B-tipi altcüce yıldız

**B-tipi altcüce** (**sdB**), spektrum tipi B olan bir tür altcüce yıldızdır. Tipik altcücelerden çok daha sıcak ve parlak olmalarıyla ayrılırlar. Hertzsprung-Russell diyagramının "aşırı yatay kolunda" yer alırlar. Bu yıldızların kütleleri yaklaşık 0,5 güneş kütlesi civarındadır ve yalnızca %1 civarında hidrojen içerirler; geri kalanı ise helyumdur. Yarıçapları 0,15 ila 0,25 güneş yarıçapı arasındadır ve yüzey sıcaklıkları  arasında değişir. Yüksek sıcaklıkları nedeniyle, yüksek galaktik enlemlerdeki yıldızlararası gazın iyonize edici kaynakları olarak kabul edilirler. B-tipi altcüce yıldızlar, Samanyolu Gökadası'nın hem diskinde hem de halesinde bulunurlar.

## Oluşum ve evrim

Kuramsal modellere göre B-tipi altcüce yıldızlar, çekirdeklerinde helyum yakan ve neredeyse bir "helyum ana kol yıldızı" gibi davranan gök cisimleridir. Bazı yıldızların evrimindeki geç bir aşamayı temsil eden bu tip yıldızlar, bir kırmızı devin çekirdeğinde helyum füzyonu başlamadan önce dış hidrojen katmanlarını kaybetmesiyle oluşur. Bu erken kütle kaybının neden meydana geldiği tam olarak bilinmese de ikili bir yıldız sistemindeki yıldızların etkileşiminin ana mekanizmalardan biri olduğu düşünülmektedir. Tekli altcüceler, iki beyaz cücenin birleşmesinin bir sonucu olabilir. sdB yıldızlarının, başka hiçbir dev yıldız aşamasından geçmeden doğrudan beyaz cücelere dönüşmesi beklenir.

Işıma gücü beyaz cücelerden daha fazla olan B-tipi altcüce yıldızlar; küresel yıldız kümeleri, sarmal gökada şişkinlikleri ve eliptik gökadalar gibi yaşlı yıldız sistemlerinin sıcak yıldız popülasyonunda önemli bir bileşendir. Ultraviyole görüntülerde belirgin bir şekilde göze çarparlar. Sıcak altcücelerin, eliptik gökadaların ışık çıktısındaki UV artışının (UV-upturn) nedeni olduğu öne sürülmektedir.

 kütlesindeki tekli bir B-tipi altcücenin bu evrimsel aşamada yaklaşık 100 milyon yıl kalacağı hesaplanmıştır.

## Tarihçe
B-tipi altcüce yıldızlar, 1947 yılı civarında kuzey galaktik kutup çevresinde düşük parlaklığa sahip mavi yıldızlar bulan Fritz Zwicky ve Humason tarafından keşfedilmiştir. Palomar-Green araştırmasında, bunların 18'den büyük kadir değerine sahip en yaygın soluk mavi yıldız tipi olduğu anlaşılmıştır. 1960'larda spektroskopi yardımıyla, birçok sdB yıldızının Büyük Patlama teorisinin öngördüğü bolluk değerlerinin altında, hidrojen açısından fakir olduğu ortaya çıkarıldı. 1970'lerin başlarında Greenstein ve Sargent, sıcaklıkları ile kütleçekim kuvvetlerini ölçerek bu yıldızların Hertzsprung-Russell diyagramındaki doğru konumlarını çizmeyi başardılar.

## Değişenler
Bu kategoride üç tip değişen yıldız bulunur:

Birincisi, periyotları 90 ila 600 saniye arasında değişen sdBV'lerdir. Bunlar ayrıca EC14026 veya V361 Hya yıldızları olarak da adlandırılır. Bunlar için önerilen yeni bir isimlendirme ise İngilizcede "hızlı" anlamına gelen "rapid" kelimesinin baş harfinin eklendiği sdBVr'dir. Bu yıldızların salınımlarıyla ilgili bir teoriye göre, parlaklıktaki değişimler düşük dereceli (l) ve düşük radyal mertebeli (n) akustik mod salınımlarından kaynaklanmaktadır. Bu salınımlar, opaklığa neden olan demir grubu atomlarının iyonize olmasıyla tetiklenir. Hız eğrisi parlaklık eğrisiyle 90 derece faz farkına sahipken etkin sıcaklık ve yüzey kütleçekim ivmesi eğrilerinin akı değişimleriyle aynı fazda olduğu görülmektedir. Sıcaklığın yüzey kütleçekimine karşı çizildiği grafiklerde kısa periyotlu zonklayan yıldızlar; yaklaşık olarak T= ve log g=5,2–6,0 ile tanımlanan ve ampirik kararsızlık kuşağı olarak adlandırılan bölgede bir araya toplanır. Ampirik kuşağa denk gelen sdB'lerin yalnızca %10'unun zonkladığı gözlemlenmiştir.

