Подџуџе

**Подџуџе** — ѕвезда со сјајносна класа&nbsp;VI според Јеркисовата спектрална класификација. Се дефинираат како ѕвезди со сјајност за 1,5 до 2 величини помала од онаа на ѕвездите од главната низа со ист спектрален тип. На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) подџуџињата се сместени под главната низа.

Поимот „подџуџе“ го вовел астрономот Џерард Кајпер во 1939&nbsp;г. како збор за низа од ѕвезди со аномални спектри кои претходно се нарекувале „преодни бели џуџиња“.

Оттогаш дефиницијата е проширена, и ги опфаќа ѕвездите со помала маса отколку што било познато тогаш. Астрономите исто така откриле сосема различна група на бело-сини подџуџиња, поради што сега постојат две категории: ладни подџуџиња и врели подџуџиња

## Ладни (црвени) подџуџиња

Како и обичните ѕвезди од главната низа, ладните подџуџиња (спектрални типови од G до M) ја произведуваат енергијата од водородно соединување. Нивната помала сјајност се должи на малата металичност: овие ѕвезди не се збогатени со елементи потешки од хелиум. Малата металичност ги намалува непроѕирноста на надворешните слоеви и зрачниот притисок, што води до помала и поврела ѕвезда за дадена маса. Оваа помала непроѕирност исто така им овозможува да лачат поголем постоток на ултравиолетова светлина за истиот спектрален тип во споредба со ѕвездите од населението I — одлика наречена ултравиолетов вишок.
Тие обично се припадници на ореолот на Млечниот Пат и често имаат поголема просторна брзина во однос на Сонцето.

Постојат ладни подџуџиња од спектралните типови L и T, како на пр. ULAS J131610,28+075553,0 со спектрален тип sdT6,5.

Ова се поткласите на ладните подџуџиња:
; ладно подџуџе: Примери: Каптајнова Ѕвезда (sdM1), GJ 1062 (sdM2,5)
; крајно подџуџе: Пример: APMPM J0559-2903 (esdM7)
; ултраподџуџе: Пример: LSPM J0822+1700 (usdM7,5)

### Подџуџиња од типовите L, T и Y
Малата металичност на подџуџињата оди заедно со нивната голема старост. Раната вселена содржела мало количество на елементи потешки од хелиумот и образувала ѕвезди како кафеави џуџиња со помала металичност. Дури подоцна телата како супернови, планетарните маглини и спојувањата на неутронски ѕвезди ја збогатиле вселената со потешки елементи. Затоа, старите подџуџиња често им припаѓаат на најстарите структури на Млечниот Пат, главно на дебелиот диск и галактичкиот ореол. Телата во дебелиот диск или ореолот имаат голема просторна брзина во споредба со Сонцето, кое е сместено во помладиот тенок диск. Големото сопствено движење е корисно за откривање на подџуџиња. Покрај тоа, подџуџињата имаат спектралнни особини кои ги одликуваат од подџуџињата со сончева металичност. Сите подџуџиња имаат потиснат близуинфрацрвен спектар, претежно H-појасот и K-појасот. Малата металичност го зголемува впивањето предизвикано од судар на водород, што е причинител за потиснатоста. Ова се забележува како сини инфрацрвени бои во споредба со кафеавите џуџиња со сончева металичност. Малата металичност исто така ги менува другите впивни одлики како подлабоки појаси на CaH и TiO на 0,7&nbsp;μм кај L-подџуџињата, послаб VO-појас на 0,8&nbsp;μм кај раните L-подџуџиња и посилен FeH-појас на 0,99&nbsp;μм за средните до доцните L-подџуџиња. 2MASS J0532+8246 е откриен во 2003&nbsp;г. како првото подџуџе од типот L, подоцна прекласификувано како крајно подџуџе. Подџуџињата од типот L имаат поттипови слични на џуџињата од типот M: подџуџе (sd), крајно подџуџе (esd) и ултраподџуџе (usd), дефинирани според зголемената металичност, во споредба со сончевата металичност, која се дефинира на логаритамска скала:
* подџуџињата имаат \ -1,0 
* крајните подџуџиња имаат \ -1,7  и
* ултраподџуџињата имаат \ \bigl[ \tfrac{ \mathsf{Fe} }{\mathsf{H} } \bigr]_\star \leq -1,7 ~.
* Сонцето е мерило со \ \bigl[ \tfrac{\mathsf{Fe} }{\mathsf{H}} \bigr]_\odot \equiv 0\ , по дефиниција.

