Una subenana de tipo B ( sdB ) es un tipo de estrella subenana con tipo espectral B. Se diferencian de las subenanas típicas por ser mucho más calientes y brillantes. [2] Están situadas en la " rama horizontal extrema " del diagrama de Hertzsprung-Russell . Las masas de estas estrellas son de alrededor de 0,5 masas solares y contienen solo un 1% de hidrógeno , siendo el resto helio . Su radio es de 0,15 a 0,25 radios solares y su temperatura superficial es de 20.000 a 40.000 K (19.700 a 39.700 °C; 35.500 a 71.500 °F).
Estas estrellas 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 por las que ocurre esta pérdida prematura de masa no están claras, pero se piensa que la interacción de estrellas en un sistema estelar binario es uno de los principales mecanismos. Las subenanas individuales pueden ser el resultado de una fusión de dos enanas blancas . Se espera que las estrellas sdB se conviertan en enanas blancas sin pasar por más etapas gigantes.
Las estrellas subenanas B, al ser más luminosas que las enanas blancas, son un componente significativo de la población de estrellas calientes de los sistemas estelares antiguos, como los cúmulos globulares , los bulbos de galaxias espirales y las galaxias elípticas . [3] Son prominentes en las imágenes ultravioleta. Se propone que las subenanas calientes son la causa del aumento de la emisión de luz ultravioleta en las galaxias elípticas. [2]
Se calcula que una única subenana de tipo B de 1 M☉ puede durar unos 100 millones de años. [4]
Las estrellas subenanas B fueron descubiertas por Fritz Zwicky y Humason alrededor de 1947, cuando encontraron estrellas azules subluminosas alrededor del polo norte galáctico. En el sondeo Palomar-Green, se descubrió que eran el tipo más común de estrella azul débil con una magnitud superior a 18. Durante la década de 1960, la espectroscopia descubrió que muchas de las estrellas sdB son deficientes en hidrógeno, con abundancias inferiores a las predichas por la teoría del Big Bang . A principios de la década de 1970, Greenstein y Sargent midieron las temperaturas y las fuerzas de la gravedad y pudieron trazar su posición correcta en el diagrama de Hertzsprung-Russell . [2]
Hay tres tipos de estrellas variables en esta categoría:
Las primeras son las sdBV con períodos de 90 a 600 segundos. También se las llama estrellas EC14026 o V361 Hya. Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV r , donde r significa rápido. [5] Una teoría para las oscilaciones de estas estrellas es que las variaciones en el brillo se deben a oscilaciones de modo acústico con bajo grado (l) y bajo orden (n). Son impulsadas por la ionización de átomos del grupo del hierro que causan opacidad. La curva de velocidad está desfasada 90 grados con respecto a la curva de brillo, mientras que las curvas de aceleración de la gravedad superficial y de temperatura efectiva parecen estar en fase con las variaciones de flujo. En los gráficos de temperatura en función de la gravedad superficial, los pulsadores de período corto se agrupan en la denominada franja de inestabilidad empírica, definida aproximadamente por T=28.000–35.000 K (27.700–34.700 °C; 49.900–62.500 °F) y log g=5,2–6,0. Se observa que solo el 10% de los sdB que caen en la franja empírica pulsan.
Las segundas son las variables de período largo con períodos de 45 a 180 minutos. Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV s , donde 's' significa lento. [5] Estas solo tienen una variación muy pequeña del 0,1%. También se las ha llamado PG1716 o V1093 Her o abreviado como LPsdBV. Las estrellas sdB pulsantes de período largo son generalmente más frías que sus contrapartes rápidas, con T~23.000–30.000 K (22.700–29.700 °C; 40.900–53.500 °F).
Las estrellas que oscilan en ambos regímenes de períodos son "híbridas", con una nomenclatura estándar de sdBV rs . Un ejemplo es DW Lyncis, también identificada como HS 0702+6043. [5]
Hay al menos cuatro estrellas sdB que podrían poseer sistemas planetarios. Sin embargo, en tres de los cuatro casos, las investigaciones posteriores han indicado que la evidencia de la existencia de los planetas no era tan sólida como se creía anteriormente, y no se ha demostrado en ningún caso si los sistemas planetarios existen o no.
V391 Pegasi fue la primera estrella sdB que se creyó que tenía un exoplaneta en órbita a su alrededor, [6] [7] aunque investigaciones posteriores han debilitado significativamente la evidencia de la existencia del planeta. [8]
Kepler-70 puede tener un sistema de dos o más planetas en órbita cercana, [9] aunque investigaciones posteriores [10] [11] sugieren que es poco probable que este sea el caso.
Si los dos planetas que orbitan cerca de Kepler-70 existen, podrían ser los restos de los núcleos de gigantes gaseosos que orbitaban cerca de ellos. Estos habrían sido engullidos por el progenitor gigante rojo, y los núcleos rocosos/metálicos serían las únicas partes de los planetas que sobrevivieron sin evaporarse. Alternativamente, [12] podrían ser secciones del núcleo de un gigante gaseoso más grande, engullido como se describe, con el núcleo fragmentado dentro de la estrella.
KIC 10001893 (también conocido como Kepler-429 ) puede poseer un sistema de tres planetas de tamaño similar al de la Tierra en órbitas muy cercanas. [13] Si estos existen, entonces serían similares a los hipotéticos exoplanetas Kepler-70. Sin embargo, las mismas técnicas nuevas que arrojaron dudas sobre los exoplanetas Kepler-70 se aplicaron también en este caso [11] e indicaron que las tres señales que se habían detectado podrían, de hecho, ser meros artefactos engañosos en los datos que las técnicas de análisis anteriores no habían manejado bien.
2MASS J19383260+4603591 es el sistema binario cercano de una subenana B y una estrella enana roja, que está orbitado por los planetas circumbinarios Kepler-451b , Kepler-451c y Kepler-451d. [14]