İkincisi, periyotları 45 ila 180 dakika arasında değişen uzun periyotlu değişenlerdir. Bunlar için önerilen yeni bir isimlendirme ise İngilizcede "yavaş" anlamına gelen "slow" kelimesinin baş harfinin eklendiği sdBVs'dir. Bu yıldızlar yalnızca %0,1'lik çok küçük bir değişim gösterirler. Ayrıca PG1716 veya V1093&nbsp;Her olarak da adlandırılır ya da LPsdBV şeklinde kısaltılırlar. Bu yıldızlar ayrıca, keşif ekibinden Elizabeth Betsy Green'e atfen gayriresmi olarak "Betsy yıldızları" (Betsy stars) olarak da bilinirler. Uzun periyotlu zonklayan sdB yıldızları, T~ ile genellikle hızlı benzerlerine göre daha soğuktur.

Son olarak her iki periyot aralığında da salınım yapan yıldızlar "hibrit" olarak sınıflandırılır ve sdBVrs standart isimlendirmesine sahiptir. HS 0702+6043 olarak da belirtilen DW Lyncis buna bir örnektir.

*örten ikili yıldız

## Gezegen sistemleri
Gezegen sistemlerine sahip olabileceği düşünülen en az dört sdB yıldızı bulunmaktadır. Ancak dört adayın üçünde yapılan daha sonraki araştırmalar, gezegenlerin varlığına dair kanıtların önceden inanıldığı kadar güçlü olmadığını göstermiştir ve bu gezegen sistemlerinin var olup olmadığı kesin olarak kanıtlanamamıştır.

V391 Pegasi, yörüngesinde bir ötegezegen bulunduğu düşünülen ilk sdB yıldızıydı; ne var ki sonraki araştırmalar gezegenin varlığına ilişkin kanıtları önemli ölçüde zayıflatmıştır.

Kepler-70, birbirine yakın yörüngelerde dönen iki veya daha fazla gezegenden oluşan bir sisteme sahip olabilir, fakat daha yakın tarihli araştırmalar bu durumun pek olası olmadığını öne sürmektedir. Eğer gerçekten Kepler-70'in yakın yörüngeli iki gezegeni varsa, bunlar yakın yörüngeli gaz devlerinin çekirdeklerinden geriye kalan kalıntılar olabilir. Bu gaz devlerinin kırmızı dev ata yıldız tarafından yutulmuş olabileceği ve gezegenlerin buharlaşmadan ayakta kalan yegane parçalarının bu kayaç veya metalik çekirdekler olabileceği düşünülmektedir. Alternatif bir görüşe göre bunlar, benzer şekilde yutulan daha büyük tek bir gaz devine ait, yıldızın içinde parçalanmış çekirdek kesitleri de olabilir.

Kepler-429, çok yakın yörüngelerde kabaca Dünya büyüklüğünde üç gezegenden oluşan bir sisteme sahip olabilir. Eğer böyleyse, Kepler-70'in varsayımsal ötegezegenlerine benzer bir yapıda olmalıdırlar. Ancak Kepler-70'in ötegezegenlerine şüphe düşüren aynı yeni teknikler burada da uygulanmış ve tespit edilen üç sinyalin, önceki analiz tekniklerinin yeterince hassas analiz edemediği verilerdeki yanıltıcı yapay etkilerden ibaret olabileceği gösterilmiştir.

Kepler-451, bir B-tipi altcüce ile bir kırmızı cüceden oluşan ve etrafında Kepler-451b, Kepler-451c ve Kepler-451d gezegenlerinin dolandığı bir yakın ikili sistemdir.

## Kaynakça