Subnana di tipo B

Una subnana di tipo B (sdB) è un tipo di stella subnana di tipo spettrale B. Queste stelle differiscono dalle tipiche subnane perché sono molto più calde e luminose.^[1] Sono situate nel ramo orizzontale estremo del diagramma Hertzsprung-Russell, le loro masse sono di circa 0,5 masse solari e contengono solo circa l'1% di idrogeno, mentre il resto della materia è elio. Il loro raggio è compreso tra 0,15 e 0,25 raggi solari e la loro temperatura superficiale tra 20.000 e 40.000 K.

Queste stelle rappresentano una fase avanzata nell'evoluzione di alcune stelle, e si verifica quando una stella gigante rossa perde i suoi strati esterni di idrogeno prima che il nucleo inizi a fondere l'elio. Le ragioni per cui si verifica questa prematura perdita di massa non sono chiare, ma si ritiene che l'interazione delle stelle in un sistema stellare binario sia uno dei meccanismi principali. Le singole subnane potrebbero anche essere il risultato della fusione di due nane bianche. Si prevede che le stelle sdB diventino nane bianche senza attraversare ulteriori fasi di gigante.

Le stelle subnane B, essendo più luminose delle nane bianche, sono una componente significativa nella popolazione di stelle calde in vecchi sistemi stellari, come ammassi globulari, rigonfiamenti di galassie a spirale e galassie ellittiche.^[2] Sono prominenti nelle immagini ultraviolette. Si propone che le subnane calde siano la causa dell'aumento della radiazione ultravioletta nell'emissione luminosa delle galassie ellittiche.^[1]

Si calcola che una singola subnana di tipo B con 1 M_⊙ rimanga in questo stadio evolutivo per circa 100 milioni di anni.^[3]

Le stelle subnane B furono scoperte da Fritz Zwicky e Humason intorno al 1947, quando trovarono subnane B luminose attorno al polo nord galattico. Negli anni successivi si scoprì che erano il tipo più comune di stelle blu deboli con una magnitudine superiore a 18. Durante gli anni sessanta, la spettroscopia scoprì che molte delle stelle sdB sono carenti di idrogeno, con abbondanze inferiori a quelle previste dalla teoria del Big Bang. All'inizio degli anni settanta Greenstein e Sargent misurarono le temperature e l'intensità della gravità e furono in grado di tracciare la loro posizione corretta sul diagramma di Hertzsprung-Russell.^[1]

In questa categoria si distinguono tre tipi di stelle variabili.

Le prime sono le stelle sdBV pulsanti a breve periodo, con periodi che vanno da 90 a 600 secondi. Queste sono anche note come stelle EC 14026 o stelle V361 Hya. È stata proposta una nuova nomenclatura: sdBV r, dove r significa "veloce".^[4] Secondo la teoria di Charpinet sulle oscillazioni in queste stelle, le variazioni di luminosità sono dovute a oscillazioni di modo acustico con un basso grado (l) e ordine radiale (n). Queste variazioni sono guidata dalla ionizzazione degli atomi del gruppo del ferro, che sono responsabili dell'opacità. La curva di velocità è sfasata di 90 gradi rispetto alla curva di luminosità, mentre le curve di temperatura effettiva e accelerazione gravitazionale sembrano essere in fase con le variazioni di flusso. Nel grafico che mostra la temperatura in funzione della gravità superficiale, le pulsazioni a breve periodo si raggruppano nella banda di instabilità empirica. Sono approssimativamente definiti da una temperatura effettiva compresa tra 28.000 e 35.000 K e un log g compreso tra 5,2 e 6,0. Solo il 10% dei pulsatori di gravità superficiale (sdB) osservati all'interno della banda di instabilità empirica sono pulsanti.

Le seconde sono le stelle sdB pulsanti a lungo periodo, con periodi che vanno da 45 a 180 minuti. È stata proposta una nuova nomenclatura: sdBV l , il pedice l che significa "lento"^[4]. Queste stelle mostrano solo una variazione molto piccola dello 0,1%. Sono anche note come stelle PG 1716 o V1093 Her, o, in forma abbreviata, LPsdBV. Le stelle sdB pulsanti a lungo periodo sono generalmente più fredde delle loro controparti a periodo veloce, con una temperatura effettiva compresa tra 23.000 e 30.000 K.

Infine, le stelle che pulsano con periodi sia brevi che lunghi sono chiamate sdB pulsanti ibride, la cui nomenclatura standard è sdBV rl. Un prototipo noto è DW Lyn, identificato anche come HS 0702+6043.^[4]

*Binaria a eclisse

Ci sono almeno quattro stelle subnane di tipo B che potrebbero possedere sistemi planetari. Tuttavia, in tre casi su quattro, ricerche successive hanno indicato che le prove dell'esistenza dei pianeti non erano così solide come si pensava in precedenza, e l'esistenza o meno dei sistemi planetari non è stata confermata.

V391 Pegasi è stata la prima stella sdB attorno alla quale era stata annunciata la presenza di un esopianeta in orbita,^[5] tuttavia ricerche successive abbiano significativamente indebolito le prove a sostegno dell'esistenza del pianeta.^[6]

Kepler-70 potrebbe avere un sistema di due o più pianeti in orbita ravvicinata,^[7] ma anche in questo caso ricerche successive non ne hanno confermato l'esistenza.^[8] Se i due pianeti in orbita ravvicinata di Kepler-70 esistono veramente, potrebbero essere i resti dei nuclei di giganti gassosi in orbita ravvicinata. Questi sarebbero stati inghiottiti dalla gigante rossa progenitrice, e i nuclei rocciosi/metallici sarebbero le uniche parti dei pianeti che sono sopravvissuti senza evaporare. In alternativa, potrebbero essere sezioni del nucleo di un gigante gassoso più grande, inghiottito come descritto, con il nucleo frammentato all'interno della stella.^[9]

KIC 10001893 (noto anche come Kepler-429) potrebbe possedere un sistema di tre pianeti di dimensioni terrestri in orbita molto vicina.^[10] Se questi esistessero, sarebbero simili agli ipotetici esopianeti di Kepler-70. Tuttavia, le stesse nuove tecniche che mettono in dubbio gli esopianeti di Kepler-70 sono state applicate anche in questo caso e hanno indicato che i tre segnali che erano stati rilevati potrebbero in realtà essere semplicemente artefatti fuorvianti nei dati che le precedenti tecniche di analisi non avevano ben gestito.^[8]

Kepler-451 è il sistema binario stretto di una stella subnana B e di una nana rossa, attorno al quale orbitano i pianeti circumbinari Kepler-451 (AB)b , Kepler-451 (AB)c e Kepler-451 (AB)d.^[11]