Введение

тип звезды
Звезда больше, чем звезда главной последовательности, но меньше гиганта.

Субгигант – это звезда, которая ярче обычной звезды главной последовательности того же спектрального класса, но не такая яркая, как звезды-гиганты. Термин «субгигант» применяется как к определенному классу светимости в спектральной классификации, так и к стадии эволюции звезды.

Субгигантская ветвь

Субгигантская ветвь – это стадия эволюции звёзд с низкой и промежуточной массой. Звёзды с субгигантским спектральным типом не всегда находятся на эволюционной субгигантской ветви, и наоборот. Например, звёзды FK Com и 31 Com находятся в разрыве Герцшпрунга и, вероятно, являются эволюционными субгигантами, но обеим часто присваиваются классы светимости гигантов. На спектральную классификацию могут влиять металличность, вращение, необычные химические особенности и т. д. Начальные стадии субгигантской ветви у звезды, подобной Солнцу, протекают медленно, практически без внешних признаков внутренних изменений. Один из подходов к идентификации эволюционных субгигантов включает анализ химического состава, в частности, содержания лития, который уменьшается в субгигантах, а также интенсивность коронального излучения. По мере уменьшения доли водорода в ядре звезды главной последовательности, температура ядра возрастает, что приводит к увеличению скорости термоядерных реакций. Это заставляет звёзды медленно эволюционировать к большей светимости с возрастом и расширяет полосу главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Когда звезда главной последовательности прекращает синтезировать водород в ядре, ядро начинает сжиматься под действием собственной гравитации. Это приводит к повышению температуры, и водород начинает синтезироваться в оболочке вокруг ядра, выделяя больше энергии, чем при сжигании водорода в ядре. Звёзды с низкой и промежуточной массой расширяются и охлаждаются, пока при температуре около 5000 К они не начинают увеличивать свою светимость, переходя на стадию, известную как ветвь красных гигантов. Переход от главной последовательности к ветви красных гигантов называется субгигантской ветвью. Форма и продолжительность субгигантской ветви различаются для звёзд разной массы из-за различий во внутренней структуре звёзд.

Звезды с очень низкой массой

Звезды с массой менее примерно [укажите числовую величину из оригинала] конвективны на протяжении большей части своего объема. Эти звезды продолжают синтезировать водород в своих ядрах, пока практически вся звезда не превратится в гелий, и они не переходят в стадию субгигантов. Звезды такой массы имеют время жизни на главной последовательности во много раз превышающее текущий возраст Вселенной. Сжатие ядра и расширение оболочки происходят очень быстро, всего за несколько миллионов лет. За это время температура звезды остывает со значения главной последовательности 6000–30 000 К до примерно 5000 К. Относительно мало звезд наблюдается на этой стадии эволюции, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (H–R диаграмме) наблюдается заметный пробел, известный как разрыв Герцпрунга. Он наиболее заметен в звездных скоплениях возрастом от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.

Массивные звезды

За пределами примерно , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на главной последовательности из-за ядерного синтеза в цикле CNO. Слияние водородной оболочки и последующее слияние гелия в ядре начинается быстро после истощения водорода в ядре, до того как звезда успевает достичь ветви красных гигантов. Такие звезды, как, например, ранние звезды главной последовательности B, проходят короткий и укороченный этап субгиганта, прежде чем стать сверхгигантами. Им также может быть присвоен спектральный класс яркости "гигант" в процессе этого перехода. У очень массивных звезд главной последовательности класса O переход от главной последовательности к гигантам и сверхгигантам происходит в очень узком диапазоне температур и светимостей, иногда даже до завершения ядерного синтеза водорода, и класс субгигантов используется редко. Значения поверхностной гравитации, log(g), для звезд класса O составляют около 3,6 сгс для гигантов и 3,9 для карликов. Для сравнения, типичные значения log(g) для звезд класса K составляют 1,59 (Альдебаран) и 4,37 (α Центавра B), что оставляет достаточно возможностей для классификации субгигантов, таких как η Цефея с log(g) 3,47. Примеры массивных звезд-субгигантов включают θ2 Ориониса A и первичную звезду системы δ Цирцини, обе звезды класса O с массой более .

Свойства

В этой таблице показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS) и субгигантской ветви (SB), а также длительность «крюка» между исчерпанием водорода в ядре и началом горения в оболочке для звезд с различными начальными массами при солнечной металличности (Z = 0,02). Также указаны масса ядра гелия, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце субгигантской ветви для каждой звезды. Конец субгигантской ветви определяется моментом, когда ядро становится вырожденным или когда светимость начинает возрастать. Масса MS (Гр) Крюк (Мр) SB (Мр) Начало Конец Пример Масса ядра He Температура (К) Радиус Светимость Масса ядра He Температура (К) Радиус Светимость 0,6 58,8 N/A 5100 0,047 4763 0,9 0,3 0,10 4634 1,2 0,6 Lacaille 8760 1,0 9,3 N/A 2600 0,025 5766 1,2 1,5 0,13 5034 2,0 2,2 Солнце 2,0 1,2 10 22 0,240 7490 3,6 36,6 0,25 5220 5,4 19,6 Сириус 5,0 0,1 0,4 15 0,806 14544 6,3 1571,4 0,83 4737 43,8 866,0 Алкаид

В общем случае, звезды с меньшей металличностью меньше и горячее, чем звезды с большей металличностью. Для сублигантов это усложняется различиями в возрасте и массе ядра в момент схода с главной последовательности. Звезды с низкой металличностью развивают более массивное гелиевое ядро до покидания главной последовательности, поэтому звезды меньшей массы демонстрируют «крюк» в начале субгигантской ветви. Масса гелиевого ядра звезды с Z=0,001 (экстремальная популяция II) в конце главной последовательности почти вдвое превышает массу гелиевого ядра звезды с Z=0,02 (популяция I). Звезда с низкой металличностью также более чем на 1000 К горячее и более чем в два раза ярче в начале субгигантской ветви. Разница в температуре менее заметна в конце субгигантской ветви, но звезда с низкой металличностью больше и почти в четыре раза ярче. Подобные различия наблюдаются и в эволюции звезд с другими массами, а ключевые значения, такие как масса звезды, которая станет сверхгигантом вместо достижения ветви красных гигантов, ниже при низкой металличности. Эволюционные треки звезд можно изобразить на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (H–R). Для заданной массы они отслеживают положение звезды на протяжении ее жизни, показывая путь от начальной точки на главной последовательности вдоль субгигантской ветви к ветви гигантов. Когда на диаграмме H–R изображена группа звезд одного и того же возраста, например, в скоплении, субгигантская ветвь может быть видна в виде полосы звезд между точкой схода с главной последовательности и ветвью красных гигантов. Субгигантская ветвь становится видимой только в том случае, если скопление достаточно старо, чтобы звезды эволюционировали за пределы главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные скопления, такие как M67, достаточно стары, чтобы демонстрировать выраженную субгигантскую ветвь на их диаграммах цвет-величина. ω Центавра на самом деле демонстрирует несколько отдельных субгигантских ветвей по причинам, которые до сих пор не полностью поняты, но, по-видимому, они представляют собой звездные популяции разного возраста внутри скопления.

Планеты

Планеты, обращающиеся вокруг субгигантов, включают Kappa Andromedae b, Kepler 36 b и c, TOI 4603 b и HD 224693 b.