Subgiant - Subgiant

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából

A szubóriás olyan csillag , amely fényesebb, mint az azonos spektrális osztályú normál fősorozatú csillag , de nem olyan fényes, mint az óriáscsillagok . A subgiant kifejezést mind egy adott spektrális fényességi osztályra, mind a csillag evolúciójának egy szakaszára alkalmazzák .

Yerkes fényerő osztály IV

A szubóriás kifejezést 1930-ban használták először a G osztályú és a korai K csillagokra, abszolút nagyságrendűek +2,5 és +4 között. Ezeket a csillagok folytonosságának részeként nyilvánvaló főszekvenciájú csillagok, például a Nap, és olyan nyilvánvaló óriáscsillagok, mint Aldebaran , bár kevésbé vannak, mint akár a fő szekvencia, akár az óriási csillagok.

A Yerkes spektrális osztályozási rendszer egy kétdimenziós séma, amely betű és szám kombinációval jelöli egy csillag hőmérsékletét (pl. A5 vagy M1) és egy római számot, hogy jelezze a fényerőt az azonos hőmérsékletű csillagokhoz képest. A IV fénysugárcsillagok a főszekvenciájú csillagok (V. fényességi osztály) és a vörös óriások (III. Fényességi osztály) közötti részóriások.

Az abszolút jellemzők meghatározása helyett a spektrális fényességi osztály meghatározásának tipikus megközelítése a hasonló spektrumok összehasonlítása a standard csillagokkal. Sok vonalas arány és profil érzékeny a gravitációra, ezért hasznos fényerő-mutatókat ad, de az egyes spektrumosztályok közül a leghasznosabb spektrális jellemzők a következők:

  • O: az N iii emisszió és a He  ii abszorpció relatív erőssége  , az erős emisszió fényesebb
  • B: Balmer vonalprofilok és az O ii vonalak erőssége 
  • V: A balmer vonal profilok , a szélesebb szárnyak kevésbé világítanak
  • F: Fe , Ti és Sr vonalerőssége
  • G: Sr és Fe vonalvezetés és szárnyszélesség a Ca H és K vonalakban
  • K: Ca H & K vonal profilok, Sr / Fe vonal arányok, és a Mg H és TiO vonal erősségek
  • M: a 422,6 nm-es Ca-vonal és a TiO-sávok erőssége

Morgan és Keenan a IV fényességi osztályba tartozó csillagok példáit sorolta fel, amikor létrehozták a kétdimenziós osztályozási sémát:

Későbbi elemzés azt mutatta, hogy ezek egy része kettős csillagok keveredési spektruma volt, más részük változó, és a szabványokat sokkal több csillagra bővítették, de az eredeti csillagok közül sok még mindig a szubóriás fényerő osztályának számít. Az O osztályú csillagoknak és a K1-nél hűvösebb csillagoknak ritkán adnak alárendelt fényességi osztályokat.

Alázatos ág

Csillag evolúciós pályák:
  • az 5  M ☉-es pályán egy kampó és egy alagútág látható, amely keresztezi a Hertzsprung rést
  • a 2  M sáv horgot és kiejtett szubóriás elágazást mutat
  • az alacsonyabb tömegű sávok nagyon rövid, hosszan tartó szubgiant ágakat mutatnak

A szubóriás ág az alacsony vagy közepes tömegű csillagok fejlődésének szakasza. Alacsonyabb spektrális típusú csillagok nem mindig vannak az evolúciós szubóriás ágon, és fordítva. Például az FK Com és a 31 Com csillagok egyaránt a Hertzsprung Gapban helyezkednek el, és valószínűleg evolúciós alóriák, de gyakran mindkettőhöz óriási fényességi osztályokat rendelnek. A spektrális besorolást befolyásolhatja a fémesség, az elfordulás, a szokatlan kémiai sajátosságok stb. A nap, mint a nap, a csillag alatti ág elágazásának kezdeti szakaszai elhúzódnak, a belső változások kevés külső jelzéssel. Az evolúciós alóriák azonosításának egyik megközelítése magában foglalja a kémiai rengetegeket, például a lítiumot, amelyet alóriákban hígítanak, és a koronális emisszió erősségét.

Amint a fő szekvencia csillag magjában maradó hidrogén frakció csökken, a mag hőmérséklete növekszik, és így az fúzió sebessége növekszik. Ez arra készteti a csillagokat, hogy öregedéssel lassan fejlődjenek nagyobb fénysugarakká, és kiszélesíti a Hertzsprung – Russell diagram fő szekvenciasávját .

