Subgiant (original) (raw)
Podobr je třída hvězd, které jsou jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti nebo trpaslíci, ale ne tak jasné jako obři. Předpokládá se, že jsou to hvězdy, které přestaly spalovat vodík na helium v jádře a stávají se z nich obři. Podobři mají větší průměr a nižší teplotu než hvězdy podobné hmotnosti v hlavní posloupnosti. V Yerkesově spektrální klasifikaci je jejich třída svítivosti IV.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | Una estrella subgegant és una classe d'estrelles que són més brillants que el que és normal en el cas de les estrelles nanes de la seqüència principal de la mateixa classe espectral, però no tan brillants com les estrelles gegants. Es creu que aquestes estrelles estan cessant o han cessat ja de fusionar el seu hidrogen. En estrelles d'aproximadament una massa solar, això causa que el nucli es contregui, la qual cosa augmenta la temperatura en el centre de l'estrella per produir una fusió de l'hidrogen en una escorça envoltant el nucli. Això propicia que l'estrella esdevengui una vertadera gegant. Al principi de la fase subgegant (com en una estrella com Proció A), el diàmetre i l'esclat han augmentat, però l'estrella encara no s'ha refredat ni ha canviat de color. Més tard, les subgegants que estan a punt de convertir-se en gegants tenen un diàmetre més gran i més baixa temperatura que les estrelles de massa similar de la seqüència principal. En conjunt, la lluminositat canvia poc durant la fase subgegant, un fet prominent en els diagrames de Hertzsprung-Russell dels cúmuls globulars. En la classificació espectral, segons la classificació de Yerkes, la seva classe de lluminositat és IV. (ca) Podobr je třída hvězd, které jsou jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti nebo trpaslíci, ale ne tak jasné jako obři. Předpokládá se, že jsou to hvězdy, které přestaly spalovat vodík na helium v jádře a stávají se z nich obři. Podobři mají větší průměr a nižší teplotu než hvězdy podobné hmotnosti v hlavní posloupnosti. V Yerkesově spektrální klasifikaci je jejich třída svítivosti IV. (cs) نجم شبه عملاق (بالإنجليزية: Subgiant) هو صنف من النجوم أكثر سطوعاً من القزم في النسق الأساسي لكن لها نفس الفئة الطيفية، ليست مشرقة مثل النجوم العملاقة. مع أن بعضها نيّر بشكل غير عادي نتيجة توفر الهيدروجين المعدني فيها (كذلك النجوم شبه القزم تفعل ذلك بصفة غير عادية)، يُعتقد أن هذه النجوم في نهاية مرحلة دمج الهيدروجين أو أنها بالفعل أكملت العملية في نواتها. في النجوم بحجم الكتلة الشمسية (M☉)، يؤدي هذا إلى تقلص النواة، ويزيد في الحرارة المركزية للنجم متسبباً في نقل عملية صهر الهيدروجين إلى الغلاف المحيط بالنواة. و تضخم حجمه ليصبح عملاقاً لكن بدون أن يبرد أو يتغيّر في لونه بشكل كبير. (مثل الشعرى الشامية). ولأن مرحلة شبه عملاق يمكن أن تصل إلى بضعة مليارات من السنين، خلال هذه المدة يقترب النجم ليكون عملاق حقيقي ذو قطر كبير وحرارة منخفظة بالمقارة مع أقرانه من نفس الكتلة في النسق الأساسي. لمعانه سيتغير قليلاً خلال مرحلة شبه عملاق، ليصل صعوداً لعملاق أحمر. (ar) Στην αστροφυσική υπογίγαντας ονομάζεται κάθε αστέρας που είναι λαμπρότερος από τον μέσο όρο των αστέρων της Κύριας Ακολουθίας (νάνοι) του ίδιου φασματικού τύπου, αλλά όχι τόσο λαμπρός όσο οι γίγαντες αστέρες. Αντιστοιχεί στην τάξη λαμπρότητας IV της διδιάστατης ταξινομήσεως Μόργκαν-Κήναν, όπου ΙΙΙ είναι οι γίγαντες αστέρες και V οι νάνοι. Οι υπογίγαντες είναι όλοι εξελιγμένοι αστέρες που βρίσκονται στο στάδιο του τερματισμού της συντήξεως υδρογόνου στον πυρήνα τους και οι οποίοι μετατρέπονται σε γίγαντα αστέρα. Σε αστέρες με τη μάζα του Ήλιου, αυτή η παύση των πυρηνικών αντιδράσεων προκαλεί τη συστολή των κεντρικών περιοχών, οπότε η πίεση και η θερμοκρασία αυξάνονται αρκετά ώστε να αρχίσουν να συντήκουν υδρογόνo σε ένα κέλυφος γύρω από τον αστρικό πυρήνα. Αυτό προκαλεί τη διόγκωση του αστέρα πέρα από την αρχική του διάμετρο και τον οδηγεί προς τον κλάδο των γιγάντων στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Στην αρχή του σταδίου του υπογίγαντα, όπως π.