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O型次矮星

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O型次矮星結構略圖。

O型次矮星Subdwarf O stars縮寫sdO)是一種低質量高溫恆星。這種恆星的光度遠低於典型的O型主序星,但仍有太陽的10到100倍[1],雖然質量只有大約太陽的一半。O型次矮星的表面溫度大約是40,000到100,000 K,在光譜中有明顯的離子氦譜線。它的表面重力加速度對數值(log g)大約是4.0到6.5[2]。大多數的O型次矮星在銀河系中的移動速度相當高,並且多發現在高銀緯[3]

結構

一般認為O型次矮星的核心由碳和氧組成,周圍是正進行氦核熔合的外層。光譜資料顯示外層有50到100%是氦[2]

觀測歷史

1970年代早期傑西·格林斯坦(Jesse L. Greenstein)和安妮拉·薩金特(Anneila Sargent)量測其表面溫度和重力以將該種恆星定位在赫羅圖的正確位置。帕洛馬-格林巡天、漢堡巡天、史隆數位巡天和Ia超新星前身星巡天(Supernova Ia Progenitor Survey,ESO-SPY)中發現了許多O型次矮星[4]

數量

O型次矮星的數量大約只有另一種類似恆星B型次矮星的三分之一[4]

光譜

O型次矮星的光譜相當多變。在光譜中有強烈氦譜線的被歸類為 He-sdO,而有較強烈氫譜線的則稱為 H-sdO。He-sdO 是相當罕見的[4],光譜中常可見到有大量的氮,並且碳幾乎耗盡。然而在光譜中常可見到原子序為偶數的元素碳、氧、氖、矽、鎂、鐵的元素含量的變化與聚集[2]

範例

生命循環

O型次矮星在赫羅圖上的位置是在極端水平分支。它是來自兩個恆星演化階段,分別是後漸近巨星分支(明亮的O型次矮星)和延伸水平分支(緻密O型次矮星)。後漸進巨星分支一般認為在行星狀星雲中可以找到,但至今在其中只找到四顆O型次矮星。緻密O型次矮星被認為是B型次矮星的演化結果,但兩者的統計結果並不符合這項推測。另一個替代理論是O型次矮星可能是兩顆白矮星合併的產物。這可能會出現在密近雙星,並且會因為軌道衰減產生重力波[2]

參考資料

  1. ^ Napiwotski, Ralf. The Origin of Helium Rich Subdwarf O Stars (PDF). [9 June 2011]. (原始内容存档 (PDF)于2011-10-07). 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 Rey, Raquel Obeiro. Asterosismology of Hot Subdwarf Stars (PDF). [9 June 2011]. (原始内容存档 (PDF)于2012-03-13). 
  3. ^ 3.0 3.1 Viotti, R.; D. Cardini, A. Emanuele, M. Badiali. The Luminosity and Kinematics of a Sample of Hot Subdwarfs (PDF): 395–396. [9 June 2011]. (原始内容存档 (PDF)于2012-03-18). 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. September 2009, 47: 211–251 [10 June 2011]. Bibcode:2009ARA&A..47..211H. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101836. (原始内容 (PDF)存档于2011年7月21日). 
  5. ^