За подџуџињата од типот T познат е само мал примерок на подџуџиња и крајни подџуџиња.

2MASSI J0937347+293142 во 2002&nbsp;г. било првото тело-кандидат за подџуџе од типот T и во 2006&nbsp;г. неговата мала металичност била потврдена. Првите две крајни подџуџиња од типот T се откриени во 2020&nbsp;г. од учесниците во проектот „Backyard Worlds“. Тие се WISEA 0414−5854 и WISEA 1810−1010. Подџуџињата од типот T и Y имаат помалку метан во атмосферата поради помалата концентрација на јаглерод во нив. Ова дава посина боја во споредба со телата со слична температура, но со сончева металичност. Бојата на T-типовите како единствен критериум за класификација може да наведе на погрешни заклучоци. Најблиската непосредно сликана вонсончева планета COCONUTS-2b првично била класфикувана како подџуџе од типот T заради нејзината боја, притоа немајќи голема тангенцијална брзина. Дури во 2021&nbsp;г. се дознало дека се работи за вонсончева планета.

Првиот кандидат за подџуџе од типот Y е откриен во 2021&nbsp;г. — кафеавото џуџе WISE 1534–1043, кое прикажува умерена црвена боја (ch1-ch2 = 0,925±0,039&nbsp;mag). Многу црвената боја помеѓу J и ch2 (J-ch2 > 8,03&nbsp;mag) и апсолутната сјајност би укажале на многу поцрвена ch1-ch2 боја од 2,4 до 3&nbsp;mag. Поради распоредот на новите модели на подџуџиња, заедно со големата тангенцијална брзина од 200&nbsp;км/с, се смета дека најверојатно се работи за студено кафеаво џуџе со многу малку метал, можеби првото подуџуџе од типот Y.

Ѕвездените двојки помагаат во одредувањето на староста и масата на овие подџуџиња. Подџуџето VVV 1256-62B (sdL3) е откриено како придружник на ореолно бело џуџе, поради што староста е измерена на 8,4 до 13,8 милијарди години. Има маса од 84 до 87 , што значи дека веројатно е црвено џуџе. Подџуџето Волф 1130C (sdT8) е придружник во стара двојка подџуџе-бело џуџе, чија старост се проценува на повеќе од 10 милијарди години. Има маса од 44,9 , што значи дека е кафеаво џуџе.

### Примери за ладни подџуџиња
* Каптајнова Ѕвезда
* Грумбриџ 1830
* Ми Касиопеја
* 2MASS J05325346+8246465, можно ореолно кафеаво џуџе и првото подѕвездено подџуџе.
* SSSPM J1549-3544

## Врели (сини) подџуџиња

Врелите подџуџиња од синкавите спектрални типови O и B се сосема различна класа на тела од ладните подџуџиња; се нарекуваат и *„крајни ѕвезди на [[хоризонтална гранка|хоризонталната гранка]]“*.
Врелите подџуџиња претставуваат доцна фаза во развојот на некои ѕвезди, до која доаѓа кога еден црвен џин ќе ги загуби надворешните водороден слоеви пред јадрото да почне да гори хелиум.

Причимите за предвремената загуба на водородната обивка е нејасна, но за еден од главните механизми се смета заемодејството на ѕвездите во двоен систем. Единечните подџуџиња може да бидат последица од спојувањето на две бели џуџиња или грацитациско влијание од подѕвездени придружници. Подџуџињата од типот B, како посјајни од белите џуџиња, се значајна составница на населението на врели ѕвезди во стари ѕвездени системи како збиените јата и елиптичните галаксии.

### Тешкометални подџуџиња
Тешкометалните подџуџиња се вид на врели подџуџиња со голема концентрација на тешки метали. Содржат германиум, стронциум, итриум, циркониум и олово. Познати примери за вакви ѕвезди се HE 2359-2844, LS IV-14 116 и HE 1256-2738.

## Белешки

## Наводи


Категорија:Видови ѕвезди