Estrela B do subanão - Subdwarf B star
Um Estrela Subanã-tipo B (SDB) é um tipo de estrela Estrela Subanã com tipo espectral B . Eles diferem do subanão típico por serem muito mais quentes e brilhantes. Eles estão situados no " ramo horizontal extremo " do diagrama de Hertzsprung-Russell . As massas dessas estrelas têm cerca de 0,5 massas solares e contêm apenas cerca de 1% de hidrogênio, sendo o restante hélio. Seu raio é de 0,15 a 0,25 raios solares, e sua temperatura é de 20.000 a 40.000K.
Essas estrelas representam um estágio avançado na evolução de algumas estrelas, causado quando uma estrela gigante vermelha perde suas camadas externas de hidrogênio antes que o núcleo comece a fundir o hélio . As razões pelas quais essa perda prematura de massa ocorre não são claras, mas a interação das estrelas em um sistema estelar binário é considerada um dos principais mecanismos. Subanãs simples podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas . Espera-se que as estrelas sdB se tornem anãs brancas sem passar por mais estágios gigantes.
As estrelas subanãs B, sendo mais luminosas que as anãs brancas, são um componente significativo na população de estrelas quentes de antigos sistemas estelares, como aglomerados globulares , protuberâncias de galáxias espirais e galáxias elípticas . Eles são proeminentes em imagens ultravioleta. Propõe-se que os superanões quentes sejam a causa do aumento do UV na saída de luz de galáxias elípticas .
História
Estrelas subanãs B foram descobertas por Zwicky e Humason por volta de 1947, quando eles encontraram estrelas azuis subluminosas ao redor do pólo galáctico norte. Na pesquisa Palomar-Green, elas foram descobertas como o tipo mais comum de estrela azul fraca com magnitude superior a 18. Durante a espectroscopia dos anos 1960, descobriu que muitas das estrelas sdB são deficientes em hidrogênio, com abundâncias abaixo do previsto pela teoria do Big Bang . No início dos anos 1970, Greenstein e Sargent mediram as temperaturas e as forças da gravidade e foram capazes de traçar sua posição correta no diagrama de Hertzsprung-Russell .
Variáveis
Existem três tipos de estrelas variáveis nesta categoria:
Em primeiro lugar estão os sdBV com períodos de 90 a 600 segundos. Eles também são chamados de estrelas EC14026 ou V361 Hya . Uma nova nomenclatura proposta é sdBV r , com r significando rápido. A teoria de Charpinet das oscilações dessas estrelas é que as variações no brilho são devidas às oscilações do modo acústico com baixo grau (l) e ordem baixa (n). Eles são impulsionados pela ionização dos átomos do grupo do ferro, causando opacidade. A curva de velocidade está 90 graus defasada em relação à curva de brilho, enquanto a temperatura efetiva e as curvas de aceleração da gravidade superficial parecem estar em fase com as variações de fluxo. Em gráficos de temperatura em relação à gravidade superficial, os pulsadores de curto período agrupam-se na chamada faixa de instabilidade empírica, aproximadamente definida por T = 28000–35000 K e log g = 5,2–6,0. Observa-se que apenas 10% dos sdBs que caem na faixa empírica pulsam.
Em segundo lugar, existem as variáveis de longo período com períodos de 45 a 180 minutos. Uma nova nomenclatura proposta é sdBV s , com s significando lento. Estes têm apenas uma variação muito pequena de 0,1%. Eles também foram chamados de PG1716 ou V1093 Her ou abreviados como LPsdBV. As estrelas sdB pulsantes de longo período são geralmente mais frias do que suas contrapartes rápidas, com T ~ 23000–30000K.
Estrelas que oscilam em ambos os regimes de período são 'híbridos', com uma nomenclatura padrão de sdBV rs . Um protótipo é DW Lyn, também identificado como HS 0702 + 6043.
| estrela variável | Outro nome | constelação | Distância ( sim ) |
|---|---|---|---|
| V361 Hydrae | EC 14026-2647 | Hidra | 2630 |
| V1093 Herculis | GSC 03081-00631 | Hércules | 2861 |
| HW Virginis * | HIP 62157 | Virgem | 590 |
| NY Virginis * | GSC 04966-00491 | Virgem | 1800 |
| V391 Pegasi | HS 2201 + 2610 | Pegasus | 4570 |
Sistemas planetários
Existem pelo menos quatro estrelas sdB que podem possuir sistemas planetários. No entanto, em todos os quatro casos, pesquisas subsequentes indicaram que a evidência para a existência dos planetas não era tão forte como se acreditava anteriormente, e se os sistemas planetários existem ou não, não foi provado de nenhuma forma.
V391 Pegasi foi a primeira estrela sdB que se acredita ter um exoplaneta em órbita ao seu redor, embora pesquisas subsequentes tenham enfraquecido significativamente o caso probatório da existência do planeta.
O Kepler-70 pode ter um sistema de dois ou mais planetas em órbita próxima, embora pesquisas posteriores sugiram que seja improvável que seja o caso.
KIC 10001893 (também conhecido como Kepler-429 ) pode possuir um sistema de três planetas aproximadamente do tamanho da Terra em órbita muito próxima. Se eles existissem, seriam semelhantes aos hipotéticos exoplanetas Kepler-70. No entanto, as mesmas novas técnicas que lançaram dúvidas sobre os exoplanetas Kepler-70 foram aplicadas neste caso também e indicaram que os três sinais que haviam sido detectados poderiam na verdade ser meramente artefatos enganosos nos dados que as técnicas de análise anteriores não manipularam bem.
Se os dois planetas em órbita próxima do Kepler-70 existem, eles podem ser os restos dos núcleos de gigantes gasosos em órbita próxima. Estes teriam sido engolfados pelo progenitor gigante vermelho, e os núcleos rochosos / metálicos seriam as únicas partes dos planetas a sobreviver sem serem evaporados. Alternativamente, eles podem ser seções do núcleo de um gigante gasoso maior, engolfado como descrito, com o núcleo fragmentado dentro da estrela.
2MASS J19383260 + 4603591 é o sistema binário próximo do subanão B e estrela anã vermelha, que já foi alegado ser orbitado pelo planeta circumbinário Kepler-451b .