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Hertzsprung-Russell-Diagramm

Spektralklasse

braun
Zwerge

weiße Zwerge

Ritt
Zwerge

Unterzwerge

Hauptfolge
("Zwerge")

Unterriesen

Riesen

Helle Riesen

Überriesen

Hyperriesen

absolut
groß-
tude
(M_V)

EIN Unterriese ist ein Star mit einem größeren Helligkeit dann Sterne auf dem Hauptfolge der gleichen Spektralklasse, aber weniger hell als a Riesenstern. Der Begriff 'Unterriese' wird sowohl auf die Sterne einer bestimmten Person angewendet Spektralklasse, wie auf einer Phase im Sternenentwicklung.

Leuchtkraftklasse IV in der Yerkes-Klassifikation

Der Begriff "Unterriese" wurde erstmals 1930 für Sterne der Klasse G und heiße K mit a . verwendet absolute Klarheit zwischen 2,5 und 4. Es wurde festgestellt, dass diese Sterngruppe eindeutig nicht zu den Hauptfolge gehörte, wie die Sonne, und waren auch eindeutig keine Riesensterne, wie zum Beispiel Aldebaran. Diese Sterne sind viel seltener als Hauptreihensterne oder Riesensterne.

Es Yerkes-Klassifizierungssystem ist ein zweidimensionales Diagramm mit einer Buchstaben-Zahlen-Kombination, wobei der Buchstabe (zB A5 oder M1) die Oberflächentemperatur eines Sterns darstellt. Jetzt sofort römische Ziffer es wird ein Hinweis auf die Leuchtkraft relativ zu anderen Sternen mit gleicher Oberflächentemperatur gegeben. Leuchtkraftklasse IV sind die Unterriesen, die eine Position zwischen Hauptreihensternen (Klasse V) und den Riesensterne (Klasse III). Anstatt absolute Werte zu verwenden, besteht die gängigste Methode zur Bestimmung von Spektralklassen darin, sie mit entsprechenden Spektren von Standardsternen zu vergleichen.

Morgan und Keenan haben bei der Einführung des zweidimensionalen Klassifikationssystems eine Liste von Beispielen der Leuchtkraftklasse IV erstellt:

• B0: Cassiopeiae, δ Skorpion
• B0.5: Skorpion
• B1: ο Persei, Cephei
• B2: Orionis, π Skorpion, θ Ophiuch, Skorpion
• B2.5: γ Pegasi, Cassiopeiae
• B3: ι Herkules
• B5: τ Herkules
• A2: β aurigae, Ursae Majoris, β Serpentis
• A3: δ Herkules
• F2: δ Zwillinge, ζ Schlangen
• F5: procyon, 110 Herkules
• F6: Bootis, Bootis, γ Schlangen
• F8: Upsilon Andromedae, Draconis
• G0: Bootis, Herkules
• G2: μ Cancri
• G5: μ Herkules
• G8: Alshain
• K0: Cephei
• K1: Cephei

Nachfolgende Analysen zeigten, dass einige dieser Sterne gemischte Spektren von Doppelsterne oder dass es variable Sterne die Standardsterne wurden und sind seither stark gewachsen. Viele der ursprünglichen Sterne werden noch heute als Standards für die Unterriesenklasse verwendet. Sterne vom Typ O und Sterne, die kühler als Typ K1 sind, erhalten selten die Bezeichnung Unterriesenlichtklasse.

Der Unterriesenzweig

Evolutionen des stellaren Lebens.
• Die lila Evolutionslinie von 5 ich_☉ Startmasse zeigt eine Hakenbewegung und einen ausgeprägten Unterriesenast, der es macht Hertzsprunggat gekreuzt.
• Die grüne 2 ich_☉ Linie zeigt die Hakenbewegung mit einem etwas kürzeren Unterriesenast.
• Evolutionslinien mit niedrigerer Masse zeigen kürzere Unterriesenäste, die länger halten.

