Szubtörpe

A szubtörpék olyan csillagtípusok , amelyek halványabbak, mint az azonos spektrumtípusú fősorozatú csillagok , amelyek külön VI. fényességi osztályba tartoznak . A szubtörpék két típusra oszthatók - hidegre és melegre, amelyek nem csak a felületi hőmérsékletben különböznek, hanem minőségi fizikai és evolúciós különbségekkel is rendelkeznek. Az O és B spektrális típusú forró szubtörpék között is van némi különbség, ezért külön-külön vizsgáljuk őket, és úgy gondoljuk, hogy különböző módon alakulnak ki.

Jellemzők és evolúció

A szubtörpék olyan csillagok, amelyek 1–2 méterrel (2,5–6-szor) halványabbak, mint az azonos spektrumtípusú fősorozatú csillagok , de sokkal fényesebbek, mint a fehér törpék [1] . Ennek megfelelően a szubtörpék által elfoglalt régió a Hertzsprung-Russell diagramon valamivel a főszekvencia alatt helyezkedik el [2] . A spektrális osztályozásban az ilyen csillagokat külön VI fényességi osztályba sorolják, vagy az sd előtaggal jelölik [3] [4] .

E csillagok közül kiemelkednek a hideg és meleg szubtörpék. Nemcsak felületi hőmérsékletükben és spektrális típusukban különböznek egymástól, hanem energiaforrásokban és evolúciós szakaszokban is [2] .

Cool szubdwarfs

A hideg szubtörpék abszolút nagysága a V sávban [5]
Spektrális osztály 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

A hideg szubtörpék késői spektrumtípusú csillagok: főleg G, K, M. Ezek a csillagok a magjukban hidrogént égetnek , mint a fősorozatú csillagok . A hideg szubtörpék régi csillagok, alacsony fémességgel , és a II. populációhoz tartoznak [2] [6] . A nehéz elemek alacsony bősége miatt ezeknek az elemeknek a spektrumvonalai az ilyen csillagokban meglehetősen gyengék [7] .

A szubtörpék alacsonyabb fényessége, mint a fősorozatú csillagoké azonos hőmérsékleten, szintén az alacsony fémességnek köszönhető . Minél alacsonyabb a nehéz elemek tartalma egy csillag légkörében , annál nagyobb a külső rétegeinek átlátszósága, ezért a fémekben szegény csillagok esetében a sugárzás átlagosan a csillag mélyebb rétegeiből származik. A hőmérséklet nagyobb mélységben magasabb, így az azonos fényerő mellett fémszegény csillagok esetében a fotoszféra hőmérséklete magasabb, a sugara kisebb [8] .

Kapteyn csillaga [6] a hideg szubtörpe példájaként szolgálhat .

A barna törpék között vannak szubtörpék is: például az ULAS J131610.28+075553.0 spektrális típusa sdT6.5 [9] .

Osztályozás

A hideg szubdwarfokat három típusra osztják: szubdwarfokra (sd-vel jelölve), extrém szubdwarfokra ( eng.  extreme subdwarfs , jelölése esd) és ultra-subdwarfokra ( eng.  ultra subdwarfs , usd). Ez a három típus különbözik a nehéz elemek hiányának mértékében: e három típus átlagos fémessége -0,5, -1 és -1,5 [8] .

Hot subdwarfs

A forró szubtörpék a korai spektrális osztályokba tartoznak: O és B. A hideg szubtörpékkel ellentétben ezek a csillagok héliumot égetnek a magjukban . Az evolúció eredményeként ezek a csillagok fehér törpékké alakulnak , és bármely csillagpopulációhoz tartozhatnak . Néhány ilyen csillag az instabilitási sávban található , ezért pulzációt tapasztalnak [2] [10] .

A felületes hasonlóságok ellenére az O és B osztályú szubtörpék például kémiai összetételükben különböznek. Ezen túlmenően az O osztályú szubtörpéknek sokkal ritkábban akadnak kísérői, mint a B osztályú szubtörpéknek.E körülmények miatt úgy vélik, hogy az ilyen csillagok különböző módon alakulnak ki [10] .

