Йеркес класс светимости IV

Термин субгигант впервые был использован в 1930 году для класса G и ранних К – звезд с абсолютными величинами между 2,5 и 4. Они были отмечены как часть континуума звезд между очевидными звездами главной последовательности , такими как Sun и очевидными гигантскими звездами , такими как Альдебаран , хотя и менее многочислен , чем любой из главной последовательности или гигантских звезды.

Спектральная классификация Йеркс система представляет собой двумерную схему , которая использует комбинацию букв и цифр , чтобы обозначить , что температура звезды (например , A5 или M1) и римской цифрой , чтобы указать светимость по сравнению с другими звездами той же температуре. Светимость класса IV-звезды являются субгиганты, расположенные между звездами главной последовательности (класс светимости V) и красных гигантов (светимость класс III).

https://www.youtube.com/watch?v=ytaboutru

Вместо того, чтобы определять абсолютные функции, типичный подход к определению спектрального класса светимости, чтобы сравнить аналогичные спектры против стандартных звезд. Многие отношения линии и профили чувствительны к гравитации, и, следовательно, сделать полезные показатели светимости, но некоторые из наиболее полезных спектральных характеристик для каждого спектрального класса являются:

  • О: относительная сила Н 
  • III эмиссии и He  II поглощения, сильное излучение является более люминесцентным

  • : В линии бальмеровские профили и прочность вывода  II линий
  • A: бальмеровские профили линий , более широкие крылья , тем меньше световой
  • F: сильные линии Fe , Ti и Sr
  • G: Sr и Fe сильные линии, а крыло ширину в Са линий Н и К
  • К: Са H {amp}amp; K профили линий, Sr отношения / Fe линии, а также Mg H и TiO сильных линий
  • М: Сила 422,6 нм Ca линии и TiO полос

Морган и Кинан приведены примеры звезд светимость класса IV, когда они создали двухмерную схему классификации:

  • B0: γ Кассиопеи , δ Скорпиона
  • B0.5: р Скорпиона
  • B1: ο Персея , β Цефея
  • B2: γ Ориона , л Скорпиона , {amp}amp; thetas Змееносца , λ Скорпиона
  • В2.5: γ Пегаса , ζ Кассиопея
  • B3: ι Геркулеса
  • B5: τ Herculis
  • A2: β Возничего , Л Б. Медведицы , бета Серпентиса
  • А3: δ Herculis
  • F2: δ Близнецов , ζ Серпентис
  • F5: Процион , 110 Herculis
  • F6: τ Bootis , θ Bootis , γ Serpentis
  • F8: 50 Андромеды , θ Драконис
  • G0: η Bootis , ζ Herculis
  • G2: μ Cancri
  • G5: ц Herculis
  • G8: р Aquilae
  • K0: η Cephei
  • K1: Г Цефея

Позже анализ показал, что некоторые из них были смешаны спектрами от двойных звезд и некоторые из них были переменными, и стандарты были расширены еще много звезд, но многие из оригинальных звезд по-прежнему считаются стандартами класса субгигант светимости. класса звезды O и звезды прохладнее, чем K1 редко даются субгигант классов светимости.

Стадия субгиганта как период эволюции звезды[править]

После того, как топливо в звезде кончилось, звезда начинает сжиматься и разогреваться. Как только в звезде начинается горение гелия, звезда расширяется и становится красным гигантом. Однако такое расширение наступает не сразу, а спустя значительное время, для этого необходим разогрев недр звезды до ста миллионов градусов Цельсия, в ядре же, скажем, Солнца, температура намного ниже — 15 миллионов градусов.

субгигантом филиал

Коричневые субгиганты звезды || Коричневые субгиганты звезды

Stellar эволюционных треков:

• 5 

M

трек показывает крючок и субгигант ветвь пересекает

разрыв Герцшпрунга

• 2 

M

трек показывает крючок и выраженный субгигант ветвь

• нижний массовые трассы показывают очень короткие долговечные ветви субгиганта

Коричневые субгиганты звезды || Коричневые субгиганты звезды

Филиал субгиганта является этапом в эволюции от низкого до промежуточных масс звезд. Звезды с субгигантом спектральным типа не всегда на эволюционном субгиганте ветви, и наоборот. Например, звезды FK Com и 31 Com оба лежат в Герцшпрунге Gap и вероятные эволюционные субгиганты, но и часто присваиваются гигантские классы светимости.

Спектральная классификация может зависеть от металличности, вращение, необычных химических особенностей и т.д. Начальные этапы субгиганта ветви в звезде , как солнце продлены с небольшим внешним указанием внутренних изменений. Один из подходов к определению эволюционных субгигантов включают в себя химические содержаний , такие как литий , который разводит в субгигантах и корональная сила излучения.

