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- 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 ». (fr)
- 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 ». (fr)
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- 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. (fr)
- 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. (fr)
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