stringtranslate.com

Субгигант

Субгигант — это звезда , которая ярче обычной звезды главной последовательности того же спектрального класса , но не такая яркая, как звезды-гиганты . Термин «субгигант » применяется как к определенному спектральному классу светимости , так и к стадии эволюции звезды .

Класс светимости по Йерксу IV

Термин «субгигант» впервые был использован в 1930 году для звезд класса G и ранних звезд класса K с абсолютными величинами от +2,5 до +4. Они были отмечены как часть континуума звезд между очевидными звездами главной последовательности, такими как Солнце , и очевидными гигантскими звездами, такими как Альдебаран , хотя и менее многочисленными, чем звезды главной последовательности или гигантские звезды. [1]

Система спектральной классификации Йеркса представляет собой двумерную схему, которая использует комбинацию букв и цифр для обозначения температуры звезды (например, A5 или M1) и римскую цифру для обозначения светимости относительно других звезд той же температуры. Звезды класса светимости IV — это субгиганты, расположенные между звездами главной последовательности (класс светимости V) и красными гигантами (класс светимости III).

Вместо определения абсолютных характеристик, типичный подход к определению класса спектральной светимости заключается в сравнении похожих спектров со стандартными звездами. Многие линейные отношения и профили 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 класса светимости IV, когда они разработали двумерную схему классификации: [2]

Более поздний анализ показал, что некоторые из них были смешанными спектрами от двойных звезд, а некоторые были переменными, и стандарты были расширены для гораздо большего количества звезд, но многие из исходных звезд по-прежнему считаются стандартами класса светимости субгигантов. Звезды класса O и звезды холоднее K1 редко получают класс светимости субгигантов. [4]

Субгигантская ветвь

Звездные эволюционные пути:
  • на треке 5  M ☉ видны крюк и субгигантская ветвь, пересекающая щель Герцшпрунга
  • след 2  M ☉ показывает крюк и выраженную субгигантскую ветвь
  • следы с меньшей массой показывают очень короткие и продолжительные субгигантские ветви

Ветвь субгигантов является стадией эволюции звезд с малой и средней массой. Звезды со спектральным типом субгиганта не всегда находятся на эволюционной ветви субгигантов, и наоборот. Например, звезды FK Com и 31 Com обе лежат в щели Герцшпрунга и, вероятно, являются эволюционными субгигантами, но обе часто относятся к классам гигантской светимости. На спектральную классификацию могут влиять металличность, вращение, необычные химические особенности и т. д. Начальные стадии ветви субгигантов в звезде, подобной Солнцу, длятся с небольшими внешними признаками внутренних изменений. Один из подходов к идентификации эволюционных субгигантов включает химическое содержание, такое как литий, который обеднен у субгигантов, [5] и интенсивность коронального излучения. [6]

По мере уменьшения доли водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, температура ядра увеличивается , и, следовательно, увеличивается скорость синтеза. Это заставляет звезды медленно эволюционировать к более высоким светимостям по мере их старения и расширяет полосу главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела .

Как только звезда главной последовательности прекращает синтез водорода в своем ядре, ядро ​​начинает коллапсировать под собственным весом. Это приводит к повышению его температуры, и водород синтезируется в оболочке за пределами ядра, что обеспечивает больше энергии, чем сжигание водорода в ядре. Звезды малой и средней массы расширяются и остывают, пока при температуре около 5000 К не начинают увеличивать светимость на стадии, известной как ветвь красных гигантов . 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 с массой менее 0,4  M ☉ являются конвективными по всей большей части звезды. Эти звезды продолжают синтезировать водород в своих ядрах до тех пор, пока по существу вся звезда не превратится в гелий, и они не превращаются в субгигантов. Звезды с такой массой имеют продолжительность жизни на главной последовательности во много раз больше, чем текущий возраст Вселенной. [7]

0,4 М☉до 0,9 М☉

Диаграмма Г–Р для шарового скопления M5 , показывающая короткую, но густонаселенную субгигантскую ветвь звезд, немного менее массивных, чем Солнце.

