegant blava i la de supergegant vermella que travessen les estrelles de massa elevada (més de 9-10 masses solars i menys de 30-70 masses solars; el límit superior depèn fortament de la metal·licitat i, en menor mesura, de la velocitat de rotació de l'estrella). Aquesta fase és de molt curta durada, per la qual cosa es coneixen molt poques estrelles en aquesta categoria. En aquesta, les estrelles s'inflen a gran velocitat com a conseqüència dels canvis que s'estan donant en el seu nucli després d'haver sortit de la seqüència principal. Així, una estrella passa de tenir un radi de diverses desenes de milions de km al principi d'aquesta fase a transformar-se en una supergegant vermella de diverses unitats astronòmiques de grandària. Un excel·lent exemple d'estrella supergegant groga és Wezen, l'estrella delta de la constel·lació del Ca Major. (ca)
- Žlutý veleobr je hvězda veleobr spektrálního typu F nebo G.Tyto hvězdy jsou obvykle 15- až 20násobně hmotnější než Slunce. Podobně jako každý jiný veleobr jsou i hvězdy tohoto typu starší a kolísají mezi modrou a červenou fází v závislosti na chemických prvcích, které se spotřebovávají v jejich jádrech. Až dosud se předpokládalo, že pouze málo veleobrů stráví dlouhou dobu v přechodné žluté fázi. Tyto systémy mohou být původci vzácných supernov propojených se žlutými veleobry. Byly zjištěny pouze dvě takové supernovy - z většiny veleobrů se stává supernova v modré (horké) fázi nebo červené (studené) fázi. (cs)
- النجم العملاق الأصفر الضخم (بالإنجليزية: Yellow supergiant star) هو نجم عملاق من النوع الطيفي F أو G . ولمعانة من فئة عملاق ضخم على سبيل المثال:( Ia / Ib). النجم العملاق الأصفر الضخم مرحلة وسيطة وقصيرة الأجل من مراحل تطور النجوم بين العملاق الأزرق والنجم العملاق الأحمر. النجوم العملاقة الصفراء الضخمة تطورت بعيدا عن نجوم النسق الأساسي وتضاعف حجمها وازداد لمعانها. والعمالقة الصفراء الضخمة أصغر من العملاقة الحمراء الضخمة. ومن الأمثلة على هذة النجوم والتي يمكن مشاهدتها بالعين المجردة سهيل و نجم الشمال. (ar)
- Desde el punto de vista de la evolución estelar, la fase de supergigante amarilla es una fase intermedia entre la de supergigante azul y la de supergigante roja que atraviesan las estrellas de masa elevada (más de 9-10 masas solares y menos de 30-70 masas solares, el límite superior depende fuertemente de la metalicidad y, en menor medida, de la velocidad de rotación de la estrella). Es una fase de muy corta duración, por lo que se conocen muy pocas estrellas en esta categoría. En ella las estrellas se hinchan a gran velocidad como consecuencia de los cambios que se están produciendo en su núcleo tras haber salido de la secuencia principal. Así, una estrella pasa de tener un radio de varias decenas de millones de km al principio de esta fase a transformarse en una supergigante roja de varias unidades astronómicas de tamaño. Desde el punto de vista de la clasificación espectral, una supergigante amarilla es una estrella supergigante (esto es, perteneciente a la clase de luminosidad Ia si es de las más luminosas o a la Ib si es de las menos luminosas) de tipo espectral A, F o G. (es)
