Subdwarf B star
बी-प्रकार का उप-बौना (एस. डी. बी.) वर्णक्रमीय प्रकार बी वाला एक प्रकार का उप-बौना तारा है। वे अधिक गर्म और चमकीले होने के कारण विशिष्ट उप-बौने से भिन्न होते हैं। वे हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख की "चरम क्षैतिज शाखा" पर स्थित हैं। इन तारों के द्रव्यमान लगभग 0.5 सौर द्रव्यमान हैं, और उनमें केवल 1 प्रतिशत हाइड्रोजन होता है, बाकी हीलियम होता है। उनकी त्रिज्या 0.15 से 0.25 सौर त्रिज्या तक है, और उनका तापमान से है। ये तारे कुछ तारों के विकास में एक अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं, जो तब होता है जब एक लाल विशाल तारा हीलियम को फ्यूज करने से पहले अपनी बाहरी हाइड्रोजन परतों को खो देता है। यह समय से पहले द्रव्यमान हानि क्यों होती है, इसका कारण स्पष्ट नहीं है, लेकिन द्विआधारी तारा प्रणाली में सितारों की परस्पर क्रिया को मुख्य तंत्रों में से एक माना जाता है। एकल उप-बौने दो सफेद बौनों के विलय का परिणाम हो सकते हैं। एस. डी. बी. सितारों के और अधिक विशाल चरणों से गुजरे बिना सफेद बौने बनने की उम्मीद है। उप-बौने बी तारे, सफेद बौनों की तुलना में अधिक चमकीले होने के कारण, पुराने तारकीय प्रणालियों की गर्म तारा आबादी में एक महत्वपूर्ण घटक हैं, जैसे कि गोलाकार समूह, सर्पिल आकाशगंगा उभार और अण्डाकार आकाशगंगाएँ। वे पराबैंगनी छवियों पर प्रमुख हैं। अण्डाकार आकाशगंगाओं के प्रकाश उत्पादन में यूवी वृद्धि का कारण गर्म उप-बौनों को प्रस्तावित किया गया है। सबड्वार्फ बी सितारों की खोज 1947 के आसपास फ्रिट्ज ज्विकी और ह्यूमेसन द्वारा की गई थी, जब उन्हें उत्तरी आकाशगंगा के ध्रुव के चारों ओर सबल्युमिनस नीले तारे मिले थे। पालोमार-ग्रीन सर्वेक्षण में, उन्हें 18 से अधिक परिमाण के साथ सबसे आम प्रकार का धुंधला नीला तारा पाया गया। 1960 के दशक के दौरान, स्पेक्ट्रोस्कोपी ने पाया कि कई एस. डी. बी. सितारों में हाइड्रोजन की कमी है, जिसकी प्रचुरता बिग बैंग सिद्धांत द्वारा भविष्यवाणी से कम है। 1970 के दशक की शुरुआत में ग्रीनस्टीन और सार्जेंट ने तापमान और गुरुत्वाकर्षण की ताकत को मापा और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर अपनी सही स्थिति बनाने में सक्षम हुए। चर इस श्रेणी में तीन प्रकार के चर तारे हैंः पहला एस. डी. बी. वी. है जिसकी अवधि 90 से 600 सेकंड तक है। इन्हें ईसी14026 या वी361 ह्या सितारे भी कहा जाता है। एक प्रस्तावित नया नामकरण एस. डी. बी. वी. आर. है, जिसका अर्थ है रैपिड। इन तारों के दोलनों के लिए एक सिद्धांत यह है कि चमक में भिन्नता कम डिग्री (एल) और कम क्रम (एन) के साथ ध्वनिक मोड दोलनों के कारण होती है। वे लौह समूह के परमाणुओं के आयनीकरण से संचालित होते हैं जो अपारदर्शिता का कारण बनते हैं। वेग वक्र चमक वक्र के साथ चरण से 90 डिग्री बाहर है, जबकि प्रभावी तापमान और सतह गुरुत्वाकर्षण त्वरण वक्र प्रवाह भिन्नताओं के साथ चरण में दिखाई देते हैं। सतह के गुरुत्वाकर्षण के