نجم قزم فرعي من النوع ب

النجم القزم الفرعي من النوع B ( sdB ) هو نوع من النجوم القزمة الفرعية ذات النوع الطيفي B. يختلف هذا النوع عن النجم القزم الفرعي النموذجي بكونه أكثر سخونة وسطوعًا. ^{[ 2 ]} يقع هذا النوع على " الفرع الأفقي الأقصى " لمخطط هرتزبرونغ-راسل . تبلغ كتلة هذه النجوم حوالي 0.5 كتلة شمسية، وتحتوي على حوالي 1% فقط من الهيدروجين ، والباقي هيليوم . يتراوح نصف قطرها بين 0.15 و0.25 نصف قطر شمسي، وتتراوح درجة حرارة سطحها بين 20,000 و40,000 كلفن (19,700 إلى 39,700 درجة مئوية؛ 35,500 إلى 71,500 درجة فهرنهايت) .   

تمثل هذه النجوم مرحلة متأخرة في تطور بعض النجوم، تحدث عندما يفقد النجم العملاق الأحمر طبقاته الخارجية من الهيدروجين قبل أن يبدأ لبه بدمج الهيليوم . لا تزال أسباب هذا الفقدان المبكر للكتلة غير واضحة، ولكن يُعتقد أن تفاعل النجوم في نظام نجمي ثنائي هو أحد الآليات الرئيسية. قد تكون الأقزام الفرعية المفردة ناتجة عن اندماج قزمين أبيضين . من المتوقع أن تتحول نجوم sdB إلى أقزام بيضاء دون المرور بمراحل عملاقة أخرى.

تُعدّ النجوم شبه القزمة من النوع B، لكونها أكثر سطوعًا من الأقزام البيضاء، عنصرًا هامًا في تجمعات النجوم الساخنة في الأنظمة النجمية القديمة، مثل العناقيد الكروية ، وانتفاخات المجرات الحلزونية ، والمجرات الإهليلجية . ^{[ 3 ]} وهي بارزة في صور الأشعة فوق البنفسجية. ويُعتقد أن النجوم شبه القزمة الساخنة هي سبب ارتفاع شدة الإضاءة في نطاق الأشعة فوق البنفسجية للمجرات الإهليلجية. ^{[ 2 ]}

تشير التقديرات إلى أن نجمًا قزمًا فرعيًا واحدًا من النوع B بكتلة 1 M _☉ سيستمر لمدة 100 مليون سنة تقريبًا. ^{[ 4 ]} 

اكتشف فريتز زويكي وهوماسون نجومًا شبه قزمة من النوع B حوالي عام 1947، عندما رصدا نجومًا زرقاء خافتة حول القطب المجري الشمالي. وفي مسح بالومار-غرين، تبين أنها أكثر أنواع النجوم الزرقاء الخافتة شيوعًا، والتي يزيد قدرها الظاهري عن 18. وخلال ستينيات القرن العشرين، كشف التحليل الطيفي أن العديد من هذه النجوم تعاني من نقص في الهيدروجين، حيث تقل وفرته عن النسبة المتوقعة وفقًا لنظرية الانفجار العظيم . وفي أوائل سبعينيات القرن العشرين، قاس غرينشتاين وسارجنت درجات الحرارة وقوة الجاذبية ، وتمكنا من تحديد موقعها الصحيح على مخطط هرتزبرونغ-راسل . ^{[ 2 ]}

يوجد ثلاثة أنواع من النجوم المتغيرة في هذه الفئة:

النوع الأول هو نجوم sdBV ذات دورات تتراوح بين 90 و600 ثانية. تُعرف أيضًا باسم  نجوم EC14026 أو V361 Hya. ويُقترح تسمية جديدة لها هي sdBV _r ، حيث يرمز r إلى السرعة. ^{[ 5 ]} إحدى النظريات التي تفسر تذبذبات هذه النجوم هي أن تغيرات سطوعها ناتجة عن تذبذبات نمطية صوتية ذات درجة منخفضة (l) ورتبة منخفضة (n). وتنتج هذه التذبذبات عن تأين ذرات مجموعة الحديد، مما يُسبب العتامة. يكون منحنى السرعة متأخرًا في الطور بمقدار 90 درجة عن منحنى السطوع، بينما يبدو أن منحنيات درجة الحرارة الفعالة وتسارع الجاذبية السطحية متوافقة في الطور مع تغيرات التدفق. في رسومات بيانية لدرجة الحرارة مقابل جاذبية السطح، تتجمع النبضات قصيرة المدى في ما يسمى بشريط عدم الاستقرار التجريبي، والذي يُحدد تقريبًا بدرجة حرارة تتراوح بين 28000 و35000 كلفن (27700-34700 درجة مئوية؛ 49900-62500 درجة فهرنهايت) وقيمة لوغاريتمية للجاذبية تتراوح بين 5.2 و6.0. ويُلاحظ أن 10% فقط من النبضات قصيرة المدى التي تقع ضمن هذا الشريط التجريبي تنبض.   

