Interested Article - Субгигант

keira
  • 2021-06-05
  • 1

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для звёзд в окрестностях Солнца с отмеченными классами светимости, в том числе субгигантами
Абсолютные звёздные величины субгигантов в полосе V
Спектральный класс M V
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

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 . Абсолютные звёздные величины субгигантов в среднем изменяются от −4,7 m для звёзд класса B0 до +3,2 m для класса K0 . Сам термин «субгигант» был впервые использован (нид.) (в 1930 году и относился к звёздам классов G0—K3 с абсолютными звёздными величинами 2,5—4 m .

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 . 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 .

К субгигантам относятся, например, Бета Южной Гидры , а также Процион .

Эволюция

Звёзды попадают на ветвь субгигантов после того, как в их ядре исчерпывается водород (остаётся менее 1% по массе) и завершается термоядерный синтез , после чего синтез гелия из водорода начинается в оболочке вокруг ядра, в основном посредством CNO-цикла . 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 .

Когда у звёзд массой менее 1,5 M ⊙ , но более массивных, чем 0,2 M ⊙ , 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) .

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

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 . 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 ветра — звёздами Вольфа — Райе .

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 . Для маломассивных же звёзд эта стадия даже относительно их срока жизни длится дольше, и, например, в шаровых звёздных скоплениях отчётливо видны ветви субгигантов .

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 ⊙ .

Переменность

Массивные звёзды, проходя стадию субгигантов, временно оказываются на полосе нестабильности и становятся цефеидами , однако прохождение полосы нестабильности происходит очень быстро — за 10 2 —10 4 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 .

Примечания

  1. ↑ Martin V. Zombeck. (неопр.) . ads.harvard.edu . Дата обращения: 9 февраля 2021. 12 августа 2007 года.
  2. ↑ David Darling. (неопр.) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 9 февраля 2021. 20 апреля 2021 года.
  3. Allan Sandage, Lori M. Lubin, Don A. VandenBerg. (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2003-09-02. — Vol. 115 , iss. 812 . — P. 1187 . — ISSN . — doi : .
  4. (неопр.) . www.sai.msu.su . Дата обращения: 10 февраля 2021. 18 февраля 2022 года.
  5. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 9 февраля 2021. 26 января 2021 года.
  6. ↑ , с. 399.
  7. ↑ , p. 142.
  8. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1997. — 1 June (vol. 482). — P. 420–432. — ISSN . — doi : . 5 октября 2018 года.
  9. , pp. 248—249.
  10. ↑ , pp. 249.
  11. F. Martins, A. Palacios. (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2013-12-01. — Vol. 560 . — P. A16 . — ISSN . — doi : . 17 января 2021 года.
  12. , с. 399—400.
  13. , pp. 140—144.
  14. , pp. 250.
  15. John Faulkner, Fritz J. Swenson. // The Astrophysical Journal. — 1993-07-01. — Т. 411 . — С. 200–206 . — ISSN . — doi : .
  16. I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418 . — С. 457 . — ISSN . — doi : . 26 февраля 2008 года.
  17. Gerard S. (неопр.) 20—22. Villanova University (2014). Дата обращения: 10 февраля 2021. 13 июля 2020 года.
  18. А. С. Расторгуев. (неопр.) . Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга , МГУ 53, 86—90. Дата обращения: 10 февраля 2021. 15 июля 2021 года.

Литература


keira
  • 2021-06-05
  • 1

Same as Субгигант

The title for the last searches