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준왜성

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목차

1. 개요

준왜성은 주계열성보다 어둡고, 표면 온도에 따라 차가운 준왜성과 뜨거운 준왜성으로 분류된다. 차가운 준왜성은 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하며, 중원소 함량이 낮아 자외선을 많이 뿜어낸다. 뜨거운 준왜성은 항성 진화의 마지막 단계에 있으며, 헬륨 연소 전에 외곽 대기가 이탈한 상태이다. 이들은 쌍성계 상호 작용이나 백색 왜성 합병으로 형성될 수 있다. L, T, Y형의 차가운 준왜성은 낮은 금속 함량 환경에서 형성되며, 은하 헤일로에서 발견된다. 한국에서 관측 가능한 주요 준왜성으로는 카프타인의 별과 글룸브리지 1830이 있다.

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준왜성
일반 정보
준왜성의 추정 위치
준왜성의 추정 위치. 준왜성은 주계열성보다 아래에 위치한다.
HR 다이어그램의 별 그룹
HR 다이어그램의 별 그룹
특징
정의주계열성보다 낮은 광도를 가지는 별
스펙트럼주계열성보다 낮은 금속 함량
위치헤르츠스프룽-러셀도표에서 주계열성 아래쪽
원인무거운 원소의 부족으로 인한 더 높은 밀도와 수축
스펙트럼 분류sd + 스펙트럼형 (예: sdK5)
VI (여섯)

2. 분류 및 특징

준왜성은 표면 온도에 따라 크게 차가운 준왜성과 뜨거운 준왜성으로 분류된다.

차가운 준왜성과 뜨거운 준왜성은 형성 과정과 진화 단계에서 뚜렷한 차이를 보인다. G, K, M 분광형을 지니는 차가운 준왜성은 중심핵에서 수소 핵융합 반응을 통해 에너지를 만들지만, 중원소 함량(헬륨보다 무거운 원소)이 적어 주계열성보다 덜 밝다. 반면, O, B 분광형의 뜨거운 준왜성은 극단수평가지(extreme horizontal branch stars) 단계에 있는 별들로, 적색 거성에서 외곽 대기가 이탈한 후 중심핵에서 헬륨 연소가 시작되기 전 상태이다. 이러한 질량 손실의 원인은 아직 명확하게 밝혀지지 않았지만, 쌍성계에서 반성과의 상호 작용이나 두 백색 왜성의 합병 등이 원인으로 추측된다.[22]

스펙트럼형 G, K, M의 별에서 관측되는 준왜성은 일반적인 주계열성과 마찬가지로 수소의 핵융합 반응을 에너지원으로 빛을 방출한다. 준왜성이 주계열성보다 어두운 것은, 별에 포함된 중원소(헬륨보다 무거운 원소)의 비율이 적기 때문으로 생각된다.[19] 또한, 대기가 투명하기 때문에 별빛 전체에서 차지하는 자외선의 비율이 증가하며, 이 현상은 자외선 초과 현상으로 관측된다.[20]

2. 1. 차가운 준왜성 (Cool Subdwarfs)

G, K, M 분광형을 갖는 차가운 준왜성은 일반적인 주계열성처럼 중심핵에서 수소 핵융합 반응을 통해 헬륨과 에너지를 생성한다. 그러나 중원소 함량(헬륨보다 무거운 원소)이 적어 주계열성보다 덜 밝다.[19] 이들은 주로 은하 헤일로에 분포하며 태양에 비해 빠른 속도로 우주 공간을 이동한다. 또한 같은 분광형의 항성종족 I 별들보다 자외선을 더 많이 방출하는데, 이를 자외선 초과 현상이라고 한다. 이는 중원소가 항성에서 자외선 방출을 막는 효과가 있기 때문이다. 중원소가 희박하면 항성의 불투명도가 낮아지고, 외곽 대기의 복사압이 감소하여 같은 질량의 주계열성에 비해 덜 밝고 덜 뜨겁게 만든다.[20]

