B형 준왜성

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1. 개요
2. 형성과 진화
3. 역사
4. 물리적 특징
5. 변광성
6. 행성계
참조

1. 개요

B형 준왜성은 별의 진화 후기에 나타나는 천체로, 적색 거성이 헬륨 핵융합을 시작하기 전에 외부 수소층을 잃을 때 발생한다. 이들은 구상 성단, 나선 은하 벌지, 타원 은하 등 오래된 별 시스템에서 발견되며, 자외선 이미지에서 두드러지게 나타난다. B형 준왜성은 수소 함량이 적고 헬륨을 주로 가지며, 태양 질량 정도의 별은 약 1억 년 동안 지속될 것으로 예상된다. B형 준왜성은 변광성으로 분류되며, 단주기, 장주기, 혼합형 변광성이 존재한다. 또한, 여러 행성계를 가질 가능성이 제시되었지만, 후속 연구를 통해 그 증거가 약화되거나, 데이터의 인공물일 가능성이 제기되기도 했다.

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B형 준왜성
특징
유형	준왜성
스펙트럼형	B형
표면 온도	20,000 ~ 40,000 K (19,727 ~ 39,727 °C)
설명
정의	극도로 뜨겁고 작은 별

2. 형성과 진화

B형 준왜성은 일부 별들의 진화 후기 단계에서 나타나며, 적색 거성이 핵에서 헬륨 핵융합을 시작하기 전에 외부 수소층을 잃으면서 형성된다.^[2] 이러한 조기 질량 손실의 원인은 아직 명확하게 밝혀지지 않았지만, 쌍성계 내 별들의 상호작용이나, 거대 가스 행성이 적색 거성에 삼켜지면서 질량 손실을 유발한다는 가설 등이 주요 메커니즘으로 제기되고 있다.^[15] 단일 준왜성은 두 개의 백색 왜성이 병합하여 형성될 수 있다. B형 준왜성은 구상 성단, 나선 은하의 벌지, 타원 은하와 같은 오래된 항성계에서 뜨거운 별 개체군의 중요한 구성 요소이며,^[16] 자외선 이미지에서 두드러지게 나타난다. 타원은하의 빛 출력에서 나타나는 UV 턴업 현상의 원인으로 뜨거운 준왜성이 제시되기도 한다.^[4] 태양 질량 정도의 단일 B형 준왜성은 약 1억 년 동안 지속될 것으로 예상된다.^[3]

3. 역사

프리츠 츠비키와 마일턴 휴메이슨은 1947년경 북은하극 주변에서 어둡고 푸른 별들을 발견하면서 B형 준왜성을 처음 발견했다. 팔로마-그린 조사에서 이들은 18등급 이상의 희미한 푸른 별 중 가장 흔한 종류임이 밝혀졌다. 1960년대 분광학적 연구를 통해 많은 sdB 별들이 수소 결핍 상태이며, 그 풍부함이 빅뱅 핵합성 이론에서 예측한 것보다 낮다는 사실이 밝혀졌다. 1970년대 초 제시 L. 그린스타인과 아닐라 사전트는 온도와 중력 세기를 측정하여 헤르츠스프룽-러셀 도표에 정확한 위치를 표시할 수 있었다.

4. 물리적 특징

B형 준왜성은 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 "극 수평 분지별"(extreme horizontal branch stars)이라고도 불린다.^[2] sdB 별은 태양 질량의 약 0.5배 정도이며, 반지름은 태양의 0.15 ~ 0.25배, 표면 온도는 20,000K에서 40,000K에 분포한다. 구성 성분의 약 1%만이 수소이며, 나머지는 대부분 헬륨으로 이루어져 있다.^[16]

5. 변광성

B형 준왜성은 변광성 주기에 따라 세 종류로 분류된다. 90~600초 주기의 단주기 변광성(sdBV^r), 45~180분 주기의 장주기 변광성(sdBV^s), 그리고 이 두 주기를 모두 갖는 혼합형 변광성(sdBV^rs)이 있다.^[18]^[5]

5. 1. 단주기 변광성 (sdBV^r)

