Una subenana , a veces denominada "sd", es una estrella con una luminosidad de clase 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 por 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 fueron etiquetadas como " enanas blancas intermedias ". [1] (p 87)
Desde que Kuiper acuñó el término, el tipo de subenana se ha extendido a estrellas de menor masa que las conocidas en ese momento. Los astrónomos también han descubierto un grupo completamente diferente de subenanas azul-blancas, lo que da lugar a 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 radica 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 resulta en una estrella más pequeña y más caliente para una masa dada. [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, son miembros del halo de la Vía Láctea y 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 está relacionada con su edad avanzada. El universo primitivo tenía un bajo contenido de elementos más pesados que el helio y formó estrellas y enanas marrones con menor metalicidad. Solo las supernovas posteriores , las nebulosas planetarias y las fusiones de estrellas de neutrones enriquecieron el universo con elementos más pesados. Por lo tanto, las subenanas antiguas 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 el halo tienen una alta velocidad espacial en comparación con el Sol , que pertenece al disco delgado más joven . Un alto movimiento propio puede usarse para descubrir subenanas. Además, las subenanas tienen características espectrales que las hacen diferentes de las subenanas con metalicidad solar. Todas las subenanas comparten la supresión del espectro infrarrojo cercano, principalmente la banda H y la banda K. La baja metalicidad aumenta la absorción inducida por colisión del hidrógeno , causando esta supresión del espectro 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 de CaH y TiO más profundas 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 subenanas L medias y tardías. [7] 2MASS J0532+8246 fue descubierta en 2003 como la primera subenana de tipo L, [8] que luego fue reclasificada como una 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 ultrasubenanas (usd), que se definen por su metalicidad decreciente , en comparación con la metalicidad solar, que se define en una escala logarítmica : [7]
En el caso de las subenanas de tipo T, solo se conoce una pequeña muestra de subenanas y subenanas extremas. [9]
2MASSI J0937347+293142 es el primer objeto que se descubrió en 2002 como candidato a subenano de tipo T [8] y en 2006 se confirmó que tenía baja metalicidad. [10] Los dos primeros subenanos extremos de tipo T fueron descubiertos en 2020 por científicos y voluntarios del proyecto Backyard Worlds . Los primeros subenanos extremos de tipo T son WISEA 0414−5854 y WISEA 1810−1010 . [9] Los subenanos de tipo T e Y tienen menos metano en su atmósfera, debido a la menor concentración de carbono en estos subenanos. 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 planetas de tipo T como único criterio de clasificación puede ser engañoso. El exoplaneta más cercano fotografiado directamente , COCONUTS-2b , fue clasificado por primera vez como un subenano de tipo T debido a su color, aunque no mostraba una alta velocidad tangencial. Recién en 2021 fue identificado como un exoplaneta. [12]
El primer candidato a subenano de tipo Y fue descubierto en 2021, la enana marrón WISE 1534–1043 , que muestra un color rojo moderado según el 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 a la concordancia con los nuevos modelos de subenanas, 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 pocos metales, tal vez la primera subenana de tipo Y. [13]
Los sistemas binarios pueden ayudar a determinar la edad y la masa de estas subenanas. La subenana VVV 1256−62B (sdL3) fue descubierta como compañera de una enana blanca de halo , lo que permitió medir su edad entre 8.400 y 13.800 millones de años. Tiene una masa de 84 a 87 M J , lo que hace que VVV 1256−62B sea probablemente una estrella enana roja . [14] La subenana Wolf 1130C (sdT8) es compañera de un antiguo sistema binario de subenana-enana blanca, que se estima que tiene más de 10.000 millones de años. Tiene una masa de 44,9 M J , lo que la convierte en una enana marrón.
Las estrellas subenanas calientes, de tipos espectrales azulados O y B, son una clase de objeto completamente diferente a las estrellas subenanas frías; también se las llama "estrellas de rama horizontal extrema " . 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 una fusión de dos enanas blancas o de la influencia gravitatoria de compañeras subestelares. Las subenanas de tipo B, al ser más luminosas que las enanas blancas, son un componente significativo en la población de estrellas calientes de los sistemas estelares antiguos, como los cúmulos globulares y las galaxias elípticas . [15] [16]
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 . [17]
![{\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 [}{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\odot }\equiv 0\ ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/87820f9a1ecd46e10ba2e27178500312dd3d2fa2)