χ. συμβαίνει στον αστέρα Πρόκυνα A, η διάμετρος και η λαμπρότητα αυξάνονται, αλλά η επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα δεν έχει μειωθεί σημαντικά, ούτε το αρχικό του χρώμα έχει μεταβληθεί: αυτό συμβαίνει αργότερα και συντείνει στο να παραμένει η ολική λαμπρότητα περίπου σταθερή καθ' όλη τη διάρκεια του σταδίου του υπογίγαντα, ένα χαρακτηριστικό που φαίνεται αμέσως στα διαγράμματα Hertzsprung-Russell των σφαιρωτών σμηνών. (el) Ein Unterriese ist ein Stern, dessen absolute Helligkeit mit Leuchtkraftklasse IV höher ist als die eines Zwergsterns des gleichen Spektraltyps (Leuchtkraftklasse V), jedoch geringer als die eines Riesensterns (Leuchtkraftklasse III). Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen die Unterriesen oberhalb der Hauptreihe, auf der sich die Zwergsterne befinden. Für einige Sterne ist diese Leuchtkraftklasse ein Zwischenstadium ihrer Entwicklung vom Hauptreihen- bzw. Zwergstern zu einem Riesenstern. (de) Izar azpierraldoi bat sekuentzia nagusiko nano bat baino distiratsuagoa den baina izar erraldoiak bezain distiratsua ez den izar mota bat da. Izar azpierraldoiek hidrogenoaren fusioa amaitu dute euren nukleoetan. Etapa honetan izarrek eguzki masa 1eko masa badute, erdigunea uzkurtu egiten da, bere tenperatura hidrogenoaren fusio fasea nukleoa inguratzen duen geruza batera eramateko haina handitzea eraginez. Ondorioz, izarra hedatu egiten da, erraldoi gorri bihurtzeko prozesuan beste pauso bat emanez. Azpierraldoi fasearen hasieran (Procyon Aren kasua dena), diametroa eta argitasuna handitu egingo dira, baina izarra bera apur bat hoztuko da edo kolorez nabarmen aldatuko da. Erraldoi bihurtzetik gertuen dauden azpierraldoiek, sekuentzia nagusiko antzeko masadun beste izar batzuek baino diametro handiagoak eta tenperatura baxuagoak izango dituzte. Yerkesen espektro sailkapenean, euren argitasuna IV klasekoa da. (eu) Una estrella subgigante es una clase de estrella que es más brillante que una enana de la secuencia principal, pero no tanto como una gigante propiamente dicha. (es) Subraksasa adalah sebuah bintang yang lebih terang daripada bintang deret utama normal pada kelas spektrum yang sama, tetapi tidak lebih terang dari sebuah bintang raksasa. Istilah "subraksasa" diterapkan baik pada kelas luminositas spektrum tertentu maupun pada tahap dalam evolusi bintang. (in) Les étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes. On pense que ce sont des étoiles qui sont en train ou qui ont déjà cessé la fusion de l'hydrogène dans leur cœur. Dans les étoiles d'environ une masse solaire, cela provoque la contraction du cœur, ce qui augmente suffisamment la température centrale de l'étoile pour déplacer la fusion de l'hydrogène dans une couche entourant le cœur. Finalement, cela provoque le gonflement de l'étoile qui est en train de se transformer en vraie géante. Au début de la phase sous-géante (par exemple Procyon A) le diamètre et la luminosité ont augmenté, mais l'étoile doit encore se refroidir et changer de couleur de façon significative. Les sous-géantes plus tardives qui sont plus proches de devenir de vraies géantes ont des diamètres plus importants et une température plus basse que les étoiles de masse comparable de la séquence principale. La luminosité globale change peu dans la phase sous-géante, une caractéristique bien visible dans les diagrammes de Hertzsprung-Russell des amas globulaires.