Субкарликовая звезда B - Subdwarf B star

Художественный образ звезды SDB, показывающий гигантскую горячую точку[1]
Схематический разрез B-типа Субкарлик

А Субкарлик типа B (sdB) - это своего рода субкарликовая звезда с спектральный класс B. Они отличаются от типичных субкарликов тем, что намного горячее и ярче.[2] Они расположены на «крайнем горизонтальная ветвь " из Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Массы этих звезд составляют около 0,5 массы Солнца, и они содержат только около 1% водорода, а остальное - гелий. Их радиус составляет от 0,15 до 0,25 радиуса Солнца, а температура - от 20 000 до 40 000 К.

Эти звезды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звезд, вызванную тем, что красный гигант звезда теряет внешний вид водород слоев до того, как сердечник начнет плавиться гелий. Причины, по которым происходит эта преждевременная потеря массы, неясны, но взаимодействие звезд в двойная звезда система считается одним из основных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белые карлики. Ожидается, что звезды sdB станут белыми карликами, не пройдя через какие-либо стадии гигантов.

Субкарликовые В-звезды, будучи более яркими, чем белые карлики, являются важным компонентом в популяции горячих звезд старых звездных систем, таких как шаровые скопления, спиральная галактика выпячивается и эллиптические галактики.[3] Они хорошо видны на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной УФ-увеличения светового потока эллиптические галактики.[2]

История

Субкарликовые B-звезды были открыты Цвикки и Humason около 1947 года, когда они обнаружили сверхсветящиеся голубые звезды вокруг северного галактического полюса. В обзоре Паломар-Грин было обнаружено, что они являются наиболее распространенным типом слабых голубых звезд с блеском более 18. В течение 1960-х годов спектроскопия обнаружила, что многие из звезд sdB испытывают дефицит водорода, причем его содержание ниже предсказанного Большой взрыв теория. В начале 1970-х Гринштейн и Сарджент измерили температуру и силу тяжести и смогли отобразить их правильное положение на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.[2]

Переменные

Есть три вида переменные звезды в этой категории:

Во-первых, это sdBV с периодами от 90 до 600 секунд. Их также называют EC14026 или V361 Hya звезды. Предлагаемая новая номенклатура - sdBV.р, где r означает быстрое.[4] Теория колебаний этих звезд Шарпине заключается в том, что изменения яркости происходят из-за акустической моды. колебания с низкой степенью (l) и низкой степенью (n). Они вызваны ионизацией атомов группы железа, вызывающей непрозрачность. Кривая скорости сдвинута по фазе на 90 градусов с кривой яркости, в то время как кривые эффективной температуры и ускорения силы тяжести совпадают по фазе с изменениями потока. На графиках зависимости температуры от поверхностной силы тяжести короткопериодические пульсаторы группируются в так называемую полосу эмпирической нестабильности, приблизительно определяемую T = 28000–35000 K и log g = 5.2–6.0. Наблюдается пульсация только 10% sdB, попадающих в эмпирическую полосу.

Во-вторых, есть переменные с длинным периодом с периодами от 45 до 180 минут. Предлагаемая новая номенклатура - sdBV.s, с s обозначает медленное.[4] У них есть только очень небольшой разброс - 0,1%. Их также называли PG1716 или V1093 Her или сокращенно LPsdBV. Долгопериодические пульсирующие звезды sdB обычно холоднее своих быстрых собратьев с T ~ 23000–30000K.

Звезды, которые колеблются в обоих режимах периода, являются «гибридами» со стандартной номенклатурой sdBV.RS. Прототип DW Lyn также обозначен как HS 0702 + 6043.[4]

переменная звездаДругое имяСозвездиеРасстояние (лы )
V361 Hydrae14026-2647 по К.Э.Гидра2630
V1093 ГеркулесGSC 03081-00631Геркулес2861
HW Virginis *HIP 62157Дева590
NY Virginis *GSC 04966-00491Дева1800
V391 PegasiHS 2201 + 2610Пегас4570

*затменная двойная звезда

Планетные системы

Есть по крайней мере три звезды sdB, которые могут обладать планетными системами. Однако во всех трех случаях последующие исследования показали, что доказательства существования планет не были столь сильными, как считалось ранее, и существование планетных систем в любом случае не доказано.

V391 Pegasi была первой sdB-звездой, у которой на орбите вращалась экзопланета.[5][6], хотя последующие исследования значительно ослабили доказательства существования планеты.[7]

Кеплер-70 может иметь систему из двух или более планет на близких орбитах[8], хотя более поздние исследования[9][10] предполагает, что это маловероятно.

KIC 10001893 (также известный как Kepler-429) может иметь систему из трех планет размером примерно с Землю на очень близкой орбите.[11] Если они существуют, то они будут похожи на гипотетические экзопланеты Кеплер-70. Однако те же новые методы, которые ставят под сомнение экзопланеты Kepler-70, были применены и в этом случае. [10] и указал, что три обнаруженных сигнала на самом деле могут быть просто вводящими в заблуждение артефактами в данных, которые ранее не обрабатывались методами анализа.

Если две планеты Кеплера-70 действительно существуют, они могут быть остатками ядер газовых гигантов, вращающихся на близкой орбите. Они были бы поглощены прародителем красных гигантов, и скалистые / металлические ядра были бы единственными частями планет, которые выжили бы, не испарившись. Альтернативно[12]они могут быть частями ядра одного большого газового гиганта, охваченного, как описано, с фрагментированным ядром внутри звезды.

