B型次矮星（subdwarf B star，縮寫：sdB）是一種光譜類型B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高[1]，在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量，並且只含有1%氫，其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍，表面溫度20000到40000 K。
B型次矮星這種低亮度藍色恆星大約在1947年被弗里茨·兹威基和米爾頓·赫馬森在巡天時發現於北銀極。在帕洛馬－格林巡天中發現有一種亮度相當微弱，視星等在18等以上的藍色恆星。1960年代的光譜觀測發現大部分B型次矮星成分極為缺乏氫，甚至低於太初核合成理論中預測含量。1970年代早期傑西·格林斯坦（英语：Jesse L. Greenstein）和安妮拉·薩金特（英语：Anneila Sargent）量測其表面溫度和重力以將該種恆星定位在赫羅圖的正確位置[1]。
^ 1.01.11.21.3Heber, 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. （原始内容于2019-02-15） （英语）.
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^ 3.03.13.2D. 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.[失效連結]
^Rey, Raquel Obeiro. Asterosismology of Hot Subdwarf Stars (PDF). [9 June 2011]. （原始内容 (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
一月 28, 2023
b型次矮星, subdwarf, star, 縮寫, 是一種光譜類型b型的次矮星, 這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高, 在赫羅圖的位置是在, 極端水平分支, 這些恆星的質量大約是0, 5倍太陽質量, 並且只含有1, 其餘成分大多是氦, 而半徑則是太陽的0, 15到0, 25倍, 表面溫度20000到40000, 結構略圖, 是在恆星演化的晚期階段, 紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層, 剩下的核心即為, 這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明, 不過聯星系統中和另一顆成員星的. B型次矮星 subdwarf B star 縮寫 sdB 是一種光譜類型B型的次矮星 這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高 1 在赫羅圖的位置是在 極端水平分支 這些恆星的質量大約是0 5倍太陽質量 並且只含有1 氫 其餘成分大多是氦 而半徑則是太陽的0 15到0 25倍 表面溫度20000到40000 K B型次矮星結構略圖 B型次矮星是在恆星演化的晚期階段 紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層 剩下的核心即為B型次矮星 這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明 不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制 單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果 B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物 B型次矮星的光度高於白矮星 並且是年老高溫恆星群聚區域的主要成員星 例如球狀星團 螺旋星系核球 椭圆星系 2 這類恆星在紫外線影像中相當明顯 被認為是橢圓星系光譜中紫外線超量的原因 1 目录 1 觀測歷史 2 變異性 3 伴星 4 參見 5 參考資料觀測歷史 编辑B型次矮星這種低亮度藍色恆星大約在1947年被弗里茨 兹威基和米爾頓 赫馬森在巡天時發現於北銀極 在帕洛馬 格林巡天中發現有一種亮度相當微弱 視星等在18等以上的藍色恆星 1960年代的光譜觀測發現大部分B型次矮星成分極為缺乏氫 甚至低於太初核合成理論中預測含量 1970年代早期傑西 格林斯坦 英语 Jesse L Greenstein 和安妮拉 薩金特 英语 Anneila Sargent 量測其表面溫度和重力以將該種恆星定位在赫羅圖的正確位置 1 變異性 编辑B型次矮星中又可分為三種變星 第一種的光變周期在90到600秒之間 被稱為 EC14026 或長蛇座V361型變星 光譜形式 sdBVr 小寫字母 r 代表快速 3 斯特凡 查比涅提出這些變星光度變化的低階 l 和低級數 n 球谐函数聲學模型 它是由離子化的鐵族原子造成的不透明度驅動 這類恆星徑向速度曲線和光變曲線相位差90度 而有效溫度和表面重力加速度曲線似乎和光通量曲線是同相位的 在溫度與表面重力圖中可見到聚集在一起的短週期脈動體 即所謂的 經驗不穩定帶 其範圍大約在28000 35000 K log g 5 2 6 0 只有10 的B型次矮星落在這個不穩定帶內 並且被觀測到脈動 第二種則是光變週期45到180分鐘的較長週期變星 光譜形式 sdBVs 小寫字母 s 代表慢速 3 這類變星的光度變化量極低 只有約0 1 這類變星又稱為 PG1716 或武仙座V1093型變星 或者以 LPsdBV 表示 在口語中這類恆星又稱為 貝茜之星 Betsy stars 4 這種較長週期的變星表面溫度較第一種低 約23000 30000 K 第三種變星則是長週期和短週期光變都有出現的混合型 光譜形式 sdBVrs 這種變星的原型是天貓座DW 即 HS 0702 6043 3 變星 其他名稱 星座 距離 光年 長蛇座V361 EC 14026 2647 長蛇座 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 飛馬座V391 HS 2201 2610 飛馬座 4570 食雙星伴星 编辑目前已知三顆B型次矮星擁有行星 飛馬座V391是第一個知道有行星存在的B型次矮星 室女座HW已知有兩顆行星 1 克卜勒70已知有兩顆行星 並可能有第三顆存在 5 參見 编辑O型次矮星參考資料 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 amp A 47 211H doi 10 1146 annurev astro 082708 101836 原始内容存档于2019 02 15 英语 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 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 失效連結 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 取自 https zh wikipedia org w index php title B型次矮星 amp oldid 71573918, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，
