Субкарлик спектрального класса B

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Схема строения субкарлика 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 V361 Hya stars. 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 V1093 Her, 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. 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. — Bibcode2009ARA&A..47..211H. Архивировано 21 июля 2011 года.
  2. 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. — Bibcode2005JApA...26..261J.
  3. 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. — Bibcode2010IBVS.5927....1K.
  4. Rey, Raquel Obeiro Asterosismology of Hot Subdwarf Stars. Дата обращения 9 июня 2011.
  5. Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. & Green, E. M. (December 21, 2011), "A compact system of small planets around a former red-giant star", Nature Т. 480 (7378): 496–499, PMID 22193103, DOI 10.1038/nature10631