[1] Dans la classification MKK, leur classe de luminosité est IV. * Portail de l’astronomie * Portail des étoiles (fr) A subgiant is a star that is brighter than a normal main-sequence star of the same spectral class, but not as bright as giant stars. The term subgiant is applied both to a particular spectral luminosity class and to a stage in the evolution of a star. (en) Con la denominazione di subgiganti si definiscono quelle stelle la cui classe spettrale risulta più brillante di una stella tipo della sequenza principale, ma comunque meno brillante rispetto ad una vera gigante. Si ritiene trattarsi di stelle che abbiano terminato la fusione nucleare dell'idrogeno nel proprio nucleo, e che si stiano avviando a divenire giganti: annullato (o comunque decisamente ridotto) il contenuto di idrogeno nel nucleo di una stella di sequenza principale, l'interruzione delle reazioni termonucleari atte a conservare l'equilibrio termico dell'astro porterebbe ad un collasso delle regioni centrali ricche di elio della stella stessa, con conseguente innalzamento della temperatura e della pressione cui seguirebbe l'innesco della nucleosintesi negli strati di idrogeno più esterni.Le stelle subgiganti, rispetto a stelle di massa simile nella sequenza principale, hanno diametro maggiore e una più bassa temperatura superficiale. Secondo la classificazione spettrale di Yerkes hanno luminosità di classe IV. (it) 헤르츠스프룽-러셀도표 aka 색등급도분광형갈색왜성백색왜성적색왜성준왜성주계열성(소위 "왜성")거성밝은 거성초거성극대거성절대등급(MV) 준거성(準巨星, subgiant)은 같은 분광형을 가진 주계열성보다 밝지만 거성에 비하여 밝기가 약한 상태를 일컫는 말이다. 이들은 중심핵에 있는 수소를 거의 다 태우거나 다 태운 상태로 보인다. 태양질량 정도의 항성의 경우 수소가 소진되면 중심핵이 수축되며, 이로 인해 중심핵의 온도가 높아져서 핵융합 반응 장소가 핵 바깥쪽으로 이동하게 된다. 이 과정이 심화되면서 거성으로 진화하게 된다. 프로키온 A와 같이 준거성 상태에 갓 진입한 항성의 경우 반경과 밝기가 주계열성일 때에 비하여 증가한 상태이다. 그러나 아직 확연하게 표면온도가 내려가거나 색이 변한 상태는 아니다. 조금 더 거성으로 접근할수록 표면온도와 색의 확연한 변화가 일어난다. 구상성단의 준거성들을 헤르츠스프룽-러셀 도표에 의하여 분석하면 주계열성일 때에 비하여 밝기에 큰 변화는 일어나지 않는다. 여키스 항성분류법에 따르면 준거성의 광도분류는 IV형이다. (ko) 準巨星（じゅんきょせい、subgiant、subgiant star）とは、同じスペクトル型の通常の主系列星よりやや明るく、巨星ほどは明るくない恒星の分類の1つである。ある種の準巨星は、金属の多い水素核融合星であるが（同様に準矮星は金属量が少なく、比較的暗い水素核融合星である）、これらは核での水素核融合が終わっているかほぼ終わりかけていると考えられる。質量はほぼ太陽質量程度であり、そのため核は収縮し、核の外でも水素核融合が起こるほど温度が高くなる。この過程で星は膨張し、真の巨星になる。 プロキオンAのような準巨星の最初の段階にある恒星は半径や光度が増加するが、この時点では温度が低下したり色が大きく変わったりすることはない。巨星に近い後期の段階の準巨星は、主系列の同じような質量の恒星と比べ、半径が大きく温度は低い。主系列星と比べ、準巨星の段階で全体的な光度はほとんど変わらない。この特徴は、球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図で顕著である。多くの準巨星は金属に富み、一般的には惑星を持つ。一部はこれらの理由のため、また準巨星の段階は数十億年続くため、準巨星は主系列星以外では生命の存在する惑星を持つと考えられる唯一の分類である。スペクトル分類ではIVに分類される。 (ja) Podolbrzymy – gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma. Podolbrzymy należą do IV klasy jasności, na Diagramie Hertzsprunga-Russela leżą pomiędzy ciągiem olbrzymów a ciągiem karłów. Ich temperatury są niższe, natomiast średnice większe od typowych gwiazd ciągu głównego o zbliżonej do nich masie. (pl) Een subreus is een ster met een grotere lichtkracht dan sterren op de hoofdreeks van dezelfde spectraalklasse, maar is minder lichtsterk dan een reuzenster. De term 'subreus' wordt toegepast op zowel de sterren van een bepaalde spectraalklasse, als op een fase in de sterevolutie. (nl) En underjätte är en typ av stjärna som är något ljusare än en normal huvudseriestjärna (dvärg), men inte lika ljus som en riktig jättestjärna. Många underjättar är rika på metaller, och har dessutom ofta planetsystem. (sv) Uma subgigante é uma estrela mais brilhante que uma estrela da sequência principal da mesma classe espectral, mas não tão brilhante quanto as verdadeiras estrelas gigantes. O termo subgigante é aplicado tanto a uma classe de luminosidade particular, a classe IV no sistema de classificação espectral de Yerkes, quanto a um estágio na evolução estelar. O estágio evolutivo de subgigante vem após a fase de sequência principal em estrelas de massa baixa e intermediária, quando a estrela já consumiu por fusão todo o hidrogênio em seu núcleo. Isso faz o núcleo contrair e aumentar de temperatura, e a estrela começa a fundir hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo. A evolução pelo estágio de subgigante consiste em uma expansão da estrela e diminuição da temperatura superficial, enquanto a luminosidade permanece constante, gerando um