Estrella subenana B

Una subenana de tipo B (sdB) es un tipo de estrella subenana con tipo espectral B. Se diferencia de la subenana típica por ser mucho más caliente y brillante. Se sitúa en la "rama horizontal extrema" del diagrama de Hertzsprung-Russell. Su masa es de aproximadamente 0,5 masas solares y contiene solo un 1 % de hidrógeno, siendo el resto helio. Su radio oscila entre 0,15 y 0,25 radios solares, y su temperatura superficial oscila entre 20 000 y 40 000 K (19 700 y 39 700 °C; 35 500 y 71 500 °F).Estas estrellas 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 esta pérdida prematura de masa no están claras, pero se cree que la interacción de estrellas en un sistema binario es uno de los principales mecanismos. Las estrellas subenanas individuales podrían ser el resultado de la fusión de dos enanas blancas. Se espera que las estrellas sdB se conviertan en enanas blancas sin pasar por más etapas de gigante.Las estrellas subenanas B, al ser más luminosas que las enanas blancas, son un componente significativo de la población de estrellas calientes de sistemas estelares antiguos, como cúmulos globulares, bulbos de galaxias espirales y galaxias elípticas. Destacan en imágenes ultravioleta. Se propone que las subenanas calientes son la causa del aumento de la emisión de luz ultravioleta en las galaxias elípticas.Se calcula que una sola subenana de tipo B de 1 M☉ puede perdurar unos 100 millones de años.

Las estrellas subenanas B fueron descubiertas por Fritz Zwicky y Humason alrededor de 1947, cuando encontraron estrellas azules subluminosas alrededor del polo norte galáctico. En el sondeo Palomar-Green, se descubrió que eran el tipo más común de estrella azul débil, con una magnitud superior a 18. Durante la década de 1960, la espectroscopia reveló que muchas de las estrellas subenanas B presentan deficiencia de hidrógeno, con abundancias inferiores a las predichas por la teoría del Big Bang. A principios de la década de 1970, Greenstein y Sargent midieron las temperaturas y la intensidad de la gravedad y lograron trazar su posición correcta en el diagrama de Hertzsprung-Russell.Hay tres tipos de estrellas variables en esta categoría:

Las primeras son las sdBV con períodos de 90 a 600 segundos. También se denominan estrellas EC14026 o V361 Hya. Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV_r, donde r significa rápida. Una teoría para las oscilaciones de estas estrellas es que las variaciones de brillo se deben a oscilaciones de modo acústico de bajo grado (l) y bajo orden (n). Estas oscilaciones son impulsadas por la ionización de átomos del grupo del hierro, lo que causa opacidad. La curva de velocidad está desfasada 90 grados con respecto a la curva de brillo, mientras que las curvas de temperatura efectiva y aceleración de la gravedad superficial parecen estar en fase con las variaciones de flujo. En los gráficos de temperatura en función de la gravedad superficial, los pulsadores de período corto se agrupan en la denominada franja de inestabilidad empírica, definida aproximadamente por T = 28 000–35 000 K (27 700–34 700 °C; 49 900–62 500 °F) y log g = 5,2–6,0. Solo el 10 % de los sdB que caen en la franja empírica se observa pulsando.Las segundas son las variables de período largo, con períodos de 45 a 180 minutos. Una nueva nomenclatura propuesta es sdBV_s, donde 's&#; significa lento. Estas solo presentan una variación muy pequeña del 0,1 %. También se les ha llamado PG1716 o V1093 Her, o se han abreviado como LPsdBV. Las estrellas sdB pulsantes de período largo son generalmente más frías que sus contrapartes rápidas, con temperaturas de aproximadamente 23 000–30 000 K (22 700–29 700 °C; 40 900–53 500 °F).Las estrellas que oscilan en ambos regímenes de período se denominan "híbridas", y su nomenclatura estándar es sdBV_rs. Un ejemplo es DW Lyncis, también identificada como HS 0702+6043.

Estrella variable	Otro nombre	Constelación	Distancia (porcentaje)
V361 Hydrae	CE 14026-2647	Hydra	2.630
V1093 Herculis	GSC 03081-00631	Hércules	2.861
HW Virginis*	HIP 62157	Virgo	590
NY Virginis*	GSC 04966-00491	Virgo	1.800
V391 Pegasi	HS 2201+2610	Pegasus	4,570

*Estrella binaria eclipsante

Hay al menos cuatro estrellas sdB que podrían poseer sistemas planetarios. Sin embargo, en tres de los cuatro casos, investigaciones posteriores han indicado que la evidencia de la existencia de los planetas no era tan sólida como se creía anteriormente, y la existencia de los sistemas planetarios no está demostrada en ningún caso.V391 Pegasi fue la primera estrella sdB que se creyó que tenía un exoplaneta en órbita, aunque investigaciones posteriores han debilitado significativamente las pruebas de la existencia del planeta.Kepler-70 podría tener un sistema de dos o más planetas en órbita cercana, aunque investigaciones posteriores sugieren que es poco probable que sea así.Si los dos planetas que orbitan cerca de Kepler-70 existen, podrían ser los restos de los núcleos de gigantes gaseosos que orbitan cerca. Estos habrían sido engullidos por la gigante roja progenitora, y los núcleos rocosos/metálicos serían las únicas partes de los planetas que sobrevivieron sin evaporarse. Alternativamente, podrían ser secciones del núcleo de un gigante gaseoso mayor, engullidas como se describe, con el núcleo fragmentado dentro de la estrella.KIC 10001893 (también conocido como Kepler-429) podría poseer un sistema de tres planetas de tamaño similar al de la Tierra en órbitas muy cercanas. De existir, serían similares a los hipotéticos exoplanetas de Kepler-70. Sin embargo, las mismas técnicas nuevas que pusieron en duda la existencia de los exoplanetas de Kepler-70 se aplicaron también en este caso, lo que indicó que las tres señales detectadas podrían ser, de hecho, meros artefactos engañosos en los datos que las técnicas de análisis anteriores no habían gestionado adecuadamente.Kepler-451 es un sistema binario cercano formado por una subenana B y una enana roja, orbitado por los planetas circumbinarios Kepler-451b, Kepler-451c y Kepler-451d.