İçeriğe atla

Beta Cephei değişenleri

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.

Keşif ve gözlemler

Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları hâlen uğraştırmaktadır. Grubun prototipi Beta Cephei (β Cephei)'nin dikine hız değişimi gösterdiği 20. yüzyılın başında Frost[1] tarafından keşfedilmiştir ve dönemi 4sa34dk olarak verilmiştir. 6 yıl sonra Guthnick, dikine hız değişimine, aynı dönem ve 0m.05 genlikli bir ışık değişiminin de eşlik ettiğini bildirmiştir. 1908 de ise Albrecht, β CMa'nın da benzer değişimler gösterdiğini açıklamıştır. Başlangıçta grubun en çok çalışılan yıldızı olması nedeni ile bu tür yıldızlara uzunca bir süre β CMa türü değişenler denmiştir ancak bugün ilk keşfedilen örneğinin ismi ile β Cephei değişenleri ismi tercih edilmektedir. Bilinen β Cephei türü değişen sayısı 50 den biraz fazladır. Genel özellikleri ve bugün için teorilerinde ulaşılan son aşamalar, Sterken & Jerzykiewicz'in[2] son derlemesinde detaylı olarak açıklanmıştır.

Işık eğrisi

β Cephei'lerin ışık değişim genlikleri görsel bölgede 0.1 kadirden daha küçüktür (BW Vul hariç), dikine hız değişim genlikleri ise 50 km/sn nin altındadır (σ Sco ve BW Vul hariç). Değişimler genelde "yarı-sinüsel" ışık eğrileri veren "tek-dönemli (monoperiodic)" yapılara sahiptir, ancak bazı örneklerinde "temel-dönem" ve bunun yanında "harmonikleri" de gözlenebilmektedir. Harmoniklere (ikincil dönemler) ilişkin genlikler daha düşüktür. β Cephei'lerin büyük çoğunluğu tayf çizgi profillerinde de değişim göstermektedir. Işık eğrilerinin iniş koluna denk gelen evrelerde çizgi profilleri en geniş şeklini almaktadır. Bu profil değişimlerine bazı durumlarda çizgi yarılması da eşlik etmektedir.

Işık değişim genliklerinin çok düşük olması nedeniyle uzunca bir süre V=6.5 kadirden daha sönük β Cephei değişeni keşfedilememiştir. Sönük β Cephei'lerin keşfi, bu yıldızlar için yapılan sistematik gözlemlerle gerçekleşmiştir. Bilinen örneklerinden sadece ikisi, HD 92024 ve 16 Lac, örten çift yıldız bileşenidir. Dış galaksilerde, BMB ve KMB'de henüz keşfedilmiş β Cephei değişeni yoktur.

Işınım güçleri ve tayf türleri gereği H-R diyagramında dar bir bölgeye sıkışmışlardır. Bu bölge genelde "β Cep kararsızlık kuşağı" olarak bilinir. Bu bölgede bazı Be türü yıldızlar da bulunmaktadır. Bir süre β Cephei olarak görünen bazı yıldızlar diğer zamanlarında Be türü bir yıldıza dönüşebilmektedir. En güzel örnek grubun prototipi β Cep'in kendisidir, 1990 yılında beklenmedik bir şiddette tayfında Hα salması izlenmeye başlanmıştır. Buna karşılık çok iyi gözlenmiş bir Be yıldızı olan EW CMa (27 CMa), 1987 ile 1990 yılları arasında belirgin zonklamalar göstermiştir.

Örnekler

BW Vul (B2III, V=6m.55), β Cephei'ler arasında bilinen en büyük ışık değişim genliğine ve dikine hız değişimine sahip olanıdır. Işık eğrisinin çıkış kolu üzerinde ışığın sabit kaldığı ve "durağan evre" olarak adlandırılan bir bölge bulunmaktadır. Maksimum seviyeden 0.05 kadir daha aşağıda gerçekleşen bu olgunun "durağanlık süresi" 0.03 gün mertebesindedir. Görsel bölgede 0.2 kadir olan toplam ışık değişim genliği morötesi bölgede 1.2 kadire ulaşmakta, kızılötede ise hızla düşmektedir. BW Vul'un dönemi yaklaşık olarak 5 saatir ve yüzyılda 2 saniyelik bir artışla dönem değişimi de göstermektedir.

