Spektral klasse B underdværg

En underdværg af spektraltype B ( eng.  Subdwarf B star , sdB) er en type underdværgstjerne, der tilhører spektraltype B. De adskiller sig fra almindelige underdværge, fordi de er lysere og varmere. [1] Sådanne stjerner er på den yderste vandrette gren af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet . Masserne af sådanne objekter er omkring 0,5 solmasser , kun omkring 1% brint er til stede i sammensætningen, resten er helium. Radierne af underdværge af spektralklasse B ligger i området fra 0,15 til 0,25 solradier , temperaturer varierer fra 20.000 til 40.000  K.

Disse stjerner repræsenterer et sent stadium i udviklingen af ​​nogle stjerner, der opstår, når en rød kæmpe mister sine ydre brintlag, før helium begynder at brænde i kernen. Årsagerne til, at dette foreløbige massetab opstår, er uklare, men samspillet mellem stjerner i et binært system betragtes som en af ​​hovedmekanismerne. Solitære underdværge kan være resultatet af sammenlægningen af ​​to hvide dværge . Det menes, at sdB-stjerner bliver hvide dværge uden at gå gennem andre gigantiske stadier.

Spektralklasse B-underdværge er lysere end hvide dværge og repræsenterer en betydelig del af bestanden af ​​varme stjerner i gamle stjernesystemer, såsom kuglehobe , buler af spiralgalakser og elliptiske galakser . [2] Sådanne objekter skiller sig ud i ultraviolette billeder. Det antages, at varme underdværge er årsagen til den øgede ultraviolette flux i elliptiske galaksers samlede strålingsflux. [en]

Historie

Underdværge af spektraltypen blev opdaget af F. Zwicky og M. Humason omkring 1947, da superlyse blå stjerner blev opdaget nær galaksens nordpol. Som en del af Palomar-Green undersøgelsen blev sdB-stjerner fundet at være typiske repræsentanter for svage blå stjerner med en størrelse større end 18. I løbet af 1960'erne viste spektroskopidata, at mange sdB-stjerner ikke havde nok brint. I begyndelsen af ​​1970'erne målte D. Greenstein og A. Sargent temperaturer og tyngdekraft, hvorefter de bestemte den korrekte position af sådanne stjerner på Hertzsprung-Russell-diagrammet. [en]

Variabler

I denne kategori af stjerner er der tre typer variable stjerner .

For det første er der variable sdB-stjerner med perioder med lysstyrkeændringer fra 90 til 600 sekunder. De kaldes også EC14026 type stjerner eller V361 Hydra type variabler . For sådanne objekter foreslås betegnelsen sdBV r , hvor r betegner hurtig ( engelsk  hurtig ) variabilitet. [3] Charpinet-teorien om svingninger i disse stjerner indebærer, at lysstyrkeændringerne skyldes en akustisk oscillationstilstand med en lav grad (l) og en lav orden (n). Tilstanden opstår på grund af ionisering af jerngruppens atomer, hvilket fører til opacitet. Hastighedskurven er 90 grader ude af fase med lyskurven , og de effektive temperatur- og overfladetyngdekraftskurver ser ud til at være i fase med fluxændringskurven. På grafen for temperaturafhængighed af overfladetyngdekraft er stjerner med kortvarige pulsationer grupperet sammen i den såkaldte empiriske stribe af ustabilitet, som optager området T=28000-35000 K og log g=5,2-6,0. Kun 10 % af sdB-stjerner, der falder inden for det empiriske ustabilitetsbånd, pulserer faktisk.

For det andet er der variable med store perioder, fra 45 til 180 minutter. En foreslået notation for dem er sdBV s , hvor s står for langsom periodicitet. [3] Variabiliteten af ​​sådanne objekter er 0,1 %. Sådanne stjerner kaldes også PG1716 eller V1093 Her, nogle gange omtalt som LPsdBV. Et andet navn, der bruges, er Betsy stars . [4] Pulserende sdB-stjerner i lang tid er normalt køligere end deres modstykker med kort periode, med temperaturer omkring 23.000-30.000 K.

Stjerner, der svinger i begge tilstande, er hybridstjerner , standardbetegnelsen er sdBV rs . Prototypen er DW Lyn , også omtalt som HS 0702+6043. [3]

variabel stjerne Andet navn Konstellation Afstand ( st. år )
V361 Hydrae EC 14026-2647 Hydra ?
V1093 Hercules GSC 03081-00631 Herkules ?
H.W. Virgin * HIP 62157 Jomfruen 590
NY Virgin * GSC 04966-00491 Jomfruen ?
V391 Pegasus HS 2201+2610 Pegasus 4570

*formørkende binær stjerne

Planetsystemer

Mindst to sdB-stjerner er kendt for at have planeter. V391 Pegasi var den første sdB-stjerne, der havde en planet, og KOI-55 har et system af tæt kredsende planeter, der muligvis er resterne af en kæmpeplanet, der blev ødelagt, mens stjernen var i sit røde kæmpestadie. [5]

Noter

  1. ↑ 1 2 3 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars  //  Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik : journal. - 2009. - September ( bind 47 ). - S. 211-251 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101836 . — . Arkiveret fra originalen den 21. juli 2011.
  2. ↑ Jeffery, CS Pulsations in Subdwarf B Stars  //  Journal of Astrophysics and Astronomy : journal. - 2005. - Bd. 26 , nr. 2-3 . — S. 261 . - doi : 10.1007/BF02702334 . - . Arkiveret fra originalen den 20. juli 2019.
  3. ↑ 1 2 3 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E.M.; Schuh, S. A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars  //  Commissions 27 and 42 of the IAU: Information Bulletin on Variable Stars: journal. - 2010. - 8. marts ( bd. 5927 , nr. 5927 ). — S. 1 . — .
  4. ↑ Rey, Raquel Obeiro Asterosismology of Hot Subdwarf Stars . Hentet 9. juni 2011. Arkiveret fra originalen 13. marts 2012.
  5. ↑ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. & Green, EM (21. december 2011), Et kompakt system af små planeter omkring en tidligere rød-gigantisk stjerne , Nature T. 480 (7378): 496–499, PMID 22193103 , DOI 10.1038/nature10631