B형 준왜성 변광성(sdBV)은 90초에서 600초 사이의 짧은 주기를 가지며, EC14026형 변광성 또는 바다뱀자리 V361형 변광성으로도 불린다. 새로운 명명법으로는 sdBV^r이 있으며, 여기서 r은 영어로 "빠른(rapid)"을 의미한다.^[18]^[5]

이 별들의 밝기 변화는 저차수(l) 및 저차수(n)의 음향 모드 진동으로 설명된다. 이러한 진동은 철족 원자의 이온화로 인해 발생하는 불투명도 변화에 의해 구동된다. 속도 곡선은 밝기 곡선과 위상이 90도 어긋나 있으며, 유효 온도와 표면 중력 가속도 곡선은 플럭스 변화와 위상이 일치한다.

온도-표면 중력 그래프에서 단주기 맥동성은 T=28,000–35,000K 및 log g=5.2–6.0 범위의 경험적 불안정 영역에 모여 있다. 이 영역에 속하는 sdB 별의 약 10%만이 맥동하는 것으로 관찰된다.

변광성	다른 이름	별자리	거리 (ly)
바다뱀자리 V361	EC 14026-2647	바다뱀자리	2,630
V1093 헤르쿨리스	GSC 03081-00631	헤라클레스자리	2,861
HW 처녀자리*	HIP 62157	처녀자리	590
NY 처녀자리*	GSC 04966-00491	처녀자리	1,800
V391 페가시	HS 2201+2610	페가수스자리	4,570

*식쌍성

5. 2. 장주기 변광성 (sdBV^s)

45분에서 180분 사이의 긴 주기를 가지는 B형 준왜성 변광성이다. 새로운 명명법으로는 sdBV^s로 표기하며, 여기서 's'는 영어로 "느린(slow)"을 의미한다.^[18] 밝기 변화는 0.1% 정도로 매우 작다.^[18] PG1716형 변광성, 헤라클레스자리 V1093형 변광성, 또는 LPsdBV로도 불린다. 일반적으로 T~23,000,000로 단주기 변광성보다 온도가 낮다.

5. 3. 혼합형 변광성 (sdBV^rs)

B형 준왜성 중에는 90초에서 600초 사이의 짧은 주기를 가진 변광성과 45분에서 180분 사이의 긴 주기를 가진 변광성의 특징을 모두 보이는 혼합형 변광성이 있다. 이들은 sdBV^rs로 표기한다.^[18] 살쾡이자리 DW가 대표적인 예시이며, HS 0702+6043도 이러한 혼합형 변광성으로 확인되었다.^[18]

5. 4. 주요 변광성 목록

B형 준왜성 변광성은 변광 주기에 따라 세 가지 유형으로 나뉜다.^[18]^[5]

sdBV^r (단주기 변광성): 90~600초의 짧은 주기를 가지며, EC14026형 변광성 또는 바다뱀자리 V361형 변광성이라고도 불린다. 'r'은 '빠른(rapid)'을 의미한다. 철족 원자의 이온화로 인한 불투명도 증가가 변광의 원인으로 추정된다.
sdBV^s (장주기 변광성): 45~180분의 긴 주기를 가지며, 광도 변화는 0.1% 정도로 매우 작다. PG1716형 변광성, 헤라클레스자리 V1093형 변광성, 또는 LPsdBV라고도 불린다. 's'는 '느린(slow)'을 의미한다.
sdBV^rs (혼합형 변광성): 단주기와 장주기 변광성을 모두 가진다. 살쾡이자리 DW가 대표적인 예시이다.^[18]^[5]

주요 B형 준왜성 변광성 목록^[18]^[5]
변광성	다른 이름	별자리	거리 (ly)
바다뱀자리 V361	EC 14026-2647	바다뱀자리	2630ly
헤라클레스자리 V1093	GSC 03081-00631	헤라클레스자리	2861ly
처녀자리 HW*	HIP 62157	처녀자리	590ly
처녀자리 NY*	GSC 04966-00491	처녀자리	1800ly
페가수스자리 V391	HS 2201+2610	페가수스자리	4570ly

*식쌍성

6. 행성계

B형 준왜성 주변에서 행성계가 발견될 가능성이 제기되어 왔으며, 일부는 실제로 행성을 거느리고 있을 것으로 추정된다. 그러나 후속 연구를 통해 이들 중 상당수는 행성 존재에 대한 증거가 이전에 생각했던 것만큼 확실하지 않다는 것이 밝혀져, 실제로 행성계가 존재하는지는 아직 증명되지 않았다.