- Supererraldoi horia (YSG) izar bat da, orokorrean F edo G espektro motakoa, supererraldoi argitasun mota bat duena (Ia edo Ib adibidez). Sekuentzia nagusitik kanpo eboluzionatu duten izarrak dira, hedatuz eta argitsuago bihurtuz. Supererraldoi horiak gorriak baino txikiagoak dira; begi hutsezko adibideen artean Polaris dago. Horietako asko izar aldakorrak dira, batez ere δ Cephei bera bezalako zefeida pultsatzaileak. (eu)
- Une supergéante jaune (de l'anglais yellow supergiant, abrégé en YSG) est une étoile supergéante de classe spectrale F ou G. Les supergéantes jaunes sont extrêmement rares car elles représentent une phase de très courte durée — typiquement quelques dizaines de milliers d'années — dans l'évolution des étoiles massives — c'est-à-dire de 10 à 20 masses solaires. Leur température effective est de 4 800 à 7 500 kelvins. (fr)
- Super raksasa kuning (Inggris: Yellow Supergiant; YSG) atau Maharaksasa kuning bintang super raksasa tipe F dan G dengan suhu efektivitas antara 4.800 dan 7.500 K. Super raksasa kuning adalah super raksasa yang sangat langka karena fase super raksasa kuning sangat pendek, sebuah bintang masif yang dapat hidup selama sepuluh juta tahun, tetapi fase raksasa kuning itu sendiri hanya berlangsung sepuluh hingga seratus ribu tahun. Fase YSG adalah tahap antara, berumur pendek dalam model evolusi bintang tunggal, di mana tidak ada ledakan supernova yang diperkirakan. Setelah waktu yang singkat ini, super raksasa kuning berkembang menjadi super raksasa merah, seperti Betelgeuse, dengan ukuran sebesar orbit Mars atau Jupiter. Bintang-bintang ini pada akhirnya mati dalam ledakan supernova yang spektakuler. Bintang super raksasa kuning serta sebagian besar bintang kuning (kecuali katai) sangat langka, tetapi termasuk contoh terkenal seperti Polaris, bintang Kutub, seperti namanya, bintang-bintang ini sangat raksasa seperti yang lainnya. Super raksasa kuning bukanlah kandidat supernova yang khas seperti kelas super raksasa merah. (in)
- Una supergigante gialla è una stella supergigante (classe di luminosità I) di classe spettrale F o G. Nell'evoluzione stellare, la fase di supergigante gialla è una fase intermedia tra quella di supergigante blu e quella di supergigante rossa, propria delle stelle con massa compresa tra 9-10 e 30-70 masse solari (il limite massimo dipende dalla metallicità della stella e, in minor parte, dalla sua velocità di rotazione). Si tratta di una fase di breve durata; per tale motivo si conoscono poche stelle appartenenti a questa categoria. Durante questa fase si registra una progressiva espansione dell'astro, come conseguenza delle mutazioni che occorrono nel nucleo della stella al termine della sua sequenza principale; così, una stella passa da un raggio di alcune decine di milioni di km e una temperatura di una decina di migliaia di K, all'inizio della fase, ad un raggio di alcune unità astronomiche ed una temperatura di circa 3000 K: la stella diviene così una supergigante rossa. (it)
