Stelle subnane

Le stelle subnane (o subdward) sono astri meno luminosi rispetto alle altre stelle della sequenza principale dello stesso tipo spettrale. Hanno una luminosità ridotta di circa 1,5 - 2 magnitudini. Nonostante la loro bassa luminosità, possono essere sorprendentemente vecchie. Alcune di queste stelle sono tra le più antiche della nostra galassia, risalendo a un'epoca vicina alla sua formazione. Questo le rende preziose per gli astronomi che studiano l'evoluzione stellare e la storia della Via Lattea.

Il termine "subdwarf", introdotto da Gerard Kuiper nel 1939, inizialmente descriveva astri con spettri anomali, precedentemente classificati come "intermediate white dwarfs". A volte le stelle subnane sono designate anche come "sd" nel sistema di classificazione spettrale di Yerkes. Nel diagramma di Hertzsprung-Russell queste stelle si posizionano sotto la sequenza principale.

A seconda della loro composizione e stadio evolutivo, sono divise in due categorie, fredde e calde.

• Subnane fredde
  Sono classificate nel tipo spettrale da G a M. Quindi, hanno un colore tra il giallo e il rosso.
• Subnane calde
  Sono classificate nel tipo spettrale da O a B. Il colore è tendenzialmente blu-azzurro.

Le subnane fredde

Analizziamo più da vicino le subnane fredde, che spaziano dai tipi spettrali G a M. Queste stelle generano la loro energia attraverso la fusione dell'idrogeno, in modo simile alle altre stelle di uguale tipo spettrale della sequenza principale.

Tuttavia, la loro caratteristica distintiva risiede nella loro scarsa metallicità, ossia la mancanza di elementi più pesanti dell'elio. Questa caratteristica le rende meno opache nella superficie esterna e con una conseguente diminuzione della pressione di radiazione. Il risultato è una stella più compatta e più calda rispetto a una di massa analoga ma di maggiore metallicità.

La loro bassa metallicità conferisce alle subnane calde anche la capacità di emettere una quantità maggiore di luce ultravioletta per lo stesso tipo spettrale rispetto a una stella di Popolazione I, un fenomeno noto come ultraviolet excess.

Generalmente, queste stelle sono membri dell'alone della Via Lattea e si distinguono per le loro elevate velocità spaziali rispetto al Sole.

Le subnane calde

Volgiamo ora lo sguardo alle subnane calde, appartenenti ai tipi spettrali O e B. Queste stelle rappresentano una classe nettamente diversa dalle loro omologhe più fredde e vengono anche definite "stelle estreme del ramo orizzontale".

Sono più luminose delle nane bianche e costituiscono una componente significativa della popolazione di stelle calde presenti in antichi sistemi stellari, quali gli ammassi globulari e le galassie ellittiche.

Le subnane calde si manifestano in una fase avanzata nell'evoluzione di alcune stelle. In particolar modo quando una stella gigante rossa perde i suoi strati esterni di idrogeno, prima che il nucleo inizi a fondere l'elio in carbonio e ossigeno.

La causa di questa perdita prematura dell'involucro di idrogeno è ancora oggetto di studio. Forse è causata dall'interazione tra due stelle in un sistema binario o dell'influenza gravitazionale di altri oggetti sub-stellari. Le subnane calde singole potrebbero anche essere il risultato di una fusione di due nane bianche.