Подџуџе од типот O
Подџуџе од типот O (sdO) — вид на врела, но нискомасена ѕвезда. Овие подџуџиња се многу послабо видливи од обичните ѕвезди од главната низа од типот O, но имаат сјајност од 10 до 100 пати поголема од сјајноста на Сонцето,[1] и половина од неговата маса. Имаат температура од 40.000 до 100.000 K. Во нивните спектри се истакнува јонизираниот хелиум. Гравитациското забрзување се изразува со log g помеѓу 4,0 и 6,5.[2] Многу sdO-ѕвезди се движат низ Млечниот Пат со голема брзина и се наоѓаат на големи галактички ширини.[3]
Структура
уредиСе смета дека едно подџуџе од типот O има јадро од јаглерод и кислород обиколено од обвивка која согорува хелиум. Од спектарот се гледа дека содржат од 50 до 100 % хелиум.[2]
Историја
уредиНа почетокот на 1970-тите астрономите Џ. Гринстејн и А. Сарџент ги измериле температурите и гравитациските јачини на овие ѕвезди, и така можеле да ги одредат нивните точни положби на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Многу од овие ѕвезди се документирани од разни ѕвездени прегледи.[4]
Застапеност
уредиПодџуџињата од типот O are only a third as common as подџуџиња од типот B.[4]
Спектар
уредиОвие ѕвезди даваат различни спектри. Може да се групираат во оние со силни хелиумски линии, и оние со посилни водородни линии. Првоспоменатите се прилично ретки.[4] Обично азотот се збогатува, а јаглеродот се троши. Меѓутоа, меѓу ѕвездите постојат разлики во збогатувањето во поглед на концентрацијата на парнобројни елементи како јаглеродот, кислородот, неонот, силициумот, магнезиумот или железото.[2]
Примери
уредиЖивотен циклус
уреди
Подџуџињата од типот O може да се претстават на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Тие образуваат две фази од ѕвездениот животен циклус: ѕвезди по асимптотската гранка на џинови (сјајни sdO), и ѕвезди по проширената хоризонтална гранка (компактни sdO). Оние по асимптотската гранка на џинови би требало да се среќаваат во планетарни маглини, но досега се познати само четири примери. Компактните sdOs би биле потомци на подџуџиња од типот B. Меѓутоа, статистиката не одговара на sdB. Друга теорија е дека sdO-ѕвездите се образувани со спојување на две бели џуџиња. Ова може да се случи со блиска двојка која се распаѓа под дејство на гравитациски бранови.[2]
Наводи
уреди- ↑ Napiwotski, Ralf. „The Origin of Helium Rich Subdwarf O Stars“ (PDF). Посетено на 9 јуни 2011.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Rey, Raquel Obeiro. „Asterosismology of Hot Subdwarf Stars“ (PDF). Посетено на 9 јуни 2011.
- ↑ 3,0 3,1 Viotti, R.; D. Cardini; A. Emanuele; M. Badiali. „The Luminosity and Kinematics of a Sample of Hot Subdwarfs“ (PDF). стр. 395–396. Посетено на 9 јуни 2011.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 Heber, Ulrich (септември 2009). „Hot Subdwarf Stars“ (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1): 211–251. Bibcode:2009ARA&A..47..211H. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101836. Архивирано од изворникот (PDF) на 21 јули 2011. Посетено на 10 јуни 2011.
- ↑ Heber, Uli; Hirsch, Heiko; Edelmann, Heinz; Napiwotzki, Ralf; O'Toole, Simon; Brown, Warren; Altmann, Martin (2008). „Hypervelocity Stars: Young and Heavy or Old and Light?“. Hot Subdwarf Stars and Related Objects. 392: 167. arXiv:0805.1050. Bibcode:2008ASPC..392..167H.
- ↑ „A Fleeting Moment in Time - European Southern Observatory's Cosmic Gems Programme captures last breath of a dying star“. www.eso.org (англиски). Посетено на 22 јануари 2019.