| Subjättien absoluuttiset magnitudit V-kaistalla [1] | |
|---|---|
| Spektriluokka | 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 |
Alajättiläinen ( alijättiläisten haara) on tähtien evoluution vaihe , samoin kuin sitä ja eräitä muita tähtiä vastaava kirkkausluokka IV . Evoluutioprosessissa tämä vaihe tulee pääsekvenssin jälkeen ja yleensä edeltää punaista jättiläistä haaraa , jolla tähti jäähtyy ja kasvaa kokonsa, kun taas sen kirkkaus pysyy lähes muuttumattomana. Massiivisilla tähdillä tämä vaihe päättyy hyvin nopeasti, joten Hertzsprung-Russell-kaaviossa niiden miehittämä alue sisältää vähän tähtiä ja sitä kutsutaan Hertzsprungin aukoksi .
Jättiläiset - tähdet , jotka ovat kirkkaampia kuin saman spektriluokan pääsarjan tähdet , mutta himmeämpiä kuin jättiläisiä , luokitellaan kirkkausluokkaan IV. Suurimmaksi osaksi ne kuuluvat spektriluokkiin F, G ja K [2] . Jättiläisten absoluuttiset magnitudit vaihtelevat keskimäärin −4,7 metristä B0-luokan tähtien osalta +3,2 metriin K0-luokan tähtien kohdalla [1] . Itse termiä "alijättiläinen" käytti ensimmäisenä Gustav Stromberg .vuonna 1930 ja kuului luokkien G0-K3 tähtiin, joiden absoluuttinen magnitudi oli 2,5-4 m [3] .
Vastaavassa evoluutiovaiheessa olevien alijättien ytimet (katso alla ) koostuvat pääasiassa heliumista . Fuusiota ei tapahdu näiden tähtien ytimissä, mutta se jatkuu kerroslähteessä, ydintä ympäröivällä alueella, joka sisältää tarpeeksi vetyä ja on tarpeeksi kuuma heliumin fuusion tapahtumiseen [ 2] . Alijättiläisten valoisuusluokkaan voi kuitenkin kuulua myös muissa evoluution vaiheissa rakenteeltaan erilaisia tähtiä, vain samanvärisiä ja valovoimaisia - esimerkiksi Orionin muuttujia , joista ei ole vielä tullut pääsarjan tähtiä [4] .
Subgiantteja ovat esimerkiksi Beta South Hydra [2] sekä Procyon [5] .
Tähdet tulevat alajättihaaraan sen jälkeen, kun vety on loppunut niiden ytimestä (alle 1 massaprosenttia jäljellä) [6] ja lämpöydinfuusio on valmis , minkä jälkeen heliumin fuusio vedystä alkaa kuoressa ytimen ympärillä, pääasiassa CNO :n kautta. sykli [7] . Tähdille , joiden massa on alle 0,2 M⊙ , tämä on periaatteessa mahdotonta: ne ovat täysin konvektiivisia ja siksi kemiallisesti homogeenisia, mikä tarkoittaa, että kun vety loppuu ytimestä, se päättyy koko tähteen [8] [ 9] .
Kun tähdet, joiden massa on alle 1,5 M ⊙ mutta massaltaan suurempi kuin 0,2 M ⊙ [8] , suorittavat täydellisen lämpöydinfuusion ytimessä, se jatkuu kerroksellisessa lähteessä - ytimen ympärillä olevassa kuoressa, joka on jo muuttunut inertiksi. Massiivisemmissa tähdissä energian vapautuminen keskittyy enemmän keskelle, joten vedyn loppuessa ytimessä lämpöydinfuusio pysähtyy kokonaan lyhyeksi ajaksi. Pysähtymisen jälkeen tähti kutistuu, kunnes saavutetaan olosuhteet heliumissanteesille kerroslähteessä, minkä jälkeen se siirtyy alijättihaaraan. Kun supistuminen tapahtuu, tähden lämpötila ja kirkkaus nousevat, Hertzsprung-Russell-kaaviossa se liikkuu ylös ja oikealle ja ohittaa ns. koukun [ 6] [ 10] [11] .
