Эта статья входит в число добротных статей

Субгигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для звёзд в окрестностях Солнца с отмеченными классами светимости, в том числе субгигантами
Абсолютные звёздные величины субгигантов в полосе V[1]
Спектральный класс MV
B0 −4,7
B5 −1,8
A0 +0,1
A5 +1,4
F0 +2,0
F5 +2,3
G0 +2,9
G5 +3,1
K0 +3,2

Субгигант (ветвь субгигантов) — стадия эволюции звёзд, а также соответствующий ей и некоторым другим типам звёзд класс светимости IV. В процессе эволюции эта стадия идёт после главной последовательности и, как правило, предшествует ветви красных гигантов, на ней звезда охлаждается и увеличивается в размере, а её светимость остаётся практически неизменной. У массивных звёзд эта стадия завершается очень быстро, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела область, занимаемая ими, содержит мало звёзд и называется пробелом Герцшпрунга.

Характеристики[править | править код]

Субгиганты — звёзды, более яркие, чем звёзды главной последовательности того же спектрального класса, но более тусклые, чем звёзды-гиганты, выделяются в класс светимости IV. В большинстве своём они относятся к спектральным классам F, G и K[2]. Абсолютные звёздные величины субгигантов в среднем изменяются от −4,7m для звёзд класса B0 до +3,2m для класса K0[1]. Сам термин «субгигант» был впервые использован Густавом Стромбергом  (нид.) в 1930 году и относился к звёздам классов G0—K3 с абсолютными звёздными величинами 2,5—4m[3].

Ядра субгигантов на соответствующей эволюционной стадии (см. ниже[⇨]) состоят в основном из гелия. Термоядерный синтез в ядрах этих звёзд не происходит, но он продолжается в слоевом источнике — области вокруг ядра, содержащей достаточно водорода и имеющей достаточно высокую температуру, чтобы там происходил синтез гелия[2]. Тем не менее, к классу светимости субгигантов могут относиться и звёзды с другим строением на других стадиях эволюции, лишь с похожим цветом и светимостью — например, орионовы переменные, ещё не ставшие звёздами главной последовательности[4].

К субгигантам относятся, например, Бета Южной Гидры[2], а также Процион[5].

Эволюция[править | править код]

Звёзды попадают на ветвь субгигантов после того, как в их ядре исчерпывается водород (остаётся менее 1% по массе)[6] и завершается термоядерный синтез, после чего синтез гелия из водорода начинается в оболочке вокруг ядра, в основном посредством CNO-цикла[7]. У звёзд массой менее 0,2 M это невозможно в принципе: они полностью конвективны, и, следовательно, однородны химически, а значит, когда в ядре заканчивается водород, то он заканчивается и во всей звезде[8][9].

Когда у звёзд массой менее 1,5 M, но более массивных, чем 0,2 M[8], завершается термоядерный синтез в ядре, он продолжает идти в слоевом источнике — оболочке вокруг уже ставшего инертным ядра. У более массивных звёзд энерговыделение сильнее сосредоточено в центре, поэтому после того, как в ядре заканчивается водород, термоядерный синтез в звезде на короткое время останавливается полностью. После его остановки звезда сжимается до тех пор, пока не будут достигнуты условия для синтеза гелия в слоевом источнике, после чего она переходит на ветвь субгигантов. Пока происходит сжатие, температура и светимость звезды повышается, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела она движется вверх и вправо и проходит так называемый крюк (англ. hook)[6][10][11].

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового скопления M 5. Субгигантам соответствует часть коричневых точек на диаграмме в диапазоне видимых звёздных величин MV около 18—17,5m

