Subgigant

Mărimile absolute ale subgiganților în banda V [1]
Clasa spectrală 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

O subgigant ( ramură a subgigantelor ) este o etapă în evoluția stelelor , precum și clasa de luminozitate IV corespunzătoare acesteia și a altor tipuri de stele . În procesul de evoluție, această etapă vine după secvența principală și, de regulă, precede ramura gigant roșu , pe care steaua se răcește și crește în dimensiune, în timp ce luminozitatea ei rămâne aproape neschimbată. Pentru stelele masive, această etapă se termină foarte repede, prin urmare, pe diagrama Hertzsprung-Russell , zona ocupată de acestea conține puține stele și se numește decalajul Hertzsprung .

Caracteristici

Subgiganți - stele care sunt mai strălucitoare decât stelele din secvența principală din aceeași clasă spectrală , dar mai slabe decât stelele gigantice , sunt alocate clasei de luminozitate IV. În cea mai mare parte, ele aparțin claselor spectrale F, G și K [2] . Mărimile absolute ale subgiganților variază în medie de la −4,7 m pentru stelele din clasa B0 la +3,2 m pentru stelele din clasa K0 [1] . Termenul „subgiant” în sine a fost folosit pentru prima dată de Gustav Stromberg .în 1930 și aparținea stelelor din clasele G0-K3 cu magnitudini absolute de 2,5-4 m [3] .

Miezurile subgiganților în stadiul evolutiv corespunzător (vezi mai jos ) constau în principal din heliu . Fuziunea nu are loc în nucleele acestor stele, dar continuă în sursa stratală, o regiune din jurul nucleului care conține suficient hidrogen și este suficient de fierbinte pentru ca fuziunea heliului să aibă loc [ 2] . Cu toate acestea, clasa de luminozitate a subgiganților poate include și stele cu o structură diferită în alte stadii de evoluție, doar cu o culoare și luminozitate similare - de exemplu, variabilele Orion care nu au devenit încă stele din secvența principală [4] .

Subgiantii includ, de exemplu, Beta South Hydra [2] , precum și Procyon [5] .

Evoluție

Stelele intră în ramura subgigant după ce hidrogenul este epuizat în miezul lor (mai puțin de 1% din masă rămâne) [6] și fuziunea termonucleară este finalizată , după care fuziunea heliului din hidrogen începe în învelișul din jurul miezului, în principal prin CNO. ciclu [7 ] . Pentru stelele cu o masă mai mică de 0,2 M ⊙ , acest lucru este imposibil în principiu: sunt complet convective și, prin urmare, omogene din punct de vedere chimic, ceea ce înseamnă că atunci când hidrogenul se scurge în miez, acesta se termină în întreaga stea [8] [ 9] .

Când stelele cu o masă mai mică de 1,5 M ⊙ dar mai masivă de 0,2 M ⊙ [8] fuziunea termonucleară completă în miez, aceasta continuă să aibă loc într-o sursă stratificată - o înveliș în jurul nucleului care a devenit deja inert. În stelele mai masive, eliberarea de energie este mai concentrată în centru, așa că după ce hidrogenul se epuizează în miez, fuziunea termonucleară din stea se oprește complet pentru o perioadă scurtă de timp. După ce se oprește, steaua se micșorează până când sunt atinse condițiile pentru sinteza heliului într-o sursă de strat, după care trece în ramura subgigant. În timp ce are loc contracția, temperatura și luminozitatea stelei cresc, pe diagrama Hertzsprung-Russell se deplasează în sus și spre dreapta și trece de așa-numitul cârlig [ 6] [ 10] [11] . 

În stadiul subgigant, straturile exterioare ale stelei se extind și se răcesc, în timp ce luminozitatea se modifică ușor, iar în diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se deplasează spre dreapta. Datorită faptului că reacțiile termonucleare au loc la limita nucleului și a învelișurilor exterioare ale stelei, masa miezului de heliu în această etapă crește, iar sursa stratului se îndepărtează de centrul stelei. La un moment dat, masa nucleului depășește limita Schoenberg-Chandrasekhar , egală cu aproximativ 8% din masa totală a stelei, iar nucleul începe să se micșoreze, iar pentru stelele mai masive de 2,5-3 M ⊙ (exact valoarea depinde de compoziția chimică) , la începutul etapei subgigant, masa nucleului este deja mai mare decât această limită. În stelele mai puțin masive, gazul degenerează în miez, ceea ce împiedică compresia, iar degenerarea nucleului, la rândul său, determină exact modul în care arderea heliului în stea începe în etapele ulterioare. În orice caz, învelișurile exterioare devin treptat mai puțin transparente, transferul de energie radiativă devine imposibil, astfel încât în ​​înveliș se dezvoltă o zonă convectivă extinsă . Steaua începe să-și crească rapid dimensiunea și luminozitatea, iar temperatura de suprafață practic nu se va schimba - în acest moment trece la ramura gigant roșie [10] [12] [13] . Cu toate acestea, pentru stelele cu masa cea mai mare, mai mare de 10 M ⊙ , arderea heliului începe chiar înainte de tranziția la ramura gigant roșie, care are loc în stelele mai puțin masive, prin urmare, după stadiul subgigant, ele devin variabile albastre strălucitoare și apoi supergiganți roșii , sau, dacă își pierd învelișul din cauza vântului stelar puternic - stele Wolf-Rayet [14] .

