Jump to content

Ենթահսկա

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Ենթահսկա
Իրադարձության տեսակՍպեկտրալ դասակարգում և stellar evolution?
Նախորդmain sequence?
Հաջորդred giant branch?

Ենթահսկա[1] (սուբգիգանտ), աստղ, որն առավել պայծառ է նույն սպեկտրային դասի սովորական գլխավոր հաջորդականության աստղից, բայց ոչ այնքան պայծառ, որքան հսկա աստղերը։ «Ենթահսկա» տերմինը կիրառվում է ինչպես որոշակի սպեկտրային Պայծառության դասի, այնպես էլ աստղային էվոլյուցիայի որոշակի փուլի համար։

Երկի պայծառության դաս IV

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

«Ենթահսկա» տերմինն առաջին անգամ օգտագործվել է 1930 թվականին՝ G և վաղ K դասի աստղերի համար, որոնց բացարձակ մեծությունը +2.5-ից +4 է։ Սրանք նշվել են որպես աստղերի շարունակականության մաս՝ ակնհայտ գլխավոր հաջորդականության աստղերի, ինչպիսին է Արեգակը, և ակնհայտ հսկա աստղերի, ինչպիսին է Ալդեբարանը, միջև, չնայած որ եղել են ավելի քիչ թվով, քան գլխավոր հաջորդականության կամ հսկա աստղերը[2]։

Յերկի սպեկտրային դասակարգման համակարգը երկչափ սխեմա է, որն օգտագործում է տառերի և թվերի համադրություն՝ աստղի (օրինակ՝ A5 կամ M1) ջերմաստիճանը նշելու համար, և հռոմեական թվանշան՝ նույն ջերմաստիճանի այլ աստղերի նկատմամբ լուսատվությունը նշելու համար։ Պայծառության դասի IV աստղերը Ենթահսկաներ են, որոնք տեղակայված են գլխավոր հաջորդականության աստղերի միջև (պայծառության դաս V) և կարմիր հսկաներ (պայծառության դաս III)։

Բացարձակ առանձնահատկություններ սահմանելու փոխարեն, սպեկտրային Պայծառության դասը որոշելու բնորոշ մոտեցումը նմանատիպ սպեկտրները ստանդարտ աստղերի հետ համեմատելն է։ Շատ գծերի հարաբերակցություններ և պրոֆիլներ զգայուն են ձգողականության նկատմամբ և, հետևաբար, կարող են ծառայել որպես լուսավորության օգտակար ցուցիչներ, սակայն յուրաքանչյուր սպեկտրային դասի համար ամենաօգտակար սպեկտրային հատկանիշներից մի քանիսն են[3][4]․

  • B: Բալմերի գծերի պրոֆիլներ և O ii գծերի ուժգնություն
  • A: Բալմերի գծերի պրոֆիլներ, ավելի լայն թևերը նշանակում են ավելի փոքր լուսատվություն
  • F: Fe, Ti և Sr գծերի ուժգնություններ
  • G: Sr և Fe գծերի ուժգնություններ և Ca, H և K գծերի թևերի լայնություն
  • K: Ca, H և K գծերի պրոֆիլներ, Sr/Fe գծերի հարաբերություններ, MgH և TiO գծերի ուժգնություններ
  • M: Ca գծի ուժգնություն և TiO շերտեր 422,6 նմ ալիքի երկարության վրա
  • O: N- ի հարաբերական ուժ

Մորգանը և Քինանը թվարկել են պայծառության IV դասի աստղերի օրինակներ, երբ նրանք ստեղծել են երկչափ դասակարգման սխեման[5]։

  • B0: γ Cassiopeiae, δ Scorpii
  • B0.5: β Scorpii
  • B1: ο Persei, β Cephei
  • B2: γ Orionis, π Scorpii, Theta θ Ophiuchi, λ Scorpii
  • B2.5: γ Pegasi, ζ Cassiopeiae
  • B3: ι Herculis
  • B5: τ Herculis
  • A2: β Aurigae, λ Ursae Majoris, β Serpentis
  • A3: δ Herculis
  • F2: δ Geminorum, ζ Serpentis
  • F5: Procyon, 110 Herculis
  • F6: τ Boötis, θ Boötis, γ Serpentis
  • F8: 50 Andromedae, θ Draconis
  • G0: η Boötis, ζ Herculis
  • G2: μ2 Cancri
  • G5: μ Herculis
  • G8: β Aquilae
  • K0: η Cephei
  • K1: γ Cephei

