Unterzwerg

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Spektralklasse

Braune
Zwerge

Weiße Zwerge

Rote
Zwerge

Unterzwerge

Zwerge

Hauptreihe

Unterriesen

Riesen

Helle Riesen

Überriesen

Hyperriesen

Absolute
Hellig-
keit
(mag)

Unterzwerge (abgekürzt sd von englisch subdwarf) sind Sterne, die im Vergleich zu „normalen“ Hauptreihensternen bei gleicher Oberflächentemperatur deutlich lichtschwächer sind und der Leuchtkraftklasse VI zugeordnet werden. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen die Unterzwerge 1,5 bis 2 Magnituden unterhalb der Hauptreihe. Der Begriff Unterzwerg wurde 1939 von Gerard Peter Kuiper geprägt, welcher damit eine Reihe von Sternen beschrieb, die zuvor als „intermediäre Weiße Zwerge“ angesehen wurden. Man unterscheidet kühle und heiße Unterzwerge, die zwei verschiedene Klassen bilden und deren Mitglieder sich in völlig verschiedenen Entwicklungsstadien befinden. Bei beiden Klassen darf aus der Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht auf eine tatsächlich vorhandene Leuchtschwäche dieser Sterne (im Verhältnis zu ihrer Masse) geschlossen werden; sie bevölkern lediglich einen Bereich neben der Hauptreihe.

Kühle Unterzwerge

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 K. Sie sind metallarm, das heißt sie haben einen kleineren Anteil von Elementen schwerer als Helium als gewöhnlich, sind aber ansonsten Hauptreihensterne 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-I-Hauptreihenstern gleicher Masse. Aufgrund ihrer geringeren Opazität strahlen kühle Unterzwerge stärker im Ultraviolett im Vergleich zu Hauptreihensternen der gleichen Spektralklasse.

Vergleicht man im Hertzsprung-Russell-Diagramm für eine bestimmte Masse „normale“ Zwergsterne (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.^[1]

Kühle Unterzwerge sind im Allgemeinen sehr alte sogenannte Population-II-Sterne, welche überwiegend zum galaktischen Halo der Milchstraße gehören und hohe Geschwindigkeiten relativ zur Sonne haben. Ein Beispiel für diesen Typ ist Kapteyns Stern.

Heiße oder blaue Unterzwerge

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. Die Natur dieser Sterne ist noch immer nicht ganz klar, aber die Wissenschaft geht derzeit davon aus, dass es sich um heliumbrennende Sterne handelt, die nur eine sehr dünne Wasserstoffhülle besitzen. 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.

Normalerweise fusioniert ein Stern im Roten-Riesen-Stadium Helium unter einer massereichen Wasserstoffschale. Heiße Unterzwerge sind nach dem derzeitigen Forschungsstand die Kerne solcher Sterne, die ihre Hülle verloren haben. Warum die Hülle bei diesen Objekten abgestoßen wurde ist noch nicht klar. Eine Vermutung ist, dass die Wasserstoffhülle des Roten Riesen durch Wechselwirkung in Doppelsternsystemen verloren ging. Einzelne heiße Unterzwerge könnten das Produkt der Verschmelzung zweier 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 müssen, da einzelne Weiße-Helium-Zwerge aufgrund des hierfür zu geringen Alters des Universums noch nicht entstehen konnten.

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 Sternsystemen, wie Kugelsternhaufen und Elliptischen Galaxien dar.^[2]

Einzelnachweise

1. ↑ James B. Kaler, Sterne und ihre Spektren, Spektrum Akademischer Verlag, ISBN 3-86025-089-2, 1994
2. ↑ Jeffery, C. S.: Pulsations in Subdwarf B Stars. In: Journal of Astrophysics and Astronomy. 26, 2005, S. 261. doi:10.1007/BF02702334.