서브워프

준왜성은 때때로 "sd"로 불리며, 예르케스 분광분류 체계에서 광도 등급 VI의 별이다.이들은 같은 분광형의 주계열성보다 1.5~2등급 낮은 밝기를 가진 별들로 정의된다.헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 서브왜프는 주계열 아래에 있는 것으로 보인다.

"subdwarf"라는 용어는 1939년 Gerard Kuiper에 의해 만들어졌으며, 이전에는 "중간 백색왜성"^[1]으로 불리던 일련의 별들을 지칭하기 위해 만들어졌다.

쿨 서브워프

일반적인 주계열성처럼 차가운 준왜성(분광형 G부터 M)은 수소 융합으로부터 에너지를 생산합니다.이 별들의 낮은 광도는 낮은 금속성 때문에 설명됩니다: 이 별들은 헬륨보다 무거운 원소들로 인해 농축되지 않습니다.금속 함량이 낮으면 외부 층의 불투명도가 감소하고 복사 압력이 감소하여 주어진 ^[2]질량에 대해 더 작고 뜨거운 별이 생성됩니다.이 낮은 불투명도는 또한 그들이 같은 스펙트럼 유형에 대해 자외선 초과로 ^[3]알려진 특징인 종족 I 별에 비해 더 높은 비율의 자외선을 방출할 수 있게 해줍니다.보통 은하수 후광의 일원인 그들은 종종 ^[4]태양에 비해 높은 우주 속도를 가지고 있다.예를 들어 ULAS J131610과 같이 스펙트럼 타입 L과 T의 차가운 서브왜그가 존재한다.28+075553.0, 스펙트럼 타입 sdT6.5.^[4]

쿨 서브워프의 서브클래스는 다음과 같습니다.^[5]^[6]

cool subdwarf: 예: Kapteyn's Star (sdM1), SSSPM J1930-4311 (sdM7)
extreme subdwarf: 예: APMPM J0559-2903(esdM7)^[7]
ultrasubdwarf: 예: LSPM J0822+1700(usdM7.^[6]5)

타입 L, T 및 Y의 서브워프

준왜성의 낮은 금속성은 그들의 노령과 연관되어 있다.초기 우주는 헬륨보다 무거운 원소들의 함량이 낮았고 낮은 금속 함량을 가진 별과 갈색 왜성을 형성했다.이후 초신성, 행성상 성운, 중성자별이 합쳐지면서 우주가 더 무거운 원소로 풍요로워졌습니다.따라서 오래된 준왜성은 우리 은하계의 오래된 구조, 주로 두꺼운 원반과 은하 후광에 속합니다.두꺼운 원반이나 후광에 있는 물체는 젊은 얇은 원반에 속하는 태양에 비해 우주 속도가 빠르다.높은 고유 모션을 사용하여 서브왜프를 검출할 수 있습니다.또한 준왜성은 태양 금속성을 가진 준왜성과는 다른 스펙트럼 특성을 가지고 있습니다.모든 서브워프는 주로 H 대역과 K 대역의 근적외선 스펙트럼 억제를 공유합니다.낮은 금속성은 충돌로 인한 수소의 흡수를 증가시켜, 이 억제된 근적외선 스펙트럼을 유발한다.이것은 태양 금속성을 가진 갈색 왜성과 비교해 볼 때 청색 적외선으로 보입니다.그 낮은 금속성 또한 더 깊은 CaH과 TiO 밴드 0.7μm에 L-subdwarfs에 더 취약해 진 VO밴드 0.8μm에 조기 L-subdwarfs고 강하게 FeH 밴드에서 0.99μm에 늦L-subdwarfs을 하는 등 다른 흡수 기능 변화하고 있습니다.[8]2MASS J0532+8246 2003년 후에 극단적인 subdwa로 단종 1L-type subdwarf,[9]로에서 발견되었다.rf.^[8] L형 서브워프에는 M형 서브워프와 유사한 서브타입이 있습니다.그 특이하는[Fe/H]로 계산 0{\displaystyle[Fe/H]=0}정의된다 태양 금속성, 비교 Subdwarfs − 0.3≥[Fe/H]을, − 1{\displaystyle -0.3\geq[Fe/H]>^}, 극단적인 subdwarfs가 감소 금속성에 의해 정의된다(sd), 극단적인 subdwarfs(esd)이며 subdwarfs(usd), 준왜성. − $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ .0 $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ [ $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ / $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ - $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ . $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ ( \ $displaystyle - 1$ .0 \ $geq [ Fe$ / $[Fe/H]\leq -1.7$ ] $> 1$ . $7$ $[Fe/H]\leq -1.7$ $-1.0\geq [Fe/H]>-1.7$ 울트라 서브워프의 $[Fe/H]\leq -1.7$ [ $[Fe/H]\leq -1.7$ / H ] - - $.$ 7 \ $displaystyle [ Fe$ / $H$ ]\ $leq$ - $1$ . 7 $[Fe/H]\leq -1.7$ ^[8]Type 서브워프 샘플만 있습니다.

