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 ) .

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

Литература

• H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. . — 5th Edition. — Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• M. Salaris, S. Cassisi. . — 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 .