ramo das subgigantes horizontal, visível no diagrama de Hertzsprung-Russell de aglomerados antigos. A fase de subgigante acaba quando a luminosidade estelar começa a aumentar, caracterizando o começo do ramo das gigantes vermelhas. (pt) Субгигант (ветвь субгигантов) — стадия эволюции звёзд, а также соответствующий ей и некоторым другим типам звёзд класс светимости IV. В процессе эволюции эта стадия идёт после главной последовательности и, как правило, предшествует ветви красных гигантов, на ней звезда охлаждается и увеличивается в размере, а её светимость остаётся практически неизменной. У массивных звёзд эта стадия завершается очень быстро, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела область, занимаемая ими, содержит мало звёзд и называется пробелом Герцшпрунга. (ru) 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞既可以指恆星演化的一個階段，又可以指一個特定的恒星光度分類。 (zh) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Zams_and_tracks.png?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://othes.univie.ac.at/17128/ https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf |
| dbo:wikiPageID | 1575168 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 26929 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1097927245 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Calcium dbr:Procyon dbr:Roman_numeral dbr:Nitrogen dbr:Messier_67 dbr:Beta_Aquilae dbr:Beta_Aurigae dbr:Beta_Cassiopeiae dbr:Beta_Cephei dbr:Beta_Scorpii dbr:Beta_Serpentis dbr:Delta_Circini dbr:Delta_Geminorum dbr:Delta_Herculis dbr:Delta_Scorpii dbr:Beta_Cephei_variable dbr:Virial_theorem dbr:Instability_strip dbr:Stellar_classification dbr:Schönberg–Chandrasekhar_limit dbr:110_Herculis dbr:SV_Vulpeculae dbr:Gamma_Cassiopeiae dbr:Gamma_Cephei dbr:Gamma_Pegasi dbr:Gamma_Serpentis dbr:Globular_cluster dbr:Mu_Herculis dbr:Convective_overshoot dbr:Theta2_Orionis dbr:Theta_Boötis dbr:Theta_Draconis dbr:Theta_Ophiuchi dbr:Magnesium_monohydride dbr:Main_sequence dbr:Sirius dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Strontium dbr:Delta_Scuti_variable dbr:Zeta_Cassiopeiae dbr:Zeta_Herculis dbr:Zeta_Serpentis dbr:Main_sequence_turnoff dbr:Supergiant dbc:Star_types dbr:CNO_cycle dbr:Titanium dbr:Helium dbr:31_Comae_Berenices dbr:Absolute_magnitude dbr:Aldebaran dbc:Subgiant_stars dbr:Eta_Boötis dbr:Eta_Cephei dbr:FK_Comae_Berenices dbr:Oxygen dbr:Open_cluster dbr:Red_giant dbr:HD_224693_b dbr:Iota_Herculis dbr:Iron dbr:Tau_Boötis dbr:Tau_Herculis dbr:Kappa_Andromedae_b dbr:Lacaille_8760 dbr:Lambda_Scorpii dbr:Lambda_Ursae_Majoris dbr:Blue_loop dbr:Sun dbr:Hertzsprung_gap dbr:Hertzsprung–Russell_diagram dbr:Red_dwarf dbr:Pi_Scorpii dbr:Circumstellar_habitable_zone dbr:H_and_K_lines dbr:Omega_Centauri dbr:Omicron_Persei dbr:Red-giant_branch dbr:Cepheid_variable dbr:Variable_star dbr:Giant_star dbr:Mu_Cancri dbr:Titanium_oxide dbr:Α_Centauri_B dbr:Slowly_pulsating_B-type_star dbr:Luminosity_class dbr:50_Andromedae dbr:Line_profile dbr:Yerkes_spectral_classification dbr:Gamma_Orionis dbr:Classical_Cepheid_variables dbr:Color–magnitude_diagram dbr:Population_I dbr:Population_II dbr:Alkaid dbr:Balmer_line dbr:File:M5_colour_magnitude_diagram.png dbr:File:Zams_and_tracks.png dbr:File:HRDiagram.png dbr:File:Open_cluster_HR_diagram_ages.gif |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Star_nav dbt:About dbt:Citation_needed dbt:Cite_journal dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Smallcaps dbt:Solar_luminosity dbt:Solar_mass dbt:Solar_radius dbt:Sup dbt:Unordered_list dbt:Star |
| dcterms:subject | dbc:Star_types dbc:Subgiant_stars |
| gold:hypernym | dbr:Star |
| rdf:type | yago:WikicatSubgiantStars yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 dbo:Star yago:Star109444100 yago:Whole100003553 |
