준왜성

준왜성(準矮星,subdwarf)

1. 개요[편집]

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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[편집]

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준왜성은 두 가지로 분류된다.

2.1. 차가운 준왜성[편집]

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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.

2.2. 뜨거운 준왜성(준왜성B)[편집]

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준왜성B(準矮星B,subdwarf B)

분광형 O~B 같이 뜨거운 별이며 항성 진화의 마지막 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. 준왜성 B는 다른 백색왜성보다 밝으며 구상성단이나 타원은하처럼 오래된 항성-은하계에 존재한다.이들 준왜성B는 차가운 준왜성과 마찬가지로 자외선 영역에서 관측이 잘된다.

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)

3. 관련 문서[편집]

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• 천문학 관련 정보

[각주]