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| '''Unterzwerge''' (abgekürzt '''sd''' von englisch ''subdwarf'') sind [[Stern]]e der [[Leuchtkraftklasse]] VI. Sie sind deutlich lichtschwächer als „normale“ [[Hauptreihe]]nsterne gleicher [[Oberflächentemperatur]] und liegen daher im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] 1,5 bis 2 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] unterhalb der Hauptreihe. Allerdings darf aus der Position im Diagramm nicht auf eine Leuchtschwäche dieser Sterne ''im Verhältnis'' zu ihrer [[Masse (Physik)|Masse]] geschlossen werden; stattdessen sind sie leuchtschwächer als Hauptreihensterne gleicher Oberflächentemperatur, ''weil'' sie kleiner bzw. leichter sind. | | '''Unterzwerge''' (abgekürzt '''sd''' von {{enS|subdwarf}}) sind [[Stern]]e der [[Leuchtkraftklasse]] VI. Sie sind deutlich lichtschwächer als „normale“ [[Hauptreihe]]nsterne gleicher Oberflächentemperatur und liegen daher im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] 1,5 bis 2 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] unterhalb der [[Zwergstern]]e der Hauptreihe (daher der Name). Sie haben einen geringeren Radius und eine höhere Oberflächentemperatur als gewöhnliche Sterne vergleichbarer Masse. |
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| Der Begriff Unterzwerg wurde 1939 von [[Gerard Peter Kuiper]] geprägt, welcher damit eine Reihe von Sternen beschrieb, die zuvor als „intermediäre [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]]“ angesehen wurden. | | Der Begriff Unterzwerg wurde 1939 von [[Gerard Peter Kuiper]] geprägt, welcher damit eine Reihe von Sternen beschrieb, die zuvor als „intermediäre [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]]“ angesehen wurden. |
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| == Kühle Unterzwerge == | | == Kühle Unterzwerge == |
| [[File:Subdwarf M star schematic cross section.png|links|miniatur|Nicht maßstäbliches Schnittbild durch einen kühlen M-Unterzwerg]]
| | {{Hauptartikel|Kühler Unterzwerg}} |
| Diese Sterne sind vom [[Spektraltyp]] G bis M, beziehungsweise sdG bis sdM zusammen mit ihrer [[Leuchtkraftklasse]] und haben somit eine [[Oberflächentemperatur]] von etwa 2000 bis 6000 [[Kelvin|K]]. Sie sind [[Metallizität|metallarm]], das heißt, sie haben einen kleineren Anteil von [[Chemisches Element|Elementen]] schwerer als [[Helium]] als gewöhnlich, sind aber ansonsten [[Hauptreihe]]nsterne und beziehen ihre Energie aus dem [[Wasserstoffbrennen]]. Durch die niedrigere Metallhäufigkeit verringert sich die [[Opazität]] des Sterninneren (er wird lichtdurchlässiger) und somit verringert sich der nach außen gerichtete [[Strahlungsdruck]] im Stern. Dies wiederum hat zur Folge, dass der Stern kleiner und heißer ist als ein gewöhnlicher [[Population (Astronomie)|Population-I]]-Hauptreihenstern gleicher [[Masse (Physik)|Masse]]. Aufgrund ihrer geringeren Opazität strahlen kühle Unterzwerge stärker im [[Ultraviolettstrahlung|Ultraviolett]] im Vergleich zu Hauptreihensternen der gleichen Spektralklasse.
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| Vergleicht man im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] für eine bestimmte Masse „normale“ [[Zwergstern]]e (wie beispielsweise die [[Sonne]]) mit Unterzwergen, so „wandern“ die kühlen Unterzwerge aufgrund ihrer heißeren Oberfläche von der Hauptreihe nach links und weil sie heller sind auch etwas nach oben zur Hauptreihe hin. Sie sind jedoch nicht hell genug, um wieder auf die normale Hauptreihe zu gelangen. Auf diese Weise bilden kühle Unterzwerge eine eigene Hauptreihe unterhalb der gewohnten und werden deswegen irreführenderweise als leuchtschwächer bezeichnet.<ref>James B. Kaler, ''Sterne und ihre Spektren'', Spektrum Akademischer Verlag, ISBN 3-86025-089-2, 1994</ref>
| | Kühle Unterzwerge sind im Allgemeinen sehr alte [[Population (Astronomie)|Population-II-Sterne]], welche überwiegend zum [[Halo (Astronomie)|galaktischen Halo]] der [[Milchstraße]] gehören und hohe Geschwindigkeiten relativ zur Sonne haben. Sie sind außerdem relativ [[Metallizität|metallarm]] und befinden sich in der Phase des stabilen [[Wasserstoffbrennen]]s. |
| | | Sie haben eine [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] von etwa 2000 bis 6000 [[Kelvin|K]] – entsprechend werden sie in die [[Spektralklasse]]n (sd)M bis (sd)G eingeteilt. |
| Kühle Unterzwerge sind im Allgemeinen sehr alte sogenannte Population-II-Sterne, welche überwiegend zum [[Halo (Astronomie)|galaktischen Halo]] der [[Milchstraße]] gehören und hohe Geschwindigkeiten relativ zur Sonne haben. Ein Beispiel für diesen Typ ist [[Kapteyns Stern]]. | |
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| == Heiße oder blaue Unterzwerge == | | == Heiße oder blaue Unterzwerge == |
| [[File:Subdwarf O star schematic cross section.png|thumb|left|Nicht maßstäbliches Schnittbild durch einen heißen blauen Unterzwerg Subtyp O]]
| | {{Hauptartikel|Heißer Unterzwerg}} |
| [[File:Subdwarf B star schematic cross section.png|thumb|Nicht maßstäbliches Schnittbild durch einen heißen blauen Unterzwerg Subtyp B]]
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| Heiße oder blaue Unterzwerge sind vom Spektraltyp O oder B und werden analog zu den kühlen Unterzwergen als sdO, sdOB oder sdB klassifiziert. Dem Spektraltyp entsprechend sind sie heißer als 10000 K. Es handelt sich um [[heliumbrennen]]de Sterne, die nur eine sehr dünne Wasserstoffhülle besitzen. Die sdB-Sterne werden als heliumarm und die sdO-Sterne als heliumreich bezeichnet. Im Vergleich zu Sternen der Hauptreihe haben heliumbrennende Sterne einen völlig anderen [[Sternaufbau]] und befinden sich daher an einer anderen Stelle im Hertzsprung-Russell-Diagramm; in diesem Fall ist ihre Position links unterhalb der Hauptreihe.
