Estrella subenana

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A las subenanas que se disparan por las nubes (o sottonane) se les asigna la sexta clase de brillo en la clasificación de Yerkes . Una estrella se define como una estrella que tiene un brillo de 1,5 a 2 magnitudes más bajo que las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo espectral . En el diagrama de Hertzsprung-Russell, las enaguas están dispuestas debajo de la secuencia principal.

El término "enagua" fue acuñado en 1939 por Gerard Peter Kuiper , que se refería a una serie de estrellas que presentaban anomalías espectrales y que anteriormente se denominaban " enanas blancas intermedias". [1]

Subenanas frías

Como las estrellas clásicas de la secuencia principal, las faldas frías (clases espectrales G a M) producen su energía a partir de la fusión nuclear de hidrógeno en helio . La explicación de su baja luminosidad radica en su igualmente baja metalicidad : tales estrellas son pobres en elementos más pesados ​​que el helio. A menudo se encuentra en la Vía Láctea 's de halo , se mueven alrededor del núcleo con una velocidad mayor que la del Sol También emiten una cantidad constante de radiación ultravioleta , mayor que las estrellas de población I de la misma clase espectral; un exceso similar de emisión ultravioleta es el resultado de su baja metalicidad, lo que permite que una mayor porción de ultravioleta no sea absorbida por elementos pesados. [2] Por tanto, la opacidad relativamente baja de sus capas exteriores disminuye la presión de radiación ; el resultado es una estrella más pequeña y más caliente para una masa determinada. [3]

Subenanas calientes

Las faldas cálidas, de clases espectrales B y O, también llamadas "estrellas extremas de la rama horizontal ", son una categoría de objetos completamente diferente a las faldas frías. Estos objetos representan una etapa evolutiva particular de algunas estrellas; se forman cuando una gigante roja , habiendo alcanzado las últimas etapas de su existencia, pierde sus capas externas, compuestas de hidrógeno, antes de que el núcleo comience a fusionar helio en carbono y oxígeno . La razón de esta pérdida prematura de masa aún se desconoce, pero se cree que las interacciones gravitacionales entre estrellas binarias son uno de los principales mecanismos. Las enaguas individuales pueden ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas . Las enaguas de clase B, más brillantes que las enanas blancas, son un componente importante de los cúmulos estelares más antiguos, como los cúmulos globulares y las galaxias elípticas . [4]

Subenanas notables

Nota

  1. ^ Ken Croswell, La alquimia de los cielos , (Nueva York: Oxford UP, 1995), 87.
  2. ^ Ibíd., 87-92.
  3. ^ James Kaler , Estrellas y sus espectros , (Cambridge: Cambridge UP, 1989), 122.
  4. ^ Jeffery, CS, Pulsaciones en estrellas subenanas B , en Journal of Astrophysics and Astronomy , vol. 26, 2005, pág. 261.
  5. ^ ¿ La primera subenana subestelar? Descubrimiento de una enana L pobre en metales con cinemática de halo , Adam J. Burgasser , et al. 2003 [1]