Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из Субгиганта )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья о типе звезды. Для танцевальной группы см Subgiant (группа) .

Субгигант является звездой , что ярче , чем обычный главной последовательности звезды того же спектрального класса , но не так ярко , как гигантские звезды . Термин субгигант применяется как к определенному спектральному классу светимости, так и к этапу эволюции звезды .

IV класс светимости Йеркса [ править ]

Термин субгигант впервые был использован в 1930 году для звезд класса G и ранних K с абсолютными величинами от +2,5 до +4. Они были отмечены как часть континуума звезд между очевидными звездами главной последовательности, такими как Солнце, и очевидными звездами-гигантами, такими как Альдебаран , хотя и менее многочисленными, чем звезды главной последовательности или звезды-гиганты. [1]

Система спектральной классификации Йеркса представляет собой двумерную схему, в которой используется комбинация букв и цифр для обозначения температуры звезды (например, A5 или M1) и римская цифра для обозначения светимости относительно других звезд с той же температурой. Звезды IV класса светимости - это субгиганты, расположенные между звездами главной последовательности (класс светимости V) и красными гигантами (класс светимости III).

Вместо определения абсолютных характеристик типичный подход к определению класса спектральной светимости состоит в сравнении аналогичных спектров со стандартными звездами. Многие соотношения линий и профили чувствительны к силе тяжести и, следовательно, являются полезными индикаторами яркости, но некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса: [2] [3]

  • O: относительная сила излучения N  iii и поглощения He  II , сильное излучение более яркое
  • Б: Бальмер линии профилей и прочность O  II линий
  • A: профили Balmer , более широкие крылья - менее светящиеся
  • F: прочность линий Fe , Ti и Sr
  • G: сила линий Sr и Fe и ширина крыла в линиях Ca H и K
  • K: профили линий Ca H&K, отношения линий Sr / Fe и прочности линий Mg H и TiO.
  • M: сила линии 422,6 нм Ca и полос TiO

Морган и Кинан перечислили примеры звезд с классом светимости IV, когда они установили схему двумерной классификации: [2]

  • B0: γ Кассиопеи , δ Скорпионы
  • B0.5: β Скорпиона
  • B1: ο Персей , β Цефей
  • B2: γ Ориона , π Скорпиона , θ Змееносца , λ Скорпиона
  • B2.5: γ Pegasi , ζ Cassiopeiae
  • B3: ι Геркулес
  • B5: τ Геркулес
  • A2: β Возничего , λ Большой Медведицы , β Серпентис
  • A3: δ Геркулес
  • F2: δ Близнецы , ζ Серпентис
  • F5: Процион , 110 Геркулес
  • F6: τ Boötis , θ Boötis , γ Serpentis
  • F8: 50 Андромед , θ Дракон
  • G0: η Boötis , ζ Herculis
  • G2: μ Cancri
  • G5: μ Геркулес
  • G8: β Aquilae
  • K0: η Cephei
  • K1: γ Cephei

Более поздний анализ показал, что некоторые из них были смешанными спектрами двойных звезд, а некоторые были переменными, и стандарты были расширены до гораздо большего числа звезд, но многие из исходных звезд до сих пор считаются стандартами класса светимости субгигантов. Звезды класса O и звезды холоднее K1 редко получают субгигантские классы светимости. [4]

Ветка субгигантов [ править ]

Звездные эволюционные треки:
  • дорожка 5  M ☉ показывает крюк и субгигантскую ветвь, пересекающую щель Герцшпрунга.
  • дорожка 2  M ☉ показывает крючок и ярко выраженную ветвь субгиганта
  • следы с меньшей массой показывают очень короткие и долговечные ветви субгигантов

Ветвь субгигантов - это этап эволюции звезд с низкой и средней массой. Звезды со спектральным классом субгигантов не всегда находятся на эволюционной ветви субгигантов, и наоборот. Например, звезды FK Com и 31 Com лежат в промежутке Герцшпрунга и, вероятно, являются эволюционными субгигантами, но им часто приписывают классы гигантской светимости. На спектральную классификацию могут влиять металличность, вращение, необычные химические особенности и т. Д. Начальные стадии ветви субгигантов в звезде, подобной Солнцу, продолжаются с незначительным внешним признаком внутренних изменений. Один из подходов к идентификации эволюционных субгигантов включает химическое содержание, такое как литий, разбавленный субгигантами, [5] и силу корональной эмиссии.[6]

По мере того, как доля водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, уменьшается, температура ядра увеличивается, и, таким образом, увеличивается скорость синтеза. Это заставляет звезды медленно эволюционировать до более высокой светимости по мере старения и расширяет полосу главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела .

