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（英语：Jesse L. Greenstein）和安妮拉·萨金特（英语：Anneila Sargent）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 sdBV_r，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 sdBV_s，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 sdBV_rs。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]

O型次矮星

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）.
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^ ^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

[Heber-1] 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）.

[2] 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）.

[APUN-3] 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]}

[astero-4] Rey, Raquel Obeiro. Asterosismology of Hot Subdwarf Stars (PDF). [9 June 2011]. （原始内容存档 (PDF)于2012-03-13）.

[nature480_496-5] 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

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