İçeriğe atla

Parıltılı yıldızlar

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.

Parıltılı yıldızlar genelde kırmızı cücelerdir, ancak son zamanlarda elde edilen veriler, kahverengi cücelerin de parıldama yetisine sahip olduklarının ipuçlarını vermiştir.

Genel özellikler

Tayf türleri K ile M arasında ve çoğunlukla Me türüdür. Tayflarında belirgin salma çizgileri gözlenmektedir. Parlaklık artışları bazen 6 kadirin üzerinde olabilmektedir. Flare'lere ilişkin ışık değişim genliği kısa dalgaboylarına gidildikçe artış göstermektedir. Yani bir flare yıldızının U bandında gösterdiği genlik, V bandındakinden daha büyüktür. Birbirini takip eden flareler arasındaki süre çok değişkendir. Birkaç saat ile birkaç gün arasında farklı değerler alabilmektedir. Flare başına salınan toplam enerji 1034 erg = 1027 Joule düzeyine erişebilmektedir. Oluşum mekanizmaları temelde Güneş flarelerini meydana getiren fiziksel süreçler ile aynıdır, ancak Güneş flarelerinde toplam enerji 1031 erg değerini geçememektedir. Flare etkinliği sırasında gösterdikleri tayfları, "sakin evrelerinde"ki tayflarından tamamen farklıdır. Sakin evrelerde tayflarında izlenen çok sayıdaki salma çizgisi, Flare anında tamamen kaybolur veya son derece zayıflamış olarak görülür. Flare yıldızlarının tayfında yer alan en güçlü salma çizgileri, hidrojenin Balmer serisi çizgileri, Helyum çizgileri ve Fe II gibi orta düzeyde iyonize metal çizgileridir. Flare anındaki tayfları, püskürme anındaki T Tauri tayfları ile büyük benzerlikler göstermektedir. Flare olayının Güneş benzeri yıldız etkinliğinden kaynaklandığı kesin olarak bilinmektedir. Benzer flare etkinlikleri T Tauri yıldızlarında, RS CVn türü yıldızlarda ve Algol türü örten çift yıldızlarda da izlenmektedir.

Flare yıldızları, genellikle Güneş komşuluğunda bulunan yakın alan yıldızlarıdır ve grubun prototipi olan UV Ceti'nin adı ile de anılırlar. Bilinen örneklerinin büyük bir bölümü en fazla 60 ışık yılı uzaklıktadır. Bunun yanında, açık kümelerde ve yıldız oymaklarında (assosasyonlar) da gözlenmektedirler ve UV Ceti yıldızlarına oranla daha yüksek etkinlik düzeyine sahiptirler. Bu yıldızların flareleri ile salınan enerjiler daha yüksektir ve flare oluşum sıklığı daha fazladır. Flarelerde, yıldızdan yıldıza görülen farklar, yaş etkisi ile ortaya çıkmaktadır ve artan yaş ile flare etkinliği azalmaktadır. Açık kümelerde ve oymaklarda yer alan flare yıldızları UV Ceti türü alan yıldızlarından daha gençtir ve dolayısıyla daha etkindirler. Kümelerde yer alan flare yıldızları üzerine yapılan çalışmalar, genç kümelerde yer alan geç tür anakol yıldızlarının neredeyse tamamının flare etkinliğine sahip olduğunu göstermiştir. Bu sonuç, flare yıldızlarının aslında yıldız evriminin bir safhasını temsil ettiklerini ve tüm küçük kütleli yıldızların bu evrim aşamasından geçmesi gerektiğini göstermektedir. Flare evresi yıldız kütlesine bağlı olarak 100 milyon yıl ile 1 milyar yıl arasında sürebilmektedir. Kütlesi daha düşük olan yıldızın bu evresi daha uzun sürmektedir.

Gözlemler

Flare yıldızlarının gökadamızdaki sayısı, teorik olarak 1-10 milyar adet olarak tahmin edilmektedir. Anca parlaklıklarının düşük olması nedeni ile sadece bize yakın olanları gözlenebilir durumdadır.

