Subdwarf B star
بی قسم کا ذیلی بونے (ایس ڈی بی) ایک قسم کا ذیلی بونے ستارہ ہے جس کی سپیکٹرم قسم بی ہے۔ وہ زیادہ گرم اور روشن ہونے کی وجہ سے عام ذیلی بونے سے مختلف ہیں۔ وہ ہرٹز اسپرنگ-رسل خاکہ کی "انتہائی افقی شاخ" پر واقع ہیں۔ ان ستاروں کی کمیت تقریبا 0.5 شمسی کمیت پر مشتمل ہے، اور ان میں صرف 1 فیصد ہائیڈروجن ہوتا ہے، باقی ہیلیم ہوتا ہے۔ ان کا رداس 0.15 سے 0.25 شمسی ریڈیائی تک ہے، اور ان کا درجہ حرارت سے ہے۔ یہ ستارے کچھ ستاروں کے ارتقاء کے آخری مرحلے کی نمائندگی کرتے ہیں، جس کی وجہ یہ ہے کہ جب ایک سرخ دیو ستارہ ہیلیم کو فیوز کرنا شروع کرنے سے پہلے ہی اپنی بیرونی ہائیڈروجن تہوں کو کھو دیتا ہے۔ یہ قبل از وقت بڑے پیمانے پر نقصان ہونے کی وجوہات واضح نہیں ہیں، لیکن بائنری اسٹار سسٹم میں ستاروں کا تعامل ایک اہم میکانزم میں سے ایک سمجھا جاتا ہے۔ واحد ذیلی بونے دو سفید بونے کے انضمام کا نتیجہ ہو سکتے ہیں۔ ایس ڈی بی ستاروں سے توقع کی جاتی ہے کہ وہ مزید بڑے مراحل سے گزرے بغیر سفید بونے بن جائیں گے۔ ذیلی بونے بی ستارے، سفید بونوں سے زیادہ برائٹ ہونے کی وجہ سے، پرانے تارکیی نظاموں کی گرم ستاروں کی آبادی میں ایک اہم جزو ہیں، جیسے کہ گلوبولر کلسٹرز، سرپل کہکشاں بلجز اور ایلیپٹیکل کہکشاؤں۔ وہ بالائے بنفشی تصاویر پر نمایاں ہیں۔ گرم ذیلی بونوں کو الپٹیکل کہکشاؤں کی روشنی کی پیداوار میں یو وی کے عروج کا سبب تجویز کیا گیا ہے۔ سب ڈوارف بی ستاروں کو فرٹز زوکی اور ہیومیسن نے 1947 کے آس پاس دریافت کیا تھا، جب انہیں شمالی کہکشاں کے قطب کے ارد گرد ذیلی چمکدار نیلے ستارے ملے تھے۔ پالومار گرین سروے میں، انہیں 18 سے زیادہ شدت کے ساتھ سب سے عام قسم کا دھندلا نیلا ستارہ دریافت کیا گیا۔ 1960 کی دہائی کے دوران، سپیکٹروسکوپی نے دریافت کیا کہ بہت سے ایس ڈی بی ستاروں میں ہائیڈروجن کی کمی ہے، جس کی کثرت بگ بینگ تھیوری کی پیش گوئی سے کم ہے۔ 1970 کی دہائی کے اوائل میں گرینسٹین اور سارجنٹ نے درجہ حرارت اور کشش ثقل کی طاقت کی پیمائش کی اور وہ ہرٹز اسپرنگ-رسل خاکہ پر اپنی درست پوزیشن بنانے میں کامیاب ہوئے۔ متغیر اس زمرے میں تین قسم کے متغیر ستارے ہیں: پہلا ایس ڈی بی وی ہے جس کے ادوار 90 سے 600 سیکنڈ تک ہیں۔ انہیں ای سی 14026 یا وی 361 ہا ستارے بھی کہا جاتا ہے۔ ایک مجوزہ نیا نام sdBVr ہے، جس میں r کا مطلب تیز ہے۔ ان ستاروں کے ارتعاش کا ایک نظریہ یہ ہے کہ چمک میں تغیرات کم ڈگری (ایل) اور کم آرڈر (این) کے ساتھ صوتی موڈ کے ارتعاش کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ وہ لوہے کے گروپ کے ایٹموں کی آئنائزیشن کے ذریعے چلائے جاتے ہیں جس کی وجہ سے اوپیسیٹی ہوتی ہے۔ رفتار وکر چمک وکر کے ساتھ مرحلے سے 90 ڈگری باہر ہے، جبکہ موثر درجہ حرارت اور سطح کشش ثقل کی ایکسلریشن منحنی خطوط بہاؤ کے تغیرات کے ساتھ مرحلے میں دکھائی دیتے ہیں۔ سطح کشش ثقل کے خلاف درجہ حرارت کے پلاٹوں میں، مختصر مدت کے پلسٹر نام نہاد تجرباتی عدم استحکام کی پٹی میں ایک ساتھ جمع ہوتے ہیں، جس کی تعریف تقریبا T = اور log g = 5.2-6.0 سے ہوتی ہے۔ تجرباتی پٹی میں گرنے والے ایس ڈی بی میں سے صرف 10 فیصد دھڑکتے ہوئے دیکھے جاتے ہیں۔ دوسرا 45 سے 180 منٹ کے ادوار کے ساتھ طویل مدتی متغیرات ہیں۔ ایک مجوزہ نیا نام sdBVs ہے، جس میں 's' کا مطلب سست ہے۔ ان میں صرف 0.1 ٪ کا بہت چھوٹا فرق ہے۔ انہیں پی جی 1716 یا وی 1093 ہر یا مختصر طور پر ایل پی ایس ڈی بی وی بھی کہا جاتا ہے۔ طویل مدتی دھڑکتے ہوئے ایس ڈی بی ستارے عام طور پر اپنے تیز رفتار ہم منصبوں کے مقابلے میں ٹھنڈے ہوتے ہیں، جس میں ٹی ~ ہوتا ہے۔ وہ ستارے جو دونوں دور حکومت میں ارتعاش کرتے ہیں 'ہائبرڈ' ہوتے ہیں، جن کا معیاری نام ایس ڈی بی وی آر ایس ہوتا ہے۔ ایک مثال ڈی ڈبلیو لنسس ہے، جس کی شناخت ایچ ایس 0702+6043 کے طور پر بھی کی جاتی ہے۔ بائنری اسٹار سیاروں کے نظام کو گرہن لگانا کم از کم چار ایس ڈی بی ستارے ہیں جن میں سیاروں کے نظام ہو سکتے ہیں۔ تاہم چاروں صورتوں میں، بعد کی تحقیق نے اشارہ کیا ہے کہ سیاروں کے وجود کے ثبوت اتنے مضبوط نہیں تھے جتنا پہلے خیال کیا جاتا تھا، اور آیا سیاروں کے نظام موجود ہیں یا نہیں یہ کسی بھی طرح سے ثابت نہیں ہوا ہے۔ وی 391 پیگاسی پہلا ایس ڈی بی ستارہ تھا جس کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ اس کے گرد مدار میں ایک بیرونی سیارہ موجود ہے، حالانکہ اس کے بعد کی تحقیق نے سیارے کے وجود کے ثبوت کو نمایاں طور پر کمزور کر دیا ہے۔ کیپلر-70 میں دو یا زیادہ قریب سے چکر لگانے والے سیاروں کا نظام ہو سکتا ہے، حالانکہ بعد کی تحقیق سے پتہ چلتا ہے کہ ایسا ہونے کا امکان نہیں ہے۔ کے آئی سی 10001893 (جسے کیپلر-429 بھی کہا جاتا ہے) بہت قریب مدار میں تقریبا زمین کے سائز کے تین سیاروں کا نظام رکھتا ہے۔ اگر یہ موجود ہیں، تو وہ فرضی کیپلر-70 بیرونی سیاروں سے ملتے جلتے ہوں گے۔ تاہم، وہی نئی تکنیکیں جو کیپلر-70 کے بیرونی سیاروں پر شک پیدا کرتی ہیں، اس معاملے میں بھی لاگو کی گئیں اور اشارہ کیا گیا کہ جن تین اشاروں کا پتہ چلا تھا وہ حقیقت میں محض اعداد و شمار میں گمراہ کن نمونے ہو سکتے ہیں جنہیں پہلے کی تجزیاتی تکنیکوں نے اچھی طرح سے نہیں سنبھالا تھا۔ اگر کیپلر-70 کے دو قریب چکر لگانے والے سیارے موجود ہیں، تو وہ قریب چکر لگانے والے گیس جنات کے کور کی باقیات ہو سکتے ہیں۔ یہ سرخ وشال پروجینیٹر سے گھرا ہوا ہوگا، اور پتھریلی/دھاتی کور سیاروں کے واحد حصے ہوں گے جو بخارات کے بغیر زندہ رہیں گے۔ متبادل طور پر، وہ ایک بڑے گیس دیو کے کور کے حصے ہو سکتے ہیں، جیسا کہ بیان کیا گیا ہے، جس میں کور ستارے کے اندر ٹکڑے ٹکڑے ہو گیا ہے۔ 2 ایم اے ایس ایس جے 19383260+4603591 ذیلی بونے بی اور سرخ بونے ستارے کا قریبی بائنری نظام ہے، جس کے بارے میں ایک بار دعوی کیا گیا تھا کہ وہ گردشی سیارہ کیپلر-451 بی کے گرد چکر لگا رہا ہے۔ حوالہ جات