- 황색초거성(영어: Yellow supergiant, 黃色超巨星, YSG)은 분광형 F 또는 G형의 초거성이다.:336 이러한 별들은 약 4~40 태양질량의 초기질량을 가지고 있었지만, 일부는 그 절반에 해당하는 질량을 잃기도 한다. 질량이 작은 별은 광도가 작고 황색거성처럼 보인다. 질량이 큰 별은 청색초거성 이후에 팽창하지 않는다. 대부분의 황색초거성은 주계열을 떠난 이후에 적색초거성으로 급격한 냉각과 팽창을 겪는데, 이 단계에서 수천 년 정도만 보낸다. 그래서 이들은 적색초거성보다 훨씬 희귀하다. 황색초거성은 중심핵에서 수소가 고갈되었고, 껍질에서 수소를 연소하고 있다. 중심핵의 헬륨 점화는 적색초거성으로 진화하는 동안의 어느 시점에서 매끄럽게 발생하지만, 점화가 황색초거성 단계에서 발생하는 건지 적색초거성이 된 후에 발생하는지 모형마다 다르다. 황색초거성은 온도와 광도가 별을 역동적이게 불안정적으로 만들기 때문에 HR 도표에서 불안정띠로 알려진 영역에 위치하고 있다. 불안정띠에 있는 대부분의 별들은 변광성으로, 준거성으로는 거문고자리 RR형 변광성이, 거성으로는 처녀자리 W형 변광성(II형 세페이드)이, 밝은 거성과 초거성으로는 고전적인 세페이드 변광성이 있다. 추가로, 후-AGB 별로 추정되는 황소자리 RV형 변광성, 수소가 거의 없는 매우 특이한 탄소풍부 별인 과 같은 훨씬 희귀한 황색초거성 변광성이 있다. 황색초거성은 주로 이미 적색초거성 단계를 거치고 청색쪽으로 진화하고 있는 별이지만, 적어도 는 적색초거성으로 처음 진화하고 있는 것으로 밝혀졌다. 후-적색초거성(post-red supergiant)이 붕괴하여 초신성 폭발을 일으키는 건지 황색극대거성이 그러는 건지 명확하지 않지만, 황색초거성이 적색초거성 단계에 이르기 전에 초신성으로 폭발한다는 사실은 예측되지 않았다. 그러나, 소수의 초신성은 후-적색초거성이 되기에 충분히 밝지 않은 황색초거성 원형과 확실히 연관되어 왔다. 만약 이것이 입증된다면 중간정도 질량의 별이 어떻게 중심핵붕괴(core-collapse) 초신성을 일으킬 헬륨핵을 아직도 가지고 있는지에 대한 설명이 반드시 필요하다. 그러한 경우의 확실한 후보는 항상 쌍성간 상호작용의 형태였다. (ko)
- A yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class (e.g. Ia or Ib). They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous. Yellow supergiants are hotter and smaller than red supergiants; naked eye examples include Polaris. Many of them are variable stars, mostly pulsating Cepheids such as δ Cephei itself. (en)
- 黄色超巨星(おうしょくちょうきょせい、Yellow supergiant、YSG)は、スペクトル型がFまたはGの超巨星である。通常、質量は、太陽質量の15倍から20倍である。超巨星は、古い恒星で、核で消費する元素の種類によって、青色と赤色の間を揺れ動く。現在のところ、過渡的な黄色の段階で生涯の多くの時間を過ごす超巨星はほとんどないと考えられている。黄色超巨星の段階で超新星爆発を起こすと、珍しい形の超新星爆発になる。このような超新星は、ごくわずか観測されているが、多くの超新星爆発は、青色（熱い）か赤色（冷たい）の段階で起こる。 (ja)
- Uma supergigante amarela (YSG) é uma estrela, geralmente do tipo espectral F ou G, sendo uma supergigante na classe de luminosidade (por exemplo, Ia ou Ib). São estrelas que evoluíram para longe da sequência principal, expandindo-se e tornando-se mais luminosas. As supergigantes amarelas são menores do que as supergigantes vermelhas; exemplos a olho nu incluem Polaris. Muitas delas são estrelas variáveis, principalmente Cefeidas pulsantes, como a própria δ Cephei. (pt)
- Żółty nadolbrzym – gwiazda, nadolbrzym typu widmowego F lub G. Gwiazdy te zwykle mają masę od 15 do 20 mas Słońca. Podobnie jak inne nadolbrzymy są to stare gwiazdy. Są one najczęściej w dość niestabilnej fazie przejściowej, prowadzącej zwykle dość szybko do przekształcenia w błękitnego lub czerwonego nadolbrzyma – w zależności od zawartości pierwiastków uczestniczących w przemianach jądrowych w jądrach tych gwiazd. Do tej pory uważa się, że tylko nieliczne nadolbrzymy mogą spędzić dość długi czas w tej przejściowej fazie żółtego nadolbrzyma. Gwiazdy te mogą w rzadkich przypadkach wybuchać jako supernowe. Dotychczas zaobserwowano tylko kilka takich supernowych; najczęściej nadolbrzymy wybuchają jako supernowe, gdy są w fazie błękitnego nadolbrzyma (czyli gorętsze) lub w fazie czerwonego nadolbrzyma (czyli chłodniejsze). (pl)
- 黃超巨星（英語：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，並發展成為紅超巨星，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。 (zh)
- Жовтий надгігант — це зоря-надгігант спектрального класу F або G. Ці зорі мають початкову масу між 10 та 40 масами сонця, хоча деякі жовті надгіганти втратили більше половини цієї маси. Зорі з меншою масою, ніж зазначена, мають меншу світність і вважаються жовтими гігантами. Маса найважчих жовтих надгігантів не перевищує маси блакитних надгігантів. Більшість жовтих надгігантів остигають та швидко розширюються, перетворюючись у червоні надгіганти, після залишення головної послідовності. Відповідно зоря