| rdfs:comment | Podobr je třída hvězd, které jsou jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti nebo trpaslíci, ale ne tak jasné jako obři. Předpokládá se, že jsou to hvězdy, které přestaly spalovat vodík na helium v jádře a stávají se z nich obři. Podobři mají větší průměr a nižší teplotu než hvězdy podobné hmotnosti v hlavní posloupnosti. V Yerkesově spektrální klasifikaci je jejich třída svítivosti IV. (cs) Ein Unterriese ist ein Stern, dessen absolute Helligkeit mit Leuchtkraftklasse IV höher ist als die eines Zwergsterns des gleichen Spektraltyps (Leuchtkraftklasse V), jedoch geringer als die eines Riesensterns (Leuchtkraftklasse III). Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen die Unterriesen oberhalb der Hauptreihe, auf der sich die Zwergsterne befinden. Für einige Sterne ist diese Leuchtkraftklasse ein Zwischenstadium ihrer Entwicklung vom Hauptreihen- bzw. Zwergstern zu einem Riesenstern. (de) Una estrella subgigante es una clase de estrella que es más brillante que una enana de la secuencia principal, pero no tanto como una gigante propiamente dicha. (es) Subraksasa adalah sebuah bintang yang lebih terang daripada bintang deret utama normal pada kelas spektrum yang sama, tetapi tidak lebih terang dari sebuah bintang raksasa. Istilah "subraksasa" diterapkan baik pada kelas luminositas spektrum tertentu maupun pada tahap dalam evolusi bintang. (in) A subgiant is a star that is brighter than a normal main-sequence star of the same spectral class, but not as bright as giant stars. The term subgiant is applied both to a particular spectral luminosity class and to a stage in the evolution of a star. (en) 헤르츠스프룽-러셀도표 aka 색등급도분광형갈색왜성백색왜성적색왜성준왜성주계열성(소위 "왜성")거성밝은 거성초거성극대거성절대등급(MV) 준거성(準巨星, subgiant)은 같은 분광형을 가진 주계열성보다 밝지만 거성에 비하여 밝기가 약한 상태를 일컫는 말이다. 이들은 중심핵에 있는 수소를 거의 다 태우거나 다 태운 상태로 보인다. 태양질량 정도의 항성의 경우 수소가 소진되면 중심핵이 수축되며, 이로 인해 중심핵의 온도가 높아져서 핵융합 반응 장소가 핵 바깥쪽으로 이동하게 된다. 이 과정이 심화되면서 거성으로 진화하게 된다. 프로키온 A와 같이 준거성 상태에 갓 진입한 항성의 경우 반경과 밝기가 주계열성일 때에 비하여 증가한 상태이다. 그러나 아직 확연하게 표면온도가 내려가거나 색이 변한 상태는 아니다. 조금 더 거성으로 접근할수록 표면온도와 색의 확연한 변화가 일어난다. 구상성단의 준거성들을 헤르츠스프룽-러셀 도표에 의하여 분석하면 주계열성일 때에 비하여 밝기에 큰 변화는 일어나지 않는다. 여키스 항성분류법에 따르면 준거성의 광도분류는 IV형이다. (ko) 準巨星（じゅんきょせい、subgiant、subgiant star）とは、同じスペクトル型の通常の主系列星よりやや明るく、巨星ほどは明るくない恒星の分類の1つである。ある種の準巨星は、金属の多い水素核融合星であるが（同様に準矮星は金属量が少なく、比較的暗い水素核融合星である）、これらは核での水素核融合が終わっているかほぼ終わりかけていると考えられる。質量はほぼ太陽質量程度であり、そのため核は収縮し、核の外でも水素核融合が起こるほど温度が高くなる。この過程で星は膨張し、真の巨星になる。 プロキオンAのような準巨星の最初の段階にある恒星は半径や光度が増加するが、この時点では温度が低下したり色が大きく変わったりすることはない。巨星に近い後期の段階の準巨星は、主系列の同じような質量の恒星と比べ、半径が大きく温度は低い。主系列星と比べ、準巨星の段階で全体的な光度はほとんど変わらない。この特徴は、球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図で顕著である。多くの準巨星は金属に富み、一般的には惑星を持つ。一部はこれらの理由のため、また準巨星の段階は数十億年続くため、準巨星は主系列星以外では生命の存在する惑星を持つと考えられる唯一の分類である。スペクトル分類ではIVに分類される。 (ja) Podolbrzymy – gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma. Podolbrzymy należą do IV klasy jasności, na Diagramie Hertzsprunga-Russela leżą pomiędzy ciągiem olbrzymów a ciągiem karłów. Ich temperatury są niższe, natomiast średnice większe od typowych gwiazd ciągu głównego o zbliżonej do nich masie. (pl) Een subreus is een ster met een grotere lichtkracht dan sterren op de hoofdreeks van dezelfde spectraalklasse, maar is minder lichtsterk dan een reuzenster. De term 'subreus' wordt toegepast op zowel de sterren van een bepaalde spectraalklasse, als op een fase in de sterevolutie. (nl) En underjätte är en typ av stjärna som är något ljusare än en normal huvudseriestjärna (dvärg), men inte lika ljus som en riktig jättestjärna. Många underjättar är rika på metaller, och har dessutom ofta planetsystem. (sv) Субгигант (ветвь субгигантов) — стадия эволюции звёзд, а также соответствующий ей и некоторым другим типам звёзд класс светимости IV. В процессе эволюции эта стадия идёт после главной последовательности и, как правило, предшествует ветви красных гигантов, на ней звезда охлаждается и увеличивается в размере, а её светимость остаётся практически неизменной. У массивных звёзд эта стадия завершается очень быстро, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела область, занимаемая ими, содержит мало звёзд и называется пробелом Герцшпрунга. (ru) 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞既可以指恆星演化的一個階段，又可以指一個特定的恒星光度分類。 (zh) نجم شبه عملاق (بالإنجليزية: Subgiant) هو صنف من النجوم أكثر سطوعاً من القزم في النسق الأساسي لكن لها نفس الفئة الطيفية، ليست مشرقة مثل النجوم العملاقة. مع أن بعضها نيّر بشكل غير عادي نتيجة توفر الهيدروجين المعدني فيها (كذلك النجوم شبه القزم تفعل ذلك بصفة غير عادية)، يُعتقد أن هذه النجوم في نهاية مرحلة دمج الهيدروجين أو أنها بالفعل أكملت العملية في نواتها. في النجوم بحجم الكتلة الشمسية (M☉)، يؤدي هذا إلى تقلص النواة، ويزيد في الحرارة المركزية للنجم متسبباً في نقل عملية صهر الهيدروجين إلى الغلاف المحيط بالنواة. و تضخم حجمه ليصبح عملاقاً لكن بدون أن يبرد أو يتغيّر في لونه بشكل كبير. (مثل الشعرى الشامية). (ar) Una estrella subgegant és una classe d'estrelles que són més brillants que el que és normal en el cas de les estrelles nanes de la seqüència principal de la mateixa classe espectral, però no tan brillants com les estrelles gegants. Es creu que aquestes estrelles estan cessant o han cessat ja de fusionar el seu hidrogen. En estrelles d'aproximadament una massa solar, això causa que el nucli es contregui, la qual cosa augmenta la temperatura en el centre de l'estrella per produir una fusió de l'hidrogen en una escorça envoltant el nucli. Això propicia que l'estrella esdevengui una vertadera gegant. Al principi de la fase subgegant (com en una estrella com Proció A), el diàmetre i l'esclat han augmentat, però l'estrella encara no s'ha refredat ni ha canviat de color. Més tard, les subgegants (ca) Στην αστροφυσική υπογίγαντας ονομάζεται κάθε αστέρας που είναι λαμπρότερος από τον μέσο όρο των αστέρων της Κύριας Ακολουθίας (νάνοι) του ίδιου φασματικού τύπου, αλλά όχι τόσο λαμπρός όσο οι γίγαντες αστέρες. Αντιστοιχεί στην τάξη λαμπρότητας IV της διδιάστατης ταξινομήσεως Μόργκαν-Κήναν, όπου ΙΙΙ είναι οι γίγαντες αστέρες και V οι νάνοι. (el) Izar azpierraldoi bat sekuentzia nagusiko nano bat baino distiratsuagoa den baina izar erraldoiak bezain distiratsua ez den izar mota bat da. Izar azpierraldoiek hidrogenoaren fusioa amaitu dute euren nukleoetan. Etapa honetan izarrek eguzki masa 1eko masa badute, erdigunea uzkurtu egiten da, bere tenperatura hidrogenoaren fusio fasea nukleoa inguratzen duen geruza batera eramateko haina handitzea eraginez. Ondorioz, izarra hedatu egiten da, erraldoi gorri bihurtzeko prozesuan beste pauso bat emanez. Yerkesen espektro sailkapenean, euren argitasuna IV klasekoa da. (eu) Con la denominazione di subgiganti si definiscono quelle stelle la cui classe spettrale risulta più brillante di una stella tipo della sequenza principale, ma comunque meno brillante rispetto ad una vera gigante. Si ritiene trattarsi di stelle che abbiano terminato la fusione nucleare dell'idrogeno nel proprio nucleo, e che si stiano avviando a divenire giganti: annullato (o comunque decisamente ridotto) il contenuto di idrogeno nel nucleo di una stella di sequenza principale, l'interruzione delle reazioni termonucleari atte a conservare l'equilibrio termico dell'astro porterebbe ad un collasso delle regioni centrali ricche di elio della stella stessa, con conseguente innalzamento della temperatura e della pressione cui seguirebbe l'innesco della nucleosintesi negli strati di idrogeno più (it) Les étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes. Dans la classification MKK, leur classe de luminosité est IV. * Portail de l’astronomie * Portail des étoiles (fr) Uma subgigante é uma estrela mais brilhante que uma estrela da sequência principal da mesma classe espectral, mas não tão brilhante quanto as verdadeiras estrelas gigantes. O termo subgigante é aplicado tanto a uma classe de luminosidade particular, a classe IV no sistema de classificação espectral de Yerkes, quanto a um estágio na evolução estelar. (pt) |
