Alikääpiö

Kääpiöt ovat tähdet , jotka ovat himmeämpiä kuin saman spektrityypin pääsarjan tähdet , jotka on jaettu erilliseen valoisuusluokkaan VI. Kääpiöt jaetaan kahteen tyyppiin - kylmään ja kuumaan, jotka eivät eroa vain pintalämpötilassa, vaan niillä on myös laadullisia fysikaalisia ja evoluutioeroja. Spektrityyppien O ja B kuumien alikääpiöiden välillä on myös joitain eroja, joten niitä tarkastellaan erikseen ja niiden uskotaan muodostuvan eri tavoin.

Ominaisuudet ja evoluutio

Alikääpiöt ovat tähtiä, jotka ovat 1–2 metriä (2,5–6 kertaa) himmeämpiä kuin pääsarjan tähdet , joilla on sama spektrityyppi , mutta paljon kirkkaampia kuin valkoiset kääpiöt [1] . Näin ollen Hertzsprung-Russell-kaaviossa alikääpiöiden miehittämä alue on hieman pääsekvenssin alapuolella [2] . Spektriluokituksessa tällaiset tähdet on allokoitu erilliseen valoisuusluokkaan VI tai ne merkitään etuliitteellä sd [3] [4] .

Näistä tähdistä erottuvat kylmät ja kuumat alakääpiöt. Ne eroavat paitsi pintalämpötilan ja spektrityypin, myös energialähteiden ja evoluutiovaiheiden osalta [2] .

Hienot subdwarfs

Kylmien osakääpiöiden absoluuttiset magnitudit V-kaistalla [5]
Spektriluokka M V
F5 +4.8
G0 +5.7
G5 +6.4
K0 +7.3
K5 +8.4
M0 +10
M2 +12
M5 +14
M8 +16

Kylmät alikääpiöt ovat myöhäisiä spektrityyppisiä tähtiä: pääasiassa G, K, M. Nämä tähdet polttavat ytimessä vetyä , kuten pääsarjan tähdet . Kylmät kääpiöt ovat vanhoja tähtiä, joilla on alhainen metallipitoisuus ja jotka kuuluvat populaatioon II [2] [6] . Raskaiden alkuaineiden vähäisestä määrästä johtuen näiden alkuaineiden spektriviivat tällaisissa tähdissä ovat melko heikkoja [7] .

Alikääpiöiden pienempi kirkkaus kuin pääsarjan tähtien samoissa lämpötiloissa johtuu myös alhaisesta metallisuudesta . Mitä pienempi raskaiden alkuaineiden pitoisuus tähden ilmakehässä on , sitä suurempi on sen ulkokerrosten läpinäkyvyys, joten metalliköyhille tähdille säteily tulee keskimäärin tähden syvemmistä kerroksista. Lämpötilat ovat korkeampia suuremmissa syvyyksissä, joten metalliköyhillä tähdillä samalla valovoimalla fotosfäärin lämpötila on korkeampi ja säde pienempi [8] .

Kapteynin tähti [6] voi toimia esimerkkinä kylmästä kääpiöstä .

Ruskeiden kääpiöiden joukossa on myös alikääpiöitä: esimerkiksi ULAS J131610.28+075553.0 spektrityyppi on sdT6.5 [9] .

Luokitus

Kylmät subdwarfs jaetaan kolmeen tyyppiin: subdwarfs (merkitty sd), extreme subdwarfs ( eng.  extreme subdwarfs , merkitään esd) ja ultra-subdwarfs ( eng.  ultra subdwarfs , merkitään usd). Nämä kolme tyyppiä eroavat toisistaan ​​raskaiden alkuaineiden puutteen asteessa: näiden kolmen tyypin keskimääräinen metallisuus on -0,5, -1 ja -1,5 [8] .

Kuumat subdwarfs

Kuumat alikääpiöt kuuluvat varhaisiin spektriluokkiin: O ja B. Toisin kuin kylmät kääpiöt, nämä tähdet polttavat heliumia ytimeissään . Evoluution seurauksena nämä tähdet muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi , ja ne voivat kuulua mihin tahansa tähtipopulaatioon . Jotkut näistä tähdistä ovat epävakauskaistalla , joten ne kokevat pulsaatiota [2] [10] .

Pinnallisista yhtäläisyyksistä huolimatta luokan O ja luokan B alakääpiöt eroavat esimerkiksi kemiallisesta koostumuksesta. Lisäksi luokan O kääpiöillä on paljon vähemmän todennäköisemmin kumppaneita kuin luokan B alakääpiöillä. Näistä olosuhteista johtuen uskotaan, että tähdet muodostuvat eri tavoin [10] .

