Una subenana , a veces denominada "sd", es una estrella con clase de luminosidad VI según el sistema de clasificación espectral de Yerkes . Se definen como estrellas con una luminosidad de 1,5 a 2 magnitudes inferior a la de las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo espectral . En un diagrama de Hertzsprung-Russell, las subenanas parecen estar debajo de la secuencia principal . [a]
El término "subenana" fue acuñado por Gerard Kuiper en 1939, para referirse a una serie de estrellas con espectros anómalos que anteriormente eran etiquetadas como " enanas blancas intermedias ". [1] (pág. 87)
Desde que Kuiper acuñó el término, el tipo subenano se ha extendido a estrellas de menor masa que la conocida en ese momento. Los astrónomos también han descubierto un grupo completamente diferente de subenanas azul-blancas, formando dos categorías distintas:
Al igual que las estrellas ordinarias de la secuencia principal , las subenanas frías (de tipos espectrales G a M) producen su energía a partir de la fusión de hidrógeno . La explicación de su baja luminosidad reside en su baja metalicidad : estas estrellas no están enriquecidas en elementos más pesados que el helio . La menor metalicidad disminuye la opacidad de sus capas externas y disminuye la presión de radiación , lo que da como resultado una estrella más pequeña y más caliente para una masa determinada. [2] Esta menor opacidad también les permite emitir un mayor porcentaje de luz ultravioleta para el mismo tipo espectral en relación con una estrella de Población I , una característica conocida como exceso ultravioleta. [1] (p. 87–92) Por lo general, miembros del halo de la Vía Láctea , con frecuencia tienen altas velocidades espaciales en relación con el Sol . [3]
Existen subenanas frías de tipo espectral L y T, por ejemplo ULAS J131610.28+075553.0 con tipo espectral sdT6.5. [3]
Las subclases de subenanas frías son las siguientes: [4] [5]
La baja metalicidad de las subenanas se combina con su vejez. El universo primitivo tenía un bajo contenido de elementos más pesados que el helio y formó estrellas y enanas marrones con menor metalicidad. Sólo más tarde , las supernovas , las nebulosas planetarias y las fusiones de estrellas de neutrones enriquecieron el universo con elementos más pesados. Por lo tanto, las antiguas subenanas pertenecen a menudo a las estructuras más antiguas de nuestra Vía Láctea, principalmente el disco grueso y el halo galáctico . Los objetos en el disco grueso o halo tienen una velocidad espacial alta en comparación con el Sol , que pertenece al disco delgado más joven . Se puede utilizar un movimiento propio alto para descubrir subenanas. Además, las subenanas tienen características espectrales que las diferencian de las subenanas con metalicidad solar. Todas las subenanas comparten la supresión del espectro del infrarrojo cercano, principalmente las bandas H y K. La baja metalicidad aumenta la absorción de hidrógeno inducida por la colisión , provocando este espectro suprimido del infrarrojo cercano. Esto se ve como colores infrarrojos azules en comparación con las enanas marrones con metalicidad solar. La baja metalicidad también cambia otras características de absorción, como bandas más profundas de CaH y TiO a 0,7 μm en las subenanas L, una banda de VO más débil a 0,8 μm en las subenanas L tempranas y una banda de FeH más fuerte a 0,99 μm para las L-subenanas de mediados a finales. subenanos. [7] 2MASS J0532+8246 fue descubierta en 2003 como la primera subenana de tipo L, [8] que luego fue reclasificada como subenana extrema. [7] Las subenanas de tipo L tienen subtipos similares a las subenanas de tipo M: Los subtipos subenanas (sd), subenanas extremas (esd) y ultra subenanas (usd), que se definen por su metalicidad decreciente , en comparación con la metalicidad solar, que se define en una escala logarítmica : [7]
Para las subenanas de tipo T sólo se conoce una pequeña muestra de subenanas y subenanas extremas. [9]
2MASSI J0937347+293142 es el primer objeto descubierto en 2002 como candidato a subenano tipo T [8] y en 2006 se confirmó que tenía baja metalicidad. [10] Las dos primeras subenanas extremas de tipo T fueron descubiertas en 2020 por científicos y voluntarios del proyecto Backyard Worlds . Las primeras subenanas extremas de tipo T son WISEA 0414-5854 y WISEA 1810-1010 . [9] Las subenanas de tipo T e Y tienen menos metano en su atmósfera, debido a la menor concentración de carbono en estas subenanas. Esto conduce a un color más azul W1-W2 ( WISE ) o ch1-ch2 ( Spitzer ), en comparación con objetos con temperatura similar, pero con metalicidad solar. [11] El color de los tipos T como único criterio de clasificación puede ser engañoso. El exoplaneta más cercano fotografiado directamente , COCONUTS-2b , fue clasificado por primera vez como subenano de tipo T debido a su color, aunque no muestra una alta velocidad tangencial. Recién en 2021 fue identificado como exoplaneta. [12]
La primera candidata a subenana de tipo Y se descubrió en 2021, la enana marrón WISE 1534–1043 , que muestra un color rojo moderado del Telescopio Espacial Spitzer (ch1-ch2 = 0,925 ± 0,039 mag). El color muy rojo entre J y ch2 (J-ch2 > 8,03 mag) y el brillo absoluto sugerirían un color ch1-ch2 mucho más rojo de aproximadamente 2,4 a 3 mag. Debido al acuerdo con nuevos modelos subenanos, junto con la alta velocidad tangencial de 200 km/s, Kirkpatrick, Marocco et al . (2021) sostienen que la explicación más probable es una enana marrón fría con muy bajo contenido de metales, tal vez la primera subenana de tipo Y. [13]
Las subenanas calientes, de tipos espectrales azulados O y B, son una clase de objeto completamente diferente a las subenanas frías; También se les llama " estrellas extremas de rama horizontal " . Las estrellas subenanas calientes representan una etapa tardía en la evolución de algunas estrellas, causada cuando una estrella gigante roja pierde sus capas externas de hidrógeno antes de que el núcleo comience a fusionar helio .
Las razones de la pérdida prematura de su envoltura de hidrógeno no están claras, pero se cree que la interacción de las estrellas en un sistema estelar binario es uno de los principales mecanismos. Las subenanas individuales pueden ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas o de la influencia gravitacional de compañeras subestelares. Las subenanas de tipo B, al ser más luminosas que las enanas blancas, son un componente importante de la población de estrellas calientes de sistemas estelares antiguos, como los cúmulos globulares y las galaxias elípticas . [14] [15]
Las subenanas de metales pesados son un tipo de estrellas subenanas calientes con altas concentraciones de metales pesados . Los metales detectados incluyen germanio , estroncio , itrio , circonio y plomo . Las subenanas de metales pesados conocidas incluyen HE 2359-2844 , LS IV-14 116 y HE 1256-2738 . [dieciséis]
![{\displaystyle \ -1.0<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -0.3\ ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/aaf985670f6fea3ceffa7bb6c6348882a45067cc)
![{\displaystyle \ -1.7<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.0\ ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a4b81a782408913a2f9229c8623263f4ff7b5fa7)
![{\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.7~.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1e9dd9cad9529450f94636e5089186525792e58a)
![{\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\odot }\equiv 0\ ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/87820f9a1ecd46e10ba2e27178500312dd3d2fa2)