Как только звезда главной последовательности перестает плавить водород в своем ядре, ядро ​​начинает разрушаться под собственным весом. Это вызывает повышение температуры, и водород плавится в оболочке за пределами активной зоны, что дает больше энергии, чем при горении водорода в ядре. Звезды с низкой и средней массой расширяются и охлаждаются до тех пор, пока примерно при 5000 К они не начинают увеличивать светимость на стадии, известной как ветвь красных гигантов . Переход от главной последовательности к ветви красных гигантов известен как ветвь субгигантов. Форма и продолжительность ветви субгигантов различаются для звезд разной массы из-за различий во внутренней конфигурации звезды.

Звезды очень малой массы [ править ]

Звезды с массой менее 0,4  M ☉ конвективны на протяжении большей части звезды. Эти звезды продолжают синтезировать водород в своих ядрах до тех пор, пока практически вся звезда не превратится в гелий, и они не превратятся в субгигантов. Звезды такой массы имеют время жизни на главной последовательности, во много раз превышающее нынешний возраст Вселенной. [7]

0,4  М ☉ 1  М ☉ [ править ]

Диаграмма H – R для шарового скопления M5 , показывающая короткую, но густонаселенную ветвь субгигантов, несколько менее массивных, чем Солнце.

Звезды, менее массивные, чем Солнце, имеют неконвективные ядра с сильным градиентом температуры от центра наружу. Когда они истощают водород в центре звезды, толстая водородная оболочка за пределами центрального ядра продолжает плавиться без перерыва. На данный момент звезда считается субгигантом, хотя снаружи заметны небольшие изменения. [8]

Масса ядра гелия ниже предела Шенберга – Чандрасекара и остается в тепловом равновесии с плавящейся водородной оболочкой. Ее масса продолжает увеличиваться, и звезда очень медленно расширяется по мере перемещения водородной оболочки наружу. Любое увеличение выхода энергии из оболочки идет на расширение оболочки звезды, и светимость остается примерно постоянной. Ветвь субгигантов для этих звезд короткая, горизонтальная и густонаселенная, что видно в очень старых скоплениях. [8]

Через несколько миллиардов лет гелиевое ядро ​​становится слишком массивным, чтобы выдержать собственный вес, и вырождается. Его температура увеличивается, скорость плавления в водородной оболочке увеличивается, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно при той же эффективной температуре. Сейчас звезда находится на ветке красного гиганта. [7]

Масса более 1  M ☉ [ править ]

Звезды более массивные, чем Солнце, имеют конвективное ядро ​​на главной последовательности. Они развивают более массивное гелиевое ядро, занимающее большую часть звезды, прежде чем исчерпают водород во всей конвективной области. Термоядерный синтез в звезде полностью прекращается, ядро ​​начинает сжиматься и повышать температуру. Вся звезда сжимается и увеличивается в температуре, при этом излучаемая светимость фактически увеличивается, несмотря на отсутствие термоядерного синтеза. Это продолжается несколько миллионов лет, прежде чем ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы воспламенить водород в оболочке, что изменит температуру и яркость, и звезда начнет расширяться и охлаждаться. Этот крючок обычно определяют как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов в этих звездах. [8]

Ядро звезд ниже примерно 2  M ☉ все еще ниже предела Шенберга – Чандрасекара , но слияние водородных оболочек быстро увеличивает массу ядра за пределами этого предела. У более массивных звезд уже есть ядра, превышающие массу Шенберга – Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса звезда , при которой будет показывать крючок и на котором они покинут главную последовательность с сердечниками выше предела Шёнберг-чандрасекаровским зависит от металличности и степени перерегулирования в конвективном ядре. Низкая металличность приводит к тому, что центральная часть ядер даже с малой массой становится конвективно нестабильной, а выход за пределы приводит к тому, что ядро ​​становится больше, когда водород истощается. [7]

