Кіріспе
жұлдыз түрі Негізгі тізбектен үлкен, бірақ алып жұлдыздан кіші жұлдыз түрі.
Type of star larger than main sequence but smaller than a giant
Субгигант – бірдей спектрлік кластағы қалыпты жұлдыздан жарқырағырақ, бірақ алып жұлдыздай жарқын емес жұлдыз. Субгигант термині нақты спектрлік жарықтық класына да, жұлдыз эволюциясының бір кезеңіне де қолданылады.
Субгигант тармағы
Субгигант тармағы – төмен және орташа массалы жұлдыздардың эволюциясының бір кезеңі. Субгигант спектрлік типі бар жұлдыздар әрқашан эволюциялық субгигант тармағында бола бермейді, және керісінше. Мысалы, FK Com және 31 Com жұлдыздары Герцспрунг ағысының ішінде орналасқан және эволюциялық субгиганттар болуы мүмкін, бірақ екеуіне де көбінесе алып жарықтылық кластары тағайындалады. Спектрлік жіктеуге металдық құрамы, айналу жылдамдығы, ерекше химиялық қасиеттері және т.б. әсер етуі мүмкін. Күн сияқты жұлдыздың субгигант тармағының бастапқы кезеңдері ішкі өзгерістердің сыртқы белгілері аз байқалатын ұзаққа созылған кезең болып өтеді. Эволюциялық субгиганттарды анықтаудың бір жолы – субгиганттарда азайып кететін литий сияқты химиялық элементтердің мөлшерін және короналық эмиссияның күшін анықтау. Негізгі тізбектегі жұлдыздың ядросындағы сутегінің мөлшері азайғанда, ядроның температурасы артады, соның салдарынан термоядролық реакцияның жылдамдығы да артады. Бұл жұлдыздардың қартайған сайын жарықтылығы біртіндеп жоғарылауына және Герцспрунг-Рассел диаграммасындағы негізгі тізбек жолағының кеңеюіне әкеледі. Негізгі тізбектегі жұлдыз ядросында сутегін қоса бітіргеннен кейін, ядро өз салмағының әсерінен құлап бастайды. Бұл температураның жоғарылауына және ядроның сыртындағы қабықта сутегінің қосылуына себеп болады, бұл ядродағы сутегінің жануына қарағанда көбірек энергия береді. Төмен және орташа массалы жұлдыздар кеңейіп, суынады, шамамен 5000 К температураға жеткенде, олардың жарықтылығы арта бастайды, бұл кезең қызыл алып тармағы деп аталады. Негізгі тізбектен қызыл алып тармағына өту субгигант тармағы деп аталады. Субгигант тармағының пішіні мен ұзақтығы әртүрлі массалы жұлдыздар үшін өзгеше болады, себебі жұлдыздың ішкі құрылымында айырмашылықтар болады.
Өте аз массалы жұлдыздар
Массасы шамамен 100 М-ден аз жұлдыздардың көп бөлігі конвекциялық болып табылады. Бұл жұлдыздар өз ядроларында сутегін біріктіруді, жұлдыздың дерлік барлық бөлігі гелийге айналғанға дейін жалғастырады және субгиганттарға айналмайды. Осы массадағы жұлдыздардың негізгі тізбектегі өмір сүру ұзақтығы Ғаламның қазіргі жасынан әлдеқайда ұзақ. Ядроның қысылуы және қабығының кеңеюі өте жылдам өтеді, тек бірнеше миллион жылға созылады. Осы уақыт ішінде жұлдыздың температурасы негізгі тізбектегі 6000–30000 К мәнінен шамамен 5000 К-қа дейін төмендейді. Олардың эволюциясының осы сатысында салыстырмалы түрде аз жұлдыздар байқалады және Герцспрунг саңылауы деп аталатын H–R диаграммасында жетіспеушілік байқалады. Бұл бірнеше жүз миллионнан бірнеше миллиард жылға дейінгі шоғырларда ең жақсы көрінеді.