Alijättivaiheessa tähden ulommat kerrokset laajenevat ja jäähtyvät, kun taas valoisuus muuttuu hieman, ja Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähti liikkuu oikealle. Koska lämpöydinreaktiot tapahtuvat tähden ytimen ja ulkokuoren rajalla, heliumytimen massa kasvaa tässä vaiheessa ja kerroslähde siirtyy pois tähden keskustasta. Jossain vaiheessa ytimen massa ylittää Schönberg-Chandrasekhar-rajan , joka on noin 8 % tähden kokonaismassasta, ja ydin alkaa kutistua ja tähdillä, jotka ovat massiivisia kuin 2,5-3 M ⊙ (tarkka arvo riippuu kemiallisesta koostumuksesta) , subgiant-vaiheen alussa ytimen massa on jo suurempi kuin tämä raja. Vähemmän massiivisissa tähdissä kaasu degeneroituu ytimessä, mikä estää puristumisen, ja ytimen rappeutuminen puolestaan määrittää tarkalleen kuinka heliumin palaminen tähdessä alkaa myöhemmissä vaiheissa. Joka tapauksessa ulkokuoret muuttuvat vähitellen vähemmän läpinäkyvimmiksi, säteilyenergian siirto tulee mahdottomaksi, joten kuoreen kehittyy laajennettu konvektiivinen vyöhyke . Tähti alkaa nopeasti kasvattaa kokoaan ja valoisuuttaan, ja sen pintalämpötila ei käytännössä muutu - tällä hetkellä se siirtyy punaiseen jättiläishaaraan [10] [12] [13] . Kuitenkin tähdillä, joiden massa on suurin, yli 10 M ⊙ , heliumin palaminen alkaa jo ennen siirtymistä punaiseen jättimäiseen haaraan, jota esiintyy vähemmän massiivisissa tähdissä, joten niistä tulee alijättivaiheen jälkeen kirkkaan sinisiä muuttujia, ja sitten punaiset superjättiläiset , tai jos ne menettävät verhonsa voimakkaan tähtituulen vuoksi - Wolf-Rayet-tähdet [14] .
Massiivisten tähtien jättimäinen vaihe kestää hyvin lyhyen ajan - tähdellä, jonka massa on 3 M ⊙ , se on 12 miljoonaa vuotta ja tähdellä, jonka massa on 6 M ⊙ , se on 1 miljoona vuotta, joten massiiviset tähdet Jättiläisvaihetta havaitaan harvoin, ja niiden hallitsemalla alueella Hertzsprung-Russell-kaaviossa on Hertzsprung-rako [7] . Pienimassaisilla tähdillä tämä vaihe kestää jopa niiden elinikään verrattuna pidempään, ja esimerkiksi pallomaisissa tähtijoukkoissa näkyy selvästi alajättiläisten haarat [15] .
Kun Aurinko saavuttaa jättimäisen vaiheen, sen kirkkaus on noin 2,3 L⊙ . Tässä vaiheessa Aurinko viettää noin 700 miljoonaa vuotta, ja sen lopussa se jäähtyy noin 4900 K :een ja laajenee säteeseen 2,3 R ⊙ , ja valoisuus kasvaa arvoon 2,7 L ⊙ [16] .
Massiiviset tähdet, jotka kulkevat alajättiläisten vaiheen läpi, joutuvat tilapäisesti epävakausalueelle ja niistä tulee kefeidejä , mutta epävakausvyöhykkeen läpikulku tapahtuu hyvin nopeasti - 10 2 - 10 4 vuodessa. Tästä johtuen joidenkin kefeidejen on havaittu muuttavan sykkimisjaksoa ajan myötä, mutta vain pieni osa kefeideistä on alajättiläisiä - useimmiten tähdistä tulee kefeidejä evoluution myöhemmissä vaiheissa [17] [18] .
| Tähdet | |
|---|---|
| Luokitus | |
| Alla olevat objektit | |
| Evoluutio | |
| Nukleosynteesi | |
| Rakenne | |
| Ominaisuudet | |
| Liittyvät käsitteet | |
| Tähtilistat |
|
| Tähtien spektriluokitus | |
|---|---|
| Tärkeimmät spektriluokat | |
| Muita spektrityyppejä | |
| Valoisuusluokat | |