| Absolutní veličiny podobrů v pásmu V [1] | |
|---|---|
| Spektrální třída | 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 |
Subgiant ( větev subgiants ) je stádium ve vývoji hvězd , stejně jako jemu odpovídající IV třída svítivosti a některých dalších typů hvězd. V procesu evoluce tato fáze přichází po hlavní sekvenci a zpravidla předchází větev červeného obra , na které hvězda chladne a zvětšuje se, přičemž její svítivost zůstává téměř nezměněna. U hmotných hvězd tato fáze končí velmi rychle, proto na Hertzsprungově-Russellově diagramu oblast, kterou zaujímají, obsahuje málo hvězd a nazývá se Hertzsprungova mezera .
Subgiants - hvězdy , které jsou jasnější než hvězdy hlavní sekvence stejné spektrální třídy , ale slabší než obří hvězdy , jsou zařazeny do třídy svítivosti IV. Z velké části patří do spektrálních tříd F, G a K [2] . Absolutní magnitudy podobrů se v průměru pohybují od -4,7 m pro hvězdy třídy B0 do +3,2 m pro hvězdy třídy K0 [1] . Samotný termín „subgiant“ poprvé použil Gustav Stromberg .v roce 1930 a patřila k hvězdám tříd G0-K3 s absolutními magnitudami 2,5-4 m [3] .
Jádra subgigantů v odpovídajícím vývojovém stádiu (viz níže ) se skládají převážně z hélia . Fúze se nevyskytuje v jádrech těchto hvězd, ale pokračuje ve stratálním zdroji, oblasti kolem jádra, která obsahuje dostatek vodíku a je dostatečně horká na to, aby došlo k fúzi helia [ 2] . Třída jasu podobrů však může zahrnovat i hvězdy s jinou strukturou v jiných fázích evoluce, pouze s podobnou barvou a svítivostí - například proměnné Orionu , které se ještě nestaly hvězdami hlavní posloupnosti [4] .
Mezi podobry patří například Beta South Hydra [2] , stejně jako Procyon [5] .
Hvězdy vstupují do větve podobrů po vyčerpání vodíku v jejich jádru (zbývá méně než 1 % hmotnosti) [6] a dokončení termojaderné fúze , po které začíná fúze hélia z vodíku ve slupce kolem jádra, hlavně přes CNO cyklus [7] . U hvězd o hmotnosti menší než 0,2 M ⊙ je to z principu nemožné: jsou zcela konvektivní, a tedy chemicky homogenní, což znamená, že když dojde vodík v jádře, skončí v celé hvězdě [8] [ 9] .
Když hvězdy o hmotnosti menší než 1,5 M ⊙ , ale hmotnější než 0,2 M ⊙ [8] dokončí termojadernou fúzi v jádře, pokračuje ve vrstveném zdroji – slupce kolem jádra, která se již stala inertní. U hmotnějších hvězd je uvolňování energie více soustředěno ve středu, takže poté, co v jádře dojde vodík, se termojaderná fúze ve hvězdě na krátkou dobu úplně zastaví. Po jejím zastavení se hvězda zmenšuje, dokud nejsou dosaženy podmínky pro syntézu helia ve vrstvovém zdroji, načež přechází do větve subgiant. Zatímco probíhá kontrakce, teplota a svítivost hvězdy stoupá, na Hertzsprung-Russellově diagramu se pohybuje nahoru a doprava a míjí tzv. háček [ 6 ] [ 10] [11] .
Ve fázi subgiant se vnější vrstvy hvězdy roztahují a ochlazují, zatímco svítivost se mírně mění a v Hertzsprung-Russellově diagramu se hvězda pohybuje doprava. Vzhledem k tomu, že na rozhraní jádra a vnějších obalů hvězdy dochází k termonukleárním reakcím, hmotnost heliového jádra během této fáze narůstá a zdroj vrstvy se vzdaluje od středu hvězdy. V určitém okamžiku hmotnost jádra překročí Schoenberg-Chandrasekharovu mez , která se rovná asi 8 % celkové hmotnosti hvězdy, a jádro se začne zmenšovat a u hvězd hmotnějších než 2,5–3 M ⊙ (přesný hodnota závisí na chemickém složení) , na začátku subgiant fáze je hmotnost jádra již větší než tento limit. U méně hmotných hvězd plyn v jádře degeneruje, což brání kompresi, a degenerace jádra zase přesně určuje, jak v pozdějších fázích začíná spalování helia ve hvězdě. V každém případě se vnější obaly postupně stávají méně průhlednými, přenos radiační energie se stává nemožným, takže ve skořápce vzniká rozšířená konvektivní zóna . Hvězda začíná rychle narůstat svou velikost a svítivost a její povrchová teplota se prakticky nezmění – v tuto chvíli přechází do větve rudého obra [10] [12] [13] . U hvězd s největší hmotností, více než 10 M ⊙ , však hoření hélia začíná ještě před přechodem do větve rudého obra, ke kterému dochází u méně hmotných hvězd, proto se z nich po stádiu subgiant stávají jasně modré proměnné, a pak rudí veleobri , nebo, pokud kvůli silnému hvězdnému větru ztratí svůj obal - Wolf-Rayetovy hvězdy [14] .
Stádium podobrů u hmotných hvězd trvá velmi krátce — pro hvězdu o hmotnosti 3 M ⊙ je to 12 milionů let a pro hvězdu o hmotnosti 6 M ⊙ je to 1 milion let, takže hmotné hvězdy na subgiant stadium jsou zřídka pozorovány a v oblasti, kterou zaujímají pro Hertzsprung-Russell diagram, existuje Hertzsprungova mezera [7] . U hvězd s nízkou hmotností trvá tato fáze i vzhledem k délce jejich života déle a například v kulových hvězdokupách jsou jasně patrné větve podobrů [15] .
Když Slunce dosáhne stupně podobra, bude mít svítivost asi 2,3 L⊙ . V této fázi Slunce stráví asi 700 milionů let a na konci se ochladí na přibližně 4900 K a roztáhne se na poloměr 2,3 R ⊙ a svítivost se zvýší na 2,7 L ⊙ [16] .
Masivní hvězdy, procházející stádiem podobrů, se dočasně ocitnou v pásmu nestability a stanou se cefeidami , k průchodu pásem nestability však dochází velmi rychle - za 10 2 -10 4 let. Z tohoto důvodu bylo pozorováno, že některé cefeidy mění periodu pulsací s časem, ale pouze malá část cefeid jsou podobri - většinou se hvězdy stávají cefeidami v pozdějších fázích evoluce [17] [18] .
| hvězdy | |
|---|---|
| Klasifikace | |
| Subhvězdné objekty | |
| Vývoj | |
| Nukleosyntéza | |
| Struktura | |
| Vlastnosti | |
| Související pojmy | |
| Hvězdné seznamy |
|
| Spektrální klasifikace hvězd | |
|---|---|
| Hlavní spektrální třídy | |
| Další spektrální typy | |
| Třídy svítivosti | |