Субгигант

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.

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

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[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 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

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 ветра — звёздами 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

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
  1. Martin V. Zombeck. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. ads.harvard.edu. Дата обращения: 9 февраля 2021.
  2. David Darling. Subgiant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 9 февраля 2021.
  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.
  5. Procyon (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 9 февраля 2021.
  6. Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
  7. Salaris, Cassisi, 2005, p. 142.
  8. 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.
  9. Karttunen et al., 2007, pp. 248—249.
  10. 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.
  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.
  17. Gerard S. The Secret Lives of Cepheids 20—22. Villanova University (2014).
  18. А. С. Расторгуев. Цефеиды — звёздные маяки Вселенной. Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга, МГУ 53, 86—90. Дата обращения: 10 февраля 2021.

Литература

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.