Subpitic clasa spectrală B

Un subpitic de tip spectral B ( ing.  Subdwarf B star , sdB) este un tip de stea subpitică aparținând tipului spectral B. Ele diferă de subpitici obișnuiți deoarece sunt mai strălucitoare și mai fierbinți. [1] Astfel de stele se află pe ramura orizontală extremă a diagramei Hertzsprung-Russell . Masele unor astfel de obiecte sunt de aproximativ 0,5 mase solare , doar aproximativ 1% hidrogen este prezent în compoziție, restul este heliu. Razele subpiticilor din clasa spectrală B se află în intervalul de la 0,15 la 0,25 raze solare , temperaturile variază de la 20.000 la 40.000  K.

Aceste stele reprezintă o etapă târzie în evoluția unor stele, care apare atunci când o gigantă roșie își pierde straturile exterioare de hidrogen înainte ca heliul să înceapă să ardă în miez. Motivele pentru care are loc această pierdere preliminară de masă sunt neclare, dar interacțiunea stelelor într-un sistem binar este considerată unul dintre principalele mecanisme. Subpitici solitari pot fi rezultatul fuziunii a două pitici albe . Se crede că stelele sdB devin pitice albe fără a trece prin alte etape gigantice.

Subpiticii din clasa spectrală B sunt mai strălucitori decât piticele albe și reprezintă o proporție semnificativă din populația de stele fierbinți din vechile sisteme stelare, cum ar fi clusterele globulare , umflăturile galaxiilor spirale și galaxiile eliptice . [2] Astfel de obiecte ies în evidență în imaginile ultraviolete. Se presupune că subpiticii fierbinți sunt cauza creșterii fluxului ultraviolet în fluxul total de radiații al galaxiilor eliptice. [unu]

Istorie

Subpitici de tip spectral au fost descoperite de F. Zwicky și M. Humason în jurul anului 1947 când au fost descoperite stele de un albastru superb în apropierea polului nord al Galaxiei. Ca parte a studiului Palomar-Green, stele sdB s-au dovedit a fi reprezentanți tipici ai stelelor albastre slabe cu o magnitudine mai mare de 18. În anii 1960, datele spectroscopiei au arătat că multe stele sdB nu aveau suficient hidrogen. La începutul anilor 1970, D. Greenstein și A. Sargent au măsurat temperaturile și gravitația, după care au determinat poziția corectă a unor astfel de stele pe diagrama Hertzsprung-Russell. [unu]

Variabile

În această categorie de stele, există trei tipuri de stele variabile .

În primul rând, există stele sdB variabile cu perioade de schimbare a luminozității de la 90 la 600 de secunde. Ele mai sunt numite stele de tip EC14026 sau variabile de tip V361 Hydra . Pentru astfel de obiecte, se propune denumirea sdBV r , unde r denotă variabilitatea rapidă ( în engleză  rapid ). [3] Teoria Charpinet a oscilațiilor în aceste stele implică faptul că modificările de luminozitate se datorează unui mod de oscilație acustică cu un grad scăzut (l) și un ordin scăzut (n). Modul apare din cauza ionizării atomilor grupului de fier, ceea ce duce la opacitate. Curba vitezei este defazată cu 90 de grade cu curba luminii , iar curbele de temperatură efectivă și gravitație de suprafață par a fi în fază cu curba de schimbare a fluxului. Pe graficul dependenței de temperatură de gravitația de suprafață, stelele cu pulsații de scurtă perioadă sunt grupate în așa-numita bandă empirică a instabilității, care ocupă regiunea T=28000-35000 K și log g=5,2-6,0. Doar 10% dintre stelele sdB care se încadrează în banda de instabilitate empirică pulsează de fapt.

În al doilea rând, există variabile cu perioade mari, de la 45 la 180 de minute. O notație sugerată pentru ele este sdBV s , unde s reprezintă periodicitate lentă. [3] Variabilitatea unor astfel de obiecte este de 0,1%. Astfel de stele sunt numite și PG1716 sau V1093 Her, uneori denumite LPsdBV. Un alt nume folosit este Betsy stars . [4] Stelele sdB cu pulsații pe perioadă lungă sunt de obicei mai reci decât omologii lor cu perioadă scurtă, cu temperaturi în jur de 23.000-30.000 K.

Stelele care oscilează în ambele moduri sunt stele hibride , desemnarea standard este sdBV rs . Prototipul este DW Lyn , denumit și HS 0702+6043. [3]

* stea binară eclipsă

Sisteme planetare

Se știe că cel puțin două stele sdB au planete. V391 Pegasi a fost prima stea sdB care a avut o planetă, iar KOI-55 are un sistem de planete care orbitează strâns, care sunt posibil rămășițele unei planete gigantice care a fost distrusă în timp ce steaua se afla în stadiul său de gigantă roșie. [5]

Note

1. ↑ 1 2 3 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars  // Revizuirea  anuală a astronomiei și astrofizicii : jurnal. - 2009. - Septembrie ( vol. 47 ). - P. 211-251 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101836 . — Cod biblic . Arhivat din original pe 21 iulie 2011.
2. ↑ Jeffery, CS Pulsations in Subdwarf B Stars  //  Journal of Astrophysics and Astronomy : jurnal. - 2005. - Vol. 26 , nr. 2-3 . — P. 261 . - doi : 10.1007/BF02702334 . - Cod biblic . Arhivat din original pe 20 iulie 2019.
3. ↑ 1 2 3 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E.M.; Schuh, S. A Propos de Nomenclatură Uniformă pentru Pulsating Hot Subdwarf Stars  //  Comisiile 27 și 42 ale IAU: Information Bulletin on Variable Stars: journal. - 2010. - 8 martie ( vol. 5927 , nr. 5927 ). — P. 1 . — Cod biblic .
4. ↑ Rey, Raquel Obeiro Asterosismology of Hot Subdwarf Stars . Preluat la 9 iunie 2011. Arhivat din original la 13 martie 2012. (nedefinit)
5. ↑ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. & Green, EM (21 decembrie 2011), Un sistem compact de planete mici în jurul unei foste stele gigantice roșii , Nature T. 480 (7378): 496–499, PMID 22193103 , DOI 10.1038/nature10631