Υπονάνος
άξονας τετμημένων: φασματικός τύπος
άξονας τεταγμένων: Λαμπρότητα
0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες
II: Λαμπροί γίγαντες
III: Γίγαντες
IV: Υπογίγαντες
V: Νάνοι
VI: Υπονάνοι
VII: Λευκοί νάνοι
Στην αστροφυσική υπονάνος ονομάζεται κάθε αστέρας που είναι λιγότερο λαμπρός από τον μέσο όρο των αστέρων της Κύριας Ακολουθίας (νάνοι) του ίδιου φασματικού τύπου κατά 1,5 ως 2 απόλυτα μεγέθη. Συνήθως οι υπονάνοι συμβολίζονται με τα πεζά λατινικά γράμματα sd, αντιστοιχούν όμως στην τάξη λαμπρότητας VI της διδιάστατης ταξινομήσεως Μόργκαν-Κήναν, όπου V είναι οι νάνοι αστέρες. Σε ένα διάγραμμα Hertzsprung-Russell οι υπονάνοι εμφανίζονται να βρίσκονται κάτω από την Κύρια Ακολουθία.
Ο όρος «υπονάνος» («subdwarf») χρησιμοποιήθηκε για πρώτη φορά από τον Γκέραρντ Κάιπερ το έτος 1939 για να υποδηλώσει μια σειρά αστέρων με ανώμαλα φάσματα που προηγουμένως αποκαλούνταν «ενδιάμεσοι λευκοί νάνοι»"[1].
Ψυχροί υπονάνοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι ψυχροί υπονάνοι (δηλαδή όσοι έχουν φασματικό τύπο από G ως M), όπως συμβαίνει και με τους συνηθισμένους αστέρες της Κύριας Ακολουθίας, παράγουν την ενέργεια που ακτινοβολούν από σύντηξη υδρογόνου. Η εξήγηση για τη μικρή λαμπρότητά τους βρίσκεται στη μικρή περιεκτικότητά τους σε βαρύτερα του ηλίου στοιχεία της ύλης. Αυτή η χαμηλή μεταλλικότητα μειώνει την αδιαφάνεια των εξωτερικών στρωμάτων τους και μειώνει έτσι την πίεση ακτινοβολίας που αντιστοιχεί σε δεδομένη μάζα, με αποτέλεσμα ένα μικρότερο αστέρα που ακτινοβολεί λιγότερο φως εξαιτίας της μικρότερης επιφάνειάς του[2]. Η μικρότερη αδιαφάνεια έχει ως ένα επιπρόσθετο αποτέλεσμα οι αστέρες αυτοί να εκπέμπουν υψηλότερο ποσοστό υπεριώδους φωτός για τον ίδιο φασματικό τύπο σε σχέση με αντίστοιχους αστέρες του Πληθυσμού Ι, ένα φαινόμενο που αποκαλείται περίσσεια υπεριώδους[3]. Οι υπονάνοι του Γαλαξία μας ανήκουν συνήθως στην άλω του και συχνά έχουν μεγάλες σχετικές ταχύτητες ως προς τον `Ηλιο. Κανένας υπονάνος δεν έχει ανακαλυφθεί μέχρι στιγμής να έχει πλανήτη.
Οι ψυχροί υπονάνοι υποδιαιρούνται παραπέρα σε κοινούς και «ακραίους» (extreme subdwarfs)[4].
Θερμοί υπονάνοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι «θερμοί» υπονάνοι (δηλαδή όσοι έχουν φασματικό τύπο Ο ή B) ονομάζονται και «αστέρες του ακραίου οριζόντιου κλάδου». Αποτελούν μία τελείως διαφορετική τάξη σωμάτων από τους ψυχρούς υπονάνους, καθώς αντιπροσωπεύουν ένα ύστερο στάδιο στην εξέλιξη μερικών αστέρων, που επέρχεται όταν ένας ερυθρός γίγαντας χάσει τα εξωτερικά του στρώματα υδρογόνου πριν ο πυρήνας του αρχίσει να συντήκει και ήλιον. Οι λόγοι για τους οποίους συμβαίνει αυτή η πρόωρη απώλεια μάζας δεν είναι επακριβώς γνωστοί, πάντως η αλληλεπίδραση των μελών ενός διπλού αστρικού συστήματος φαίνεται να είναι ένας από τους κύριους μηχανισμούς της. Οι μεμονωμένοι υπονάνοι ίσως να αποτελούν το παράγωγο μιας συγχωνεύσεως δύο λευκών νάνων. Οι υπονάνοι φασματικού τύπου B, όντας λαμπρότεροι από τους λευκούς νάνους, αποτελούν μία σημαντική συνιστώσα στον πληθυσμό θερμών αστέρων των γηραιότερων αστρικών συστημάτων, όπως είναι τα σφαιρωτά σμήνη και οι ελλειπτικοί γαλαξίες[5].
Παραδείγματα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Γνωστοί υπονάνοι αστέρες διάφορων χρωμάτων είναι και οι παρακάτω:
- Ο Αστέρας του Kapteyn
- Ο Groombridge 1830
- Ο μ Κασσιόπης
- Ο 2MASS J05325346+8246465, ένας πιθανός φαιός νάνος στην άλω[6].
- SSSPM J1549-3544
Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
- ↑ Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens (New York: Oxford UP, 1995), σ. 87.
- ↑ Τζέιμς Κάλερ: Stars and their Spectra (Cambridge: Cambridge UP, 1989), σ. 122.
- ↑ Ένθ.ανωτ., σσ. 87-92.
- ↑ Discovery of the Coolest Extreme Subdwarf, Burgasser, Adam J. & Kirkpatrick, J. Davy, 2006.
- ↑ Jeffery, C. S. (2005). «Pulsations in Subdwarf B Stars». Journal of Astrophysics and Astronomy 26: 261. doi:. http://www.ias.ac.in/jaa/junsep2005/index.html.
- ↑ The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics, Adam J. Burgasser, et al. 2003 [1]
Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Πολυμέσα σχετικά με το θέμα Subdwarf stars στο Wikimedia Commons
