Субкарликовая звезда B - Subdwarf B star

Художник представил звезду SDB, демонстрирующую гигантскую горячую точку
Схематическое сечение субкарлика B-типа

В-типа субкарлик (SDB) является своего рода субкарлик звезды с спектрального типа B . Они отличаются от типичных субкарликов тем, что намного горячее и ярче. Они расположены на «крайней горизонтальной ветви » диаграммы Герцшпрунга – Рассела . Массы этих звезд составляют около 0,5 массы Солнца, и они содержат только около 1% водорода, а остальное - гелий. Их радиус составляет от 0,15 до 0,25 радиуса Солнца, а температура - от 20 000 до 40 000 К.

Эти звезды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звезд, вызванную тем, что красная звезда- гигант теряет свои внешние водородные слои до того, как ядро ​​начинает плавить гелий . Причины, по которым происходит эта преждевременная потеря массы, неясны, но взаимодействие звезд в двойной звездной системе считается одним из основных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов . Ожидается, что звезды sdB станут белыми карликами, не пройдя через какие-либо стадии гигантов.

Субкарликовые B-звезды, будучи более яркими, чем белые карлики, являются важным компонентом в популяции горячих звезд старых звездных систем, таких как шаровые скопления , выпуклости спиральных галактик и эллиптические галактики . Они хорошо видны на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной увеличения светового потока эллиптических галактик в УФ-диапазоне .

История

Субкарликовые B-звезды были открыты Цвикки и Хьюмасоном примерно в 1947 году, когда они обнаружили сверхсветящиеся голубые звезды вокруг северного галактического полюса. В обзоре Паломар-Грин было обнаружено, что они являются наиболее распространенным типом слабых голубых звезд с величиной более 18. В течение 1960-х годов спектроскопия обнаружила, что многие из звезд sdB испытывают дефицит водорода, причем его содержание ниже предсказанного теорией Большого взрыва. . В начале 1970-х Гринштейн и Сарджент измерили температуру и силу тяжести и смогли изобразить их правильное положение на диаграмме Герцшпрунга – Рассела .

Переменные

В этой категории есть три типа переменных звезд :

Во-первых, это sdBV с периодами от 90 до 600 секунд. Их также называют звездами EC14026 или V361 Hya . Предлагаемая новая номенклатура - sdBV r , где r означает быстрое. Теория колебаний этих звезд Шарпине заключается в том, что изменения яркости обусловлены колебаниями акустической моды с низкой степенью (l) и низким порядком (n). Они вызваны ионизацией атомов группы железа, вызывающей непрозрачность. Кривая скорости сдвинута по фазе на 90 градусов с кривой яркости, в то время как кривые эффективной температуры и ускорения силы тяжести совпадают по фазе с вариациями потока. На графиках зависимости температуры от поверхностной силы тяжести короткопериодические пульсаторы группируются в так называемую полосу эмпирической нестабильности, приблизительно определяемую T = 28000–35000 K и log g = 5.2–6.0. Наблюдается пульсация только 10% sdB, попадающих в эмпирическую полосу.

Во-вторых, есть переменные с длинным периодом с периодами от 45 до 180 минут. Предлагаемая новая номенклатура - sdBV s , где s означает медленный. У них есть только очень небольшой разброс - 0,1%. Их также называли PG1716 или V1093 Her или сокращенно LPsdBV. Долгопериодические пульсирующие звезды sdB обычно холоднее своих быстрых собратьев с T ~ 23000–30000K.

Звезды, которые колеблются в обоих режимах периода, являются «гибридами» со стандартной номенклатурой sdBV rs . Прототипом является DW Lyn, также обозначенный как HS 0702 + 6043.

переменная звезда Другое имя Созвездие Расстояние ( ly )
V361 Hydrae 14026-2647 по К.Э. Гидра 2630
V1093 Геркулес GSC 03081-00631 Геркулес 2861
HW Virginis * HIP 62157 Дева 590
Нью-Йорк Вирджинис * GSC 04966-00491 Дева 1800
V391 Pegasi HS 2201 + 2610 Пегас 4570

* затменная двойная звезда

Планетные системы

Есть по крайней мере четыре звезды sdB, которые могут обладать планетными системами. Однако во всех четырех случаях последующие исследования показали, что доказательства существования планет не были столь сильными, как считалось ранее, и существование планетных систем в любом случае не доказано.

V391 Pegasi была первой звездой sdB, которая, как считается, имела экзопланету на орбите вокруг нее, хотя последующие исследования значительно ослабили доказательства существования планеты.

Kepler-70 может иметь систему из двух или более планет, вращающихся на близких орбитах, хотя более поздние исследования показывают, что это маловероятно.

KIC 10001893 (также известный как Kepler-429 ) может обладать системой из трех планет размером примерно с Землю, находящихся на очень близкой орбите. Если они существуют, то они будут похожи на гипотетические экзопланеты Кеплер-70. Однако те же самые новые методы, которые ставят под сомнение экзопланеты Kepler-70, были применены и в этом случае и показали, что три обнаруженных сигнала на самом деле могут быть просто вводящими в заблуждение артефактами в данных, которые более ранние методы анализа не обрабатывались должным образом.

Если две планеты Кеплера-70 действительно существуют, они могут быть остатками ядер близко вращающихся газовых гигантов. Они были бы поглощены прародителем красных гигантов, и скалистые / металлические ядра были бы единственными частями планет, которые выжили бы, не испарившись. В качестве альтернативы, они могут быть частями ядра одного более крупного газового гиганта, охваченного, как описано, с фрагментированным ядром внутри звезды.

2MASS J19383260 + 4603591 - тесная двойная система субкарлика B и звезды красного карлика, которая когда -то считалась находящейся на орбите околоземной планеты Кеплер-451b .

Рекомендации