أما النوع الثاني فهو النجوم المتغيرة طويلة الدورة، التي تتراوح دوراتها بين 45 و180 دقيقة. ويُقترح تسمية جديدة لها هي sdBV _s ، حيث يرمز الحرف s إلى "بطيء". ^{[ 5 ]} وتتميز هذه النجوم بتفاوت طفيف جدًا لا يتجاوز 0.1%. وقد سُميت أيضًا PG1716 أو V1093  Her، أو اختصارًا LPsdBV. وتكون نجوم sdB النابضة طويلة الدورة عمومًا أبرد من نظيراتها سريعة الدورة، حيث تتراوح درجة حرارتها بين 23,000 و30,000 كلفن (22,700-29,700 درجة مئوية؛ 40,900-53,500 درجة فهرنهايت) .   

النجوم التي تتذبذب في كلا نظامي الفترات الزمنية تُسمى "النجوم الهجينة"، ولها تسمية قياسية هي sdBV _rs . ومن الأمثلة على ذلك النجم DW Lyncis ، المعروف أيضًا باسم HS 0702+6043. ^{[ 5 ]}

* نجم ثنائي كسوفي

هناك أربعة نجوم على الأقل من نوع sdB قد تمتلك أنظمة كوكبية. مع ذلك، في ثلاث من أصل أربع حالات، أشارت الأبحاث اللاحقة إلى أن الأدلة على وجود الكواكب لم تكن قوية كما كان يُعتقد سابقًا، ولم يتم إثبات وجود هذه الأنظمة الكوكبية من عدمه.

كان النجم V391 Pegasi أول نجم من نوع sdB يُعتقد أن له كوكبًا خارج المجموعة الشمسية يدور حوله، ^{[ 6 ] [ 7 ]} على الرغم من أن الأبحاث اللاحقة قد أضعفت بشكل كبير الأدلة على وجود الكوكب. ^{[ 8 ]}

قد يمتلك نظام كيبلر-70 كوكبين أو أكثر تدور في مدارات متقاربة، ^{[ 9 ]} على الرغم من أن الأبحاث اللاحقة ^{[ 10 ] [ 11 ]} تشير إلى أن هذا الاحتمال ضعيف. إذا كان كوكبا كيبلر-70 يدوران في مدارات متقاربة موجودين بالفعل، فقد يكونان بقايا نوى عمالقة غازية تدور في مدارات متقاربة. كانت هذه النوى قد ابتلعها النجم العملاق الأحمر الأصلي، وستكون النوى الصخرية/المعدنية هي الأجزاء الوحيدة من الكواكب التي نجت دون أن تتبخر. أو ^{[ 12 ]} قد تكون هذه النوى أجزاءً من نواة عملاق غازي أكبر، ابتلعه النجم كما هو موضح، وتفتتت نواته داخل النجم.

قد يمتلك نظام كيبلر-429 ثلاثة كواكب بحجم الأرض تقريبًا تدور في مدارات قريبة جدًا. ^{[ 13 ]} إذا وُجدت هذه الكواكب، فستكون مشابهة للكواكب الخارجية المفترضة في نظام كيبلر-70. مع ذلك، طُبقت التقنيات الحديثة نفسها التي شككت في وجود الكواكب الخارجية في نظام كيبلر-70 في هذه الحالة أيضًا ^{[ 11 ]} ، وأشارت إلى أن الإشارات الثلاث التي رُصدت قد تكون في الواقع مجرد تشوهات مضللة في البيانات لم تتعامل معها تقنيات التحليل السابقة بكفاءة.

Kepler-451 هو نظام ثنائي متقارب يتكون من نجم قزم فرعي B ونجم قزم أحمر، وتدور حوله الكواكب الثنائية Kepler-451b و Kepler-451c و Kepler-451d. ^{[ 14 ]}