Հետագա վերլուծությունը ցույց է տվել, որ դրանցից մի քանիսը կրկնակի աստղերի խառը սպեկտրներ են եղել, իսկ մի քանիսը՝ փոփոխական, և ստանդարտները ընդլայնվել են՝ ներառելով շատ ավելի շատ աստղեր, սակայն սկզբնական աստղերից շատերը դեռևս համարվում են ենթահսկա պայծառության դասի ստանդարտներ։ O դասի աստղերին և K1-ից ցածր աստղերին հազվադեպ են տրվում Ենթահսկա Պայծառության դասեր[6]։

Ենթահսկա ճյուղ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Աստղային էվոլյուցիոն հետքեր

Ենթահսկա ճյուղը ցածրից մինչև միջին զանգված ունեցող աստղերի էվոլյուցիայի փուլ է։ Ենթահսկա սպեկտրային տիպի աստղերը միշտ չէ, որ գտնվում են էվոլյուցիոն Ենթահսկա ճյուղում, և հակառակը։ Օրինակ, FK Com և 31 Com աստղերը գտնվում են Հերցշպրունգի իջվածքում և, հավանաբար, էվոլյուցիոն ենթահսկաներ են, բայց երկուսին էլ հաճախ վերագրվում են հսկա պայծառության դասերի։ Սպեկտրային դասակարգման վրա կարող են ազդել մետաղականությունը, պտույտը, անսովոր քիմիական առանձնահատկությունները և այլն: Արեգակի նման աստղի ենթահսկա ճյուղի սկզբնական փուլերը երկարաձգվում են՝ ներքին փոփոխությունների արտաքին քիչ ցուցումով: Էվոլյուցիոն ենթահսկաների նույնականացման մեկ մոտեցումը ներառում է քիմիական առատությունը, ինչպիսին է լիթիումը, որը սպառվում է ենթահսկաների մոտ[7] և պսակի ճառագայթման ուժգնությունը[8]։

Գլխավոր հաջորդականության աստղի միջուկում մնացած ջրածնի մասնաբաժնի նվազմանը զուգընթաց, միջուկի ջերմաստիճանը մեծանում է, ուստի և միաձուլման արագությունը մեծանում է։ Սա ստիպում է աստղերին դանդաղորեն էվոլյուցիայի ենթարկվել՝ տարիքի հետ մեկտեղ ձեռք բերելով ավելի բարձր լուսատվություն, և ընդլայնում է Հերցեպրունգ-Ռասելի դիագրամի գլխավոր հաջորդականության գոտին։

Երբ գլխավոր հաջորդականության աստղը դադարում է իր միջուկում ջրածնի միաձուլումը՝ միջուկը սկսում է փլուզվել սեփական ձգողականության ազդեցության տակ։ Սա հանգեցնում է նրա ջերմաստիճանի բարձրացմանը, և ջրածինը միաձուլվում է միջուկից դուրս գտնվող թաղանթում, որն ավելի շատ էներգիա է ապահովում, քան միջուկում ջրածնի այրումը։ Ցածր և միջին զանգված ունեցող աստղերը ընդարձակվում և սառչում են մինչև մոտ 5000 Կ ջերմաստիճանում նրանց լուսատվությունը սկսում է մեծանալ՝ մի փուլում, որը հայտնի է որպես կարմիր հսկայի ճյուղ ։ Գլխավոր հաջորդականությունից կարմիր հսկայի ճյուղին անցումը հայտնի է որպես ենթահսկայի ճյուղ։ Ենթահսկա ճյուղի ձևը և տևողությունը տարբեր են տարբեր զանգված ունեցող աստղերի համար՝ աստղի ներքին կոնֆիգուրացիայի տարբերությունների պատճառով։

Շատ փոքր զանգված ունեցող աստղեր

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Աստղեր, որոնք զանգվածով պակաս են մոտ 0․4 M☉-ից, կոնվեկտիվ են աստղի մեծ մասում։ Այս աստղերը շարունակում են ջրածնի միաձուլումը իրենց միջուկներում, մինչև գրեթե ամբողջ աստղը վերածվի հելիումի, և դրանք չեն վերածվում ենթահսկաների։ Այս զանգվածի աստղերի գլխավոր հաջորդականության կյանքի տևողությունը մի քանի անգամ ավելի երկար է, քան Տիեզերքի ներկայիս տարիքը[9]։