В качестве доли водорода , оставшегося в ядре главной последовательности звезда уменьшается, ядро с ростом температуры и поэтому скорость синтеза увеличивается. Это приводит к тому звезды медленно развиваться высокими светимостью , поскольку они стареют и расширяет основную полосу последовательности в Герцшпрунга-Рассела Диаграмма .

После того, как главная звезда последовательность перестает сливаться водорода в ядре, ядро начинает разрушаться под действием собственного веса. Это приводит к тому , что с увеличением температурой и водородными предохранителями в оболочке вне ядра, что обеспечивает больше энергии , чем сжигание водорода ядра.

Предлагаем ознакомиться  Коричневый цитрин

Низко и промежуточные массы звезд расширить и прохладный до около 5000 K они начинают увеличиваться в светимости на стадии , известную как красный гигант отрасль . Переход от главной последовательности к красной гигантской ветви известен как субгигант ветвь. Форма и продолжительность субгиганта ветви изменяются для звезд различных масс, из – за различия во внутренней конфигурации звезды.

Звезды менее массивные , чем около 0,4  М ☉ конвективны на протяжении большей части звезды. Эти звезды продолжают плавить водород в их ядрах , пока по существу вся звезда не превратится в гелий, и они не развиваются в субгиганты. Звезды этой массы имеют главная последовательность времена жизни во много раз больше , чем нынешний возраст Вселенной.

0,4  М М

Коричневые субгиганты звезды || Коричневые субгиганты звезды

HR – схема для

шарового скопления M5

, слегка показывая короткую , но густонаселенный субгигант ветви звезд менее массивен , чем Солнце

HR-diag-no-text-2.svg

Звезды менее массивные, чем Солнце есть не-конвективные ядра с сильным температурным градиентом от центра наружу. Когда они исчерпывают водород в центре звезды, толстая оболочка из водорода за пределами центральной сердцевины продолжает плавить без перерыва. Звезда считается субгигант на данный момент, хотя есть небольшие изменения видны снаружи.

Ядро гелия масса ниже предела Шёнберг-чандрасекаровского и он остается в тепловом равновесии с оболочкой плавления водорода. Его масса продолжает увеличиваться , и звезда очень медленно расширяется , как оболочка водорода мигрирует наружу. Любое увеличение производства энергии из оболочки переходит в расширении конверт звезды и светимость остается примерно постоянной. Субгигант отделение для этих звезд коротко, горизонтальное и густонаселенное, как видимое в очень старых скоплениях.

Через несколько миллиардов лет, ядро ​​гелия становится слишком массивным, чтобы поддерживать свой вес и становится вырожденным. Его температура увеличивается, скорость плавления в увеличении водородной оболочки, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно в той же эффективной температуре. Звезда теперь на ветви красных гигантов.

Звезды более массивные , чем Солнце имеет ядро конвективного на главной последовательности. Они развивают более массивный сердечник гелия, занимая большую часть звезды, прежде чем они исчерпывают водород во всей конвективной области. Fusion в звезде прекращается полностью и ядро начинает сжиматься и повышение температуры.

Вся звезда сжимается и повышение температуры, с излучаемой светимостью на самом деле растут , несмотря на отсутствие слияния. Это продолжается в течение нескольких миллионов лет до того , как ядро становится достаточно горячим , чтобы зажечь водород в оболочке, которая компенсирует температуру и светимость увеличение и звезда начинает расширяться и прохладными. Этот крюк , как правило , определяются как конец главной последовательности и начало субгиганта ветви в этих звездах.

Ядро звезды ниже примерно 2  М ☉ все еще ниже предела Шёнберг-чандрасекаровского , но синтез оболочки водорода быстро увеличивает массу ядра за этот предел. Более-массивные звезды уже имеют ядро над массой Шёнберг-чандрасекаровской , когда они покидают главную последовательность. Точная начальная масса звезда , при которой будет показывать крючок и на котором они покинут главную последовательность с сердечниками выше предела Шёнберг-чандрасекаровским зависит от металличности и степени перерегулирования в конвективном ядре.

После того, как сердечник превышает предел CR, он больше не может оставаться в тепловом равновесии с водородной оболочкой. Это контракты и внешние слои звезды расширяются и прохладное. Энергия для расширения внешней оболочки вызывает излучаемая светимость уменьшаться. Когда внешние слои остыла, они становятся непрозрачными и заставить конвекцию , чтобы начать вне плавящейся оболочки.

Коричневые субгиганты звезды || Коричневые субгиганты звезды

Расширение останавливается и излучаемая светимость начинает увеличиваться, которое определяется как начало красной гигантской ветви для этих звезд. Звезды с начальной массой около 1-2  М ☉ могут развиться вырожденным ядром гелия до этого момента , и что заставит звезду , чтобы войти в красном гиганте отрасль , как для более низких масс звезд.

