Меню

Какого цвета звезды субгиганты



Субгигант — Subgiant

Субгигант является звездой , что ярче , чем обычный главной последовательности звезды того же спектрального класса , но не так ярко , как гигантские звезды . Термин субгигант применяется как к определенному спектральному классу светимости, так и к этапу эволюции звезды .

Содержание

Класс светимости по Йерксу IV

Термин субгигант впервые был использован в 1930 году для звезд класса G и ранних 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 звездами-гигантами, такими как Альдебаран , хотя и менее многочисленными, чем звезды главной последовательности или звезды-гиганты.

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 подобных спектров со стандартными звездами. Многие соотношения линий и профили чувствительны к силе тяжести и, следовательно, являются полезными индикаторами яркости, но некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса:

  • O: относительная сила излучения N iii и поглощения He II , сильное излучение более яркое
  • Б: Бальмер линии профилей и прочность O II линий
  • A: профили линии Balmer , широкие крылья — меньше света
  • F: прочность линий Fe , Ti и Sr
  • G: сила линий Sr и Fe и ширина крыла в линияхCaH и K
  • K: профили линий Ca H&K, отношения линий Sr / Fe и прочности линий MgH и TiO.
  • M: сила линии 422,6 нм Ca и полос TiO

Морган и Кинан перечислили примеры звезд с классом светимости IV, когда они установили схему двумерной классификации:

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.

Субгигантская ветвь

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 Com 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, и силу корональной эмиссии.

По мере того как доля водорода, остающегося в ядре звезды главной последовательности, уменьшается, температура ядра увеличивается, и, таким образом, увеличивается скорость синтеза. Это заставляет звезды медленно эволюционировать до более высокой светимости по мере старения и расширяет полосу главной последовательности на диаграмме 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 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.

Читайте также:  Аксессуары для кухни желтого цвета

Звезды очень малой массы

Звезды с массой менее 0,4 M 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.

0,4 М 1 М

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.

Масса ядра гелия ниже предела Шенберга – Чандрасекара и 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.

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.

Масса более 1 M

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 повышать температуру. 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. Этот крючок обычно определяют как конец главной последовательности и начало ветви субгигантов в этих звездах.

Ядро звезд ниже примерно 2 M все еще ниже предела Шенберга – Чандрасекара , но слияние водородных оболочек быстро увеличивает массу ядра за пределами этого предела. У более массивных звезд уже есть ядра выше массы Шенберга – Чандрасекара, когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса звезда , при которой будет показывать крючок и на котором они покинут главную последовательность с сердечниками выше предела Шёнберг-чандрасекаровским зависит от металличности и степени перерегулирования 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 тому, что ядро ​​становится больше, когда водород истощается.

Как только ядро ​​превышает предел CR, 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 остынут, 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 1-2 M могут развить вырожденное гелиевое ядро ​​до этой точки, и это приведет к тому, что звезда войдет в ветвь красных гигантов, как и для звезд с меньшей массой.

Читайте также:  Какого цвета должна быть маленькая ванная комната

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 разрыв Герцшпрунга . Это наиболее очевидно в скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.

Массивные звезды

Выше 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 начинается быстро после истощения ядра водорода, прежде чем звезда смогла достичь ветви красных гигантов. Такие звезды, например звезды первой стадии главной последовательности B, испытывают короткую и укороченную ветвь субгигантов, прежде чем стать сверхгигантами . Им также может быть присвоен класс гигантской спектральной светимости во время этого перехода.

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. 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 Cephei с log (g) 3,47. Примеры массивных звезд-субгигантов включают θ 2 Ориона A и главную звезду системы δ Чирчини , обе звезды класса O с массой более 20 M .

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.

Масса
( M )
пример MS (GYrs) Крючок (MYrs) SB
(млн лет)
Начало Конец
Он Ядро ( M ) T эфф (К) Радиус ( R ) Светимость ( L ) Он Ядро ( M ) T эфф (К) Радиус ( R ) Светимость ( 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 вс 9,3 Нет данных 2600 0,025 5766 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 повороте 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 гелиевого ядра звезды Z = 0,001 (крайняя популяция II ) 1 M в конце главной последовательности почти вдвое больше, чем у звезды Z = 0,02 ( популяция 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 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.

Читайте также:  Обои белого цвета с черным узором

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.

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, чтобы звезды 1-8 M эволюционировали вдали от главной последовательности, для которой требуется несколько миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные скопления, такие как M67 , достаточно стары, поэтому на их диаграммах цвет – величина наблюдается отчетливая ветвь субгигантов . 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 в скоплении.

Изменчивость

Несколько типов переменных звезд включают субгиганты:

  • Переменные Beta Cephei , ранняя главная последовательность B и звезды-субгиганты
  • Медленно пульсирующие звезды типа B, звезды средней и поздней главной последовательности B и звезды-субгиганты
  • Переменные Delta Scuti , звезды поздней A и ранней F главной последовательности и звезды-субгиганты

Субгиганты, более массивные, чем Солнце, пересекают полосу нестабильности цефеид , называемую первым пересечением, поскольку они могут пересечь полосу снова позже по синей петле . В диапазоне 2–3 M сюда входят переменные дельты Щита, такие как β Cas . При более высоких массах звезды будут пульсировать как переменные классической цефеиды при пересечении полосы нестабильности, но массивная эволюция субгигантов происходит очень быстро, и трудно обнаружить примеры. SV Vulpeculae был предложен как субгигант при первом скрещивании, но впоследствии было определено, что он находится при втором скрещивании.

Планеты

Планеты, вращающиеся вокруг субгигантских звезд, включают Kappa Andromedae b и HD 224693 b .

Источник