Un subenana de tipo B (SDB) es una especie de estrella subenana con tipo espectral B . Se diferencian de la típica subenana 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 tienen alrededor de 0,5 masas solares, y contienen solo alrededor del 1% de hidrógeno, y el resto es 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 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 . Se espera que las estrellas sdB se conviertan en enanas blancas sin pasar por más etapas gigantes.
Las estrellas B subenanas, que son 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 bultos de galaxias espirales y las galaxias elípticas . [3] Son prominentes en imágenes ultravioleta. Se propone que las subenanas calientes son la causa del aumento de los rayos ultravioleta en la producción de luz de las galaxias elípticas . [2]
Historia
Las estrellas B subenanas fueron descubiertas por Zwicky y Humason alrededor de 1947 cuando encontraron estrellas azules subluminosas alrededor del polo norte galáctico. En el estudio Palomar-Green se descubrió que eran el tipo más común de estrella azul tenue con una magnitud superior a 18. Durante la década de 1960, la espectroscopía descubrió que muchas de las estrellas sdB son deficientes en hidrógeno, con abundancias por debajo de las predichas por la teoría del Big Bang. . A principios de la década de 1970, Greenstein y Sargent midieron las temperaturas y la fuerza de la gravedad y pudieron trazar su posición correcta en el diagrama de Hertzsprung-Russell . [2]
Variables
Hay tres tipos de estrellas variables en esta categoría:
En primer lugar están las sdBV con periodos 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 de brillo se deben a oscilaciones del modo acústico de bajo grado (l) y bajo orden (n). Son impulsados por la ionización de los átomos del grupo de hierro que causan opacidad. La curva de velocidad está desfasada 90 grados con 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 las gráficas de temperatura contra la gravedad superficial, los pulsadores de período corto se agrupan en la denominada franja de inestabilidad empírica, aproximadamente definida por T = 28000–35000 K y log g = 5.2–6.0. Se observa que sólo el 10% de los sdB que caen en la franja 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 del 0,1%. También se han denominado PG1716 o V1093 Her o se han abreviado como LPsdBV. Las estrellas sdB pulsantes de período prolongado son generalmente más frías que sus contrapartes rápidas, con T ~ 23000–30000K.
Las estrellas que oscilan en ambos regímenes de período son 'híbridos', con una nomenclatura estándar de sdBV rs . Un prototipo es DW Lyn también identificado como HS 0702 + 6043. [4]
estrella variable | Otro nombre | Constelación | Distancia ( ly ) |
---|---|---|---|
V361 Hydrae | EC 14026-2647 | Hidra | 2630 |
V1093 Herculis | GSC 03081-00631 | Hércules | 2861 |
HW Virginis * | HIP 62157 | Virgo | 590 |
NY Virginis * | GSC 04966-00491 | Virgo | 1800 |
V391 Pegasi | HS 2201 + 2610 | Pegaso | 4570 |
Sistemas planetarios
Hay al menos cuatro estrellas sdB que pueden poseer sistemas planetarios. Sin embargo, en los cuatro casos, la investigación posterior ha indicado que la evidencia de la existencia de los planetas no era tan fuerte como se creía anteriormente, y si los sistemas planetarios existen o no, no está probado de ninguna manera.
V391 Pegasi fue la primera estrella sdB que se cree que tiene un exoplaneta en órbita a su alrededor, [5] [6] aunque la investigación posterior ha debilitado significativamente el caso probatorio de la existencia del planeta. [7]
Kepler-70 puede tener un sistema de dos o más planetas en órbita cercana, [8] aunque investigaciones posteriores [9] [10] sugieren que es poco probable que este sea el caso.
KIC 10001893 (también conocido como Kepler-429 ) puede poseer un sistema de tres planetas aproximadamente del tamaño de la Tierra en órbita muy cercana. [11] Si existen, serían similares a los hipotéticos exoplanetas Kepler-70. Sin embargo, las mismas técnicas nuevas que arrojan dudas sobre los exoplanetas Kepler-70 también se aplicaron en este caso [10] e indicaron que las tres señales que se habían detectado podrían ser, de hecho, simplemente artefactos engañosos en los datos que las técnicas de análisis anteriores no habían hecho. manejado bien.
Si existen los dos planetas en órbita cercana de Kepler-70, pueden ser los restos de los núcleos de gigantes gaseosos en órbita cercana. Estos habrían sido engullidos por el progenitor gigante rojo, y los núcleos rocosos / metálicos serían las únicas partes de los planetas que sobrevivirían sin evaporarse. Alternativamente, [12] pueden ser secciones del núcleo de un gigante gaseoso más grande, envuelto como se describe, con el núcleo fragmentado dentro de la estrella.
2MASS J19383260 + 4603591 es el sistema binario cercano de la subenana B y la estrella enana roja, que una vez se afirmó que estaba en órbita alrededor del planeta circumbinario Kepler-451b . [13]
Referencias
- ^ "Las estrellas calientes están plagadas de puntos magnéticos gigantes, según muestran los datos de ESO" . Observatorio Europeo Austral. 1 de junio de 2020 . Consultado el 1 de junio de 2020 .
- ^ a b c Heber, Ulrich (septiembre de 2009). "Estrellas subenanas calientes" (PDF) . Revista anual de astronomía y astrofísica . 47 (1): 211-251. Código de Bibliografía : 2009ARA & A..47..211H . doi : 10.1146 / annurev-astro-082708-101836 . Archivado desde el original (PDF) el 21 de julio de 2011 . Consultado el 10 de junio de 2011 .
- ^ Jeffery, CS (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 .
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