Субгигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Субгигант — бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо и началось горение водорода в оболочке ядра, однако ещё не началось горение гелия. Также это звезда, которая ярче обычной звезды главной последовательности того же спектрального класса, но не такая яркая, как звёзды-гиганты. Термин субгигант применяется как к определённому классу учётом светимости светимости, так и к стадии эволюции звезды.

Основные признаки субгиганта[править | править код]

  • Звезда повышает свой спектральный класс, разогревается и расширяется. Такие изменения, к примеру, в настоящее время характерны для Проциона. При этом разогрев осуществляется примерно на 1500 градусов, он не очень значителен.
  • Масса субгиганта обычно равна 1—5 массам Солнца. Более массивные звёзды тоже проходят эту стадию, но она нечётко выражена, к тому же у массивных звёзд гореть начинают и последующие слои: углерод, кислород, кремний, вплоть до железа.
  • Звезда имеет большой возраст (для малых звёзд), то есть её возраст как раз составляет тот возраст, в течение которого она могла сжигать водородное топливо.
  • Время жизни на стадии субгиганта составляет 10—100 миллионов лет.

Самый известный субгигант — ПроционМалого Пса). Другой примечательный субгигант — Мю Жертвенника, вблизи которого вращается первая возможная открытая «суперземля».

Йеркская классификация с учётом светимости: класс светимости IV[править | править код]

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

Йеркская классификация с учётом светимости представляет собой двухзначную схему, в которой для обозначения звёзд этой же температуры (например, A5 или M1) используется римская цифра, а для обозначения светимости относительно других звёзд той же температуры используется комбинация букв и цифр. Звезды класса светимости IV — это субгиганты, расположенные между звёздами 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 звёздами («стандартными свечами»). Многие линейные отношения и профили чувствительны к гравитации и поэтому дают полезные индикаторы яркости. Далее приведены некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса[2][3]:

  • O: относительная сильная эмиссионная линия N III и линия поглощения He II (сильная эмиссионная линия более яркая);
  • B: профили серии Бальмера и сильные линии O II;
  • A: профили серии Бальмера, но не так сильно выраженная;
  • F: сильные линии Fe, Ti, Sr;
  • G: сильные линии Fe- и Sr с присутствием широких линий H и K Ca;
  • K: линий H и K Ca, линейные отношения между Fe- и Sr, сильные линии MgH и TiO;
  • M: сильная линия Ca на длине волны 422,6 нм и группы Ti.

Морган и Кинан перечислили «стандартные свечи» для IV-го класса светимости, когда они создали схему двузначной классификации[2]:

Более поздний анализ показал, что некоторые из них имели смешанный спектр двойных звёзд, а некоторые были переменными, и стандарты были расширены многими другими звёздами, но многие из исходных звёзд по-прежнему считаются стандартными свечами для субгигантов IV-го класса светимости. Звёздам O-класса и звёздам, более холодным, чем K1, редко присваивают классы субгигантов[4].

Звезда до стадии субгиганта[править | править код]

Во время рождения и последующего сжатия протозвезда постепенно сжимается и при массе около солнечной становится жёлтой звездой (то есть, жёлтым карликом главной последовательности). До сжатия звезда имеет большие размеры и красный цвет (так называемый «молодой красный гигант», в отличие от «старых красных гигантов»), но в ней ещё не протекают термоядерные реакции. После начала термоядерных реакций звезда стабильно светит от 10 миллионов лет для массивных звёзд с массой около 50 масс Солнца (в нашей Галактике такие звезды практически не встречаются, это же касается и других галактик, за исключением неправильных галактик), для малых звёзд с массой около 1 массы Солнца этот период равен 10—11 млрд. лет.

