WikiDer > Субгигант
А субгигант это звезда это ярче обычного главная последовательность звезда того же спектральный класс, но не так ярко, как гигантские звезды. Термин субгигант применяется как к определенной спектральной класс светимости и к этапу в эволюция звезды.
Класс светимости по Йерксу IV
Термин субгигант впервые был использован в 1930 году для звезд класса G и ранних K с абсолютные величины от +2,5 до +4. Они были отмечены как часть звездного континуума между очевидными звездами главной последовательности, такими как солнце и очевидные звезды-гиганты, такие как Альдебаран, хотя и менее многочисленны, чем звезды главной последовательности или звезды-гиганты.[1]
В Спектральная классификация Йеркса Система представляет собой двухмерную 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 той же температуры. Звезды IV класса светимости - субгиганты, расположенные между звездами главной последовательности (V класс светимости) и красные гиганты (III класс светимости).
Вместо определения абсолютных характеристик типичный подход к определению класса спектральной светимости состоит в сравнении подобных спектров со стандартными звездами. Многие соотношения линий и профили чувствительны к силе тяжести и, следовательно, служат полезными индикаторами яркости, но некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса:[2][3]
- O: относительная сила Niii выброс и Heii поглощение, сильное излучение более яркое
- B: Линия Бальмера профили и прочность Oii линии
- A: Бальмер линейные профилиЧем больше крылья, тем меньше света
- F: сильные стороны линии Fe, Ti, и Sr
- G: прочность линий Sr и Fe и ширина крыла в Ca Линии H и K
- K: профили линий Ca H&K, отношения линий Sr / Fe и MgЧАС и TiO сильные стороны линии
- M: сила линии 422,6 нм Ca и полос TiO
Морган и Кинан перечислили примеры звезд с классом светимости IV, когда они установили двухмерную схему классификации:[2]
- B0: γ Кассиопеи, δ Скорпионы
- B0,5: β Скорпиона
- B1: ο Персей, β Цефеи
- БИ 2: γ Orionis, π Скорпион, θ Змееносец, λ Скорпион
- B2.5: γ Pegasi, ζ Кассиопеи
- B3: ι Геркулес
- B5: τ Геркулес
- A2: β Возничего, λ Большая Медведица, β Серпентис
- A3: δ Геркулес
- F2: δ Близнецы, ζ Змеиный
- F5: Процион, 110 Геркулес
- F6: τ Boötis, θ Boötis, γ Серпентис
- F8: 50 Андромеды, θ Драконис
- G0: η Boötis, ζ Геркулес
- G2: μ Cancri
- G5: μ Herculis
- 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 O-класса и звезды холоднее K1 редко получают субгигантские классы светимости.[4]
Субгигантская ветвь
• 5M☉ дорожка показывает крюк и ветку субгиганта, пересекающую Разрыв Герцшпрунга
• 2M☉ дорожка показывает крючок и ярко выраженную ветку 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 ком оба 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 небольшим внешним указанием на внутренние изменения. Один из подходов к идентификации эволюционных субгигантов включает химическое содержание, такое как литий, разбавленный субгигантами,[5] и сила корональной эмиссии.[6]
По мере уменьшения доли водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, ядро температура повышается и поэтому скорость слияния увеличивается. Это заставляет звезды медленно эволюционировать до более высокой светимости по мере старения и расширяет полосу главной последовательности в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.
