Subdwarf B star
பி-வகை சப்ட்வார்ஃப் (எஸ். டி. பி) என்பது ஸ்பெக்ட்ரல் வகை பி கொண்ட ஒரு வகையான சப்ட்வார்ஃப் நட்சத்திரமாகும். அவை மிகவும் சூடாகவும் பிரகாசமாகவும் இருப்பதன் மூலம் வழக்கமான துணை குள்ளர்களிடமிருந்து வேறுபடுகின்றன. அவை ஹெர்ட்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸல் வரைபடத்தின் "தீவிர கிடைமட்ட கிளையில்" அமைந்துள்ளன. இந்த நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனங்கள் சுமார் 0.5 சூரிய நிறை கொண்டவை, அவற்றில் சுமார் 1 சதவீதம் ஹைட்ரஜன் மட்டுமே உள்ளது, மீதமுள்ளவை ஹீலியம் ஆகும். அவற்றின் ஆரம் 0.15 முதல் 0.25 சூரிய ஆரம் வரை இருக்கும், மேலும் அவற்றின் வெப்பநிலை இருந்து இருக்கும். இந்த நட்சத்திரங்கள் சில நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் பிற்பட்ட கட்டத்தைக் குறிக்கின்றன, இது ஒரு சிவப்பு ராட்சத நட்சத்திரம் ஹீலியத்தை இணைக்கத் தொடங்குவதற்கு முன்பு அதன் வெளிப்புற ஹைட்ரஜன் அடுக்குகளை இழக்கும் போது ஏற்படுகிறது. இந்த முன்கூட்டிய வெகுஜன இழப்பு ஏற்படுவதற்கான காரணங்கள் தெளிவாக இல்லை, ஆனால் பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் நட்சத்திரங்களின் தொடர்பு முக்கிய வழிமுறைகளில் ஒன்றாக கருதப்படுகிறது. ஒற்றை துணை குள்ளர்கள் இரண்டு வெள்ளை குள்ளர்களின் இணைப்பின் விளைவாக இருக்கலாம். எஸ். டி. பி நட்சத்திரங்கள் மேலும் மாபெரும் நிலைகளை கடக்காமல் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறும் என்று எதிர்பார்க்கப்படுகிறது. வெள்ளை குள்ளர்களை விட அதிக ஒளிரும் குள்ளமான பி நட்சத்திரங்கள், குளோபுலர் கிளஸ்டர்கள், சுழல் விண்மீன் மண்டல வீக்கங்கள் மற்றும் நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்கள் போன்ற பழைய விண்மீன் அமைப்புகளின் சூடான நட்சத்திர எண்ணிக்கையில் குறிப்பிடத்தக்க அங்கமாகும். புற ஊதா நிறப் படங்களில் அவை முக்கியமானவையாக உள்ளன. நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்களின் ஒளி வெளியீட்டில் புற ஊதா ஏற்றத்திற்கு சூடான துணை குள்ளர்கள் காரணமாக இருக்கலாம் என்று முன்மொழியப்பட்டுள்ளது. சப்ட்வார்ஃப் பி நட்சத்திரங்கள் 1947 ஆம் ஆண்டில் ஃபிரிட்ஸ் ஸ்விக்கி மற்றும் ஹ்யூமசன் ஆகியோரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன, அப்போது அவர்கள் வடக்கு விண்மீன் மண்டல துருவத்தைச் சுற்றி ஒளிரும் நீல நட்சத்திரங்களைக் கண்டுபிடித்தனர். பாலோமர்-கிரீன் கணக்கெடுப்பில், அவை 18 க்கும் மேற்பட்ட அளவு கொண்ட மங்கலான நீல நட்சத்திரத்தின் பொதுவான வகையாக கண்டறியப்பட்டன. 1960 களில், ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி பல எஸ். டி. பி நட்சத்திரங்களில் ஹைட்ரஜன் பற்றாக்குறை இருப்பதைக் கண்டறிந்தது, பிக் பேங் கோட்பாட்டால் கணிக்கப்பட்டதை விட மிகுதியாக உள்ளது. 