Как только ядро ​​превышает предел CR, оно больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Он сжимается, а внешние слои звезды расширяются и охлаждают. Энергия расширения внешней оболочки приводит к уменьшению излучаемой светимости. Когда внешние слои достаточно охлаждаются, они становятся непрозрачными и вызывают конвекцию за пределами плавильной оболочки. Расширение прекращается, и излучаемая светимость начинает увеличиваться, что определяется как начало ветви красных гигантов для этих звезд. Звезды с начальной массой приблизительно 1-2  M ☉ могут развить вырожденное гелиевое ядро ​​до этого момента, и это приведет к тому, что звезда войдет в ветвь красных гигантов, как и для звезд с меньшей массой. [7]

Сжатие ядра и расширение оболочки происходит очень быстро, всего за несколько миллионов лет. За это время температура звезды снизится от значения на главной последовательности 6000–30 000 К до примерно 5000 К. На этой стадии эволюции можно увидеть сравнительно немного звезд, и на диаграмме H – R, известной как разрыв Герцшпрунга . Это наиболее очевидно в скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. [9]

Массивные звезды [ править ]

За пределами 8-12  M ☉ , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности из-за слияния цикла CNO . Слияние водородной оболочки и последующее слияние гелия в ядре начинается быстро после истощения ядра водорода, прежде чем звезда смогла достичь ветви красных гигантов. Такие звезды, например звезды первой стадии B главной последовательности, испытывают короткую и укороченную ветвь субгигантов, прежде чем стать сверхгигантами . Им также может быть присвоен класс гигантской спектральной светимости во время этого перехода. [10]

В очень массивных звездах главной последовательности класса O переход от главной последовательности к гиганту к сверхгиганту происходит в очень узком диапазоне температуры и светимости, иногда даже до того, как ядерный синтез водорода закончился, а класс субгигантов используется редко. Значения поверхностной силы тяжести, log (g), звезд класса O составляют около 3,6 сг для гигантов и 3,9 для карликов. [11] Для сравнения, типичные значения log (g) для звезд класса K составляют 1,59 ( Альдебаран ) и 4,37 ( α Центавра B ), что оставляет достаточно возможностей для классификации субгигантов, таких как η Cephei, с log (g) 3,47. Примеры массивных звезд-субгигантов включают θ 2 Ориона A и главную звезду системы δ Чирчини., обе звезды класса O с массой более 20  M ☉ .

Свойства [ править ]

В этой таблице показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS) и ветви субгигантов (SB), а также любая длительность зацепа между истощением ядра водорода и началом горения оболочки для звезд с разными начальными массами, все при солнечной металличности (Z = 0,02). Также показаны масса ядра гелия, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце ветви субгигантов для каждой звезды. Конец субгигантской ветви определяется, когда ядро ​​становится вырожденным или когда светимость начинает увеличиваться. [8]

Масса
( M ☉ )		ПримерMS (GYrs)Крючок (MYrs)SB
(млн. Лет)		НачинатьКонец
Он Ядро ( M ☉ )T эфф (К)Радиус ( R ☉ )Светимость ( L ☉ )Он Ядро ( M ☉ )T эфф (К)Радиус ( R ☉ )Светимость ( L ☉ )
0,6Лакайль 876058,8N / A5 1000,0474 7630,90,90,104 6341.20,6
1.0вс9,3N / A26000,02557661.21.50,135 0342.02.2
2.0Сириус1.210220,2407 4903,636,60,255 2205,419,6
5.0Alkaid0,10,4150,80614 5446.31 571,40,834 73743,8866,0

В целом звезды с более низкой металличностью меньше и горячее, чем звезды с более высокой металличностью. Для субгигантов это осложняется разным возрастом и массой ядра на повороте главной последовательности . Звезды с низкой металличностью развивают более крупное гелиевое ядро ​​перед тем, как покинуть главную последовательность, поэтому звезды с меньшей массой показывают крючок в начале ветви субгигантов. Ядро гелия масса Z = 0,001 (крайнего населения II ) 1  M ☉ звезда в конце главной последовательности почти вдвое больше , чем Z = 0,02 ( популяции I) звезда. Звезда с низкой металличностью также более чем на 1000 К горячее и более чем в два раза ярче в начале ветви субгигантов. Разница в температуре менее выражена в конце ветви субгигантов, но звезда с низкой металличностью больше и почти в четыре раза ярче. Подобные различия существуют в эволюции звезд с другими массами, и ключевые значения, такие как масса звезды, которая станет сверхгигантом вместо того, чтобы достичь ветви красных гигантов, ниже при низкой металличности. [8]

Субгиганты на диаграмме H – R [ править ]

H – R диаграмма всего каталога Hipparcos

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (H – R) - это диаграмма рассеяния звезд с температурой или спектральным классом по оси x и абсолютной величиной или светимостью по оси y. На диаграммах H – R всех звезд видна четкая диагональная полоса главной последовательности, содержащая большинство звезд, значительное количество красных гигантов (и белых карликов, если наблюдаются достаточно слабые звезды) с относительно небольшим количеством звезд в других частях диаграммы.

