Subgiant - Subgiant

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

En undergigant är en stjärna som är ljusare än en vanlig huvudsekvensstjärna i samma spektralklass , men inte lika ljus som jättestjärnor . Termen subgiant tillämpas både på en viss spektral ljusstyrka klass och på ett stadium i utvecklingen av en stjärna .

Yerkes -ljusstyrka klass IV

Begreppet subgiant användes första gången 1930 för klass G och tidiga K -stjärnor med absoluta storheter mellan +2,5 och +4. Dessa noterades som en del av en kontinuum av stjärnor mellan uppenbara huvudsekvensstjärnor som Solen och uppenbara jättestjärnor som Aldebaran , fastän de är mindre än antingen huvudsekvensen eller jättestjärnorna.

De Yerkes spektrala klassificeringssystemet är en tvådimensionell system som använder en bokstavskombination för att beteckna denna temperatur av en stjärna (t.ex. A5 eller M1) och en romersk siffra för att indikera luminositet förhållande till andra stjärnor av samma temperatur. Ljusstyrka-IV-stjärnor är subjättarna, belägna mellan huvudsekvensstjärnor (ljusstyrka klass V) och röda jättar (ljusstyrka klass III).

I stället för att definiera absoluta särdrag är en typisk metod för att bestämma en spektral ljusstyrka att jämföra liknande spektra med standardstjärnor. Många linjeförhållanden och profiler är känsliga för gravitationen och gör därför användbara ljusstyrkaindikatorer, men några av de mest användbara spektralfunktionerna för varje spektralklass är:

  • O: relativ styrka för N  iii -utsläpp och He  ii -absorption, stark emission är mer lysande
  • B: Balmerlinjeprofiler och styrka hos O  ii -linjer
  • A: Balmer linjeprofiler , bredare vingar medel mindre lysande
  • F: linjestyrkor hos Fe , Ti och Sr
  • G: Sr- och Fe -linjens styrkor och vingbredder i Ca H- och K -linjerna
  • K: Ca H & K linjeprofiler, Sr / Fe linje förhållanden, och Mg H och TiO linjehållfast
  • M: styrkan på 422,6 nm Ca -linjen och TiO -banden

Morgan och Keenan listade exempel på stjärnor i ljusstyrka klass IV när de upprättade det tvådimensionella klassificeringsschemat:

Senare analys visade att några av dessa var blandade spektra från dubbelstjärnor och några var variabla, och standarderna har utökats till många fler stjärnor, men många av de ursprungliga stjärnorna anses fortfarande vara standarder för den underliga gigantiska ljusstyrkan. O-klassstjärnor och stjärnor som är svalare än K1 ges sällan underordnade ljusstyrka.

Subgiant gren

Stjärna evolutionära spår:
  • M ☉ -spåret visar en krok och en underlig jättegren som korsar Hertzsprung -gapet
  • M spåret visar en krok och uttalad subgiant gren
  • spår med lägre massa visar mycket korta långlivade subgiantgrenar

Subgigantgrenen är ett stadium i utvecklingen av låg- till mellanliggande massstjärnor. Stjärnor med en subgiant -spektraltyp finns inte alltid på den evolutionära subgigantgrenen, och vice versa. Till exempel ligger stjärnorna FK Com och 31 Com båda i Hertzsprung -gapet och är sannolikt evolutionära subgiants, men båda tilldelas ofta jätte ljusstyrka klasser. Spektralklassificeringen kan påverkas av metallicitet, rotation, ovanliga kemiska särdrag, etc. De inledande stadierna av subgiantgrenen i en stjärna som solen förlängs med liten yttre indikation på de inre förändringarna. Ett tillvägagångssätt för att identifiera evolutionära subgiants inkluderar kemiska överflöd som Litium som är utspätt i subgiants och koronala emissionsstyrka.

När fraktionen av väte som återstår i kärnan i en huvudsekvensstjärna minskar, ökar kärntemperaturen och därmed ökar fusionshastigheten. Detta får stjärnor att utvecklas långsamt till högre ljusstyrkor när de åldras och breddar huvudsekvensbandet i Hertzsprung – Russell -diagrammet .

