Субкарлик B -типа ( sdB ) — это разновидность субкарликовой звезды со спектральным классом B. Они отличаются от типичного субкарлика тем, что намного горячее и ярче. [2] Они расположены на «крайней горизонтальной ветви » диаграммы Герцшпрунга–Рассела . Массы этих звезд составляют около 0,5 солнечных масс, и они содержат всего около 1% водорода , остальное — гелий . Их радиус составляет от 0,15 до 0,25 солнечных радиусов, а температура их поверхности — от 20 000 до 40 000 К (от 19 700 до 39 700 °C; от 35 500 до 71 500 °F).
Эти звезды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звезд, вызванную тем, что красная гигантская звезда теряет внешние водородные слои до того, как ядро начинает синтезировать 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 проходя больше через гигантские стадии.
Субкарликовые звезды B, будучи более яркими, чем белые карлики, являются значительным компонентом в популяции горячих звезд старых звездных систем, таких как шаровые скопления , спиральные галактики- балджи и эллиптические галактики . [3] Они заметны на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной ультрафиолетового подъема светового потока эллиптических галактик. [2]
Подсчитано , что один субкарлик класса B с массой 1 M ☉ существует около 100 миллионов лет. [4]
Субкарликовые звезды B были открыты Фрицем Цвикки и Хьюмасоном около 1947 года, когда они обнаружили неяркие голубые звезды вокруг северного галактического полюса. В обзоре Паломар-Грин они были обнаружены как самый распространенный тип слабых голубых звезд с величиной более 18. В 1960-х годах спектроскопия обнаружила, что многие из звезд sdB испытывают дефицит водорода, с содержанием ниже, чем предсказывает теория Большого взрыва . В начале 1970-х годов Гринстейн и Сарджент измерили температуру и силу гравитации и смогли нанести их правильное положение на диаграмму Герцшпрунга-Рассела . [2]
В этой категории есть три вида переменных звезд :
Первые — 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 быстрый. [5] Одна из теорий колебаний этих звезд заключается в том, что изменения яркости вызваны колебаниями акустической моды с низкой степенью (l) и низким порядком (n). Они вызваны ионизацией атомов группы железа, вызывающей непрозрачность. Кривая скорости на 90 градусов смещена по фазе с кривой яркости, в то время как кривые эффективной температуры и ускорения поверхностной силы тяжести, по-видимому, совпадают по фазе с изменениями потока. На графиках температуры и поверхностной гравитации пульсаторы с коротким периодом группируются вместе в так называемой эмпирической полосе неустойчивости, приблизительно определяемой T=28 000–35 000 K (27 700–34 700 °C; 49 900–62 500 °F) и log g=5,2–6,0. Только 10% sdB, попадающих в эмпирическую полосу, наблюдаются пульсирующими.
Вторая группа — долгопериодические переменные с периодами от 45 до 180 минут. Предлагаемая новая номенклатура — sdBV s , где «s» означает «медленный». [5] У них очень небольшое отклонение в 0,1%. Их также называют PG1716 или V1093 Her или сокращенно LPsdBV. Долгопериодические пульсирующие звезды sdB обычно холоднее своих быстрых аналогов, с T~23 000–30 000 K (22 700–29 700 °C; 40 900–53 500 °F).
Звезды, которые колеблются в обоих режимах периодов, являются «гибридами» со стандартной номенклатурой sdBV rs . Примером является DW Lyncis, также идентифицированная как HS 0702+6043. [5]
Существует по крайней мере четыре звезды sdB, которые могут обладать планетными системами. Однако в трех из четырех случаев последующие исследования показали, что доказательства существования планет не столь сильны, как считалось ранее, и существование планетных систем не доказано ни в том, ни в другом случае.
V391 Pegasi была первой звездой sdB, вокруг которой, как полагают, вращается экзопланета, [6] [7] хотя последующие исследования значительно ослабили доказательную базу существования планеты. [8]
Kepler-70 может иметь систему из двух или более планет, вращающихся на близких орбитах [9], хотя более поздние исследования [10] [11] показывают, что это вряд ли так.
Если две близко вращающиеся планеты Kepler-70 существуют, они могут быть остатками ядер близко вращающихся газовых гигантов. Они были бы поглощены прародителем красного гиганта, и каменистые/металлические ядра были бы единственными частями планет, которые выжили, не испарившись. В качестве альтернативы [12] они могут быть частями ядра одного более крупного газового гиганта, поглощенного, как описано, с ядром, фрагментированным внутри звезды.
KIC 10001893 (также известный как Kepler-429 ) может обладать системой из трех планет примерно земного размера на очень близкой орбите. [13] Если они существуют, то они будут похожи на гипотетические экзопланеты Kepler-70. Однако те же новые методы, которые поставили под сомнение экзопланеты Kepler-70, были применены и в этом случае [11] и указали, что три обнаруженных сигнала на самом деле могли быть просто вводящими в заблуждение артефактами в данных, с которыми более ранние методы анализа не справлялись должным образом.
2MASS J19383260+4603591 — тесная двойная система субкарлика B и красного карлика, вокруг которой вращаются околоземные планеты Kepler-451b , Kepler-451c и Kepler-451d. [14]