Субгиганты занимают область выше (т. Е. Более яркую, чем) звезд главной последовательности и ниже звезд-гигантов. На большинстве диаграмм H – R их относительно мало, потому что время, проведенное в качестве субгиганта, намного меньше, чем время, потраченное на главную последовательность или в качестве звезды-гиганта. Горячие субгиганты класса B практически не отличаются от звезд главной последовательности, в то время как более холодные субгиганты заполняют относительно большой промежуток между холодными звездами главной последовательности и красными гигантами. Ниже примерно спектрального класса K3 область между главной последовательностью и красными гигантами полностью пуста, субгигантов нет. [2]

Старые рассеянные скопления, показывающие ветвь субгигантов между поворотом главной последовательности и ветвью красных гигантов, с крюком на повороте более молодой M67 [12]

Звездные эволюционные треки могут быть нанесены на диаграмму H – R. Для определенной массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей ее жизни и показывают путь от начальной позиции главной последовательности вдоль ветви субгиганта до ветви гиганта. Когда диаграмма H – R строится для группы звезд одного возраста, такой как скопление, ветвь субгигантов может быть видна как полоса звезд между точкой поворота главной последовательности и ветвью красных гигантов. Ветвь субгигантов видна только в том случае, если скопление достаточно старое, чтобы звезды 1-8  M ☉ эволюционировали от главной последовательности, для которой требуется несколько миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные скопления, такие как M67достаточно стары, чтобы иметь ярко выраженную ветвь субгигантов на диаграммах цвет – величина . ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые до сих пор не до конца понятны, но, по-видимому, представляют собой звездные популяции разного возраста в скоплении. [13]

Изменчивость [ править ]

Несколько типов переменных звезд включают субгиганты:

  • Переменные Beta Cephei , ранняя главная последовательность B и звезды-субгиганты
  • Медленно пульсирующие звезды типа B, звезды средней и поздней главной последовательности B и звезды-субгиганты
  • Переменные Delta Scuti , звезды поздней A и ранней F главной последовательности и звезды-субгиганты

Субгиганты более массивные, чем Солнце, пересекают полосу нестабильности цефеид , называемую первым пересечением, поскольку они могут пересечь полосу снова позже по синей петле . В диапазоне 2–3  M ☉ сюда входят переменные Дельта Щита, такие как β Cas . [14] При более высоких массах звезды будут пульсировать как переменные классической цефеиды , пересекая полосу нестабильности, но эволюция массивных субгигантов происходит очень быстро, и трудно обнаружить примеры. SV Vulpeculae был предложен как субгигант при его первом скрещивании [15], но впоследствии было определено, что он находится при его втором скрещивании [16]

Планеты [ править ]