Звезды с массой 40 процентов массы Солнца и больше имеют неконвективные ядра с сильным градиентом температуры от центра наружу. Когда они исчерпывают водород в ядре звезды, оболочка водорода, окружающая центральное ядро, продолжает плавиться без перерыва. Звезда считается субгигантом в этой точке, хотя снаружи мало что меняется. [8] Поскольку плавящаяся водородная оболочка преобразует свою массу в гелий, конвективный эффект отделяет гелий по направлению к ядру, где он очень медленно увеличивает массу неплавящегося ядра почти чистой гелиевой плазмы. По мере того, как это происходит, плавящаяся водородная оболочка постепенно расширяется наружу, что увеличивает размер внешней оболочки звезды до размера субгиганта от двух до десяти раз от первоначального радиуса звезды, когда она находилась на главной последовательности. Расширение внешних слоев звезды до размера субгиганта почти уравновешивает увеличение энергии, генерируемой слиянием водородной оболочки, заставляя звезду почти поддерживать свою поверхностную температуру. Это приводит к тому, что спектральный класс звезды меняется очень мало в нижнем конце этого диапазона массы звезды. Площадь поверхности субгиганта, излучающая энергию, настолько больше, что потенциальная околозвездная обитаемая зона , где планетарные орбиты будут находиться в диапазоне для образования жидкой воды, смещена намного дальше в любую планетную систему. Площадь поверхности сферы определяется как 4πr 2, поэтому сфера с радиусом 2  R ☉ выделит 400% энергии на поверхности, а сфера с 10  R ☉ выделит 10000% энергии. [ необходима цитата ]

Масса гелиевого ядра ниже предела Шёнберга-Чандрасекара и остается в тепловом равновесии с плавящейся водородной оболочкой. Ее масса продолжает увеличиваться, и звезда очень медленно расширяется по мере того, как водородная оболочка мигрирует наружу. Любое увеличение выхода энергии из оболочки идет на расширение оболочки звезды, а светимость остается приблизительно постоянной. Ветвь субгигантов для этих звезд короткая, горизонтальная и густонаселенная, как видно в очень старых скоплениях. [8]

Через один-восемь миллиардов лет гелиевое ядро ​​становится слишком массивным, чтобы выдерживать собственный вес, и вырождается. Его температура увеличивается, скорость синтеза 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]

Масса от 1 до 8 М☉

Звезды, такие же массивные и большие, как Солнце, имеют конвективное ядро ​​на главной последовательности. Они развивают более массивное гелиевое ядро, занимающее большую часть звезды, прежде чем они исчерпают водород во всей конвективной области. Синтез в звезде полностью прекращается, и ядро ​​начинает сжиматься и повышать температуру. Вся звезда сжимается и повышает температуру, при этом излучаемая светимость фактически увеличивается, несмотря на отсутствие синтеза. Это продолжается в течение нескольких миллионов лет, прежде чем ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы поджечь водород в оболочке, что меняет направление увеличения температуры и светимости, и звезда начинает расширяться и охлаждаться. Этот крючок обычно определяется как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов в этих звездах. [8]

Ядро звезд ниже примерно 2  M ☉ все еще находится ниже предела Шенберга-Чандрасекара , но слияние водородной оболочки быстро увеличивает массу ядра сверх этого предела. Более массивные звезды уже имеют ядра выше массы Шенберга-Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса, при которой звезды покажут крюк и при которой они покинут главную последовательность с ядрами выше предела Шенберга-Чандрасекара, зависит от металличности и степени перерегулирования в конвективном ядре. Низкая металличность приводит к тому, что центральная часть даже маломассивных ядер становится конвективно нестабильной, а перерегулирование приводит к тому, что ядро ​​становится больше, когда водород истощается. [7]

Как только ядро ​​превышает предел C–R, оно больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Оно сжимается, а внешние слои звезды расширяются и охлаждаются. Энергия для расширения внешней оболочки приводит к уменьшению излучаемой светимости. Когда внешние слои достаточно остывают, они становятся непрозрачными и заставляют конвекцию начинаться снаружи сливающейся оболочки. Расширение останавливается, и излучаемая светимость начинает увеличиваться, что определяется как начало ветви красных гигантов для этих звезд. Звезды с начальной массой приблизительно 1–2  M ☉ могут развить вырожденное гелиевое ядро ​​до этой точки, и это заставит звезду войти в ветвь красных гигантов, как и для звезд с меньшей массой. [7]