1970 களின் முற்பகுதியில் கிரீன்ஸ்டீன் மற்றும் சார்ஜென்ட் ஆகியோர் வெப்பநிலை மற்றும் ஈர்ப்பு வலிமையை அளவிட்டனர், மேலும் ஹெர்ட்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸல் வரைபடத்தில் தங்கள் சரியான நிலையை திட்டமிட முடிந்தது. மாறிகள் இந்த பிரிவில் மூன்று வகையான மாறுபடும் நட்சத்திரங்கள் உள்ளனஃ முதல் 90 முதல் 600 விநாடிகள் வரையிலான காலங்களைக் கொண்ட எஸ். டி. பி. வி ஆகும். அவை ஈசி14026 அல்லது வி361 ஹியா நட்சத்திரங்கள் என்றும் அழைக்கப்படுகின்றன. ஒரு முன்மொழியப்பட்ட புதிய பெயரிடல் sdBVr ஆகும், r என்பது விரைவானதைக் குறிக்கிறது. இந்த நட்சத்திரங்களின் அலைவுகளுக்கான ஒரு கோட்பாடு என்னவென்றால், பிரகாசத்தின் மாறுபாடுகள் குறைந்த டிகிரி (எல்) மற்றும் குறைந்த வரிசை (என்) கொண்ட ஒலி முறை அலைவுகளால் ஏற்படுகின்றன. அவை ஒளிபுகா தன்மையை ஏற்படுத்தும் இரும்புக் குழு அணுக்களின் அயனியாக்கத்தால் இயக்கப்படுகின்றன. வேக வளைவு பிரகாச வளைவுடன் 90 டிகிரி கட்டத்திற்கு வெளியே உள்ளது, அதே நேரத்தில் பயனுள்ள வெப்பநிலை மற்றும் மேற்பரப்பு ஈர்ப்பு முடுக்கம் வளைவுகள் ஃப்ளக்ஸ் மாறுபாடுகளுடன் கட்டத்தில் இருப்பதாகத் தெரிகிறது. மேற்பரப்பு ஈர்ப்புக்கு எதிரான வெப்பநிலை நிலைகளில், குறுகிய கால துடிப்பான்கள் அனுபவ உறுதியற்ற துண்டு என்று அழைக்கப்படுவதில் ஒன்றாக இணைகின்றன, இது தோராயமாக T = மற்றும் log g = 5.2-6.0 ஆல் வரையறுக்கப்படுகிறது. அனுபவப் பட்டையில் விழும் எஸ். டி. பி. களில் 10 சதவீதம் மட்டுமே துடிப்பது கவனிக்கப்படுகிறது. இரண்டாவது 45 முதல் 180 நிமிடங்கள் வரையிலான காலங்களைக் கொண்ட நீண்ட கால மாறிகள் ஆகும். ஒரு முன்மொழியப்பட்ட புதிய பெயரிடல் sdBVs ஆகும், 's' என்பது மெதுவானதைக் குறிக்கிறது. இவை 0.01 சதவீதம் என்ற மிகச் சிறிய மாறுபாட்டை மட்டுமே கொண்டுள்ளன. அவை பி. ஜி. 1716 அல்லது வி1093 ஹெர் அல்லது சுருக்கமாக எல். பி. எஸ். டி. பி. வி என்றும் அழைக்கப்படுகின்றன. நீண்ட கால துடிக்கும் எஸ். டி. பி நட்சத்திரங்கள் பொதுவாக டி ~ உடன் அவற்றின் விரைவான சகாக்களை விட குளிராக இருக்கும். இரண்டு காலகட்ட ஆட்சிகளிலும் ஊசலாடும் நட்சத்திரங்கள் 'கலப்பினங்கள்' ஆகும், அவை எஸ். டி. பி. வி. ஆர்களின் நிலையான பெயரிடலுடன் உள்ளன. ஒரு