0․4 M☉-0․9 M☉

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
M5 գնդաձև կլաստերի H-R դիագրամը, որը ցույց է տալիս աստղերի կարճ, բայց խիտ բնակեցված Ենթահսկա ճյուղը, որը մի փոքր պակաս զանգված ունի, քան Արեգակը։

Արեգակի զանգվածի 40 տոկոսը և ավելի մեծ աստղերն ունեն կենտրոնից դեպի դուրս ուժեղ ջերմաստիճանային գրադիենտով ոչ կոնվեկտիվ միջուկներ։ Երբ նրանք աստղի միջուկում ջրածին են արտանետում, կենտրոնական միջուկը շրջապատող ջրածնի թաղանթը շարունակում է անխափան միաձուլվել։ Այդ պահին աստղը համարվում է Ենթահսկա, չնայած արտաքինից քիչ փոփոխություն է երևում[10]։ Քանի որ միաձուլվող ջրածնային թաղանթը իր զանգվածը վերածում է հելիումի, կոնվեկտիվ էֆեկտը հելիումը բաժանում է դեպի միջուկ, որտեղ այն շատ դանդաղորեն մեծացնում է գրեթե մաքուր հելիումային պլազմայի չմիաձուլվող միջուկի զանգված։ Քանի որ սա տեղի է ունենում՝ միաձուլվող ջրածնային թաղանթը աստիճանաբար ընդարձակվում է դեպի դուրս, ինչը մեծացնում է աստղի արտաքին թաղանթի չափը մինչև ենթահսկայի չափսը՝ երկուսից մինչև տասը անգամ գերազանցելով աստղի սկզբնական շառավիղը, երբ այն գտնվել է գլխավոր հաջորդականության մեջ։ Աստղի արտաքին շերտերի ենթահսկայի չափի ընդարձակումը գրեթե հավասարակշռում է ջրածնային թաղանթի միաձուլման հետևանքով առաջացած էներգիայի աճը, ինչի հետևանքով աստղը գրեթե պահպանում է իր մակերևույթի ջերմաստիճանը։ Սա հանգեցնում է նրան, որ աստղի սպեկտրային դասը շատ քիչ է փոխվում աստղային զանգվածի այս տիրույթի ստորին սահմաններում։ Էներգիան ճառագայթող ենթահսկայի մակերևույթի մակերեսը այնքան մեծ է, որ պոտենցիալ աստղային շրջանի բնակելի գոտին, որտեղ մոլորակների ուղեծրերը կլինեն հեղուկ ջուր ձևավորելու տիրույթում, շատ ավելի հեռու է տեղաշարժվում ցանկացած մոլորակային համակարգի մեջ։ Գնդի մակերևույթի մակերեսը հավասար է 4πr²-ի, այսինքն՝ 2R☉ շառավղով գունդը մակերեսին արտանետելու է 400%-ով ավելի էներգիա և 10R☉ գունդ, որով կազատի 10000% նույնքան էներգիա։

Հելիումի միջուկի զանգվածը ցածր է Շյոնբերգ-Չանդրասեկարի սահմանից և մնում է ջերմային հավասարակշռության մեջ միաձուլվող ջրածնային թաղանթի հետ։ Դրա զանգվածը շարունակում է աճել, և աստղը շատ դանդաղորեն ընդարձակվում է, քանի որ ջրածնային թաղանթը դուրս է շարժվում։ Աստղի թաղանթից էներգիայի արտանետման ցանկացած աճ հանգեցնում է աստղի թաղանթի ընդլայնմանը, և լուսատությունը մնում է մոտավորապես անփոփոխ։ Այս աստղերի ենթահսկա ճյուղը կարճ է, հորիզոնական և խիտ բնակեցված, ինչպես երևում է շատ հին աստղակույտերում[11]։

Մեկից ութ միլիարդ տարի անց հելիումի միջուկը սեփական քաշը պահելու համար դառնում է չափազանց զանգվածեղ և դեգեներացվում է։ Դրա ջերմաստիճանը մեծանում է, ջրածնային թաղանթում միաձուլման արագությունը մեծանում է, արտաքին շերտերը դառնում են ուժեղ կոնվեկտիվ, և լուսատվությունը մեծանում է մոտավորապես նույն արդյունավետ ջերմաստիճանում։ Աստղն այժմ գտնվում է Կարմիր հսկայի ճյուղի վրա[12]։