Сжатие ядра и расширение оболочки происходит очень быстро, занимая всего несколько миллионов лет. За это время температура звезды охладится от ее значения главной последовательности 6000–30000 К до примерно 5000 К. На этой стадии эволюции наблюдается относительно небольшое количество звезд, и на диаграмме H–R наблюдается очевидный недостаток, известный как разрыв Герцшпрунга . Он наиболее очевиден в скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. [9]

Массивные звезды

За пределами примерно 8–12  M ☉ , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности из-за слияния цикла CNO . Слияние водородной оболочки и последующее слияние гелия в ядре начинаются быстро после истощения водорода в ядре, до того как звезда может достичь ветви красных гигантов. Такие звезды, например, ранние звезды главной последовательности B, испытывают короткую и укороченную ветвь субгигантов, прежде чем стать сверхгигантами . Им также может быть присвоен класс спектральной светимости гигантов во время этого перехода. [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 закончится ядерное слияние водорода, и класс субгигантов используется редко. Значения поверхностной гравитации, log(g), для звезд O-класса составляют около 3,6 cgs для гигантов и 3,9 для карликов. [11] Для сравнения, типичные значения log(g) для звезд K-класса составляют 1,59 ( Альдебаран ) и 4,37 ( α Центавра B ), что оставляет достаточно места для классификации субгигантов, таких как η Цефея с log(g) 3,47. Примерами массивных субгигантов являются θ 2 Ориона A и главная звезда системы δ Циркуля , обе звезды класса O с массой более 20  M ☉ .

Характеристики

В этой таблице показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS) и ветви субгигантов (SB), а также любая продолжительность крючка между истощением водорода в ядре и началом горения оболочки для звезд с различными 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, когда ядро ​​становится вырожденным или когда светимость начинает увеличиваться. [8]

В целом, звезды с меньшей металличностью меньше и горячее звезд с большей металличностью. Для субгигантов это осложняется разным возрастом и массой ядра на повороте главной последовательности . Звезды с меньшей металличностью развивают большее гелиевое ядро ​​перед тем, как покинуть главную последовательность, поэтому звезды с меньшей массой показывают крюк в начале ветви субгигантов. Масса гелиевого ядра звезды с Z=0,001 (экстремальная популяция II ) 1  M ☉ в конце главной последовательности почти вдвое больше, чем у звезды с Z=0,02 ( популяция I ). Звезда с меньшей 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 меньшей металличностью больше и почти в четыре раза ярче. Аналогичные различия существуют и в эволюции звезд с другими массами, а ключевые значения, такие как масса звезды, которая станет сверхгигантом вместо того, чтобы достичь ветви красных гигантов, ниже при низкой металличности. [8]

Субгиганты на диаграмме Г–Р

H–R-диаграмма всего каталога Hipparcos

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела (Г–Р) представляет собой диаграмму рассеяния звезд с температурой или спектральным классом по оси x и абсолютной величиной или светимостью по оси y. Диаграммы Г–Р 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 (т.е. более яркую, чем) звезды главной последовательности и ниже звезд-гигантов. На большинстве диаграмм H–R их относительно немного, поскольку время, проведенное в качестве субгиганта, намного меньше времени, проведенного на главной последовательности или в качестве гигантской звезды. 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 типа K3 область между главной последовательностью и красными гигантами полностью пуста, без субгигантов. [2]

Старые рассеянные скопления, показывающие субгигантскую ветвь между поворотом главной последовательности и ветвью красных гигантов, с крючком на более молодом повороте M67 [12]