Amint egy fő szekvenciájú csillag abbahagyja magjában a hidrogén olvadását, a mag a saját súlya alatt összeomlik. Ennek következtében megnő a hőmérséklet, és a magon kívüli héjban olvad a hidrogén, amely több energiát szolgáltat, mint a mag hidrogénégése. Az alacsony és közepes tömegű csillagok kitágulnak és lehűlnek, amíg körülbelül 5000 K hőmérsékleten meg nem kezdik a fényerő növekedését a vörös-óriás elágazásként ismert szakaszban . Az átmenet a fő szekvenciáról a vörös óriás ágra szubóriás ágként ismert. A szubgiantális ág alakja és időtartama különböző tömegű csillagoknál változik, a csillag belső konfigurációjának különbségei miatt.

Nagyon alacsony tömegű csillagok

A körülbelül 0,4 M ☉- nál  kisebb tömegű csillagok a csillag nagy részében konvektívek. Ezek a csillagok továbbra is egyesítik magjaikban a hidrogént, amíg lényegében az egész csillag héliummá nem alakul át, és nem fejlődnek alóriákká. E tömeg tömegű csillagainak élettartama sokszor hosszabb, mint az Univerzum jelenlegi kora.

0,4  M M

H – R diagram az
M5 gömbhalmazhoz , amely a Napnál kissé kevésbé masszív csillagok rövid, de sűrűn lakott szubóriás ágát mutatja

A Napnál kevésbé masszív csillagok nem konvektív magokkal rendelkeznek, közepüktől kifelé erős hőmérséklet-gradienssel. Amikor a csillag közepén hidrogént fogyasztanak, a központi magon kívüli vastag hidrogénhéj továbbra is megszakadás nélkül összeolvad. A csillagot ekkor szubóriásnak tekintik, bár kívülről alig látszik változás.

A hélium magtömeg a Schönberg – Chandrasekhar határ alatt van, és hőegyensúlyban marad az olvadó hidrogénhéjjal. Tömege folyamatosan növekszik, és a csillag nagyon lassan tágul, amikor a hidrogénhéj kifelé vándorol. A héjból származó energiamennyiség bármilyen növekedése a csillag burkolatának kibővítésére irányul, és a fényesség megközelítőleg állandó marad. Ezeknek a csillagoknak az alantas ága rövid, vízszintes és erősen lakott, amint az nagyon régi halmazokban látható.

Több milliárd év elteltével a héliummag túl masszív lesz saját súlyának elviseléséhez, és elfajul. Hőmérséklete növekszik, a fúziós sebesség a hidrogénhéjban növekszik, a külső rétegek erősen konvektívvé válnak, és a fényesség körülbelül ugyanolyan tényleges hőmérsékleten növekszik. A csillag most a vörös óriás ágon van.

Tömeg 1 M above felett 

A Napnál nagyobb tömegű csillagok konvektív maggal rendelkeznek a fő szekvencián. Majd egy masszívabb héliummagot fejlesztenek ki, amely a csillag nagyobb részét veszi fel, mielőtt a teljes konvektív régióban kimerítenék a hidrogént. A fúzió a csillagban teljesen megszűnik, és a mag elkezd összehúzódni és megnő a hőmérséklet. Az egész csillag összehúzódik és növekszik a hőmérséklet, miközben a fúzió hiánya ellenére a sugárzott fényerő valóban növekszik. Ez több millió évig folytatódik, mire a mag elég meleg lesz ahhoz, hogy meggyújtsa a kagylóban lévő hidrogént, ami megfordítja a hőmérséklet és a fényerő növekedését, és a csillag tágulni és hűlni kezd. Ezt a horgot általában a fő szekvencia végeként és a szubóriás elágazás kezdeteként határozzák meg ezekben a csillagokban.

A körülbelül 2 M alatti csillagok magja  még mindig a Schönberg – Chandrasekhar határ alatt van , de a hidrogénhéj fúziója gyorsan növeli a mag tömegét ezen a határon túl. A nagyobb tömegű csillagoknak már vannak magjaik a Schönberg – Chandrasekhar tömeg felett, amikor elhagyják a fő szekvenciát. Az a pontos kezdeti tömeg, amelynél a csillagok horgot mutatnak, és amelynél a Schönberg – Chandrasekhar határ fölötti magokkal hagyják el a fő szekvenciát, a konvektív mag fémességétől és túllövésének mértékétől függ . Az alacsony fémesség miatt a kis tömegű magok központi része konvekciósan instabil, a túlhúzás pedig a mag nagyobbá válik, ha a hidrogén kimerül.

