Субкарлик спектрального класса O

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Схема структуры субкарлика спектрального класса O.

Субкарлик спектрального класса O (англ. subdwarf O star, sdO) — подкласс горячих маломассивных звёзд. Субкарлики спектрального класса O более слабые, чем обычные O-звёзды главной последовательности , но всё же их светимость превышает солнечную в 10-100 раз,[1] а масса составляет около половины массы Солнца. Температура варьируется от 40 000 K до 100 000 K. В спектре заметен ионизованный гелий. lg g составляет от 4,0 до 6,5.[2] Многие sdO-звёзды двигаются в Млечном Пути с высокими скоростями и обнаруживаются на высоких галактических широтах.[3]

Строение[править | править код]

Считается, что ядро субкарлика спектрального класса O состоит из углерода и кислорода и окружено оболочкой, в которой горит гелий. Спектр показывает содержание гелия от 50 до 100%.[2]

История[править | править код]

В начале 1970-х годов Гринстейн и Сарджент измерили температуры и величину гравитации, что позволило определить корректное положение данных объектов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Обзоры Паломар-Грин, Гамбургский обзор, SDSS и ESO-SPY (Supernova Ia Progenitor Survey) содержат много подобных звёзд.[4]

Распространённость[править | править код]

Субкарлики спектрального класса O составляют треть от количества субкарликов спектрального класса B.[4]

Спектр[править | править код]

Существует целый ряд разновидностей спектров sdO-звёзд. Среди них можно выделить класс с сильными линиями гелия (He-sdO) и класс с сильными линиями водорода. Звезды He-sdO относительно редки.[4] Обычно у sdO-звёзд повышенное содержание азота и пониженное содержание углерода. Однако существуют вариации концентраций углерода, кислорода, неона, кремния, магния или железа.[2]

Примеры[править | править код]

Жизненный цикл[править | править код]

Такие звёзды можно указать на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Они представляют собой два этапа в жизни звёзд: звёзды после асимптотической ветви гигантов (яркие sdO) и звёзды после горизонтальной ветви (компактные sdO). Считается, что звёзды после АВГ можно обнаружить в планетарных туманностях, но только четыре из известных sdO-звёзд таковы. Компактные sdO-звёзды считаются потомками субкарликов спектрального класса B. Однако статистика не соответствует наблюдениям sdB-звёзд. Альтернативная теория состоит в том, что sdO-звёзды формируются при слиянии двух белых карликов. Это может произойти в тесной двойной системе, расстояние между которыми уменьшается вследствие излучения гравитационных волн.[2]

Примечания[править | править код]

  1. Napiwotski, Ralf The Origin of Helium Rich Subdwarf O Stars. Проверено 9 июня 2011.
  2. 1 2 3 4 5 6 Rey, Raquel Obeiro Asterosismology of Hot Subdwarf Stars. Проверено 9 июня 2011.
  3. 1 2 Viotti, R. The Luminosity and Kinematics of a Sample of Hot Subdwarfs 395–396. Проверено 9 июня 2011.
  4. 1 2 3 Heber, Ulrich (September 2009). «Hot Subdwarf Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47: 211–251. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101836. Bibcode2009ARA&A..47..211H. Проверено 10 June 2011.
  5. (2013) «X-ray emission from the luminous O-type subdwarf HD 49798 and its compact companion». Astronomy & Astrophysics 553: A46. arXiv:1304.1653. DOI:10.1051/0004-6361/201321271. Bibcode2013A&A...553A..46M.
  6. arXiv:0805.1050