Zwerg B Stern - Subdwarf B star
Ein B-Typ - Unterzwerg (SDB) ist eine Art von Unterzwerg star mit Spektraltyps B . Sie unterscheiden sich vom typischen Zwerg dadurch, dass sie viel heißer und heller sind. Sie befinden sich am "extremen horizontalen Ast " des Hertzsprung-Russell-Diagramms . Die Massen dieser Sterne betragen etwa 0,5 Sonnenmassen und sie enthalten nur etwa 1% Wasserstoff, der Rest ist Helium. Ihr Radius liegt zwischen 0,15 und 0,25 Sonnenradien und ihre Temperatur zwischen 20.000 und 40.000 K.
Diese Sterne stellen ein spätes Stadium in der Entwicklung einiger Sterne dar, das verursacht wird, wenn ein roter Riesenstern seine äußeren Wasserstoffschichten verliert , bevor der Kern beginnt, Helium zu verschmelzen . Die Gründe , warum dieser vorzeitige Massenverlust auftritt , sind unklar, aber das Zusammenspiel der Sterne in einem Doppelsternsystem gedacht ist einer der wichtigsten Mechanismen sein. Einzelne Subzwerge können das Ergebnis einer Fusion zweier weißer Zwerge sein . Es wird erwartet, dass die sdB-Sterne weiße Zwerge werden, ohne weitere Riesenphasen zu durchlaufen.
Subzwerg-B-Sterne sind leuchtender als weiße Zwerge und ein wesentlicher Bestandteil der Hot-Star-Population alter Sternensysteme wie Kugelhaufen , Ausbuchtungen von Spiralgalaxien und elliptischen Galaxien . Sie sind auf ultravioletten Bildern hervorzuheben. Es wird vorgeschlagen, dass die heißen Zwerge die Ursache für den UV-Anstieg der Lichtleistung von elliptischen Galaxien sind .
Geschichte
Subzwerg-B-Sterne wurden von Zwicky und Humason um 1947 entdeckt, als sie subluminöse blaue Sterne um den nördlichen galaktischen Pol fanden. In der Palomar-Green - Umfrage waren sie die häufigste Art von schwachen blauen Stern mit einer Größe über 18 Jahre In den 1960er Jahren entdeckte Spektroskopie sein entdeckt , dass viele der sdB Sterne in Wasserstoff mangelhaft sind, mit Häufigkeiten unter dem von der vorhergesagten Big Bang Theorie . In den frühen 1970er Jahren haben Greenstein und Sargent Temperaturen und Schwerkraftstärken gemessen und konnten ihre korrekte Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm darstellen .
Variablen
In dieser Kategorie gibt es drei Arten variabler Sterne :
Zum einen gibt es den sdBV mit Zeiträumen von 90 bis 600 Sekunden. Sie werden auch als EC14026- oder V361-Hya- Sterne bezeichnet. Eine vorgeschlagene neue Nomenklatur ist sdBV r , wobei r für schnell steht. Die Charpinet Theorie der Schwingungen dieser Sterne ist , dass die Helligkeitsschwankungen zurückzuführen sind , zu akustischen Modus Schwingungen mit niedrigen Graden (L) und niedriger Ordnung (n). Sie werden durch Ionisation von Eisengruppenatomen angetrieben, was zu Opazität führt. Die Geschwindigkeitskurve ist um 90 Grad phasenverschoben zur Helligkeitskurve, während die effektiven Beschleunigungskurven für Temperatur und Oberflächengravitation mit den Flussschwankungen in Phase zu sein scheinen. In Darstellungen der Temperatur gegen die Oberflächengravitation gruppieren sich die kurzperiodischen Pulsatoren im sogenannten empirischen Instabilitätsstreifen, der ungefähr durch T = 28000–35000 K und log g = 5,2–6,0 definiert ist. Es wird beobachtet, dass nur 10% der in den empirischen Streifen fallenden sdBs pulsieren.
Zweitens gibt es die Variablen für lange Zeiträume mit Zeiträumen von 45 bis 180 Minuten. Eine vorgeschlagene neue Nomenklatur ist sdBV s , wobei s für langsam steht. Diese haben nur eine sehr geringe Abweichung von 0,1%. Sie wurden auch PG1716 oder V1093 Her genannt oder als LPsdBV abgekürzt. Die langperiodierenden pulsierenden sdB-Sterne sind mit T ~ 23000–30000K im Allgemeinen kühler als ihre schnellen Gegenstücke.
Sterne, die in beiden Periodenregimen schwingen, sind „Hybriden“ mit einer Standardnomenklatur von sdBV rs . Ein Prototyp ist DW Lyn, der auch als HS 0702 + 6043 identifiziert wird.
| variabler Stern | Anderer Name | Konstellation | Entfernung ( ly ) |
|---|---|---|---|
| V361 Hydrae | EC 14026-2647 | Hydra | 2630 |
| V1093 Herculis | GSC 03081-00631 | Herkules | 2861 |
| HW Virginis * | HIP 62157 | Jungfrau | 590 |
| NY Virginis * | GSC 04966-00491 | Jungfrau | 1800 |
| V391 Pegasi | HS 2201 + 2610 | Pegasus | 4570 |
* Verdunkelung des Doppelsterns
Planetensysteme
Es gibt mindestens vier sdB-Sterne, die Planetensysteme besitzen können. In allen vier Fällen haben nachfolgende Untersuchungen jedoch gezeigt, dass die Beweise für die Existenz der Planeten nicht so stark waren wie bisher angenommen, und ob die Planetensysteme existieren oder nicht, ist in keiner Weise bewiesen.
V391 Pegasi war der erste sdB-Stern, von dem angenommen wurde, dass er einen Exoplaneten in der Umlaufbahn hat, obwohl spätere Forschungen den Beweis für die Existenz des Planeten erheblich geschwächt haben.
Kepler-70 kann ein System aus zwei oder mehr Planeten haben, die sich eng umkreisen, obwohl spätere Untersuchungen darauf hinweisen, dass dies wahrscheinlich nicht der Fall ist.
KIC 10001893 (auch bekannt als Kepler-429 ) besitzt möglicherweise ein System von drei ungefähr erdgroßen Planeten in sehr enger Umlaufbahn. Wenn diese existieren, ähneln sie den hypothetischen Kepler-70-Exoplaneten. Dieselben neuen Techniken, die die Kepler-70-Exoplaneten in Frage stellten, wurden jedoch auch in diesem Fall angewendet und zeigten, dass die drei erkannten Signale tatsächlich nur irreführende Artefakte in den Daten sein könnten, mit denen frühere Analysetechniken nicht gut umgegangen waren.
Wenn es zwei nahe umlaufende Planeten von Kepler-70 gibt, können sie die Überreste der Kerne von umlaufenden Gasriesen sein. Diese wären vom roten Riesenvorläufer verschlungen worden, und die felsigen / metallischen Kerne wären die einzigen Teile der Planeten, die überleben könnten, ohne verdampft zu werden. Alternativ können sie Kernabschnitte eines größeren Gasriesen sein, der wie beschrieben verschlungen ist, wobei der Kern innerhalb des Sterns fragmentiert ist.
2MASS J19383260 + 4603591 ist das enge binäre System aus Zwerg B und rotem Zwergstern, von dem einst behauptet wurde, dass es vom zirkumbinären Planeten Kepler-451b umkreist wird .