İçeriğe atla

Parlak mavi değişenler

Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülenen parlak mavi değişen AG Carinae

Parlak mavi değişenler (İngilizce kısaltmasıyla LBV), 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[1] ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.

Özellikler ve tarihçe

S Doradus kararsızlık kuşağının ve LBV patlamalarının yerini gösteren H-R Diyagramının üst kısmı. Ana kol, sol alttaki ince eğimli çizgidir.

Gözlemsel H-R diyagramının bir üst parlaklık limiti vardır. Bu parlaklık limiti için oluşan sınırın konumu sıcaklığa bağlıdır. Bu sınır civarında evrenin en büyük kütleli (~150 M⊙) ve en parlak (~106 L⊙) yıldızları yer alırlar. H-R diyagramının bu noktasındaki yıldızlara "üstündevler" denmektedir. Bu yıldızlardan bazıları ani (ve dramatik) kütle atımları ve bu atımları takip eden “sakin” evreler gösterirler. Genel olarak kütle atımları kendini "püskürmeler" olarak göstermektedir. Bu değişenler; Parlak Mavi Değişenler (LBV) veya S Dor yıldızları olarak adlandırılmışlardır. Her ne kadar adlarında "mavi" kelimesi varsa da, bu tür değişimler sadece erken tür üstündevlerle sınırlı değildir. Alex de Koter, galaktik LBV sayısının teorik olarak 60 civarında olması gerektiğini söylemiştir. Ancak gözlemsel olarak bu sayının daha düşük olduğu bilinmektedir. En iyi bilinen örnekleri; P Cygni, Eta Carinae, HD 160529 (164 G Sco) ve WRA 751'dir. Bunlardan başka gökada dışı bilinen çok sayıda LBV de vardır. Büyük Macellan Bulutu'nda (BMB) bilinenler S Dor, R71, R127'dir; R66, R81 ve R110 ise en güçlü adaylardır. Ayrıca Hubble ve Sandage tarafından M31 ve M33 gökadalarında keşfedilmiş ve "Hubble-Sandage değişenleri" olarak adlandırılan yıldızlar da S Doradus (veya LBV) türü değişenlere en güzel örneklerdir.[2] Püskürme anında bu yıldızlar, süpernovalardan sonra görünen "en parlak" cisimlerdir. Bu nedenle gökada dışı "uzaklık göstergesi" cisimleri olarak önemli bir yere sahiptirler.[3]

Tayf çizgisinin P Cygni profili

LBV’ler arasında çok uzun süre izlenmiş ilginç bir diğer örnek ise P Cygni'dir. İlk kez 1600 yılında gösterdiği ani parlaklık artışı ile görünür hale gelen bu yıldız oldukça düzensiz bir parlaklık değişimine sahiptir. V=6 kadir limiti altına sıkça inip çıkmıştır. Aslında parlaklık değişim mekanizmasının, novalarınki ile hiçbir ilgisi olmamasına rağmen Nova Cygni 1600 olarak da adlandırılmıştır. B2pe tayf türünden olan bu yıldız şu sıralar 5 kadir civarındadır.

Eta Carinae yapı olarak LBV'lerin en ilginç örneklerinden biridir. Kızılötesi dalga boylarında gökyüzünün bilinen en parlak cismidir. 1800'lerin başında 2-4 kadir arasında değişim gösterirken, 1843 yılında aniden 1 kadire ulaşmıştır (O yıllarda Sirius'tan sonra ikinci parlak yıldızdı). Bunu takip eden 14 yıl boyunca daha da parlayan Eta Carinae, 1857 de yine ani olarak parlaklığını azaltmış ve 8 kadire kadar inmiştir. Bu parlaklık düşüşüne neden, kütle atımı sonrası çevrede oluşan toz zarfın yarattığı donukluk etkisidir.

Değişen yıldız tipleri genellikle değişkenliği keşfedilen ilk üyeden sonra adlandırılır, örneğin δ Sct yıldızından sonra adlandırılan δ Sct değişenleri gibi. Değişen yıldız olarak tanımlanan ilk parlak mavi değişen P Cygni idi ve bu yıldızlar P Cygni değişenleri olarak adlandırıldı. Değişen Yıldızların Genel Kataloğu (GCVS), diğer yıldız türlerinde de görülen P Cygni profilleriyle karıştırılma olasılığı olduğuna karar verdi ve "S Doradus tipi değişenler" için SDOR kısaltmasını seçti.[4] 1974 yılında P Cygni, S Doradus, η Carinae ve Hubble-Sandage değişenlerini grup olarak tanımlamak için "S Doradus değişeni" terimi kullanılmıştır.[5]

LBV'lerin tayflarında görülen ortak özellik, hidrojen ve helyum çizgilerinde görünen "P Cygni profilleri"dir. Oldukça genişlemiş bir salma çizgisinin mavi kanadına binmiş dar bir soğurma çizgisi olarak görülen bu yapılar, çevresinde yaygın halde ve hızla genişleyen madde bulunduran yıldızların tayfında görünen ortak özelliklerdendir. Bu türden profil yapısı gösteren tayflara genel olarak "Nebular tayf" da denmektedir.