Как только звезда главной последовательности перестает плавить водород в своем ядре, ядро начинает коллапсировать под собственным весом. Это вызывает повышение температуры, и водород плавится в оболочке за пределами активной зоны, что дает больше энергии, чем горение водорода в ядре. Звезды с низкой и средней массой расширяются и охлаждаются до тех пор, пока примерно при 5000 К они не начнут увеличивать яркость в стадии, известной как ветка красного гиганта. 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
Звезды менее массивные чем примерно 0,4M☉ 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 M☉ к 1M☉
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 Предел Шенберга – Чандрасекара и он 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 термоядерного синтеза в водородной оболочке увеличивается, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно при той же эффективной температуре. Теперь звезда находится на ветке красного гиганта.[7]
Масса более 1M☉
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 повышаться температура. Вся звезда сжимается и температура увеличивается, а излучаемая светимость фактически увеличивается, несмотря на отсутствие термоядерного синтеза. Это продолжается в течение нескольких миллионов лет, прежде чем ядро станет достаточно горячим, чтобы воспламенить водород в оболочке, что изменит температуру и яркость, и звезда начнет расширяться и охлаждаться. Эта крюк обычно определяется как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов в этих звездах.[8]
Ядро звезд ниже примерно 2M☉ все еще ниже Предел Шенберга – Чандрасекара, но синтез водородной оболочки быстро увеличивает массу ядра сверх этого предела. У более массивных звезд уже есть ядра выше массы Шенберга – Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса, при которой звезды покажут крючок и при которой они покинут главную последовательность с ядрами выше предела Шенберга – Чандрасекара, зависит от металличности и степени превышение 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 увеличению размера ядра, когда водород истощается.[7]
Как только ядро превышает предел C-R, оно больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Он сжимается, а внешние слои звезды расширяются и охлаждаются. 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 примерно 1-2M☉ может развить вырожденное гелиевое ядро до этого момента, и это приведет к тому, что звезда войдет в ветвь красных гигантов, как и в случае звезд 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 6000–30 000 K до примерно 5000 K. На этой стадии эволюции можно увидеть относительно мало звезд, и на диаграмме H – R, известной как то Разрыв Герцшпрунга. Это наиболее очевидно в скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.[9]
Массивные звезды
Более 8-12 летM☉в зависимости от металличности звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности за счет Цикл CNO слияние. 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 сверхгиганты. Им также может быть присвоен класс гигантской спектральной светимости во время этого перехода.[10]
В очень массивных звездах главной последовательности O-класса 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), оставляя достаточно возможностей для классификации субгигантов, таких как η Cephei с log (g) 3,47. Примеры массивных звезд-субгигантов включают: θ2 Орионис А и главная звезда δ Система Чирчини, обе звезды класса O с массой более 20M☉.
Свойства
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 ветви субгигантов определяется, когда ядро становится вырожденным или когда светимость начинает увеличиваться.[8]
| Масса (M☉) | пример | MS (GYrs) | Крючок (MYrs) | SB (Млн лет) | Начните | Конец | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Он Ядро (M☉) | Тэфф (K) | Радиус (р☉) | Яркость (L☉) | Он Ядро (M☉) | Тэфф (K) | Радиус (р☉) | Яркость (L☉) | |||||
| 0.6 | Лакайль 8760 | 58.8 | Нет данных | 5,100 | 0.047 | 4,763 | 0.9 | 0.9 | 0.10 | 4,634 | 1.2 | 0.6 |
| 1.0 | В солнце | 9.3 | Нет данных | 2,600 | 0.025 | 5,766 | 1.2 | 1.5 | 0.13 | 5,034 | 2.0 | 2.2 |
| 2.0 | Сириус | 1.2 | 10 | 22 | 0.240 | 7,490 | 3.6 | 36.6 | 0.25 | 5,220 | 5.4 | 19.6 |
| 5.0 | Alkaid | 0.1 | 0.4 | 15 | 0.806 | 14,544 | 6.3 | 1,571.4 | 0.83 | 4,737 | 43.8 | 866.0 |
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 выключение 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. Масса ядра гелия a Z = 0,001 (крайняя население II) 1 M☉ звезда в конце главной последовательности почти вдвое больше, чем у Z = 0,02 (население 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
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (H – R) представляет собой диаграмму 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]
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,M☉ звезды эволюционировали вдали от главной последовательности, для которой требуется несколько миллиардов лет. Шаровые скопления такие как ω Центавра и старый открытые кластеры такие как M67 достаточно стары, чтобы иметь ярко выраженную ветвь субгигантов на своих диаграммы цвет – величина. ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые до сих пор не совсем понятны, но, по-видимому, представляют собой звездные популяции разного возраста в скоплении.[13]
Изменчивость
Несколько видов переменная звезда включают субгигантов:
- Переменные Beta Cephei, ранняя главная последовательность B и звезды-субгиганты
- Медленно пульсирующие звезды типа B, звезды средней и поздней B главной последовательности и звезды-субгиганты
- Переменные Delta Scuti, поздние A и ранние F звезды главной последовательности и субгиганты
Субгиганты массивнее Солнца пересекают Цефеида полоса нестабильности, называется первый переход поскольку они могут снова пересечь полосу позже синяя петля. Во 2 - 3M☉ диапазон, это включает переменные Delta Scuti, такие как β Cas.[14] При больших массах звезды пульсировали бы как Классические переменные цефеид при пересечении полосы нестабильности, но эволюция массивных субгигантов происходит очень быстро и трудно обнаружить примеры. SV Vulpeculae был предложен как субгигант при первом пересечении[15] но впоследствии было установлено, что он находится на втором пересечении [16]
Планеты
Планеты на орбите вокруг субгигантских звезд включают: Каппа Андромеды b[17] и HD 224693 b.[18]
использованная литература
- ^ Сэндидж, Аллан; Любин, Лори М .; Ванденберг, Дон А. (2003). "Возраст самых старых звезд в местном галактическом диске от Hipparcos Параллаксы Субгигантов G и K ». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 115 (812): 1187–1206. arXiv:astro-ph / 0307128. Bibcode:2003PASP..115.1187S. Дои:10.1086/378243. S2CID 7159325.
