준왜성
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분류
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준왜성의 상상도. 태양은 O형 준왜성 보단 작고 G형 준왜성 보단 크다. |
준왜성 / 準矮星 / subdwarf
준왜성은 광도분류 VI로 불리는 별들인데 이 별들은 같은 표면온도의 주계열성에 비해 밝기가 1.5~2등급 정도 낮다. 쉽게 말해 태양과 동일한 온도의 준왜성이 태양의 위치에 있다 가정하면 절대등급 4.8등급이 아니라 6.5등급정도로 간신히 보이게 된다는 얘기. 항성을 분류하는 헤르츠스프룽-러셀 도표(H-R도)에서 이들은 주계열성의 밑에 존재한다. 원래는 '중간단계 백색왜성'이라 지칭되었으나 비정상적인 스펙트럼 현상을 가진 이 별을 지칭하기 위해 1939년 미국의 제럴드 피터 카이퍼(카이퍼 벨트로 유명한 그 분)가 지어냈다.
준왜성은 광도분류 VI로 불리는 별들인데 이 별들은 같은 표면온도의 주계열성에 비해 밝기가 1.5~2등급 정도 낮다. 쉽게 말해 태양과 동일한 온도의 준왜성이 태양의 위치에 있다 가정하면 절대등급 4.8등급이 아니라 6.5등급정도로 간신히 보이게 된다는 얘기. 항성을 분류하는 헤르츠스프룽-러셀 도표(H-R도)에서 이들은 주계열성의 밑에 존재한다. 원래는 '중간단계 백색왜성'이라 지칭되었으나 비정상적인 스펙트럼 현상을 가진 이 별을 지칭하기 위해 1939년 미국의 제럴드 피터 카이퍼(카이퍼 벨트로 유명한 그 분)가 지어냈다.
주계열성의 종류 | |||||||||||||||||||||||||||||||||
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분광형 M~G의 준왜성들은 동 분광형의 주계열성들과 마찬가지로 수소 핵융합을 통해 헬륨과 에너지를 만들어내는데, 그럼에도 불구하고 이들 준왜성이 주계열성보다 어두운 이유는 중원소 함량이 적기 때문이다. 여기서 중원소는 쉽게 말해 헬륨 다음의 원소들을 말한다. 이들은 주로 은하 헤일로에 분포되어있으며 같은 분광형의 항성종족 I 별(태양)들에 비해 자외선을 더 많이 뿜는데 그 이유는 중원소가 적기 때문이다. 중원소는 항성에서 자외선이 발산되는 것을 막는 효과를 지니고 있으므로, 중원소의 비율이 낮은 항성은 항성의 투명도가 높고 대기 외곽의 복사압이 낮아 같은 질량의 주계열성에 비해 덜 밝고, 덜 뜨겁다.
분광형 L, T의 준왜성이 발견되었다.[가]
분광형 L, T의 준왜성이 발견되었다.[가]
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B형 준왜성의 상상도이다. |
내부 모습 |
O형 준왜성이 죽고 남은 잔해이다.[나] |
내부 모습 |
준왜성O / 準矮星O / subdwarf O
준왜성 O형 별(sdO)은 뜨겁지만 질량이 작은 별의 일종이다. O형 준왜성은 일반적인 O형 주계열성보다 훨씬 어둡지만, 밝기는 태양의 약 10~100배이고 질량은 태양의 절반 정도다. 온도 범위는 40,000~100,000K이다.
준왜성 O형 별(sdO)은 뜨겁지만 질량이 작은 별의 일종이다. O형 준왜성은 일반적인 O형 주계열성보다 훨씬 어둡지만, 밝기는 태양의 약 10~100배이고 질량은 태양의 절반 정도다. 온도 범위는 40,000~100,000K이다.
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