у цьому класі перебуває лише декілька тисяч років, а зорі такого класу зустрічаються значно рідше, ніж червоні надгіганти. Жовті надгіганти після виснаження водню у ядрі, спалюють водень у оболонці. Початок спалення гелію у ядрі плавно починається десь на стадії переходу до червоного надгіганта, однак різні науковці розходяться у думці щодо моделей, чи це відбувається ще на стадії жовтого надгіганта чи вже після перетворення у червоного надгіганта. Жовті надгіганти розташовані на діаграмі Герцшпрунга—Рассела на ділянці під назвою «смуга нестабільності», оскільки їх температура та світність спричиняє їх динамічну нестабільність. Більшість зір у смузі нестабільності є змінними: субгіганти як змінні типу RR Ліри, гіганти як змінні типу W Діви (цефеїди II типу) та яскраві гіганти та надгіганти як класичні цефеїди. Крім того, існують значно рідкісніші жовті змінні надгіганти як змінні типу RV Тельця, що вважаються зорями на стадії після асимптотичної гілки гігантів, та змінні типу R Північної Корони, дуже рідкісні незвичайні вуглецеві зорі, які маже не мають водню. Над смугою нестабільності (тобто більшої світності) перебувають жовті гіпергіганти, також нестабільні, але з нерегулярними пульсаціями та вищою втратою маси. Жовтні гіпергіганти — це переважно зорі, які вже були на стадії червоних надгігантів та розвиваються у блакитному напрямку, хоча виявлено принаймні один приклад, який розвивається у червоного надгіганта. Вважається, що жовтий надгігант не вибухає як наднова до досягнення стадії червоного надгіганту, хоча залишається неясним, чи можуть колапсувати та вибухнути як наднова жовті гіпергіганти, які пройшли стадію червоних надгігантів. Однак все ж вважається, що декілька наднових мали в попередниках жовних надгігантів, які недостатньо яскраві, щоб бути пост-червоними надгігантами. Якщо це буде підтверджено, тоді слід буде шукати пояснення, як зоря середньої маси з неспаленим гелієвим ядром може вибухнути надновою з колапсом ядра. В таких випадках найбільш ймовірними є зорі з подвійної системи. (uk)
- Жёлтый сверхгигант — сверхгигант, принадлежащий к спектральным классам F или G. Масса таких звёзд обычно составляет 15-20 солнечных. (ru)
|
| rdfs:comment
|
- Žlutý veleobr je hvězda veleobr spektrálního typu F nebo G.Tyto hvězdy jsou obvykle 15- až 20násobně hmotnější než Slunce. Podobně jako každý jiný veleobr jsou i hvězdy tohoto typu starší a kolísají mezi modrou a červenou fází v závislosti na chemických prvcích, které se spotřebovávají v jejich jádrech. Až dosud se předpokládalo, že pouze málo veleobrů stráví dlouhou dobu v přechodné žluté fázi. Tyto systémy mohou být původci vzácných supernov propojených se žlutými veleobry. Byly zjištěny pouze dvě takové supernovy - z většiny veleobrů se stává supernova v modré (horké) fázi nebo červené (studené) fázi. (cs)
- النجم العملاق الأصفر الضخم (بالإنجليزية: Yellow supergiant star) هو نجم عملاق من النوع الطيفي F أو G . ولمعانة من فئة عملاق ضخم على سبيل المثال:( Ia / Ib). النجم العملاق الأصفر الضخم مرحلة وسيطة وقصيرة الأجل من مراحل تطور النجوم بين العملاق الأزرق والنجم العملاق الأحمر. النجوم العملاقة الصفراء الضخمة تطورت بعيدا عن نجوم النسق الأساسي وتضاعف حجمها وازداد لمعانها. والعمالقة الصفراء الضخمة أصغر من العملاقة الحمراء الضخمة. ومن الأمثلة على هذة النجوم والتي يمكن مشاهدتها بالعين المجردة سهيل و نجم الشمال. (ar)
