Hvězda Subdwarf B - Subdwarf B star

Umělecký dojem hvězdy sdB, která ukazuje obrovské horké místo

Schematický řez subdwarfem typu B.

Typu B podtrpaslík (SDB) je druh podtrpaslík hvězdy s spektrálního typu B . Liší se od typického trpaslíka tím, že jsou mnohem žhavější a jasnější. Nacházejí se v „extrémní vodorovné větvi “ Hertzsprung – Russellova diagramu . Hmoty těchto hvězd jsou kolem 0,5 sluneční hmoty a obsahují pouze asi 1% vodíku, zbytek tvoří hélium. Jejich poloměr je od 0,15 do 0,25 slunečních poloměrů a jejich teplota je od 20 000 do 40 000 K.

Tyto hvězdy představují pozdní fázi vývoje některých hvězd, způsobenou tím, že červená obří hvězda ztratí své vnější vodíkové vrstvy, než jádro začne fúzovat hélium . Důvody, proč k této předčasné ztrátě hmoty dochází, jsou nejasné, ale interakce hvězd v binárním hvězdném systému je považována za jeden z hlavních mechanismů. Jednotliví trpaslíci mohou být výsledkem sloučení dvou bílých trpaslíků . Očekává se, že hvězdy sdB se stanou bílými trpaslíky, aniž by prošly dalšími obřími fázemi.

Hvězdy subdwarf B, které jsou jasnější než bílí trpaslíci, jsou významnou složkou populace horkých hvězd starých hvězdných systémů, jako jsou kulové hvězdokupy , výčnělky spirálních galaxií a eliptické galaxie . Jsou prominentní na ultrafialových obrázcích. Předpokládá se, že horké subdwarfy jsou příčinou ultrafialového záření ve světelném výstupu eliptických galaxií .

Dějiny

Hvězdy podtrpaslík B byly objeveny Zwicky a Humason kolem roku 1947, když zjistili, subluminous modré hvězdy kolem severního galaktického pólu. V průzkumu Palomar-Green byli objeveni jako nejběžnější druh slabě modré hvězdy s velikostí nad 18 let. V 60. letech 20. století spektroskopie zjistila, že mnoho hvězd sdB má nedostatek vodíku a jejich množství je nižší než předpovídá teorie velkého třesku . Na začátku 70. let Greenstein a Sargent měřili teploty a gravitační síly a dokázali vykreslit svou správnou polohu na Hertzsprung – Russellově diagramu .

Proměnné

V této kategorii jsou tři druhy proměnných hvězd :

Nejprve existují sdBV s periodami od 90 do 600 sekund. Nazývají se také hvězdy EC14026 nebo V361 Hya . Navrhovaná nová nomenklatura je sdBV _r , kde r znamená rapid. Charpinetova teorie oscilací těchto hvězd spočívá v tom, že změny jasu jsou způsobeny kmity akustického režimu s nízkým stupněm (l) a nízkým řádem (n). Jsou poháněny ionizací atomů skupiny železa způsobující neprůhlednost. Křivka rychlosti je 90 stupňů mimo fázi s křivkou jasu, zatímco křivky efektivní teploty a zrychlení povrchové gravitace se zdají být ve fázi s variacemi toku. V grafech teploty proti povrchové gravitaci se krátkodobé pulzátory shlukují dohromady v takzvaném empirickém pruhu nestability, který je přibližně definován T = 28 000–35 000 K a log g = 5,2–6,0. Bylo pozorováno, že pulzuje pouze 10% sdB spadajících do empirického proužku.

Zadruhé existují proměnné dlouhého období s obdobími od 45 do 180 minut. Navrhovaná nová nomenklatura je sdBV _s , s stojí za pomalý. Ty mají jen velmi malou odchylku 0,1%. Také se jim říkalo PG1716 nebo V1093 Her nebo zkráceně LPsdBV. Dlouhodobě pulzující hvězdy sdB jsou obecně chladnější než jejich rychlé protějšky s T ~ 23 000–30000K.

Hvězdy, které oscilují v obou dobových režimech, jsou „hybridy“ se standardní nomenklaturou sdBV _rs . Prototypem je DW Lyn označený také jako HS 0702 + 6043.

* zákrytová dvojhvězda

Planetární systémy

Existují nejméně čtyři hvězdy sdB, které mohou vlastnit planetární systémy. Ve všech čtyřech případech však následný výzkum ukázal, že důkazy o existenci planet nebyly tak silné, jak se dříve věřilo, a to, zda planetární systémy existují, není prokázáno.

V391 Pegasi byla první hvězdou sdB, o které se věřilo, že má na oběžné dráze exoplanetu, ačkoli následný výzkum významně oslabil důkazní případ existence planety.

Kepler-70 může mít systém dvou nebo více planet obíhajících blízko sebe, ačkoli pozdější výzkumy naznačují, že tomu tak pravděpodobně nebude.

KIC 10001893 (také známý jako Kepler-429 ) může mít na velmi blízké oběžné dráze systém tří planet o velikosti Země. Pokud existují, pak by se podobaly hypotetickým exoplanetám Kepler-70. Stejné nové techniky, které zpochybňují exoplanety Kepler-70, však byly použity i v tomto případě a naznačovaly, že tři detekované signály mohly ve skutečnosti pouze zavádějící artefakty v datech, které dřívější analytické techniky nezvládly dobře.

Pokud existují dvě planety těsně obíhající na planetě Kepler-70, mohou to být zbytky jader plynných gigantů obíhajících blízko. Ty by pohltil předek rudého obra a kamenná / kovová jádra by byla jedinou částí planet, která by přežila, aniž by byla odpařena. Alternativně to mohou být části jádra z jednoho většího plynného obra, pohlceného, ​​jak je popsáno, přičemž jádro má fragmentaci uvnitř hvězdy.

2MASS J19383260 + 4603591 je blízký binární systém subdwarf B a hvězdy červeného trpaslíka, o kterém se kdysi tvrdilo, že jej obíhá cirkumbinární planeta Kepler-451b .

Reference