Stadiul subgigant al stelelor masive durează foarte puțin – pentru o stea cu o masă de 3 M ⊙ este de 12 milioane de ani, iar pentru o stea cu o masă de 6 M ⊙ este de 1 milion de ani, deci stele masive la stadiul subgigant sunt rar observate, iar în regiunea ocupată de ei pentru diagrama Hertzsprung-Russell, există un decalaj Hertzsprung [7] . Pentru stelele cu masă mică, această etapă, chiar și în raport cu durata lor de viață, durează mai mult și, de exemplu, ramurile subgiganților sunt clar vizibile în grupurile de stele globulare [15] .

Soarele , când ajunge în stadiul de subgigant, va avea o luminozitate de aproximativ 2,3 L⊙ . În această etapă, Soarele va petrece aproximativ 700 de milioane de ani, iar până la sfârșitul său se va răci la aproximativ 4900 K și se va extinde la o rază de 2,3 R ⊙ , iar luminozitatea va crește la 2,7 L ⊙ [16] .

Variabilitate

Stelele masive, care trec prin stadiul de subgiganți, se găsesc temporar în banda de instabilitate și devin Cefeide , cu toate acestea, trecerea benzii de instabilitate are loc foarte rapid - în 10 2 -10 4 ani. Din această cauză, s-a observat că unele Cefeide modifică perioada de pulsații în timp, dar doar o mică parte din Cefeide sunt subgiganți - majoritatea stelelor devin Cefeide în etapele ulterioare ale evoluției [17] [18] .

Note

  1. ↑ 1 2 Martin V. Zombeck. Manual de astronomie spațială și astrofizică . ads.harvard.edu . Preluat la 9 februarie 2021. Arhivat din original la 12 august 2007.
  2. ↑ 1 2 3 David Dragă. subgigant . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 9 februarie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  3. ↑ Allan Sandage, Lori M. Lubin, Don A. VandenBerg. Epoca celor mai vechi stele din discul galactic local din Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants1  //  Publicații ale Societății Astronomice din Pacific. — 2003-09-02. — Vol. 115 , iss. 812 . — P. 1187 . — ISSN 1538-3873 . - doi : 10.1086/378243 .
  4. ↑ Introducere GCVS . www.sai.msu.su _ Consultat la 10 februarie 2021. Arhivat din original pe 18 februarie 2022.
  5. ↑ Procyon  . _ Enciclopedia Britannica . Preluat la 9 februarie 2021. Arhivat din original la 26 ianuarie 2021.
  6. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 142.
  8. ↑ 1 2 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1 iunie (vol. 482). - P. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.
  9. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 248-249.
  10. ↑ 1 2 Karttunen și colab., 2007 , pp. 249.
  11. ↑ F. Martins, A. Palacios. O comparație a pistelor evolutive pentru stele galactice masive unice  //  Astronomie și astrofizică. — 2013-12-01. — Vol. 560 . —P.A16 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 . Arhivat din original pe 17 ianuarie 2021.
  12. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 399-400.
  13. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 140-144.
  14. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 250.
  15. ↑ John Faulkner, Fritz J. Swenson. Evoluția ramurilor sub-gigant și transportul central eficient al energiei  // 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. Soarele nostru. III. Prezent și viitor  // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. - T. 418 . - S. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
  17. ↑ Gerard S. Viețile secrete ale Cefeidelor 20-22. Universitatea Villanova (2014). Preluat la 10 februarie 2021. Arhivat din original la 13 iulie 2020.
  18. ↑ A. S. Rastorguev. Cefeidele sunt farurile stelare ale universului . Institutul Astronomic de Stat numit după P. K. Sternberg , Universitatea de Stat din Moscova 53, 86-90. Preluat la 10 februarie 2021. Arhivat din original la 15 iulie 2021.

Literatură