Звездные эволюционные треки можно нанести на диаграмму H–R. Для определенной массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей ее жизни и показывают трек от начального положения главной последовательности вдоль ветви субгигантов до ветви гигантов. Когда диаграмма H–R строится для группы звезд, которые все имеют одинаковый возраст, 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 старое, чтобы 1–8  звезд M ☉ эволюционировали вдали от главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра , и старые рассеянные скопления, такие как M67, достаточно стары, чтобы на их диаграммах цвет–величина была выражена ветвь субгигантов . ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые до сих пор не полностью поняты, но, по-видимому, представляют собой звездные популяции разного возраста в пределах скопления. [13]

Изменчивость

Несколько типов переменных звезд включают субгигантов:

Субгиганты, более массивные, чем Солнце, пересекают полосу нестабильности цефеид , называемую первым пересечением , поскольку они могут пересечь полосу снова позже на синей петле . В диапазоне 2–3  M ☉ это включает переменные типа Дельта Щита, такие как β Cas . [14] При более высоких массах звезды будут пульсировать как классические переменные цефеиды при пересечении полосы нестабильности, но эволюция массивных субгигантов происходит очень быстро, и трудно обнаружить примеры. SV Лисички была предложена как субгигант при ее первом пересечении [15] , но впоследствии было определено, что она находится на втором пересечении [16]

Планеты

Планеты, вращающиеся вокруг субгигантов, включают Каппа Андромеды b , [17] Кеплер-36 b и c, [18] [19] TOI-4603 b [20] и HD 224693 b . [21]