खिलाफ तापमान के भूखंडों में, अल्पकालिक स्पंदक तथाकथित अनुभवजन्य अस्थिरता पट्टी में एक साथ इकट्ठा होते हैं, जिसे लगभग T = और log g = 5.2-6.0 द्वारा परिभाषित किया जाता है। अनुभवजन्य पट्टी में पड़ने वाले एस. डी. बी. में से केवल 10 प्रतिशत स्पंदित होते हुए देखे जाते हैं। दूसरा 45 से 180 मिनट की अवधि के साथ लंबी अवधि के चर हैं। एक प्रस्तावित नया नामकरण एस. डी. बी. वी. है, जिसमें 'एस' का अर्थ धीमा है। इनमें केवल 0.1% का बहुत छोटा अंतर है। इन्हें पी. जी. 1716 या वी1093 हर या संक्षिप्त में एल. पी. एस. डी. बी. वी. भी कहा जाता है। लंबे समय तक स्पंदित करने वाले एस. डी. बी. तारे आम तौर पर टी ~ के साथ अपने तेज समकक्षों की तुलना में ठंडे होते हैं। दोनों अवधि शासनों में दोलन करने वाले तारे 'संकर' हैं, जिनके मानक नामकरण एस. डी. बी. वी. आर. एस. हैं। एक उदाहरण डी. डब्ल्यू. लिन्सिस है, जिसे एच. एस. 0702+6043 के रूप में भी पहचाना जाता है। * द्विआधारी तारा ग्रह प्रणालियों को ग्रहण करते हुए कम से कम चार एस. डी. बी. तारे हैं जिनमें ग्रह प्रणालियाँ हो सकती हैं। हालाँकि सभी चार मामलों में, बाद के शोध ने संकेत दिया है कि ग्रहों के अस्तित्व के प्रमाण उतने मजबूत नहीं थे जितना पहले माना जाता था, और क्या ग्रह प्रणालियाँ मौजूद हैं या नहीं, यह किसी भी तरह से साबित नहीं हुआ है। वी391 पेगासी पहला एस. डी. बी. तारा था जिसके बारे में माना जाता है कि उसके चारों ओर कक्षा में एक एक्सोप्लैनेट है, हालांकि बाद के शोध ने ग्रह के अस्तित्व के लिए साक्ष्य मामले को काफी कमजोर कर दिया है। केपलर-70 में दो या दो से अधिक निकट-परिक्रमा करने वाले ग्रहों की प्रणाली हो सकती है, हालांकि बाद के शोध से पता चलता है कि ऐसा होने की संभावना नहीं है। के. आई. सी. 10001893 (केप्लर-429 के रूप में भी जाना जाता है) के पास बहुत करीबी कक्षा में लगभग तीन पृथ्वी के आकार के ग्रहों की एक प्रणाली हो सकती है। यदि ये मौजूद हैं, तो वे काल्पनिक केपलर-70 एक्सोप्लैनेट के समान होंगे। हालांकि, वही नई तकनीकें जो केपलर-70 एक्सोप्लैनेट पर संदेह पैदा करती हैं, इस मामले में भी लागू की गईं और संकेत दिया कि जिन तीन संकेतों का पता लगाया गया था, वे वास्तव में केवल डेटा में भ्रामक कलाकृतियां हो सकती हैं जिन्हें पहले की विश्लेषण तकनीकों ने अच्छी तरह से नहीं संभाला था। यदि केपलर-70 के दो निकट-परिक्रमा ग्रह मौजूद हैं, तो वे निकट-परिक्रमा करने वाले गैस दिग्गजों के कोर के अवशेष हो सकते हैं। ये लाल विशाल पूर्वज द्वारा घेर लिए गए होंगे, और चट्टानी/धातु के कोर ग्रहों के एकमात्र ऐसे हिस्से होंगे जो वाष्पित हुए बिना जीवित रहेंगे। वैकल्पिक रूप से, वे एक बड़े गैस विशाल से कोर के खंड हो सकते हैं, जैसा कि वर्णित है, जिसमें कोर तारे के अंदर खंडित हो गया है। 2एमएएसएस जे 19383260+4603591 उप-बौने बी और लाल बौने तारे की निकट द्विआधारी प्रणाली है, जिसे कभी केप्लर-451बी द्वारा परिक्रमा करने का दावा किया गया था। संदर्भ