Subdwarf B star
http://dbpedia.org/resource/Subdwarf_B_star an entity of type: WikicatSubdwarfStars
نجم-بي شبه قزم هو نجم شبه قزم من النوع الطيفي B.. وهي تختلف عن فئة شبه قزم النموذجية من خلال كونها أكثر سخونة وأكثر إشراقا.وتقع في «الفرع الأفقي المتطرف» من رسم هرتزبرونغ-راسل وتقدر كتل من هذه النجوم بحوالي 0.5 كتلة شمسية، وتحتوي على حوالي 1٪ فقط من الهيدروجين، والباقي الهليوم. ونصف قطرها من 0.15 إلى 0.25 نصف قطر شمس، ودرجة الحرارة من 20,000 إلى 40,000 كلفن. يعد نجم-بي شبه قزم اكثرا لمعانا من القزم الأبيض، وتعتبر هذه النجوم عنصر هام في عدد النجوم الساخنة في النظم النجمية القديمة، مثل التجمعات الكروية،وحوصلة المجرة الحلزونية والمجرة الإهليلجية.
rdf:langString
Las estrellas subenanas de tipo B son una clase de estrellas subenanas calientes cuyo tipo espectral es B, figurando en el diagrama de Hertzsprung-Russell como "estrellas extremas de la rama horizontal".
rdf:langString
Subkatai tipe-B (sdB) adalah sejenis dengan tipe spektrum B. Mereka berbeda dari subkatai biasa karena jauh lebih panas dan lebih cerah.
rdf:langString
B형 준왜성(── 型準矮星, subdwarf B)은 분광형이 B형인 준왜성의 한 종류이다. B형 준왜성은 H-R도에서 “멀리 떨어진 수평가지”에 존재한다. 이 별은 적색 거성이 핵에서 헬륨으로 융합될 때, 외부의 수소층을 잃는 일부 별의 진화에서 마지막 단계임을 보여준다. 이런 너무 이른 질량 손실이 일어나는 이유는 확실하진 않지만, 쌍성계의 별의 상호작용은 주된 메커니즘의 하나로 생각된다. 단(單)준왜성은 두 백색 왜성 간의 병합으로 생성된다. B형 준왜성은 다른 백색 왜성보다 밝고, 구상 성단처럼 오래된 항성계 내 뜨거운 항성의 성분이 많다.B형 준왜성은 자외선이미지에서 잘 보인다. B형 준왜성은 더 큰 거성 단계를 거치지 않고 백색 왜성이 된다. B형 준왜성의 질량은 태양질량의 반 정도이며, 1%의 수소와, 나머지의 헬륨으로 이루어져있다. 반지름은 태양반경의 0.15배 ~ 0.25배이며, 온도는 20,000K ~ 40,000K이다.
rdf:langString
B型準矮星（Bがたじゅんわいせい、Subdwarf B star、sdB star）は、スペクトル型がB型の準矮星（主系列星より暗い星）である。白色矮星のように高温でコンパクトな星だが、白色矮星ほど極端な高密度ではない。
rdf:langString
B型次矮星（subdwarf B star，縮寫：sdB）是一種光譜類型B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高，在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量，並且只含有1%氫，其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍，表面溫度20000到40000 K。 B型次矮星是在恆星演化的晚期階段。紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層，剩下的核心即為B型次矮星。這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明，不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制。單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物。 B型次矮星的光度高於白矮星，並且是年老高溫恆星群聚區域的主要成員星，例如球狀星團、螺旋星系核球、椭圆星系。這類恆星在紫外線影像中相當明顯。被認為是橢圓星系光譜中的原因。
rdf:langString
Un estel subnan B o estrella subnana B és una tipus d'estel subnan amb tipus espectral B. A diferència dels estels subnans típics, els de tipus B són més calents i brillants. Pertanyen al grup d'estrelles de la branca horitzontal extrema del Diagrama de Hertzsprung-Russell. Aquests estels representen un estadi tardà en l'evolució d'alguns estels, causat quan un estel gegant vermell perd les capes externes d'hidrogen abans que el seu nucli comenci la fusió de l'heli. Les causes d'aquesta prematura pèrdua no estan determinades, però es pensa que la interacció dels estels d'un sistema binari és el mecanisme principal. Estels subnans senzills poden ser el resultat de la fusió de dos nans blancs. Els estels subnans B, en ser més lluminosos que els nans blancs, són un component significatiu de l
rdf:langString
Podtrpaslík typu B je typ hvězdy podtrpaslík se spektrem typu B. Tyto hvězdy patří do horizontální větve hvězd Hertzsprungova–Russellova diagramu a reprezentují brzký stupeň ve vývoji některých hvězd, který vzniká pokud červený obr ztratí vnější vodíkové vrstvy ještě předtím než v jádru začne probíhat fúze hélia. Důvody této předčasné ztráty hmoty jsou neznámé, ale jedním ze základních mechanismů tohoto děje může být interakce hvězd v systémech dvojhvězd. Osamělí podtrpaslíci mohou být výsledkem splynutí dvou bílých trpaslíků. Podtrpaslíci typu B, kteří jsou jasnější než bílí trpaslíci, jsou významnou součástí populací horkých hvězd starých systémů jako jsou kulové hvězdokupy, jádra spirálových a eliptických galaxií. Převládají na ultrafialových fotografiích.
