Субгигант — звезда , которая ярче обычной звезды главной последовательности того же спектрального класса , но не такая яркая, как звезды -гиганты . Термин субгигант применяется как к определенному классу спектральной светимости , так и к стадии эволюции звезды .
Термин «субгигант» впервые был использован в 1930 году для звезд класса G и ранних K с абсолютными звездными величинами от +2,5 до +4. Они были отмечены как часть континуума звезд между очевидными звездами главной последовательности, такими как Солнце, и очевидными звездами-гигантами, такими как Альдебаран , хотя и менее многочисленными, чем звезды главной последовательности или звезды-гиганты. [1]
Система спектральной классификации Йеркса представляет собой двумерную 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 — это субгиганты, расположенные между звездами главной последовательности (V класс светимости) и красными гигантами (III класс светимости).
Вместо определения абсолютных характеристик типичный подход к определению класса спектральной светимости состоит в сравнении аналогичных спектров со стандартными звездами. Многие соотношения и профили линий чувствительны к гравитации и, следовательно, являются полезными индикаторами светимости, но некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса: [2] [3]
Морган и Кинан перечислили примеры звезд IV класса светимости, когда они установили двумерную схему классификации: [2]
Более поздний анализ показал, что некоторые из них представляли собой смешанные спектры двойных звезд, а некоторые были переменными, и стандарты были расширены на гораздо больше звезд, но многие из первоначальных звезд по-прежнему считаются стандартами класса субгигантской светимости. Звездам О-класса и звездам холоднее К1 редко присваиваются субгигантские классы светимости. [4]
Ветвь субгигантов — это этап эволюции звезд от малой до средней массы. Звезды со спектральным классом-субгигантом не всегда находятся на эволюционной ветви субгигантов, и наоборот. Например, звезды FK Com и 31 Com лежат в щели Герцшпрунга и, вероятно, являются эволюционными субгигантами, но обеим часто присваиваются гигантские классы светимости. На спектральную классификацию могут влиять металличность, вращение, необычные химические особенности и т. д. Начальные стадии ветви субгигантов у такой звезды, как Солнце, длительны с небольшими внешними признаками внутренних изменений. Один из подходов к идентификации эволюционных субгигантов включает в себя содержание химических веществ, таких как литий, которого в субгигантах мало, [5] и силу коронального излучения. [6]
По мере того как доля водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, уменьшается, температура ядра увеличивается и, следовательно, скорость термоядерного синтеза увеличивается. Это заставляет звезды медленно эволюционировать к более высокой светимости по мере их старения и расширяет полосу главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела .
Как только звезда главной последовательности перестает синтезировать водород в своем ядре, ядро начинает разрушаться под собственным весом. Это приводит к повышению температуры и плавлению водорода в оболочке за пределами ядра, что обеспечивает больше энергии, чем горение водорода в ядре. Звезды малой и средней массы расширяются и остывают до тех пор, пока примерно при 5000 К их светимость не начинает увеличиваться на стадии, известной как ветвь красных гигантов . Переход от главной последовательности к ветви красных гигантов известен как ветвь субгигантов. Форма и продолжительность ветви субгигантов неодинакова для звезд разных масс из-за различий во внутренней конфигурации звезды.