κ-mekanizması

Christy 1966'da,[3] He+ iyonizasyon katmanına sahip yıldızların, bu katmandaki ani donukluk değişimleriyle denge durumlarından saparak kararsız bir hale gelebileceklerini göstermiş ve zonklamaya ilişkin modern teorilerin temelini atmıştır. Donukluk değişimine dayalı bu mekanizmaya κ-mekanizması denmektedir. Klasik Sefe'ler, δ Scuti'ler, RV Tauri'ler ve RR Lyrae'ler için bu mekanizma çalışırken, He+ iyonizasyon bölgesi bulundurmadıklarından β Cephei'lerde geçerli bir mekanizma olamamıştır. β Cephei'lerin zonklama mekanizmaları için tutarlı teoriler, ancak Iglesias vd.'nin[4] OPAL adı verilen yeni donukluk hesaplarını yayınlamaları ile geliştirilmeye başlanmıştır. Iglesias vd. donukluk hesaplarında daha önce hesaba katılmayan, element atomlarındaki elektronların spin-yörünge etkileşimlerinin donukluğu önemli ölçüde arttırıcı rol oynadığını ve bu etkinin β Cephei'lerde de zonklamaları başlatabilecek bazı bölgelerde gerçekleşebileceğini göstermişlerdir. Iglesias vd.'nin bu çalışmasından hemen sonra çok sayıda araştırmacı, yeni OPAL donukluk değerleri ile kurguladıkları teorileriyle, β Cephei'lerde gözlenen temel ve harmonik zonklama modlarının açıklanabilir olduklarını göstermişlerdir.

Kaynakça

  1. ^ 1902, ApJ, 15,340
  2. ^ 1994, SpSciRev, 62,95
  3. ^ Ann.Rev.Astr.Ap, 4, 353
  4. ^ 1990, ApJ, 360, 221; 1991, ApJL, 371, L73; 1992, ApJ, 397, 717
  • Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)

İlgili Araştırma Makaleleri

RR Lyrae, Lyra takımyıldızı içinde değişken bir yıldızdır. Düzenli radyal zonklama yaparlar. A-F tayf türü yıldızlardır. Periyotları 0,3-2,4 gün arasındadır. Işık değişiminin genliği 0,2-2 kadirdir. Düzenli dönem değişimi gösteriyor.

<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.

<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">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.

<span class="mw-page-title-main">Delta Scuti değişeni</span>

Delta Scuti değişenleri, dönemleri 0,3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0,001 kadirden 0,8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki kararsızlık kuşağı içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir. Bu nedenle bir kısmı veya tüm grubu tarif eden çok farklı isimlerle de anılırlar; bunlardan bazıları cüce sefeler, RRs değişenleri, AI Velorum yıldızları, SX Phe yıldızları ve çok-kısa dönemli sefeler dir.

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.

Yıldız için bakınız: GD 358

<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">Beta Lyrae değişeni</span>

Beta Lyrae değişenleri, birincil ve ikincil yıldız örtülmelerinin farklı miktarlarda ışık azalmasına neden olması ve ışık eğrilerinin sürekli değişmesiyle karakterize edilen bir örten ikili yıldız türüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birincil ve ikincil minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin birincil minimum derinlikleri, ikincil minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur ve baskın tayf türü B-A arasındadır.

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:

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:

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.

<span class="mw-page-title-main">Asterosismoloji</span> yıldızlardaki salınımların incelenmesi

Asterosismoloji, salınımlarının (titreşim) ve frekans spektrumlarının yorumlanması yoluyla zonklayan yıldızların iç yapısını anlamaya çalışan alt bilim dalıdır. Yıldızlar birçok rezonans modu ve frekansı barındırır. Bir yıldızın içinden geçen ses dalgalarının izlediği yol, ses hızına bağlıdır. Ses hızı ise yerel sıcaklık ve kimyasal bileşime göre değişir. Elde edilen salınım modları, yıldızın farklı kısımlarına duyarlı olduğundan astronomlara yıldızın iç yapısı hakkında bilgi verir. Bunun dışındaki parlaklık ve yüzey sıcaklığı gibi genel özelliklerle doğrudan belirlenmesi mümkün olmaz.


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.