Fotometrik değişimler

LBV'lerde izlenen fotometrik değişimler genel olarak 3 grupta incelenmektedir:

  • Büyük Ölçekli Değişimler: Püskürmelerle doğrudan ilişkili, çoğu LBV’de gözlenen ve 100 yıl zaman ölçekli ışık değişimleri.
  • Orta Ölçekli Değişimler: Düzensiz aralıklarla oluşan, birkaç 10 yıl zaman ölçekli ışık değişimleri.
  • Küçük Ölçekli Değişimler (Mikrodeğişimler): Tüm LBV'lerde gözlenen değişim türü olup birçok normal üstdevin de gösterdiği bir değişim türüdür. Tam anlamı ile dönemli olmamakla birlikte birbirini takip eden parlaklık artışı ve azalışı olarak kendini gösterir. P Cygni'de izlenen bu tür değişimlerin zaman ölçeği 25-60 gün mertebesindedir. Genel olarak birkaç gün veya birkaç 10 gün mertebesinde gerçekleşen değişimlerdir. Dışarı fırlatılan kabuk maddesinde oluşan ani fışkırmalardan kaynaklandığına inanılmaktadır.

LBV'lerin yukarıda özetlenen fotometrik karakteristikleri için genel olarak izlenen önemli bir özellik vardır: zaman ölçeği daha uzun olan değişimlere gidildikçe, izlenen ışık değişim genliği artmaktadır. Ayrıca ışık değişimi genlikleri kısa dalgaboylarına gidildikçe artış göstermektedir.

LBV listesi

  • Eta Carinae
  • Pistol Yıldızı
  • LBV 1806-20
  • P Cygni
  • S Doradus
  • R127 (=HD 269858)
  • R71 (=HD 269006)
  • AG Carinae
  • Wray 17-96
  • AF Andromedae
  • AE Andromedae
  • HD 5980
  • Sanduleak -69 202; artık yok, SN 1987A olarak patlamıştır.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Centre de données astronomiques de Strasbourg. 12 Şubat 2009. 7 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Kasım 2010. 
  2. ^ Hubble, Edwin; Sandage, Allan (1953). "The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33." Astrophysical Journal. 118: 153. Bibcode:1953ApJ...118..353H. 
  3. ^ Selam, Selim O. (2020), Değişen Yıldızların Fotometrik Özellikleri (PDF), Ankara Üniversitesi, 9 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF), erişim tarihi: 3 Eylül 2022 
  4. ^ Sharov, A. S. (1975). "S Dor-type variables in other galaxies". In: Variable Stars and Stellar Evolution; Proceedings of the Symposium. 67: 275-284. Bibcode:1975IAUS...67..275S. doi:10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2. 
  5. ^ Thackeray, A. D. (1974). "Variations of S Dor and HDE 269006". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168: 221-233. Bibcode:1974MNRAS.168..221T. doi:10.1093/mnras/168.1.221. 

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.

<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.

Düzensiz değişenler, parlaklık değişimleri düzenli bir periyot göstermeyen değişen yıldızlardır. Düzensiz değişenler, patlayan ve zonklayan olmak üzere iki ana alt grupta incelenir:

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.

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.

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:

<span class="mw-page-title-main">Tabanca Yıldızı</span>

Tabanca Yıldızı, Samanyolu Gökadası'nın bilinen aydınlatma gücü en yüksek yıldızlarından bir mavi üstündevdir. Galaksi merkezi'nde bulunan Beşiz Kümesi içindeki pek çok büyük kütleli genç yıldızdan birisidir. İsmini aydınlatmış olduğu Tabanca Bulutsusu'ndan alır. Yıldız, Yay takımyıldızı içinde yaklaşık olarak 25.000 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Yıldızlararası tozun soğurucu etkisiyle gizlenmemiş olsaydı, 4. kadirden bir yıldız olarak çıplak gözle gözlemlenebilecekti.

FU Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1.600 ışık yılı uzaklıkta bulunan G-tipi süperdev yıldızdır. FU Ori değişenlerinin prototipidir. 1937 yılında görünür parlaklığı 16,5 kadirden 9,2 kadire yükselmiştir ve o zamandan bu yana 9 kadir civarında olmuştur. Bu yıldız uzun bir süre benzersiz olarak kabul edilmişti, fakat 1970 yılında benzer bir yıldız olan V1057 Cygni keşfedildi ve o zamandan bu yana da bir dizi benzer ilave örnekler keşfedilmiştir. Bu yıldızlar, FU Orionis sınıfı değişen yıldızlarını oluştururlar. Bu tip yıldızlar, parlaklıkları ve tayf tipleri aşırı değişkenlik gösteren anakol öncesi yıldızlardırlar.

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.


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.