Alikääpiö tarkoittaa tähteä, joka on hieman himmeämpi kuin pääsarjan tähti. Alikääpiöiden kirkkaus on noin kaksi magnitudia himmeämpi kuin vastaavan pääsarjan tähden.[1] Alikääpiötä merkitään spektriluokituksessa sd tai VI.[2]
Alikääpiöt jaetaan kahteen tyyppiin, viileisiin ja kuumiin.
Viileät alikääpiöt
Viileät, metalliköyhät alikääpiöt, joita sanotaan tavallisesti vain "alikääpiöiksi", ovat pääsarjan tähtiä himmeämpiä, koska niiden metallipitoisuus on alhainen, ja ne kuuluvat yleensä populaatio II:een.
Koska näissä alikääpiöissä on vähän metalleja, ne säteilevät enemmän ultraviolettisäteilyä kuin vastaavan lämpöiset pääsarjan tähdet. Kaasumaiset metallit nimittäin imevät ultraviolettisäteilyä. Alhaisen metallipitoisuuden tuottama parempi säteilynläpäisykyky tuottaa pienemmän, kuumemman tähden kuin suurimetallisen Populaatio I:n tapauksessa.
Nämä alikääpiöt ovat usein Linnunradan halossa, ja niillä on suuret liikenopeudet Aurinkoon verrattuna. Tunnettuja viileitä alikääpiöitä ovat muun muassa Kapteynin tähti ja Groombridge 1830.
Esimerkki viileästä alikääpiöstä
- tähti Myy Cassiopeiae A (μ Cas A, Mu Cas A)
- etäisyys 24,63 valovuotta
- tällä tähdellä on eksoplaneetta
- spektriluokka G5VI (Auringon G2V)
- absoluuttinen kirkkaus 5,78 (Auringon noin 4,8, G5V:lle 5,08)
- pintalämpötila 5 770 kelviniä
- massa 0,61 aurinkoa
- säde 0,71 aurinkoa
- säteilyntuotto 0,42 aurinkoa
- metallipitoisuus 0,21 aurinkoa
- pyörähdysaika 23,3 vuorokautta
Kuumat alikääpiöt
Heliumrikkaat alikääpiöt ovat eräs joidenkin tähtien kehityksen viimeisistä vaiheista. Näitä sanotaan tavallisesti kuumiksi alikääpiöiksi tai sinisiksi kääpiöiksi. Ne kuuluvat spektriluokkiin O ja B. Nämä ovat pääsarjan alla HR-kaaviossa, ja niiden sanotaan edustavan "äärimmäistä horisontaalihaaraa" EHB tai "sinistä horisontaalihaaraa" HBB. Horisontaalihaaran tähdethän polttavat heliumia.[3]. Monesti nämä tähdet merkitään spektriluokkaan sdO, sdOB tai sdB. sdB-tähtien massa on noin 0,5 Auringon massaa.
Nämä tähdet syntyvät punaisesta jättiläisestä, jonka vetypitoiset ulko-osat viskautuvat pois ennen kuin tähden ydin alkaa polttaa heliumia.
Tämä ennenaikainen tähden vetykerroksen häviäminen johtuu ehkä lähekkäisestä kaksoistähtiluonteesta.[4] Tällöin kuumat alikääpiöt kehittyvät suoraan horisontaalihaaran jättiläistähdistä. Toisen teorian mukaan kaksi jättiläistähdistä kehittynyttä valkeaa kääpiötä sulautuu yhteen kuumaksi alikääpiöksi. Näitä tähtiä on runsaasti vanhoissa tähtijärjestelmissä, lähinnä ellipsigalakseissa ja pallomaisissa tähtijoukoissa.
Kuumien alikääpiöiden tyypit
| Tyyppi
|
Lyhennys
|
Spektrin piirteitä
|
| Horisontaalihaaran B-haara
|
HBB -tähti
|
Ohuita vedyn Balmerin absorptioviivoja, He I, Mg
|
| B-alikääpiö
|
sdB-tähti
|
Leveä Balmerin absorptio, heikko He I
|
| OB-alikääpiö
|
sdOB-tähti
|
sdB, ja He II kohdalla 4686 Å
|
| O-alikääpiö
|
sdO-tähti
|
He:tä runsaasti, He II
|
Lähde: [5]
Lähteet
- ↑ Alikääpiö Zubenelgenubi. Arkistoitu 4.3.2016. Viitattu 1.12.2012.
- ↑ Jao, Wei-Chun & Henry, Todd J. & Beaulieu, Thomas D. & Subasavage, John P.: Cool Subdwarf Investigations (CSI) I: New Thoughts for the Spectral Types of K and M Subdwarfs. The Astrophysical Journal, 16.5.2008. doi:10.1088/0004-6256/136/2/840 Artikkelin verkkoversio. Viitattu 6.6.2020. (englanniksi)
- ↑ Boer, Klaas S. de: Hot subdwarf stars - Horizontal Branch stars Universität Bonn. 2006.7.2004. Arkistoitu 22.1.2008. Viitattu 6.6.2020. (englanniksi)
- ↑ Jeffery, C. Simon: Pulsations in Subdwarf B Stars. Journal of Astrophysics and Astronomy, 2005, nro 26, s. 261–271. doi:10.1007/BF02702334 Artikkelin verkkoversio. Viitattu 6.6.2020. (englanniksi)
- ↑ Darling, David: Hot subdwarf The internet ensyclopedia of science. Viitattu 6.6.2020. (englanniksi)
