Субгігант — це зірка, яскравіша за звичайну зірку головної послідовності того самого спектрального класу, але не така яскрава, як зірки-гіганти. Термін субгігант застосовується як до певного спектрального класу світності, так і до етапу еволюції зірки.

IV клас світності за Йерксом Редагувати

Термін «субгігант» вперше був використаний у 1930 році для зірок класу G і ранніх K з абсолютною зоряною величиною від +2,5 до +4. Було відмічено, що вони є частиною континууму зірок між очевидними зірками головної послідовності, такими як Сонце, і явними зірками-гігантами, такими як Альдебаран, хоча й менш численні, ніж зірки головної послідовності або зірки-гіганти[1].

Система спектральної класифікації Йеркса — це двовимірна схема, яка використовує комбінацію літер і цифр для позначення температури зірки (наприклад, A5 або M1) і римська цифра для позначення світності відносно інших зірок тієї ж температури. Клас світності Зірки IV — субгіганти, розташовані між зірками головної послідовності (клас світності V) і червоні гіганти (клас світності III).

Замість визначення абсолютних характеристик типовим підходом до визначення класу спектральної світності є порівняння подібних спектрів із стандартними зірками. Багато відношень ліній і профілів чутливі до сили тяжіння, і тому є корисними індикаторами світності, але деякі з найбільш корисних спектральних особливостей для кожного спектрального класу:[2][3]

  • O: відносна сила випромінювання N і поглинання He ii, сильне випромінювання є більш яскравим
  • B: Профілі Серій Бальмера та міцність ліній O ii
  • A: Профілі Серій Бальмера, ширші крила означають менше світла
  • F: лінійна міцність Fe, Ti та Sr G: Сила ліній Sr і Fe, а також ширина крил у лініях Ca, H і K
  • K: Профілі ліній Ca, H і K, співвідношення ліній Sr/Fe та сили ліній MgH і TiO
  • M: інтенсивність лінії Ca 422,6 нм і смуг TiO

Морган і Кінан перерахували приклади зірок у класі світності IV, коли вони створили двовимірну схему класифікації:[2]

Пізніший аналіз показав, що деякі з них були змішаними спектрами подвійних зірок, а деякі були змінними, і стандарти були розширені до значної кількості зірок, але багато з оригінальних зірок все ще вважаються стандартами класу світності субгігантів. Зіркам класу O та зіркам, холоднішим за K1, рідко присвоюють класи світності субгігантів[4].

Субгігантська гілка Редагувати

 
Зоряні еволюційні сліди:
Сліди 5 M☉ показує гак і субгігантську гілку, що перетинає щілину Герцшпрунга
Сліди 2 M☉ показує гачок і виражену субгігантську гілку
Сліди меншої маси показують дуже короткі довготривалі субгігантські гілки.

Гілка субгігантів є етапом еволюції зірок від малої до середньої маси. Зірки зі спектральним типом субгігантів не завжди знаходяться на еволюційній гілці субгігантів, і навпаки. Наприклад, зірки ФК Волосся Вероніки і 31 Волосся Вероніки обидві лежать у щілині Герцшпрунга і, ймовірно, є еволюційними субгігантами, але обом часто приписують гігантські класи світності. На спектральну класифікацію можуть впливати металічність, обертання, незвичайні хімічні особливості тощо. Початкові стадії субгігантської гілки у зірки, як Сонце, тривають за часом із невеликими зовнішніми ознаками внутрішніх змін. Один із підходів до ідентифікації еволюційних субгігантів включає такі хімічні речовини, як літій, який виснажується в субгігантах[5], і потужність коронального випромінювання[6].

Оскільки частка водню, що залишається в ядрі зірки головної послідовності, зменшується, температура ядра зростає, а отже, швидкість термоядерного синтезу зростає. Це змушує зірки повільно еволюціонувати до вищої світності в міру їх старіння та розширює смугу головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга–Рассела.

0.4 M to 0.9 M Редагувати

 
H–R діаграма для кульового скупчення M5, що показує коротку, але густонаселену субгігантську гілку зірок, трохи менших за масив Сонця

