準矮星

準矮星 (Subdwarf star)

準矮星（じゅんわいせい、英語: Subdwarf star）は、恒星の分類の一つで、光度階級においてはVIに位置づけられる天体です。

これらの星は、同じ表面温度（スペクトル型）を持つ通常の主系列星と比較して、絶対等級で1.5等から2等ほど暗い（光度では約4分の1から6分の1程度しかない）という特徴を持ちます。恒星の明るさと表面温度の関係を示したヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上では、通常の主系列星が描く帯状の領域のすぐ下に位置することから、この名称が与えられました。

「準矮星」という言葉を初めて用いたのは天文学者ジェラルド・カイパーで、1939年のことです。それ以前は、これらの特異なスペクトルを持つ恒星は「intermediate white dwarfs（中間的な白色矮星）」などと呼ばれていました。

準矮星は、その形成過程の違いから、大きく分けて低温と高温の二つのグループに分類されます。

低温の準矮星

スペクトル型がG、K、Mといった比較的温度の低い恒星に見られる準矮星は、通常の主系列星と同様に、中心部での水素の核融合をエネルギー源として輝いています。これらの星が主系列星よりも暗いのは、恒星内に含まれるヘリウムよりも重い元素（一般に「重元素」と呼ばれます）の割合が少ないことに起因すると考えられています。

重元素の含有量が少ないと、恒星の表層部の物質がより透明になり、内側からの放射圧が低下します。その結果、同じ質量を持つ主系列星に比べて、より小さく高温な恒星が形成されることになります。また、大気の透明度が高いことは、恒星が放つ光全体における紫外線の割合を増やし、紫外線超過として観測される特徴となります。

低温の準矮星は、銀河系の銀河ハロー領域に多く見られる古い恒星（種族II）であり、太陽のような新しい世代の恒星（種族I）とは異なる軌道をもち、大きな相対速度で運動していることが一般的です。少なくとも2009年時点では、これらの低温の準矮星の周囲に惑星が発見された例は報告されていません。

G、K、M型の準矮星には、その特徴に基づいて以下の2種類のサブクラスが知られています。

クール準矮星 (cool subdwarf): SSSPM J1930-4311 (sdM7) など
エクストリーム準矮星 (extreme subdwarf): APMPM J0559-2903 (esdM7) など

高温の準矮星

一方、準矮星のうち、より表面温度の高いスペクトル型OやBに分類されるものは、特にextreme horizontal branch star（極端水平分枝星、EHBS）とも呼ばれます。

これらの高温の準矮星は、赤色巨星が中心部でヘリウムの核融合を開始する前に、その外層部にある水素の大部分を失うことによって形成されると考えられています。通常、恒星がこの進化段階で急激に外層物質を失うことは稀ですが、近接した連星系においては、伴星との重力的な相互作用によって外層ガスが剥ぎ取られることで準矮星が誕生するケースが研究されています。また、二つの白色矮星が衝突・融合した場合にも、高温の準矮星が形成される可能性が指摘されています。

このように、低温グループとは全く異なる形成過程を経て誕生するため、主系列星より暗いという共通点を除けば、両者の間に関連性はありません。高温の準矮星は、白色矮星よりも明るいため、球状星団や楕円銀河といった古い星の集団全体の光に、高温成分として重要な寄与をしていると考えられています。

代表的な準矮星

以下に、代表的な準矮星の例を挙げます。

カプタイン星
グルームブリッジ1830
カシオペヤ座μ星
SSSPM J1549-3544
* 2MASS J05325346+8246465 (恐らく最初に発見された褐色矮星かつ最初に発見された準矮星)
準矮星)

これらの星の研究は、恒星の進化や銀河の歴史を理解する上で重要な手がかりを与えてくれます。

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