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O型次矮星

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O型次矮星结构略图。

O型次矮星Subdwarf O stars缩写sdO)是一种低质量高温恒星。这种恒星的光度远低于典型的O型主序星,但仍有太阳的10到100倍[1],虽然质量只有大约太阳的一半。O型次矮星的表面温度大约是40,000到100,000 K,在光谱中有明显的离子氦谱线。它的表面重力加速度对数值(log g)大约是4.0到6.5[2]。大多数的O型次矮星在银河系中的移动速度相当高,并且多发现在高银纬[3]

结构

一般认为O型次矮星的核心由碳和氧组成,周围是正进行氦核熔合的外层。光谱资料显示外层有50到100%是氦[2]

观测历史

1970年代早期杰西·格林斯坦(Jesse L. Greenstein)和安妮拉·萨金特(Anneila Sargent)量测其表面温度和重力以将该种恒星定位在赫罗图的正确位置。帕洛马-格林巡天、汉堡巡天、史隆数位巡天和Ia超新星前身星巡天(Supernova Ia Progenitor Survey,ESO-SPY)中发现了许多O型次矮星[4]

数量

O型次矮星的数量大约只有另一种类似恒星B型次矮星的三分之一[4]

光谱

O型次矮星的光谱相当多变。在光谱中有强烈氦谱线的被归类为 He-sdO,而有较强烈氢谱线的则称为 H-sdO。He-sdO 是相当罕见的[4],光谱中常可见到有大量的氮,并且碳几乎耗尽。然而在光谱中常可见到原子序为偶数的元素碳、氧、氖、硅、镁、铁的元素含量的变化与聚集[2]

范例

生命循环

O型次矮星在赫罗图上的位置是在极端水平分支。它是来自两个恒星演化阶段,分别是后渐近巨星分支(明亮的O型次矮星)和延伸水平分支(致密O型次矮星)。后渐进巨星分支一般认为在行星状星云中可以找到,但至今在其中只找到四颗O型次矮星。致密O型次矮星被认为是B型次矮星的演化结果,但两者的统计结果并不符合这项推测。另一个替代理论是O型次矮星可能是两颗白矮星合并的产物。这可能会出现在密近双星,并且会因为轨道衰减产生重力波[2]

参考资料

  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. ^