Звезды менее массивные , чем примерно 0,4 M ☉, имеют конвекцию на 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 субгиганты. Звезды такой массы имеют время жизни на главной последовательности, во много раз превышающее нынешний возраст Вселенной. [7]
Звезды, масса которых составляет 40 процентов от массы Солнца и больше, имеют неконвективные ядра с сильным температурным градиентом от центра наружу. Когда они исчерпывают водород в ядре звезды, водородная оболочка, окружающая центральное ядро, продолжает плавиться без перерыва. На данный момент звезда считается субгигантом, хотя снаружи заметны незначительные изменения. [8] Поскольку плавящаяся водородная оболочка преобразует свою массу в гелий, конвективный эффект отделяет гелий по направлению к ядру, где он очень медленно увеличивает массу несгорающего ядра почти чистой гелиевой плазмы. При этом сливающаяся водородная оболочка постепенно расширяется наружу, что увеличивает размер внешней оболочки звезды до размера субгиганта, который в два-десять раз превышает первоначальный радиус звезды, когда она находилась на главной последовательности. Расширение внешних слоев звезды до субгигантских размеров почти уравновешивает увеличение энергии, генерируемой синтезом водородной оболочки, заставляя звезду почти поддерживать температуру своей поверхности. Это приводит к тому, что спектральный класс звезды меняется очень мало в нижней части этого диапазона звездных масс. Площадь субгигантской поверхности, излучающей энергию, настолько больше, что потенциальная околозвездная обитаемая зона , где орбиты планет будут находиться в диапазоне образования жидкой воды, смещается гораздо дальше в любую планетную систему. Площадь поверхности сферы равна 4πr 2 , поэтому сфера с радиусом 2 R ☉ выделит на поверхности 400% больше энергии, а сфера с радиусом 10 R ☉ выделит 10000% больше энергии. [ нужна цитата ]
Масса гелиевого ядра ниже предела Шенберга – Чандрасекара и остается в тепловом равновесии с плавящейся водородной оболочкой. Ее масса продолжает увеличиваться, и звезда очень медленно расширяется по мере миграции водородной оболочки наружу. Любое увеличение выхода энергии из оболочки приводит к расширению оболочки звезды, и светимость остается примерно постоянной. Субгигантская ветвь этих звезд короткая, горизонтальная и густонаселенная, что видно в очень старых скоплениях. [8]
Через один-восемь миллиардов лет гелиевое ядро становится слишком массивным, чтобы выдерживать собственный вес, и деградирует. Его температура увеличивается, скорость плавления в водородной оболочке увеличивается, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно при той же эффективной температуре. Звезда сейчас находится на ветви Красных гигантов . [7]
Звезды, массивные и большие, чем Солнце, имеют конвективное ядро на главной последовательности. У них образуется более массивное гелиевое ядро, занимающее большую часть звезды, прежде чем они исчерпают водород во всей конвективной области. Термоядерная реакция в звезде полностью прекращается, ядро начинает сжиматься и нагреваться. Вся звезда сжимается и нагревается, при этом 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 обратит вспять рост температуры и светимости, и звезда начнет расширяться и остывать. Этот крючок обычно определяется как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов у этих звезд. [8]
Ядро звезд ниже примерно 2 M ☉ все еще находится ниже предела Шенберга-Чандрасекара , но синтез водородной оболочки быстро увеличивает массу ядра за пределы этого предела. Более массивные звезды уже имеют ядра выше массы Шенберга-Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса, при которой звезды покажут крючок и покинут главную последовательность с ядрами выше предела Шенберга – Чандрасекара, зависит от металличности и степени выхода за пределы конвективного ядра. Низкая металличность приводит к тому, что центральная часть даже ядер малой массы становится конвективно нестабильной, а превышение приводит к увеличению размера ядра при исчерпании водорода. [7]
Как только ядро превышает предел C–R, оно больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Она 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 плавящейся оболочки. Расширение прекращается, и излучаемая светимость начинает увеличиваться, что определяется как начало ветви красных гигантов для этих звезд. Звезды с начальной массой примерно 1–2 M ☉ до этого момента могут развить вырожденное гелиевое ядро, что приведет к тому, что звезда войдет в ветвь красных гигантов, как и звезды с меньшей массой. [7]
Сжатие ядра и расширение оболочки происходят очень быстро, занимая всего несколько миллионов лет. За это время температура звезды снизится со значения главной последовательности 6 000–30 000 К примерно до 5 000 К. На этой стадии эволюции наблюдается относительно небольшое количество звезд, и на диаграмме H – R наблюдается очевидный недостаток, известный как разрыв Герцшпрунга . Это наиболее очевидно в скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. [9]
За пределами примерно 8–12 M ☉ , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности из-за слияния цикла CNO . Синтез водородной оболочки и последующий синтез гелия в ядре начинаются быстро после истощения водорода в ядре, прежде чем звезда сможет достичь ветви красных гигантов. Такие звезды, например, ранние звезды главной последовательности B, проходят короткую и укороченную ветвь субгигантов, прежде чем стать сверхгигантами . Во время этого перехода им также может быть присвоен гигантский класс спектральной светимости. [10]
У очень массивных звезд главной последовательности O-класса переход от главной последовательности к гиганту и сверхгиганту происходит в очень узком диапазоне температур и светимости, иногда даже до того, как завершился синтез водорода в ядре, а класс субгигантов используется редко. Значения поверхностной гравитации log(g) звезд О-класса составляют около 3,6 СГс 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 ), что оставляет достаточно возможностей для классификации субгигантов, таких как η Цефеи, с log(g) 3,47. Примеры массивных звезд-субгигантов включают θ 2 Ориона А и главную звезду системы δ Цирчини , обе звезды класса O с массами более 20 M ☉ .