Flare etkinliği sırasında maksimum parlaklığa ulaşmak için geçen zamana "çıkış zamanı", ışık eğrisinde bu aralığa karşılık gelen kısma ise "çıkış kolu" denmektedir. Bu süre genelde tüm flare yıldızları için çok kısadır ve birkaç saniye ile birkaç dakika arasında değişir. Bu aralıkta parlaklık artış hızı 0.05-0.2 kadir/sn mertebesindedir. Bazı uç örneklerde bu değer 2.8 kadir/sn gibi çok yüksek değerlere ulaşabilmektedir. Bu özel duruma örnek olarak grubun prototipi UV Ceti gösterilebilir. Maksimum parlaklıktan flare öncesi parlaklığa dönüş için geçen süreye "iniş zamanı", ışık eğrisinde bu aralığa kaşılık gelen kısma ise "iniş kolu" denmektedir. Flare yıldızlarında iniş zamanlarına göre iki ayrı yapı görülmektedir:

  • iniş zamanı 1 saat veya daha uzun olanlar.
  • iniş zamanı birkaç dk veya birkaç 10 dk yöresinde olanlar. Bu yapıdaki flarelere "atmalı (impulsive)" veya "fırlatmalı (spikes)" flareler denmektedir.

Güneş'te ve birçok flare yıldızında her iki türden flare yapısı da gözlenebilmektedir.

Flareler çok farklı tayfsal aralıklarda gözlenmiştir. X-ışın gözlemleri, salınan enerjilerin büyük bir kesrinin bu tayfsal aralığa düşmesi açısından ilgi çekici sonuçlar vermektedir. X-ışın gözlemlerinden, "mikroflareler" adı verilen üçüncü bir tür flare yapısının var olduğu gözlenmiştir. Mikroflarelerde salınan enerji miktarı, diğer görsel bölge flarelerine oranla 10 – 100 kat daha düşüktür. Diğer taraftan mikroflareler daha sık gerçekleşen olaylardır ve görsel bölgede gözlenemezler. X-ışın gözlemleri flarelerin sıcaklık, elektron yoğunluğu ve flare yayımı yapan bölgelerin boyutlarının bulunmasına olanak tanır. Sıcaklıklar 2x107 - 3x107 °K arasında, elektron yoğunlukları 1011 – 1012 parçacık/cm3 ve yayın bölgesi boyutları ise 1027 – 1028 cm3 civarındadır.

Flare etkinliğini ifade edecek fiziksel bir modelin,

Enerjinin nereden geldiğini
Bu enerjinin yıldız atmosferinde nasıl depolandığını
Birkaç sn içerisinde bu enerjinin nasıl salındığını
Salınan enerji bölgesinin nasıl ısıtıldığını

açıklaması gerekmektedir. Bugün için geçerli fiziksel modeller, flarelerin yıldız aktivitesi ile doğrudan ilişkili olduğunu, dolayısıyla yıldızların manyetik alanları ve buna bağlı olarak yıldızların eksenleri etrafında dönmeleri ile ilişkili olduğunu göstermektedir. Bu açıdan bakıldığında gözlem sonuçları ile en iyi uyum gösteren modeller (MHD), flare yapılarını, yıldızların manyetik alanlarında oluşan ani değişimlerle açıklayanlardır. Bu fiziksel süreçlere genel olarak "manyetik tekrar-birleşme (magnetic reconnection)" adı verilmektedir.

Yakın parıltılı yıldızlar

Güneş'in yakın komşuları Proxima Centauri ve Wolf 359 birer flare yıldızlarıdır. Barnard Yıldızı, ikinci yakın yıldız sistemidir ve flare yıldız olmasından şüphelenilmektedir. TVLM513-46546 ise çok düşük kütleli bir flare yıldızıdır.

Kaynakça

Dış bağlantılar


İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Yıldız</span> nükleer füzyon ile karanlık uzayda etrafına ısı ve ışık saçan kozmik cisim, plazma küresi

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.