Ветвь субгигантов[править | править код]

Звёздные эволюционные треки:
• трек звёзд с массой : показывает петлю и ветвь субгигантов, пересекающую пробел Герцшпрунга
• трек звёзд с массой : показывает петлю и ярко выраженную ветвь субгигантов
• трек звёзд с меньшей массой показывают продолжительные ветви субгигантов

Ветвь субгигантов — этап в эволюции звёзд с низкой и средней массой. Звезды со спектральным типом субгиганта не всегда находятся на эволюционной ветви субгигантов, и наоборот. Например, звезды FK Волос Вероники и 31 Волос Вероники находятся в пробеле Герцшпрунга и, вероятно, являются проэволюционировавшими субгигантами, но обоим часто присваиваются классы светимости гигантов. На спектральную классификацию могут влиять металличность, вращение, необычные химические особенности и т. д. Начальные стадии ветви субгигантов для звезды, подобной Солнцу, продолжаются с небольшими внешними признаками внутренних изменений. Один из подходов к идентификации проэволюционировавших субгигантов включает наличие химических элементов, таких как литий, который «растворяется» в субгигантах[5], и корональная эмиссионная активность[6].

По мере того, как доля водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, исчерпывается, температура ядра увеличивается и, следовательно, увеличивается скорость термоядерных реакций. Это заставляет звезды медленно эволюционировать до более высокой светимости с возрастом и расширяет полосу основной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

После того как водородное топливо в звезде закончилось, она начинает сжиматься и разогреваться под действием собственного веса. Как только в звезде начинается горение гелия, звезда расширяется и становится красным гигантом. Однако такое расширение наступает не сразу, а спустя значительное время, для этого необходим разогрев недр звезды до ста миллионов градусов Кельвина, в ядре же, скажем, Солнца, температура намного ниже — 15 000 000 К.

Повышение температуры и запуск термоядерных реакций в оболочке за пределами активной зоны, обеспечивает больше энергии, чем «сжигание» водорода в активной зоне. Звезды низкой и средней массы расширяются и охлаждаются до тех пор, пока при температуре около 5000 К они не начнут увеличивать светимость на стадии, известной как ветвь красных гигантов. Переход от главной последовательности к ветви красных гигантов известен как ветвь субгигантов. Форма и длина ветви субгигантов различны для звёзд различной массы из-за различий во внутренней конфигурации звёзд.

Звезды с очень низкой массой[править | править код]

Звезды менее массивные, чем около 0,4  являются конвективными на протяжении большей части жизни звезды. Эти звезды продолжают использовать водород как «топливо» в своих ядрах до тех пор, пока по существу весь водород звезды не преобразуется в гелий, и они не превращаются в субгиганты. Звезды этой массы имеют время жизни на главной последовательности во много раз больше, чем возраст Вселенной[7].

Звезды с массами от 0,4 до 1 массы Солнца[править | править код]

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового звёздного скопления M5, показывает короткую, но густонаселённую ветвь звезд-субгигантов, немного менее массивные, чем Солнце

Звезды менее массивные, чем Солнце, имеют неконвективные ядра с сильным градиентом температуры от центра наружу. Когда они «вырабатывают» водород в ядре звезды, толстая оболочка водорода вне центрального ядра продолжает термоядерный реакции без перерыва. Звезда считается субгигантом в именно в этой точке, хотя снаружи мало что при этом меняется[8].

Масса гелиевого ядра в этот период ниже предела Шёнберга — Чандрасекара и остаётся в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Его масса продолжает увеличиваться, и звезда очень медленно расширяется, когда водородная оболочка мигрирует наружу. Любое увеличение выхода энергии из оболочки приводит к расширению оболочки звезды, и светимость остаётся приблизительно постоянной. Ветвь субгигантов для этих звёзд короткая, горизонтальная и густонаселённая, что видно в очень старых скоплениях[8].

Через несколько миллиардов лет гелиевое ядро становится слишком массивным, чтобы выдержать его собственный вес, и становится вырожденным. Его температура увеличивается, скорость термоядерных реакций в водородной оболочке увеличивается, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно при той же эффективной температуре. Звезда переводит на ветвь красных гигантов[7]. Само Солнце тоже в конце своей жизни станет, по прогнозам учёных, субгигантом[9].