| rdfs:label | شبه عملاق (ar) Subgiant (en) Estrella subgegant (ca) Podobr (cs) Unterriese (de) Υπογίγαντας (el) Subgigante (es) Azpierraldoi (eu) Subraksasa (in) Stella subgigante (it) Étoile sous-géante (fr) 準巨星 (ja) 준거성 (ko) Subreus (nl) Podolbrzym (pl) Estrela subgigante (pt) Субгигант (ru) Underjätte (sv) 次巨星 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:Subgiant yago-res:Subgiant wikidata:Subgiant dbpedia-af:Subgiant dbpedia-ar:Subgiant http://ast.dbpedia.org/resource/Subxigante dbpedia-az:Subgiant http://bs.dbpedia.org/resource/Subdivovska_zvijezda dbpedia-ca:Subgiant dbpedia-cs:Subgiant dbpedia-de:Subgiant dbpedia-el:Subgiant dbpedia-es:Subgiant dbpedia-eu:Subgiant dbpedia-fa:Subgiant dbpedia-fi:Subgiant dbpedia-fr:Subgiant dbpedia-gl:Subgiant dbpedia-he:Subgiant http://hi.dbpedia.org/resource/उपदानव_तारा dbpedia-id:Subgiant dbpedia-it:Subgiant dbpedia-ja:Subgiant dbpedia-ko:Subgiant dbpedia-lb:Subgiant http://lt.dbpedia.org/resource/Submilžinė http://my.dbpedia.org/resource/ဧရာမ_ကြယ်သေး dbpedia-nl:Subgiant dbpedia-no:Subgiant dbpedia-pl:Subgiant dbpedia-pt:Subgiant dbpedia-ro:Subgiant dbpedia-ru:Subgiant dbpedia-sk:Subgiant dbpedia-sv:Subgiant dbpedia-th:Subgiant dbpedia-tr:Subgiant dbpedia-vi:Subgiant dbpedia-zh:Subgiant https://global.dbpedia.org/id/4ohsZ |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Subgiant?oldid=1097927245&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/HRDiagram.png wiki-commons:Special:FilePath/Open_cluster_HR_diagram_ages.gif wiki-commons:Special:FilePath/Zams_and_tracks.png wiki-commons:Special:FilePath/M5_colour_magnitude_diagram.png |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Subgiant |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Blue_subgiant_star dbr:Yellow_subgiant dbr:Orange_subgiant dbr:Subgiant_star dbr:Hook_(stellar_evolution) dbr:Sub-giant dbr:Subgiant_branch |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Caelum dbr:Capella dbr:Carina_Nebula dbr:Procyon dbr:Psi1_Draconis dbr:Psi_Centauri dbr:Psi_Octantis dbr:Psi_Velorum dbr:Methods_of_detecting_exoplanets dbr:Be_star dbr:Beta_Aquilae dbr:Beta_Carinae dbr:Beta_Leonis_Minoris dbr:Beta_Microscopii dbr:Beta_Pavonis dbr:Beta_Scorpii dbr:Beta_Serpentis dbr:Beta_Ursae_Majoris dbr:Binary_star dbr:Delta1_Telescopii dbr:Delta_Aquilae dbr:Delta_Corvi dbr:Delta_Crucis dbr:Delta_Eridani dbr:Delta_Herculis dbr:Delta_Pavonis dbr:Delta_Serpentis dbr:Algol_paradox dbr:Hydrus dbr:Regulus dbr:Rho_Capricorni dbr:Rho_Ophiuchi dbr:Rho_Scorpii dbr:Upsilon2_Hydrae dbr:Upsilon_Ursae_Majoris dbr:V392_Persei dbr:V957_Scorpii dbr:V_Puppis dbr:Nova dbr:Stellar_classification dbr:List_of_nearest_known_black_holes dbr:Post_common_envelope_binary dbr:109_Piscium dbr:126_Tauri dbr:12_Boötis dbr:13_Delphini dbr:15_Leonis_Minoris dbr:O-type_star dbr:Epsilon_Gruis dbr:Epsilon_Reticuli dbr:GK_Persei dbr:GRO_J1655-40 dbr:Gamma_Arietis dbr:Gamma_Cancri dbr:Gamma_Centauri dbr:Gamma_Cephei dbr:Gamma_Circini dbr:Gliese_777 dbr:Mintaka dbr:Mizar dbr:Mu1_Chamaeleontis dbr:Mu2_Cancri dbr:Mu2_Scorpii dbr:Mu_Arae dbr:Mu_Boötis dbr:Mu_Crucis dbr:Mu_Cygni dbr:Mu_Herculis dbr:NGC_2346 dbr:NGC_6934 dbr:N_Scorpii dbr:Convective_overshoot dbr:Theta1_Orionis_E dbr:Theta2_Orionis dbr:Theta_Librae dbr:Theta_Mensae dbr:Theta_Reticuli dbr:Theta_Tucanae dbr:LoTr_5 dbr:Lyra dbr:MACHO-1997-BLG-41 dbr:Sigma2_Ursae_Majoris dbr:Sigma_Cassiopeiae dbr:Sigma_Octantis dbr:Sigma_Sculptoris dbr:Stellar_evolution dbr:Stellar_population dbr:Zeta_Aquarii dbr:Zeta_Cassiopeiae dbr:Zeta_Leporis dbr:Zeta_Octantis dbr:Zeta_Piscium dbr:Zeta_Sagittarii dbr:19_Tauri dbr:1_Camelopardalis dbr:1_Geminorum dbr:Auriga_(constellation) dbr:Brocchi's_Cluster dbr:CC_Andromedae dbr:CD-73°375 dbr:CW_Octantis