Una subenana , a veces denotada por "sd", es una estrella con clase de luminosidad VI según el sistema de clasificación espectral de Yerkes . Se definen como estrellas con una luminosidad de 1,5 a 2 magnitudes más baja que la de las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo espectral . En un diagrama de Hertzsprung-Russell, las subenanas parecen estar debajo de la secuencia principal .
El término "subenana" fue acuñado por Gerard Kuiper en 1939, para referirse a una serie de estrellas con espectros anómalos que fueron previamente etiquetadas como " enanas blancas intermedias ". [1]
Cool subenanas
Como las estrellas ordinarias de la secuencia principal , las subenanas frías (de los tipos espectrales G a M) producen su energía a partir de la fusión del hidrógeno . La explicación de su subluminosidad radica en su baja metalicidad : estas estrellas no están enriquecidas en elementos más pesados que el helio . La metalicidad más baja disminuye la opacidad de sus capas externas y disminuye la presión de radiación , lo que resulta en una estrella más pequeña y más caliente para una masa determinada. [2] Esta menor opacidad también les permite emitir un mayor porcentaje de luz ultravioleta para el mismo tipo espectral en relación con una estrella de Población I , una característica conocida como exceso ultravioleta . [3] Por lo general, miembros del halo de la Vía Láctea , con frecuencia tienen altas velocidades espaciales en relación con el Sol . [4] Existen subenanas frías de tipo espectral L y T, por ejemplo ULAS J131610.28 + 075553.0 con un tipo espectral de sdT6.5. [4]
Las subclases de subenanas geniales son las siguientes: [5] [6]
- cool subwarf: Ejemplos: Kapteyn's Star (sdM1), SSSPM J1930-4311 (sdM7)
- subenana extrema: Ejemplo: APMPM J0559-2903 (esdM7) [7]
- ultrasubenano: Ejemplo: LSPM J0822 + 1700 (usdM7.5) [6]
Subenanas calientes
Las subenanas calientes, de los tipos espectrales O y B, también denominadas " estrellas de ramas horizontales extremas " son una clase de objeto completamente diferente a las subenanas frías. Estas estrellas representan una etapa tardía en la evolución de algunas estrellas, causada cuando una estrella gigante roja pierde sus capas externas de hidrógeno antes de que el núcleo comience a fusionar el 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 o la influencia gravitacional de las compañeras subestelares. Las subenanas de tipo B, que son más luminosas que las enanas blancas, son un componente importante de la población de estrellas calientes de los antiguos sistemas estelares, como los cúmulos globulares y las galaxias elípticas . [8] [9]
Subenanas de heavy metal
Las subenanas de metales pesados son un tipo de estrella subenana caliente con altas concentraciones de metales pesados . Los metales detectados incluyen germanio , estroncio , itrio , circonio y plomo . Las subenanas de metales pesados conocidas incluyen HE 2359-2844 , LS IV-14 116 y HE 1256-2738 . [10]
Ejemplos de subdwarfs
- Estrella de Kapteyn
- Groombridge 1830
- Mu Cassiopeiae
- 2MASS J05325346 + 8246465 , una posible enana marrón halo y la primera subenana subestelar. [11]
- SSSPM J1549-3544
Referencias
- ^ Ken Croswell , La alquimia de los cielos , (Nueva York: Oxford UP, 1995), p. 87.
- ^ James Kaler , Estrellas y sus espectros , (Cambridge: Cambridge UP, 1989), p. 122.
- ^ Ken Croswell , La alquimia de los cielos , (Nueva York: Oxford UP, 1995), págs. 87–92.
- ^ a b Burningham, Ben; Smith, L .; Cardoso, CV; Lucas, PW; Burgasser, AJ; Jones, HRA; Smart, RL (mayo de 2014). "El descubrimiento de una subenana T6.5" . MNRAS . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.440..359B . doi : 10.1093 / mnras / stu184 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Burgasser, Adam J .; Kirkpatrick, J. Davy (2006). "Descubrimiento del subenano extremo más fresco". El diario astrofísico . 645 (2): 1485–1497. arXiv : astro-ph / 0603382 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 645.1485B . doi : 10.1086 / 504375 . S2CID 10911965 .
- ^ a b Lépine, Sébastien; Rich, R. Michael; Shara, Michael M. (noviembre de 2007). "Clases de metalicidad revisadas para estrellas de baja masa: enanas (dM), subenanas (sdM), subenanas extremas (esdM) y ultrasubenanas (usdM)" . Revista astrofísica . 669 (2): 1235-1247. arXiv : 0707.2993 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 669.1235L . doi : 10.1086 / 521614 . ISSN 0004-637X .
- ^ Schweitzer, A .; Scholz, R.-D .; Stauffer, J .; Irwin, M .; McCaughrean, MJ (1999). "APMPM J0559-2903: La subenana extrema más genial conocida". Astronomía y Astrofísica . 350 : L62. Bibcode : 1999A & A ... 350L..62S .
- ^ Jeffery, C. Simon (2005). "Pulsaciones en estrellas subenanas B". Revista de Astrofísica y Astronomía . 26 (2–3): 261–271. Código bibliográfico : 2005JApA ... 26..261J . doi : 10.1007 / BF02702334 . S2CID 13814916 .
- ^ Geier, S .; Edelmann, H .; Heber, U .; Morales-Rueda, L. (2009). "Descubrimiento de un compañero subestelar cercano a la estrella subenana caliente HD 149382: la influencia decisiva de los objetos subestelares en la evolución estelar tardía". Las cartas de la revista astrofísica . 702 (1): L96 – L99. arXiv : 0908.1025 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 702L..96G . doi : 10.1088 / 0004-637X / 702/1 / L96 . S2CID 119282460 .
- ^ "Los astrónomos descubren dos estrellas de metales pesados | Astronomía | Sci-News.com" . Sci-News.com . 2 de agosto de 2013 . Consultado el 5 de noviembre de 2016 .
- ^ Burgasser, Adam J .; Kirkpatrick, J. Davy; Burrows, Adam; Liebert, James; Reid, I. Neill; Gizis, John E .; McGovern, Mark R .; Prato, L .; McLean, Ian S. (2003). "¿El primer subenano subestelar? Descubrimiento de un enano L pobre en metales con cinemática de halo". El diario astrofísico . 592 (2): 1186-1192. arXiv : astro-ph / 0304174 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 592.1186B . doi : 10.1086 / 375813 . S2CID 11895472 .