檢視 B型次矮星的原始碼

{| class="wikitable" align="right"
 
|-
 
| style="background: #008080" align= center|  '''<big>B型次矮星</big> '''
 
|-
 
| 
[[File:F9483261d2374861a48df101d0faf274.jpg|缩略图|居中|[http://p5.itc.cn/images01/20201010/f9483261d2374861a48df101d0faf274.jpeg原图链接][http://pic.sogou.com/d?query=B%E5%9E%8B%E6%AC%A1%E7%9F%AE%E6%98%9F&forbidqc=&entityid=&preQuery=&rawQuery=&queryList=&st=&did=1 来自 搜狗 的图片]]]
 
|-
 
| style="background: #008080" align= center|
 
|-
 
| align= light|
|}
'''B型次矮星'''（subdwarf B star，缩写：sdB）是一种[[光谱类型]] B 型的次矮星。这种恒星和典型次矮星不同的是它的表面温度和亮度较高，在赫罗图的位置是在“极端水平分支”。这些恒星的质量大约是0.5倍太阳质量，并且只含有1%氢，其余成分大多是氦。而半径则是太阳的0.15到0.25倍，表面温度20000到40000 K。

=='''简介'''==

B型次矮星是在[[恒星演化]]的晚期阶段。红巨星的核心开始进行氦的核融合之前失去主要由氢组成的外层，剩下的核心即为B型次矮星。这些红巨星提早丧失质量的原因至.今仍不明，不过联星系统中和另一颗成员星的交互作用可能是主要机制。单一B型次矮星可能是两颗白矮星合并的结果。B型次矮星被认为是恒星变成白矮星前没有经过巨星阶段的产物。

B型次矮星的光度高于白矮星，并且是年老高温恒星群聚区域的主要成员星，例如球状星团、螺旋星系核球、椭圆星系。这类恒星在紫外线影像中相当明显。被认为是椭圆星系光谱中紫外线超量的原因。

=='''观测历史'''==

B型次矮星这种低亮度蓝色恒星大约在1947年被弗里茨·兹威基和米尔顿·赫马森在巡天时发现于北银极。在帕洛马－格林巡天中发现有一种亮度相当微弱，视星等在18等以上的蓝色恒星。1960年代的光谱观测发现大部分B型次矮星成分极为缺乏氢，甚至低于太初核合成理论中预测含量。1970年代早期杰西·格林斯坦（英语：Jesse L. Greenstein）和安妮拉·萨金特（英语：Anneila Sargent）量测其表面温度和重力以将该种恒星定位在赫罗图的正确位置。

=='''变星'''==

B型次矮星中又可分为三种变星：

第一种的光变周期在90到600秒之间，被称为 EC14026 或长蛇座V361型变星，光谱形式 sdBVr，小写字母 r 代表快速。斯特凡·查比涅提出这些变星光度变化的低阶（l）和低级数（n）球谐函数声学模型。它是由离子化的铁族原子造成的不透明度驱动。这类恒星径向速度曲线和光变曲线相位差90度，而有效温度和表面重力加速度曲线似乎和光通量曲线是同相位的。在温度与表面重力图中可见到聚集在一起的短周期脉动体，即所谓的“经验不稳定带”。其范围大约在28000–35000 K，log g=5.2–6.0。只有10%的B型次矮星落在这个不稳定带内，并且被观测到脉动。

第二种则是光变周期45到180分钟的较长周期变星，光谱形式 sdBVs，小写字母 s 代表慢速。这类变星的光度变化量极低，只有约0.1%。这类变星又称为 PG1716 或武仙座V1093型变星，或者以 LPsdBV 表示。在口语中这类恒星又称为“贝茜之星”（Betsy stars）。这种较长周期的变星表面温度较第一种低，约23000–30000 K。

=='''伴星'''==

目.前已知三颗B型次矮星拥有行星。飞马座V391是第一个知道有行星存在的B型次矮星，室女座HW已知有两颗行星；开普勒70已知有两颗行星，并可能有第三颗存在。<ref>[https://baike.sogou.com/v73734475.htm?fromTitle=B%E5%9E%8B%E6%AC%A1%E7%9F%AE%E6%98%9F   B型次矮星],搜狗2021.9.21</ref>
==参考文献==
{{reflist}}

[[Category:800 語言、文學類]]