Amint a mag meghaladja a CR határértéket, már nem maradhat termikus egyensúlyban a hidrogénhéjjal. Összehúzódik, és a csillag külső rétege kitágul és lehűl. A külső burkolat kiterjesztésére szolgáló energia csökkenti a kisugárzott fénysugarat. Amikor a külső rétegek kellően lehűlnek, átláthatatlanná válnak, és a konvekciót megkezdik a beolvadó héjon kívül. A tágulás leáll, és a kisugárzott fénysugár növekedni kezd, amelyet ezeknek a csillagoknak a vörös óriáságának kezdeteként határozunk meg. A körülbelül 1-2 M kezdő tömegű csillagok  degenerált héliummagot képezhetnek e pont előtt, és ez a csillag vörös óriás ágába kerül, mint a kisebb tömegű csillagoké.

A mag összehúzódása és a burok bővülése nagyon gyors, csak néhány millió évet vesz igénybe. Ebben az időben a csillag hőmérséklete a 6000–30 000 K fő szekvencia-értékről 5000 K körüli értékre hűl. Viszonylag kevés csillag látható evolúciójuk ezen szakaszában, és nyilvánvalóan hiányzik a H – R diagram, a Hertzsprung rés . Legszembetűnőbb néhány száz milliótól néhány milliárd éves klaszterekig.

Hatalmas csillagok

Mintegy 8-12  M , a fémességtől függően a csillagok forró, masszív konvektív magokkal rendelkeznek a fő szekvencián a CNO-ciklus fúziója miatt . A hidrogénhéj-fúzió és az azt követő maghélium-fúzió gyorsan megkezdődik a mag-hidrogén kimerülését követően, még mielőtt a csillag elérné a vörös óriáságat. Az ilyen csillagok, például a korai B fő szekvencia csillagok, rövid és rövidített szubóriás ágat tapasztalnak meg, mielőtt szuperóriásokká válnának . Ezen átmenet során óriási spektrális fényességi osztály is rendelhető hozzájuk.

Nagyon masszív O osztályú fő szekvencia csillagokban az átmenet a fő szekvenciáról az óriásról a szuperóriásra egy nagyon szűk hőmérsékleti és fényességi tartományban történik, néha még azelőtt, hogy a mag hidrogénfúziója véget érne, és a szubóriás osztályt ritkán használják. Az O-osztályú csillagok felületi gravitációjának log (g) értéke óriások esetében 3,6 cgs, törpék esetében 3,9 cgs. Összehasonlításképpen, a K osztályú csillagok tipikus log (g) értékei 1,59 ( Aldebaran ) és 4,37 ( α Centauri B ), így sok lehetőség marad az olyan alóriák osztályozására, mint η Cephei , log (g) értéke 3,47. Példák a masszív subgiant csillagok közé θ 2 Orionis A , és az elsődleges csillag a δ Circini rendszer , mind O osztályban csillagok tömegek több mint 20  M .

Tulajdonságok

Ez a táblázat bemutatja a fő szekvencia (MS) és a szubgiant ág (SB) tipikus élettartamát, valamint a mag hidrogén kimerülése és a héjégés megkezdése közötti esetleges horog időtartamát különböző kezdeti tömegű csillagok esetében, mindezt napfémes állapotban (Z = 0,02). Szintén bemutatjuk a hélium magtömeget, a felület effektív hőmérsékletét, sugarát és fényességét az egyes csillagok alágazatának elején és végén. A szubgiant ág végét akkor definiáljuk, amikor a mag elfajul, vagy amikor a fényesség növekszik.

Tömeg
( M )
Példa MS (GYrs) Horog (MYrs) SB
(MYrs)
Rajt Vége
Ő mag ( M ) T eff (K) Sugár ( R ) Fényerő ( L ) Ő mag ( M ) T eff (K) Sugár ( R ) Fényerő ( L )
0.6 Lacaille 8760 58.8 N / A 5,100 0,047 4,763 0.9 0.9 0.10 4,634 1.2 0.6
1.0 A Nap 9.3 N / A 2,600 0,025 5,766 1.2 1.5 0,13 5,034 2.0 2.2
2.0 Sirius 1.2 10. 22. 0,240 7,490 3.6 36.6 0,25 5,220 5.4 19.6
5.0 Alkaid 0.1 0.4 15 0,806 14,544 6.3 1,571,4 0,83 4,737 43.8 866,0