Звезды с массами больше 1 массы Солнца[править | править код]

Звезды более массивные, чем Солнце, имеют конвективное ядро уже на главной последовательности. Они производят более массивное гелиевое ядро, которое занимает большую часть звезды, прежде чем истощат водород во всей конвективной области. Термоядерные реакции в звезде полностью прекращаются, и ядро начинает сокращаться, повышая температуру. Вся звезда сжимается и температура увеличивается, при этом излучаемая светимость фактически увеличивается, несмотря на отсутствие термоядерных реакций. Это продолжается в течение нескольких миллионов лет, пока ядро не станет достаточно горячим, чтобы «зажечь» водород в оболочке, которая меняет температуру и яркость, и звезда начинает расширяться и охлаждаться. Эта процесс обычно определяется как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов для этих звёзд[8].

Ядро звёзд имеющих массу ниже примерно все ещё находится ниже предела Шёнберга — Чандрасекара, но термоядерные реакции водородной оболочки быстро увеличивает массу ядра за этот предел. Более массивные звезды уже имеют ядра с массой выше массы Шёнберга — Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса, при которой звезды покажут петлю и при которой они покинут главную последовательность с ядрами выше предела Шёнберга — Чандрасекара, зависит от металличности и степени роста конвективного ядра. Низкая металличность приводит к конвективному перерегулированию нестабильной центральной части ядер даже с малой массой, также конвективное перерегулирование приводит к тому, что ядро становится больше, даже когда водород истощается[7].

Как только ядро превышает предел Чандрасекара, оно больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Оно сокращается, и внешние слои звезды расширяются и охлаждаются. Энергия для расширения внешней оболочки вызывает уменьшение излучаемой светимости. Когда внешние слои достаточно остынут, они становятся непрозрачными и вызывают конвекцию, начинающуюся за пределами оболочки. Расширение прекращается, и излучаемая светимость начинает увеличиваться, что определяется как начало ветви красных гигантов для этих звёзд. Звезды с начальной массой приблизительно 1- могут развить вырожденное гелиевое ядро до этой точки, и это заставит звезду перейти на ветвь красных гигантов, как для звёзд с меньшей массой[7].

Сжатие ядра и расширение оболочки происходит очень быстро и занимает всего несколько миллионов лет. За это время температура звезды понизится от значения на главной последовательности, то есть от 6000-30 000 К до около 5000 К. На этой стадии их эволюции видно относительно немного звёзд, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, эта выделенная область известна как пробел Герцшпрунга. Это наиболее очевидно в шаровых звёздных скоплениях с возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет[10].

Массивные звезды[править | править код]

Звёзды с массными 8-12 , в зависимости от металличности, имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности в которых проходит CNO-цикл. Термоядерная реакция превращения водорода в гелий, в которой углерод, кислород и азот выступают как катализаторы, начинаются быстре истощения водорода в ядре, прежде чем звезда сможет стать красным гигантом. Такие звезды, например ранние звезды главной последовательности спектрального класса B, находятся на ветви субгигантов очень малое время (~10 млн. лет), прежде чем стать супергигантами. Им также может быть присвоен класс спектральной светимости — III (] гигант) во время этого перехода[11].

В очень массивных звёздах главной последовательности класса спектрального O переход от звезды главной последовательности к гигантской звезде, а затем и супергиганту происходит в очень узком диапазоне температур и светимости, иногда даже до того, как термоядерные реакции водорода в ядре закончится и поэтому класс субгигантов используется редко. Значения поверхностной гравитации, log.g звёезд класса O составляют около 3,6 СГС для гигантов и 3,9 СГС для карликов[12]. Для сравнения, типичные значения log.g для звёзд спектрального класса K составляют 1,59 СГС (Альдебаран) и 4,37 СГС (α Центавра B), оставляя достаточно места для классификации таких субгигантов, как η Цефея с поверхностной гравитацией log.g 3,47 СГС. Примерами массивных субгигантских звёзд являются Тета² Ориона A и первичная звезда системы Дельта Циркуля: обе звезды класса спектрального класса O с массами более 20 .

Свойства[править | править код]

В таблице ниже приведены типичные времена жизни на главной последовательности (ГП) и ветви субгигантов (ВС), а также время петли, то есть время между истощением водорода в ядре и началом горения оболочки для звёзд с разными начальными массами, но с солнечной металличностью Z=0,02. Также показаны масса гелиевого ядра (He ядро), эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и в конце ветви субгигантов для каждой звёзды. Конец ветви субгигантов определяется, когда ядро становится вырожденным или когда светимость начинает увеличиваться[8].