உதாரணம் டி. டபிள்யூ லின்சிஸ், இது எச்எஸ் 0702+6043 என்றும் அடையாளம் காணப்படுகிறது. * கிரகணம் பைனரி நட்சத்திர கிரக அமைப்புகள் குறைந்தது நான்கு எஸ். டி. பி நட்சத்திரங்கள் உள்ளன, அவை கிரக அமைப்புகளைக் கொண்டிருக்கலாம். இருப்பினும், நான்கு நிகழ்வுகளிலும், கிரகங்கள் இருந்ததற்கான சான்றுகள் முன்பு நம்பப்பட்டதைப் போல வலுவாக இல்லை என்றும், கிரக அமைப்புகள் உள்ளனவா இல்லையா என்பது எந்த வகையிலும் நிரூபிக்கப்படவில்லை என்றும் அடுத்தடுத்த ஆராய்ச்சிகள் சுட்டிக்காட்டியுள்ளன. V391 பெகாசி என்பது அதைச் சுற்றியுள்ள சுற்றுப்பாதையில் ஒரு எக்ஸோபிளானெட்டைக் கொண்டிருப்பதாக நம்பப்படும் முதல் எஸ். டி. பி நட்சத்திரமாகும், இருப்பினும் அடுத்தடுத்த ஆராய்ச்சிகள் கிரகத்தின் இருப்புக்கான ஆதார வழக்கை கணிசமாக பலவீனப்படுத்தியுள்ளன. கெப்ளர்-70 இரண்டு அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட நெருக்கமான சுற்றுப்பாதை கிரகங்களின் அமைப்பைக் கொண்டிருக்கலாம், இருப்பினும் இது அவ்வாறு இருக்க வாய்ப்பில்லை என்று பிற்கால ஆராய்ச்சி கூறுகிறது. கேஐசி 10001893 (கெப்ளர்-429 என்றும் அழைக்கப்படுகிறது) மிகவும் நெருக்கமான சுற்றுப்பாதையில் தோராயமாக பூமி அளவிலான மூன்று கிரகங்களின் அமைப்பைக் கொண்டிருக்கலாம். இவை இருந்தால், அவை கற்பனையான கெப்ளர்-70 எக்ஸோபிளானெட்டுகளைப் போலவே இருக்கும். இருப்பினும், கெப்ளர்-70 எக்ஸோபிளானட்களில் சந்தேகத்தை ஏற்படுத்தும் அதே புதிய நுட்பங்கள் இந்த விஷயத்திலும் பயன்படுத்தப்பட்டன, மேலும் கண்டறியப்பட்ட மூன்று சமிக்ஞைகள் உண்மையில் முந்தைய பகுப்பாய்வு நுட்பங்கள் சரியாக கையாளப்படாத தரவுகளில் உள்ள கலைப்பொருட்களை தவறாக வழிநடத்தக்கூடும் என்பதை சுட்டிக்காட்டியது. கெப்ளர்-70 இன் இரண்டு நெருக்கமான சுற்றுப்பாதை கிரகங்கள் இருந்தால், அவை நெருக்கமான சுற்றுப்பாதை வாயு ராட்சதர்களின் மையங்களின் எச்சங்களாக இருக்கலாம். இவை சிவப்பு ராட்சத மூதாதையர்களால் சூழப்பட்டிருக்கும், மேலும் பாறை/உலோக மையங்கள் மட்டுமே ஆவியாகாமல் உயிர்வாழும் கிரகங்களின் பகுதிகளாக இருக்கும். மாற்றாக, அவை ஒரு பெரிய எரிவாயு ராட்சதனின் மையத்தின் பிரிவுகளாக இருக்கலாம், விவரிக்கப்பட்டுள்ளபடி சூழப்பட்டிருக்கும், மையப்பகுதி நட்சத்திரத்திற்குள் துண்டு துண்டாக இருக்கும். 2 மாஸ் ஜே 19383260+4603591 என்பது அடி குள்ள பி மற்றும் சிவப்பு குள்ள நட்சத்திரத்தின் நெருக்கமான பைனரி அமைப்பாகும், இது ஒரு காலத்தில் கெப்லர்-451பி என்ற சுற்றுப்பாதை கிரகத்தால் சுற்றப்பட்டதாகக் கூறப்பட்டது. குறிப்புகள்