Luokan B alakääpiöt

Luokan B alakääpiöt ovat useimmiten entisiä punaisia ​​jättiläisiä , jotka ovat menettäneet lähes kaiken vetykuorensa. Evoluution näkökulmasta B-luokan alikääpiöt ovat vaakahaaralla , nimittäin sen sinisimmässä ja kuumimmassa osassa, jota kutsutaan myös äärimmäiseksi vaakahaaroksi .  Vaakasuuntaisten haaratähtien valovoimat ovat suunnilleen samat, ja korkeiden lämpötilojen alueella nämä tähdet osoittautuvat himmeämmiksi kuin samanlämpöiset ja spektrityyppiset pääsarjatähdet . Laadullinen ero tällaisten alikääpiöiden ja muiden vaakasuuntaisten haaratähtien välillä on, että niiden vetykuorilla on hyvin pieni massa, alle 0,01 M⊙ , eivätkä ne polta vetyä kerroslähteessä [ 10] [1] .

Tällaisilla tähdillä on usein kumppaneita, joiden kanssa ne muodostavat läheisen binäärijärjestelmän - usein ne ovat valkoisia tai punaisia ​​kääpiöitä . Juuri tällaisten seuralaisten vetovoima voisi viedä tähdeltä kuoren, kun se täytti Rochen keilan , ja tehdä siitä alikääpiön. Oletetaan myös, että on oltava alikääpiöitä, joiden seuralaisena on neutronitähti tai musta aukko . Tällaisia ​​esineitä pidetään tyypin Ia supernovaen esiasteina [10] .

Luokan O alakääpiöt

O-tyypin alikääpiöistä tiedetään yleisesti vähemmän kuin B-tyypin alikääpiöistä.Koska ensimmäisiä ei käytännössä esiinny läheisissä binäärijärjestelmissä, niiden uskotaan muodostuvan useimmiten heliumvalkoisten kääpiöiden fuusioiden seurauksena. , vaikka tällaisten tähtien esiintymiseen on muitakin tapoja [11] . Näiden tähtien ilmakehässä voi olla joko hyvin vähän heliumia tai se voi koostua lähes kokonaan siitä. Lisäksi useiden O-luokan alikääpiöiden tiedetään olevan röntgensädelähteitä [10] .

Opiskeluhistoria

Tähdet, jotka ovat himmeämpiä kuin pääsarjan tähdet, mutta kirkkaammat kuin valkoiset kääpiöt , löysivät ensimmäisenä Walter Adams ja Alfder Joy , jotka julkaisivat löytönsä vuonna 1922. Aluksi tällaisia ​​esineitä kutsuttiin "valkoisiksi kääpiöiksi". Termiä "subdwarf" tällaisille tähdille käytti ensimmäisen kerran Gerard Kuiper vuonna 1939. Ensimmäiset löydetyt alikääpiöt olivat kylmiä alikääpiöitä [6] . Kuumia alikääpiöitä alettiin löytää myöhemmin: ensimmäiset löydöt tekivät Fritz Zwicky ja Milton Humason vuonna 1947 [10] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 216.
  2. ↑ 1 2 3 4 Subdwarfs  / Yungelson L. R.  // Sosiaalinen kumppanuus - Televisio. - M  .: Great Russian Encyclopedia, 2016. - S. 360. - ( Great Russian Encyclopedia  : [35 osassa]  / päätoimittaja Yu. S. Osipov  ; 2004-2017, v. 31). - ISBN 978-5-85270-368-2 .
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
  4. ↑ Darling D. Subdwarf . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 29. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2020.
  5. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71. Cambridge University Press . Haettu 29. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010.
  6. ↑ 1 2 3 Jao W., Henry TJ, Beaulieu TD, Subasavage JP Cool Subdwarf Investigations. I. Uusia ajatuksia K- ja M-alakääpiöiden spektrityypeistä  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 14. heinäkuuta ( nide 136 ). - s. 840-880 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/136/2/840 .
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377-378.
  8. ↑ 1 2 Kesseli AY, Kirkpatrick JD, Fajardo-Acosta SB, Penny MT, Gaudi BS 88 M Subdwarfs -säde ja päivitetyt sädesuhteet matalametallisille M-kääpiötähdille  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 22. tammikuuta ( nide 157 ). - s. 63 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.3847/1538-3881/aae982 .
  9. ↑ Burningham B., Smith L., Cardoso CV, Lucas PW, Burgasser AJ T6.5 -subkääpiön löytö   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2014. - 1. toukokuuta ( nide 440 , painos 1 ). - s. 359-364 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu184 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 Heber U. Hot Subluminous Stars  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2016. - 12. heinäkuuta ( nide 128 , iss. 966 ). - s. 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 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2020.
  11. ↑ Napiwotzki R. Heliumia sisältävien O-kääpiötähtien  alkuperä . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Tübingenin yliopisto . Haettu 14. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2011.

Kirjallisuus

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi / toim. V. V. Ivanova . — 2. painos, korjattu. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . – 5. painos. - Berliini; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .