Subenano

Las subenanas son un tipo de estrellas que son más tenues que las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo espectral , que se asignan a una clase de luminosidad VI separada. Los subenanos se dividen en dos tipos: fríos y calientes, que no solo difieren en la temperatura de la superficie, sino que también tienen diferencias físicas y evolutivas cualitativas. También existen algunas diferencias entre las subenanas calientes de los tipos espectrales O y B, por lo que se consideran por separado y se cree que se forman de diferentes maneras.

Características y evolución

Las subenanas son estrellas que son 1–2 m (2,5–6 veces) más tenues que las estrellas de secuencia principal con los mismos tipos espectrales , pero mucho más brillantes que las enanas blancas [1] . En consecuencia, la región ocupada por las subenanas en el diagrama de Hertzsprung-Russell se encuentra ligeramente por debajo de la secuencia principal [2] . En la clasificación espectral, tales estrellas se asignan a una clase de luminosidad VI separada, o se designan con el prefijo sd [3] [4] .

Entre estas estrellas destacan las subenanas frías y calientes. Difieren no solo en la temperatura de la superficie y el tipo espectral, sino también en las fuentes de energía y las etapas evolutivas [2] .

Geniales subenanas

Magnitudes absolutas de subenanas frías en la banda V [5]
clase espectral MV _
F5 +4.8
G0 +5.7
G5 +6.4
K0 +7.3
K5 +8.4
M0 +10
M2 +12
M5 +14
M8 +16

Las subenanas frías son estrellas de tipos espectrales tardíos: principalmente G, K, M. Estas estrellas queman hidrógeno en sus núcleos, como las estrellas de secuencia principal . Las subenanas frías son estrellas viejas con baja metalicidad y pertenecen a la población II [2] [6] . Debido a la baja abundancia de elementos pesados, las líneas espectrales de estos elementos en tales estrellas son bastante débiles [7] .

La menor luminosidad de las subenanas que la de las estrellas de secuencia principal a las mismas temperaturas también se debe a la baja metalicidad . Cuanto menor sea el contenido de elementos pesados ​​en la atmósfera de una estrella , mayor será la transparencia de sus capas exteriores, por lo tanto, para estrellas pobres en metales, la radiación, en promedio, proviene de las capas más profundas de la estrella. Las temperaturas son más altas a mayor profundidad, por lo que para estrellas pobres en metales con la misma luminosidad, la temperatura de la fotosfera es más alta y el radio es más pequeño [8] .

La estrella de Kapteyn [6] puede servir como ejemplo de una subenana fría .

Entre las enanas marrones , también hay subenanas: por ejemplo, ULAS J131610.28+075553.0 tiene un tipo espectral de sdT6.5 [9] .

Clasificación

Los subenanos fríos se dividen en tres tipos: subenanos (denominados sd), subenanos extremos ( ing.  extreme subdwarfs , denotado esd) y ultra-subdwarfs ( ing.  ultra subdwarfs , denotado usd). Estos tres tipos difieren en el grado de deficiencia de elementos pesados: estos tres tipos tienen una metalicidad promedio de -0.5, -1 y -1.5, respectivamente [8] .

Subenanos calientes

Las subenanas calientes pertenecen a las primeras clases espectrales: O y B. A diferencia de las subenanas frías, estas estrellas queman helio en sus núcleos . Como resultado de la evolución, estas estrellas se convierten en enanas blancas , y pueden pertenecer a cualquier población estelar . Algunas de estas estrellas se encuentran en la franja de inestabilidad , por lo que experimentan pulsaciones [2] [10] .

A pesar de las similitudes superficiales, las subenanas de clase O y clase B difieren, por ejemplo, en la composición química. Además, es mucho menos probable que las subenanas de clase O tengan compañeras que las subenanas de clase B. Debido a estas circunstancias, se cree que estas estrellas se forman de diferentes maneras [10] .

Subenanas Clase B

Las subenanas de clase B suelen ser antiguas gigantes rojas que han perdido casi toda su envoltura de hidrógeno. Desde el punto de vista de la evolución , las subenanas de clase B se encuentran en la rama horizontal , es decir, en su parte más azul y de alta temperatura, también llamada rama horizontal extrema .  Las luminosidades de las estrellas de la rama horizontal son aproximadamente las mismas, y en la región de altas temperaturas estas estrellas resultan ser más tenues que las estrellas de la secuencia principal de las mismas temperaturas y tipos espectrales. La diferencia cualitativa entre estas subenanas y otras estrellas de rama horizontal es que sus capas de hidrógeno tienen una masa muy pequeña, menos de 0,01 M ⊙ , y no queman hidrógeno en una fuente de capa [10] [1] .

Tales estrellas a menudo tienen compañeras, con las que forman un sistema binario cercano ; a menudo son enanas blancas o enanas rojas . La atracción de tales compañeros podría privar a la estrella de la concha cuando llena el lóbulo de Roche y convertirla en una subenana. También se supone que debe haber subenanas con una estrella de neutrones o un agujero negro como compañero. Estos objetos se consideran precursores de las supernovas de tipo Ia [10] .

Subenanas Clase O

En general, se sabe menos sobre las subenanas de tipo O que sobre las subenanas de tipo B. Debido al hecho de que las primeras prácticamente no ocurren en sistemas binarios cercanos, se cree que se forman con mayor frecuencia como resultado de fusiones de enanas blancas de helio. , aunque existen otras formas de ocurrencia de este tipo de estrellas [11] . Las atmósferas de estas estrellas pueden ser muy pobres en helio o estar compuestas casi en su totalidad por él. Además, se sabe que varias subenanas de clase O son fuentes de rayos X [10] .

Historia del estudio

Las estrellas más tenues que las estrellas de secuencia principal pero más brillantes que las enanas blancas fueron descubiertas por primera vez por Walter Adams y Alfder Joy , quienes publicaron su descubrimiento en 1922. Inicialmente, estos objetos se denominaron "enanas blancas intermedias". El término "subenano" para este tipo de estrellas fue utilizado por primera vez por Gerard Kuiper en 1939. Las primeras subenanas descubiertas fueron las subenanas frías [6] . Las subenanas calientes comenzaron a encontrarse más tarde: los primeros descubrimientos fueron realizados por Fritz Zwicky y Milton Humason en 1947 [10] .

Notas

  1. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , pág. 216.
  2. ↑ 1 2 3 4 Subdwarfs  / Yungelson L. R.  // Asociación social - Televisión. - M  .: Gran Enciclopedia Rusa, 2016. - P. 360. - ( Gran Enciclopedia Rusa  : [en 35 volúmenes]  / editor en jefe Yu. S. Osipov  ; 2004-2017, v. 31). - ISBN 978-5-85270-368-2 .
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 377.
  4. ↑ Darling D. Subenano . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 29 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 31 de octubre de 2020.
  5. ↑ Zombeck MV Manual de astronomía espacial y astrofísica 71. Cambridge University Press . Consultado el 29 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2010.
  6. ↑ 1 2 3 Jao W., Henry TJ, Beaulieu TD, Subasavage JP Cool Subdwarf Investigations. I. Nuevos pensamientos sobre los tipos espectrales de K y M Subdwarfs  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 14 de julio ( vol. 136 ). - P. 840-880 . — ISSN 0004-6256 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/136/2/840 .
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 377-378.
  8. ↑ 1 2 Kesseli AY, Kirkpatrick JD, Fajardo-Acosta SB, Penny MT, Gaudi BS Radios de subenanas de 88 M y relaciones de radio actualizadas para estrellas enanas M de baja metalicidad  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 22 de enero ( vol. 157 ). — Pág. 63 . — ISSN 0004-6256 . -doi : 10.3847 / 1538-3881/aae982 .
  9. ↑ Burningham B., Smith L., Cardoso CV, Lucas PW, Burgasser AJ El descubrimiento de una subenana T6.5   // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2014. - 1 de mayo ( vol. 440 , número 1 ). - P. 359-364 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnras/stu184 . Archivado desde el original el 14 de julio de 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 Heber U. Hot Subluminous Stars  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico , 2016. - 12 de julio ( vol. 128 , iss. 966 ). - P. 1-4, 20-21, 33-34, 53-55, 73, 77-79 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . -doi : 10.1088 / 1538-3873/128/966/082001 . Archivado desde el original el 16 de febrero de 2020.
  11. ↑ Napiwotzki R. El origen de las estrellas subenanas O ricas en helio  . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Universität Tübingen . Consultado el 14 de julio de 2021. Archivado desde el original el 7 de octubre de 2011.

Literatura

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Curso general de astronomía / ed. V. V. Ivanova . — 2ª ed., corregida. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. — Berlín; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .