Подџуџе од типот B
Подџуџе од типот B (sdB) — вид на подџуџеста ѕвезда од спектрален тип B. Се разликува од типичното подџуџе по тоа што има многу повисока температура и блескавост.[2] Се наоѓа на крајот на хоризонталната гранка од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Има околу 0,5 Сончеви маси (M☉) и содржи приближно 1 % водород, а остатокот е хелиум. Има полупречник од 0,15 to 0,25 R☉ и површинска температура од 20.000 до 40.000 K (19.700 to 39.700 °C).
Настанок и развој
уредиОвие ѕвезди се доцна развоја фаза на некои ѕведи, предизвикана кога еден црвен џин ќе ги загуби надворешните хелиумски слоеви пред јадрото да почне со соединување на хелиум. Нејасно е зошто тоаѓа до оваа предвремена загуба на маса, но за важен механизам се смета заемодејството на ѕвезди во двојни системи. Единечните подџуџиња може да произлегле од спојување на две бели џуџиња. Се очекува sdB-ѕвездите да станат бели џуџиња без да поминат други џиновски фази.
Подџуџињата од типот B, кои се посјајни од белите џуџиња, се значајна составница на населението од врели ѕвезди кај старите ѕвездени системи како збиени јата, спирални галаксии испакнатини и елиптични галаксии.[3] Се истакнуваат на ултравиолетови слики. Предложено е дека врелите подџуџиња се причинител на УВ-пресвртот во израчената светлина кај елиптичните галаксии.[2]
Се очекува едно подџуџе од типот B со 1 M☉ да трае 100 милиони години.[4]
Историја
уредиОвие ѕвезди се откриени од Фриц Цвики и Милтон Хјумејсон околу 1947 г. кога пронашле недоволно сјајни сини ѕвезди околу севенриот галактички пол. Во прегледот „Паломар-Грин“ Palomar-Green се утврдило дека тие се најчестиот вид на овие слабосјајни сини ѕвезди со величина над 18. Во текот на 1960-тите по скектроскопски пат е откриено дека многу sdB-ѕвезди се сиромашни со водород, под очекуваното според теоријата за Големата експлозија. На почетокот на 1970-тите Џеси Гринстајн и Анелија Сарџент ги измериле температурата и гравитациската јачина, штом им овозможило правилно да ги исцртаат на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм.[2]
Променливи
уредиПостојат три вида на променливи ѕвезди од оваа категорија:
Првите се sdBV со периоди од 90 до 600 секунди. Тие се нарекуваат и EC14026 или V361 Hya stars. Предложена е новата номенклатура sdBVr, каде „r“ значи брзо.[5] Една теорија за осцилациите на овие ѕвезди е дека промените во сјајноста се должат на осцилации во акустички мод со низок степен (l) или од ниж ред (n). Нив ги движи јонизација на атоми од железната група, која предизвикува непроѕирност. Брзинската крива е 90 вон фаза од светлинската, а кривите на делотворна температура и површинска гравитација се во фаза со колебањата на текот. На графиконот на температура и површинска гравитација, краткопериодичните пулсирачи се групирани заедно во т.н. емпириски појас на нестабилност, кој се дефинира како T=28.000–35.000 K (27.700–34.700 °C) и log g=5,2–6,0. Пулсирање е забележано кај само 10 % од sdBs кои се наоѓаат на од појас.
Вториот вид се долгопериодичните променливи со периоди од 45 до 180 минути. Предложена е нова номенклатура sdBVs, каде „s“ значи бавно.[5] Овие имаат мошне мали разлики од 0,1 %. Наречени се и PG1716 или V1093 Her, скратено LPsdBV. Долгопериодично пулсирачките пулсирачки sdB-ѕвезди се постудени од нивните поврели пандани, со T~23.000–30.000 K (22.700–29.700 °C).
Ѕвездите кои осцилираат во двата периодни режима се „хибриди“, со стандардна номенклатура sdBVrs. Такот пример е DW Рис, кој ја носи и ознаката HS 0702+6043.[5]
| Променлива ѕвезда | Друг назив | Соѕвездие | Оддалеченост (сг) |
|---|---|---|---|
| V361 Водна Змија | EC 14026-2647 | Водна Змија | 2.630 |
| V1093 Херкул | GSC 03081-00631 | Херкул | 2.861 |
| HW Девица* | HIP 62157 | Девица | 590 |
| NY Девица* | GSC 04966-00491 | Девица | 1.800 |
| V391 Пегаз | HS 2201+2610 | Пегаз | 4.570 |
Наводи
уреди- ↑ „Hot stars are plagued by giant magnetic spots, ESO data shows“. European Southern Observatory. 1 јуни 2020. Посетено на 1 јуни 2020.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Heber, Ulrich (септември 2009). „Hot Subdwarf Stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1): 211–251. Bibcode:2009ARA&A..47..211H. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101836.
- ↑ Jeffery, C. S. (2005). „Pulsations in Subdwarf B Stars“. Journal of Astrophysics and Astronomy. 26 (2–3): 261–271. Bibcode:2005JApA...26..261J. doi:10.1007/BF02702334. S2CID 13814916.
- ↑ Schindler, Jan-Torge; Green, Elizabeth M.; Arnett, W. David (јуни 2015). „Exploring Stellar Evolution Models of sdB Stars Using MESA“. The Astrophysical Journal (англиски). 806 (2): 178. arXiv:1410.8204. Bibcode:2015ApJ...806..178S. doi:10.1088/0004-637X/806/2/178. ISSN 0004-637X. S2CID 118152737.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E. M.; Schuh, S. (8 март 2010). „A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars“ (PDF). Commissions 27 and 42 of the IAU: Information Bulletin on Variable Stars. 5927 (5927): 1. Bibcode:2010IBVS.5927....1K.