dbr:Celaeno_(star) dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:Triangulum dbr:Tucana dbr:Tycho_G dbr:WASP-13 dbr:WASP-159 dbr:WASP-48 dbr:WASP-63 dbr:WR_148 dbr:Future_of_space_exploration dbr:G-type_main-sequence_star dbr:H_Puppis dbr:20_Aquilae dbr:20_Ophiuchi dbr:23_Ursae_Majoris dbr:24_Ursae_Majoris dbr:26_Aurigae dbr:27_Cygni dbr:28_Vulpeculae dbr:2MASS_J18082002−5104378 dbr:2_Ceti dbr:31_Cygni dbr:32_Tauri dbr:3_Persei dbr:4 dbr:41_Lyncis dbr:4_Centauri dbr:51_Eridani dbr:53_Piscium dbr:55_Cancri dbr:6_Andromedae dbr:74_Aquarii dbr:75_Cancri dbr:83_Leonis dbr:8_Aquilae dbr:AE_Ursae_Majoris dbr:Algol dbr:Alnitak dbr:Alpha_Cancri dbr:Alpha_Cephei dbr:Alpha_Delphini dbr:Alpha_Doradus dbr:Alpha_Fornacis dbr:Alpha_Pavonis dbr:Alpha_Pegasi dbr:Alpha_Persei dbr:Alpha_Telescopii dbr:Alpha_Trianguli dbr:DR_Chamaeleontis dbr:Eta_Andromedae dbr:Eta_Boötis dbr:Eta_Indi dbr:Eta_Serpentis dbr:Eta_Volantis dbr:Nu1_Canis_Majoris dbr:Nu_Capricorni dbr:Nu_Leonis dbr:Nu_Telescopii dbr:PLATO_(spacecraft) dbr:P_Velorum dbr:Blue_subgiant_star dbr:History_of_X-ray_astronomy dbr:Stellar_core dbr:Red_giant dbr:Grus_(constellation) dbr:HD_102956_b dbr:HD_108863 dbr:HD_112028 dbr:HD_114613 dbr:HD_116029 dbr:HD_122862 dbr:HD_125072 dbr:HD_130458 dbr:HD_131473 dbr:HD_131496 dbr:HD_137388 dbr:HD_140283 dbr:HD_142245 dbr:HD_152010 dbr:HD_153053 dbr:HD_154672 dbr:HD_15524 dbr:HD_171819 dbr:HD_175289 dbr:HD_179070 dbr:HD_181433 dbr:HD_183263_b dbr:HD_190984 dbr:HD_194953 dbr:HD_195019 dbr:HD_197036 dbr:HD_199223 dbr:HD_201507 dbr:HD_201772 dbr:HD_203857 dbr:HD_212771 dbr:HD_220466 dbr:HD_221420 dbr:HD_23596 dbr:HD_29559 dbr:HD_34626 dbr:HD_34868 dbr:HD_38529 dbr:HD_42936 dbr:HD_4313 dbr:HD_47500 dbr:HD_63584 dbr:HD_68402 dbr:HD_72108 dbr:HD_73882 dbr:HD_76270 dbr:HD_83058 dbr:HD_85725 dbr:HD_895 dbr:HD_89571 dbr:HD_92845 dbr:HD_93250 dbr:HD_93607 dbr:HD_94510 dbr:HD_96146 dbr:HD_96167_b dbr:HD_99706 dbr:HR_244 dbr:HR_4138 dbr:HR_4729 dbr:HR_5110 dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Iota_Chamaeleontis dbr:Iota_Delphini dbr:Iota_Herculis dbr:Iota_Horologii dbr:Iota_Orionis dbr:Iota_Ursae_Majoris dbr:Tau6_Eridani dbr:Tau_Cygni dbr:Tau_Virginis dbr:Telescopium dbr:Astronomical_object dbr:Chi_Carinae dbr:Chi_Eridani dbr:K2-66b dbr:KELT-11b dbr:KELT-6b dbr:Kappa1_Apodis dbr:Kappa_Boötis dbr:Kappa_Coronae_Borealis dbr:Kappa_Delphini dbr:Kappa_Eridani dbr:Kappa_Fornacis dbr:Kappa_Reticuli dbr:Kappa_Tauri dbr:Kappa_Tucanae dbr:Kappa_Velorum dbr:Kappa_Volantis dbr:Kepler-1625 dbr:Kepler-277b dbr:Kepler-277c dbr:Kepler-33 dbr:Kepler-36 dbr:Kepler-5b dbr:Kepler-65 dbr:Lambda_Andromedae dbr:Lambda_Coronae_Borealis dbr:Blue_straggler dbr:Sun dbr:TOI-4138b dbr:Hertzsprung_gap dbr:Zeta_Lyrae dbr:Red_supergiant dbr:B-type_main-sequence_star dbr:Phi2_Orionis dbr:Phi_Eridani dbr:Phi_Ursae_Majoris dbr:Phi_Virginis dbr:Pi_Aquarii dbr:Pi_Chamaeleontis dbr:Pisces_(constellation) dbr:Spica dbr:II_Pegasi dbr:Merope_(star) dbr:Omega1_Aquarii dbr:Omega_Andromedae dbr:Omega_Canis_Majoris dbr:Omega_Piscium dbr:Omicron2_Cancri dbr:Omicron_Lupi dbr:Omicron_Velorum dbr:RS_Canum_Venaticorum dbr:R_Canis_Majoris dbr:Red-giant_branch dbr:Serpens dbr:X2_Centauri dbr:XZ_Andromedae dbr:X_Caeli dbr:Xi1_Canis_Majoris dbr:Xi_Cephei dbr:Xi_Geminorum dbr:Xi_Octantis |
| is dbp:type of | dbr:Capella dbr:Regulus dbr:CD-73°375 dbr:CW_Octantis dbr:WASP-63 dbr:28_Vulpeculae dbr:2MASS_J18082002−5104378 dbr:AE_Ursae_Majoris dbr:HD_108863 dbr:HD_116029 dbr:HD_131496 dbr:HD_137388 dbr:HD_140283 dbr:HD_142245 dbr:HD_175289 dbr:HD_23596 dbr:HD_73882 dbr:HD_83058 dbr:HD_92845 dbr:HR_244 dbr:Kepler-65 dbr:II_Pegasi dbr:RS_Canum_Venaticorum |
| is gold:hypernym of | dbr:109_Piscium dbr:15_Orionis dbr:Gliese_777 dbr:40_Aquarii dbr:HD_114613 dbr:HD_154672 dbr:HD_201507 dbr:HD_220466 |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Subgiant |