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| Normalerweise [[Kernfusion|fusioniert]] ein Stern im [[Roter Riese|Roten-Riesen]]-Stadium Helium unter einer massereichen Wasserstoffschale. Heiße Unterzwerge sind nach dem derzeitigen Forschungsstand die Kerne solcher Sterne, die ihre wasserstoffreiche Hülle fast vollständig verloren haben. Die Massen der heißen Unterzwerge liegen mit einer geringen Streuung bei 0,46 Sonnenmassen und sie verfügen über Radien von einigen Zehntel der Sonne. Die Hülle kann als Folge eines späten [[Helium-Blitz]]es verloren gehen. In [[Doppelstern]]systemen kann die Hülle eines entwickelten Sterns durch eine oder zwei [[Common-Envelope-Phase]]n beziehungsweise durch einen Materiefluß über [[Roche-Grenze]] auf einen Begleiter abfließen. Dieser Entstehungskanal ist durch die Entdeckung von lichtschwachen Begleitern von heißen Unterzwergen bestätigt worden, die bei circa 50 Prozent aller sdB- und sdO-Sterne beobachtet werden können<ref>{{Literatur|Autor=J. Girven, D. Steeghs, U. Heber, et al.|Titel=The Unseen Population of F to K-type Companions to Hot Subdwarf Stars|Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Band=425|Jahr=2012|Seiten=1013-1041|DOI=10.1111/j.1365-2966.2012.21415.x|arxiv=1205.6803}}</ref>. Einzelne heiße Unterzwerge könnten das Produkt der Verschmelzung zweier [[Weißer Zwerg|Weißer-Helium-Zwerge]] sein (jeweils weniger als 0,5 Sonnenmassen, sodass keine Heliumfusion stattfinden konnte), welche aber ebenfalls zuvor einen Großteil ihrer Hülle verloren haben müssten, da einzelne Weiße-Helium-Zwerge aufgrund des hierfür zu geringen Alters des [[Universum]]s noch nicht entstehen konnten. Dieser Entstehungskanal führt zu schnell rotierenden blauen Unterzwergen wie SB 290 und EC22081−1916 mit Rotationsgeschwindigkeiten von mehr als 160 km/s<ref>{{Literatur|Autor=S. Geieret al.|Titel=The subdwarf B star SB290 – A fast rotator on the extreme horizontal branch|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.4129}}</ref>. Auch Planeten in Form von [[Hot Jupiter]]n bzw. [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]] könnten zur Entstehung von Blauen Unterzwergen führen. Sobald der Ursprungsstern zu einem Roten Riesen anschwillt läuft der substellare Begleiter innerhalb der Atmosphäre des Sterns und überträgt einen Teil seiner Bewegungsenergie auf die äußeren Schichten des Sterns. Dadurch wird die wasserstoffreiche Atmosphäre abgeworfen und zurück bleibt ein sdB-Stern mit einem Begleiter, der während der [[Common Envelope]]-Phase ebenfalls ein Teil seiner Masse eingebüßt hat wie bei J0820+0008<ref>{{Literatur|Autor=S. Geier|Titel=Hot Subdwarf Formation: Confronting Theory with Observation|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1212.0418}}</ref>.