차가운 준왜성은 낮은 금속함량으로 인해 초기 우주에서 형성된 오래된 별들이다. 이들은 주로 은하수의 은하 헤일로나 두꺼운 원반과 같은 오래된 구조에 속하며, 태양보다 높은 공간 속도를 갖는다. 이러한 특징은 고유 운동이 큰 별을 찾음으로써 준왜성을 발견할 수 있게 해준다. 준왜성은 금속함량에 따라 다음과 같이 세분화된다:[7]

구분 [Fe/H] 값
준왜성 (sd)-1.0 < [Fe/H] ≤ -0.3
극한 준왜성 (esd)-1.7 < [Fe/H] ≤ -1.0
초준왜성 (usd)[Fe/H] ≤ -1.7



태양은 [Fe/H] ≡ 0 으로 정의된다.

2. 1. 1. L, T, Y형 준왜성

L, T, Y형의 차가운 준왜성들은 초기 우주의 낮은 금속함량 환경에서 형성된 천체들이다. 이들은 우리 은하의 두꺼운 원반이나 은하 헤일로와 같이 오래된 항성계에서 주로 발견되며, 태양에 비해 높은 공간 속도를 갖는다.[7] 낮은 금속함량은 충돌 유도 흡수 및 방출의 수소를 증가시켜 근적외선 스펙트럼을 억제하고, 태양 금속함량을 가진 갈색 왜성에 비해 더 푸른 적외선 색상을 띠게 한다.[7]

L형 준왜성은 M형 준왜성과 유사하게 sd(subdwarf, 준왜성), esd(extreme subdwarfs, 극한 준왜성), usd(ultra subdwarfs, 초준왜성)의 하위 유형으로 분류되며, 이는 로그 척도로 정의된 태양 금속함량에 비해 감소하는 금속함량에 따라 정의된다.[7] 2003년 발견된 2MASS J0532+8246은 최초의 L형 준왜성이었으며,[8] 이후 극한 준왜성으로 재분류되었다.[7]

T형 준왜성의 경우, 소수의 준왜성과 극한 준왜성 샘플만이 알려져 있다.[9] 2002년 T형 준왜성 후보로 처음 발견된 2MASSI J0937347+293142는[8] 2006년 낮은 금속함량을 갖는 것으로 확인되었다.[10] Backyard Worlds 프로젝트를 통해 2020년 발견된 WISEA 0414−5854와 WISEA 1810−1010은 최초의 T형 극한 준왜성이다.[9] T형 및 Y형 준왜성은 탄소 농도가 낮아 대기 중에 메탄이 적고, 이는 WISE 또는 Spitzer 관측에서 더 푸른 색상으로 나타난다.[11]

Y형 준왜성은 매우 낮은 금속함량을 갖는 것으로 추정된다. 2021년 발견된 갈색 왜성 WISE 1534–1043은 최초의 Y형 준왜성 후보로 여겨진다.[13]

준왜성 VVV 1256−62B (sdL3)와 Wolf 1130C (sdT8)는 쌍성계를 이루는 천체로, 각각 백색 왜성과 함께 발견되어 나이와 질량을 추정할 수 있다. VVV 1256-62B는 84~138억 년, Wolf 1130C는 100억 년 이상 된 것으로 추정된다. 질량은 각각 84~87 , 44.9 으로, VVV 1256-62B는 적색 왜성, Wolf 1130C는 갈색 왜성으로 추정된다.[14]

2. 2. 뜨거운 준왜성 (Hot Subdwarfs)

분광형 O, B의 뜨거운 준왜성은 극단수평가지(extreme horizontal branch stars) 단계에 있는 별들로, 차가운 준왜성과는 전혀 다른 진화 과정을 겪는다. 이들은 항성 진화의 마지막 단계에 있으며, 적색 거성이었던 항성의 외곽 대기가 이탈하고 중심핵에서 헬륨 연소가 시작되기 전의 상태이다. 이러한 질량 손실이 왜 일어나는지는 정확히 밝혀지지 않았으나, 쌍성계에서 반성과의 상호 작용이 원인 중 하나로 추측된다. 단독성일 경우는 두 개의 백색 왜성이 합쳐진 결과로 보고 있다.[22] B분광형의 준왜성들은 백색 왜성들보다 훨씬 더 밝고, 구상 성단이나 타원 은하에서 관측되는 오래된 항성계의 구성원이다.