rdf:langString
Une étoile sous-naine B, en abrégé sdB (de l'anglais subdwarf B star), est une sous-naine de type spectral B. Elles sont différentes des sous-naines classiques, car elles sont plus chaudes et plus lumineuses. Elles se situent sur la « branche horizontale extrême » du diagramme de Hertzsprung-Russell. Ces étoiles ont une masse d'environ 0,5 masse solaire et ne sont composées que d'environ 1 % d'hydrogène, le reste étant de l'hélium. Leur rayon solaire est compris entre 0,15 et 0,2 et leur température varie de 20 000 à 40 000 K.
rdf:langString
A B-type subdwarf (sdB) is a kind of subdwarf star with spectral type B. They differ from the typical subdwarf by being much hotter and brighter. They are situated at the "extreme horizontal branch" of the Hertzsprung–Russell diagram. Masses of these stars are around 0.5 solar masses, and they contain only about 1% hydrogen, with the rest being helium. Their radius is from 0.15 to 0.25 solar radii, and their temperature is from 20,000 to 40,000K.
rdf:langString
Gorący podkarzeł – odmiana podkarła o typie widmowym B (sdB – B-type subdwarf). Gorące podkarły stanowią późną fazę ewolucyjną niektórych gwiazd, które w końcowym momencie swojego istnienia nie stają się czerwonymi olbrzymami, ale tracą zewnętrzną warstwę wodoru, zanim w ich jądrach rozpoczyna się synteza jądrowa helu. Mechanizm i powód utraty zewnętrznych warstw gwiazd nie jest do końca rozumiany, ale uważa się, że może powstawać w układach podwójnych w wyniku interakcji obydwu elementów układu. Pojedyncze gorące podkarły mogą także powstawać w wyniku połączenia się dwóch białych karłów.
rdf:langString
Uma subanã B é um tipo de estrela subanã de classe espectral B. Elas constituem as "estrelas do extremo do ramo horizontal" no diagrama de Hertzsprung-Russell. Essas estrelas representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando uma estrela gigante vermelha perde suas camadas de hidrogênio externas antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das estrelas em um sistema de estrelas binárias seja um dos principais mecanismos. Subanãs solitárias podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas. Estrelas subanãs B, sendo mais luminosas que as anãs brancas, constituem um importante componente na população de estrelas quentes em velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, ga
rdf:langString
Субкарлик спектрального класса B (англ. Subdwarf B star, sdB) — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K.
rdf:langString
Субкарлик типу B (sdB-зоря) — субкарлик, який має спектральний клас B. Від типових субкарликів їх відрізняють значно більші температура та яскравість. Вони перебувають на «екстремальному горизонтальному відгалуженні» діаграми Герцшпрунга—Рассела. Маси цих зір становлять приблизно 0,5 маси Сонця, вони лише приблизно на 1 % складаються з водню, решта маси припадає на гелій. Їхній радіус становить 0,15—0,25 сонячного, температура — від 20 000 до 40 000 K.
