Ta članek je med solidnimi članki

Subgiant

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Hertzsprung - Russellov diagram za zvezde v bližini Sonca z označenimi razredi svetilnosti, vključno s subgiganti
Absolutne zvezdne velikosti subgiantov v pasu V [1]
Spektralni razred M V
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

Podgiant ( veja podgigantov ) je stopnja evolucije zvezd , pa tudi razred svetilnosti IV, ki mu ustreza in nekaterim drugim vrstam zvezd. V procesu evolucije ta stopnja pride za glavnim zaporedjem in praviloma pred vejo rdečih velikanov , na kateri se zvezda ohladi in poveča, njena svetilnost pa ostane praktično nespremenjena. Pri masivnih zvezdah se ta stopnja zelo hitro konča; zato na Hertzsprung-Russellovem diagramu območje, ki ga zasedajo, vsebuje malo zvezd in se imenuje Hertzsprungova vrzel .

Specifikacije

Subgiganti – zvezde, ki so svetlejše od zvezd glavnega zaporedja istega spektralnega razreda , vendar manj zatemnjene od zvezd velikank , so razvrščene v razred svetilnosti IV. Večina jih spada v spektralne razrede F, G in K [2] . Absolutne zvezdne velikosti subgigantov v povprečju variirajo od −4,7 m za zvezde razreda B0 do +3,2 m za razred K0 [1] . Sam izraz "podgiant" je prvi uporabil Gustav Stromberg (nid.) leta 1930 in je spadal med zvezde razredov G0 – K3 z absolutno magnitudami 2,5–4 m [3] .

Jedra subgiantov na ustrezni evolucijski stopnji (glej spodaj [⇨] ) so večinoma helij . Termonuklearna fuzija se ne zgodi v jedrih teh zvezd, ampak se nadaljuje v plastnem viru – območju okoli jedra, ki vsebuje dovolj vodika in ima dovolj visoko temperaturo, da lahko poteka fuzija helija [2] . Kljub temu lahko zvezde z drugačno strukturo na drugih evolucijskih stopnjah, le s podobno barvo in svetilnostjo , na primer Orionove spremenljivke , ki še niso postale zvezde glavnega zaporedja, lahko spadajo tudi v razred svetilnosti subgiantov [4] .

Podgiganti vključujejo na primer Beta Southern Hydra [2] in Procyon [5] .

Evolucija

Zvezde vstopijo v vejo subgigantov, potem ko se vodik v njihovem jedru izčrpa (ostane manj kot 1 masni %)[6] in se zaključi termonuklearna fuzija , po kateri se začne fuzija helija iz vodika v ovojnici okoli jedra, predvsem skozi CNO cikel[7] . Za zvezde z maso manj kot 0,2 M ⊙ je to načeloma nemogoče: so popolnoma konvektivne in zato kemično homogene, kar pomeni, da se vodik, ko se konča v jedru, konča v celotni zvezdi [8][9] .

Ko zvezde z maso manj kot 1,5 M , a masivnejše od 0,2 M [8] , zaključijo termonuklearno fuzijo v jedru, se ta nadaljuje v plastnem izvoru - lupini okoli že inertnega jedra. Pri masivnejših zvezdah je sproščanje energije bolj koncentrirano v središču, zato se po zmanjkanju vodika v jedru termonuklearna fuzija v zvezdi za kratek čas popolnoma ustavi. Ko se ustavi, se zvezda skrči, dokler niso doseženi pogoji za sintezo helija v plastnem viru, nato pa preide v vejo subgiganta. Medtem ko se kompresijska temperatura in svetilnost dvigneta na Hertzsprung- - Russell, se premika navzgor in v desno ter prečka tako imenovani kavelj ( angl. Hook)[6] [10] [11] .

Hertzsprung-Russell diagram za kroglasto kopico M 5 . Subgianti ustrezajo nekaterim rjavim pikam na diagramu v območju navideznih magnitud M V približno 18-17,5 m

