Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Художественный образ звезды SDB, показывающий гигантскую горячую точку [1]
Схематическое сечение субкарлика B-типа

В-типа субкарлик (SDB) является своего рода субкарлик звезды с спектрального типа B . Они отличаются от типичных субкарликов тем, что намного горячее и ярче. [2] Они расположены на «крайней горизонтальной ветви » диаграммы 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 красная звезда- гигант теряет внешние водородные слои до того, как ядро ​​начинает плавить гелий . Причины, по которым происходит эта преждевременная потеря массы, неясны, но взаимодействие звезд в двойной звездной системе считается одним из основных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов . Ожидается, что звезды sdB станут белыми карликами, не пройдя через какие-либо стадии гигантов.

Субкарликовые B-звезды, будучи более яркими, чем белые карлики, являются важным компонентом в популяции горячих звезд старых звездных систем, таких как шаровые скопления , спиральные выпуклости галактик и эллиптические галактики . [3] Они хорошо видны на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной увеличения светоотдачи эллиптических галактик в УФ-диапазоне . [2]

История [ править ]

Субкарликовые B-звезды были открыты Цвикки и Хьюмасоном примерно в 1947 году, 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 величиной более 18. В течение 1960-х годов спектроскопия обнаружила, что многие из sdB-звезд испытывают дефицит водорода, причем его содержание ниже предсказанного теорией Большого взрыва. . В начале 1970-х Гринштейн и Сарджент измерили температуру и силу тяжести и смогли изобразить их правильное положение на диаграмме Герцшпрунга – Рассела . [2]

Переменные [ править ]

В этой категории есть три типа переменных звезд :

Во-первых, это sdBV с периодами от 90 до 600 секунд. Их также называют звездами EC14026 или V361 Hya . Предлагаемая новая номенклатура - sdBV r , где r означает быстрое. [4] Теория колебаний этих звезд Шарпине заключается в том, что изменения яркости происходят из-за колебаний акустической моды.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 , где s означает медленный. [4] Они имеют очень небольшой разброс - 0,1%. Их также называли PG1716 или V1093 Her или сокращенно LPsdBV. Длиннопериодические 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 . Прототипом является DW Lyn, также обозначенный как HS 0702 + 6043. [4]

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

* затменная двойная звезда

Планетарные системы [ править ]

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 убедительными, как считалось ранее, и существование планетных систем в любом случае не доказано.

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

Кеплер-70 может иметь систему из двух или более планет, обращающихся близко друг к другу [8], хотя более поздние исследования [9] [10] показывают, 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 самые новые методы, которые ставят под сомнение экзопланеты Kepler-70, были применены и в этом случае [10] и показали, что три обнаруженных сигнала на самом деле могут быть просто вводящими в заблуждение артефактами в данных, которых не было в более ранних методах анализа. обрабатывается хорошо.

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. В качестве альтернативы [12] они могут быть частями ядра одного более крупного газового гиганта, охваченного, как описано, с фрагментированным ядром внутри звезды.

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Горячие звезды страдают от гигантских магнитных пятен, как показывают данные ESO" . Европейская южная обсерватория. 1 июня 2020 . Дата обращения 1 июня 2020 .
  2. ^ a b c Хебер, Ульрих (сентябрь 2009 г.). «Горячие субкарликовые звезды» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 211–251. Bibcode : 2009ARA & A..47..211H . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082708-101836 . Архивировано из оригинального (PDF) 21 июля 2011 года . Проверено 10 июня 2011 года .
  3. ^ Джеффри, CS (2005). «Пульсации в субкарликовых B-звездах» . Журнал астрофизики и астрономии . 26 (2–3): 261–271. Bibcode : 2005JApA ... 26..261J . DOI : 10.1007 / BF02702334 . S2CID 13814916 . 
  4. ^ a b c Д. Килкенни; Fontaine, G .; Зеленый, EM; 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 .; Освальт, Т. Д.; 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 .; Зола, С. (2007), «Гигантская планета, вращающаяся вокруг звезды V391 Pegasi , являющейся « крайней горизонтальной ветвью »» (PDF) , Nature , 449 (7159): 189–91, Bibcode : 2007Natur.449..189S , doi : 10.1038 / nature06143 , PMID 17851517 , S2CID 4342338   
  6. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Janulis, R .; Solheim, J. -E .; Bernabei, S .; Østensen, R .; Освальт, Т. Д.; 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 .; Зола, S. (2007), "гигантская планета на орбите 'крайний горизонтальной ветви' звезда V391 Пегаса (Дополнительная информация)" (PDF) , Nature , 449 (7159): 189-91, DOI : 10.1038 / nature06143 , PMID 17851517 , S2CID 4342338   
  7. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Kim, SL; Lutz, R .; Рид, М .; Benatti, S .; Janulis, R .; Lanteri, L .; Østensen, R .; Марш, TR; Диллон, В.С. (март 2018 г.), «Пульсирующая звезда sdB V391 Peg и ее предполагаемая планета-гигант, пересмотренные после 13 лет сбора фотометрических данных временного ряда», Astronomy & Astrophysics , 611 : A85, arXiv : 1711.10942 , Bibcode : 2018A&A .. .611A..85S , DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 201731473 , S2CID 119492634 
  8. ^ Шарпине, S .; и другие. (21 декабря 2011 г.), «Компактная система малых планет вокруг бывшей звезды красного гиганта», Nature , 480 (7378): 496–499, Bibcode : 2011Natur.480..496C , doi : 10.1038 / nature10631 , PMID 22193103 , S2CID 2213885  
  9. ^ Krzesinski, J. (25 августа 2015), "Планетарные кандидатов вокруг пульсирующий SDB звезды KIC 5807616 сомнительной", Астрономия и астрофизика , 581 : A7, Bibcode : 2015A & A ... 581A ... 7К , DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 2015 26346
  10. ^ a b Blokesz, A .; Krzesinski, J .; Кедзиора-Чудцер, Л. (4 июля 2019 г.), «Анализ предполагаемых экзопланетных сигнатур, обнаруженных в кривых блеска двух звезд sdBV, наблюдаемых Кеплером», Astronomy & Astrophysics , 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 .; Телтинг, JH; Østensen, RH; Van Grootel, V .; Баран, А.С.; Schuh, S .; Фокс-Мачадо, Л. (октябрь 2014 г.), «Обнаружение Кеплером новой экстремальной планетной системы, вращающейся вокруг пульсатора субкарлика-B KIC 10001893», Astronomy & Astrophysics , 570 : A130, arXiv : 1409.6975 , Bibcode : 2014A & A ... 570A. 130S , DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 201424509
  12. ^ Медведь, E .; Сокер, Н. (26 марта 2012 г.), «Приливно разрушенная массивная планета как прародительница двух легких планет вокруг звезды 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