rdf:langString
rdf:langString
نجم B شبه قزم
rdf:langString
Estel subnan B
rdf:langString
Podtrpaslík typu B
rdf:langString
Estrella subenana de tipo B
rdf:langString
Bintang subkatai B
rdf:langString
Étoile sous-naine de type B
rdf:langString
B형 준왜성
rdf:langString
B型準矮星
rdf:langString
Estrela subanã B
rdf:langString
Gorący podkarzeł
rdf:langString
Subdwarf B star
rdf:langString
Субкарлик спектрального класса B
rdf:langString
Субкарлик спектрального класу B
rdf:langString
B型次矮星
xsd:integer
15056480
xsd:integer
1089330881
rdf:langString
نجم-بي شبه قزم هو نجم شبه قزم من النوع الطيفي B.. وهي تختلف عن فئة شبه قزم النموذجية من خلال كونها أكثر سخونة وأكثر إشراقا.وتقع في «الفرع الأفقي المتطرف» من رسم هرتزبرونغ-راسل وتقدر كتل من هذه النجوم بحوالي 0.5 كتلة شمسية، وتحتوي على حوالي 1٪ فقط من الهيدروجين، والباقي الهليوم. ونصف قطرها من 0.15 إلى 0.25 نصف قطر شمس، ودرجة الحرارة من 20,000 إلى 40,000 كلفن. يعد نجم-بي شبه قزم اكثرا لمعانا من القزم الأبيض، وتعتبر هذه النجوم عنصر هام في عدد النجوم الساخنة في النظم النجمية القديمة، مثل التجمعات الكروية،وحوصلة المجرة الحلزونية والمجرة الإهليلجية.
rdf:langString
Un estel subnan B o estrella subnana B és una tipus d'estel subnan amb tipus espectral B. A diferència dels estels subnans típics, els de tipus B són més calents i brillants. Pertanyen al grup d'estrelles de la branca horitzontal extrema del Diagrama de Hertzsprung-Russell. Aquests estels representen un estadi tardà en l'evolució d'alguns estels, causat quan un estel gegant vermell perd les capes externes d'hidrogen abans que el seu nucli comenci la fusió de l'heli. Les causes d'aquesta prematura pèrdua no estan determinades, però es pensa que la interacció dels estels d'un sistema binari és el mecanisme principal. Estels subnans senzills poden ser el resultat de la fusió de dos nans blancs. Els estels subnans B, en ser més lluminosos que els nans blancs, són un component significatiu de la població estel·lar calenta dels sistemes estel·lars vells, com els cúmuls globulars, galàxies espirals, bulbs i galàxies el·líptiques. Són abundants en imatges ultraviolades. Es pensa que els subnans són la causa del repunt UV en la llum emesa de les galàxies el·líptiques. Es pensa que els estels subnans B es convertiran en nans blancs sense haver de passar per cap estadi més. Les masses d'aquests estels estan al voltant de 0,5 masses solars, i contenen un 1% d'hidrogen, i la resta heli. Els seus radis varien entre 0.15 i 0,25 radis solars, i la seva temperatura es troba entre els 20.000 i els 40.000 K.
rdf:langString
Podtrpaslík typu B je typ hvězdy podtrpaslík se spektrem typu B. Tyto hvězdy patří do horizontální větve hvězd Hertzsprungova–Russellova diagramu a reprezentují brzký stupeň ve vývoji některých hvězd, který vzniká pokud červený obr ztratí vnější vodíkové vrstvy ještě předtím než v jádru začne probíhat fúze hélia. Důvody této předčasné ztráty hmoty jsou neznámé, ale jedním ze základních mechanismů tohoto děje může být interakce hvězd v systémech dvojhvězd. Osamělí podtrpaslíci mohou být výsledkem splynutí dvou bílých trpaslíků. Podtrpaslíci typu B, kteří jsou jasnější než bílí trpaslíci, jsou významnou součástí populací horkých hvězd starých systémů jako jsou kulové hvězdokupy, jádra spirálových a eliptických galaxií. Převládají na ultrafialových fotografiích. Předpokládá se, že SDB hvězdy se stanou bílými trpaslíky bez přechodu na obry. Hmota těchto hvězd je přibližně polovina hmoty Slunce, přičemž obsahují pouze 1% vodíku a zbytek tvoří helium. Jejich průměr je od 0,15 do 0,25 slunečního průměru a teplota od 20 000 do 40 000 K. Do této skupiny patří například , a .
rdf:langString
Las estrellas subenanas de tipo B son una clase de estrellas subenanas calientes cuyo tipo espectral es B, figurando en el diagrama de Hertzsprung-Russell como "estrellas extremas de la rama horizontal".
rdf:langString
Subkatai tipe-B (sdB) adalah sejenis dengan tipe spektrum B. Mereka berbeda dari subkatai biasa karena jauh lebih panas dan lebih cerah.