На стадии субгиганта внешние слои звезды расширяются и охлаждаются, при этом светимость меняется слабо, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется вправо. Из-за того, что термоядерные реакции происходят на границе ядра и внешних оболочек звезды, масса гелиевого ядра во время этой стадии возрастает, а слоевой источник удаляется от центра звезды. В какой-то момент масса ядра превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, равный примерно 8% от общей массы звезды, и ядро начинает сжиматься, а у звёзд, более массивных, чем 2,5—3 M (точное значение зависит от химического состава), в начале стадии субгигантов масса ядра уже больше этого предела. У менее массивных звёзд наступает вырождение газа в ядре, которое препятствует сжатию, а от вырождения ядра, в свою очередь, зависит, как именно начнётся горение гелия в звезде на более поздних стадиях. В любом случае, внешние оболочки постепенно становятся менее прозрачными, лучистый перенос энергии становится невозможным, поэтому в оболочке развивается протяжённая конвективная зона. Звезда начинает быстро увеличивать свой размер и светимость, а её температура поверхности практически не будет изменяться — в этот момент она переходит на ветвь красных гигантов[10][12][13]. Однако у звёзд наибольшей массы, более 10 M, горение гелия начинается ещё до происходящего у менее массивных звёзд перехода на ветвь красных гигантов, поэтому после стадии субгиганта они становятся яркими голубыми переменными, а затем красными сверхгигантами, либо, если теряют оболочку из-за сильного звёздного ветразвёздами Вольфа — Райе[14].

Стадия субгигантов у массивных звёзд длится очень короткий срок — для звезды массой 3 M он составляет 12 миллионов лет, а для звезды массой 6 M — 1 миллион лет, поэтому массивные звёзды на стадии субгигантов наблюдаются редко, и в области, занимаемой ими на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, наблюдается пробел Герцшпрунга[7]. Для маломассивных же звёзд эта стадия даже относительно их срока жизни длится дольше, и, например, в шаровых звёздных скоплениях отчётливо видны ветви субгигантов[15].

Солнце, когда достигнет стадии субгиганта, будет иметь светимость около 2,3 L. На этой стадии Солнце проведёт около 700 миллионов лет, и к её окончанию оно охладится приблизительно до 4900 K и расширится до радиуса 2,3 R, а светимость возрастёт до 2,7 L[16].

Переменность[править | править код]

Массивные звёзды, проходя стадию субгигантов, временно оказываются на полосе нестабильности и становятся цефеидами, однако прохождение полосы нестабильности происходит очень быстро — за 102—104 лет. Из-за этого у некоторых цефеид замечено изменение периода пульсаций со временем, но лишь малая часть цефеид является субгигантами — в основном звёзды становятся цефеидами на более поздних стадиях эволюции[17][18].

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 Martin V. Zombeck. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. ads.harvard.edu. Дата обращения: 9 февраля 2021. Архивировано 12 августа 2007 года.
  2. 1 2 3 David Darling. Subgiant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 9 февраля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  3. Allan Sandage, Lori M. Lubin, Don A. VandenBerg. The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk from Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants1 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2003-09-02. — Vol. 115, iss. 812. — P. 1187. — ISSN 1538-3873. — doi:10.1086/378243.
  4. GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Дата обращения: 10 февраля 2021. Архивировано 18 февраля 2022 года.
  5. Procyon (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 9 февраля 2021. Архивировано 26 января 2021 года.
  6. 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
  7. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, p. 142.
  8. 1 2 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 1 June (vol. 482). — P. 420–432. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.
  9. Karttunen et al., 2007, pp. 248—249.
  10. 1 2 Karttunen et al., 2007, pp. 249.
  11. F. Martins, A. Palacios. A comparison of evolutionary tracks for single Galactic massive stars (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2013-12-01. — Vol. 560. — P. A16. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201322480. Архивировано 17 января 2021 года.
  12. Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
  13. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 140—144.
  14. Karttunen et al., 2007, pp. 250.
  15. John Faulkner, Fritz J. Swenson. Sub-giant branch evolution and efficient central energy transport // The Astrophysical Journal. — 1993-07-01. — Т. 411. — С. 200–206. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172819.
  16. I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
  17. Gerard S. The Secret Lives of Cepheids 20—22. Villanova University (2014). Дата обращения: 10 февраля 2021. Архивировано 13 июля 2020 года.
  18. А. С. Расторгуев. Цефеиды — звёздные маяки Вселенной. Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга, МГУ 53, 86—90. Дата обращения: 10 февраля 2021. Архивировано 15 июля 2021 года.

Литература[править | править код]

  • H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
  • M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. — John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
  • Мороз В. И.; Кононович Э. В. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.