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<p><b>Neue Seite</b></p><div>{{Linkbox Hertzsprung-Russell-Diagramm}}<br />
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'''Unterzwerge''' (abgekürzt '''sd''' von {{enS|subdwarf}}) sind [[Stern]]e der [[Leuchtkraftklasse]]&nbsp;VI. Sie sind deutlich lichtschwächer als „normale“ [[Hauptreihe]]nsterne gleicher Oberflächentemperatur und liegen daher im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] 1,5 bis 2&nbsp;[[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.<br />
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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.<ref>{{Literatur |Titel=The Characteristics of Subdwarf Stars |Autor=William Buscombe |Sammelwerk=J. R. Astro. Soc. Can. |Band=53 |Seiten=7 |Datum=1959 |Sprache=en |bibcode=1959JRASC..53....7B |Format=pdf |Online=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1959JRASC..53....7B}}</ref><br />
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Man unterscheidet die beiden Klassen ''kühle'' und ''heiße Unterzwerge'', deren Mitglieder sich in völlig verschiedenen Entwicklungsstadien befinden.<ref name="Jao2008" /><br />
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== Kühle Unterzwerge ==<br />
{{Hauptartikel|Kühler Unterzwerg}}<br />
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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.<br />
Sie haben eine [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] von etwa 2000 bis 6000&nbsp;[[Kelvin|K]] – entsprechend werden sie in die [[Spektralklasse]]n (sd)M bis (sd)G eingeteilt.<ref>James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren''. Spektrum Akademischer Verlag, ISBN 3-86025-089-2, 1994.</ref><br />
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== Heiße oder blaue Unterzwerge ==<br />
{{Hauptartikel|Heißer Unterzwerg}}<br />
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Heiße oder blaue Unterzwerge sind [[heliumbrennen]]de Sterne, die nur eine sehr dünne Wasserstoffhülle besitzen.<ref name="Heber2024" /> 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 etwa 0,5&nbsp;[[Sonnenmasse]]n<ref name="Heber2024" />, und sie verfügen über Radien von einigen Zehnteln 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.<br />
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Heiße oder blaue Unterzwerge sind an ihrer Oberfläche heißer als 10.000&nbsp;K – entsprechend haben sie Spektralklassen im Bereich von (sd)B bis (sd)O.<br />
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== Literatur ==<br />
* {{Literatur |Titel=Die Physik der Sterne |Autor=Mathias Scholz |Verlag=Springer |Datum=2024 |Seiten=191f |Online={{Google Buch|BuchID=srd9DwAAQBAJ|Seite=191}}}}<br />
* {{Internetquelle |url=https://www.astro4edu.org/de/resources/glossary/term/480/ |titel=Unterzwerg |werk=OAE Multilingual Glossary |abruf=2025-08-05}}<br />
<br />
== Einzelnachweise ==<br />
<references><br />
<ref name="Heber2024">{{Literatur |Sammelwerk=Encyclopedia of Astrophysics |Hrsg=Ilya Mandel |Verlag=Elsevier |ISBN=9780443214394<br />
|arXiv=2410.11663 |Titel=Hot Subdwarf Stars |Autor=Ulrich Heber |Datum=2025 |DOI=10.1016/B978-0-443-21439-4.00043-2 |Sprache=en}}</ref><br />
<ref name="Jao2008">{{Cite journal <br />
| journal=[[The Astronomical Journal]] | arxiv= | title=Cool Subdwarf Investigations. I. New Thoughts on the Spectral Types of K and M Subdwarfs | author=Wei-Chun Jao et al. | date=2008-07-14 | doi=10.1088/0004-6256/136/2/840 | bibcode=2008AJ....136..840J |language=en}}</ref><br />
</references><br />
<br />
{{Normdaten|TYP=s|GND=4276500-6}}<br />
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[[Kategorie:Sternklasse]]<br />
[[Kategorie:Stellarphysik]]</div>imported>Qcomp