Үлкен жұлдыздар
Металлдыққа байланысты шамамен , жұлдыздардың негізгі тізбектегі ыстық, массивті конвективті өзектері болады, бұл CNO циклының бірігуіне байланысты. Сутек қабығының синтезі және одан кейінгі ядролық гелийдің синтезі, ядролық сутегінің тозуынан кейін, жұлдыз қызыл алып тармаққа жете алмас бұрын тез басталады. Мұндай жұлдыздар, мысалы, ертедегі B класты негізгі тізбек жұлдыздары, супергиганттарға айналуға дейін қысқа да, қысқартылған субгигант тармағынан өтеді. Бұл ауысу кезінде оларға алып спектрлік жарықтық класы тағайындалуы мүмкін. Өте массивті O класты негізгі тізбек жұлдыздарында негізгі тізбектен алып жұлдызға, содан кейін супергигантқа өту температура мен жарықтықтың өте тар диапазонында жүзеге асады, кейде тіпті ядролық сутегінің синтезі аяқталмас бұрын, ал субгигант класы сирек қолданылады. O класты жұлдыздардың беткі гравитациясының мәні, log(g), алып жұлдыздар үшін шамамен 3.6 (см/с²), ал жұлдыздар үшін 3.9 (см/с²). Салыстыру үшін, K класты жұлдыздар үшін типикалық log(g) мәндері 1.59 (Альдебаран) және 4.37 (α Кентавр B) болып табылады, бұл 3.47 log(g) мәні бар η Сефеи сияқты субгиганттарды жіктеуге жеткілікті мүмкіндік береді. Массивті субгигант жұлдыздардың мысалдары ретінде θ2 Орионис А және δ Цирчини жүйесінің негізгі жұлдызын атауға болады, екеуі де массасы шамамен .
Қасиеттері
Бұл кестеде негізгі реттіліктегі (MS) және субгигант тармақтағы (SB) типтік өмір сүру мерзімі, сондай-ақ ядролық сутегінің тозуы мен қабықтың жануының басталуы арасындағы кез келген «ілгек» ұзақтығы, әртүрлі бастапқы массалары бар жұлдыздар үшін көрсетілген. Барлық жұлдыздардың металдық дәрежесі күнге (Z = 0.02) сәйкес келеді. Сондай-ақ, әр жұлдыздың субгигант тармағының басында және соңында гелий ядросының массасы, беткі температурасы, радиусы және жарықтылығы көрсетілген. Субгигант тармағының соңы, ядроның дегенерацияға ұшырауы немесе жарықтылықтың өсуінің басталуымен анықталады. Массасы MS (GYrs) Ілгек (MYrs) SB (MYrs) Басталуы Аяқталуы Мысалы Гелий ядросы Teff (K) Радиусы Жарықтылығы Гелий ядросы Teff (K) Радиусы Жарықтылығы 0.6 58.8 N/A 5,100 0.047 4,763 0.9 0.3 0.10 4,634 1.2 0.6 Lacaille 8760 1.0 9.3 N/A 2,600 0.025 5,766 1.2 1.5 0.13 5,034 2.0 2.2 Күн 2.0 1.2 10 22 0.240 7,490 3.6 36.6 0.25 5,220 5.4 19.6 Сириус 5.0 0.1 0.4 15 0.806 14,544 6.3 1,571.4 0.83 4,737 43.8 866.0 Алкайд Жалпы алғанда, металдық дәрежесі төмен жұлдыздар, металдық дәрежесі жоғары жұлдыздарға қарағанда кішірек және ыстық болады. Субгиганттар үшін бұл, негізгі реттіліктен шығу кезіндегі әртүрлі жас және ядролық массаларымен күрделенеді. Металдық дәрежесі төмен жұлдыздар негізгі реттіліктен шығар алдында үлкен гелий ядросын дамытады, сондықтан массасы төмен жұлдыздар субгигант тармағының басында «ілгек» көрсетеді. Z=0.001 (екінші популяция) жұлдызының гелий ядросының массасы, негізгі реттіліктің соңында, Z=0.02 (бірінші популяция) жұлдызының массасынан шамамен екі есе көп. Металдық дәрежесі төмен жұлдыз субгигант тармағының басында 1000 K-ден жоғары температурада және екі есе жарық болады. Температура айырмашылығы субгигант тармағының соңында аздап байқалады, бірақ металдық дәрежесі төмен жұлдыз үлкен және жарықтылығы шамамен төрт есе артық. Жұлдыздардың басқа массаларының эволюциясында