- Supererraldoi horia (YSG) izar bat da, orokorrean F edo G espektro motakoa, supererraldoi argitasun mota bat duena (Ia edo Ib adibidez). Sekuentzia nagusitik kanpo eboluzionatu duten izarrak dira, hedatuz eta argitsuago bihurtuz. Supererraldoi horiak gorriak baino txikiagoak dira; begi hutsezko adibideen artean Polaris dago. Horietako asko izar aldakorrak dira, batez ere δ Cephei bera bezalako zefeida pultsatzaileak. (eu)
- Une supergéante jaune (de l'anglais yellow supergiant, abrégé en YSG) est une étoile supergéante de classe spectrale F ou G. Les supergéantes jaunes sont extrêmement rares car elles représentent une phase de très courte durée — typiquement quelques dizaines de milliers d'années — dans l'évolution des étoiles massives — c'est-à-dire de 10 à 20 masses solaires. Leur température effective est de 4 800 à 7 500 kelvins. (fr)
- A yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class (e.g. Ia or Ib). They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous. Yellow supergiants are hotter and smaller than red supergiants; naked eye examples include Polaris. Many of them are variable stars, mostly pulsating Cepheids such as δ Cephei itself. (en)
- 黄色超巨星(おうしょくちょうきょせい、Yellow supergiant、YSG)は、スペクトル型がFまたはGの超巨星である。通常、質量は、太陽質量の15倍から20倍である。超巨星は、古い恒星で、核で消費する元素の種類によって、青色と赤色の間を揺れ動く。現在のところ、過渡的な黄色の段階で生涯の多くの時間を過ごす超巨星はほとんどないと考えられている。黄色超巨星の段階で超新星爆発を起こすと、珍しい形の超新星爆発になる。このような超新星は、ごくわずか観測されているが、多くの超新星爆発は、青色（熱い）か赤色（冷たい）の段階で起こる。 (ja)
- Uma supergigante amarela (YSG) é uma estrela, geralmente do tipo espectral F ou G, sendo uma supergigante na classe de luminosidade (por exemplo, Ia ou Ib). São estrelas que evoluíram para longe da sequência principal, expandindo-se e tornando-se mais luminosas. As supergigantes amarelas são menores do que as supergigantes vermelhas; exemplos a olho nu incluem Polaris. Muitas delas são estrelas variáveis, principalmente Cefeidas pulsantes, como a própria δ Cephei. (pt)
- Жёлтый сверхгигант — сверхгигант, принадлежащий к спектральным классам F или G. Масса таких звёзд обычно составляет 15-20 солнечных. (ru)
- La fase de supergegant groga és una fase intermèdia entre la de supergegant blava i la de supergegant vermella que travessen les estrelles de massa elevada (més de 9-10 masses solars i menys de 30-70 masses solars; el límit superior depèn fortament de la metal·licitat i, en menor mesura, de la velocitat de rotació de l'estrella). Aquesta fase és de molt curta durada, per la qual cosa es coneixen molt poques estrelles en aquesta categoria. En aquesta, les estrelles s'inflen a gran velocitat com a conseqüència dels canvis que s'estan donant en el seu nucli després d'haver sortit de la seqüència principal. Així, una estrella passa de tenir un radi de diverses desenes de milions de km al principi d'aquesta fase a transformar-se en una supergegant vermella de diverses unitats astronòmiques de g (ca)