När en huvudsekvensstjärna slutar smälta väte i kärnan börjar kärnan kollapsa under sin egen vikt. Detta får den att öka i temperatur och vätesäkringar i ett skal utanför kärnan, vilket ger mer energi än kärnväteförbränning. Låg- och medelmassastjärnor expanderar och svalnar tills de vid cirka 5 000 K börjar öka i ljusstyrkan i ett skede som kallas den rödjätte grenen . Övergången från huvudsekvensen till den röda jättegrenen kallas subgigantgrenen. Formen och varaktigheten av den gigantiska grenen varierar för stjärnor med olika massor, på grund av skillnader i stjärnans inre konfiguration.

Mycket lågmassa stjärnor

Stjärnor som är mindre massiva än cirka 0,4  M är konvektiva i större delen av stjärnan. Dessa stjärnor fortsätter att smälta väte i sina kärnor tills i huvudsak hela stjärnan har omvandlats till helium, och de utvecklas inte till undergiganter. Stjärnor med denna massa har livslängd på huvudsekvensen många gånger längre än universums nuvarande ålder.

0,4  M till 0,9  M

H-R-diagram för globulära kluster M5 , som visar en kort men tätbefolkad subgiant gren av stjärnor något mindre massiv än solen

Stjärnor med 40 procent av solens massa och större har icke-konvektiva kärnor med en stark temperaturgradient från mitten och utåt. När de tar ut väte i stjärnans kärna, fortsätter skalet av väte som omger den centrala kärnan att smälta utan avbrott. Stjärnan anses vara en subgiant vid denna tidpunkt även om det är liten förändring synlig från utsidan. När det smältande vätskalet omvandlar sin massa till helium separerar den konvektiva effekten Helium mot kärnan där det mycket långsamt ökar massan av den icke-smältande kärnan i nästan ren Heliumplasma. När detta sker expanderar det smältande vätskalet gradvis utåt vilket ökar storleken på stjärnans yttre skal upp till Subgiants storlek från två till tio gånger den ursprungliga radien för stjärnan när den var på huvudsekvensen. Expansionen av de yttre skikten av stjärnan till Subgiant -storleken balanserar nästan den ökade energin som genereras av vätskalsfusionen vilket gör att stjärnan nästan bibehåller sin yttemperatur. Detta får stjärnans spektralklass att förändras väldigt lite i den nedre änden av detta område av stjärnmassa. Subjättens ytarea som utstrålar energin är så mycket större den potentiella cirkumstellära beboeliga zonen där planetbana kommer att vara i området för att bilda flytande vatten förskjuts mycket längre ut i vilket planetsystem som helst. Ytan på en sfär återfinns som 4πr 2 så en sfär med två gånger radien r kommer att släppa 400% så mycket energi vid ytan och en sfär med en radie på tio r kommer att släppa 10000% så mycket energi.

Heliumkärnmassan ligger under gränsen Schönberg – Chandrasekhar och den förblir i termisk jämvikt med det smältande vätskalet. Dess massa fortsätter att öka och stjärnan expanderar mycket långsamt när vätskalet vandrar utåt. Varje ökning av energiproduktionen från skalet går till att expandera stjärnhöljet och ljusstyrkan förblir ungefär konstant. Subgigantgrenen för dessa stjärnor är kort, horisontell och kraftigt befolkad, vilket syns i mycket gamla kluster.

Efter en till åtta miljarder år blir heliumkärnan för massiv för att bära sin egen vikt och blir urartad. Dess temperatur ökar, fusionshastigheten i vätskalet ökar, de yttre skikten blir starkt konvektiva och ljusstyrkan ökar vid ungefär samma effektiva temperatur. Stjärnan är nu på den rödjätte grenen .

Massa 1 till 8  M

Stjärnor som är massiva och större än solen har en konvektiv kärna på huvudsekvensen. De utvecklar en mer massiv heliumkärna som tar upp en större bråkdel av stjärnan innan de tar ut vätet i hela konvektionsområdet. Fusion i stjärnan upphör helt och kärnan börjar dra ihop sig och öka temperaturen. Hela stjärnan drar ihop sig och ökar i temperatur, med den utstrålade ljusstyrkan faktiskt ökande trots bristen på fusion. Detta fortsätter i flera miljoner år innan kärnan blir tillräckligt varm för att antända väte i ett skal, vilket vänder temperaturen och ljusstyrkan och stjärnan börjar expandera och svalna. Denna krok definieras i allmänhet som slutet på huvudsekvensen och början på den gigantiska grenen i dessa stjärnor.

