İçeriğe atla

Be yıldızı

Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:

  • ileri derecede iyonize olmuş ve yıldız yüzeyinden çok yükseklerde oluşan rüzgâr aktivitesi,
  • hızlı dönme,
  • mor ve kırmızı salma bileşenlerinin eşdeğer genişlik oranı V/R değişken ancak 1 civarında.

Be yıldızları H-R diyagramında genel olarak β Cephei ve 53 Per/orta-B yıldızları ile aynı bölgeyi paylaşmaktadır. Bazı β Cephei yıldızları aniden salma çizgileri gösterir ve Be yıldızı haline gelir, buna karşılık bazı Be yıldızları belirli zamanlarında zonklamalar gösterir. Ayrıca EW CMa gibi bazı Be yıldızları zonklamaya başlamadan hemen önce birkaç hafta süren ani parlaklık düşüşleri de göstermektedir. EW CMa da birbirini takip eden yarıdönemli zonklamaların dönemi kabaca 10-20 gün arasındadır.

Işık değişimleri

Çoğu Be yıldızı kısa veya orta zaman ölçekli ışık değişimleri göstermektedir. Bu değişimlere ilişkin dönemler 0.4 – 3 gün arasında olup çoklu dönemler ve ışık eğrilerinde çift dalga yapıları izlenmektedir. Işık değişim genlikleri ise 0.01 – 0.3 kadir aralığında çeşitli değerlere sahiptir. Tayflarında görülen belirgin salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri genelde birbirleri ile uyumlu korelasyonlar göstermektedir. Bu açıdan ilgi çekici iki örnek γ Cas ve V744 Her'in salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri ters korelasyonlar göstermektedir.

Be yıldızlarının uzun-dönemli değişimleri Harmanec[1] tarafından iki ayrı kategoride tarif edilmiştir:

  • γ Cas'de izlenen ve ılımlı nova patlamalarını andıran ışık eğrileri
  • V744 Her ve BU Tau'da izlenen ve R CrB yıldızlarını andıran ışık eğrileri

Balona,[2] Be yıldızlarının çizgi profili ve ışık değişim dönemlerinin, dönme dönemlerine çok yakın olduğunu göstermiş ve buna bağlı olarak değişimlerin kaynağının çapsal olmayan zonklamalar yerine, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu ortaya çıkan modülasyonlardan kaynaklandığını söylemiştir.

İlginç bir Be yıldızı olan η Cen'in çok az rastlanan 3 dalgalı ışık değişiminin dönemi P=1.927 gündür. Ancak daha sonra ışık değişiminin P=0.642424 gün ile tek bir sinüs dalgası olarak ifade edilebildiği görülmüştür. Işık eğrisi, az da olsa simetriden sapmış sinüs biçimli bir dalgadır ve genliği strömgren y,b,v bantlarında ortalama 0.05 kadirdir. u bandında ise 0.1 kadir yöresindedir. Dolayısıyla β Cep yıldızlarında görülen, azalan dalgaboyu ile artan genlik özelliği η Cen'de de izlenmektedir. Ancak HD 50123'de durum bunun tam tersidir. v bandında değişim genliği son derece düşük, b ve y de sırası ile 0.05 ve 0.08, u bandında ise değişim görülmemektedir. Bu garip durum Sterken vd.[3] tarafından açıklanmıştır. HD 50123, B6Ve+K0III tayf türüne sahip bir çift yıldızdır, yörünge eğimi tutulma oluşturamayacak derecede düşüktür ve izlenen ışık değişimi, sadece karşılıklı çekim etkisi sonucu basıklaşmış ve sistemin toplam ışınımında baskın olan Be yıldızının ekseni etrafında dönmesi sonucu oluşmaktadır. Dolayısıyla HD 50123'te izlenen ışık değişimi, elipsoid değişenlerin gösterdikleri türdendir. Beech'in[4] 27 adet elipsoid değişenden oluşma listesinde, sistemlerin yörünge dönemleri 0.8 – 5.6 gün aralığındadır ve tayf türleri O ile G2 arasında bulunan cüce yıldızlardır. HD 50123, elipsoidal değişenler arasında 28.6 günlük dönemi ile biraz uç bir noktadadır ve Roche şişimini doldurmuş bileşene (K0 devi) sahip bilinen tek örnektir. HD 50123 gibi sistemler aslında sayıca az olmamalıdır, ancak genliklerinin düşük ve dönemlerinin uzun olması, keşfedilmelerinin önündeki en önemli engeldir. HD 50123 genel konfigürasyonu açısından W Serpentis türü çift sistemlerle özdeştir.

Be yıldızı Achernar, son derece hızlı dönüş nedeniyle basık.