<span class="mw-page-title-main">Süpernova</span> Büyük Yıldızların Ölümü

Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.

<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">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">RR Lyrae değişeni</span>

RR Lyrae değişenleri, yaygın olarak küresel yıldız kümelerinde bulunan özel bünyesel değişen, zonklayan bir yıldız türüdür. RR Lyrae türü değişen yıldızların mutlak parlaklığı bilinmektedir. Gözlemlerle görünür parlaklığı ölçülebildiği takdirde, içinde RR Lyrae gözlenebilen yakın gökadaların uzaklıkları da bulunabilir. Bu özellikleri ile bu yıldızlar, Gökbilim'de çok önemlidirler.

<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.

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.

<span class="mw-page-title-main">Anakol öncesi yıldız</span>

Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar. Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür. Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.

<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.

<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.

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:

Süper flare'ler, Güneş benzeri yıldızlarda olabilen çok şiddetli patlamalara verilen addır. Birkaç saatla bir hafta arası sürebilen bu patlamalar sırasında oluşan enerji üretimi, Güneş'te görünen şiddetli bir patlamanın bir milyon katına erişebilir. Böyle bir patlamanın sebebi yakınında olan Jüpiter büyüklüğünde olan bir gezegenin manyetik alanıyla olan etkileşimler sonucu olabilir.

<span class="mw-page-title-main">GRB 970508</span> 1997de tespit edilen gama ışını patlaması

GRB 970508, 8 Mayıs 1997 günü, saat 21.42'de (UTC) tespit edilmiş bir gama-ışın patlamasıdır. Bir gama-ışın patlaması, uzak galaksilerde meydana gelen ve gama ışını üreten patlamalar ve bunların yol açtığı çok parlak parıltıdır. Genelde uzun süren bir "artık parıltı" tarafından izlenirler.

Teta<sup>1</sup> Orionis C

Teta1 Orionis C, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1.500 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve çoklu yıldız sisteminin birincil bileşeni olan mavi bir O-tipi ana kol yıldızıdır. Orion Bulutsusu'nun kalbinde bulunan Trapezium açık yıldız kümesinin bir üyesidir ve kümenin kalbindeki dört parlak yıldızın en büyüğüdür. Çıplak gözle görülebilen yıldızlar içinde en yüksek yüzey sıcaklığına sahip olan yıldız, görünür dalga boyunda tahmini -3,2 mutlak parlaklığı ile birlikte bilinen en aydınlık yıldızlardan birisidir.

Orion değişeni, düzensiz ve patlayan varyasyonlar sergileyen ve genellikle dağınık bir bulutsu ile ilişkilendirilen bir tür değişen yıldızdır. Bu genç yıldızların daha sonra düzenli ve değişken olmayan sıfır-yaş anakol yıldızı olacağı düşünülmektedir. Parlaklık dalgalanmaları çok çeşitli büyüklüklerde olabilir.

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

<span class="mw-page-title-main">X ışını astronomisi</span>

X-ışını astronomisi, astronomik nesnelerin X-ışınının gözlem ve algılama çalışmalarıyla uğraşan astronominin bir dalıdır. X-ışınları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için x-ışınlarını tespit eden balon, sondaj roketleri ve uydular belirli bir yükseklikte bulunmalıdır. X-ışını astronomisi, Mauna Kea Gözlemevlerindeki gibi standart ışık emilimi olan teleskoplardan daha ilerisini gören uzay teleskopları ile ilgili bir uzay bilimidir.

<span class="mw-page-title-main">Patlama</span> ani ısı yükselmesi ve gaz salınımı ile oluşan enerji salınımı

Patlama, genellikle ani ısı yükselmesi ve gaz salınımı ile oluşan, çok yüksek bir sesle birlikte gerçekleşen hızlı hacim artışı ve aşırı yüksek enerjinin açığa çıkmasına sebep olan kimyasal olaydır. Bu özelliğe sahip maddelere "patlayıcı" adı verilir.


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.