準矮星

ヘルツシュプルング・ラッセル図

スペクトル型

お

B

あ

ふ

グ

け

ま

ら

T

褐色矮星

白色矮星

赤色矮星

準矮星

主系列
（「矮星」）

準巨星

ジャイアンツ

赤色巨星

青色巨星

明るい巨人

超巨星

赤色超巨星

超巨星

絶対
値
(
M _V )

準矮星は、時には「sd」と表記され、ヤーキスのスペクトル分類システム で光度クラスVIの星です。同じスペクトル型の主系列星よりも 1.5～2等級低い光度を持つ星として定義されます。ヘルツシュプルング・ラッセル図では、準矮星は主系列より下に位置するように見えます。^[a]

「準矮星」という用語は、1939年にジェラルド・カイパーによって造られ、以前は「中間白色矮星」と呼ばれていた異常なスペクトルを持つ一連の星を指していました。 ^{[1] (p 87)}

カイパーがこの用語を作り出して以来、準矮星の種類は当時知られていたものよりも低質量の星にまで拡大されました。天文学者たちは、青白色の準矮星のまったく異なるグループも発見しており、2 つの異なるカテゴリに分かれています。

• クールな準矮星
• 高温準矮星^[a]

通常の主系列星と同様に、低温準矮星（スペクトル型G～M）は水素の核 融合反応でエネルギーを生成する。これらの星の光度が低い理由は、金属量が低いためである。これらの星はヘリウムより重い元素に富んでいない。金属量が低いと外層の不透明度が下がり、放射圧も下がるため、同じ質量でも星は小さく、高温になる。^[2]また、不透明度が低いため、同じスペクトル型でも種族Iの星に比べて紫外線の放射率が高く、紫外線過剰と呼ばれる特徴がある。^{[1] （p 87～92）} 通常、天の川銀河のハローに属し、太陽に対する相対的な空間速度が高いことが多い。^[3]

スペクトル型LとTの低温準矮星も存在し、例えばスペクトル型sdT6.5のULAS J131610.28+075553.0がある。^[3]

冷亜矮星のサブクラスは以下のとおりです: ^{[4] [5]}

クール亜矮星

例:カプテインのスター(sdM1)、GJ 1062 (sdM2.5)

極度に矮小な

例: APMPM J0559-2903 (esdM7) ^[6]

超矮星

例: LSPM J0822+1700 (usdM7.5) ^[5]

準矮星の金属量の低さは、その古い年齢と結びついています。初期の宇宙は、ヘリウムより重い元素の含有量が少なく、金属量の低い恒星や褐色矮星が形成されました。その後の超新星、惑星状星雲、中性子星の合体によって初めて、宇宙に重い元素が豊富になりました。そのため、古い準矮星は、主に厚い円盤や銀河ハローなど、天の川銀河の古い構造に属することが多いです。厚い円盤やハロー内の物体は、より若い薄い円盤に属する太陽と比較して空間速度が速いです。高い固有運動を利用して準矮星を発見することができます。さらに、準矮星は、太陽の金属量の準矮星とは異なるスペクトル特性を持っています。すべての準矮星は、主にHバンドとKバンドの近赤外線スペクトルが抑制されています。金属量が低いと、衝突による水素の吸収が増加し、この近赤外線スペクトルの抑制を引き起こします。これは、太陽の金属量を持つ褐色矮星と比較すると、青い赤外線の色として見られます。金属量が低いため、L型亜矮星の0.7μmのCaHおよびTiOバンドが深くなり、初期のL型亜矮星では0.8μmのVOバンドが弱くなり、中期から後期のL型亜矮星では0.99μmのFeHバンドが強くなるなど、他の吸収特性も変化します。 ^[7] 2MASS J0532+8246は、2003年に最初のL型亜矮星として発見されましたが、^[8]後に極度亜矮星として再分類されました。^[7] L型準矮星にはM型準矮星に似たサブタイプがある。準矮星（sd）、極度準矮星（esd）、超準矮星（usd）のサブタイプは、対数スケールで定義される太陽の金属量と比較して減少する金属量によって定義される。^[7]

