B型次矮星
B型次矮星（subdwarf B star，缩写：sdB）是一种光谱类型B型的次矮星。这种恒星和典型次矮星不同的是它的表面温度和亮度较高[1]，在赫罗图的位置是在“极端水平分支”。这些恒星的质量大约是0.5倍太阳质量，并且只含有1%氢，其余成分大多是氦。而半径则是太阳的0.15到0.25倍，表面温度20000到40000 K。
B型次矮星是在恒星演化的晚期阶段。红巨星的核心开始进行氦的核聚变之前失去主要由氢组成的外层，剩下的核心即为B型次矮星。这些红巨星提早丧失质量的原因至今仍不明，不过联星系统中和另一颗成员星的交互作用可能是主要机制。单一B型次矮星可能是两颗白矮星合并的结果。B型次矮星被认为是恒星变成白矮星前没有经过巨星阶段的产物。
B型次矮星的光度高于白矮星，并且是年老高温恒星群聚区域的主要成员星，例如球状星团、螺旋星系核球、椭圆星系[2]。这类恒星在紫外线影像中相当明显。被认为是椭圆星系光谱中紫外线超量的原因[1]。
观测历史
[编辑]B型次矮星这种低亮度蓝色恒星大约在1947年被弗里茨·兹威基和米尔顿·赫马森在巡天时发现于北银极。在帕洛马－格林巡天中发现有一种亮度相当微弱，视星等在18等以上的蓝色恒星。1960年代的光谱观测发现大部分B型次矮星成分极为缺乏氢，甚至低于太初核合成理论中预测含量。1970年代早期杰西·格林斯坦和安妮拉·萨金特量测其表面温度和重力以将该种恒星定位在赫罗图的正确位置[1]。
变异性
[编辑]B型次矮星中又可分为三种变星：
第一种的光变周期在90到600秒之间，被称为 EC14026 或长蛇座V361型变星，光谱形式 sdBVr，小写字母 r 代表快速[3]。斯特凡·查比涅提出这些变星光度变化的低阶（l）和低级数（n）球谐函数声学模型。它是由离子化的铁族原子造成的不透明度驱动。这类恒星径向速度曲线和光变曲线相位差90度，而有效温度和表面重力加速度曲线似乎和光通量曲线是同相位的。在温度与表面重力图中可见到聚集在一起的短周期脉动体，即所谓的“经验不稳定带”。其范围大约在28000–35000 K，log g=5.2–6.0。只有10%的B型次矮星落在这个不稳定带内，并且被观测到脉动。
第二种则是光变周期45到180分钟的较长周期变星，光谱形式 sdBVs，小写字母 s 代表慢速[3]。这类变星的光度变化量极低，只有约0.1%。这类变星又称为 PG1716 或武仙座V1093型变星，或者以 LPsdBV 表示。在口语中这类恒星又称为“贝茜之星”（Betsy stars）[4]。这种较长周期的变星表面温度较第一种低，约23000–30000 K。
第三种变星则是长周期和短周期光变都有出现的混合型，光谱形式 sdBVrs。这种变星的原型是天猫座DW，即 HS 0702+6043[3]。
| 变星 | 其他名称 | 星座 | 距离（光年） |
|---|---|---|---|
| 长蛇座V361 | EC 14026-2647 | 长蛇座 | ? |
| 武仙座V1093 | GSC 03081-00631 | 武仙座 | ? |
| 室女座HW* | HIP 62157 | 室女座 | 590 |
| 室女座NY* | GSC 04966-00491 | 室女座 | ? |
| 飞马座V391 | HS 2201+2610 | 飞马座 | 4570 |
*食双星
伴星
[编辑]目前已知三颗B型次矮星拥有行星。飞马座V391是第一个知道有行星存在的B型次矮星，室女座HW已知有两颗行星[1]；开普勒70已知有两颗行星，并可能有第三颗存在[5]。
参见
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Heber, Ulrich. Hot Subdwarf Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. September 2009, 47: 211–251 [10 June 2011]. Bibcode:2009ARA&A..47..211H. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101836. （原始内容存档于2019-02-15） （英语）.
- ^ Jeffery, C. S. Pulsations in Subdwarf B Stars. Journal of Astrophysics and Astronomy. 2005, 26 (2–3): 261 [2013-05-04]. Bibcode:2005JApA...26..261J. doi:10.1007/BF02702334. （原始内容存档于2019-07-20）.
- ^ 3.0 3.1 3.2 D. Kilkenny; Fontaine, G.; Green, E. M.; Schuh, S. A Proposed Uniform Nomenclature for Pulsating Hot Subdwarf Stars. Commissions 27 and 42 of the IAU: Information Bulletin on Variable Stars. 8 March 2010, 5927 (5927): 1. Bibcode:2010IBVS.5927....1K.[失效链接]
- ^ Rey, Raquel Obeiro. Asterosismology of Hot Subdwarf Stars (PDF). [9 June 2011]. （原始内容存档 (PDF)于2012-03-13）.
- ^ Charpinet, S.; et al, A compact system of small planets around a former red-giant star, Nature, December 21, 2011, 480: 496–499, doi:10.1038/nature10631
| 形成 | |
|---|---|
| 宿命 | |
| 双星系统 | |
| 属性 | |
| 相关条目 | |
| 著名的白矮星 | |
