Hvězda Subdwarf B. - Subdwarf B star

Umělecký dojem hvězdy sdB, která ukazuje obrovské horké místo[1]
Schematický průřez typu B. Subdwarf

A Sub-trpaslík typu B. (sdB) je druh hvězda trpaslíků s spektrální typ B. Liší se od typického trpaslíka tím, že jsou mnohem žhavější a jasnější.[2] Nacházejí se v „extrému“ vodorovná větev "z Hertzsprung – Russellův diagram. Hmoty těchto hvězd jsou kolem 0,5 sluneční hmoty a obsahují pouze asi 1% vodíku, zbytek tvoří hélium. Jejich poloměr je od 0,15 do 0,25 slunečních poloměrů a jejich teplota je od 20 000 do 40 000 K.

Tyto hvězdy představují pozdní fázi vývoje některých hvězd způsobenou, když a červený obr hvězda ztrácí svůj vnější vodík vrstvy, než se jádro začne spojovat hélium. Důvody, proč k této předčasné ztrátě hmoty dochází, jsou nejasné, ale interakce hvězd v a binární hvězda systém je považován za jeden z hlavních mechanismů. Jednotlivé dílčí trpaslíci mohou být výsledkem sloučení dvou bílí trpaslíci. Očekává se, že hvězdy sdB se stanou bílými trpaslíky, aniž by prošly dalšími obřími fázemi.

Hvězdy subdwarf B, které jsou jasnější než bílí trpaslíci, jsou významnou složkou populace horkých hvězd starých hvězdných systémů, jako je kulové hvězdokupy, spirální galaxie boule a eliptické galaxie.[3] Jsou prominentní na ultrafialových obrázcích. Horké dílčí trpaslíci jsou navrženi jako příčina UV zvýšení světelného výkonu eliptické galaxie.[2]

Dějiny

Hvězdy subdwarf B byly objeveny Zwicky a Humasone kolem roku 1947, když kolem severního galaktického pólu našli modré podsvětí. V průzkumu Palomar-Green byli objeveni jako nejběžnější druh slabě modré hvězdy s velikostí nad 18 let. V 60. letech 20. století spektroskopie zjistila, že mnoho hvězd sdB má nedostatek vodíku a jejich množství je nižší než předpovídá Velký třesk teorie. Na začátku 70. let Greenstein a Sargent naměřené teploty a gravitační síly a byly schopny vykreslit jejich správnou polohu na Hertzsprung – Russellův diagram.[2]

Proměnné

Existují tři druhy proměnné hvězdy v této kategorii:

Nejprve existují sdBV s periodami od 90 do 600 sekund. Nazývají se také EC14026 nebo V361 Hya hvězdy. Navrhovanou novou nomenklaturou je sdBVr, s r stojí za rychlé.[4] Charpinetova teorie oscilací těchto hvězd spočívá v tom, že změny jasu jsou způsobeny akustickým režimem oscilace s nízkým stupněm (l) a nízkým řádem (n). Jsou poháněny ionizací atomů skupiny železa způsobující neprůhlednost. Křivka rychlosti je 90 stupňů mimo fázi s křivkou jasu, zatímco křivky efektivní teploty a zrychlení povrchové gravitace se zdají být ve fázi s variacemi toku. V grafech teploty proti povrchové gravitaci se krátkodobé pulzátory shlukují dohromady v takzvaném empirickém pásu nestability, který je přibližně definován T = 28 000–35 000 K a log g = 5,2–6,0. Bylo pozorováno, že pulzuje pouze 10% sdB spadajících do empirického proužku.

Zadruhé existují proměnné dlouhého období s obdobími od 45 do 180 minut. Navrhovanou novou nomenklaturou je sdBVs, s stojí pomalu.[4] Ty mají jen velmi malou odchylku 0,1%. Také se jim říkalo PG1716 nebo V1093 Her nebo zkráceně LPsdBV. Dlouhodobě pulzující hvězdy sdB jsou obecně chladnější než jejich rychlé protějšky, s T ~ 23 000–30000K.

Hvězdy, které oscilují v obou dobových režimech, jsou „hybridy“ se standardní nomenklaturou sdBVrs. Prototyp je DW Lyn také označeno jako HS 0702 + 6043.[4]

proměnná hvězdaJiné jménoSouhvězdíVzdálenost (ly )
V361 HydraeEC 14026-2647Hydra2630
V1093 HerculisGSC 03081-00631Herkules2861
HW Virginis *HIP 62157Panna590
NY Virginis *GSC 04966-00491Panna1800
V391 PegasiHS 2201 + 2610Pegas4570

*zákrytová dvojhvězda

Planetární systémy

Existují nejméně tři hvězdy sdB, které mohou vlastnit planetární systémy. Ve všech třech případech však následný výzkum ukázal, že důkazy o existenci planet nebyly tak silné, jak se dříve věřilo, a to, zda planetární systémy existují, není prokázáno.

V391 Pegasi byla první hvězdou sdB, o které se věřilo, že má na oběžné dráze exoplanetu[5][6], ačkoli následný výzkum významně oslabil důkazní případ existence planety.[7]

Kepler-70 může mít systém dvou nebo více planet obíhajících blízko sebe[8], ačkoli pozdnější výzkum[9][10] naznačuje, že tomu tak pravděpodobně nebude.

