Субкарлик спектрального класса B

Субкарлик спектрального класса B (англ. Subdwarf B star, sdB) — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K.

Схема строения субкарлика спектрального класса B

Данные звёзды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд, наступающую в том случае, когда красный гигант теряет внешние водородные слои до того момента, когда в ядре начинает гореть гелий. Причины, по которым происходит такая предварительная потеря массы, непонятны, но взаимодействие звёзд в двойной системе считается одним из главных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов. Считается, что sdB-звёзды становятся белыми карликами без прохождения других стадий гигантов.

Субкарлики спектрального класса B являются более яркими, чем белые карлики и представляют собой значимую долю населения горячих звёзд в старых звёздных системах, таких как шаровые скопления, балджи спиральных галактик и эллиптические галактики. Такие объекты выделяются на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной повышенного ультрафиолетового потока в общем потоке излучения эллиптических галактик.

ИсторияПравить

Субкарлики спектрального класса открыли Ф. Цвикки и М. Хьюмасон примерно в 1947 году при обнаружении сверхъярких голубых звёзд вблизи северного полюса Галактики. В рамках обзора Паломар-Грин было обнаружено, что sdB-звёзды являются типичными представителями слабых голубых звёзд со звёздной величиной больше 18. В течение 1960-х годов по данным спектроскопии было получено, что многие sdB-звёзды имеют недостаточно водорода. В начале 1970-х годов Д. Гринстейн и А. Сарджент измерили температуры и величину гравитации, после чего определили корректное положение таких звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

ПеременныеПравить

Запрос «Переменная звезда типа V361 Гидры» перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Запрос «Переменная звезда типа V1093 Геркулеса» перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

В данной категории звёзд существует три вида переменных звёзд.

Во-первых, существуют переменные sdB-звёзды с периодами изменения блеска от 90 до 600 секунд. Их также называют звёздами типа EC14026 или переменными типа V361 Гидры. Для таких объектов предлагается обозначение sdBV_r, где r обозначает быструю (англ. rapid) переменность. Теория Шарпине колебаний в данных звёздах подразумевает, что изменения блеска происходят вследствие акустической моды колебаний с низкой степенью (l) и низким порядком (n). Мода возникает вследствие ионизации атомов группы железа, что приводит к непрозрачности. Кривая скоростей отличается по фазе на 90 градусов от кривой блеска, кривые эффективной температуры и поверхностной гравитации кажутся совпадающими по фазе с кривой изменения потока. На графике зависимости температуры от поверхностной гравитации звёзды с короткопериодическими пульсациями группируются вместе в так называемую эмпирическую полосу нестабильности, занимающую область T=28000-35000 K и lg g=5,2-6,0. Только 10 % sdB-звёзд, попадающих в эмпирическую полосу нестабильности, действительно пульсируют.

Во-вторых, существуют переменные с большими периодами, от 45 до 180 минут. Предлагаемое обозначение для них — sdBV_s, где s означает медленную периодичность. Переменность таких объектов составляет 0,1 %. Такие звёзды также называются PG1716 или переменными типа V1093 Геркулеса, иногда применяют сокращение LPsdBV. Другим употребляемым названием является Betsy stars. Долгопериодические пульсирующие sdB-звёзды обычно холоднее, чем их короткопериодические аналоги, температура первых составляет около 23000-30000 K.

Звёзды, осциллирующие в обоих режимах, являются гибридными, стандартное обозначение — sdBV_rs. Прототипом является DW Lyn, также обозначаемая как HS 0702+6043.

Переменная звезда	Другое название	Созвездие	Расстояние (св. лет)
V361 Hydrae	EC 14026-2647	Гидра	?
V1093 Геркулеса	GSC 03081-00631	Геркулес	?
HW Девы*	HIP 62157	Дева	590
NY Девы*	GSC 04966-00491	Дева	?
V391 Пегаса	HS 2201+2610	Пегас	4570

*затменная двойная звезда

Планетные системыПравить

Известно, что по крайней мере две sdB-звезды обладают планетами. V391 Пегаса была первой sdB-звездой, обладающей планетой, а KOI-55 обладает системой обращающихся близко друг к другу планет, которые, возможно, являются остатками гигантской планеты, разрушенной в то время, когда звезда находилась на стадии красного гиганта.