Estrella subenana B
Una subenana de tipo B (sdB) es un tipo de estrella subenana con tipo espectral B. Se diferencian de las típicas subenanas por ser mucho más calientes y brillantes. [2] Están situados en la " rama horizontal extrema " del diagrama de Hertzsprung-Russell . Las masas de estas estrellas son alrededor de 0,5 masas solares, y contienen solo alrededor del 1% de hidrógeno, siendo el resto helio. Su radio es de 0,15 a 0,25 radios solares, y su temperatura es de 20.000 a 40.000 K.
Estas estrellas representan una etapa tardía en la evolución de algunas estrellas, causada cuando una estrella gigante roja pierde sus capas exteriores de hidrógeno antes de que el núcleo comience a fusionar helio . Las razones por las que se produce esta pérdida de masa prematura no están claras, pero se cree que la interacción de las estrellas en un sistema estelar binario es uno de los principales mecanismos. Las subenanas individuales pueden ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas . Se espera que las estrellas sdB se conviertan en enanas blancas sin pasar por más etapas gigantes.
Las estrellas subenanas B, al ser más luminosas que las enanas blancas, son un componente importante en la población de estrellas calientes de los sistemas estelares antiguos, como los cúmulos globulares , los bulbos de galaxias espirales y las galaxias elípticas . [3] Son prominentes en las imágenes ultravioleta. Se propone que las subenanas calientes son la causa del aumento de UV en la salida de luz de las galaxias elípticas . [2]
Las estrellas subenanas B fueron descubiertas por Zwicky y Humason alrededor de 1947 cuando encontraron estrellas azules subluminosas alrededor del polo norte galáctico. En el sondeo Palomar-Green se descubrió que eran el tipo más común de estrella azul tenue con una magnitud superior a 18. Durante la espectroscopia de la década de 1960 se descubrió que muchas de las estrellas sdB son deficientes en hidrógeno, con abundancias inferiores a las predichas por la teoría del Big Bang . . A principios de la década de 1970 , Greenstein y Sargent midieron la temperatura y la fuerza de la gravedad y pudieron trazar su posición correcta en el diagrama de Hertzsprung-Russell . [2]
En primer lugar están los sdBV con períodos de 90 a 600 segundos. También se les llama estrellas EC14026 o V361 Hya . Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV r , donde r significa rápido. [4] La teoría de Charpinet de las oscilaciones de estas estrellas es que las variaciones en el brillo se deben a oscilaciones del modo acústico.con bajo grado (l) y bajo orden (n). Son impulsados por la ionización de los átomos del grupo del hierro que causan opacidad. La curva de velocidad está desfasada 90 grados con respecto a la curva de brillo, mientras que la temperatura efectiva y las curvas de aceleración de la gravedad superficial parecen estar en fase con las variaciones de flujo. En gráficos de temperatura frente a la gravedad de la superficie, los pulsadores de período corto se agrupan en la denominada franja de inestabilidad empírica, definida aproximadamente por T=28000–35000 K y log g=5,2–6,0. Se observa que solo el 10% de los sdB que caen en la tira empírica pulsan.
En segundo lugar están las variables de período largo con períodos de 45 a 180 minutos. Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV s , donde s significa lento. [4] Estos solo tienen una variación muy pequeña de 0.1%. También han sido llamados PG1716 o V1093 Her o abreviados como LPsdBV. Las estrellas sdB pulsantes de largo período son generalmente más frías que sus contrapartes rápidas, con T~23000–30000K.