B osztályú szubtörpök

A B osztályú szubtörpék leggyakrabban egykori vörös óriások , amelyek szinte teljesen elvesztették hidrogénburkukat. Az evolúció szempontjából a B osztályú szubtörpék a vízszintes ágon vannak , mégpedig annak legkékebb és magas hőmérsékletű részén, amit szélső vízszintes ágnak is neveznek .  A vízszintes ágcsillagok fényereje megközelítőleg azonos, és a magas hőmérséklet tartományában ezek a csillagok halványabbnak bizonyulnak, mint az azonos hőmérsékletű és spektrumtípusú fősorozatú csillagok. Az ilyen szubtörpék és más vízszintes ágcsillagok közötti minőségi különbség az, hogy hidrogénhéjaik nagyon kicsi tömegűek, kisebb, mint 0,01 M⊙ , és nem égetnek el hidrogént rétegforrásban [ 10] [1] .

Az ilyen csillagoknak gyakran vannak társaik, akikkel szoros kettős rendszert alkotnak – gyakran fehér törpék vagy vörös törpék . Az ilyen társak vonzereje megfoszthatja a csillagot a kagylótól, amikor megtöltötte a Roche-lebenyet , és szubtörpévé teheti. Azt is feltételezik, hogy létezniük kell szubtörpéknek, amelyeknek kísérője neutroncsillag vagy fekete lyuk . Az ilyen objektumokat az Ia típusú szupernóvák prekurzorainak tekintik [10] .

O osztályú szubtörpök

Az O-típusú szubtörpékről általában kevésbé ismeretesek, mint a B-típusú szubtörpékről.Mivel az előbbiek gyakorlatilag nem fordulnak elő szoros bináris rendszerekben, úgy vélik, hogy leggyakrabban hélium fehér törpék egyesülésének eredményeként jönnek létre. , bár vannak más módok is az ilyen csillagok előfordulására [11] . Ezeknek a csillagoknak a légköre vagy nagyon héliumszegény lehet, vagy szinte teljes egészében héliumból állhat. Emellett számos O-osztályú szubtörpe röntgensugárforrásként ismert [10] .

Tanulmánytörténet

A fő sorozatú csillagoknál halványabb, de a fehér törpéknél fényesebb csillagokat először Walter Adams és Alfder Joy fedezte fel, akik 1922-ben publikálták felfedezésüket. Kezdetben az ilyen tárgyakat "köztes fehér törpéknek" nevezték. A "szubtörpe" kifejezést az ilyen csillagokra először Gerard Kuiper használta 1939-ben. Az első felfedezett szubtörpék a hideg szubtörpék voltak [6] . A forró szubtörpéket később kezdték megtalálni: az első felfedezéseket Fritz Zwicky és Milton Humason tette 1947-ben [10] .

Jegyzetek

  1. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , p. 216.
  2. ↑ 1 2 3 4 Szubtörpök  / Yungelson L. R.  // Társadalmi partnerség - Televízió. - M  .: Great Russian Encyclopedia, 2016. - P. 360. - ( Great Russian Encyclopedia  : [35 kötetben]  / főszerkesztő Yu. S. Osipov  ; 2004-2017, 31. v.). - ISBN 978-5-85270-368-2 .
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  4. ↑ Drágám D. Szubtörpe . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2021. március 29. Az eredetiből archiválva : 2020. október 31.
  5. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. március 29. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29.
  6. ↑ 1 2 3 Jao W., Henry TJ, Beaulieu TD, Subasavage JP Cool Subdwarf Investigations. I. Új gondolatok a K és M szubtörpök spektrális típusairól  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - július 14. ( 136. kötet ). - P. 840-880 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/136/2/840 .
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377-378.
  8. ↑ 1 2 Kesseli AY, Kirkpatrick JD, Fajardo-Acosta SB, Penny MT, Gaudi BS Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low Metalcity M-dwarf Stars  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - január 22. ( 157. kötet ). — 63. o . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.3847/1538-3881/aae982 .
  9. ↑ Burningham B., Smith L., Cardoso CV, Lucas PW, Burgasser AJ A T6.5 szubtörpe felfedezése   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2014. - május 1. ( 440. kötet , 1. szám ). - P. 359-364 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu184 . Archiválva az eredetiből 2021. július 14-én.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 Heber U. Hot Subluminous Stars  // Az Astronomical Society of the Pacific kiadványai  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2016. - július 12. ( 128. kötet , 966. szám ). - P. 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 . Archiválva az eredetiből: 2020. február 16.
  11. ↑ Napiwotzki R. A héliumban gazdag szubtörpe O csillagok eredete  . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Universität Tübingen . Letöltve: 2021. július 14. Az eredetiből archiválva : 2011. október 7..

Irodalom

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa / szerk. V. V. Ivanova . — 2. kiadás, javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. – Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .