Spektrální podtrpaslík třídy B

Subtrpaslík spektrálního typu B ( angl.  Subdwarf B star , sdB) je druh podtrpasličí hvězdy patřící do spektrálního typu B. Od běžných podtrpaslíků se liší tím, že jsou jasnější a teplejší. [1] Takové hvězdy jsou na extrémní horizontální větvi Hertzsprung-Russellova diagramu . Hmotnosti takových objektů jsou asi 0,5 hmotnosti Slunce , pouze asi 1 % vodíku je přítomno ve složení, zbytek je helium. Poloměry subtrpaslíků spektrální třídy B leží v rozmezí od 0,15 do 0,25 poloměrů Slunce , teploty se pohybují od 20 000 do 40 000  K.

Tyto hvězdy představují pozdní fázi vývoje některých hvězd, ke kterým dochází, když červený obr ztratí své vnější vodíkové vrstvy předtím, než začne helium hořet v jádře. Důvody, proč k tomuto předběžnému úbytku hmoty dochází, nejsou jasné, ale interakce hvězd v binárním systému je považována za jeden z hlavních mechanismů. Samotářští subtrpaslíci mohou být výsledkem sloučení dvou bílých trpaslíků . Předpokládá se, že hvězdy sdB se stávají bílými trpaslíky, aniž by prošly dalšími obřími stádii.

Subtrpaslíci spektrální třídy B jsou jasnější než bílí trpaslíci a představují významnou část populace horkých hvězd ve starých hvězdných systémech, jako jsou kulové hvězdokupy , vybouleniny spirálních galaxií a eliptické galaxie . [2] Takové objekty vynikají na ultrafialových snímcích. Předpokládá se, že žhaví podtrpaslíci jsou příčinou zvýšeného toku ultrafialového záření v celkovém toku záření eliptických galaxií. [jeden]

Historie

Subtrpaslíky spektrálního typu objevili F. Zwicky a M. Humason kolem roku 1947, kdy byly objeveny superjasné modré hvězdy poblíž severního pólu Galaxie. V rámci průzkumu Palomar-Green bylo zjištěno, že hvězdy sdB jsou typickými představiteli slabých modrých hvězd s magnitudou větší než 18. Během 60. let 20. století data ze spektroskopie ukázala, že mnoho hvězd sdB nemělo dostatek vodíku. Na počátku 70. let měřili D. Greenstein a A. Sargent teploty a gravitaci, načež určili správnou polohu takových hvězd na Hertzsprung-Russellově diagramu. [jeden]

Proměnné

V této kategorii hvězd existují tři typy proměnných hvězd .

Za prvé, existují proměnné sdB hvězdy s periodami změny jasnosti od 90 do 600 sekund. Říká se jim také hvězdy typu EC14026 nebo proměnné typu V361 Hydra . Pro takové objekty je navrženo označení sdBV r , kde r označuje rychlou ( anglicky  rapid ) variabilitu. [3] Charpinetova teorie oscilací v těchto hvězdách implikuje, že změny jasnosti jsou způsobeny akustickým oscilačním módem s nízkým stupněm (l) a nízkým řádem (n). Mód vzniká v důsledku ionizace atomů skupiny železa, což vede k neprůhlednosti. Křivka rychlosti je o 90 stupňů mimo fázi se světelnou křivkou a křivky efektivní teploty a povrchové gravitace se zdají být ve fázi s křivkou změny toku. Na grafu teplotní závislosti na povrchové gravitaci jsou hvězdy s krátkoperiodickými pulsacemi seskupeny v tzv. empirickém pásu nestability, který zaujímá oblast T=28000-35000 K a log g=5,2-6,0. Pouze 10 % hvězd sdB spadajících do empirického pásma nestability skutečně pulsuje.

Za druhé, existují proměnné s velkými periodami, od 45 do 180 minut. Navrhovaný zápis pro ně je sdBV s , kde s znamená pomalou periodicitu. [3] Variabilita takových objektů je 0,1 %. Takové hvězdy se také nazývají PG1716 nebo V1093 Her, někdy označované jako LPsdBV. Dalším používaným názvem je Betsy stars . [4] Dlouhoperiodické pulzující hvězdy sdB jsou obvykle chladnější než jejich krátkoperiodické protějšky, s teplotami kolem 23 000-30 000 K.

Hvězdy kmitající v obou režimech jsou hybridní hvězdy , standardní označení je sdBV rs . Prototyp je DW Lyn , také označovaný jako HS 0702+6043. [3]

* zákrytová dvojhvězda

Planetární systémy

Je známo, že nejméně dvě hvězdy sdB mají planety. V391 Pegasi byla první hvězdou sdB, která měla planetu, a KOI-55 má systém blízko obíhajících planet, které jsou možná zbytky obří planety, která byla zničena, když byla hvězda ve stádiu červeného obra. [5]

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 Heber, Ulrich. Horké podtrpasličí hvězdy  //  Výroční přehled astronomie a astrofyziky : deník. - 2009. - Září ( sv. 47 ). - S. 211-251 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101836 . — . Archivováno z originálu 21. července 2011.
2. ↑ Jeffery, CS Pulsations in Subdwarf B Stars  //  Journal of Astrophysics and Astronomy : deník. - 2005. - Sv. 26 , č. 2-3 . — S. 261 . - doi : 10.1007/BF02702334 . - . Archivováno z originálu 20. července 2019.
3. ↑ 1 2 3 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E. M.; Schuh, S. A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars  //  Commission 27 and 42 of IAU: Information Bulletin on Variable Stars: journal. - 2010. - 8. března ( roč. 5927 , č. 5927 ). — P. 1 . — .
4. ↑ Rey, Raquel Obeiro Asterosismologie horkých podtrpasličích hvězd . Získáno 9. června 2011. Archivováno z originálu dne 13. března 2012. (neurčitý)
5. ↑ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. & Green, EM (21. prosince 2011), Kompaktní systém malých planet kolem bývalé hvězdy červeného obra , Nature T. 480 (7378): 496–499, PMID 22193103 , DOI 10.1038/nature10631