Estrella subenana O

Una estrella subenana de tipo O (sdO) es un tipo de estrella caliente, pero de baja masa. Las subenanas de tipo O son mucho menos brillantes que las estrellas regulares de secuencia principal de tipo O , pero con un brillo de entre 10 y 100 veces mayor que el del Sol, ^{[ 1 ]} y tienen una masa aproximadamente la mitad de la del Sol. Su temperatura oscila entre 40 000 y 100 000 K. El helio ionizado es prominente en sus espectros. Su gravedad superficial (generalmente expresada como el logaritmo de la gravedad), log g, suele estar entre 4,0 y 6,5. ^{[ 2 ]} Muchas estrellas sdO se mueven a gran velocidad a través de la Vía Láctea y se encuentran en altas latitudes galácticas . ^{[ 3 ]}

Se cree que la estructura de una estrella subenana de tipo O consiste en un núcleo de carbono y oxígeno rodeado por una envoltura de helio en combustión . El espectro muestra que el contenido es de entre el 50 y el 100 % de helio. ^{[ 2 ]}

A principios de la década de 1970, Greenstein y Sargent midieron temperaturas y fuerzas gravitatorias y lograron ubicar su posición correcta en el diagrama de Hertzsprung-Russell . El sondeo Palomar-Green, los sondeos de Hamburgo, el sondeo digital del cielo Sloan y el sondeo de progenitores de supernovas Ia (ESO-SPY) han documentado muchas de estas estrellas. ^{[ 4 ]}

Las estrellas subenanas O son solo un tercio de comunes que ^las estrellas subenanas B. ^{[ 4} ]

En realidad, existe una variedad de espectros de las estrellas sdO. Se pueden agrupar en aquellos con fuertes líneas de helio, denominados He-sdO, y aquellos con fuertes líneas de hidrógeno, H strong sdO. Las He-sdO son bastante raras. ^{[ 4 ]} Generalmente, el nitrógeno está enriquecido y el carbono empobrecido. Sin embargo, existen variaciones con un aumento en la concentración de elementos pares como el carbono, el oxígeno, el neón, el silicio, el magnesio o el hierro. ^{[ 2 ]}

• HD 128220 fue estudiado por Corrado Bartolini ^{[ 2 ].}
• HIP 52181 pulsa con una frecuencia de 1,04 milihercios. ^{[ 2 ]}
• HD 49798 es un sistema binario de rayos X pobre en carbono a 830 pc. ^{[ 3 ]}
• US 708 es una estrella hiperveloz que supera la velocidad de escape de la Vía Láctea. ^{[ 6 ]}

Se pueden representar en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Provienen de dos etapas del ciclo de vida estelar: la rama asintótica gigante posterior (la sdO luminosa) y la rama horizontal extendida posterior (sdO compacta). Se espera que las estrellas post-AGB se encuentren en nebulosas planetarias , pero solo se sabe que cuatro de las estrellas sdO son de este tipo. Las sdO compactas serían descendientes de las subenanas de tipo B. Sin embargo, las estadísticas no coinciden con las sdB. Una teoría alternativa es que las sdO se han formado por la coalescencia de dos enanas blancas . Esto podría ocurrir a partir de un sistema binario cercano que decae debido a ondas gravitacionales . ^{[ 2 ]}