Az alacsonyabb fémességű csillagok általában kisebbek és forróbbak, mint a magasabb fémességűek. Az alóriák számára ezt bonyolítják a különböző korok és magtömegek a fő szekvencia kikapcsolásakor . Az alacsony fémtartalmú csillagok nagyobb héliummagot fejlesztenek ki, mielőtt elhagynák a fő szekvenciát, ezért az alacsonyabb tömegű csillagok horgot mutatnak a szubóriás ág elején. A Z = 0,001 (extrém II populáció ) 1  M csillag hélium magtömege a fő szekvencia végén majdnem duplája a Z = 0,02 ( I populáció ) csillagnak. Az alacsony fémtartalmú csillag szintén 1000 K-val melegebb és kétszer olyan világító, mint a szubóriás ág elején. A hőmérséklet-különbség kevésbé kifejezett a szubszigáns ág végén, de az alacsony fémességű csillag nagyobb és közel négyszer olyan világító. Hasonló különbségek vannak a csillagok evolúciójában más tömegekkel, és az olyan kulcsértékek, mint a csillag óriási óriássá váló csillag tömege alacsonyabb fémesség mellett alacsonyabbak.

Alóriák a H – R diagramban

A teljes Hipparcos katalógus H – R diagramja

A Hertzsprung – Russell (H – R) diagram a csillagok szóródási diagramja, amelynek hőmérséklete vagy spektrális típusa az x tengelyen van, abszolút nagysága vagy fényereje pedig az y tengelyén. Az összes csillag H – R diagramjai tiszta átlós főszekvenciasávot mutatnak, amely tartalmazza a csillagok többségét, jelentős számú vörös óriást (és fehér törpéket, ha kellően halvány csillagokat észlelnek), viszonylag kevés csillaggal a diagram többi részén.

Az óriások a fő szekvencia csillagok felett (vagyis annál fényesebbnél) és az óriás csillagok alatt foglalnak el egy régiót. A legtöbb H – R diagramon viszonylag kevesen vannak, mert az alszellemként eltöltött idő sokkal kevesebb, mint a fő szekvenciára vagy óriáscsillagra fordított idő. A forró, B osztályú alóriások alig különböztethetők meg a fő szekvencia csillagoktól, míg a hűvösebb alóriák viszonylag nagy rést töltenek be a hűvös fő szekvencia csillagok és a vörös óriások között. Körülbelül a K3 spektrális típus alatt a fő szekvencia és a vörös óriások közötti régió teljesen üres, alóriák nélkül.

Régi nyitott klaszterek, amelyek egy alagútágat mutatnak a fő szekvencia kikapcsolása és a vörös óriás ág között, akasztóval a fiatalabb M67-es kikapcsolásnál

A csillag evolúciós sávjai ábrázolhatók egy H – R diagramon. Egy adott tömeg esetében ezek nyomon követik a csillag helyzetét az egész élete során, és egy pályát mutatnak a kezdeti fő szekvencia pozíciótól a szubóriás ág mentén az óriás ágig. Ha egy H – R diagramot rajzolunk egy azonos korú csillagcsoportra, például egy fürtre, akkor a szubóriás ág csillagcsíkként látható lehet a fő szekvencia kikapcsolási pontja és a vörös óriáság között. A szubóriás ág csak akkor látható, ha a klaszter elég régi ahhoz, hogy 1-8  M csillag fejlődjön ki a fő szekvenciától, amely több milliárd évet igényel. Az olyan gömb alakú klaszterek , mint az ω Centauri, és a régi nyitott klaszterek, például az M67 , elég régiek ahhoz, hogy a szín-nagyság diagramjukban kifejezett szubsztantikus ágat mutassanak . Az ω Centauri valójában több különálló alágazatot mutat be olyan okok miatt, amelyek még mindig nem teljesen tisztázottak, de úgy tűnik, hogy a klaszteren belül különböző korú csillagpopulációkat képviselnek.

Változékonyság

A változó csillagok több típusa tartalmaz alóriákat:

A napnál nagyobb tömegű alóriák keresztezik a Cepheid instabilitási sávot , amelyet első kereszteződésnek hívnak, mivel később egy kék hurokon átkelhetnek újra a sávon . A 2-3  M tartományban ez magában foglalja a Delta Scuti változókat, például a β Cas-t . Nagyobb tömegeknél a csillagok klasszikus Cepheid-változóként pulzálnak, miközben átlépik az instabilitási sávot, de a hatalmas szubóriás evolúció nagyon gyors, és nehéz példákat kimutatni. Az SV Vulpeculae -t az első kereszteződésnél javasolták alagúton, de később megállapították, hogy a második kereszteződésénél

Bolygók

A szubsztáns csillagok körül keringő bolygók közé tartozik a Kappa Andromedae b és a HD 224693 b .

Hivatkozások

Bibliográfia

Külső linkek