Зірки з масою 40 відсотків Сонця і більше мають неконвективні ядра з сильним градієнтом температури від центру назовні. Коли вони виснажують водень у ядрі зірки, воднева оболонка, що оточує центральне ядро, продовжує зливатися без перерви. На даний момент зірка вважається субгігантом, хоча ззовні помітні незначні зміни[7]. Оскільки воднева оболонка, що плавиться, перетворює свою масу на гелій, конвективний ефект відокремлює гелій до ядра, де він дуже повільно збільшує масу неплавленого ядра плазми майже чистого гелію. Коли це відбувається, воднева оболонка злиття поступово розширюється назовні, що збільшує розмір зовнішньої оболонки зірки до розміру субгіганта від двох до десятикратного початкового радіуса зірки, коли вона була на головній послідовності. Розширення зовнішніх шарів зірки до розміру субгіганта майже врівноважує збільшення енергії, що генерується синтезом водневої оболонки, що змушує зірку майже підтримувати температуру поверхні. Це призводить до того, що спектральний клас зірки дуже незначно змінюється в нижній частині цього діапазону маси зірки. Площа субгігантської поверхні, яка випромінює енергію, настільки більша, що потенційна навколозоряна придатна для життя зона, де планетарні орбіти будуть у межах діапазону утворення рідкої води, зсувається набагато далі в будь-яку планетну систему. Площа поверхні кулі дорівнює 4πr 2, тому куля має радіус 2 R вивільнить на 400% більше енергії на поверхні та кулі з 10 R вивільнить 10000% енергії. 

Маса гелієвого ядра нижче <a href="./Межа_Шенберга–Чандрасекара" rel="mw:WikiLink" data-linkid="undefined" data-cx="{&quot;userAdded&quot;:true,&quot;adapted&quot;:true}">межі Шенберга–Чандрасекара</a>, і воно залишається в тепловій рівновазі з водневою оболонкою, що плавиться. Її маса продовжує збільшуватися, і зірка дуже повільно розширюється, коли воднева оболонка мігрує назовні. Будь-яке збільшення виходу енергії з оболонки йде на розширення оболонки зірки, а світність залишається приблизно постійною. Субгігантська гілка цих зірок коротка, горизонтальна та густонаселена, як це видно в дуже старих скупченнях[7].

Маса 1 to 8 M Редагувати

Зірки, масивні та більші за Сонце, мають конвективне ядро на головній послідовності. Вони утворюють більш масивне гелієве ядро, займаючи більшу частину зірки, перш ніж вичерпають водень у всій конвективній області. Термоядерний синтез у зірці повністю припиняється, ядро починає стискатися та підвищуватися температура. Вся зірка стискається і підвищує температуру, при цьому випромінювана світність фактично збільшується, незважаючи на відсутність синтезу. Це триває кілька мільйонів років, перш ніж ядро стане достатньо гарячим, щоб запалити водень в оболонці, що призведе до зворотного зростання температури та світності, і зірка почне розширюватися та охолоджуватися. Цей гачок зазвичай визначається як кінець головної послідовності та початок субгігантської гілки в цих зірках[7].

Масивні зірки Редагувати

Понад 8–12 M, залежно від металевості, зірки мають гарячі масивні конвективні ядра на головній послідовності внаслідок синтезу циклу CNO. Злиття водневої оболонки та подальше злиття гелію в ядрі починається швидко після виснаження водню в ядрі, перш ніж зірка досягне гілки червоного гіганта. Такі зірки, наприклад перші зірки головної послідовності B, перед тим, як стати надгігантами, мають коротку та вкорочену субгігантську гілку. Під час цього переходу їм також може бути призначений гігантський клас спектральної світності[8].

У дуже масивних зірок головної послідовності класу O перехід від головної послідовності до гігантів і надгігантів відбувається в дуже вузькому діапазоні температур і світності, іноді навіть до завершення синтезу водню в ядрі, і клас субгігантів використовується рідко. Значення поверхневої гравітації, log(g), зірок класу O становлять приблизно 3,6 cgs для гігантів і 3,9 для карликів[9]. Для порівняння, типові значення log(g) для зірок класу K становлять 1,59 (Альдебаран) і 4,37 (α Центавра B), що залишає багато можливостей для класифікації субгігантів, таких як η Цефея з log(g) 3,47. Приклади масивних зірок-субгігантів включають θ 2 Оріона A та первинну зірку δ системи Цирчіні, обидві зірки класу O з масою понад 20 M.

Властивості Редагувати

У цій таблиці показано типовий час життя на головній послідовності (MS) і субгігантській гілці (SB), а також будь-яку тривалість гака між виснаженням водню в ядрі та початком згоряння оболонки для зірок з різною початковою масою, усі при металевості Сонця (Z = 0,02). Також показано масу ядра гелію, ефективну температуру поверхні, радіус і світність на початку та в кінці гілки субгіганта для кожної зірки. Кінець субгігантської гілки визначається, коли ядро вироджується або коли світність починає збільшуватися.[7]

Маса
(M)
Приклад MS (GYrs) Гачок (MYrs) SB (MYrs) Старт Кінець
Він Кор (M) T eff (K) Радіус (R) Яскравість (L) Він Кор (M) T eff (K) Радіус (R) Яскравість (L)
0,6 Lacaille 8760 58.8 N/A 5100 0,047 4,763 0,9 0,9 0,10 4634 1.2 0,6
1.0 Сонце 9.3 N/A 2600 0,025 5,766 1.2 1.5 0,13 5,034 2.0 2.2
2.0 Сіріус 1.2 10 22 0,240 7490 3.6 36.6 0,25 5,220 5.4 19.6
5.0 Алкаїд 0,1 0,4 15 0,806 14 544 6.3 1571,4 0,83 4,737 43.8 866,0