• 準矮星は${\displaystyle \ -1.0<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -0.3\ ,}$
• 極度準矮星は${\displaystyle \ -1.7<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.0\ ,}$
• 超準矮星は${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.7~.}$
• 定義により、太陽がスケールを設定します。${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\odot }\equiv 0\ ,}$

T型準矮星については、準矮星と極度準矮星のごく一部しか知られていない。^[9]

2MASSI J0937347+293142は、2002年にT型準矮星候補として発見された最初の天体であり^[8]、2006年に金属量が低いことが確認されました。^{[10] T型の最初の2つの極度準矮星は、2020年に}Backyard Worldsプロジェクトの科学者とボランティアによって発見されました。T型の最初の極度準矮星は、WISEA 0414−5854とWISEA 1810−1010です。^{[9] T型およびY型の準矮星は、}炭素濃度が低いため、大気中のメタンが少なくなります。これにより、同様の温度で太陽の金属量を持つ天体と比較して、W1-W2（WISE）またはch1-ch2（スピッツァー）色がより青くなります。^[11] T型惑星の色を単一の分類基準とみなすと誤解を招く可能性がある。直接撮影された最も近い太陽系外惑星であるCOCONUTS-2bは、その色から最初はT型の準矮星に分類されたが、高い接線速度は示さなかった。2021年に初めて太陽系外惑星として特定された。^[12]

最初のY型準矮星候補は2021年に発見された褐色矮星WISE 1534–1043で、スピッツァー宇宙望遠鏡で中程度の赤色（ch1-ch2 = 0.925±0.039 mag）を示しています。Jとch2の間の非常に赤い色（J-ch2 > 8.03 mag）と絶対輝度は、約2.4〜3 magのはるかに赤いch1-ch2の色を示唆しています。新しい準矮星モデルとの一致と200 km/sの高い接線速度により、Kirkpatrick、Marocco et al .（2021）は、最も可能性の高い説明は、おそらくY型の最初の準矮星である、非常に金属の少ない冷たい褐色矮星であると主張しています。^[13]

連星はこれらの準矮星の年齢と質量を決定するのに役立つ。準矮星VVV 1256−62B (sdL3) はハロー 白色矮星の伴星として発見され、年齢は84億年から138億年と測定された。その質量は84から87 M _Jであり、VVV 1256−62Bは赤色矮星である可能性が高い。^[14]準矮星Wolf 1130C (sdT8) は、100億年以上古いと推定される古い準矮星-白色矮星連星の伴星である。その質量は44.9 M _Jであり、褐色矮星である。

• カプテインの星
• グルームブリッジ 1830
• カシオペヤ座ミュー星
• 2MASS J05325346+8246465は、ハロー 褐色矮星の可能性があり、最初の恒星下矮星である。^[8]
• SSPM J1549-3544

青みがかったスペクトル型 O と B の高温亜矮星は、低温亜矮星とはまったく異なるクラスの天体で、「極度水平分枝星」とも呼ばれます。高温亜矮星は、赤色巨星が中心核でヘリウムの核融合が始まる前に外側の水素層を失うことで生じる、一部の星の進化の後期段階を表しています。

水素外殻が早期に失われる理由は不明だが、連星系における恒星の相互作用が主なメカニズムの1つであると考えられている。単独の準矮星は、2つの白色矮星の合体、または準恒星の重力の影響の結果である可能性がある。B型準矮星は白色矮星よりも明るく、球状星団や楕円銀河などの古い恒星系の高温の星団の重要な構成要素である。^{[15] [16]}

重金属準矮星は、重金属の濃度が高い高温の準矮星の一種である。検出された金属には、ゲルマニウム、ストロンチウム、イットリウム、ジルコニウム、鉛などがある。既知の重金属準矮星には、HE 2359-2844、LS IV-14 116、HE 1256-2738などがある。^[17]