Stjärnkärnan under cirka 2  M är fortfarande under Schönberg – Chandrasekhar -gränsen , men vätskalsmältning ökar snabbt massan av kärnan bortom den gränsen. Mer massiva stjärnor har redan kärnor ovanför Schönberg – Chandrasekhar-massan när de lämnar huvudsekvensen. Den exakta initiala massan vid vilken stjärnor kommer att visa en krok och vid vilken de kommer att lämna huvudsekvensen med kärnor över Schönberg – Chandrasekhar -gränsen beror på metalliciteten och graden av överskjutning i den konvektiva kärnan. Låg metallicitet gör att den centrala delen av även lågmassakärnor är konvektivt instabil, och överskott gör att kärnan blir större när väte tar slut.

När kärnan överskrider gränsen för CR kan den inte längre förbli i termisk jämvikt med vätskalet. Den drar ihop sig och stjärnans yttre lager expanderar och svalnar. Energin för att expandera det yttre höljet får den utstrålade ljusstyrkan att minska. När de yttre skikten svalnar tillräckligt blir de ogenomskinliga och tvingar konvektionen att börja utanför smältskalet. Expansionen stannar och den utstrålade ljusstyrkan börjar öka, vilket definieras som början på den röda jättegrenen för dessa stjärnor. Stjärnor med en initial massa på cirka 1-2  M kan utveckla en degenererad heliumkärna före denna punkt och det kommer att få stjärnan att komma in i den röda jättegrenen som för lägre massstjärnor.

Kärnkontraktionen och kuvertutbyggnaden är mycket snabb och tar bara några miljoner år. Under denna tid kommer stjärnans temperatur att svalna från dess huvudsekvensvärde på 6 000–30 000 K till cirka 5 000 K. Relativt få stjärnor ses i detta stadium av deras utveckling och det finns en uppenbar brist i H – R -diagrammet som kallas den Hertzsprung gapet . Det är mest uppenbart i kluster från några hundra miljoner till några miljarder år gamla.

Massiva stjärnor

Utöver cirka 8-12  M , beroende på metallicitet, har stjärnorna heta massiva konvektiva kärnor på huvudsekvensen på grund av CNO- fusion. Väteskalfusion och efterföljande kärna -heliumfusion börjar snabbt efter uttömning av kärnväte innan stjärnan kunde nå den röda jättegrenen. Sådana stjärnor, till exempel tidiga B -huvudsekvensstjärnor, upplever en kort och förkortad subgigantgren innan de blir superjättar . De kan också tilldelas en gigantisk spektral ljusstyrka under denna övergång.

I mycket massiva O-klass huvudsekvensstjärnor sker övergången från huvudsekvens till jätte till supergigant över ett mycket smalt intervall av temperatur och ljusstyrka, ibland till och med innan kärnvätesmältningen har slutat, och subgigantklassen används sällan. Värden för ytvikten, log (g), för O-klassens stjärnor är cirka 3,6 kg för jättar och 3,9 för dvärgar. Som jämförelse är typiska log (g) -värden för K -klassstjärnor 1,59 ( Aldebaran ) och 4,37 ( α Centauri B ), vilket ger gott om utrymme för att klassificera subjättar som η Cephei med log (g) på 3,47. Exempel på massiva subgiant -stjärnor inkluderar θ 2 Orionis A och primärstjärnan i δ Circini -systemet , båda klass O -stjärnor med massor över 20  M .

Egenskaper

Denna tabell visar den typiska livstiden för huvudsekvensen (MS) och subgigantgrenen (SB), såväl som någon kroklängd mellan kärnväteutmattning och uppkomsten av skalförbränning, för stjärnor med olika initialmassor, allt vid solmetallicitet (Z = 0,02). Heliumkärnmassan, yteffektiv temperatur, radie och ljusstyrka visas också i början och slutet av den underliggande grenens för varje stjärna. Slutet på subgiant -grenen definieras som när kärnan blir degenererad eller när ljusstyrkan börjar öka.

Massa
( M )
Exempel MS (år) Hook (MYrs) SB
(MYrs)
Start Slutet
He Core ( M ) T eff (K) Radie ( R ) Ljusstyrka ( L ) He Core ( M ) T eff (K) Radie ( R ) Ljusstyrka ( L )
0,6 Lacaille 8760 58.8 Ej tillgängligt 5 100 0,047 4763 0,9 0,9 0,10 4 634 1.2 0,6
1.0 The Sun 9.3 Ej tillgängligt 2 600 0,025 5 766 1.2 1.5 0,13 5034 2.0 2.2
2.0 Sirius 1.2 10 22 0,240 7 490 3.6 36.6 0,25 5220 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

