İçeriğe atla

RS Canum Venaticorum değişeni

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

Tanımlanma

Bu gruba ilk dikkat çeken kişi Otto Struve (1946) olmuştur ama RS CVn kriterlerinin tanımlanması için bir dizi gözlemsel özellikleri ilk defa resmen teklif eden Oliver'dir (1974). Tanımlanma ise ilk kez, bugün de kullanıldığı gibi Hall tarafından ortaya konulmuştur (1976).[1]

Grubun prototipi RS CVn, 1914 yılında W. Ceraski tarafından bir örten çift olarak keşfedilmiştir. Işık eğrilerinin tutulmalar dışında kalan kısımlarında izlenen dalga biçimi bozulma yapısı, ilk kez Kron tarafından 1952 yılında doğru olarak açıklanmıştır. Tutulma göstermeyen ilk örnek olarak keşfedilen RS CVn türü değişen λ Andromedae'dır. 1930 yılında W. A. Calder tarafından ışık değişimi gösterdiği tespit edilmiştir. RS CVn sistemlere örnek olarak 4 tane tutulma göstermeyen sistem seçilmiştir:

1) V1762 Cyg: K1IV, Pyör=28,59 gün. Belirli zamanlarda düzgün bir sinüs eğrisini andıran ışık eğrisi, bazen çift dalgalı yapılar göstermektedir. K-türü bileşenin karşılıklı yarım küresi üzerinde yer alan iki hakim leke bölgesine sahip olduğu anlaşılmıştır.

2) V1764 Cyg: K1III, Pyör=40,14 gün. Işık değişiminin büyük bir kısmı elipsoidal değişimden kaynaklanmaktadır. V bandında ışık değişim genliği 0,125 kadir kadardır. Dalga biçimi bozulmanın genliği yıldan yıla değişim göstermektedir ve 0,02-0,09 kadir değerleri arasındadır. Dalga dönemi, yörünge döneminden %0,65 daha kısadır.

3) V1149 Ori: G5, Pyör=53,58 gün. Işık değişiminin keşfinden bu yana leke dalgasının genliği, V bandında 0,05 kadirden, 0,4 kadir değerine artmıştır. Zaman içerisinde tek ve çift dalgalı yapılar göstermektedir.

4) DN UMa: A3Vn, Pyör=7,492 gün. Işık eğrisinde farklı zamanlarda çift ve tek leke dalgası açıkça görülmektedir. Işık değişim genliği zaman zaman V bandında 0,32 kadir değerine kadar ulaşabilmektedir.

Özellikler

Özellikleri tespit edilen RS CVn türü sistemlerin sıcak bileşeni, F veya G tayf türündendir ve kuvvetli Ca II H&K salması gösterirler. Genellikle evrimleşmiş ancak Roche lobunu henüz doldurmamış bileşenlere sahiptirler. Yoğun koronal x-ışını yayımı, kuvvetli morötesi salma çizgileri, kuvvetli rüzgarla kütle kaybı, yörünge dönemi değişimi, ışık eğrilerinde leke kökenli modülasyonlar ve ortalama parlaklıkta değişim, gösterdikleri ortak özelliklerdir.

Bu tür yıldızlar, büyük yıldız lekelerine neden olabilecek aktif renk yuvarına sahip ikili yıldızlardır.[1] Bu lekelerin parlaklık değişimlerine neden olduğuna inanılmaktadır.[1] Lekelerden kaynaklanan modülasyon etkisi, ışık eğrilerinde izlenen en baskın değişim türüdür ve kendini sinüs benzeri dalga biçimlerinde gösterir. Bilinen RS CVn'lerin %20'sinde lekeli yıldız eş-dönme göstermemektedir ve leke kökenli dalganın dönemi, yörünge döneminden oldukça farklıdır. Geri kalan %80'inde ise dalga dönemi yörünge dönemine çok yakındır. Aradaki küçük fark, genellikle lekeli bileşenin göstermekte olduğu diferansiyel dönme özelliklerinden (enleme bağlı farklı dönme hızı) kaynaklanmaktadır. Bazı sistemler örten ikili oldukları için parlaklık değişimleri gösterirler. Tipik parlaklık dalgalanması 0,2 kadir civarındadır.

RS CVn türü etkinlikler farklı evrim durumunda bulunan çok sayıda bireysel veya çift yıldızda ortaya çıkabilmektedir, bunlar;

I. RS CVn türü çift yıldızlar,
II. Geç tayf türünden lekeli bir yıldız ve beyaz cüce veya altcüce bir yoldaş içeren çift yıldızlar,
III. BY Dra değişenleri,
IV. UV Ceti değişenleri,
V. Güneş benzeri tek anakol yıldızları,
VI. T Tauri değişenleri (anakol öncesi yıldızlar),
VII. W UMa değişenleri,
VIII.FK Com yıldızları,
IX. Yavaş dönen devler (tek yıldız),
X. Yarı-ayrık Algol türü çiftlerin Roche lobunu doldurmuş soğuk alt dev bileşenleri,
XI. Yaşlı novaların ve kataklizmik değişenlerin soğuk bileşenleri,

Kaynakça

  1. ^ a b c Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (8). Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society. s. 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008. 

Konuyla ilgili yayınlar

  • Doç. Dr. Selim O. SELAM - Değişen Yıldızların Fotometrik Özellikleri 9 Kasım 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  • Eaton,J.A. and Hall,D.S. 1979, Astrophys. Jour., 227, 907.
  • Hall,D.S. 1976, in IAU Colloquium No. 29, "Multiple Periodic Variable Stars" (D. Reidel: Boston), p. 278-348.
  • Oliver,J. P. 1974, Ph.D. Dissertation, University of California at Los Angeles.
  • Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
  • Struve,O. 1946, Ann. d'Astrophys, 9, 1.

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">Kataklizmik değişen yıldızlar</span>

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.

<span class="mw-page-title-main">Işık eğrisi</span>

Işık eğrisi, bir yıldızın veya bir bölgenin zamana karşı çizilen parlaklık grafiğidir.

<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.

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.

<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.

<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.

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.

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.


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.