1-8 M☉ զանգված

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արեգակից մեծ և զանգվածեղ աստղերը գլխավոր հաջորդականության վրա ունեն կոնվեկտիվ միջուկ։ Նրանք զարգացնում են ավելի զանգվածեղ հելիումային միջուկ, որը զբաղեցնում է աստղի ավելի մեծ մասը, նախքան ամբողջ կոնվեկտիվ տիրույթում ջրածնի արտանետումը։ Աստղում միջուկային սուլումը ամբողջությամբ դադարում է, միջուկը սկսում է կծկվել և ջերմաստիճանը բարձրանալ։ Ամբողջ աստղը սեղմվում է և ջերմաստիճանը բարձրանում, ընդ որում ճառագայթվող լուսատվությունն իրականում աճում է՝ չնայած միաձուլման բացակայությանը։ Սա շարունակվում է մի քանի միլիոն տարի, մինչև միջուկը բավականաչափ տաքանա՝ թաղանթում ջրածինը բռնկելու համար, ինչը կհակադարձի ջերմաստիճանի և լուսատվության աճը և աստղը կսկսի ընդարձակվել ու սառչել։ Այս աստղերում կեռիկը սովորաբար սահմանվում է որպես գլխավոր հաջորդականության ավարտ և ենթահսկա ճյուղի սկիզբ[13]։

Աստղերի միջուկը մոտ 2M☉-ից դեռևս Շյոնբերգ-Չանդրասեկարի սահմանից ցածր է, սակայն ջրածնային թաղանթի միաձուլումը արագորեն մեծացնում է միջուկի զանգվածը այդ սահմանից այն կողմ։ Ավելի զանգվածեղ աստղերն արդեն ունեցել են Շյոնբերգ-Չանդրասեկարի զանգվածից բարձր միջուկներ, երբ լքում են գլխավոր հաջորդականությունը։ Շյոնբերգ-Չանդրասեկարի սահմանից բարձր միջուկներով աստղերի կեռիկի և գլխավոր հաջորդականությունից դուրս գալու ճշգրիտ սկզբնական զանգվածը կախված է կոնվեկտիվ միջուկի մետաղականությունից և գերշեղման աստիճանից։ Ցածր մետաղականությունը նույնիսկ ցածր զանգված ունեցող միջուկների կենտրոնական մասը դարձնում է կոնվեկտիվ անկայուն, իսկ գերծանրաբեռնվածությունը հանգեցնում է միջուկի մեծացմանը, երբ ջրածինը սպառվում է[14]։

Երբ միջուկը գերազանցում է C–R սահմանը, այն ջրածնային թաղանթի հետ այլևս չի կարող մնալ ջերմային հավասարակշռության մեջ։ Այն սեղմվում է, և աստղի արտաքին շերտերը ընդարձակվում ու սառչում են։ Արտաքին թաղանթի ընդարձակման էներգիան հանգեցնում է ճառագայթվող լուսատվության նվազմանը։ Երբ արտաքին շերտերը բավականաչափ սառչում են, դրանք դառնում են անթափանցիկ և ստիպում են կոնվեկցիա սկսել միաձուլվող թաղանթից դուրս։ Ընդլայնումը դադարում է, և ճառագայթվող լուսատվությունը սկսում է աճել, որը սահմանվում է որպես այս աստղերի համար կարմիր հսկաների ճյուղի սկիզբ։ Աստղեր, որոնց սկզբնական զանգվածը մոտավորապես 1-2 M☉ է, կարող է այս կետից առաջ զարգացնել դեգեներացված հելիումային միջուկ, և դա հանգեցնելու է աստղի մուտքին կարմիր հսկայի ճյուղ, ինչպես ցածր զանգված ունեցող աստղերի դեպքում[15]։

