최근 수정 시각 : 2024-11-16 17:55:14

준왜성

''' 항성 및 은하천문학· 우주론'''
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1. 개요2. 분류
2.1. 차가운 준왜성2.2. 뜨거운 준왜성
2.2.1. 뜨거운 준왜성(준왜성B)2.2.2. 뜨거운 준왜성(준왜성O)
3. 관련 문서

1. 개요

파일:준왜성의 종류.png
준왜성의 상상도.[1] 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.

2. 분류

2.1. 차가운 준왜성

파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 주계열성의 종류
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{{{#!wiki style="margin:-5px 0 -10px" 		태양 대비 상대 질량 온도에 따른 분류 분광형
<colcolor=#000>0.07 ~ 0.08배M 1700K ~ 2400K L형 주계열성· L형 준왜성
0.08 ~ 0.5배 2400K ~ 4000K M형 주계열성· M형 준왜성
0.5 ~ 0.8배 4000K ~ 5500K K형 주계열성· K형 준왜성
0.8 ~ 1.03배 5500K ~ 7000k G형 주계열성· G형 준왜성
1 ~ 1.4배 7000K ~ 9000K F형 주계열성
1.4 ~ 2.1배 9000k ~ 15000K A형 주계열성
2 ~ 16배 15000K ~ 20000K B형 주계열성
15배 ~ 120배 20000K ~ O형 주계열성
* M: 금속 함량에 따라 이 범위 내여도 갈색왜성일 수 있으며, 비확장 분광형에서는 M형으로 간주된다.
}}}}}}}}}

파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 갈색왜성의 종류
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{{{#!wiki style="margin:-5px 0 -10px" 		태양 대비 상대 질량 온도에 따른 분류 분광형
0.004 ~ 0.021배 300K ~ 700K Y형 갈색왜성· Y형 준왜성
0.021 ~ 0.059배 700K ~ 1300K T형 갈색왜성· T형 준왜성
0.059 ~ 0.07배M 1300K ~ 2400K L형 갈색왜성· L형 준왜성
0.07 ~ 0.09배M 2400K ~ 2425K M형 갈색왜성· M형 준왜성
* M: 금속 함량에 따라 이 범위 내여도 적색왜성일 수 있다.
}}}}}}}}}

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]

2.2. 뜨거운 준왜성

파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 주계열성 이후 항성의 진화
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{{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; letter-spacing: -0.5px; font-size:0.88em" 		<colbgcolor=#EDEDED,#000> 초기 태양 질량에 따른 구분*
<rowcolor=#000><nopad>
≤
0.25
 <nopad>
≤
0.4
 <nopad>
≤ 2.25
≤ 7.5
 <nopad>
≤
9.25
≤
20
 <bgcolor=#97B8FF>
≤
45
≤
130
 <nopad>
≤
250
≤
103
 <nopad>
103
≤
주계열성 초대질량 항성
(쿼시 별)
후주계열단계
 청색왜성 준거성 볼프-레이에별WL
LBV
거성色* 초점근거성가지 (LBV)
초거성·
극대거성色*
적색거성 헬륨 섬광*
(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)
점근거성가지
(OH/IR 별)
(OH/IR
초·극대거성) 		볼프-레이에별WL
행성상성운· PG 1159 별 초신성· 극초신성 쌍불안정성
초신성 		극초신성
밀집성
단계와
그 후
 헬륨 백색왜성* 백색왜성 중성자별
(킬로노바·마그네타) 		블랙홀 잔해 없음 블랙홀
흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별*
철 별*
블랙홀
초대질량 블랙홀로 흡수
호킹 복사로 소멸
{{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)"
{{{#!folding [ 각주 ]
{{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px"
* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
  • 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
  • ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
  • *: 참고
    • 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
    • 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
    • 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
    • 4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
    • 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
    • 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
    • 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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분광형 O~B 같이 뜨거운 별이며 항성 진화의 극단수평가지 단계에 있다. 생성 과정은 적색거성이 핵에서 헬륨이 융합되기 전에 외부의 수소층을 잃는다. 즉, 질량을 잃는다는 것. 이러한 이른 질량 손실이 발생하는 이유는 확실하진 않지만, 쌍성계에서 별의 상호작용이 주된 이유일거라 생각된다. 즉, 다른 한쪽이 수소층을 빨아들였단 얘기, 이 중 단독성으로 존재하는 준왜성은 쌍성으로 있던 두 백색왜성 간의 병합으로 생성된다.

2.2.1. 뜨거운 준왜성(준왜성B)

파일:Artist’s_impression_of_star_plagued_by_giant_magnetic_spot.jpg
B형 준왜성의 상상도이다.
파일:220px-Subdwarf_B_star_schematic_cross_section.png
내부 모습
준왜성B / 準矮星B / subdwarf B
준왜성 B는 다른 백색왜성보다 밝으며 구상성단이나 타원은하처럼 오래된 항성-은하계에 존재한다.이들 준왜성B는 차가운 준왜성과 마찬가지로 자외선 영역에서 관측이 잘 된다.
준왜성 B는 질량을 잃은 결과 태양질량의 50%정도에 불과하기 때문에 이후 더 커지지 않고 백색왜성이 된다. 준왜성 B는 1%의 수소,나머지의 헬륨으로 구성되어 있고 반지름은 태양의 15~20%, 온도는 20,000K ~ 40,000K이다.(태양의 약4~8배)

2.2.2. 뜨거운 준왜성(준왜성O)

파일:A_Fleeting_Moment_in_Time_-_Planetary_Nebula_ESO_577-24.jpg
O형 준왜성이 죽고 남은 잔해이다.[나]
파일:Subdwarf_O_star_schematic_cross_section.png
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.

3. 관련 문서


[1] 1. HD 49798, 2. 글리제 451, 3. 캅테인의 별, 4. 케플러 70 [가] https://en.wikipedia.org/wiki/Subdwarf [나] https://www.eso.org/public/news/eso1902/

분류