Estrella subnana

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Diagrama de Hertzsprung-Russell:
abscisses: Tipus espectral Ordenades: Magnitud absoluta
0, Ia, Ib Supergegants. II Gegants lluminoses. III Gegants. IV subgegant. V Seqüència principal. VI subnana. VII Nanes blanques.

Una estrella subnana o estel subnan és una estrella amb lluminositat classe VI en la classificació espectral de Yerkes. De vegades s'indica amb el prefix "sd". El terme subnana va ser encunyat per Gerard Kuiper en 1939 per referir-se a una sèrie d'estrelles amb espectre anòmal que abans s'havien anomenat "nanes blanques intermèdies ".[1]

Les estrelles subnanes són estrelles amb una lluminositat d'1,5-2 magnituds per sota de les estrelles de la seqüència principal amb el mateix tipus espectral, pel fet de tenir menor metal·licitat. En un diagrama de Hertzsprung-Russell apareixen sota de la seqüència principal.

Subnana freda[modifica | modifica el codi]

De la mateixa manera que les estrelles normals de la seqüència principal, les subnanes fredes (de tipus espectrals G a M) generen la seva energia mitjançant la fusió nuclear de l'hidrogen. Normalment són estrelles antigues de Població II, i són estrelles de l'halo de la Via Làctia, amb velocitats espacials altes en relació al Sol. També emeten un percentatge major de llum ultraviolada en comparació a les estrelles de Població I, com a resultat de la seva menor metal·licitat, que permet que pugui escapar una major proporció d'aquesta radiació. D'aquesta manera, la menor opacitat de les capes exteriors de l'estrella redueix la pressió de radiació, de manera que, per a una massa donada, són estels més petits i calents.[2] Les subnanes freses es poden subdividir en:[3]

  • Subnana freda: Exemple: SSSPM J1930-4311 (sdM7)
  • Subnana extrema: Exemple: APMPM J0559-2903 (esdM7)[4]

Subnana calenta[modifica | modifica el codi]

Les subnenes calentes, de tipus espectral B i O, també anomenades "estrelles extremes de la branca horitzontal", són una classe d'objectes totalment diferent a les subnanes fredes. Representen una etapa tardana en l'evolució d'alguns tipus d'estrelles, on una gegant vermella perd les seves capes exteriors d'hidrogen abans que en el seu nucli comenci la fusió de l'heli. Si bé les causes d'aquesta prematura pèrdua de massa no estan aclarides, la interacció entre les components d'una estrella binària sembla ser un dels principals mecanismes. Les subnanes de tipus B, més lluminoses que les nanes blanques, suposen una part important dins de la població d'estrelles calentes en antigues agrupacions estel·lars, com ara cúmuls globulars i galàxies el·líptiques.[5]

Principals estrelles subnanes[modifica | modifica el codi]

Algunes estrelles subnanes conegudes;

Nom Número HD Constel·lació Tipus espectral Distància (al)
Estrella de Kapteyn HD 33793 Cavallet de Pintor M1 VI 12,8
Mu Cassiopeiae HD 6582 Cassiopea G5 VI / M5 V-VI* 24,6
Groombridge 1830 HD 103095 Óssa Major G8 VI 29,7
SSSPM J1549-3544 Llop K5 VI 372
V391 Pegasi Pegàs B VI 4570

* Mu Cassiopeiae és una estrella binària

Vegeu també[modifica | modifica el codi]


Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Ken Croswell,The Alchemy of the Heavens, (New York: Oxford UP, 1995), 87.(anglès)
  2. James Kaler, Stars and their Spectra, (Cambridge: Cambridge UP, 1989), 122.(anglès)
  3. Discovery of the Coolest Extreme Subdwarf, Burgasser, Adam J. & Kirkpatrick, J. Davy, 2006.(anglès)
  4. APMPM J0559-2903: L'estrella subnana extrema més freda coneguda
  5. Jeffery, C. Simon. «Pulsations in Subdwarf B Stars». J. Astrophys. Astron., 26, 2005. pp. 261-271.(anglès)