Рекомендации

  1. ^ «Горячие звезды страдают от гигантских магнитных пятен, как показывают данные ESO». Европейская южная обсерватория. 1 июня 2020 г.. Получено 1 июня 2020.
  2. ^ а б c Хебер, Ульрих (сентябрь 2009 г.). "Горячие субкарликовые звезды" (PDF). Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 47 (1): 211–251. Bibcode:2009ARA & A..47..211H. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101836. Архивировано из оригинал (PDF) 21 июля 2011 г.. Получено 10 июн 2011.
  3. ^ Джеффри, С. С. (2005). "Пульсации в субкарликовых B-звездах". Журнал астрофизики и астрономии. 26 (2–3): 261–271. Bibcode:2005JApA ... 26..261J. Дои:10.1007 / BF02702334. S2CID  13814916.
  4. ^ а б c Д. Килкенни; Fontaine, G .; Green, E.M .; Шух, С. (8 марта 2010 г.). «Предлагаемая единообразная номенклатура пульсирующих горячих субкарликовых звезд» (PDF). Комиссии 27 и 42 МАС: Информационный бюллетень по переменным звездам. 5927 (5927): 1. Bibcode:2010IBVS.5927 .... 1K.
  5. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Janulis, R .; Solheim, J. -E .; Bernabei, S .; Østensen, R .; Oswalt, T. D .; Bruni, I .; Gualandi, R .; Бонанно, А .; Vauclair, G .; Рид, М .; Chen, C. -W .; Leibowitz, E .; Папаро, М .; Баран, А .; Charpinet, S .; Dolez, N .; Kawaler, S .; Курц, Д .; Москалик, П .; Riddle, R .; Золя, С. (2007), "Гигантская планета, вращающаяся вокруг звезды V391 Pegasi" крайней горизонтальной ветви " (PDF), Природа, 449 (7159): 189–91, Bibcode:2007Натура.449..189С, Дои:10.1038 / природа06143, PMID  17851517, S2CID  4342338
  6. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Janulis, R .; Solheim, J. -E .; Bernabei, S .; Østensen, R .; Oswalt, T. D .; Bruni, I .; Gualandi, R .; Бонанно, А .; Vauclair, G .; Рид, М .; Chen, C. -W .; Leibowitz, E .; Папаро, М .; Баран, А .; Charpinet, S .; Dolez, N .; Kawaler, S .; Курц, Д .; Москалик, П .; Riddle, R .; Золя, С. (2007), "Гигантская планета, вращающаяся вокруг звезды" крайнего горизонтального ответвления "V391 Pegasi (дополнительная информация)" (PDF), Природа, 449 (7159): 189–91, Дои:10.1038 / природа06143, PMID  17851517, S2CID  4342338
  7. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Kim, S.L .; Lutz, R .; Рид, М .; Benatti, S .; Janulis, R .; Lanteri, L .; Østensen, R .; Marsh, T.R .; Диллон, В. (Март 2018 г.), «Пульсирующая звезда sdB V391 Peg и ее предполагаемая планета-гигант повторно посещены после 13 лет сбора фотометрических данных временных рядов», Астрономия и астрофизика, 611: A85, arXiv:1711.10942, Bibcode:2018A & A ... 611A..85S, Дои:10.1051/0004-6361/201731473, S2CID  119492634
  8. ^ Charpinet, S .; и другие. (21 декабря 2011 г.), «Компактная система малых планет вокруг бывшей звезды красного гиганта», Природа, 480 (7378): 496–499, Bibcode:2011Натура 480..496С, Дои:10.1038 / природа10631, PMID  22193103, S2CID  2213885
  9. ^ Кшесинский, Дж. (25 августа 2015 г.), «Кандидаты в планеты вокруг пульсирующей звезды sdB KIC 5807616 считаются сомнительными», Астрономия и астрофизика, 581: A7, Bibcode:2015A & A ... 581A ... 7K, Дои:10.1051/0004-6361/201526346
  10. ^ а б Blokesz, A .; Krzesinski, J .; Кедзиора-Чудцер, Л. (4 июля 2019 г.), «Анализ предполагаемых экзопланетных сигнатур, обнаруженных на кривых блеска двух звезд sdBV, наблюдаемых Кеплером», Астрономия и астрофизика, 627: A86, arXiv:1906.03321, Bibcode:2019A & A ... 627A..86B, Дои:10.1051/0004-6361/201835003, S2CID  182952925
  11. ^ Silvotti, R .; Charpinet, S .; Green, E .; Fontaine, G .; Telting, J.H .; Østensen, R.H; Van Grootel, V .; Баран, A.S .; Schuh, S .; Фокс-Мачадо, Л. (октябрь 2014 г.), «Обнаружение Кеплером новой экстремальной планетной системы, вращающейся вокруг пульсатора субкарлика B KIC 10001893», Астрономия и астрофизика, 570: A130, arXiv:1409.6975, Bibcode:2014A & A ... 570A.130S, Дои:10.1051/0004-6361/201424509
  12. ^ Bear, E .; Сокер, Н. (26 марта 2012 г.), «Приливно разрушенная массивная планета как прародительница двух легких планет вокруг звезды SDB KIC 05807616», Письма в астрофизический журнал, 749 (1): L14, arXiv:1202.1168, Bibcode:2012ApJ ... 749L..14B, Дои:10.1088 / 2041-8205 / 749/1 / L14, S2CID  119262095