- ^ а б c Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации». Чикаго. Bibcode:1943assw.book ..... M.
- ^ Грей, Ричард О .; Corbally, Кристофер (2009). «Звездная спектральная классификация». Звездная спектральная классификация Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли. Princeton University Press. Bibcode:2009сс .. книга ..... G.
- ^ Гарсия, Б. (1989). «Список звезд стандарта МК». Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36 ... 27G.
- ^ Lèbre, A .; De Laverny, P .; De Medeiros, J. R .; 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.
- ^ Ayres, Thomas R .; Симон, Теодор; Стерн, Роберт А .; Дрейк, Стивен А .; Вуд, Брайан Э .; Браун, Александр (1998). "Корона гигантов средней массы в провале Герцшпрунга и скоплении". Астрофизический журнал. 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ ... 496..428A. Дои:10.1086/305347.
- ^ а б c d Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций». Эволюция звезд и звездных популяций: 400. Bibcode:2005essp.book ..... S.
- ^ а б c d е 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:1998МНРАС.298..525П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x.
- ^ Мермиллиод, Дж. К. (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.
- ^ 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:2000МНРАС.315..543Н. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2000.03426.x. S2CID 18523597.
- ^ Мартинс, Ф .; Schaerer, D .; Хиллер, Д. Дж. (2005). «Новая калибровка звездных параметров галактических O-звезд». Астрономия и астрофизика. 436 (3): 1049–1065. arXiv:Astro-ph / 0503346. Bibcode:2005A&A ... 436.1049M. Дои:10.1051/0004-6361:20042386. S2CID 39162419.
- ^ Сарадждини, Ата (1999). "Исследование открытого кластера WIYN. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красных сгустков в зависимости от металличности и возраста". Астрономический журнал. 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ .... 118.2321S. Дои:10.1086/301112.
- ^ Pancino, E .; Mucciarelli, A .; Sbordone, L .; Беллаццини, М .; Pasquini, L .; Монако, L .; Ферраро, Ф. Р. (2011). «Субгигантская ветвь ω Центавра, видимая с помощью спектроскопии высокого разрешения». Астрономия и астрофизика. 527: A18. arXiv:1012.4756. Bibcode:2011A & A ... 527A..18P. Дои:10.1051/0004-6361/201016024. S2CID 54951859.
- ^ 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.
- ^ Удача, Р. Э .; Ковтюх, В. В .; Андриевский, С. М. (2001). "SV Vulpeculae: Цефеида первого пересечения?". Астрономия и астрофизика. 373 (2): 589. Bibcode:2001A & A ... 373..589L. Дои:10.1051/0004-6361:20010615.
- ^ Тернер, Д. Г .; Бердников, Л. Н. (2004). «О способе скрещивания долгопериодической цефеиды SV Vulpeculae». Астрономия и астрофизика. 423: 335–340. Bibcode:2004A & A ... 423..335T. Дои:10.1051/0004-6361:20040163.
- ^ Плет, Фил. "Астрономы сфотографировали планету, вращающуюся вокруг другой звезды". Доступ 1 февраля 2018 г.
- ^ "Планета HD 224693 b", Энциклопедия внесолнечных планет. Доступ 1 февраля 2018 г.
Список используемой литературы
- Vassiliadis, E .; Вуд, П. Р. (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы». Астрофизический журнал. 413: 641. Bibcode:1993ApJ ... 413..641V. Дои: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:1998МНРАС.298..525П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x.
- Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, 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 по астрономии и астрофизике. 141 (3): 371–383. arXiv:Astro-ph / 9910164. Bibcode:2000A и AS..141..371G. Дои:10.1051 / aas: 2000126. S2CID 14566232.
внешние ссылки
- Эволюция после главной последовательности за счет сжигания гелия
- Длиннопериодные переменные - отношения светимости периода и классификация в миссии Gaia