Միջուկի կծկումը և թաղանթի ընդարձակումը շատ արագ են՝ տևելով ընդամենը մի քանի միլիոն տարի։ Իրենց էվոլյուցիայի այս փուլում համեմատաբար քիչ աստղեր են նկատվում, և H-R դիագրամում կա ակնհայտ թերություն, որը հայտնի է որպես Հերցշպրունգի ճեղք։ Այն առավել ակնհայտ է մի քանի հարյուր միլիոնից մինչև մի քանի միլիարդ տարեկան կլաստերներում[16]։

Հսկայական աստղեր

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Մոտ 8-12 M☉-ից այն կողմ, մետաղականությունից կախված, աստղերն ունեն տաք զանգվածային կոնվեկտիվ միջուկներ գլխավոր հաջորդականության վրա՝ CNO ցիկլի միաձուլման պատճառով։ Ջրածնային թաղանթի միաձուլումը և հետագա միջուկի հելիումի միաձուլումը սկսվել է միջուկի ջրածնի սպառումից անմիջապես հետո, նախքան աստղը կհասներ կարմիր հսկայի ճյուղին։ Այդպիսի աստղերը, օրինակ՝ վաղ B գլխավոր հաջորդականության աստղերը, գերհսկա դառնալուց առաջ ունենում են կարճատև և կրճատված ենթահսկա ճյուղավորում։ Այս անցման ընթացքում նրանց կարող է նաև վերագրվել հսկա սպեկտրային պայծառության դաս[17]։

Շատ զանգվածեղ O-դասի գլխավոր հաջորդականության աստղերում գլխավոր հաջորդականությունում հսկայից մինչև գերհսկա անցումը տեղի է ունենում ջերմաստիճանի և լուսատվության շատ նեղ միջակայքում, երբեմն նույնիսկ մինչև միջուկի ջրածնի միաձուլման ավարտը, և Ենթահսկա դասը հազվադեպ է օգտագործվում։ O-դասի աստղերի մակերևութային ձգողականության արժեքները՝ log(g), հսկաների համար կազմում են մոտ 3.6 cgs, իսկ թզուկների համար՝ 3.9[18]: Համեմատության համար, K դասի աստղերի համար բնորոշ log(g) արժեքները կազմում են 1.59 (Ալդեբարան) և 4.37 (α Կենտավրոս B), ինչը մեծ հնարավորություն է տալիս դասակարգել ենթահսկաները, ինչպիսին է η Կեֆեյը՝ 3.47 log(g) գործակցով։ Զանգվածային Ենթահսկա աստղերի օրինակներից են θ 2 Orionis A-ն և δ Circini համակարգի գլխավոր աստղը, երկուսն էլ O դասի աստղեր են՝ M☉ ից ավելի զանգվածով։ .

Հատկություններ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Այս աղյուսակը ցույց է տալիս գլխավոր հաջորդականության (MS) և ենթահսկա ճյուղի (SB) վրա բնորոշ կյանքի տևողությունները, ինչպես նաև միջուկի ջրածնի սպառման և թաղանթի այրման սկզբի միջև ընկած ցանկացած կեռիկի տևողությունը՝ տարբեր սկզբնական զանգվածներ ունեցող աստղերի համար, բոլորն արեգակնային մետաղականության պայմաններում (Z = 0.02): Նաև ցույց են տրված հելիումի միջուկի զանգվածը, մակերևույթի արդյունավետ ջերմաստիճանը, շառավիղը և լուսատությունը ենթահսկա ճյուղի սկզբում և վերջում յուրաքանչյուր աստղի համար։ Ենթահսկա ճյուղի վերջը սահմանվում է որպես միջուկի դեգեներացիայի կամ լուսատվության աճի սկիզբ[19]։Ընդհանուր առմամբ, ցածր մետաղականություն ունեցող աստղերը ավելի փոքր և տաք են, քան բարձր մետաղականություն ունեցող աստղերը։ Ենթահսկաների համար գլխավոր հաջորդականության շրջադարձի պահին սա բարդանում է տարբեր տարիքի և միջուկի զանգվածների պատճառով։ Ցածր մետաղականությամբ աստղերը գլխավոր հաջորդականությունը լքելուց առաջ զարգացնում են ավելի մեծ հելիումային միջուկ, հետևաբար, ավելի փոքր զանգվածով աստղերը Ենթահսկա ճյուղի սկզբում ցուցաբերում են կեռիկ։ Z=0.001 (ծայրահեղ պոպուլյացիա II ) 1 M☉-ի հելիումի միջուկի զանգվածով գլխավոր հաջորդականության վերջում գտնվող աստղը գրեթե կրկնակի մեծ է Z=0.02 ( I պոպուլյացիա ) աստղի չափից։ Ցածր մետաղականությամբ աստղը նաև 1000 Կ-ից ավելի տաք է և երկու անգամ ավելի պայծառ՝ ենթահսկա ճյուղի սկզբում։ Ջերմաստիճանի տարբերությունը ենթահսկայի ճյուղի վերջում ավելի քիչ է արտահայտված, սակայն ցածր մետաղականությամբ աստղն ավելի մեծ է և գրեթե չորս անգամ ավելի պայծառ։ Նմանատիպ տարբերություններ կան նաև այլ զանգվածներ ունեցող աստղերի էվոլյուցիայի մեջ, և այնպիսի հիմնական արժեքներ, ինչպիսիք են այն աստղի զանգվածը, որը կդառնա գերհսկա՝ կարմիր հսկայի ճյուղին հասնելու փոխարեն, ավելի ցածր են ցածր մետաղականության դեպքում[20]։

