Una subenana de tipo espectral B ( eng. Subdwarf B star , sdB) es un tipo de estrella subenana que pertenece al tipo espectral B. Se diferencian de las subenanas ordinarias porque son más brillantes y calientes. [1] Tales estrellas están en la rama horizontal extrema del diagrama de Hertzsprung-Russell . Las masas de tales objetos son alrededor de 0,5 masas solares , solo alrededor del 1% de hidrógeno está presente en la composición, el resto es helio. Los radios de las subenanas de clase espectral B se encuentran en el rango de 0,15 a 0,25 radios solares , las temperaturas oscilan entre 20.000 y 40.000 K.
Estas estrellas representan una etapa tardía en la evolución de algunas estrellas, y ocurren cuando una gigante roja pierde sus capas externas de hidrógeno antes de que el helio comience a quemarse en el núcleo. Las razones por las que se produce esta pérdida de masa preliminar no están claras, pero la interacción de las estrellas en un sistema binario se considera uno de los principales mecanismos. Las subenanas solitarias pueden ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas . Se cree que las estrellas sdB se convierten en enanas blancas sin pasar por otras etapas gigantes.
Las subenanas de clase espectral B son más brillantes que las enanas blancas y representan una proporción significativa de la población de estrellas calientes en sistemas estelares antiguos, como cúmulos globulares , protuberancias de galaxias espirales y galaxias elípticas . [2] Estos objetos se destacan en las imágenes ultravioleta. Se supone que las subenanas calientes son la causa del aumento del flujo ultravioleta en el flujo de radiación total de las galaxias elípticas. [una]
Las subenanas del tipo espectral fueron descubiertas por F. Zwicky y M. Humason alrededor de 1947 cuando se descubrieron estrellas azules superbrillantes cerca del polo norte de la galaxia. Como parte del sondeo Palomar-Green, se descubrió que las estrellas sdB eran representantes típicos de estrellas azules tenues con una magnitud superior a 18. Durante la década de 1960, los datos de espectroscopia mostraron que muchas estrellas sdB no tenían suficiente hidrógeno. A principios de la década de 1970, D. Greenstein y A. Sargent midieron la temperatura y la gravedad, después de lo cual determinaron la posición correcta de dichas estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell. [una]
En esta categoría de estrellas, hay tres tipos de estrellas variables .
Primero, hay estrellas sdB variables con períodos de cambio de brillo de 90 a 600 segundos. También son llamadas estrellas tipo EC14026 o variables tipo V361 Hydra . Para tales objetos, se propone la designación sdBV r , donde r denota variabilidad rápida (en inglés rapid ). [3] La teoría de las oscilaciones de Charpinet en estas estrellas implica que los cambios de brillo se deben a un modo de oscilación acústica con un grado bajo (l) y un orden bajo (n). El modo surge debido a la ionización de los átomos del grupo del hierro, lo que conduce a la opacidad. La curva de velocidad está desfasada 90 grados con respecto a la curva de luz , y las curvas de temperatura efectiva y gravedad superficial parecen estar en fase con la curva de cambio de flujo. En el gráfico de dependencia de la temperatura con la gravedad de la superficie, las estrellas con pulsaciones de período corto se agrupan en la llamada franja empírica de inestabilidad, que ocupa la región T=28000-35000 K y log g=5,2-6,0. Solo el 10% de las estrellas sdB que caen dentro de la banda de inestabilidad empírica realmente pulsan.
En segundo lugar, hay variables con periodos grandes, de 45 a 180 minutos. Una notación sugerida para ellos es sdBV s , donde s significa periodicidad lenta. [3] La variabilidad de dichos objetos es del 0,1%. Estas estrellas también se denominan PG1716 o V1093 Her, a veces denominadas LPsdBV. Otro nombre utilizado es estrellas de Betsy . [4] Las estrellas sdB pulsantes de período largo suelen ser más frías que sus contrapartes de período corto, con temperaturas de alrededor de 23 000-30 000 K.
Las estrellas que oscilan en ambos modos son estrellas híbridas , la designación estándar es sdBV rs . El prototipo es DW Lyn , también conocido como HS 0702+6043. [3]
| estrella variable | Otro nombre | Constelación | Distancia ( st. años ) |
|---|---|---|---|
| V361 Hidras | CE 14026-2647 | Hidra | ? |
| V1093 Hércules | SGC 03081-00631 | Hércules | ? |
| H. W. Virgen * | cadera 62157 | Virgo | 590 |
| Virgen de Nueva York * | SGC 04966-00491 | Virgo | ? |
| V391 pegaso | SA 2201+2610 | Pegaso | 4570 |
*estrella binaria eclipsante
Se sabe que al menos dos estrellas sdB tienen planetas. V391 Pegasi fue la primera estrella sdB en tener un planeta, y KOI-55 tiene un sistema de planetas en órbita cercana que posiblemente sean los restos de un planeta gigante que fue destruido mientras la estrella estaba en su etapa de gigante roja. [5]
| enanas blancas | |
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| Educación | |
| Evolución | |
En sistemas binarios |
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| Propiedades |
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| Otro |
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| Incapaz | |
| Categoría:Enanas blancas | |