PROFILPELAJAR.COM

Субкарлики — тип звёзд, более тусклых, чем звёзды главной последовательности того же спектрального класса, которые выделяются в отдельный класс светимости VI. Субкарлики делятся на два типа — холодные и горячие, которые не только различаются температурой поверхности, но и имеют качественные физические и эволюционные различия. Между горячими субкарликами спектральных классов O и B также есть некоторые различия, поэтому их рассматривают по отдельности, и считается, что они формируются разными путями.

Характеристики и эволюция

Субкарлики — звёзды, на 1—2^m (в 2,5—6 раз) более тусклые, чем звёзды главной последовательности при одинаковых спектральных классах, но значительно более яркие, чем белые карлики^[1]. Соответственно, область, которую субкарлики занимают на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, лежит немного ниже главной последовательности^[2]. В спектральной классификации такие звёзды выделяются в отдельный класс светимости VI, либо обозначаются префиксом sd^[3]^[4].

Среди этих звёзд выделяются холодные и горячие субкарлики. Они различаются не только температурой поверхности и спектральным классом, но и источниками энергии и эволюционными стадиями^[2].

Холодные субкарлики

Абсолютные звёздные величины холодных субкарликов в полосе V^[5]
Спектральный класс	M_V
F5	+4,8
G0	+5,7
G5	+6,4
K0	+7,3
K5	+8,4
M0	+10
M2	+12
M5	+14
M8	+16

Холодные субкарлики — звёзды поздних спектральных классов: в основном G, K, M. Эти звёзды сжигают водород в своих ядрах, как и звёзды главной последовательности. Холодные субкарлики — старые звёзды с низкой металличностью, относящиеся к населению II^[2]^[6]. Из-за низкого содержания тяжёлых элементов спектральные линии этих элементов в таких звёздах довольно слабы^[7].

Более низкая светимость субкарликов, чем у звёзд главной последовательности, при одинаковых температурах также вызвана малой металличностью. Чем меньше содержание тяжёлых элементов в атмосфере звезды, тем выше прозрачность её внешних слоёв, поэтому у бедных металлами звёзд излучение в среднем приходит из более глубоких слоёв звезды. На бо́льшей глубине температуры выше, поэтому у бедных металлами звёзд при той же светимости температура фотосферы оказывается выше, а радиус — меньше^[8].

Примером холодного субкарлика может служить звезда Каптейна^[6].

Среди коричневых карликов также встречаются субкарлики: например, ULAS J131610.28+075553.0 имеет спектральный класс sdT6.5^[9].

Классификация

Холодные субкарлики делятся на три типа: субкарлики (обозначаются sd), экстремальные субкарлики (англ. extreme subdwarfs, обозначаются esd) и ультра-субкарлики (англ. ultra subdwarfs, обозначаются usd). Эти три типа различаются степенью дефицита тяжёлых элементов: у этих трёх типов металличность в среднем составляет, соответственно, −0,5, −1 и −1,5^[8].

Горячие субкарлики

Горячие субкарлики относятся к ранним спектральным классам: O и B. В отличие от холодных субкарликов, в своих ядрах эти звёзды сжигают гелий. В результате эволюции эти звёзды превращаются в белые карлики, а относиться они могут к любому звёздному населению. Некоторые из этих звёзд находятся на полосе нестабильности, поэтому испытывают пульсации^[2]^[10].

Несмотря на внешнее сходство, субкарлики класса O и класса B различаются, например, по химическому составу. Кроме того, у субкарликов класса O гораздо реже наблюдаются компаньоны, чем у субкарликов класса B. Из-за этих обстоятельств считается, что образуются такие звёзды разными путями^[10].

Субкарлики класса B

Субкарлики класса B чаще всего представляют собой бывшие красные гиганты, лишившиеся практически всей водородной оболочки. С точки зрения эволюции субкарлики класса B находятся на горизонтальной ветви, а именно ― в самой голубой и высокотемпературной её части, также называемой экстремальной горизонтальной ветвью (англ. extreme horizontal branch). Светимости звёзд горизонтальной ветви примерно одинаковы, и в области высоких температур эти звёзды оказываются тусклее звёзд главной последовательности тех же температур и спектральных классов. Качественное отличие таких субкарликов от других звёзд горизонтальной ветви состоит в том, что их водородные оболочки имеют очень малую массу ― менее 0,01 M_⊙, и горение водорода в слоевом источнике у них не происходит^[10]^[1].

У таких звёзд нередко имеются компаньоны, вместе с которыми они образуют тесную двойную систему ― часто это белые карлики или красные карлики. Притяжение именно таких компаньонов могло лишить звезду оболочки, когда она заполнила полость Роша, и сделать её субкарликом. Также предполагается, что должны существовать субкарлики с нейтронной звездой или чёрной дырой в качестве компаньона. Такие объекты рассматриваются как предшественники сверхновых типа Ia^[10].

Субкарлики класса O

Про субкарлики класса O в целом известно меньше, чем про субкарлики класса B. Из-за того, что первые практически не встречаются в тесных двойных системах, считается, что чаще всего они образуются в результате слияний гелиевых белых карликов, хотя существуют и другие пути возникновения таких звёзд^[11]. Атмосферы этих звёзд могут быть как очень бедны гелием, так и состоять из него практически полностью. Также несколько субкарликов класса O известны как источники рентгеновского излучения^[10].

История изучения

Впервые звёзды тусклее звёзд главной последовательности, но ярче белых карликов, были обнаружены Уолтером Адамсом и Альфдером Джоем, которые опубликовали своё открытие в 1922 году. Изначально такие объекты называли «промежуточными белыми карликами». Термин «субкарлик» в отношении таких звёзд впервые использовал Джерард Койпер в 1939 году. Первые открытые субкарлики были холодными субкарликами^[6]. Горячие субкарлики стали находить позже: первые открытия сделали Фриц Цвикки и Милтон Хьюмасон в 1947 году^[10].

Примечания

↑ ¹ ² Karttunen et al., 2007, p. 216.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Субкарлики / Юнгельсон Л. Р. // Социальное партнёрство — Телевидение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 360. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 31). — ISBN 978-5-85270-368-2.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
↑ Darling D. Subdwarf (неопр.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 марта 2021. Архивировано 31 октября 2020 года.
↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.) 71. Cambridge University Press. Дата обращения: 29 марта 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
↑ ¹ ² ³ Jao W., Henry T. J., Beaulieu T. D., Subasavage J. P. Cool Subdwarf Investigations. I. New Thoughts on the Spectral Types of K and M Subdwarfs (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2008. — 14 July (vol. 136). — P. 840—880. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/136/2/840.
↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
↑ ¹ ² Kesseli A. Y., Kirkpatrick J. D., Fajardo-Acosta S. B., Penny M. T., Gaudi B. S. Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-metallicity M-dwarf Stars (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2019. — 22 January (vol. 157). — P. 63. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/aae982.
↑ Burningham B., Smith L., Cardoso C. V., Lucas P. W., Burgasser A. J. The discovery of a T6.5 subdwarf (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2014. — 1 May (vol. 440, iss. 1). — P. 359—364. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stu184. Архивировано 14 июля 2021 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Heber U. Hot Subluminous Stars (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2016. — 12 July (vol. 128, iss. 966). — P. 1—4, 20—21, 33—34, 53—55, 73, 77—79. — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. — doi:10.1088/1538-3873/128/966/082001. Архивировано 16 февраля 2020 года.
↑ Napiwotzki R. The origin of helium-rich Subdwarf O stars (англ.). Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen. Universität Tübingen. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 7 октября 2011 года.

Литература

Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., испр. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.