2. 2. 1. 중금속 준왜성

일부 뜨거운 준왜성은 게르마늄, 스트론튬, 이트륨, 지르코늄, 납과 같은 중금속의 농도가 높은 특이한 유형으로 분류된다. 알려진 중금속 준왜성에는 HE 2359-2844, LS IV-14 116, HE 1256-2738이 있다.[17]

3. 주요 준왜성 목록

다음은 주목할 만한 준왜성 목록이다.

이름특징
카프타인의 별남반구 하늘에서 관측 가능한 대표적인 준왜성이며, 높은 고유 운동으로 유명하다.
글룸브리지 1830북반구 하늘에서 관측 가능한 준왜성이며, 역시 높은 고유 운동을 보인다.
카시오페이아자리 뮤별카시오페이아자리 방향에 위치한 준왜성이다.[23]
2MASS J05325346+8246465최초로 발견된 은하 헤일로 갈색왜성이자 준왜성이다.[8][23]
SSSPM J1549-3544
처녀자리 HW의 주성


3. 1. 한국에서 관측 가능한 주요 준왜성

카프타인의 별은 남반구 하늘에서 관측 가능한 대표적인 준왜성이며, 높은 고유 운동으로 유명하다. 글룸브리지 1830은 북반구 하늘에서 관측 가능한 준왜성이며, 역시 높은 고유 운동을 보인다.

3. 2. 기타 주요 준왜성

참조

[1] 서적 Stars and their Spectra Cambridge UP
[2] 서적 The Alchemy of the Heavens Oxford UP
[3] 간행물 The discovery of a T6.5 subdwarf 2014-05
[4] 간행물 Discovery of the coolest extreme subdwarf
[5] 간행물 Revised metallicity classes for low-mass stars: Dwarfs (dM), subdwarfs (sdM), extreme Subdwarfs (esdM), and ultrasubdwarfs (usdM) 2007-11
[6] 간행물 APMPM J0559-2903: The coolest extreme subdwarf known
[7] 간행물 Primeval very low-mass stars and brown dwarfs - I. Six new L subdwarfs, classification and atmospheric properties 2017-01
[8] 간행물 The first substellar subdwarf? Discovery of a metal-poor L dwarf with halo kinematics 2003-08
[9] 간행물 WISEA J041451.67-585456.7 and WISEA J181006.18-101000.5: The first extreme T-type subdwarfs? 2020-07-24
[10] 간행물 Method for determining the physical properties of the coldest known brown dwarfs
[11] 간행물 New Candidate Extreme T Subdwarfs from the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project 2021-06-02
[12] 간행물 The second discovery from the COCONUTS Program: A cold wide-orbit exoplanet around a young field M dwarf at 10.9 pc 2021-07-01
[13] 간행물 The enigmatic brown dwarf WISEA J153429.75-104303.3 (a.k.a. "the Accident") 2021-06
[14] 간행물 Primeval very low-mass stars and brown dwarfs -- VIII. The first age benchmark L subdwarf, a wide companion to a halo white dwarf 2024-07-27
[15] 간행물 Pulsations in Subdwarf B Stars
[16] 간행물 Discovery of a close substellar companion to the hot subdwarf star HD 149382 — the decisive influence of substellar objects on late stellar evolution
[17] 뉴스 Astronomers discover two heavy metal stars http://www.sci-news.[...] 2013-08-02
[18] 서적 The Alchemy of the Heavens Oxford UP
[19] 서적 Stars and their Spectra Cambridge UP
[20] 문서 Ibid.
[21] 웹사이트 Discovery of the Coolest Extreme Subdwarf http://adsabs.harvar[...] 2006
[22] 간행물 Pulsations in Subdwarf B Stars http://www.ias.ac.in[...]
[23] 웹사이트 The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics http://research.amnh[...] 2003
[24] 문서 한국천문학회 편 《천문학용어집》 290쪽 우단 23째줄


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