準矮星

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準矮星 (Subdwarf star, Subdwarf, sd) とは、光度階級がVIに分類される天体のことである。具体的には、同一のスペクトル型(≒温度)を持つ主系列星と比べて、絶対等級にして1.5から2暗い(光度にして1/4から1/6)天体と定義されている。ヘルツシュプルング・ラッセル図では主系列星の帯のすぐ下に位置し、成因からcool subdwarfとhot subdwarfに大別できる。

準矮星という言葉を使い始めたのはジェラルド・カイパーで、1939年のことだった。それまでこの種の異常なスペクトルを持つ天体は「intermediate white dwarfs」と呼ばれていた[1]

Cool subdwarfs[編集]

cool subdwarfはスペクトル型G, K, Mの星に見られ、普通の主系列星と同様に水素核融合反応をエネルギー源に光を放射している。準矮星が主系列星より暗いのは、恒星に含まれる重元素(ヘリウムより重い元素)の割合が少ないためだと考えられている。重元素が少ないと恒星表層の透明度が上昇して放射圧が低くなり、同じ質量の主系列星と比べ、小さく高温の恒星が形成される[2]。また、大気が透明なことで恒星光全体に占める紫外線の割合が増え、この現象は紫外線超過として観測される[3]。cool subdwarfに分類されるのは銀河系ハロに属する種族IIの古い恒星で、太陽など種族Iの星に対して大きな相対速度で動いていることが多い。また、2009年時点でcool subdwarfに惑星が発見された例はない。

cool subdwarfには2種類のサブクラスが知られる[4]

  • cool subdwarf:SSSPM J1930-4311 など (sdM7)
  • extreme subdwarf:APMPM J0559-2903 など (esdM7)

Hot subdwarfs[編集]

hot subdwarf はextreme horizontal branch star (EHBS)とも呼ばれ、スペクトル型OやBの星に見られる。赤色巨星の中心核でヘリウムの核融合が始まる前に外層の水素が失われるとhot subdwarfになると考えられている。通常はこのタイミングで外層の散逸が起きることはないが、連星の相互作用によって失われるという研究がある。また、白色矮星同士が衝突・融合した場合にも形成される可能性がある。どちらにしてもcool subdwarfとは異なった過程で作られるため、主系列星より暗いことを除いて両者に関連はない。

hot subdwarfは白色矮星と比べて明るいので、球状星団楕円銀河などの古い星の集団が放つ光のうち、高温の光の成分に重要な影響を与えていると考えられている[5]

代表的な準矮星[編集]

脚注[編集]

  1. ^ Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (New York: Oxford UP, 1995), 87.
  2. ^ James Kaler, Stars and their Spectra, (Cambridge: Cambridge UP, 1989), 122.
  3. ^ Ibid., 87-92.
  4. ^ Discovery of the Coolest Extreme Subdwarf, Burgasser, Adam J. & Kirkpatrick, J. Davy, 2006.
  5. ^ Jeffery, C. S. (2005). “Pulsations in Subdwarf B Stars”. Journal of Astrophysics and Astronomy 26: 261. doi:10.1007/BF02702334. http://www.ias.ac.in/jaa/junsep2005/index.html. 
  6. ^ The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics, Adam J. Burgasser, et al. 2003 [1][リンク切れ]