| A szubóriások abszolút nagysága a V sávban [1] | |
|---|---|
| Spektrális osztály | 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 |
A szubóriás ( az óriások ága ) a csillagok evolúciójának egy szakasza , valamint a hozzá tartozó IV. fényességi osztály és néhány más csillagtípus . Az evolúció folyamatában ez a szakasz a fő sorozat után következik , és általában megelőzi a vörös óriás ágat , amelyen a csillag lehűl és megnövekszik, miközben fényessége szinte változatlan marad. A nagy tömegű csillagok esetében ez a szakasz nagyon gyorsan véget ér, ezért a Hertzsprung-Russell diagramon az általuk elfoglalt terület kevés csillagot tartalmaz, és ezt Hertzsprung-résnek nevezik .
Az óriások – azok a csillagok , amelyek fényesebbek az azonos spektrális osztályba tartozó fősorozatú csillagoknál , de halványabbak az óriáscsillagoknál , a IV. fényességi osztályba tartoznak . Többnyire az F, G és K spektrális osztályokba tartoznak [2] . A szubóriások abszolút magnitúdója átlagosan -4,7 m -től a B0 osztályú csillagok esetében a +3,2 m -ig a K0 osztályú csillagok esetében [1] . Magát az „alóriás” kifejezést először Gustav Stromberg használta.1930-ban, és a G0-K3 osztályok 2,5-4 m abszolút magnitúdójú csillagaihoz tartozott [3] .
A megfelelő evolúciós szakaszban lévő szubóriások magjai (lásd alább ) főként héliumból állnak . A fúzió ezeknek a csillagoknak a magjában nem megy végbe, de a rétegforrásban folytatódik, a mag körüli régióban, amely elegendő hidrogént tartalmaz, és elég meleg a héliumfúzió létrejöttéhez [ 2] . A szubóriások fényességi osztályába azonban az evolúció más szakaszaiban eltérő szerkezetű, csak hasonló színű és fényerősségű csillagok is beletartozhatnak – például olyan Orion-változók , amelyek még nem váltak fősorozatú csillagokká [4] .
Az alóriások közé tartozik például a Beta South Hydra [2] , valamint a Procyon [5] .
A csillagok azután lépnek be az óriás ágba, hogy a magjukban elfogy a hidrogén (kevesebb, mint 1 tömegszázalék marad vissza) [6] és a termonukleáris fúzió befejeződik , majd a mag körüli héjban megindul a hélium fúziója a hidrogénből, főleg a CNO -n keresztül. ciklus [7] . A 0,2 M⊙ - nál kisebb tömegű csillagok esetében ez elvileg lehetetlen: teljesen konvektívek, ezért kémiailag homogének, ami azt jelenti, hogy amikor a hidrogén kifogy a magból, az az egész csillagban végződik [8] [ 9] .
Amikor az 1,5 M⊙-nál kisebb tömegű, de 0,2 M⊙-nál nagyobb tömegű csillagok [ 8 ] teljes termonukleáris fúziót hajtanak végre a magban, az továbbra is réteges forrásban – a mag körül már inertssé vált burokban – megy végbe . A nagyobb tömegű csillagokban az energiafelszabadulás jobban koncentrálódik a középpontban, így miután a hidrogén elfogy a magban, a termonukleáris fúzió a csillagban egy rövid időre teljesen leáll. Miután megállt, a csillag addig zsugorodik, amíg el nem érik a héliumszintézis feltételeit egy rétegforrásban, majd átmegy az óriás ágba. Miközben összehúzódik, a csillag hőmérséklete és fényessége emelkedik, a Hertzsprung-Russell diagramon felfelé és jobbra mozog, és áthalad az úgynevezett horgon [ 6] [ 10] [11] .
Az óriás stádiumban a csillag külső rétegei kitágulnak és lehűlnek, miközben a fényesség kissé megváltozik, a Hertzsprung-Russell diagramban pedig a csillag jobbra mozog. Tekintettel arra, hogy a csillag magjának és külső héjának határán termonukleáris reakciók mennek végbe, a héliummag tömege ebben a szakaszban növekszik, és a rétegforrás eltávolodik a csillag középpontjától. Egy bizonyos ponton a mag tömege meghaladja a Schoenberg-Chandrasekhar határértéket , ami a csillag teljes tömegének körülbelül 8%-a, és a mag zsugorodni kezd, és a 2,5-3 M-nél nagyobb tömegű csillagok esetében a pontos érték. érték a kémiai összetételtől függ) , a szubóriás szakasz elején a mag tömege már nagyobb, mint ez a határ. A kisebb tömegű csillagokban a gáz a magban degenerálódik, ami megakadályozza az összenyomódást, a mag elfajulása pedig pontosan meghatározza, hogy a későbbi szakaszokban pontosan hogyan kezdődik meg a hélium égése a csillagban. Mindenesetre a külső héjak fokozatosan kevésbé átlátszóvá válnak, a sugárzási energiaátadás lehetetlenné válik, így a héjban egy kiterjesztett konvektív zóna alakul ki . A csillag gyorsan elkezdi növelni méretét és fényességét, és felszíni hőmérséklete gyakorlatilag nem változik - ebben a pillanatban átmegy a vörös óriás ágba [10] [12] [13] . A legnagyobb tömegű, 10 M⊙-nál nagyobb csillagoknál azonban a hélium égése már a vörös óriás ágra való átmenet előtt megkezdődik, ami a kisebb tömegű csillagokban fordul elő, ezért az óriás alatti szakasz után világoskék változókká válnak, majd vörös szuperóriások , vagy ha az erős csillagszél miatt elveszítik burukukat - Wolf-Rayet csillagok [14] .
A nagytömegű csillagok óriásstádiuma nagyon rövid ideig tart – egy 3 M ⊙ tömegű csillagnál ez 12 millió év, egy 6 M ⊙ tömegű csillagnál pedig 1 millió év, tehát a hatalmas csillagok óriásstádium ritkán figyelhető meg, és az általuk elfoglalt régióban a Hertzsprung-Russell diagram esetében Hertzsprung-rés található [7] . A kis tömegű csillagok esetében ez a szakasz, még az élettartamukhoz képest is tovább tart, és például a szubóriások ágai jól láthatóak a gömb alakú csillaghalmazokban [15] .
A Nap , amikor eléri az óriás stádiumot, körülbelül 2,3 L⊙ fényerővel fog rendelkezni . Ebben a szakaszban a Nap körülbelül 700 millió évet fog eltölteni, majd a végére körülbelül 4900 K -re hűl le, és 2,3 R ⊙ sugárra tágul, a fényesség pedig 2,7 L ⊙ -ra nő [16] .
A hatalmas sztárok az óriások szakaszán áthaladva átmenetileg az instabilitási sávban találják magukat, és cefeidákká válnak , azonban az instabilitási sáv áthaladása nagyon gyorsan megtörténik - 10 2-10 4 év alatt . Emiatt megfigyelték, hogy egyes kefeidák idővel megváltoztatják a pulzálási periódusokat, de a kefeidáknak csak egy kis része szubóriás – többnyire a csillagok válnak kefeidákká az evolúció későbbi szakaszaiban [17] [18] .
| Csillagok | |
|---|---|
| Osztályozás | |
| Csillag alatti objektumok | |
| Evolúció | |
| Nukleoszintézis | |
| Szerkezet | |
| Tulajdonságok | |
| Kapcsolódó fogalmak | |
| Csillagok listája | |
| A csillagok spektrális osztályozása | |
|---|---|
| Főbb spektrális típusok | |
| További spektrális típusok | |
| Fényerő osztályok | |