да ұқсас айырмашылықтар бар, және супергигантқа айналатын жұлдыздың массасы сияқты маңызды шамалар, металдық дәрежесі төмен болғанда төмендейді. Жұлдыздық эволюциялық траекторияларды H–R диаграммасында көрсетуге болады. Белгілі бір масса үшін олар жұлдыздың өмірі бойындағы орнын көрсетеді және бастапқы негізгі реттілік орнынан, субгигант тармағы бойымен, гигант тармағына дейінгі траекторияны көрсетеді. Егер H–R диаграммасы бірдей жастағы жұлдыздар тобы үшін, мысалы, шоғыр үшін жасалса, субгигант тармағы негізгі реттіліктен шығу нүктесі мен қызыл гигант тармағы арасындағы жұлдыздар жолағы ретінде көрінуі мүмкін. Субгигант тармағы, егер шоғыр жеткілікті ескі болса ғана көрінеді, бұл жұлдыздардың негізгі реттіліктен шығуына, бірнеше миллиард жылға дейін уақыт қажет етеді. Оо Кентавр сияқты шарлы шоғырлар және М67 сияқты ескі ашық шоғырлар өздерінің түс-жарық диаграммаларында айқын субгигант тармағын көрсететіндей ескі. ω Центавр әлі толық түсінілмеген себептермен бірнеше бөлек субгигант тармақтарын көрсетеді, бірақ бұл шоғырдың ішінде әртүрлі жастағы жұлдыз популяцияларын көрсетеді.
In general, stars with lower metallicity are smaller and hotter than stars with higher metallicity. For subgiants, this is complicated by different ages and core masses at the main sequence turnoff. Low metallicity stars develop a larger helium core before leaving the main sequence, hence lower mass stars show a hook at the start of the subgiant branch. The helium core mass of a Z=0.001 (extreme population II) star at the end of the main sequence is nearly double that of a Z=0.02 (population I) star. The low metallicity star is also over 1,000 K hotter and over twice as luminous at the start of the subgiant branch. The difference in temperature is less pronounced at the end of the subgiant branch, but the low metallicity star is larger and nearly four times as luminous. Similar differences exist in the evolution of stars with other masses, and key values such as the mass of a star that will become a supergiant instead of reaching the red giant branch are lower at low metallicity.]] Stellar evolutionary tracks can be plotted on an H–R diagram. For a particular mass, these trace the position of a star throughout its life, and show a track from the initial main sequence position, along the subgiant branch, to the giant branch. When an H–R diagram is plotted for a group of stars which all have the same age, such as a cluster, the subgiant branch may be visible as a band of stars between the main sequence turnoff point and the red giant branch. The subgiant branch is only visible if the cluster is sufficiently old that stars have evolved away from the main sequence, which requires several billion years. Globular clusters such as ω Centauri and old open clusters such as M67 are sufficiently old that they show a pronounced subgiant branch in their color–magnitude diagrams. ω Centauri actually shows several separate subgiant branches for reasons that are still not fully understood, but appear to represent stellar populations of different ages within the cluster.
Планеталар
Субгигант жұлдыздардың орбитасында айналатын планеталарға Каппа Андромеда b, Кеплер 36 b және c, TOI 4603 b және HD 224693 b кіреді.