В этой таблице показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS) и ветви субгигантов (SB), а также любая длительность крючка между исчерпанием водорода в ядре и началом горения оболочки для звезд с разными начальными массами, все при солнечной металличности (Z = 0,02). Также показаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце ветви субгигантов для каждой звезды. Конец ветви субгигантов определяется как момент вырождения ядра или когда светимость начинает увеличиваться. [8]
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 повороте главной последовательности . У звезд с низкой металличностью перед выходом из главной последовательности образуется более крупное гелиевое ядро, поэтому звезды с меньшей массой имеют крючок в начале ветви субгигантов. Масса гелиевого ядра звезды Z=0,001 (крайняя популяция II ) 1 M ☉ в конце главной последовательности почти вдвое превышает массу звезды Z=0,02 ( население I ). 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 крупнее и почти в четыре раза ярче. Подобные различия существуют и 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]
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R) представляет собой диаграмму рассеяния звезд с температурой или спектральным классом на оси x и абсолютной звездной величиной или светимостью на оси y. Диаграммы H – R всех звезд показывают четкую диагональную полосу главной последовательности, содержащую 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 (то есть 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, проведенное на главной последовательности или в качестве звезды-гиганта. Горячие субгиганты класса B едва отличимы 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 совершенно пуста, без субгигантов. [2]
Треки звездной эволюции можно нанести на диаграмму H – R. Для определенной массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей ее жизни и показывают путь от начального положения главной последовательности вдоль ветви субгигантов до ветви гигантов. Когда диаграмма H – R строится для группы звезд одинакового возраста, например скопления, 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 старо, чтобы 1–8 звезд M ☉ эволюционировали от главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления , такие как ω Центавра, и старые рассеянные скопления , такие как M67, достаточно старые, чтобы показывать выраженную субгигантскую ветвь на своих диаграммах цвет-величина . ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые до сих пор не до конца понятны, но, по-видимому, представляют собой звездное население разного возраста внутри скопления. [13]
Несколько типов переменных звезд включают субгиганты:
Субгиганты, более массивные, чем Солнце, пересекают полосу нестабильности цефеид , называемую первым пересечением , поскольку позже они могут снова пересечь полосу по синей петле . В диапазоне 2–3 M ☉ сюда входят переменные Delta Scuti, такие как β Cas . [14] При более высоких массах звезды будут пульсировать как переменные классической цефеиды, пересекая полосу нестабильности, но эволюция массивных субгигантов происходит очень быстро, и примеры трудно обнаружить. SV Vulpeculae была предложена как субгигант при первом пересечении [15] , но впоследствии было установлено, что она находилась при втором пересечении [16]
Планеты на орбите вокруг звезд-субгигантов включают Каппа Андромеды b , [17] Kepler-36 b и c, [18] [19] TOI-4603 b [20] и HD 224693 b . [21]