Alikääpiö

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

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[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • 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 5770 kelviniä
  • massa 0,61 aurinkoa
  • säde 0,71 aurinkoa
  • säteilyntuotto 0,42 aurinkoa
  • metallipitoisuus 0,21 aurinkoa
  • pyörähdysaika 23,3 vuorokautta

Kuumat alikääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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

[5]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Alikääpiö Zubenelgenubi. Viitattu 1.12.2012.
  2. Cool Subdwarf Investigations (CSI) I: New Thoughts for the Spectral Types of K and M Subdwarfs Viitattu 9.3.2013.
  3. http://www.astro.uni-bonn.de/~webstw/science/stwsdb.html [vanhentunut linkki]
  4. Pulsations in Subdwarf B Stars J. Astrophys. Astr. (2005) 26, 261–271. Viitattu 9.3.2013.
  5. David Darling: hot subdwarf The internet ensyclopedia of science.