Spektriluokan B alakääpiö

Spektrityypin B alikääpiö ( eng.  Subdwarf B star , sdB) on spektrityyppiin B kuuluva alikääpiö . Ne eroavat tavallisista alikääpiöistä, koska ne ovat kirkkaampia ja kuumempia. [1] Tällaiset tähdet ovat Hertzsprung-Russell-kaavion äärimmäisellä vaakahaaralla . Tällaisten esineiden massat ovat noin 0,5 auringon massaa , koostumuksessa on vain noin 1 % vetyä, loput on heliumia. Spektriluokan B alikääpiöiden säteet ovat välillä 0,15 - 0,25 auringon säteitä , lämpötilat 20 000 - 40 000  K.

Nämä tähdet edustavat joidenkin tähtien evoluution myöhäistä vaihetta, kun punainen jättiläinen menettää uloimmat vetykerrokset ennen kuin helium alkaa palaa ytimessä. Syyt, miksi tämä alustava massahäviö tapahtuu, ovat epäselviä, mutta tähtien vuorovaikutusta binäärijärjestelmässä pidetään yhtenä tärkeimmistä mekanismeista. Yksinäiset alakääpiöt voivat olla tulosta kahden valkoisen kääpiön yhdistämisestä . Uskotaan, että sdB-tähdistä tulee valkoisia kääpiöitä ilman, että ne käyvät läpi muita jättiläisvaiheita.

Spektriluokan B alikääpiöt ovat kirkkaampia kuin valkoiset kääpiöt ja edustavat merkittävää osaa vanhojen tähtijärjestelmien, kuten pallomaisten tähtien , spiraaligalaksien pullistumien ja elliptisten galaksien , kuumien tähtien populaatiosta . [2] Tällaiset kohteet erottuvat ultraviolettikuvista. Oletetaan, että kuumat alikääpiöt ovat syynä lisääntyneeseen ultraviolettivirtaan elliptisten galaksien kokonaissäteilyvuossa. [yksi]

Historia

F. Zwicky ja M. Humason löysivät spektrityyppiset kääpiöt vuoden 1947 tienoilla, kun galaksin pohjoisnavan läheltä löydettiin superkirkkaansinisiä tähtiä. Osana Palomar-Greenin tutkimusta sdB-tähdet todettiin tyypillisiksi edustajiksi haaleista sinisistä tähdistä, joiden magnitudi on suurempi kuin 18. 1960-luvulla spektroskopiatiedot osoittivat, että monissa sdB-tähdissä ei ollut tarpeeksi vetyä. 1970-luvun alussa D. Greenstein ja A. Sargent mittasivat lämpötiloja ja painovoimaa, minkä jälkeen he määrittelivät tällaisten tähtien oikean sijainnin Hertzsprung-Russell-kaaviossa. [yksi]

Muuttujat

Tässä tähtiluokassa on kolmenlaisia ​​muuttuvia tähtiä .

Ensinnäkin on vaihtelevia sdB-tähtiä, joiden kirkkausjaksot vaihtelevat 90:stä 600 sekuntiin. Niitä kutsutaan myös EC14026 - tyypin tähdiksi tai V361 Hydra - tyypin muuttujiksi . Tällaisille kohteille ehdotetaan nimitystä sdBV r , jossa r tarkoittaa nopeaa ( englanniksi  rapid ) vaihtelua. [3] Charpinetin teoria näiden tähtien värähtelyistä viittaa siihen, että kirkkauden muutokset johtuvat akustisesta värähtelymuodosta , jolla on alhainen aste (l) ja matala kertaluokka (n). Tila syntyy rautaryhmän atomien ionisoitumisesta, mikä johtaa opasiteettiin. Nopeuskäyrä on 90 astetta eri vaiheesta valokäyrän kanssa , ja teholliset lämpötila- ja pintapainokäyrät näyttävät olevan samassa vaiheessa vuonmuutoskäyrän kanssa. Lämpötilariippuvuuden pintapainovoimasta kuvaajassa tähdet, joilla on lyhytjaksoinen pulsaatio, on ryhmitelty ns. empiiriseen epävakauden kaistaleeseen, joka sijaitsee alueella T=28000-35000 K ja log g=5.2-6.0. Vain 10 % empiiriselle epävakausalueelle kuuluvista sdB-tähdistä todella sykkii.

Toiseksi, on muuttujia, joiden jaksot ovat pitkiä, 45 - 180 minuuttia. Niille ehdotettu merkintä on sdBV s , jossa s tarkoittaa hidasta jaksollisuutta. [3] Tällaisten kohteiden vaihtelu on 0,1 %. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan myös nimellä PG1716 tai V1093 Her, jota joskus kutsutaan nimellä LPsdBV. Toinen käytetty nimi on Betsy stars . [4] Pitkäkestoiset sykkivät sdB-tähdet ovat yleensä viileämpiä kuin lyhytjaksoiset tähdet, joiden lämpötila on noin 23 000–30 000 K.

Molemmissa tiloissa värähtelevät tähdet ovat hybriditähtiä , vakionimitys on sdBV rs . Prototyyppi on DW Lyn , jota kutsutaan myös nimellä HS 0702+6043. [3]

muuttuva tähti Muu nimi tähdistö Etäisyys ( st. vuotta )
V361 Hydrae EC 14026-2647 Hydra ?
V1093 Hercules GSC 03081-00631 Hercules ?
H.W. Virgin * HIP 62157 Neitsyt 590
NY Virgin * GSC 04966-00491 Neitsyt ?
V391 Pegasus HS 2201+2610 Pegasus 4570

*pimentävä kaksoitähti

Planeettajärjestelmät

Ainakin kahdella sdB-tähdellä tiedetään olevan planeettoja. V391 Pegasi oli ensimmäinen sdB-tähti, jolla oli planeetta, ja KOI-55 :ssä on järjestelmä tiiviisti kiertävistä planeetoista, jotka ovat mahdollisesti jäänteitä jättiläisplaneetasta, joka tuhoutui tähden ollessa punaisessa jättiläisvaiheessa. [5]

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars  // Tähtitieteen ja astrofysiikan  vuosikatsaus : päiväkirja. - 2009. - syyskuu ( osa 47 ). - s. 211-251 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101836 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 21. heinäkuuta 2011.
  2. ↑ Jeffery, CS Pulsations in Subdwarf B Stars  //  Journal of Astrophysics and Astronomy : päiväkirja. - 2005. - Voi. 26 , nro. 2-3 . - s. 261 . - doi : 10.1007/BF02702334 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 20. heinäkuuta 2019.
  3. ↑ 1 2 3 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E.M.; Schuh, S. Ehdotettu yhtenäinen nimikkeistö sykkiville kuumille kääpiötähdille  //  IAU:n komissiot 27 ja 42: Information Bulletin on Variable Stars: Journal. - 2010. - 8. maaliskuuta ( nide 5927 , nro 5927 ). — s. 1 . — .
  4. ↑ Rey, Raquel Obeiro Kuumien alakääpiötähtien asterosismologia . Haettu 9. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 13. maaliskuuta 2012.
  5. ↑ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. & Green, EM (21. joulukuuta 2011), Kompakti pienten planeettojen järjestelmä entisen punajättiläisen ympärillä , Nature T. 480 (7378): 496–499, PMID 22193103 , DOI 10.1038/nature10631