Масса
()
Пример ГП (млрд. лет) Петля (млн. лет) ВС
(млн. лет)
Начало Конец
He ядро () Tэфф (K) Радиус () Светимость () He ядро () Tэфф (K) Радиус () Светимость ()
0,6 Лакайль 8760 58,8 н/д 5,1 0,047 4763 0,9 0,9 0,10 4,634 1,2 0,6
1,0 Солнце 9,3 н/д 2,6 0,025 5766 1,2 1,5 0,13 5034 2,0 2,2
2,0 Сириус 1,2 10 22 0,240 7490 3,6 36,6 0,25 5220 5,4 19,6
5,0 Алькаид 0,1 0,4 15 0,806 14 544 6,3 1571,4 0,83 4737 43,8 866,0

В общем, звезды с меньшей металличностью меньше и горячее, чем звезды с большей металличностью. Для субгигантов это осложняется разным возрастом и массой ядра при сходе с главной последовательности. Звезды с низкой металличностью образуют большое гелиевое ядро, прежде чем покинуть главную последовательность, поэтому звезды с более низкой массой показывают переход в начале ветви субгигантов. Масса гелиевого ядра для звезды с металличностью Z=0,001 (раннее население II) в конце главной последовательности почти вдвое превышает массу звезды с металличностью Z=0,02 (население I). Звезда с низкой металличностью также более чем на 10 000 К горячее и 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 звёзд с другими массами, и ключевые значения, такие как масса звезды, которая превратится в сверхгигант вместо достижения ветви красного гиганта, ниже при низкой металличности[8].

Субгиганты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела[править | править код]

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела всего каталога миссии Hipparcos

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела представляет собой диаграмму рассеяния звёзд по температурным или спектральным типам на оси X и по абсолютной величине или светимости на оси Y. Диаграммы Герцшпрунга — Рассела всех звёзд показывают чёткую диагональную полосу главной последовательности, содержащую большинство звёзд, также значительное количество красных гигантовбелых карликов, если наблюдаются достаточно слабые звезды) с относительно небольшим количеством звёзд в других частях диаграммы.

Субгиганты занимают область выше, то есть более яркую, чем звёзды главной последовательности и ниже звёзд-гигантов. На большинстве диаграмм Герцшпрунга — Рассела их относительно немного, потому что время, проведённое в качестве субгиганта, намного меньше, чем время, проведённое на главной последовательности или в виде гигантской звезды. Горячие субгиганты спектральные класса B едва отличимы от звёзд главной последовательности, в то время как более холодные субгиганты заполняют относительно большой промежуток между холодными звёздами главной последовательности и красными гигантами. Ниже, начиная с, приблизительно, спектрального типа K3 существует область между главной последовательностью и красными гигантами, которая полностью пуста, без субгигантов[2].

Сравнение старого шарового звёздного скопления NGS 188, в котором показана ветвь субгигантов между точкой поворота на главной последовательности и ветвью красных гигантов (голубой цвет) с точкой поворота в более молодом рассеянном звёздном скопление M67[13] (жёлтый цвет)

Звёздные эволюционные треки могут быть нанесены на диаграмму Герцшпрунга — Рассела. Для определённой массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей её жизни и показывают путь от начальной позиции звезды главной последовательности вдоль ветви субгигантов до ветви гигантов. Когда диаграмма Герцшпрунга — Рассела строится для группы звёзд, имеющих одинаковый возраст, таких как шаровые звёздные скопления, ветвь субгигантов может быть видна как полоса звёзд между точкой поворота от главной последовательности к ветви красных гигантов. Ветвь субгигантов видна только в том случае, если скопление достаточно старое, чтобы звезды с массой 1- эволюционировали вдали от главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные звёздные скопления, такие как M67, достаточно стары, чтобы иметь ярко выраженную ветвь субгигантов на диаграмме цвет-величина. ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые все ещё не до конца поняты, но, по-видимому, представляют звёздные популяции разных возрастов внутри скопления[14].

