준왜성

헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell Diagram) 혹은 색등급도(color-magnitude diagram)에서 주계열(main sequence) 아래쪽에 위치하고 있어 여키스분광분류법의 광도계급이 VI인 별이다(그림1 참조). 준왜성을 나타내는 기호는 sd이다. 준왜성은 표면온도가 같은 주계열성에 비해 절대등급이 1.5에서 2 등급만큼 낮다. 백색왜성이라고 하기에는 이상한 스펙트럼을 가진 중간단계 백색왜성을 가리키기 위해 1939년에 카이퍼(Gerard Kuiper)가 준왜성이라는 용어를 처음으로 사용했다.

그림 1. 헤르츠스프룽-러셀도표에 나타난 준왜성.(출처: 김용기/이지원/한국천문학회)

목차

분광형이 G에서 M까지인 준왜성들은 주계열성과 마찬가지로 중심핵에서 수소핵융합반응으로 에너지를 생산한다. 단지, 주계열성에 비해 중원소함량이 적기 때문에 불투명도(opacity)가 낮고 복사압(radiation pressure)이 작다. 결과적으로 이들은 동일한 분광형 주계열성보다 표면온도가 높지만 반지름이 작다. 한편, 중원소가 적기 때문에 상대적으로 자외선 영역에서 빛을 더 많이 방출한다. 이런 현상을 자외선초과(ultraviolet excess)라고 부른다. 이들은 주로 헤일로(halo)에 분포하며 공간속도(space velocity)가 빠르다. 지구에서 12.76 광년 떨어진 캅테인별(Kapteyn's Star)이 대표적인 준왜성이다(그림 2 참조). 이 별은 화가자리에 위치하며 분광형은 M1이다.

그림 2. 대표적인 준왜성인 캅테인별과 목성의 비교.(출처: 장헌영/이지원/한국천문학회)

이들은 구상성단이나 타원은하에서 관측되는 별로서 차가운 준왜성들과 전혀 다른 부류의 준왜성이다. 주계열성이 아니라 항성 진화의 거의 마지막 단계에 있는 별들이다. 극단적인 수평가지(horizontal giant branch stars) 단계에 해당하는 뜨거운 준왜성들(hot subdwarf)은 분광형이 O형과 B형이다. 뜨거운 준왜성은 백색왜성보다 훨씬 더 밝다. 예를 들어, O형 준왜성인 경우 태양보다 10배에서 100배정도 밝다. 표면온도는 아주 높지만 질량은 최대 태양 정도밖에 되지 않는다. 1947년 쯔비키(Fritz Zwicky)와 휴메이슨(Milton La Salle Humason)이 처음으로 발견했다. 전체 질량에서 수소는 1%만 포함하고 나머지 대부분은 헬륨으로 구성되어 있다. 뜨거운 준왜성들도 자외성 영상에서 잘 나타난다. 적색거성이 중심부에서 헬륨 핵반응반응을 하기 전 외곽층의 수소를 상실한 것으로 여겨진다. 쌍성계에서 구성원과의 상호 작용으로 질량을 잃었을 것으로 생각되고, 홑별(single star)인 경우에는 두 개의 백색왜성의 병합으로 만들어졌을 것으로 생각된다. 하지만, 정확한 질량손실 기작이 이해된 것은 아니다. 뜨거운 준왜성들은 거성단계를 거치지 않고 백색왜성으로 진화한다. 행성을 포함하는 것으로 알려진 B형 준왜성도 발견되었는데 페가수스자리 V391(V391 Pegasi)와 케플러-70(Kepler-70)이 그 예이다.

뜨거운 준왜성이 불안정대(instability strip)에 위치하는 경우 변광성이 되는데, 3 종류의 변광성으로 나타난다. 첫 번째는 sdBV로 표시되는 90초에서 600초 주기의 변광성이다. 두 번째 종류인 '느린 변광성'과 대비하기 위해 빠른 변광성임을 강조해 sdBV_r이라고도 한다. 전통적인 맥동변광성(pulsating varable)과 달리 위수(order)와 차수(degree)가 낮은 비방사상 진동(nonradial oscillation)의 형태인 음향학적인 진동이라고 여겨진다. 두 번째는 주기가 45분에서 180분인 주기가 긴 변광성이다. 이들은 느린 변광성임을 나타내는 sdBV_s라고 표시하기도 하고 주기가 긴 변광성이라는 의미에서 LPsdBV(long-period Pulsating sdB Variable)로 표시하기도 한다. 이 부류의 변광성은 첫 번째 변광성에 비해 표면 온도가 낮은 편이다. 마지막 세 번째는, 두 주기 영역을 모두 나타내는 '하이브리드' 변광성이다. 이들은 sdBV_rs라고 표시한다.