I allmänhet är stjärnor med lägre metallicitet mindre och varmare än stjärnor med högre metallicitet. För subjättar är detta komplicerat av olika åldrar och kärnmassor vid huvudsekvensavstängningen . Stjärnor med låg metallicitet utvecklar en större heliumkärna innan de lämnar huvudsekvensen, varför lägre massstjärnor visar en krok i början av subgiant -grenen. Heliumkärnmassan för en Z = 0,001 (extrem befolkning II ) 1  M stjärna i slutet av huvudsekvensen är nästan dubbelt så stor som en Z = 0,02 ( population I ) stjärna. Lågmetallicitetsstjärnan är också över 1 000 K varmare och mer än dubbelt så lysande vid början av den stora giganten. Temperaturskillnaden är mindre uttalad i slutet av den gigantiska grenen, men stjärnan med låg metallicitet är större och nästan fyra gånger så ljus. Liknande skillnader finns i utvecklingen av stjärnor med andra massor, och nyckelvärden som massan av en stjärna som kommer att bli en supergigant istället för att nå den röda jättegrenen är lägre vid låg metallicitet.

Subjättar i H – R -diagrammet

H – R -diagram över hela Hipparcos -katalogen

Ett Hertzsprung – Russell (H – R) -diagram är ett spridningsdiagram av stjärnor med temperatur eller spektraltyp på x-axeln och absolut storlek eller ljusstyrka på y-axeln. H – R -diagram över alla stjärnor, visar ett tydligt diagonalt huvudsekvensband som innehåller majoriteten stjärnor, ett betydande antal röda jättar (och vita dvärgar om tillräckligt svaga stjärnor observeras), med relativt få stjärnor i andra delar av diagrammet.

Subjättar upptar en region ovanför (dvs mer lysande än) huvudsekvensstjärnorna och under jättestjärnorna. Det finns relativt få på de flesta H – R -diagram eftersom tiden som subgiant spenderas är mycket mindre än tiden som spenderas på huvudsekvensen eller som en jätte stjärna. Heta, klass B, subjättar är knappt åtskilliga från huvudsekvensstjärnorna, medan svalare subjättar fyller ett relativt stort gap mellan coola huvudsekvensstjärnor och de röda jättarna. Under ungefär spektral typ K3 är området mellan huvudsekvensen och röda jättarna helt tomt, utan några subjättar.

Gamla öppna kluster som visar en underlig jättegren mellan huvudsekvensavstängningen och den röda jättegrenen, med en krok vid den yngre avfarten M67

Stjärna evolutionära spår kan plottas på ett H – R -diagram. För en viss massa spårar dessa positionen för en stjärna under hela dess liv och visar ett spår från den ursprungliga huvudsekvenspositionen, längs den gigantiska grenen, till den gigantiska grenen. När ett H -R -diagram är uppritat för en grupp stjärnor som alla har samma ålder, till exempel ett kluster, kan undergigantgrenen vara synlig som ett band av stjärnor mellan huvudsekvensavstängningspunkten och den röda jättegrenen. Subgigantgrenen är bara synlig om klustret är tillräckligt gammalt för att 1-8  M stjärnor har utvecklats bort från huvudsekvensen, vilket kräver flera miljarder år. Globulära kluster som ω Centauri och gamla öppna kluster som M67 är tillräckligt gamla för att de ska visa en uttalad subgigant gren i sina färgstorleksdiagram . ω Centauri visar faktiskt flera separata subgigantgrenar av skäl som fortfarande inte är helt förstått, men verkar representera stjärnpopulationer i olika åldrar inom klustret.

Variabilitet

Flera typer av variabel stjärna inkluderar subjättar:

Subjättar mer massiva än solen korsar Cepheid -instabilitetsremsan , kallad den första korsningen eftersom de kan korsa remsan igen senare på en blå slinga . I området 2 - 3  M inkluderar detta Delta Scuti -variabler som β Cas . Vid högre massor skulle stjärnorna pulsera som klassiska cepheidvariabler medan de korsade instabilitetsremsan, men massiv subgiantutveckling är mycket snabb och det är svårt att upptäcka exempel. SV Vulpeculae har föreslagits som en subgiant på sin första korsning men bestämdes därefter att vara på sin andra korsning

Planeter

Planeter i omloppsbana runt gigantiska stjärnor inkluderar Kappa Andromedae b och HD 224693 b .

Referenser

Bibliografi

externa länkar