Der Unterriesenzweig ist eine Phase im Sternenentwicklung von Sternen geringer bis mittlerer Masse. Sterne mit einer stellaren Klassifizierung eines Unterriesen finden sich nicht immer auf dem evolutionären Unterriesenzweig und umgekehrt. Es gibt zum Beispiel Sterne wie FK Comae Berenices und 31 Coma Berenices, die beide im Hertzsprunggat liegen und wahrscheinlich in die Unterriesenphase eingetreten sind. Diese werden jedoch oft als Riesensterne klassifiziert. Die Spektralklasse kann bestimmt werden durch die Metallgehalt, Rotation, ungewöhnliche chemische Eigenschaften usw. Während der ersten Periode des Unterriesenzweigs in der Nähe eines Sterns wie der Sonne zeigt ein Stern nur wenige äußere Erscheinungen, aus denen auf seine inneren Veränderungen geschlossen werden kann. Ansätze zur Identifizierung eines Unterriesen umfassen den Nachweis einer Verdünnung von Lithium im Spektrum und beurteilen die Strahlungsleistung der Korona.

Wenn die in einem Hauptreihenstern verbleibende Wasserstoffmenge abnimmt, wird die Temperaturerhöhung und damit auch die Intensität der Kernfusion. Dies bewirkt eine langsame Zunahme der Leuchtkraft mit dem Alter eines Sterns und eine Verbreiterung der Hauptreihenlinie auf dem Stern Hertzsprung-Russell-Diagramm.

Wenn ein Stern auf der Hauptreihe die Kernfusion von Wasserstoff im Kern stoppt, beginnt der Kern unter seinem eigenen Gewicht zu schrumpfen. Infolgedessen steigt die Kerntemperatur und Wasserstoff schmilzt in einer Hülle um den Kern herum und liefert mehr Energie als die Fusion im Kern. Sterne geringer oder mittlerer Masse dehnen sich in dieser Phase stark aus und die Leuchtkraft nimmt stark zu. Die Oberflächentemperatur sinkt dann. Wenn sie auf etwa 5.000 K abgesunken ist (die Farbe des Sterns wird beim Abkühlen röter), die roter Riesenzweig. Die Übergangsphase von der Hauptreihe zum Roten Riesenzweig ist die Unterriesenzweig. Wie der Unterriesenzweig aussieht und wie lange es dauert, den Stern zu erreichen, variiert von Stern zu Stern, abhängig von Faktoren wie Gesamtmasse und Unterschieden in der inneren Struktur des Sterns. Auch die chemische Zusammensetzung und Rotation spielen eine Rolle.

Sterne mit wenig Masse

Im Sterne kleiner als ca. 0,4 ich_☉ die innere Materie ist zum größten Teil konvektiv. Infolgedessen werden diese Sterne im Kern weiterhin Wasserstoff zu Helium verschmelzen, bis der gesamte Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. Sie entwickeln sich daher nicht zu einem Unterriesen. Sterne dieser Masse haben eine um ein Vielfaches längere Hauptreihenlebensdauer als das derzeit angenommene Alter des Universums.

Sterne zwischen 0,4 ich_☉ und 1 ich_☉

Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm für KugelsternhaufenM5, zeigt einen kurzen, aber dicht besiedelten Unterriesenzweig mit Sternen, die etwas kleiner als die Sonne sind.

In Sternen mit einer Masse kleiner als die Sonne sind die Kerne nicht konvektiv, mit einem großen Temperaturgradienten vom Zentrum nach außen. Wenn der Wasserstoff im Kern durch Kernfusion verbraucht wurde, wird Wasserstoff ohne Unterbrechung in einer dicken Hülle um den zentralen Kern herum fusionieren. Der Stern fällt dann unter den Begriff Unterriese, obwohl äußerlich nicht viel Veränderung sichtbar ist.