Ссылки

  1. ^ Сэндидж, Аллан; Любин, Лори М.; Ванденберг, Дон А. (2003). «Возраст самых старых звезд в локальном галактическом диске по параллаксам G и K субгигантов Hipparcos ». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (812): 1187–1206. arXiv : astro-ph/0307128 . Bibcode : 2003PASP..115.1187S. doi : 10.1086/378243. S2CID  7159325.
  2. ^ abc Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с кратким изложением спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета. Bibcode : 1943assw.book.....M. LCCN  43-2093.
  3. ^ Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер (2009). Звездная спектральная классификация . Princeton University Press. Bibcode : 2009ssc..book.....G.
  4. ^ Гарсия, Б. (1989). «Список стандартных звезд МК». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 36 : 27. Бибкод : 1989BICDS..36...27G.
  5. ^ Лебре, А.; Де Лаверни, П.; Де Медейрос, Дж. Р.; Шарбоннель, К.; 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.
  6. ^ Эйрес, Томас Р.; Саймон, Теодор; Стерн, Роберт А.; Дрейк, Стивен А.; Вуд, Брайан Э.; Браун, Александр (1998). «Короны гигантов умеренной массы в щели Герцшпрунга и сгустке». The Astrophysical Journal . 496 (1): 428–448. Bibcode :1998ApJ...496..428A. doi : 10.1086/305347 .
  7. ^ abcd Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). "Эволюция звезд и звездных популяций" . Эволюция звезд и звездных популяций : 400. Bibcode :2005essp.book.....S.
  8. ^ abcde Полс, Онно Р.; Шредер, Клаус-Питер; Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Эгглтон, Питер П. (1998). "Модели звездной эволюции для Z = 0,0001 до 0,03". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 525. Bibcode :1998MNRAS.298..525P. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Mermilliod, JC (1981). "Сравнительные исследования молодых рассеянных скоплений. III – Эмпирические изохронные кривые и главная последовательность нулевого возраста". Astronomy and Astrophysics . 97 : 235. Bibcode : 1981A&A....97..235M.
  10. ^ Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). «Комплексные аналитические формулы для звездной эволюции как функции массы и металличности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 543. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode : 2000MNRAS.315..543H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID  18523597.
  11. ^ Мартинс, Ф.; Шерер, Д.; Хиллер, DJ (2005). «Новая калибровка звездных параметров галактических звезд O». Астрономия и астрофизика . 436 (3): 1049–1065. arXiv : astro-ph/0503346 . Bibcode : 2005A&A...436.1049M. doi : 10.1051/0004-6361:20042386. S2CID  39162419.
  12. ^ Сараджедини, Ата (1999). «Исследование открытого скопления WIYN. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красного скопления в зависимости от металличности и возраста». The Astronomical Journal . 118 (5): 2321–2326. Bibcode : 1999AJ....118.2321S. doi : 10.1086/301112 .
  13. ^ Панчино, Э.; Муччарелли, А.; Сбордоне, Л.; Беллаццини, М.; Пасквини, Л.; Монако, Л.; Ферраро, Франция (2011). «Субгигантская ветвь ω Центавра, видимая с помощью спектроскопии высокого разрешения». Астрономия и астрофизика . 527 : А18. arXiv : 1012.4756 . Бибкод : 2011A&A...527A..18P. дои : 10.1051/0004-6361/201016024. S2CID  54951859.
  14. ^ Эйрес, Томас Р. (1984). «Исследование яркой переменной звезды Дельта Щита Бета Кассиопеи в дальнем ультрафиолете». Идентификатор предложения IUE #DSGTA : 1747. Bibcode : 1984iue..prop.1747A.
  15. ^ Удача, RE; Ковтюх В.В.; Андриевский, С.М. (2001). «SV Vulpeculae: первое пересечение цефеид?». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 589. Бибкод : 2001A&A...373..589L. дои : 10.1051/0004-6361:20010615 .
  16. ^ Тернер, Д.Г.; Бердников, Л.Н. (2004). «О режиме пересечения долгопериодической цефеиды SV Лисички». Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Bibcode : 2004A&A...423..335T. doi : 10.1051/0004-6361:20040163 .
  17. ^ Плейт, Фил. «Астрономы фотографируют планету, вращающуюся вокруг другой звезды». Доступ 1 февраля 2018 г.
  18. ^ Картер, Джошуа А.; Агол, Эрик; Чаплин, Уильям Дж.; Басу, Сарбани; Постельные принадлежности, Тимоти Р.; Бучхаве, Ларс А.; Кристенсен-Дальсгаард, Йорген; Дек, Кэтрин М.; Элсворт, Ивонн; Фабрики, Дэниел С.; Форд, Эрик Б.; Фортни, Джонатан Дж.; Хейл, Стивен Дж.; Хандберг, Расмус; Хеккер, Саския (3 августа 2012 г.). «Кеплер-36: пара планет с соседними орбитами и разной плотностью». Наука . 337 (6094): 556–559. arXiv : 1206.4718 . Бибкод : 2012Sci...337..556C. doi : 10.1126/science.1223269. ISSN  0036-8075. PMID  22722249. S2CID  40245894.
  19. ^ Виссапрагада, Шреяс; Йонтоф-Хуттер, Дэниел; Шпорер, Ави; Кнутсон, Хизер А.; Лю, Лео; Торнгрен, Дэниел; Ли, Ив Дж .; Чачан, Яяати; Мавет, Димитрий; Миллар-Бланчер, Максвелл А.; Нильссон, Рики; Тиньянонт, Самапорн; Васишт, Гаутам; Райт, Джейсон (13.02.2020). "Инфракрасная транзитная фотометрия с диффузором для четырех динамически взаимодействующих систем \textit{Kepler}". The Astronomical Journal . 159 (3): 108. arXiv : 1907.04445 . doi : 10.3847/1538-3881/ab65c8 . ISSN  1538-3881. S2CID  195874295.
  20. ^ Ханделвал, Аканкша; Шарма, Ришикеш; Чакраборти, Абхиджит; Чатурведи, Приянка; Ульмер-Молл, Солен; Чиарди, Дэвид Р.; Бойл, Эндрю У.; Баливал, Санджай; Бирила, Эллисон; Латам, Дэвид У.; Прасад, Нилам JSSV; Наяк, Аширбад; Лендл, Моника; Мордасини, Кристоф (2023-04-01). "Открытие массивной гигантской планеты с экстремальной плотностью вокруг субгигантской звезды TOI-4603". Астрономия и астрофизика . 672 : L7. arXiv : 2303.11841 . Bibcode :2023A&A...672L...7K. doi : 10.1051/0004-6361/202245608 . ISSN  0004-6361.
  21. ^ "Планета HD 224693 b", Энциклопедия внесолнечных планет . Доступ 1 февраля 2018 г.

Библиография

Внешние ссылки