Uzun dönemli Algoller olarak da adlandırılan W Ser sistemleri, büyük kütleli bileşenleri etrafında kalınca bir disk, tuhaf ve düzensiz tekrarlayan ışık eğrileri, tayflarında belirgin optik bölge salma çizgileri ve uzun zaman aralıkları içinde gösterdikleri dönem değişimleri ile karakterize edilmektedirler.[5] HD 50123 ile güçlü etkileşen ve tutulma gösteren W Ser türü SX Cas (B7+K3III) arasındaki benzerlikleri bozan tek olgu, düşük yörünge eğimi nedeniyle HD 50123 de tutulma izlenmemesi ve bu sayede yığılma diskinin, etrafında bulunduğu B türü ana bileşenin ışığına engel olmamasıdır.

Be yıldızlarının ışık değişim karakterlerine ilişkin diğer bir ilginç örnek ise HR 2517'de izlenen yapılardır. 10 yıl boyunca strömgren-uvby bantlarında mikrodeğişimler gösteren bu Be yıldızı, son 2 yıldır tekrarlayan nitelikte 0.1 kadir üzerinde flare benzeri parlamalar göstermektedir. Zaman ölçekleri farklı olmak üzere benzer yapılar κ CMa'da da izlenmektedir. Balona, bu yapıları yüzey parlaklık dağılımında oluşan ani değişimlere bağlamakta ve böylece Be yıldızlarının ışık değişiminin sadece radyal olmayan zonklamalardan kaynaklanmadığını ileri sürmektedir. Balona, yüzey üzerinde ani parlamalar gösteren bu bölgelerin, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu, ışık eğrisinde ve tayfsal çizgi profillerinde modülasyonlara neden olduğunu ileri sürmektedir. Sterken ve Manfroid,[6] ışık eğrisinde flare benzeri yapılar olarak izlenen bu değişimlere alternatif bir açıklama getirmişlerdir. Buna göre HR 2517, eliptik yörüngeli ve büyük kütleli bir yakın çift yıldız sistemidir. Başlangıçta büyük kütleli olan bileşen, kütlesini büyük oranda kaybederek düşük kütleli şıkışık bir cisme dönüşmüş durumdadır. Karşı bileşen ise optik bölgede baskın ışınımı görülen bir Be yıldızıdır ve yoğun madde kaybına sahiptir. Hızlı dönme sonucu kaybedilen kütle Be yıldızının ekvator düzleminde çevresini saran bir disk şeklinde organize olmuştur. Yörünge geometrisi böylesi bir cisimde, sıkışık bileşen eliptik yörüngesi boyunca hareket ederken, enberi noktası civarında Be yıldızını çevreleyen yoğun diskin içine periyodik olarak girip çıkmaktadır. Sıkışık yıldız disk içinde hareket ederken madde yığmakta ve X-ışın bölgesinde ışınım salmaktadır. Bu tür x-ışın kaynaklarına, "geçici x-ışın kaynakları" denmektedir. Bu dönemli yapının zaman içerisinde sönümlenmesi veya tekrar başlaması, Be yıldızının kütle kaybında oluşan değişimler sonucu disk boyutlarının küçülüp büyümesi ile açıklanmaktadır.

Kaynakça

  1. ^ 1994, The Impact of Long- Term Monitoring on Variable-Star Research, NATO-ARW, eds. C Sterken, M. de Groot, NATO-ASI Ser C. Clt:436, s.55
  2. ^ 1990, MNRAS, 245, 92
  3. ^ 1994, A&Ap, 291, 473
  4. ^ 1985, ApSS, 117, 69
  5. ^ Wilson, 1989, Space Sci.Rev., 50, 191
  6. ^ 1996, A&Ap, 305, 481
  • Porter J., Rivinius Th.: Classical Be stars, 2003 PASP 115, 1153

Ayrıca bakınız

  • Kabuklu yıldız

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">T Tauri yıldızı</span> Genç değişken yıldızlar sınıfı

T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.

<span class="mw-page-title-main">Wolf-Rayet yıldızı</span>

Wolf-Rayet yıldızları, evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte yıldızlardır ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10−14'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10−5 güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.

Parıltılı yıldızlar (Flare), birkaç dakika veya saatliğine beklenmedik ve olağanüstü miktarlarda aydınlık artışına gidebilen değişken yıldızlardır. Aydınlık artışı tüm elektromıknatıssal izgeyi kapsayarak, X ışınlarından radyo dalgalarına kadar uzanır.

<span class="mw-page-title-main">Sefe değişeni</span> Bir değişen yıldız türü

Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Tansık değişkeni</span>

Tansık (Mira) değişeni, adını Tansık (Mira) yıldızından alıp, ileri derecede al renge, 100 günden uzun atma süresine ve 1'den yüksek mutlak parlaklığa sahip, zonklayan değişen yıldızlar sınıfıdır.

<span class="mw-page-title-main">Cüce nova</span>

Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).

<span class="mw-page-title-main">Değişen yıldız</span> Dünyadan görüldüğü gibi parlaklığı zaman içinde değişen yıldız

Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.