H–R դիագրամի ենթահսկաներ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Ամբողջ Hipparcos կատալոգի H–R դիագրամ

Հերցշպրունգ-Ռասելի (H–R) դիագրամը աստղերի ցրման գրաֆիկ է, որի ջերմաստիճանը կամ սպեկտրային տեսակը x առանցքի վրա է, իսկ բացարձակ մեծությունը կամ լուսատությունը՝ y առանցքի վրա։ Բոլոր աստղերի H–R դիագրամները ցույց են տալիս գլխավոր հաջորդականության հստակ անկյունագծային գոտի, որը պարունակում է աստղերի մեծ մասը, կարմիր հսկաների զգալի քանակ (և սպիտակ թզուկների, եթե դիտարկվում են բավականաչափ թույլ աստղեր), իսկ դիագրամի մյուս մասերում համեմատաբար քիչ աստղեր կան։

Հին բաց կլաստերներ, որոնք ցույց են տալիս Ենթահսկա ճյուղը գլխավոր հաջորդականության շրջադարձի և կարմիր հսկայի ճյուղի միջև, իսկ ավելի երիտասարդ M67 շրջադարձի մոտ կա կեռիկ[21]

Ենթահսկաները զբաղեցնում են գլխավոր հաջորդականության աստղերից վերև (այսինքն՝ ավելի լուսավոր) և հսկա աստղերից ներքև գտնվող մի տարածք։ H–R դիագրամների մեծ մասում դրանք համեմատաբար քիչ են, քանի որ ենթահսկայի կարգավիճակում անցկացրած ժամանակը շատ ավելի քիչ է, քան գլխավոր հաջորդականության կամ հսկա աստղի կարգավիճակում անցկացրած ժամանակը։ Տաք, B դասի ենթահսկաները հազիվ են տարբերվում գլխավոր հաջորդականության աստղերից, մինչդեռ ավելի սառը ենթահսկաները լրացնում են սառը գլխավոր հաջորդականության աստղերի և կարմիր հսկաների միջև համեմատաբար մեծ բացը։ Մոտավորապես K3 սպեկտրային տիպից ցածր՝ գլխավոր հաջորդականության և կարմիր հսկաների միջև ընկած տարածքը լիովին դատարկ է, առանց ենթահսկաների[22]։

Աստղային էվոլյուցիոն հետքերը կարող են գծագրվել H-R դիագրամի վրա։ Որոշակի զանգվածի համար նրա ողջ կյանքի ընթացքում սրանք հետևում են աստղի դիրքին և ցույց են տալիս հետագիծը հիմնական հաջորդականության սկզբնական դիրքից՝ ենթահսկա ճյուղի երկայնքով, մինչև հսկա ճյուղը։ Երբ H-R դիագրամ է կառուցվում նույն տարիքի աստղերի խմբի համար, օրինակ՝ աստղակույտի, ենթահսկայի ճյուղը կարող է տեսանելի լինել որպես աստղերի գոտի՝ գլխավոր հաջորդականության շրջադարձի կետի և կարմիր հսկայի ճյուղի միջև։ Ենթահսկա ճյուղը տեսանելի է միայն այն դեպքում, եթե կլաստերը բավականաչափ հին է, որպեսզի 1-8 M☉ աստղերը էվոլյուցիայի են ենթարկվել գլխավոր հաջորդականությունից հեռանալու պատճառով, ինչը պահանջում է մի քանի միլիարդ տարի։ Գնդաձև կլաստերները, ինչպիսին է ω Կենտավրոսինը, և հին բաց կլաստերները, ինչպիսին է M67-ը, բավականաչափ հին են, որպեսզի իրենց գունային-մեծության դիագրամներում ցույց տան արտահայտված ենթահսկա ճյուղ։ ω Կենտավրոս աստղը իրականում ցույց է տալիս մի քանի առանձին Ենթահսկա ճյուղեր՝ դեռևս լիովին անհասկանալի պատճառներով, սակայն, կարծես, ներկայացնում է աստղակույտի ներսում տարբեր տարիքի աստղային պոպուլյացիաներ[23]։

