O-tipi altcüce yıldız

**O-tipi altcüce** (**sdO**), sıcak fakat düşük kütleli bir yıldız türüdür. O-tipi altcüceler, normal O-tipi ana kol yıldızlarından çok daha sönüktür ancak Güneş'in yaklaşık 10 ila 100 katı ışıma gücüne ve yaklaşık yarısı kadar bir kütleye sahiptirler. Sıcaklıkları 40.000 ila 100.000 K arasında değişir. Spektrumlarında iyonize helyum belirgindir. Genellikle kütleçekiminin logaritması olarak verilen yüzey kütleçekimleri (log *g*), genel olarak 4,0 ila 6,5 arasındadır. Birçok sdO yıldızı Samanyolu içinde yüksek hızla hareket eder ve yüksek galaktik enlemlerde bulunurlar. B-tipi altcüce yıldızların yalnızca üçte biri kadar yaygındırlar.

## Oluşum ve evrim
O-tipi altcüceler, asimptotik dev kol (AGB) sonrası (parlak sdO'lar) ve aşırı yatay kol sonrası (kompakt sdO'lar) olmak üzere yıldız yaşam döngüsündeki iki farklı aşamanın ürünüdür. Asimptotik dev kol sonrası yıldızların gezegenimsi bulutsular içinde bulunması beklenir, fakat sadece dört sdO yıldızının bu durumda olduğu bilinmektedir. Kompakt sdO'ların ise B-tipi altcücelerin evrimsel ardılları olduğu düşünülmektedir. Bununla birlikte, gözlemlenen yıldız sayıları arasındaki istatistiksel uyumsuzluklar, sdB yıldızlarının doğrudan sdO evresine evrimleştiği hipotezini tam olarak doğrulamamaktadır. Bazı kuramsal modeller bu uyumsuzluğu gidermek adına sdB'lerin, helyum parlaması kaynaklı derin karışım süreçleri sonucunda helyum açısından zenginleşmiş sdO yıldızlarına evrimleşebileceğini öngörmektedir. Alternatif bir teoriye göre sdO'lar, iki beyaz cücenin birleşmesiyle oluşmuştur. Bu durum, kütleçekimsel dalgalar nedeniyle yörüngesi küçülen yakın bir ikili sistemde meydana gelebilir.

## Fiziksel yapı ve spektrum
O-tipi bir altcücenin, helyum yakan bir kabukla sarmalanmış karbon-oksijen çekirdeğine sahip olduğu düşünülmektedir. O-tipi altcüce spektrumlarının ortak bir özelliği, genellikle çok belirgin bir He II λ4686 Å spektral çizgisi göstermeleridir. Spektrumları, yüzey içeriklerinin %50 ila %100 arasında helyumdan oluştuğunu ortaya koymaktadır. Aslında sdO yıldızlarının spektrumları oldukça çeşitlidir. Güçlü helyum çizgilerine sahip olanlar (He-sdO olarak adlandırılır) ve daha güçlü hidrojen çizgilerine sahip olanlar (hidrojen-zengini sdO) olarak gruplandırılabilirler. He-sdO'lar oldukça nadirdir. Bu yıldızlarda genellikle azot zenginleşmiş, karbon ise tükenmiştir. Bununla birlikte; karbon, oksijen, neon, silisyum, magnezyum veya demir gibi çift atom numaralı elementlerin konsantrasyonunda artış gösteren varyasyonlar da mevcuttur.

## Tarihçe
O-tipi altcücelerdeki zonklama olasılığı ilk olarak 1957'de Jesse Leonard Greenstein tarafından, bu yıldızlar arasındaki kararsızlık belirtilerine dayanılarak öngörülmüştür. 1970'lerin başlarında Greenstein ve Sargent, bu yıldızların sıcaklıkları ile yüzey kütleçekim kuvvetlerini ölçerek Hertzsprung-Russell diyagramındaki doğru konumlarını çizmeyi başardılar. Palomar-Green araştırması, Hamburg araştırmaları, Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması ve Tip Ia Süpernova Ata Yıldız Araştırması (Supernova Ia Progenitor Survey, ESO-SPY) bu yıldızların birçoğunu kayıt altına almıştır.

## Örnekler

*HD 128220: Corrado Bartolini tarafından incelenmiştir.
*HIP 52181: 1,04 milihertz frekansla zonklama yapar.
*HD 49798: 830 parsek uzaklıkta bulunan karbon fakiri bir X-ışını ikilisidir.
*US 708: Samanyolu'nun kaçış hızını aşan bir aşırı hızlı yıldızdır.

## Kaynakça