Die Masse des Heliumkerns ist kleiner als Schönberg-Chandrasekhar-Grenze und es bleibt im thermischen Gleichgewicht mit der umgebenden schmelzenden Wasserstoffhülle. Die Kernmasse nimmt weiter zu und die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich langsam aus, während die Wasserstoffhülle immer weiter nach außen gedrückt wird. Jede Erhöhung der Energieproduktion des Sterns wird verwendet, um die Sternhülle zu erweitern, sodass die Gesamtleuchtkraft des Sterns gleich bleibt. Der Unterriesenzweig dieser Sterne ist kurz, horizontal und dicht besiedelt. Dies ist in sehr alten Sternhaufen deutlich sichtbar.

Nach Milliarden von Jahren in diesem Zustand wird der Heliumkern so massiv geworden sein, dass er unter dem Druck seines Eigengewichts kollabiert und das Helium degenerierter Zustand erhalten. Die Temperatur wird steigen, auch die Kernfusion in der Wasserstoffhülle nimmt zu, die äußeren Schichten werden stark konvektiv und die Leuchtkraft nimmt bei gleicher Oberflächentemperatur zu. An diesem Punkt wird der Stern Teil des Roten Riesenzweigs.

Sterne mit mehr Masse als 1 ich_☉

Sterne, die massereicher als die Sonne sind, haben einen konvektiven Kern auf der Hauptreihe. Sie entwickeln einen schwereren Heliumkern, der im Stern auch proportional größer ist, bevor der Wasserstoff im konvektiven Teil ausläuft. An diesem Punkt wird die Kernfusion im Stern vollständig aufhören und der Kern wird sich zusammenziehen und aufheizen. Der gesamte Stern zieht sich zusammen und erhöht die Temperatur, wobei die emittierte Leuchtkraft trotz fehlender Kernfusion tatsächlich zunimmt. Dies dauert mehrere Millionen Jahre an, bevor der Kern heiß genug wird, um die Kernfusion in der Wasserstoffhülle auszulösen. Wenn dies geschieht, werden sich die Leuchtkraft und der Anstieg der Oberflächentemperatur umkehren und der Stern dehnt sich aus und kühlt wieder ab. In einem Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt dies eine Hakenbewegung in der Linie, die normalerweise als Ende der Hauptreihe und Beginn des Unterriesenzweigs für diese Sterne definiert wird.

Der Kern in Sternen unter etwa 2 ich_☉ ist noch unter dem Schönberg-Chandrasekhar-Grenze in der Hauptreihe jedoch verursacht die Kernfusion in der Wasserstoffhülle eine solche Massenzunahme, dass sie schnell gebrochen wird. Massereiche Sterne haben eine Kernmasse oberhalb der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, wenn sie die Hauptreihe verlassen. Die genaue Masse, bei der Sterne die Hauptreihe einhaken und verlassen, hängt vom Metallgehalt ab, aber auch davon, wie die Konvektion im Stern stattfindet.

Wenn der Kern die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze überschreitet, kann er das thermische Gleichgewicht mit der Wasserstoffhülle nicht mehr halten. Der Kern zieht sich dann zusammen und die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich aus und kühlen ab. Der Energieverlust durch die Expansion des Sterns verursacht auch eine Abnahme der Gesamtleuchtkraft. Wenn die äußeren Schichten ausreichend abgekühlt sind, werden sie undurchsichtig, wodurch die Konvektion außerhalb der Wasserstoffhülle beginnt. Die Expansion stoppt dann und die abgestrahlte Leuchtkraft beginnt wieder zuzunehmen. Dieser Punkt markiert den Start auf dem Roten Riesenzweig für diese Sterne. Sterne mit einer Anfangsmasse zwischen 1 und 2 ich_☉ kann vor diesem Punkt einen entarteten Heliumkern entwickeln, der dazu führt, dass der Stern auf dem Roten Riesenzweig beginnt, wie es Sterne mit geringerer Masse tun.