Субгіганти на H–R діаграмі Редагувати

 
H–R діаграма всього каталогу Гіппаркос

Діаграма Герцшпрунга–Рассела (H–R) — це діаграма розсіювання зірок із температурою або спектральним типом на осі абсцис і абсолютною зоряною величиною або світністю на осі у. H–R діаграми всіх зірок показують чітку діагональну смугу головної послідовності, яка містить більшість зірок, значну кількість червоних гігантів (і білих карликів, якщо спостерігаються досить тьмяні зірки), з відносно невеликою кількістю зірок в інших частинах діаграми.

 
Старі розсіяні скупчення, що демонструють субгігантську гілку між поворотом головної послідовності та гілкою червоного гіганта, з гаком на молодшому повороті M67 [10]

Еволюційні шляхи зірок можна нанести на діаграму H–R. Для певної маси вони відстежують положення зірки протягом усього її життя та показують шлях від початкового положення головної послідовності вздовж субгігантської гілки до гігантської гілки. Коли діаграма H–R будується для групи зірок, усі з яких мають однаковий вік, наприклад, скупчення, субгігантська гілка може бути видимою як смуга зірок між точкою повороту головної послідовності та гілкою червоного гіганта. Субгігантська гілка видима, лише якщо кластер достатньо старий, ніж 1–8 MЗірки еволюціонували далеко від головної послідовності, що потребує кількох мільярдів років. Кулясті скупчення, такі як ω Центавра, і старі розсіяні скупчення, такі як M67, є достатньо старими, щоб у них на діаграмах колір-величина була виражена субгігантна гілка. ω Центавра фактично показує кілька окремих субгігантських гілок з причин, які досі не повністю зрозумілі, але, здається, представляють зіркові популяції різного віку в межах скупчення[11].

Планети Редагувати

Планети, що обертаються навколо зірок-субгігантів, включають Каппу Андромеди b[12], Kepler-36 b і c, [13][14] і HD 224693 b[15].

Примітки Редагувати

  1. Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. (2003). The age of the oldest stars in the local galactic disk from Hipparcos Parallaxes of G and K subgiants. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 115 (812): 1187–1206. Bibcode:2003PASP..115.1187S. arXiv:astro-ph/0307128. doi:10.1086/378243. 
  2. а б Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification. Chicago, IL: University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. LCCN 43-2093. 
  3. Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book.....G. 
  4. Garcia, B. (1989). A list of MK standard stars. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G. 
  5. Lèbre, A.; De Laverny, P.; De Medeiros, J. R.; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis. Astronomy and Astrophysics 345: 936. Bibcode:1999A&A...345..936L. 
  6. Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump. The Astrophysical Journal 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ...496..428A. doi:10.1086/305347. 
  7. а б в г Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 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. 
  8. Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 315 (3): 543. Bibcode:2000MNRAS.315..543H. arXiv:astro-ph/0001295. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x. 
  9. Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. (2005). A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars. Astronomy and Astrophysics 436 (3): 1049–1065. Bibcode:2005A&A...436.1049M. arXiv:astro-ph/0503346. doi:10.1051/0004-6361:20042386. 
  10. Sarajedini, Ata (1999). WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age. The Astronomical Journal 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ....118.2321S. doi:10.1086/301112. 
  11. Pancino, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, F. R. (2011). The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy. Astronomy & Astrophysics 527: A18. Bibcode:2011A&A...527A..18P. arXiv:1012.4756. doi:10.1051/0004-6361/201016024. 
  12. Plait, Phil. "Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star". Accessed 1 Feb. 2018
  13. Carter, Joshua A.; Agol, Eric; Chaplin, William J.; Basu, Sarbani; Bedding, Timothy R.; Buchhave, Lars A.; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Deck, Katherine M. та ін. (3 серпня 2012). Kepler-36: A Pair of Planets with Neighboring Orbits and Dissimilar Densities. Science 337 (6094): 556–559. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1223269. 
  14. Vissapragada, Shreyas; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Knutson, Heather A.; Liu, Leo; Thorngren, Daniel; Lee, Eve J.; Chachan, Yayaati та ін. (13 лютого 2020). Diffuser-Assisted Infrared Transit Photometry for Four Dynamically Interacting \textit{Kepler} Systems. The Astronomical Journal 159 (3): 108. ISSN 1538-3881. doi:10.3847/1538-3881/ab65c8. 
  15. "Planet HD 224693 b", Extrasolar Planet Encyclopaedia. Accessed 1 Feb. 2018

Бібліографія Редагувати

Посилання Редагувати