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| Ein Teil der heißen Unterzwerge gehört zu den [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderlichen Sternen]]. Sie werden nach der Periode der Grundschwingung eingeteilt in die kurzperiodischen V361-Hya-Sterne mit Werten zwischen zwei und zehn Minuten sowie den langperiodischen V1093-Her-Sternen mit Werten zwischen 45 und 120 Minuten. Alle V361-Hya-Sterne haben Oberflächentemperaturen oberhalb von 28.000 K, während die V1093-Her-Sterne unterhalb dieser Grenze liegen. Daneben gibt es noch eine kleine Gruppe an hybriden Sternen, die sowohl die g-Schwingungen der V361-Hya-Gruppe als auch die p-Schwingungen der V1093-Her-Gruppe zeigen. Alle pulsationsveränderlichen heißen Unterzwerge schwingen in einer Vielzahl von Schwingungsmoden und können daher mit den Methoden der [[Asteroseismologie]] analysiert werden. Diese Analysen haben das Verständnis über den Aufbau und die Entwicklung dieser Sterngruppe verbessert<ref>{{Literatur|Autor=Ulrich Heber, Stephan Geier, Boris Gaensicke|Titel=Hot subluminous Stars: Highlights from the MUCHFUSS and Kepler missions|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1211.5315}}</ref>. Die Schwingungen bei pulsationsveränderlichen blauen Unterzwergen sind sehr stabil. Kleine periodische Abweichungen in der Ankunftszeit der Minima oder Maxima werden auf den gravitativen Einfluss durch Planeten um die Sterne aufgrund des [[Lichtlaufzeit]]effekts zurückgeführt und könnten damit die Hypothesen zur Entstehung dieser [[Horizontalast#Extreme_Horizontalast-Sterne|extremen Horizontalast-Sterne]] bestätigen<ref>{{Literatur|Autor=R. Lutz, S. Schuh, and R. Silvotti|Titel=EXOTIME: searching for planets and measuring Pdot in sdB pulsators|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.2048}}</ref>.
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| sdB-Sterne, die sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm zwischen der oberen Hauptreihe und den Weißen Zwergen befinden, stellen einen signifikanten Anteil heißer Sterne in alten [[Sternhaufen|Sternsystemen]], wie [[Kugelsternhaufen]] und [[Elliptische Galaxie|Elliptischen Galaxien]] dar. Sie entwickeln sich direkt weiter zu [[Weißer Zwerg|Weißen Zwergen]].<ref>{{cite journal
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| | url = http://www.ias.ac.in/jaa/junsep2005/index.html
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| | author = Jeffery, C. S.
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| | title = Pulsations in Subdwarf B Stars
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| | journal = [[Journal of Astrophysics and Astronomy]]
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| | volume = 26
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| | pages = 261
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| | year = 2005
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| | doi = 10.1007/BF02702334
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| }}</ref> | |
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| ==Planeten bei einem heißen Unterzwerg==
| | Heiße oder blaue Unterzwerge sind [[heliumbrennen]]de Sterne, die nur eine sehr dünne Wasserstoffhülle besitzen. Normalerweise [[Kernfusion|fusioniert]] ein Stern im [[Roter Riese|Roten-Riesen-Stadium]] Helium unter einer massereichen Wasserstoffschale. Heiße Unterzwerge sind nach derzeitigem Forschungsstand die Kerne solcher Sterne, die ihre wasserstoffreiche Hülle fast vollständig verloren haben. Die Massen der heißen Unterzwerge liegen mit einer geringen Streuung bei 0,46 [[Sonnenmasse]]n, und sie verfügen über Radien von einigen Zehntel der Sonne. Dies ist ein starker Gegensatz zu den [[Riesenstern]]en, welche sich in einer ähnlichen Phase der Sternentwicklung befinden. Sie haben durch das Heliumbrennen eine sehr hohe Oberflächentemperatur: Hauptreihensterne mit ähnlich hoher Oberflächentemperatur (Spektralklassen O und B) haben mehrere Sonnenmassen. |
| Der heiße Unterzwerg [[KIC 05807616]] könnte zwei Planeten besitzen, die ihn in 5 Stunden und 46 Minuten bzw. in 8 Stunden und 14 Minuten umkreisen. Die Entdecker vermuten, dass es sich um die übrig gebliebenen Kerne von [[Gasplanet|Gasriesen]] handelt. Die äußeren Schichten gingen beim Durchflug durch die Sternenatmosphäre während des Roten Riesenstadiums verloren. Der Durchgang der Planeten durch die aufgeblähte Sternenhülle des Roten Riesen könnte auch zum Verlust letzterer geführt haben, sodass sich so der Blaue Unterzwerg bilden konnte.<ref>{{Literatur|Autor=S. Charpinet, G. Fontaine, P. Brassard, et al.|Titel=A compact system of small planets around a former red-giant star|Sammelwerk=Nature|Band=480|Jahr=2011|Seiten=496-499|DOI=10.1038/nature10631}}</ref><ref>[http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,805196,00.html chs/dpa: ''Kosmische Feuerhölle, Senior-Stern lässt geröstete Planeten zurück''], in Spiegel Online, Datum: 22. Dezember 2011, Abgerufen: 22. Dezember 2011</ref>
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| == Einzelnachweise ==
| | Heiße oder blaue Unterzwerge sind an ihrer Oberfläche heißer als 10.000 K – entsprechend haben sie Spektralklassen im Bereich von (sd)B bis (sd)O. |
| <references />
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