Die Kontraktion des Kerns und die Ausdehnung der Sternenhülle erfolgt relativ schnell über einen Zeitraum von nur wenigen Millionen Jahren. Während dieser Zeit sinkt die Oberflächentemperatur des Sterns von seinem Hauptreihenwert zwischen sechstausend und dreißigtausend Kelvin auf etwa fünftausend Kelvin. In diesem Entwicklungsstadium werden relativ wenige Sterne beobachtet, sodass im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das als bekannt ist, eine Leerstelle verbleibt Hertzsprunggat. Diese Lücke wird am deutlichsten bei Beobachtungen von Sternhaufen, die einige hundert Millionen bis Milliarden Jahre alt sind.

Riesensterne

Oberhalb der Grenze von etwa 8 bis 12 ich_☉, je nach Metallgehalt haben Sterne aufgrund der main Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf. Die Kernfusion in der Wasserstoffhülle und die anschließende Fusion von Helium beginnen kurz nachdem der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, bevor der Stern den Roten Riesenzweig erreichen kann. Solche Sterne, wie zum Beispiel Sterne des Typs B auf der Hauptreihe, haben eine kurze Unterriesen-Zweigphase, bevor sie Überriesen einbiegen in. Sie bekommen auch ein Riesenstern Helligkeitsklassifizierung während dieses Übergangs.

Bei außergewöhnlich massereichen Typ-O-Sternen auf der Hauptreihe erfolgt der Übergang von der Hauptreihe über den Riesenstern zum Überriesen entlang einer schmalen Temperatur- und Leuchtkraftlinie, manchmal sogar bevor die Wasserstofffusion im Kern aufgehört hat, und hier wird die Unterriesenklasse selten verwendet.

Eigenschaften

Die folgende Tabelle zeigt die durchschnittliche Lebensdauer von Sternen auf der Hauptreihe und dem Unterriesenzweig, einschließlich der Dauer der Hakenbewegung, des Zeitraums zwischen dem Ende der Wasserstofffusion im Kern und dem Beginn der Kernfusion in der Wasserstoffhülle. Es enthält Sterne unterschiedlicher Anfangsmasse, alle mit einem ähnlichen Metallgehalt wie unsere Sonne (Z = 0,02). Es listet auch die Massen der Heliumkerne, die effektive Oberflächentemperatur, den Radius und die Leuchtkraft am Anfang und am Ende des Unterriesenzweigs für jeden Stern auf. Das Ende des Unterriesenzweiges ist definiert, wenn der Heliumkern degeneriert oder die Leuchtkraft zunimmt.

Im Allgemeinen sind Sterne mit einem geringeren Metallgehalt kleiner und heißer als Sterne mit einem höheren Metallgehalt. Für die Unterriesen wird dies durch das unterschiedliche Alter und die unterschiedlichen Kernmassen, bei denen sie die Hauptreihe verlassen, komplizierter. Metallarme Sterne entwickeln einen größeren Heliumkern, bevor sie die Hauptreihe verlassen. Die Masse des Heliumkerns eines Sterns mit Z = 0,001 (eine extremeeen Bevölkerung II Stern) ab 1 ich_☉ wird am Ende der Hauptreihe doppelt sein eine etwas vulgärere Population Ich habe einen Stern mit Z = 0,02. Der Stern mit dem geringeren Metallgehalt ist auch an der Sternoberfläche mehr als tausend Grad heißer und am Anfang des Unterriesenzweigs doppelt so hell. Der Temperaturunterschied ist am Ende des Unterriesenzweigs geringer, aber der niedrige metallische Stern ist hier größer und fast viermal so hell. Unterschiede wie diese gibt es auch bei Sternen anderer Massen und auch bei den wichtigen Werten, die darüber entscheiden, ob ein Stern zum Überriesen wird oder ob er auf dem Roten Riesenzweig landet.