6. 1. 페가수스자리 V391

페가수스자리 V391는 주변에 외계 행성이 있을 것으로 여겨졌던 최초의 sdB형 별이었다.^[6]^[7] 그러나 이후 연구에서 행성 존재에 대한 증거가 상당히 약화되었다.^[8]

6. 2. 케플러-70

케플러-70에는 2개 이상의 근접 궤도 행성계가 있을 수 있지만,^[9] 이후의 연구^[10]^[11]에 따르면 그럴 가능성은 낮다.

만약 케플러-70의 두 개의 근접 궤도 행성이 존재한다면, 이는 근접 궤도 가스 행성의 핵의 잔해일 수 있다. 이들은 적색거성 전구체에 의해 삼켜졌을 것이고, 암석/금속 핵만이 증발되지 않고 살아남은 행성의 부분일 것이다. 또는,^[12] 설명된 대로 삼켜진 하나의 더 큰 가스 행성의 핵 부분일 수 있으며, 핵은 별 내부에서 분열되었을 것이다.

6. 3. KIC 10001893 (케플러-429)

KIC 10001893 (일명 케플러-429)는 매우 가까운 궤도에 세 개의 지구 크기 행성계가 있을 것으로 추정되었다.^[13] 만약 이들이 존재한다면, 가설적인 케플러-70 외계 행성과 유사할 것이다. 그러나 케플러-70 외계 행성에 의문을 제기한 것과 동일한 새로운 기술이 이 경우에도 적용되었으며,^[11] 이전의 분석 기술이 제대로 처리하지 못했던 데이터의 오해의 소지가 있는 인공물일 뿐이라고 나타났다.

6. 4. 2MASS J19383260+4603591 (케플러-451)

2MASS J19383260+4603591(케플러-451)는 준왜성 B와 적색 왜성으로 이루어진 근접 쌍성계로, 이 별 주위를 케플러-451b, 케플러-451c, 케플러-451d가 공전한다.^[14]

참조

_[1] 웹사이트 Hot stars are plagued by giant magnetic spots, ESO data shows https://www.eso.org/[...] European Southern Observatory 2020-06-01
_[2] 논문 Pulsations in Subdwarf B Stars 2005
_[3] 논문 Exploring Stellar Evolution Models of sdB Stars Using MESA https://dx.doi.org/1[...] 2015-06
_[4] 논문 Hot Subdwarf Stars 2009-09
_[5] 논문 A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars https://konkoly.hu/p[...] 2010-03-08
_[6] 간행물 A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V391 Pegasi http://www.astro.phy[...]
_[7] 간행물 A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V391 Pegasi (Supplementary Information) https://authors.libr[...]
_[8] 간행물 The sdB pulsating star V391 Peg and its putative giant planet revisited after 13 years of time-series photometric data. 2018-03
_[9] 간행물 A compact system of small planets around a former red-giant star 2011-12-21
_[10] 간행물 Planetary candidates around the pulsating sdB star KIC 5807616 considered doubtful 2015-08-25
_[11] 간행물 Analysis of putative exoplanetary signatures found in light curves of two sdBV stars observed by Kepler 2019-07-04
_[12] 간행물 A tidally destructed massive planet as the progenitor of the two light planets around the SDB star KIC 05807616 2012-03-26
_[13] 간행물 Kepler detection of a new extreme planetary system orbiting the subdwarf-B pulsator KIC 10001893 2014-10
_[14] 논문 Detection of two additional circumbinary planets around Kepler-451 https://academic.oup[...] 2022-03-04
_[15] 논문
_[16] 논문 Pulsations in Subdwarf B Stars http://www.ias.ac.in[...]
_[17] 저널 인용 Pulsations in Subdwarf B Stars http://www.ias.ac.in[...]
_[18] 저널 인용 A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars http://www.konkoly.h[...] 2010-03-08

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