Планеты, вращающиеся вокруг субгигантских звезд, включают Kappa Andromedae b [17] и HD 224693 b . [18]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Sandage, Аллан; Любин, Лори М .; Ванденберг, Дон А. (2003). «Возраст старейших звезд в местном галактическом диске по параллаксам Гиппаркос субгигантов G и K». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (812): 1187–1206. arXiv : astro-ph / 0307128 . Bibcode : 2003PASP..115.1187S . DOI : 10.1086 / 378243 . S2CID  7159325 .
  2. ^ a b c Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с схемой спектральной классификации». Чикаго . Bibcode : 1943assw.book ..... M .
  3. ^ Грей, Ричард O .; Corbally, Кристофер (2009). «Звездная спектральная классификация». Звездная спектральная классификация Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли. Издательство Принстонского университета . Bibcode : 2009ssc..book ..... G .
  4. ^ Гарсия, Б. (1989). «Список звезд стандарта МК». Информационный бюллетень Центра донских звезд . 36 : 27. Bibcode : 1989BICDS..36 ... 27G .
  5. ^ Lèbre, A .; De Laverny, P .; Де Медейрос, младший; Charbonnel, C .; Да Силва, Л. (1999). «Литий и вращение на ветви субгигантов. I. Наблюдения и спектральный анализ». Астрономия и астрофизика . 345 : 936. Bibcode : 1999A & A ... 345..936L .
  6. ^ Эйрес, Томас R .; Симон, Теодор; Стерн, Роберт А .; Дрейк, Стивен А .; Вуд, Брайан Э .; Браун, Александр (1998). "Корона гигантов умеренной массы в промежутке Герцшпрунга и скоплении" . Астрофизический журнал . 496 (1): 428–448. Bibcode : 1998ApJ ... 496..428A . DOI : 10.1086 / 305347 .
  7. ^ a b c d Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций» . Эволюция звезд и звездных популяций : 400. Bibcode : 2005essp.book ..... S .
  8. ^ a b c d e Pols, Onno R .; Шредер, Клаус-Петер; Hurley, Jarrod R .; Tout, Christopher A .; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = 0,0001–0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Mermilliod, JC (1981). «Сравнительные исследования молодых рассеянных скоплений. III - Эмпирические изохронные кривые и главная последовательность нулевого возраста». Астрономия и астрофизика . 97 : 235. Bibcode : 1981A&A .... 97..235M .
  10. ^ Hurley, Jarrod R .; Pols, Onno R .; Тут, Кристофер А. (2000). «Исчерпывающие аналитические формулы звездной эволюции в зависимости от массы и металличности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 315 (3): 543. arXiv : astro-ph / 0001295 . Bibcode : 2000MNRAS.315..543H . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID 18523597 . 
  11. ^ Мартинс, Ф .; Schaerer, D .; Хиллер, ди-джей (2005). «Новая калибровка звездных параметров галактических O-звезд». Астрономия и астрофизика . 436 (3): 1049–1065. arXiv : astro-ph / 0503346 . Bibcode : 2005A&A ... 436.1049M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042386 . S2CID 39162419 . 
  12. ^ Sarajedini Ата (1999). "Исследование открытого кластера WIYN. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красного сгустка в зависимости от металличности и возраста" . Астрономический журнал . 118 (5): 2321–2326. Bibcode : 1999AJ .... 118.2321S . DOI : 10.1086 / 301112 .
  13. ^ Pancino, E .; Муччарелли, А .; Sbordone, L .; Беллаццини, М .; Pasquini, L .; Монако, L .; Ферраро, Франция (2011). «Субгигантская ветвь ω Центавра, видимая с помощью спектроскопии высокого разрешения». Астрономия и астрофизика . 527 : A18. arXiv : 1012,4756 . Bibcode : 2011A & A ... 527A..18P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201016024 . S2CID 54951859 . 
  14. ^ Эйрес, Томас Р. (1984). "Исследование в дальнем ультрафиолетовом диапазоне яркой переменной Beta Cassiopeia в дельте щеки". ID предложения IUE #DSGTA : 1747. Bibcode : 1984iue..prop.1747A .
  15. ^ Удача, RE; Ковтюх, В.В.; Андриевский, С.М. (2001). "SV Vulpeculae: первая цефеида скрещивания?" . Астрономия и астрофизика . 373 (2): 589. Bibcode : 2001A & A ... 373..589L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010615 .
  16. ^ Тернер, Д.Г. Бердников, Л.Н. (2004). «О способе скрещивания долгопериодической цефеиды SV Vulpeculae» . Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Бибкод : 2004A & A ... 423..335T . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040163 .
  17. ^ Плет, Фил. «Астрономы сфотографировали планету, вращающуюся вокруг другой звезды» . Доступ 1 февраля 2018 г.
  18. ^ "Planet HD 224693 b" , Энциклопедия внесолнечных планет . Доступ 1 февраля 2018 г.

Библиография [ править ]

  • Vassiliadis, E .; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы». Астрофизический журнал . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ ... 413..641V . DOI : 10.1086 / 173033 .
  • Pols, Onno R .; Шредер, Клаус-Петер; Hurley, Jarrod R .; Tout, Christopher A .; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = 0,0001–0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x .
  • Girardi, L .; Bressan, A .; Бертелли, G .; Хиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд малых и средних масс: от 0,15 до 7 M? И от Z = 0,0004 до 0,03». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph / 9910164 . Bibcode : 2000A и AS..141..371G . DOI : 10.1051 / AAS: 2000126 . S2CID  14566232 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Эволюция после главной последовательности за счет сжигания гелия
  • Длиннопериодные переменные - отношения светимости периода и классификация в миссии Gaia