Русская Википедия: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 −4,7m для звёзд класса B0 до +3,2m для класса K0[1]. Сам термин «субгигант» был впервые использован Шаблон:Не переведено 3 в 1930 году и относился к звёздам классов G0—K3 с абсолютными звёздными величинами 2,5—4m[3].
Ядра субгигантов на соответствующей эволюционной стадии (см. нижеШаблон:Переход) 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)Шаблон:Sfn и завершается термоядерный синтез, после чего синтез гелия из водорода начинается в оболочке вокруг ядра, в основном посредством CNO-циклаШаблон:Sfn. У звёзд массой менее 0,2 Шаблон:Mo 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[6]Шаблон:Sfn.
Когда у звёзд массой менее 1,5 Шаблон:Mo, но более массивных, чем 0,2 Шаблон:Mo[6], 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 (Шаблон:Lang-en)Шаблон:SfnШаблон:Sfn[7].
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 Шаблон:Mo (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 гигантовШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Однако у звёзд наибольшей массы, более 10 Шаблон:Mo, 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 — РайеШаблон:Sfn.
Стадия субгигантов у массивных звёзд длится очень короткий срок — для звезды массой 3 Шаблон:Mo он составляет 12 миллионов лет, а для звезды массой 6 Шаблон:Mo — 1 миллион лет, поэтому массивные звёзды на стадии субгигантов наблюдаются редко, и в области, занимаемой ими на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, наблюдается пробел ГерцшпрунгаШаблон:Sfn. Для маломассивных же звёзд эта стадия даже относительно их срока жизни длится дольше, и, например, в шаровых звёздных скоплениях отчётливо видны ветви субгигантов[8].
Солнце, когда достигнет стадии субгиганта, будет иметь светимость около 2,3 Шаблон:Lo. 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 Шаблон:Ro, а светимость возрастёт до 2,7 Шаблон:Lo[9].
Переменность
Массивные звёзды, проходя стадию субгигантов, временно оказываются на полосе нестабильности и становятся цефеидами, однако прохождение полосы нестабильности происходит очень быстро — за Шаблон:E—Шаблон:E 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[10][11].
Примечания
Литература
Шаблон:Звёзды Шаблон:Спектральная классификация звёзд