rdf:langString
Une étoile sous-naine B, en abrégé sdB (de l'anglais subdwarf B star), est une sous-naine de type spectral B. Elles sont différentes des sous-naines classiques, car elles sont plus chaudes et plus lumineuses. Elles se situent sur la « branche horizontale extrême » du diagramme de Hertzsprung-Russell. Ces étoiles ont une masse d'environ 0,5 masse solaire et ne sont composées que d'environ 1 % d'hydrogène, le reste étant de l'hélium. Leur rayon solaire est compris entre 0,15 et 0,2 et leur température varie de 20 000 à 40 000 K. Ces étoiles représentent un stade avancé dans l'évolution de certaines étoiles, causé par la perte des couches externes d'hydrogène d'une géante rouge avant la fusion de l'hélium dans son noyau. Les raisons de cette perte précoce de masse sont obscures, mais on considère l'interaction d'étoiles dans un système stellaire binaire comme en étant l'un des mécanismes principaux. Il est possible que les sous-naines soient le résultat de la fusion de deux naines blanches. Les étoiles sdB sont censées devenir des naines blanches sans devoir passer par un autre stade de géante. Les étoiles sdB, plus lumineuses que les naines blanches, sont un élément important dans la population d'étoiles chaudes de systèmes stellaires plus anciens, comme les amas globulaires, les bulbes galactiques des galaxies spirales et les galaxies elliptiques, et elles sont bien visibles sur les images en ultraviolet. Les sous-naines chaudes sont présentées comme étant la cause d'un flux croissant dans l'ultraviolet de l’émission lumineuse des galaxies elliptiques, un phénomène appelé « UV-upturn ».
rdf:langString
A B-type subdwarf (sdB) is a kind of subdwarf star with spectral type B. They differ from the typical subdwarf by being much hotter and brighter. They are situated at the "extreme horizontal branch" of the Hertzsprung–Russell diagram. Masses of these stars are around 0.5 solar masses, and they contain only about 1% hydrogen, with the rest being helium. Their radius is from 0.15 to 0.25 solar radii, and their temperature is from 20,000 to 40,000K. These stars represent a late stage in the evolution of some stars, caused when a red giant star loses its outer hydrogen layers before the core begins to fuse helium. The reasons why this premature mass loss occurs are unclear, but the interaction of stars in a binary star system is thought to be one of the main mechanisms. Single subdwarfs may be the result of a merger of two white dwarfs. The sdB stars are expected to become white dwarfs without going through any more giant stages. Subdwarf B stars, being more luminous than white dwarfs, are a significant component in the hot star population of old stellar systems, such as globular clusters, spiral galaxy bulges and elliptical galaxies. They are prominent on ultraviolet images. The hot subdwarfs are proposed to be the cause of the UV upturn in the light output of elliptical galaxies.
rdf:langString
B형 준왜성(── 型準矮星, subdwarf B)은 분광형이 B형인 준왜성의 한 종류이다. B형 준왜성은 H-R도에서 “멀리 떨어진 수평가지”에 존재한다. 이 별은 적색 거성이 핵에서 헬륨으로 융합될 때, 외부의 수소층을 잃는 일부 별의 진화에서 마지막 단계임을 보여준다. 이런 너무 이른 질량 손실이 일어나는 이유는 확실하진 않지만, 쌍성계의 별의 상호작용은 주된 메커니즘의 하나로 생각된다. 단(單)준왜성은 두 백색 왜성 간의 병합으로 생성된다. B형 준왜성은 다른 백색 왜성보다 밝고, 구상 성단처럼 오래된 항성계 내 뜨거운 항성의 성분이 많다.B형 준왜성은 자외선이미지에서 잘 보인다. B형 준왜성은 더 큰 거성 단계를 거치지 않고 백색 왜성이 된다. B형 준왜성의 질량은 태양질량의 반 정도이며, 1%의 수소와, 나머지의 헬륨으로 이루어져있다. 반지름은 태양반경의 0.15배 ~ 0.25배이며, 온도는 20,000K ~ 40,000K이다.
rdf:langString
B型準矮星（Bがたじゅんわいせい、Subdwarf B star、sdB star）は、スペクトル型がB型の準矮星（主系列星より暗い星）である。白色矮星のように高温でコンパクトな星だが、白色矮星ほど極端な高密度ではない。
rdf:langString
Gorący podkarzeł – odmiana podkarła o typie widmowym B (sdB – B-type subdwarf). Gorące podkarły stanowią późną fazę ewolucyjną niektórych gwiazd, które w końcowym momencie swojego istnienia nie stają się czerwonymi olbrzymami, ale tracą zewnętrzną warstwę wodoru, zanim w ich jądrach rozpoczyna się synteza jądrowa helu. Mechanizm i powód utraty zewnętrznych warstw gwiazd nie jest do końca rozumiany, ale uważa się, że może powstawać w układach podwójnych w wyniku interakcji obydwu elementów układu. Pojedyncze gorące podkarły mogą także powstawać w wyniku połączenia się dwóch białych karłów. Masy tego typu gwiazd wynoszą około 0,5 M☉, na ich materię składa się w większości hel, z niewielką domieszką (ok. 1%) wodoru. Ich promień wynosi od 0,15 do 0,25 R☉, a temperatura od 20 000 do 40 000 K.
rdf:langString
Uma subanã B é um tipo de estrela subanã de classe espectral B. Elas constituem as "estrelas do extremo do ramo horizontal" no diagrama de Hertzsprung-Russell. Essas estrelas representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando uma estrela gigante vermelha perde suas camadas de hidrogênio externas antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das estrelas em um sistema de estrelas binárias seja um dos principais mecanismos. Subanãs solitárias podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas. Estrelas subanãs B, sendo mais luminosas que as anãs brancas, constituem um importante componente na população de estrelas quentes em velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, galáxias em espiral, bulbos e galáxias elípticas. Essas estrelas se destacam em imagens em ultravioleta. As subanãs B quentes são apontadas como a causa do UV-upturn na emissão luminosa das galáxias elípticas. Prevê-se que as subanãs B se tornem anãs brancas sem passar por nenhum outro estágio de estrela gigante. Essas estrelas possuem massas de aproximadamente 0.5 massas solares, e elas contém apenas 1% de hidrogênio, sendo o restante composto por hélio. O raio dessas estrelas varia de 0.15 a 0.25 raios solares, e a temperatura de 20000 a 40000K. As subanãs B quentes constituem um grupo na classificação espectroscópica.
rdf:langString
Субкарлик спектрального класса B (англ. Subdwarf B star, sdB) — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K. Данные звёзды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд, наступающую в том случае, когда красный гигант теряет внешние водородные слои до того момента, когда в ядре начинает гореть гелий. Причины, по которым происходит такая предварительная потеря массы, непонятны, но взаимодействие звёзд в двойной системе считается одним из главных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов. Считается, что sdB-звёзды становятся белыми карликами без прохождения других стадий гигантов. Субкарлики спектрального класса B являются более яркими, чем белые карлики и представляют собой значимую долю населения горячих звёзд в старых звёздных системах, таких как шаровые скопления, балджи спиральных галактик и эллиптические галактики. Такие объекты выделяются на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной повышенного ультрафиолетового потока в общем потоке излучения эллиптических галактик.
rdf:langString
Субкарлик типу B (sdB-зоря) — субкарлик, який має спектральний клас B. Від типових субкарликів їх відрізняють значно більші температура та яскравість. Вони перебувають на «екстремальному горизонтальному відгалуженні» діаграми Герцшпрунга—Рассела. Маси цих зір становлять приблизно 0,5 маси Сонця, вони лише приблизно на 1 % складаються з водню, решта маси припадає на гелій. Їхній радіус становить 0,15—0,25 сонячного, температура — від 20 000 до 40 000 K. Ці субкарлики являють собою пізню стадію еволюції деяких зір, коли червоний гігант втрачає зовнішню водневу оболонку до того, як у ядрі починаються термоядерні реакції горіння гелію. Причини такої передчасної втрати маси залишаються незрозумілими, проте взаємодія зір у подвійних системах може бути одним із основних способів їхнього утворення. Поодинокі субкарлики можуть утворюватися в результаті злиття двох білих карликів. Ймовірно, sdB-зорі перетворюються на білі карлики минаючи стадію гіганта. Субкарлики спектрального класу B, завдяки більшій світності, ніж у білих карликів, є помітною складовою гарячого зоряного населення старих зоряних систем: кулястих скупчень, балджів спіральних галактик та еліптичних галактик. Вони яскраво світяться на фотографіях в ультрафіолетовій частині спектру. Гарячі субкарлики можуть бути однією з причин ультрафіолетового підйому (UV-upturn) у спектрі еліптичних галактик.
rdf:langString
B型次矮星（subdwarf B star，縮寫：sdB）是一種光譜類型B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高，在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量，並且只含有1%氫，其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍，表面溫度20000到40000 K。 B型次矮星是在恆星演化的晚期階段。紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層，剩下的核心即為B型次矮星。這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明，不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制。單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物。 B型次矮星的光度高於白矮星，並且是年老高溫恆星群聚區域的主要成員星，例如球狀星團、螺旋星系核球、椭圆星系。這類恆星在紫外線影像中相當明顯。被認為是橢圓星系光譜中的原因。
xsd:nonNegativeInteger
13295