Unterriesen auf dem Hertzsprung-Russell

Hertzsprung-Russell-Diagramm des gesamten Hipparcos Katalog.

Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR) ist eine Punktdarstellung von Sternen in einem Diagramm, mit der Oberflächentemperatur oder Spektralklasse auf der x-Achse und absolut Größe oder Helligkeit auf der y-Achse. Eine typische HR aller Arten von Sternen zeigt ein klares Band um eine diagonale Linie, die die Hauptreihe darstellt, eine große Anzahl von rote Riesensterne (und weiße Zwerge wenn auch Sterne mit schwächerer Leuchtkraft enthalten sind) und relativ wenige Sterne in anderen Teilen des Diagramms.

Unterriesen nehmen eine Position auf der HR ein (dh sind heller als) oberhalb der Hauptreihen-Zwergsterne und unterhalb der Riesensterne. Auf den meisten HR-Diagrammen gibt es relativ wenige Unterriesen, da die Zeit, die ein Stern als Unterriese verbringt, viel kürzer ist als auf der Hauptreihe oder als Riesenstern. Die heißen Sterne der Klasse B haben eine Unterriesenform, die auf der Hauptreihe kaum von der Zwergphase zu unterscheiden ist, während kühlere Unterriesen eine relativ große Lücke zwischen den kühleren Hauptreihensternen und den Roten Riesen füllen. Unterhalb der Spektralklasse K3 ist der Bereich zwischen der Hauptreihe und den Roten Riesen komplett leer, ohne Unterriesen.

Zwei ältere offene Sternhaufen, zwischen denen der Unterriesenzweig zu sehen ist, der die Hauptreihe zum Roten Riesenzweig überlässt.

Die Lebensentwicklung eines Sterns kann in einem HR-Diagramm aufgetragen werden. Daraus lässt sich für jede spezifische Masse ableiten, wie sich der Stern von seiner Ausgangsposition auf der Hauptreihe über den Unterriesenzweig zum Riesenzweig bewegt. Wenn eine HR für eine Sammlung von Sternen gleichen Alters erstellt wird, z. B. für einen Sternhaufen, kann der Unterriesenzweig als ein Sternenband zwischen dem Austrittspunkt aus der Hauptreihe und dem Roten Riesenzweig sichtbar sein. Der Unterriesenzweig ist nur vorhanden, wenn der Sternhaufen alt genug für Sterne von 1 bis 8 . ist ich_☉ genug Zeit, um die Hauptsequenz zu verlassen, ein Prozess, der Milliarden von Jahren dauert. Kugelsternhaufen wie Omega Centauri und älter offene Sternhaufen wie Messier 67 alt genug sind, um einen deutlichen Unterriesenzweig in ihrem Farbgrößendiagramm. Bei Omega Centauri gibt es sogar eine Reihe verschiedener Unterriesenzweige, der Grund dafür ist (noch) nicht ganz klar. Es scheint sich um Sternpopulationen unterschiedlichen Alters zu handeln.

Variabilität der Leuchtkraft

Einige Typen variable Sterne sind Unterriesen:

• Beta-Cephei-Variablen, mit Spektrum zwischen B0.5 und B2
• Langsam pulsierende Sterne vom Typ B, Spektralklassen Typ B2 bis B9
• Delta-Scuti-Variablen, mit Spektralklasse zwischen A2 und F8

Unterriesen, die massiver als die Sonne sind, überqueren die CepheidaInstabilitätsstreifen, dies ist die erste Überquerung, da sie während a during den Streifen wieder überqueren können blaue Schleife. Zwischen 2 und 3 ich_☉ beinhaltet dies Delta Scuti-Variablen wie caph. Bei höheren Massen sollten die Sterne wie klassische Cepheiden pulsieren, aber in diesen massereichen Sternen ist die Unterriesenphase so schnell, dass sie sich als schwierig zu beobachten erwiesen hat.

Siehe auch

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