Uma estrela subanã, é uma estrela de classe de luminosidade VI no sistema de classificação espectral de Yerkes. Elas se caracterizam como estrelas com luminosidade de 1.5 a 2 magnitudes, abaixo daquela das estrelas da sequência principal do mesmo tipo espectral. Em um diagrama de Hertzsprung-Russell, as subanãs aparecem abaixo da sequência principal.
O termo "subanã" foi cunhado por Gerard Kuiper em 1939, para se referir a uma série de estrelas com espectros anômalos que haviam sido previamente denominadas "anãs brancas intermediárias."[1]
Índice
1Subanãs frias
2Subanãs quentes
3Subanãs notáveis
4Referências
Subanãs frias |
Tal como as estrelas da sequência principal, as subanãs frias (das classes espectrais de G a M) produzem a energia através da fusão do hidrogênio. A explicação para a luminosidade abaixo do esperado para essas estrelas reside na baixa metalicidade dessas estrelas: essas estrelas são pobres em elementos mais pesados que o hélio. A metalicidade mais baixa das subanãs frias diminui a opacidade de suas camadas mais externas, o que diminui a pressão de radiação, resultando em uma estrela menor e mais quente para determinada massa.[2] Essa baixa opacidade também permite que elas emitam uma porcentagem maior de luz ultravioleta para o mesmo tipo espectral relativo a uma estrela de População I, uma característica conhecida como excesso de ultravioleta.[3]
Essas estrelas são, de maneira geral, membros do halo da Via Láctea; elas frequentemente possuem altas velocidades espaciais em relação ao Sol.
A subclassificação das subanãs é a seguinte:[4]
subanã fria: Exemplos: Estrela de Kapteyn (sdM1), SSSPM J1930-4311 (sdM7)
Ver artigos principais: Estrela subanã B e Estrela subanã O
As subanãs quentes, dos tipos espectrais O e B, também denominadas "estrelas do ramo horizontal extremo" constituem uma classe inteiramente diferente de objetos comparando com as subanãs frias. Essas estrelas representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, causado quando uma gigante vermelha perde suas camadas de hidrogênio mais externas antes que o núcleo comece a fundir o hélio. A reazão pela qual essa perda de massa prematura ocorre ainda não é clara, mas acredita-se que a interação das estrelas em um sistema binário seja um dos principais mecanismos. Subanãs solitárias podem ser o resultado da fusão de duas estrelas anãs brancas. Estrelas subanãs B, sendo as mais luminosas das anãs brancas, constituem uma boa porção da população de estrelas quentes em uma população de velhos sistemas estelares, como os aglomerados globulares e as galáxias elípticas.[6]
Subanãs notáveis |
Estrela de Kapteyn
Groombridge 1830
Mu Cassiopeiae
2MASS J05325346+8246465, uma possível anã marrom do halo galáctico e primeira subanã subestelar.[7]
SSSPM J1549-3544
Referências
↑Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (Nova Iorque: Oxford UP, 1995), p. 87.
↑James Kaler, Stars and their Spectra, (Cambridge: Cambridge UP, 1989), p. 122.
↑Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (Nova Iorque: Oxford UP, 1995), pp. 87–92.
↑Discovery of the Coolest Extreme Subdwarf, Burgasser, Adam J. & Kirkpatrick, J. Davy, 2006.
↑APMPM J0559-2903: The coolest extreme subdwarf known
↑Jeffery, C. S. (2005). «Pulsations in Subdwarf B Stars». Journal of Astrophysics and Astronomy. 26 (2-3). 261 páginas. Bibcode:2005JApA...26..261J. doi:10.1007/BF02702334
↑The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics, Adam J. Burgasser, et al. 2003 [1]
v•e
Estrela
Formação
Acreção • Nuvem molecular (Região HII) • Glóbulo de Bok • Objeto estelar jovem • Protoestrela • Pré-sequência principal (Herbig Ae/Be • Órion (T Tauri • FU Orionis) • Objeto de Herbig–Haro • Trilha de Hayashi • Limite de Hayashi • Trilha de Henyey
Evolução
Sequência principal • Ramo das gigantes vermelhas • Ramo horizontal (Red clump) • Ramo assintótico das gigantes • Nebulosa protoplanetária • Nebulosa planetária • Estrela PG 1159 • Dragagem • Faixa de instabilidade • Variável Mira • Variável luminosa azul • Estrela retardatária azul • Estrela Wolf-Rayet • Supernova • Supernova impostora • Hipernova • Diagrama de Hertzsprung–Russell • Diagrama cor-cor
O • B • A • F • G • K • M • Be • OB • Subanã O • Subanã B • Tipo tardio • Peculiar (Am • Ap/Bp (Oscilante) • Bário • Carbono • CH • Hélio extrema • Lambda Boötis • Chumbo • Mercúrio-manganês • S • Variável Gamma Cassiopeiae • Tecnécio)
Remanescentes
Anã branca (Anã negra • Planeta de hélio) • Estrela de nêutrons (Pulsar • Magnetar) • Buraco negro estelar • Estrela compacta (Quark • Exótica) Núcleo estelar: EF Eridani B
Estrelas fracassadas e teóricas
Objeto subestelar (Anã marrom • Subanã marrom • Planetar) • Estrela de bósons • Estrela de matéria escura • Quase-estrela • Objeto de Thorne–Żytkow • Estrela de ferro
Nucleossíntese
Processo alfa • Processo triplo-alfa • Cadeia próton-próton • Flash de hélio • Ciclo CNO • Fusão nuclear do lítio • Fusão nuclear do carbono • Fusão nuclear do neônio • Fusão nuclear do oxigênio • Fusão nuclear do silício • Processo S • Processo R • Fusor • Nova (Remanescente de nova)
Estrutura
Núcleo • Zona de convecção (Microturbulência • Oscilações) • Zona de radiação • Fotosfera • Mancha estelar • Cromosfera • Corona • Vento estelar (Bolha) • Astrosismologia • Limite de Eddington • Mecanismo de Kelvin–Helmholtz
Propriedades
Designação • Dinâmica • Temperatura efetiva • Cinemática • Campo magnético • Magnitude (Absoluta) • Massa • Metalicidade • Rotação • Cor UBV • Variabilidade
Sistemas estelares
Binária (De contato • Envelope comum) • Múltipla • Disco de acreção • Sistema planetário • Sistema solar
Observações geocêntricas
Estrela polar • Estrela circumpolar • Magnitude (Aparente • Fotográfica • Cor) • Velocidade radial • Movimento próprio • Paralaxe • Estrela padrão
Listas
Nomes de estrelas • Mais massivas • Menos massivas • Maiores • Mais brilhantes (Históricas) • Mais luminosas • Próximas (Brilhantes mais próximas) • Estrelas com exoplanetas • Anãs marrons • Nebulosas planetárias • Novas • Supernovas • Remanescentes de supernova • Candidatas a supernova • Linha do tempo da astronomia estelar
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