KIC 10001893 (také známý jako Kepler-429) může vlastnit soustavu tří planet o velikosti Země na velmi blízké oběžné dráze.[11] Pokud existují, pak by se podobaly hypotetickým exoplanetám Kepler-70. Stejné nové techniky, které zpochybňují exoplanety Kepler-70, však byly použity i v tomto případě [10] a naznačil, že tři signály, které byly detekovány, mohou ve skutečnosti pouze zavádějící artefakty v datech, které dřívější analytické techniky nezvládly dobře.

Pokud existují dvě planety těsně obíhající na planetě Kepler-70, mohou to být zbytky jader obřích plynných obřích. Ty by pohltil předek rudého obra a kamenná / kovová jádra by byla jedinou částí planet, která by přežila, aniž by byla odpařena. Alternativně[12], mohou to být části jádra od jednoho většího plynného obra, pohlceného, ​​jak je popsáno, přičemž jádro má fragmentaci uvnitř hvězdy.

Reference

  1. ^ „Horké hvězdy sužují obří magnetické skvrny, ukazují data ESO“. Evropská jižní observatoř. 1. června 2020. Citováno 1. června 2020.
  2. ^ A b C Heber, Ulrich (září 2009). "Hot Subdwarf Stars" (PDF). Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 47 (1): 211–251. Bibcode:2009ARA & A..47..211H. doi:10.1146 / annurev-astro-082708-101836. Archivovány od originál (PDF) dne 21. července 2011. Citováno 10. června 2011.
  3. ^ Jeffery, C. S. (2005). „Pulzace ve hvězdách Subdwarf B“. Journal of Astrophysics and Astronomy. 26 (2–3): 261–271. Bibcode:2005JApA ... 26..261J. doi:10.1007 / BF02702334. S2CID  13814916.
  4. ^ A b C D. Kilkenny; Fontaine, G .; Green, E. M .; Schuh, S. (8. března 2010). „Navržená jednotná nomenklatura pro pulzující horké hvězdy trpaslíků“ (PDF). Provize 27 a 42 IAU: Informační bulletin o proměnných hvězdách. 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 .; Bonanno, A .; Vauclair, G .; Reed, M .; Chen, C. -W .; Leibowitz, E .; Paparo, M .; Baran, A .; Charpinet, S .; Dolez, N .; Kawaler, S .; Kurtz, D .; Moskalik, P .; Riddle, R .; Zola, S. (2007), „Obří planeta obíhající kolem hvězdy„ extrémní horizontální větve “V391 Pegasi“ (PDF), Příroda, 449 (7159): 189–91, Bibcode:2007 Natur.449..189S, doi:10.1038 / nature06143, 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 .; Bonanno, A .; Vauclair, G .; Reed, M .; Chen, C. -W .; Leibowitz, E .; Paparo, M .; Baran, A .; Charpinet, S .; Dolez, N .; Kawaler, S .; Kurtz, D .; Moskalik, P .; Riddle, R .; Zola, S. (2007), „Obří planeta obíhající kolem hvězdy„ extrémní horizontální větve “V391 Pegasi (doplňující informace)“ (PDF), Příroda, 449 (7159): 189–91, doi:10.1038 / nature06143, PMID  17851517, S2CID  4342338
  7. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Kim, S.L .; Lutz, R .; Reed, M .; Benatti, S .; Janulis, R .; Lanteri, L .; Østensen, R .; Marsh, T.R .; Dhillon, V.S. (Březen 2018), „Pulzující hvězda sdB V391 Peg a její domnělá obří planeta se vrátila po 13 letech fotometrických dat časových řad.“, Astronomie a astrofyzika, 611: A85, arXiv:1711.10942, Bibcode:2018A & A ... 611A..85S, doi:10.1051/0004-6361/201731473, S2CID  119492634
  8. ^ Charpinet, S .; et al. (21. prosince 2011), „Kompaktní systém malých planet kolem bývalé hvězdy rudého obra“, Příroda, 480 (7378): 496–499, Bibcode:2011 Natur.480..496C, doi:10.1038 / nature10631, PMID  22193103, S2CID  2213885
  9. ^ Krzesinski, J. (25. srpna 2015), „Planetární kandidáti kolem pulzující hvězdy sdB KIC 5807616 považováni za pochybné“, Astronomie a astrofyzika, 581: A7, Bibcode:2015A & A ... 581A ... 7K, doi:10.1051/0004-6361/201526346
  10. ^ A b Blokesz, A .; Krzesinski, J .; Kedziora-Chudczer, L. (4. července 2019), „Analýza domnělých exoplanetárních podpisů nalezených ve světelných křivkách dvou hvězd sdBV pozorovaných Keplerem“, Astronomie a astrofyzika, 627: A86, arXiv:1906.03321, Bibcode:2019A & A ... 627A..86B, doi: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 .; Baran, A.S .; Schuh, S .; Fox-Machado, L. (říjen 2014), „Keplerova detekce nového extrémního planetárního systému obíhajícího subdwarf-B pulzátor KIC 10001893“, Astronomie a astrofyzika, 570: A130, arXiv:1409.6975, Bibcode:2014A & A ... 570A.130S, doi:10.1051/0004-6361/201424509
  12. ^ Bear, E .; Soker, N. (26. března 2012), „Přílivově zničená masivní planeta jako předek dvou světelných planet kolem hvězdy SDB KIC 05807616“, The Astrophysical Journal Letters, 749 (1): L14, arXiv:1202.1168, Bibcode:2012ApJ ... 749L..14B, doi:10.1088 / 2041-8205 / 749/1 / L14, S2CID  119262095