Փոփոխականություն

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Փոփոխական աստղերի մի քանի տեսակներ ներառում են ենթահսկաներ.

  • Բետա Կեֆեյի փոփոխականներ, վաղ B գլխավոր հաջորդականություն և ենթահսկա աստղեր
  • Դանդաղ զարկերակային B տիպի աստղեր, միջինից մինչև ուշ B հիմնական հաջորդականության և ենթահսկա աստղեր
  • Դելտա Սկուտի փոփոխականներ, ուշ A և վաղ F գլխավոր հաջորդականության աստղեր և ենթահսկաներ

Արեգակից ավելի զանգվածեղ ենթահսկաները հատում են Կեֆեիդների անկայունության գոտին, որը կոչվում է առաջին հատում, քանի որ նրանք կարող են հետագայում կրկին հատել գոտին կապույտ օղակի միջոցով։ 2-3 M☉ տիրույթը ներառում է Դելտա Սկուտի փոփոխականներ, ինչպիսիք են β-Cas-ը[24]։ Ավելի մեծ զանգվածների դեպքում աստղերը կբաբախեին որպես դասական ցեֆեիդ փոփոխականներ՝ անկայունության շերտը հատելիս, սակայն զանգվածային ենթահսկաների էվոլյուցիան շատ արագ է, և դժվար է օրինակներ հայտնաբերել։ SV Vulpeculae-ն իր առաջին անցման ժամանակ առաջարկվել է որպես ենթահսկա[25] սակայն հետագայում որոշվել է, որ այն պետք է լինի իր երկրորդ անցման ժամանակ[26]։

Մոլորակներ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ենթահսկա աստղերի շուրջ պտտվող մոլորակներից են Kappa Andromedae b-ն[27], Kepler-36 b-ն և c-ն[28][29], TOI-4603 b-ն[30] և HD 224693 b-ն[31]։

Ծանոթագրություններ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
  1. ↑ «Ռուս-հայերեն պոլիտեխնիկական բառարան, Զ.Ա. Հացագործյան, Ա.Հ. Դարբինյան, Ն.Գ. Հովումյան, Գ.Հ. Սրվանձտյան - Субгигант». www.nayiri.com. Վերցված է 2025 թ․ հուլիսի 9-ին.
  2. ↑ Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. (2003). «The age of the oldest stars in the local galactic disk from Hipparcos Parallaxes of G and K subgiants». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (812): 1187–1206. arXiv:astro-ph/0307128. Bibcode:2003PASP..115.1187S. doi:10.1086/378243. S2CID 7159325.
  3. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification. Chicago, IL: University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. LCCN 43-2093.
  4. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book.....G.
  5. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification. Chicago, IL: University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. LCCN 43-2093.
  6. ↑ Garcia, B. (1989). «A list of MK standard stars». Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
  7. ↑ Lèbre, A.; De Laverny, P.; De Medeiros, J. R.; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). «Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis». Astronomy and Astrophysics. 345: 936. Bibcode:1999A&A...345..936L.
  8. ↑ Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). «The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump». The Astrophysical Journal. 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ...496..428A. doi:10.1086/305347.
  9. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). «Evolution of Stars and Stellar Populations». Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
  10. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  11. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  12. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). «Evolution of Stars and Stellar Populations». Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
  13. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  14. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). «Evolution of Stars and Stellar Populations». Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
  15. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). «Evolution of Stars and Stellar Populations». Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
  16. ↑ Mermilliod, J. C. (1981). «Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence». Astronomy and Astrophysics. 97: 235. Bibcode:1981A&A....97..235M.
  17. ↑ Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). «Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 315 (3): 543. arXiv:astro-ph/0001295. Bibcode:2000MNRAS.315..543H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x. S2CID 18523597.
  18. ↑ Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. (2005). «A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars». Astronomy and Astrophysics. 436 (3): 1049–1065. arXiv:astro-ph/0503346. Bibcode:2005A&A...436.1049M. doi:10.1051/0004-6361:20042386. S2CID 39162419.
  19. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  20. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). «Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  21. ↑ Sarajedini, Ata (1999). «WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age». The Astronomical Journal. 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ....118.2321S. doi:10.1086/301112.
  22. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification. Chicago, IL: University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. LCCN 43-2093.
  23. ↑ Pancino, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, F. R. (2011). «The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy». Astronomy & Astrophysics. 527: A18. arXiv:1012.4756. Bibcode:2011A&A...527A..18P. doi:10.1051/0004-6361/201016024. S2CID 54951859.
  24. ↑ Ayres, Thomas R. (1984). «A Far-Ultraviolet Study of the Bright Delta Scuti Variable Beta Cassiopeia». IUE Proposal ID #DSGTA: 1747. Bibcode:1984iue..prop.1747A.
  25. ↑ Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V.; Andrievsky, S. M. (2001). «SV Vulpeculae: A first crossing Cepheid?». Astronomy and Astrophysics. 373 (2): 589. Bibcode:2001A&A...373..589L. doi:10.1051/0004-6361:20010615.
  26. ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2004). «On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae». Astronomy and Astrophysics. 423: 335–340. Bibcode:2004A&A...423..335T. doi:10.1051/0004-6361:20040163.
  27. ↑ Plait, Phil. "Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star". Accessed 1 Feb. 2018
  28. ↑ Carter, Joshua A.; Agol, Eric; Chaplin, William J.; Basu, Sarbani; Bedding, Timothy R.; Buchhave, Lars A.; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Deck, Katherine M.; Elsworth, Yvonne; Fabrycky, Daniel C.; Ford, Eric B.; Fortney, Jonathan J.; Hale, Steven J.; Handberg, Rasmus; Hekker, Saskia (2012 թ․ օգոստոսի 3). «Kepler-36: A Pair of Planets with Neighboring Orbits and Dissimilar Densities». Science. 337 (6094): 556–559. arXiv:1206.4718. Bibcode:2012Sci...337..556C. doi:10.1126/science.1223269. ISSN 0036-8075. PMID 22722249. S2CID 40245894.
  29. ↑ Vissapragada, Shreyas; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Knutson, Heather A.; Liu, Leo; Thorngren, Daniel; Lee, Eve J.; Chachan, Yayaati; Mawet, Dimitri; Millar-Blanchaer, Maxwell A.; Nilsson, Ricky; Tinyanont, Samaporn; Vasisht, Gautam; Wright, Jason (2020 թ․ փետրվարի 13). «Diffuser-Assisted Infrared Transit Photometry for Four Dynamically Interacting \textit{Kepler} Systems». The Astronomical Journal. 159 (3): 108. arXiv:1907.04445. doi:10.3847/1538-3881/ab65c8. ISSN 1538-3881. S2CID 195874295.
  30. ↑ Khandelwal, Akanksha; Sharma, Rishikesh; Chakraborty, Abhijit; Chaturvedi, Priyanka; Ulmer-Moll, Solène; Ciardi, David R.; Boyle, Andrew W.; Baliwal, Sanjay; Bieryla, Allyson; Latham, David W.; Prasad, Neelam J. S. S. V.; Nayak, Ashirbad; Lendl, Monika; Mordasini, Christoph (2023 թ․ ապրիլի 1). «Discovery of a massive giant planet with extreme density around the sub-giant star TOI-4603». Astronomy & Astrophysics (անգլերեն). 672: L7. arXiv:2303.11841. Bibcode:2023A&A...672L...7K. doi:10.1051/0004-6361/202245608. ISSN 0004-6361.
  31. ↑ "Planet HD 224693 b", Extrasolar Planet Encyclopaedia. Accessed 1 Feb. 2018

Գրականություն

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արտաքին հղումներ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Ենթահսկա» հոդվածին։
Microsoft: 2779513048
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Ենթահսկա&oldid=10469079» էջից