| Absolutte størrelser af undergiganter i V-båndet [1] | |
|---|---|
| Spektral klasse | 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 undergigant ( gren af undergiganter ) er et stadie i stjernernes udvikling , såvel som lysstyrkeklassen IV , der svarer til den, og nogle andre typer stjerner . I evolutionsprocessen kommer dette stadium efter hovedsekvensen og går som regel forud for den røde kæmpegren , hvorpå stjernen afkøles og øges i størrelse, mens dens lysstyrke forbliver næsten uændret. For massive stjerner slutter dette stadie meget hurtigt, derfor på Hertzsprung-Russell-diagrammet indeholder det område, som de besætter, få stjerner og kaldes Hertzsprung-gabet .
Undergiganter - stjerner , der er lysere end hovedsekvensstjerner af samme spektralklasse , men svagere end kæmpestjerner , tildeles lysstyrkeklasse IV. For det meste tilhører de spektralklasserne F, G og K [2] . De absolutte størrelser af undergiganter varierer i gennemsnit fra -4,7 m for B0-klassestjerner til +3,2 m for K0-klassestjerner [1] . Selve udtrykket "subgigant" blev først brugt af Gustav Stromberg .i 1930 og tilhørte stjernerne i klasserne G0-K3 med absolutte størrelser på 2,5-4 m [3] .
Kernerne af undergiganter på det tilsvarende evolutionære stadium (se nedenfor ) består hovedsageligt af helium . Fusion forekommer ikke i disse stjerners kerner, men den fortsætter i den stratale kilde, et område omkring kernen, der indeholder nok brint og er varmt nok til, at heliumfusion kan forekomme [ 2] . Undergiganters lysstyrkeklasse kan dog også omfatte stjerner med en anden struktur på andre udviklingsstadier, kun med en lignende farve og lysstyrke - for eksempel Orion-variabler , der endnu ikke er blevet hovedsekvensstjerner [4] .
Undergiganter omfatter for eksempel Beta South Hydra [2] , samt Procyon [5] .
Stjerner kommer ind i den undergigantiske gren, efter at brint er opbrugt i deres kerne (mindre end 1 vægtprocent er tilbage) [6] og termonuklear fusion er afsluttet , hvorefter fusionen af helium fra brint begynder i skallen omkring kernen, hovedsageligt gennem CNO cyklus [7] . For stjerner med en masse mindre end 0,2 M ⊙ er dette i princippet umuligt: de er fuldstændigt konvektive og derfor kemisk homogene, hvilket betyder, at når brint løber ud i kernen, ender det i hele stjernen [8] [ 9] .
Når stjerner med en masse mindre end 1,5 M ⊙ men mere massive end 0,2 M ⊙ [8] fuldender termonuklear fusion i kernen, fortsætter det med at forekomme i en lagdelt kilde - en skal omkring kernen, der allerede er blevet inert. I mere massive stjerner er energifrigivelsen mere koncentreret i midten, så efter at brint løber ud i kernen, stopper termonuklear fusion i stjernen helt i kort tid. Efter at den er stoppet, skrumper stjernen, indtil betingelserne for heliumsyntese i en lagkilde er nået, hvorefter den passerer til den subgigantiske gren. Mens sammentrækningen finder sted, stiger stjernens temperatur og lysstyrke, på Hertzsprung-Russell-diagrammet bevæger den sig op og til højre og passerer den såkaldte krog [ 6] [ 10] [11] .
På subgigantstadiet udvider og afkøles stjernens yderste lag, mens lysstyrken ændres en smule, og i Hertzsprung-Russell-diagrammet bevæger stjernen sig til højre. På grund af det faktum, at termonukleære reaktioner forekommer ved grænsen af stjernens kerne og ydre skaller, øges heliumkernens masse i dette stadium, og lagkilden bevæger sig væk fra stjernens centrum. På et tidspunkt overskrider kernens masse Schoenberg-Chandrasekhar-grænsen , svarende til omkring 8 % af stjernens samlede masse, og kernen begynder at skrumpe, og for stjerner, der er mere massive end 2,5-3 M ⊙ (den nøjagtige værdi afhænger af den kemiske sammensætning), i begyndelsen af det subgigantiske stadium er kernens masse allerede større end denne grænse. I mindre massive stjerner degenererer gassen i kernen, hvilket forhindrer kompression, og degenerationen af kernen bestemmer til gengæld præcis, hvordan heliumforbrændingen i stjernen begynder på senere stadier. Under alle omstændigheder bliver de ydre skaller gradvist mindre gennemsigtige, strålingsenergioverførsel bliver umulig, så der udvikles en udvidet konvektiv zone i skallen . Stjernen begynder hurtigt at øge sin størrelse og lysstyrke, og dens overfladetemperatur vil praktisk talt ikke ændre sig - i dette øjeblik passerer den til den røde kæmpegren [10] [12] [13] . Men for stjerner med den højeste masse, mere end 10 M ⊙ , begynder heliumforbrænding allerede før overgangen til den røde kæmpegren, som forekommer i mindre massive stjerner, derfor bliver de efter subgigantstadiet til lyseblå variable, og derefter røde supergiganter , eller, hvis de mister deres hylster på grund af stærk stjernevind - Wolf-Rayet stjerner [14] .
Det subgigantiske stadium af massive stjerner varer meget kort tid - for en stjerne med en masse på 3 M ⊙ er det 12 millioner år, og for en stjerne med en masse på 6 M ⊙ er det 1 million år, så massive stjerner ved subgiant-stadium observeres sjældent, og i den region, der er besat af dem for Hertzsprung-Russell-diagrammet, er der et Hertzsprung-gab [7] . For stjerner med lav masse varer dette stadie, selv i forhold til deres levetid, længere, og for eksempel er grene af undergiganter tydeligt synlige i kugleformede stjernehobe [15] .
Solen vil, når den når subgigantstadiet, have en lysstyrke på omkring 2,3 L⊙ . På dette stadium vil Solen bruge omkring 700 millioner år, og ved sin afslutning vil den køle ned til cirka 4900 K og udvide sig til en radius på 2,3 R ⊙ , og lysstyrken vil stige til 2,7 L ⊙ [16] .
Massive stjerner, der passerer gennem scenen af subgiganter, befinder sig midlertidigt i ustabilitetsbåndet og bliver til Cepheider , men passagen af ustabilitetsbåndet sker meget hurtigt - om 10 2 -10 4 år. På grund af dette er nogle cepheider blevet observeret at ændre pulsationsperioden med tiden, men kun en lille del af cepheiderne er undergiganter - for det meste bliver stjerner til cepheider på senere stadier af evolutionen [17] [18] .
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |
| Spektral klassificering af stjerner | |
|---|---|
| Hovedspektralklasser _ | |
| Yderligere spektraltyper | |
| Lysstyrke klasser | |