Subgiant

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.) Rus. 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)

Literatura

• H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, KJ Donner. Temeljna astronomija . - 5. izdaja. - Springer , 2007.-- 510 str. - ISBN 978-3-540-34143-7 .
• M. Salaris, S. Cassisi.Razvoj zvezd in zvezdnih populacij . - John Wiley & Sons , 2005.-- 388 str. - ISBN 978-0-470-09219-X .
• V. I. Moroz ; Kononovič E. V. Splošni tečaj astronomije. - 2., popravljeno. - M .: URSS , 2004 .-- 544 str. - ISBN 5-354-00866-2 .

Ta članek je eden izmed solidnih člankov v ruskem jeziku Wikipedije.