- Desde el punto de vista de la evolución estelar, la fase de supergigante amarilla es una fase intermedia entre la de supergigante azul y la de supergigante roja que atraviesan las estrellas de masa elevada (más de 9-10 masas solares y menos de 30-70 masas solares, el límite superior depende fuertemente de la metalicidad y, en menor medida, de la velocidad de rotación de la estrella). Es una fase de muy corta duración, por lo que se conocen muy pocas estrellas en esta categoría. En ella las estrellas se hinchan a gran velocidad como consecuencia de los cambios que se están produciendo en su núcleo tras haber salido de la secuencia principal. Así, una estrella pasa de tener un radio de varias decenas de millones de km al principio de esta fase a transformarse en una supergigante roja de vari (es)
- Super raksasa kuning (Inggris: Yellow Supergiant; YSG) atau Maharaksasa kuning bintang super raksasa tipe F dan G dengan suhu efektivitas antara 4.800 dan 7.500 K. Super raksasa kuning adalah super raksasa yang sangat langka karena fase super raksasa kuning sangat pendek, sebuah bintang masif yang dapat hidup selama sepuluh juta tahun, tetapi fase raksasa kuning itu sendiri hanya berlangsung sepuluh hingga seratus ribu tahun. Fase YSG adalah tahap antara, berumur pendek dalam model evolusi bintang tunggal, di mana tidak ada ledakan supernova yang diperkirakan. Setelah waktu yang singkat ini, super raksasa kuning berkembang menjadi super raksasa merah, seperti Betelgeuse, dengan ukuran sebesar orbit Mars atau Jupiter. Bintang-bintang ini pada akhirnya mati dalam ledakan supernova yang spekt (in)
- Una supergigante gialla è una stella supergigante (classe di luminosità I) di classe spettrale F o G. Nell'evoluzione stellare, la fase di supergigante gialla è una fase intermedia tra quella di supergigante blu e quella di supergigante rossa, propria delle stelle con massa compresa tra 9-10 e 30-70 masse solari (il limite massimo dipende dalla metallicità della stella e, in minor parte, dalla sua velocità di rotazione). (it)
- 황색초거성(영어: Yellow supergiant, 黃色超巨星, YSG)은 분광형 F 또는 G형의 초거성이다.:336 이러한 별들은 약 4~40 태양질량의 초기질량을 가지고 있었지만, 일부는 그 절반에 해당하는 질량을 잃기도 한다. 질량이 작은 별은 광도가 작고 황색거성처럼 보인다. 질량이 큰 별은 청색초거성 이후에 팽창하지 않는다. 대부분의 황색초거성은 주계열을 떠난 이후에 적색초거성으로 급격한 냉각과 팽창을 겪는데, 이 단계에서 수천 년 정도만 보낸다. 그래서 이들은 적색초거성보다 훨씬 희귀하다. 황색초거성은 중심핵에서 수소가 고갈되었고, 껍질에서 수소를 연소하고 있다. 중심핵의 헬륨 점화는 적색초거성으로 진화하는 동안의 어느 시점에서 매끄럽게 발생하지만, 점화가 황색초거성 단계에서 발생하는 건지 적색초거성이 된 후에 발생하는지 모형마다 다르다. (ko)
- Żółty nadolbrzym – gwiazda, nadolbrzym typu widmowego F lub G. Gwiazdy te zwykle mają masę od 15 do 20 mas Słońca. Podobnie jak inne nadolbrzymy są to stare gwiazdy. Są one najczęściej w dość niestabilnej fazie przejściowej, prowadzącej zwykle dość szybko do przekształcenia w błękitnego lub czerwonego nadolbrzyma – w zależności od zawartości pierwiastków uczestniczących w przemianach jądrowych w jądrach tych gwiazd. Do tej pory uważa się, że tylko nieliczne nadolbrzymy mogą spędzić dość długi czas w tej przejściowej fazie żółtego nadolbrzyma. (pl)
- Жовтий надгігант — це зоря-надгігант спектрального класу F або G. Ці зорі мають початкову масу між 10 та 40 масами сонця, хоча деякі жовті надгіганти втратили більше половини цієї маси. Зорі з меншою масою, ніж зазначена, мають меншу світність і вважаються жовтими гігантами. Маса найважчих жовтих надгігантів не перевищує маси блакитних надгігантів. (uk)
- 黃超巨星（英語：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，並發展成為紅超巨星，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。 (zh)
|