Na stopnji subgiganta se zunanje plasti zvezde razširijo in ohladijo, medtem ko se svetilnost šibko spreminja, zvezda pa se v diagramu Hertzsprung - Russell premakne v desno. Zaradi dejstva, da se termonuklearne reakcije pojavljajo na meji med jedrom in zunanjimi ovoji zvezde, se masa helijevega jedra v tej fazi poveča, vir plasti pa se odmakne od središča zvezde. Na neki točki masa jedra preseže mejo Schoenberg-Chandrasekhar , ki je enaka približno 8% celotne mase zvezde, in jedro se začne krčiti, pri zvezdah, masivnejših od 2,5-3 M (natančna vrednost je odvisna od glede na kemično sestavo) je na začetku subgiantne faze masa jedra že večja od te meje. Pri manj masivnih zvezdah se v jedru pojavi plinska degeneracija , ki preprečuje stiskanje, degeneracija jedra pa določa, kako natančno se začne gorenje helija v zvezdi v kasnejših fazah. V vsakem primeru zunanje lupine postopoma postanejo manj prosojne, prenos sevalne energije postane nemogoč, zato se v lupini razvije razširjena konvektivna cona . Zvezda začne hitro povečevati svojo velikost in svetilnost, njena površinska temperatura pa se praktično ne bo spremenila - v tem trenutku preide v vejo rdečih velikanov [10] [12] [13] . Vendar pa se pri zvezdah največje mase, več kot 10 M , gorenje helija začne še preden pride do prehoda v vejo rdečih velikanov pri manj masivnih zvezdah, zato po stopnji subgiganta postanejo svetlo modre spremenljivke, nato pa rdeče supergigante , ali če izgubijo ovoj zaradi močnega zvezdnega vetra - po Wolf-Rayetovih zvezdah [14] .

Stopnja subgiganta pri masivnih zvezdah traja zelo kratek čas - za zvezdo z maso 3 M je 12 milijonov let, za zvezdo z maso 6 M ⊙ pa 1 milijon let, torej masivne zvezde pri podveliku stopnje redko opazimo, v območju, ki ga zasedajo na Hertzsprung-Russellovem diagramu, pa opazimo Hertzsprungovo vrzel[7] . Pri zvezdah z nizko maso ta stopnja, tudi glede na njihovo življenjsko dobo, traja dlje, in na primer v kroglastih zvezdnih kopicah so jasno vidne veje subgigantov [15] .

Sonce , ko doseže stopnjo subgiganta, bo imelo svetilnost približno 2,3 L . Na tej stopnji bo Sonce preživelo približno 700 milijonov let, do konca pa se bo ohladilo na približno 4900 K in se razširilo na polmer 2,3 R , svetilnost pa se bo povečala na 2,7 L [16] .

Spremenljivost

Masivne zvezde, ki prečkajo stopnjo subgiganta, se začasno znajdejo v pasu nestabilnosti in postanejo cefeide , vendar se prehod nestabilnega pasu zgodi zelo hitro - v 10 2 -10 4 letih. Zaradi tega so nekateri Cefeidi opazili spremembo obdobja pulziranja s časom, vendar je le majhen del Cefeidov subgiganti – večinoma zvezde postanejo Cefeide na kasnejših stopnjah evolucije [17] [18] .

Opombe (uredi)

  1. 1 2 Martin V. Zombeck. Priročnik za vesoljsko astronomijo in astrofiziko . ads.harvard.edu . Datum zdravljenja: 9. februar 2021.
  2. 1 2 3 David Darling. Subgiant nedoločeno . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 9. februar 2021.
  3. Allan Sandage, Lori Lori M. Lubin, Don A. VANDENBERG. O starosti The Oldest Stars in the Galactic's the Local Disk from the Hipparcos Parallaxes of the G and K Subgiants1 (Eng.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 2003-09-02. - Zv. 115 , št . 812 . - str. 1187 . - ISSN 1538-3873 . - doi : 10.1086/378243 .
  4. GCVS Uvod . www.sai.msu.su. Datum zdravljenja: 10. februar 2021.
  5. Procyon (angl.) ... Enciklopedija Britannica . Datum zdravljenja: 9. februar 2021.
  6. 1 2 Kononovič, Moroz, 2004 , str. 399.
  7. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 142.
  8. 1 2 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. junij (zv. 482). - str. 420-432. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 .
  9. Karttunen et al., 2007 , str. 248-249.
  10. 1 2 Karttunen et al., 2007 , str. 249.
  11. ^ F. Martins, A. Palacios. Primerjava evolucijskih poti za posamezne galaktične masivne zvezde (eng.) // Astronomy & Astrophysics. - 01.12.2013. - Zv. 560 . - str. A16 . - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 .
  12. Kononovič, Moroz, 2004 , str. 399-400.
  13. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 140-144.
  14. Karttunen et al., 2007 , str. 250.
  15. ^ John Faulkner, Fritz J. Swenson. Razvoj podvelikanskih vej in učinkovit centralni prenos energije // The Astrophysical Journal. - 1993-07-01. - T. 411 . - S. 200–206 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172819 .
  16. ^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Naše sonce. III. Sedanjost in prihodnost // The Astrophysical Journal. - 1993-11-01. - T. 418 . - S. 457 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  17. Gerard S. Skrivna življenja cefeidov nedoločeno 20-22. Univerza Villanova (2014).
  18. A. S. Rastorguev. Cefeidi so zvezdni svetilniki vesolja . Državni astronomski inštitut PK Sternberg , Moskovska državna univerza 53, 86-90. Datum zdravljenja: 10. februar 2021.

Literatura