2MASSI J0937347+293142는 2002년 T형 준왜성^[9] 후보로 처음 발견됐으며 2006년에는 낮은 금속성임이 ^[11]확인됐다.T형의 첫 번째 두 개의 극한 서브워프는 2020년 백야드 월드 프로젝트의 과학자들과 자원봉사자들에 의해 발견되었다.타입 T의 첫 번째 극한 서브워프는 WISEA 0414-5854 및 WISEA 1810-1010입니다.^[10]T형과 Y형의 준왜곡은 이러한 준왜곡의 탄소 농도가 낮기 때문에 대기 중 메탄가스가 적다.따라서 온도는 비슷하지만 태양 금속성을 ^[12]가진 물체에 비해 W1-W2(WISE) 또는 ch1-ch2(스피처) 색상이 더 푸르게 나타납니다.단일 분류 기준으로서의 T형 색상은 오해의 소지가 있다.가장 가까운 직접 촬영된 외계행성 코코넛츠-2b는 높은 접선 속도를 보여주지 못하면서도 색깔 때문에 T형 준왜성으로 분류되었다.2021년에야 외계행성으로 ^[13]밝혀졌다.

최초의 Y형 준왜성 후보인 갈색왜성 WISE 1534–1043은 중간 정도의 적색 스피처 우주 망원경 색(ch1-ch2 = 0.925±0.039 mag)을 나타낸다.J와 ch2 사이의 매우 붉은 색(J-ch2>8.03 mag)과 절대 밝기는 약 2.4~3 mag의 훨씬 더 붉은 ch1-ch2 색상을 나타냅니다.200km/s의 높은 접선 속도와 함께 새로운 준왜성과의 일치로 인해, 커크패트릭 외 연구진은 가장 가능성이 높은 설명은 아마도 ^[14]Y형의 첫 준왜성일 것이라고 주장한다.

핫 서브워프

분광형 O와 B의 뜨거운 준왜성은 "극한 수평가지 별"이라고도 불리며 차가운 준왜성과는 전혀 다른 종류의 물체이다.이 별들은 중심핵이 헬륨을 융합하기 전에 적색 거성이 외부 수소층을 잃었을 때 생기는 일부 별들의 진화에 있어 늦은 단계를 나타냅니다.이러한 조기 질량 손실이 발생하는 이유는 분명하지 않지만 쌍성계에서 별들의 상호작용은 주요 메커니즘 중 하나로 생각됩니다.단일 준왜성은 두 백색왜성의 병합이나 항성 주변 동료들의 중력 영향의 결과일 수 있습니다.B형 준왜성은 백색왜성보다 밝기 때문에 구상성단이나 타원 은하와 ^[15]^[16]같은 오래된 항성계의 뜨거운 별 집단에서 중요한 요소입니다.

헤비메탈 서브워프

중금속 준왜성은 고온 준왜성의 일종으로 중금속 농도가 높습니다.검출된 금속은 게르마늄, 스트론튬, 이트륨, 지르코늄, 납 등이다.알려진 헤비메탈 서브워프에는 HE 2359-2844, LS IV-14 116 및 HE 1256-2738이 ^[17]있습니다.

서브워프의 예

캅테인의 별
그룸브리지 1830
카시오페이아자리 뮤
2MASS J05325346+8246465, 후광 갈색 왜성일 가능성이 있으며 첫 번째 준왜성입니다.^[18]
SSSPM J1549-3544

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