Субкарлик спектрального класса B
Субкарлик спектрального класса B (англ. Subdwarf B star, sdB) — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее[1]. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K.
Данные звёзды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд, наступающую в том случае, когда красный гигант теряет внешние водородные слои до того момента, когда в ядре начинает гореть гелий. Причины, по которым происходит такая предварительная потеря массы, непонятны, но взаимодействие звёзд в двойной системе считается одним из главных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов. Считается, что sdB-звёзды становятся белыми карликами без прохождения других стадий гигантов.
Субкарлики спектрального класса B являются более яркими, чем белые карлики и представляют собой значимую долю населения горячих звёзд в старых звёздных системах, таких как шаровые скопления, балджи спиральных галактик и эллиптические галактики[2]. Такие объекты выделяются на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной повышенного ультрафиолетового потока в общем потоке излучения эллиптических галактик[1].
История
[править | править код]Субкарлики спектрального класса открыли Ф. Цвикки и М. Хьюмасон примерно в 1947 году при обнаружении сверхъярких голубых звёзд вблизи северного полюса Галактики. В рамках обзора Паломар-Грин было обнаружено, что sdB-звёзды являются типичными представителями слабых голубых звёзд со звёздной величиной больше 18. В течение 1960-х годов по данным спектроскопии было получено, что многие sdB-звёзды имеют недостаточно водорода. В начале 1970-х годов Д. Гринстейн и А. Сарджент измерили температуры и величину гравитации, после чего определили корректное положение таких звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела[1].
Переменные
[править | править код]В данной категории звёзд существует три вида переменных звёзд.
Во-первых, существуют переменные sdB-звёзды с периодами изменения блеска от 90 до 600 секунд. Их также называют звёздами типа EC14026 или переменными типа V361 Гидры. Для таких объектов предлагается обозначение sdBVr, где r обозначает быструю (англ. rapid) переменность[3]. Теория Шарпине колебаний в данных звёздах подразумевает, что изменения блеска происходят вследствие акустической моды колебаний с низкой степенью (l) и низким порядком (n). Мода возникает вследствие ионизации атомов группы железа, что приводит к непрозрачности. Кривая скоростей отличается по фазе на 90 градусов от кривой блеска, кривые эффективной температуры и поверхностной гравитации кажутся совпадающими по фазе с кривой изменения потока. На графике зависимости температуры от поверхностной гравитации звёзды с короткопериодическими пульсациями группируются вместе в так называемую эмпирическую полосу нестабильности, занимающую область T=28000-35000 K и lg g=5,2-6,0. Только 10 % sdB-звёзд, попадающих в эмпирическую полосу нестабильности, действительно пульсируют.
Во-вторых, существуют переменные с большими периодами, от 45 до 180 минут. Предлагаемое обозначение для них — sdBVs, где s означает медленную периодичность[3]. Переменность таких объектов составляет 0,1 %. Такие звёзды также называются PG1716 или переменными типа V1093 Геркулеса, иногда применяют сокращение LPsdBV. Другим употребляемым названием является Betsy stars[4]. Долгопериодические пульсирующие sdB-звёзды обычно холоднее, чем их короткопериодические аналоги, температура первых составляет около 23000-30000 K.
Звёзды, осциллирующие в обоих режимах, являются гибридными, стандартное обозначение — sdBVrs. Прототипом является DW Lyn, также обозначаемая как HS 0702+6043[3].
| Переменная звезда | Другое название | Созвездие | Расстояние (св. лет) |
|---|---|---|---|
| V361 Hydrae | EC 14026-2647 | Гидра | ? |
| V1093 Геркулеса | GSC 03081-00631 | Геркулес | ? |
| HW Девы* | HIP 62157 | Дева | 590 |
| NY Девы* | GSC 04966-00491 | Дева | ? |
| V391 Пегаса | HS 2201+2610 | Пегас | 4570 |
*затменная двойная звезда
Планетные системы
[править | править код]Известно, что по крайней мере две sdB-звезды обладают планетами. V391 Пегаса была первой sdB-звездой, обладающей планетой, а KOI-55 обладает системой обращающихся близко друг к другу планет, которые, возможно, являются остатками гигантской планеты, разрушенной в то время, когда звезда находилась на стадии красного гиганта[5].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.] : journal. — 2009. — September (vol. 47). — P. 211—251. — doi:10.1146/annurev-astro-082708-101836. — . Архивировано 21 июля 2011 года.
- ↑ Jeffery, C. S. Pulsations in Subdwarf B Stars (англ.) // Journal of Astrophysics and Astronomy[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 26, no. 2—3. — P. 261. — doi:10.1007/BF02702334. — . Архивировано 20 июля 2019 года.
- ↑ 1 2 3 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E. M.; Schuh, S. A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars (англ.) // Commissions 27 and 42 of the IAU: Information Bulletin on Variable Stars : journal. — 2010. — 8 March (vol. 5927, no. 5927). — P. 1. — .
- ↑ Rey, Raquel Obeiro Asterosismology of Hot Subdwarf Stars. Дата обращения: 9 июня 2011. Архивировано 13 марта 2012 года.
- ↑ Charpinet, S.; et al. (December 21, 2011), "A compact system of small planets around a former red-giant star", Nature, 480 (7378): 496—499, Bibcode:2011Natur.480..496C, doi:10.1038/nature10631, PMID 22193103
| Образование | |
|---|---|
| Эволюция | |
| В двойных системах |
|
| Свойства | |
| Прочее | |
| Примечательные | |