Ядро сокращение и расширение обволакивает очень быстро, принимая лишь несколько миллионов лет. В это время температура звезды будет охлаждать от его основного значения последовательности 6000 – 30000 K около 5000 К. Относительно немногие звезды видны на этой стадии их эволюции и существует очевидное отсутствие в схеме Н-R , известной как разрыв Герцшпрунга . Это наиболее очевидно в кластерах от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.

Массивные звезды

За 8-12  М ☉ , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные ядра конвективные на главной последовательности из – за CNO цикла синтеза. Водород слитые оболочек и последующее ядро слияние гелия начинают быстро следующий основное истощение водорода, прежде чем звезда может достичь красного гигантского филиала.

В звездах главной последовательности очень массивных класса вывода, переход от главной последовательности до гигантских , чтобы сверхгиганта происходит в очень узком диапазоне температур и освещенности, иногда даже до слияния ядра водорода закончилось, и класс субгигант редко используется. Значения для поверхностной силы тяжести, войти (г), из класса звезд вывода , находится около 3,6 СГСА для гигантов и 3,9 для карликов.

Для сравнения, типичные лог (г) значения для K класса звезд 1.59 ( Альдебаран ) и 4.37 ( {amp}amp; alpha ; Центавра B ), в результате чего большое количество возможностей для классификации субгиганты , такие как η Cephei с лог (г) от 3,47. Примеры массивных звезд субгигант включают {amp}amp; thetas 2 Ориона A и первичную звезду системы δ Circini , обе звезды класса O с массой более 20  М ☉ .

свойства

Эта таблица показывает типичные времена жизни на главной последовательности (МС) и субгигант ветвь (SB), а также любую продолжительность крючка между основным истощением водорода и началом горения оболочки, для звезд с различными начальными массами, все на солнечной металличности (Z = 0,02). Также показана масса ядра гелия, поверхностно-эффективная температура, радиус и светимость в начале и в конце субгиганта ветви для каждой звезды. Конец субгиганта ветви определяется как когда ядро ​​становится вырожденным или когда светимость начинает возрастать.

Предлагаем ознакомиться  Виды звезд в наблюдаемой Вселенной
Масс – спектр
( М )
пример MS (GYrs) Крючок (MYrs) SB
(MYrs)
Начните Конец
Он Ядро ( M ) Т эф (К) Радиус ( R ) Светимость ( L ) Он Ядро ( M ) Т эф (К) Радиус ( R ) Светимость ( L )
0.6 61 Лебедя B 58,8 N / A 5100 0,047 4763 0.9 0.9 0,10 4634 1.2 0.6
1,0 вс 9,3 N / A 2600 0,025 5766 1.2 1,5 0,13 5034 2,0 2,2
2,0 Сириус 1.2 10 22 0,240 7490 3,6 36,6 0,25 5220 5,4 19,6
5.0 Alkaid 0,1 0,4 15 0,806 14544 6,3 1,571.4 0,83 4737 43,8 866,0

В общем, звезды с более низкой металличности имеют меньшие размеры и более горячим , чем звезды с более высокой металличности. Для субгигантов, это осложняется разного возраста и основных масс на главной последовательности поворота . Низкие металличности звезды развивать большее ядро гелия , прежде чем покинуть главную последовательность, следовательно , меньшей массы звезды показывают крюк в начале субгиганта отрасли.

Ядро гелия масса Z = 0,001 (крайнего населения II ) 1  М ☉ звезды в конце главной последовательности почти вдвое больше , чем Z = 0,02 ( население I ) звезды. Звезда с низкой Металличностью также более 1000 К более горячим и более чем в два раз светящаяся в начале субгиганта ветви. Разница в температуре менее выражена в конце субгиганта ветви, но низкая звезда Металличности больше и почти в четыре раза световая.

Дальнейшая судьба субгиганта[править]

  • Звезда повышает свой спектральный класс, разогревается и расширяется. Такие изменения, к примеру, в настоящее время характерны для Проциона. При этом разогрев осуществляется примерно на 1500 градусов, он не очень значителен.
  • Масса субгиганта обычно равна 1—5 массам Солнца. Более массивные звезды тоже проходят эту стадию, но она нечётко выражена, к тому же у массивных звёзд гореть начинают и последующие слои: углерод, кислород, кремний, вплоть до железа.
  • Звезда имеет большой возраст (для малых звёзд), то есть её возраст как раз составляет тот возраст, в течение которого она могла сжигать водородное топливо.
  • Время жизни субгиганта составляет 10—100 миллионов лет.

