Субгигант

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

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.

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 −4,7^m для звёзд класса B0 до +3,2^m для класса K0^[1]. Сам термин «субгигант» был впервые использован Густавом Стромбергом  (нид.) (рус. в 1930 году и относился к звёздам классов G0—K3 с абсолютными звёздными величинами 2,5—4^m[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].

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

Литература

• H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. — John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
• Мороз В. И.; Кононович Э. В. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.

Эта страница в последний раз была отредактирована 11 августа 2022 в 04:34.