| Absoluta magnituder av subjättar i V-bandet [1] | |
|---|---|
| Spektralklass | M V |
| 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 |
En underjätte ( gren av underjättar ) är ett stadium i stjärnornas utveckling , liksom den ljusstyrkaklass IV som motsvarar den och vissa andra typer av stjärnor . I evolutionsprocessen kommer detta stadium efter huvudsekvensen och föregår som regel den röda jättegrenen , på vilken stjärnan svalnar och ökar i storlek, medan dess ljusstyrka förblir nästan oförändrad. För massiva stjärnor slutar detta stadium mycket snabbt, därför, på Hertzsprung-Russell-diagrammet , innehåller området som upptas av dem få stjärnor och kallas Hertzsprung-gapet .
Subjättar - stjärnor som är ljusare än huvudsekvensstjärnor av samma spektralklass , men svagare än jättestjärnor , tilldelas ljusstyrka klass IV. Till största delen tillhör de spektralklasserna F, G och K [2] . Subjättarnas absoluta magnituder varierar i genomsnitt från -4,7 m för B0-klassstjärnor till +3,2 m för K0- klassstjärnor [1] . Själva termen "subjätten" användes först av Gustav Stromberg .år 1930 och tillhörde stjärnorna i klasserna G0-K3 med absoluta magnituder på 2,5-4 m [3] .
Kärnorna hos subjättar på motsvarande evolutionära stadium (se nedan ) består huvudsakligen av helium . Fusion sker inte i dessa stjärnors kärnor, men den fortsätter i stratalkällan, ett område runt kärnan som innehåller tillräckligt med väte och är tillräckligt varmt för att heliumfusion ska kunna ske [ 2] . Underjättarnas luminositetsklass kan dock även inkludera stjärnor med en annan struktur i andra evolutionsstadier, bara med liknande färg och ljusstyrka - till exempel Orionvariabler som ännu inte blivit huvudsekvensstjärnor [4] .
Subjättar inkluderar till exempel Beta South Hydra [2] , samt Procyon [5] .
Stjärnor kommer in i subjättens gren efter att väte har uttömts i deras kärna (mindre än 1 viktprocent återstår) [6] och termonukleär fusion är fullbordad , varefter fusionen av helium från väte börjar i skalet runt kärnan, främst genom CNO cykel [7] . För stjärnor med en massa mindre än 0,2 M ⊙ är detta i princip omöjligt: de är helt konvektiva, och därför kemiskt homogena, vilket innebär att när väte tar slut i kärnan, slutar det i hela stjärnan [8] [ 9] .
När stjärnor med en massa mindre än 1,5 M ⊙ men mer massiva än 0,2 M ⊙ [8] fullbordar termonukleär fusion i kärnan, fortsätter det att ske i en skiktad källa - ett skal runt kärnan som redan har blivit inert. I mer massiva stjärnor är energiutsläppet mer koncentrerat till mitten, så efter att väte tar slut i kärnan upphör termonukleär fusion i stjärnan helt under en kort stund. Efter att den stannat krymper stjärnan tills förutsättningarna för heliumsyntes i en lagerkälla uppnås, varefter den passerar till subjättens gren. Medan sammandragningen pågår stiger stjärnans temperatur och ljusstyrka, på Hertzsprung-Russell-diagrammet rör den sig uppåt och åt höger och passerar den så kallade kroken [ 6] [ 10] [11] .
På subjättestadiet expanderar och svalnar stjärnans yttre skikt, medan ljusstyrkan ändras något, och i Hertzsprung-Russell-diagrammet rör sig stjärnan åt höger. På grund av det faktum att termonukleära reaktioner inträffar vid gränsen för stjärnans kärna och yttre skal, ökar heliumkärnans massa under detta skede, och lagerkällan rör sig bort från stjärnans centrum. Vid någon tidpunkt överskrider kärnans massa Schoenberg-Chandrasekhar-gränsen , lika med cirka 8 % av stjärnans totala massa, och kärnan börjar krympa, och för stjärnor som är mer massiva än 2,5-3 M ⊙ (den exakta värdet beror på den kemiska sammansättningen), i början av det subgigantiska stadiet är kärnans massa redan större än denna gräns. I mindre massiva stjärnor degenererar gasen i kärnan, vilket förhindrar kompression, och kärnans degeneration avgör i sin tur exakt hur heliumförbränning i stjärnan börjar i senare skeden. I vilket fall som helst blir de yttre skalen gradvis mindre transparenta, strålningsenergiöverföring blir omöjlig, så en utökad konvektiv zon utvecklas i skalet . Stjärnan börjar snabbt öka sin storlek och ljusstyrka, och dess yttemperatur kommer praktiskt taget inte att förändras - i detta ögonblick går den över till den röda jättegrenen [10] [12] [13] . Men för stjärnor med den högsta massan, mer än 10 M ⊙ , börjar heliumförbränningen redan före övergången till den röda jättegrenen, som sker i mindre massiva stjärnor, därför blir de efter subjättestadiet ljusblå variabler, och sedan röda superjättar , eller, om de tappar sitt hölje på grund av stark stjärnvind - Wolf-Rayet-stjärnor [14] .
Det subgigantiska stadiet av massiva stjärnor varar mycket kort tid — för en stjärna med en massa på 3 M ⊙ är det 12 miljoner år, och för en stjärna med en massa på 6 M ⊙ är det 1 miljon år, så massiva stjärnor vid subjättestadium observeras sällan, och i regionen som ockuperas av dem för Hertzsprung-Russell-diagram, finns det ett Hertzsprung-gap [7] . För stjärnor med låg massa varar detta stadium, även i förhållande till deras livstid, längre, och till exempel är grenar av subjättar tydligt synliga i klotformade stjärnhopar [15] .
Solen kommer, när den når subjättestadiet, att ha en ljusstyrka på cirka 2,3 L⊙ . I detta skede kommer solen att tillbringa omkring 700 miljoner år, och mot slutet kommer den att svalna till cirka 4900 K och expandera till en radie på 2,3 R ⊙ , och ljusstyrkan kommer att öka till 2,7 L ⊙ [16] .
Massiva stjärnor, som passerar genom scenen av subjättar, befinner sig tillfälligt i instabilitetsbandet och blir Cepheider , men passagen av instabilitetsbandet sker mycket snabbt - om 10 2 -10 4 år. På grund av detta har vissa cepheider observerats förändra pulsationsperioden med tiden, men bara en liten del av cepheiderna är subjättar - mestadels stjärnor blir cepeider i senare skeden av evolutionen [17] [18] .
| Stjärnor | |
|---|---|
| Klassificering | |
| Substellära objekt | |
| Evolution | |
| Nukleosyntes | |
| Strukturera | |
| Egenskaper | |
| Relaterade begrepp | |
| Stjärnlistor | |
| Spektralklassificering av stjärnor | |
|---|---|
| Huvudsakliga spektraltyper | |
| Ytterligare spektraltyper | |
| Ljusstyrka klasser | |