Uzun Dönemli Değişenler olarak da bilinen değişen yıldızlar, oldukça iyi çalışılmış ve homojen bir grub oluşturan zonklayan kırmızı değişenlerdir. Uzun Dönemli değişenler, F Tayfsal sınıfında parlak ve dev yıldızlardır, ama pek çok C, S ve tayf sınıfı M olan kırmızı devler ve AGB devleri de vardır.

Yarıdüzenli değişen yıldızlar yüksek ışınım gücüne sahip soğuk yıldızların hemen hemen tamamı değişkenlik gösterir. Bu onların temel karakteristiklerinden biridir. Bu nedenle geç tür yıldızlar arasından fotometrik standartlar bulmak oldukça güçtür.

RV Tauri değişenleri, maksimum ışıkta, tayflarında F ve G türü, minimum ışıkta ise G ve K türü yıldızların tipik çizgilerini gösteren parlak, sarı üstdevlerdir. Görsel bölge ışık eğrileri benzer minimumlar arası 30 – 150 günlük dönemlerle ardışık sığ ve derin minimumlar göstermektedir ve değişim genlikleri genellikle 2-3 kadir arasındadır. Bazı örneklerinde 3 kadiri geçebilmektedir. Çapsal zonklama yaparlar.

Alfa Cygni değişenleri, GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A üstdev yıldızları. Bu grupta sadece B ve A türü süperdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır. MK tayf sınıflamasına göre sahip oldukları ışınım sınıfları, artan ışınım gücü sırasıyla Ib, Iab, Ia ve Ia+ dır. H-R diyagramında yer alan en parlak üstdevlere üstündevler denir ve değişen yıldızlar olarak Parlak Mavi Değişenler (LBV) adı ile anılır. Buna göre Ia üstdevleri LBV-öncesi cisimler olarak da adlandırılmaktadır. Çok sayıda araştırmacı O, B ve A türü üstdevlerin tamamının değişen yıldız olduğunu göstermişlerdir. Bu üstdevlerden en parlak olanlarının göstermiş oldukları ışık değişim genlikleri, LBV'lerin sakin evrelerinde gösterdikleri mikrodeğişimlerle benzerdir. Değişim düzeyi tüm tayf türleri için artan ışınım gücü ile beraber artış göstermektedir.

<span class="mw-page-title-main">Parlak mavi değişenler</span>

Parlak mavi değişenler, tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.

R Coronae Borealis değişeni ani olarak 9 kadire ulaşan parlaklık azalmaları gösteren patlayan değişen yıldız.

<span class="mw-page-title-main">BY Draconis değişeni</span>

BY Draconis değişenleri tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parlaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır. BY Draconis değişenleri ileri düzeyde kromosferik etkinliğe sahip yıldızlardır. Hem tek hem de çift sistem üyesi olabilmektedirler. Bu türden yıldızların kromosferik etkinlik gösterebilmeleri için ekvatoryal dönme hızlarının 5 km/sn değerinin üstünde olması gerekmektedir.

Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır. Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır veya hiç görünmez.

W Ursae Majoris değişeni ışık eğrilerinde izlenen neredeyse eşit derinlikli iki minimum ve süreklilik gösteren ışık değişimleri ile karakterize edilmektedirler. Eşit minimum derinlikleri, bileşen yıldızların eşit yüzey sıcaklığına sahip olduklarının bir göstergesidir. "değen çiftler" olarak da bilinen bu sistemlerin bileşenleri birbirine çok yakındır. Bunun doğal sonucu olarak birbirlerine uyguladıkları ileri düzeyde karşılıklı tedirginlik kuvvetleriyle, küresellikten önemli ölçüde sapmış bileşenler içermektedirler. Yörünge dönemleri oldukça kısadır ve 7 saat – 1 gün arasında değerlere sahiptir.

FK Comae Berenices değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Comae Berenices'in hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır. Bu birleşme sonrasında yıldızı saran optik kalın bir zarf oluşmaktadır. Bu grup içine alınmış olan bazı yıldızlar yüksek dönme hızlarına sahip değildirler ve büyük olasılıkla tek A-türü yıldızların evrimleşmesi sonucu oluşmuşlardır. FK Com 2.4 günlük dönemi ile grubun en hızlı dönen yıldızıdır. GCVS'de listelenmiş sadece 4 tane FK Com türü yıldız bulunmaktadır. Son yıllarda yapılan çalışmalarla bu sayıya birkaç tane daha eklenmiştir. Gözlenen genlikleri birkaç 0.01 kadir ile birkaç 0.1 kadir arasında yer almaktadır. FK Com değişenleri için seçilmiş örnekler:

Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.

Ap ve Bp yıldızları, yüzeyinde lekeler halinde aşırı Fe, Si, Cr, Sr ve Eu bolluğu bulunan lokal bölgelere sahip, buna karşılık yüzey genelinde He elementi açısından ciddi bolluk azlığı gösteren kimyasal tuhaf yıldızlardır.

RS Canum Venaticorum değişenleri, GCVS'de RS olarak kodlanmış bir değişen yıldız türüdür.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.