Underdværge er en type stjerner , der er svagere end hovedsekvensstjerner af samme spektraltype , som er tildelt en separat lysstyrkeklasse VI. Underdværge er opdelt i to typer - kolde og varme, som ikke kun adskiller sig i overfladetemperatur, men også har kvalitative fysiske og evolutionære forskelle. Der er også nogle forskelle mellem varme underdværge af spektraltyperne O og B, så de betragtes separat, og det menes, at de er dannet på forskellige måder.
Underdværge er stjerner, der er 1–2 m (2,5–6 gange) svagere end hovedsekvensstjerner med de samme spektraltyper , men meget lysere end hvide dværge [1] . Følgelig ligger området besat af underdværge på Hertzsprung-Russell-diagrammet lidt under hovedsekvensen [2] . I spektralklassifikationen er sådanne stjerner tildelt en separat lysstyrkeklasse VI eller betegnes med præfikset sd [3] [4] .
Blandt disse stjerner skiller kolde og varme underdværge sig ud. De adskiller sig ikke kun i overfladetemperatur og spektraltype, men også i energikilder og evolutionære stadier [2] .
| Absolutte størrelser af kolde underdværge i V-båndet [5] | |
|---|---|
| Spektral klasse | 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 |
Kolde underdværge er stjerner af sene spektraltyper: hovedsageligt G, K, M. Disse stjerner brænder brint i deres kerne, ligesom hovedsekvensstjerner . Kolde underdværge er gamle stjerner med lav metallicitet og tilhører population II [2] [6] . På grund af den lave overflod af tunge grundstoffer er disse grundstoffers spektrallinjer i sådanne stjerner ret svage [7] .
Underdværgenes lavere lysstyrke end hovedsekvensstjerner ved de samme temperaturer skyldes også lav metallicitet . Jo lavere indholdet af tunge grundstoffer i atmosfæren af en stjerne er, jo højere er gennemsigtigheden af dens ydre lag, og for stjerner, der er fattige på metaller, kommer strålingen i gennemsnit fra de dybere lag af stjernen. Temperaturerne er højere ved større dybder, så for stjerner, der er fattige på metaller ved samme lysstyrke, er fotosfærens temperatur højere, og radius er mindre [8] .
Kapteyns stjerne [6] kan tjene som eksempel på en kold underdværg .
Blandt brune dværge er der også underdværge: for eksempel har ULAS J131610.28+075553.0 en spektral type sdT6.5 [9] .
KlassifikationKolde underdværge er opdelt i tre typer: underdværge (betegnet sd), ekstreme underdværge ( eng. ekstreme underdværge , betegnet esd) og ultra-underdværge ( eng. ultra underdværge , betegnet usd). Disse tre typer adskiller sig i graden af mangel på tunge grundstoffer: disse tre typer har en gennemsnitlig metallicitet på henholdsvis -0,5, -1 og -1,5 [8] .
Varme underdværge tilhører de tidlige spektralklasser: O og B. I modsætning til kolde underdværge brænder disse stjerner helium i deres kerne . Som et resultat af evolutionen bliver disse stjerner til hvide dværge , og de kan tilhøre enhver stjernepopulation . Nogle af disse stjerner er i ustabilitetsstriben , så de oplever pulseringer [2] [10] .
På trods af overfladiske ligheder adskiller klasse O- og klasse B- underdværge sig, for eksempel i kemisk sammensætning. Derudover er der meget mindre sandsynlighed for, at klasse O-underdværge har ledsagere end underdværge i klasse B. På grund af disse omstændigheder antages det, at sådanne stjerner dannes på forskellige måder [10] .
Klasse B underdværgeKlasse B-underdværge er oftest tidligere røde kæmper , der har mistet næsten hele deres brinthylster. Fra evolutionens synspunkt er klasse B-underdværge på den vandrette gren , nemlig i dens blåste og højtemperatur-del, også kaldet den ekstreme horisontale gren . Lysstyrkerne af de vandrette grenstjerner er omtrent de samme, og i området med høje temperaturer viser disse stjerner sig at være svagere end hovedsekvensstjernerne med samme temperaturer og spektraltyper. Den kvalitative forskel mellem sådanne underdværge og andre vandrette grenstjerner er, at deres brintskaller har en meget lille masse, mindre end 0,01 M ⊙ , og de forbrænder ikke brint i en lagkilde [10] [1] .
Sådanne stjerner har ofte ledsagere, med hvem de danner et tæt binært system - ofte er de hvide dværge eller røde dværge . Tiltrækningen af netop sådanne ledsagere kunne fratage stjernen skallen, når den fyldte Roche-lappen , og gøre den til en underdværg. Det antages også, at der skal være underdværge med en neutronstjerne eller et sort hul som følgesvend. Sådanne objekter betragtes som forløbere for type Ia supernovaer [10] .
Klasse O underdværgeDer vides generelt mindre om underdværge af O-typen end om underdværge af typen B. På grund af det faktum, at førstnævnte praktisk talt ikke forekommer i tætte binære systemer, antages det, at de oftest dannes som et resultat af fusioner af heliumhvide dværge , selvom der er andre måder at opstå sådanne stjerner på [11] . Atmosfæren af disse stjerner kan enten være meget fattig på helium eller næsten udelukkende bestå af det. Også flere O-klasse underdværge er kendt for at være røntgenkilder [10] .
Stjerner svagere end hovedsekvensstjerner, men lysere end hvide dværge , blev først opdaget af Walter Adams og Alfder Joy , som offentliggjorde deres opdagelse i 1922. Oprindeligt blev sådanne genstande kaldt "mellemliggende hvide dværge". Udtrykket "underdværg" for sådanne stjerner blev første gang brugt af Gerard Kuiper i 1939. De første opdagede underdværge var kolde underdværge [6] . Varme underdværge begyndte at blive fundet senere: de første opdagelser blev gjort af Fritz Zwicky og Milton Humason i 1947 [10] .
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |
| Spektral klassificering af stjerner | |
|---|---|
| Hovedspektralklasser _ | |
| Yderligere spektraltyper | |
| Lysstyrke klasser | |