YaChudo

Субкарлик

Переглядів: 0. Оновлено 25.10.2026.

Субкарлики

Субкарлики — тип зір, тьмяніших за зорі головної послідовності того самого спектрального класу, які виділяють в окремий клас світності VI. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела субкарлики лежать нижче головної послідовності. Субкарлики поділяють на два типи — холодні й гарячі, які різняться не лише температурою поверхні, а й мають суттєві фізичні й еволюційні відмінності. Серед гарячих субкарликів спектральних класів O і B також існують певні відмінності, тому їх розглядають окремо; вважають, що вони формуються різними шляхами.

Характеристики й еволюція

Субкарлики — це зорі, на 1—2m (у 2,5—6 разів) тьмяніші за зорі головної послідовності за однакових спектральних класів, але значно яскравіші за білі карлики[1]. Відповідно, область, яку займають субкарлики на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, лежить трохи нижче головної послідовності[2]. У спектральній класифікації такі зорі відносять до окремого класу світності VI або позначають префіксом sd[3][4].

Серед цих зір розрізняють холодні й гарячі субкарлики. Вони відрізняються не лише температурою поверхні та спектральним класом, а й джерелами енергії та еволюційними стадіями[2].

Холодні субкарлики

Абсолютні зоряні величини холодних субкарликів у смузі V[5]
Спектральний клас MV
F5 +4,8
G0 +5,7
G5 +6,4
K0 +7,3
K5 +8,4
M0 +10
M2 +12
M5 +14
M8 +16

Холодні субкарлики — зорі пізніх спектральних класів: переважно G, K, M. Ці зорі спалюють водень у своїх ядрах, як і зорі головної послідовності. Холодні субкарлики — це старі зорі з низькою металічністю, що належать до населення II[2][6]. Через низький вміст важких елементів спектральні лінії цих елементів у таких зорях досить слабкі[3].

Нижча світність субкарликів порівняно із зорями головної послідовності за однакових температур також зумовлена малою металічністю. Чим менший вміст важких елементів в атмосфері зорі, тим вища прозорість її зовнішніх шарів, тому в бідних на метали зір випромінювання в середньому надходить із глибших шарів. На більшій глибині температури вищі, отже в таких зір за тієї самої світності температура фотосфери є вищою, а радіус — меншим[7].

Прикладом холодного субкарлика є зоря Каптейна[6].

Серед коричневих карликів також трапляються субкарлики: наприклад, ULAS J131610.28+075553.0 має спектральний клас sdT6.5[8].

Класифікація

Холодні субкарлики поділяють на три типи: субкарлики (позначаються sd), екстремальні субкарлики (англ. extreme subdwarfs, позначаються esd) і ультрасубкарлики (англ. ultra subdwarfs, позначаються usd). Ці три типи різняться ступенем дефіциту важких елементів: їхня металічність у середньому становить відповідно −0,5, −1 і −1,5[7].

Гарячі субкарлики

Гарячі субкарлики належать до ранніх спектральних класів: O і B. На відміну від холодних субкарликів, у своїх ядрах ці зорі спалюють гелій. У ході еволюції вони перетворюються на білі карлики і можуть належати до будь-якого зоряного населення. Деякі з цих зір розташовані на смузі нестабільності, тому зазнають пульсацій[2][9].

Попри зовнішню подібність, субкарлики класу O і класу B відрізняються, зокрема, за хімічним складом. Крім того, у субкарликів класу O значно рідше спостерігаються компаньйони, ніж у субкарликів класу B. Через це вважають, що такі зорі формуються різними шляхами[9].

Субкарлики класу B

Діаграма Герцшпрунга — Рассела з позначеною областю, яку займають субкарлики

Субкарлики класу B найчастіше є колишніми червоними гігантами, які втратили майже всю водневу оболонку. З погляду еволюції субкарлики класу B перебувають на горизонтальній гілці, а саме — в її найгарячішій, блакитній частині, яку також називають екстремальною горизонтальною гілкою (англ. extreme horizontal branch). Світності зір горизонтальної гілки приблизно однакові, і в області високих температур ці зорі виявляються тьмянішими за зорі головної послідовності тих самих температур і спектральних класів. Якісна відмінність таких субкарликів від інших зір горизонтальної гілки полягає в тому, що їхні водневі оболонки мають дуже малу масу — менше ніж 0,01 M☉, і горіння водню в шаровому джерелі в них не відбувається[9][1].

У таких зір часто є компаньйони, разом із якими вони утворюють тісні подвійні системи — зазвичай це білі карлики або червоні карлики. Саме гравітаційний вплив таких компаньйонів міг позбавити зорю оболонки, коли вона заповнила порожнину Роша, і перетворити її на субкарлик. Також припускають існування субкарликів із нейтронною зорею або чорною дірою як компаньйоном[9].

Субкарлики класу O

Про субкарлики класу O загалом відомо менше, ніж про субкарлики класу B. Оскільки перші майже не трапляються в тісних подвійних системах, вважають, що найчастіше вони утворюються внаслідок злиття гелієвих білих карликів, хоча існують і інші канали їх утворення[10]. Атмосфери цих зір можуть бути як дуже бідними на гелій, так і майже повністю складатися з нього. Крім того, кілька субкарликів класу O відомі як джерела рентгенівського випромінювання[9].

Історія вивчення

Вперше зорі, тьмяніші за зорі головної послідовності, але яскравіші за білі карлики, відкрили Волтер Адамс і Альфред Джой, які опублікували це відкриття 1922 року. Спочатку такі об'єкти називали «проміжними білими карликами». Термін «субкарлик» щодо таких зір уперше використав Джерард Койпер у 1939 році. Першими відкритими субкарликами були холодні субкарлики[6]. Гарячі субкарлики почали відкривати пізніше: перші такі відкриття зробили Фріц Цвіккі і Мілтон Г'юмасон у 1947 році[9].

Примітки

  1. ↑ а б Karttunen et al., 2007, p. 216.
  2. ↑ а б в г Юнгельсон Л. Р.. Субкарлики // Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2016. — Т. 31. Социальное партнёрство — Телевидение. — С. 360. — ISBN 978-5-85270-368-2. (рос.)
  3. ↑ а б Кононович, Мороз, 2004.
  4. ↑ Darling D. Subdwarf. The Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 31 жовтня 2020. Процитовано 29 березня 2021.
  5. ↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Cambridge University Press. с. 71. Архів оригіналу за 29 грудня 2010. Процитовано 29 березня 2021.
  6. ↑ а б в 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. — Vol. 136 (14 липня). — С. 840—880. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/136/2/840.
  7. ↑ а б 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. — Vol. 157 (22 січня). — С. 63. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/aae982.
  8. ↑ 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. — Vol. 440, no. 1 (1 травня). — С. 359—364. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stu184.
  9. ↑ а б в г д е Heber U. Hot Subluminous Stars : [англ.] // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — San Francisco : Astronomical Society of the Pacific, 2016. — Vol. 128, no. 966 (12 липня). — С. 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.
  10. ↑ Napiwotzki R. The origin of helium-rich Subdwarf O stars (PDF). Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen (англ.). Universität Tübingen. Архів (PDF) оригіналу за 7 жовтня 2011. Процитовано 14 липня 2021.

Литература

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).