Переменность[править | править код]

Несколько типов переменных звёзд включают субгиганты:

Субгиганты, более массивные, чем Солнце, пересекают полосу нестабильности цефеид, называемую первым пересечением, поскольку они могут пересечь полосу позже на голубой петле. В диапазоне 2- сюда относятся переменные типа Дельты Щита, такие как Бета Кассиопеи[15]. При более высоких массах звёзды будут пульсировать как переменные классические цефеиды, пересекая полосу нестабильности, но эволюция массивных субгигантов происходит очень быстро, и примеры трудно обнаружить. SV Лисички был предложен в качестве субгиганта на первом пересечении[16], но впоследствии было определено, что он находится на втором пересечении[17]

Планеты[править | править код]

Планеты на орбите вокруг субгигантов включают Каппу Андромеды b[18] и HD 224693 b[19].

Примечания[править | править код]

Комментарии
Источники
  1. Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk from Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.) : journal. — 2003. — Vol. 115, no. 812. — P. 1187. — doi:10.1086/378243. — Bibcode2003PASP..115.1187S. — arXiv:astro-ph/0307128.
  2. 1 2 3 Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.) // Chicago : journal. — 1943. — Bibcode1943assw.book.....M.
  3. Gray, Richard O.; Corbally, Christopher. Stellar Spectral Classification (англ.). — 2009.
  4. Garcia, B. A list of MK standard stars (англ.) // Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires : journal. — 1989. — Vol. 36. — P. 27. — Bibcode1989BICDS..36...27G.
  5. Lèbre, A.; De Laverny, P.; De Medeiros, J. R.; Charbonnel, C.; Da Silva, L. Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 1999. — Vol. 345. — P. 936. — Bibcode1999A&A...345..936L.
  6. Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander. The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 496. — P. 428. — doi:10.1086/305347. — Bibcode1998ApJ...496..428A.
  7. 1 2 3 4 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations (англ.). — 2005. — P. 400.
  8. 1 2 3 4 5 Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1998. — Vol. 298, no. 2. — P. 525. — doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x. — Bibcode1998MNRAS.298..525P.
  9. Pogge, Richard W. The Once and Future Sun (англ.) (lecture notes). The Ohio State University (1997). Дата обращения 27 декабря 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
  10. Mermilliod, J. C. Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 1981. — Vol. 97. — P. 235. — Bibcode1981A&A....97..235M.
  11. Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2000. — Vol. 315, no. 3. — P. 543. — doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x. — Bibcode2000MNRAS.315..543H. — arXiv:astro-ph/0001295.
  12. Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 2005. — Vol. 436, no. 3. — P. 1049. — doi:10.1051/0004-6361:20042386. — Bibcode2005A&A...436.1049M. — arXiv:astro-ph/0503346.
  13. Sarajedini, Ata. WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 118, no. 5. — P. 2321. — doi:10.1086/301112. — Bibcode1999AJ....118.2321S.
  14. Pancino, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, F. R. The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 2011. — Vol. 527. — P. A18. — doi:10.1051/0004-6361/201016024. — Bibcode2011A&A...527A..18P. — arXiv:1012.4756.
  15. Ayres, Thomas R. A Far-Ultraviolet Study of the Bright Delta Scuti Variable Beta Cassiopeia (англ.) // IUE Proposal ID #DSGTA : journal. — 1984. — Bibcode1984iue..prop.1747A.
  16. Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V.; Andrievsky, S. M. SV Vulpeculae: A first crossing Cepheid? (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 2001. — Vol. 373, no. 2. — P. 589. — doi:10.1051/0004-6361:20010615. — Bibcode2001A&A...373..589L.
  17. Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 2004. — Vol. 423. — P. 335—340. — doi:10.1051/0004-6361:20040163. — Bibcode2004A&A...423..335T.
  18. Plait, Phil. "Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star". Accessed 1 Feb. 2018
  19. "Planet HD 224693 b", Extrasolar Planet Encyclopaedia. Accessed 1 Feb. 2018

Ссылки[править | править код]