Самый известный субгигант — Процион (α Малого Пса). Другой примечательный субгигант — Мю Жертвенника, вблизи которого вращается первая возможная открытая «суперземля».

После того, как в звезде начинается горение гелия, звезда продолжает расширяться, но разогрев прекращается, и звезда остывает до 3000—4500 градусов и становится красным гигантом. До этого звезда может иметь большую светимость, но проходить жёлтую стадию. Именно поэтому мы видим Капеллу жёлтой, через небольшое время (10—100 миллионов лет) мы увидим две огромные звезды (Капеллу А и Капеллу В) со светимостью в более чем 1000 светимостей Солнца каждая. Само Солнце тоже в конце своей жизни станет, по прогнозам учёных, субгигантом[1].

Строение субгиганта имеет много общего со строением звезды главной последовательности, однако ядро звезды уже очень разогрето, и его температура равна примерно 50 миллионов градусов. Ядро гелиевое, водород уже иссяк. Водород есть в более внешних слоях звезды.

Субгиганты на диаграмме HR

https://www.youtube.com/watch?v=ytdevru

Предлагаем ознакомиться  Красно коричневый камень название

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR) представляет собой график рассеяния звезд с температурой или спектрального типа по оси х и по абсолютной величине или светимости по оси у. HR-схема всех звезд, показывает четкую диагональную основную группу, содержащую последовательность большинство звезд, значительное количество красных гигантов (и белых карликов, если наблюдаются достаточно слабые звезды), с относительно небольшого количества звезд в других частях диаграммы.

Субгиганты занимают область выше (т.е. более яркими, чем) звезд главной последовательности и ниже гигантских звезд. Есть относительно немного на большинстве HR диаграмм, потому что время, проведенное в субгигантом гораздо меньше, чем время, потраченное на главной последовательности или гигантской звезды.

Коричневые субгиганты звезды || Коричневые субгиганты звезды

Горячие, класс В, субгиганты едва различимы от звезд главной последовательности, в то время как более холодные субгиганты заполняют относительно большой зазора между прохладными звездами главной последовательности и красными гигантами. Ниже примерно спектральный типа K3 область между основной последовательностью и красными гигантами совершенно пустая, без каких-либо субгигантов.

Stellar эволюционные треки могут быть нанесены на диаграмме HR. Для конкретной массы, это проследить положение звезды на протяжении всей своей жизни, и показать дорожку от начальной основной позиции последовательности, вдоль субгиганта ветви, к гигантской ветви. Когда схема , HR построена для группы звезд , которые все имеют один и тот же возраст, такие как кластер, то субгигант ветвь может быть видна в виде полосы между звездами главной последовательностью точкой поворота и красной гигантской ветвью.

Ветвь субгигант видна только если кластер достаточно стар , что 1-8  M ☉ звезды эволюционировали от главной последовательности, которая требует несколько миллиардов лет. Шаровые скопления , такие как ω Центавра и старые скоплений , такие как M67 достаточно стары , что они демонстрируют выраженный субгигант филиала в их цветовых амплитудных диаграммах .

непостоянство

https://www.youtube.com/watch?v=upload

Субгиганты более массивные , чем Солнце пересекают цефеиды полосы нестабильности , называемые первое пересечение , так как они могут пересекать полосу позже на синий петле . В 2 – 3  М ☉ диапазона, это включает в себя переменные Дельта Скути , такие как {amp}amp; beta ; Cas . При более высоких массах звезда будет пульсировать , как классические переменные цефеиды при пересечении полосы нестабильности, но массивное субгигант эволюции происходит очень быстро , и трудно обнаружить примеры. SV Vulpeculae было предложено в качестве субгигантом на его первом перекрестке , но впоследствии было установлено, что на своем втором пересечении

Список используемой литературы

  • Vassiliadis, Е .; Древесина, PR (1993). «Эволюция низко- и промежуточные массы звезд до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы». Astrophysical Journal . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ … 413..641V . DOI : 10,1086 / 173033 .
  • Pols, Онно R .; Шрёдер, Клаус-Питер; Херли, Джаррод R .; Tout, Кристофер A .; Eggleton, Питер П. (1998). «Звездная эволюция модели для Z = 0,0001 до 0,03». Monthly Notices Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . DOI : 10,1046 / j.1365-8711.1998.01658.x .
  • Жирарди, L .; Брессан, A .; Бертелли, G .; Chiosi, С. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для низко- и промежуточных масс звезд: от 0,15 до 7 м ?, и от Z = 0,0004 до 0,03». Астрономия и астрофизика серии Дополнение . 141 (3): 371. Arxiv : Астроны фот / 9910164 . Bibcode : 2000A {amp}amp; AS..141..371G . DOI : 10.1051 / AAS: 2000126 .