İçeriğe atla

R Coronae Borealis değişeni

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

En parlak üyesi R Coronae Borealis'in adı ile anılan bu gruptaki yıldızlar sayıca çok az olup, iyi bilinen örneklerinin sayısı 30'u geçmemektedir. Işık değişimlerinin en temel karakteristiği, uzun süre maksimum parlaklıkta kaldıktan sonra ani olarak 9 kadire varan parlaklık azalmaları göstermeleridir. Bu karaktere güzel bir örnek, RY Sgr'dir. Kabaca 25 günde 4 kadirlik büyük bir hızla başlayan parlaklık azalmasını, 120 günde 3 kadir hızla genelde daha yavaş bir azlama izlemekte ve minimum parlaklığa ulaşılmaktadır. Minimum parlaklığa ulaşıldıktan hemen sonra artış başlamaktadır ve maksimum parlaklığa geri dönüş süresi 1-3 yıl kadar olabilmektedir. Birçok R CrB yıldızında maksimum parlaklığa çıkışlar sırasında ikincil parlaklık azalmaları da gözlenmiştir. Birbirini takip eden iniş-çıkışlardaki parlaklık azalma miktarı ve hızı genelde sabit olmayıp düzensiz değişimler göstermektedir.

Genel özellikler

R CrB türü değişen yıldızlar karbonca zengin, hidrojence fakir yıldızlardır. Göstermekte oldukları ani parlaklık azalamaları, atmosferlerinden zaman zaman dışarı doğru püskürttükleri maddelerce oluşturulan karbon bulutlarıdır. Bu bulutların yıldız yüzeyinden olan uzaklıkları konusunda ciddi bir belirsizlik söz konusu olup yıldız atmosferinin hemen üzerinden, 20 yıldız yarıçapı uzaklıklara varan farklı değerler literatürde yer almaktadır. Yakın-kızılöte gözlemleri, RCrB yıldızlarının bu doğasını anlayabilmek açısından çok önemlidir. Bu gözlemler, bir püskürme sırasında, oluşan karbon bulutunun tüm yıldızı çevrelemediğini ve sadece bakış doğrultusu boyunca meydana gelenlerin, görünen parlaklık azalamalarını oluşturduğunu göstermiştir. Sonuç olarak R CrB yıldızları püskürmelerini rastgele doğrultularda ve eş-yönlü olmayan bir karakterde gerçekleştirmektedir. Kızılöte gözlemler, bu yıldızların çevresinde yine karbonca zengin düşük sıcaklıklı (800 °K) toz kabuklar bulunduğunu da göstermiştir. Toz kabukların kızılöte ışınım güçleri 1000-2000 günlük yarı-dönemli yapılarla değişim göstermektedir. R CrB yıldızlarının çoğu, görsel dalgaboylarında, birkaç 0.1 kadir yöresinde ve hafta mertebesinde yarıdüzenli karakterde tekrarlayan ışık değişimleri gösterirler. RY Sgr için görülen bu değişimin genliği 0.5 kadir ve dönemi yaklaşık 38 gündür. Dikine hız gözlemleri bu değişimin kaynağının zonklamalar olduğunu, kızılöte gözlemler ise bu değişimin, görsel bölgede izlenen parlaklık azalmalarında dahi kesintisiz devam ettiğini göstermektedir. R CrB'lerin tamamının zonkladığı ve zonklamalarda oluşan kararsızlıkların püskürmeleri doğurduğu kabul edilmektedir. Parlaklık azalmalarının başlangıç zamanlarının, belirli zonklama evreleri ile bazı korelasyonlar göstermesi bu fikrin ortaya çıkmasına neden olmuştur.

Gözlem bilgileri

Küçük Macellan Bulutu'nda (KMB) gözlenen 3 tane R CrB'nin, mutlak görsel parlaklıkları –5 kadir civarında üstdevler oldukları anlaşılmıştır. R CrB yıldızları genelde tayfsal sınıflamanın sonundaki F,G,K yıldızları ile aynı yüzey sıcaklığına sahip soğuk yıldızlardır. Sayıca az olmalarına rağmen A ve B tayf türünde örneklerine de rastlanmaktadır. Çok kesin olmamakla birlikte R CrB yıldızları, evrimin en hızlı gerçekleştiği kritik bir aşamadadırlar. H-R diyagramında bu bölge, gezegenimsi bulutsularla Asimtotik Dev Kol’un (AGB) üst bölgeleri arasında kalan yerlerdir ve genelde zonklayan yıldızların yer aldığı kararsızlık kuşağının içindedir. Dolayısıyla, R CrB yıldızlarının H-R diyagramı üzerindeki konumları da bu yıldızların zonklayan yıldızlar olmasını gerektirmektedir.

Kaynakça

Ayrıca bakınız

örnekler

Dış bağlantılar


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">Nova</span>

Nova, bir beyaz cüce üzerinde görülen kataklismik nükleer patlamadır, yıldızın ani ışımasına sebep olur. Novalar diğer ışıma fenomenleri süpernovalar ya da parlak kırmızı nova ile karıştırılmamalıdır. Novanın bir çift yıldız sistemindeki beyaz cüce üzerinde olduğu düşünülür.

<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.

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.

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.

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

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

Delta Scuti (δ Sct, δ Scuti), Kalkan takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 202 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldız sistemidir. 4,71 kadir görünen büyüklüğüyle takımyıldızının beşinci parlak yıldızıdır ve Delta Scuti türü değişen yıldızların prototipidir. 0,15 dakikalık periyodlarda hafif değişimlere sahip (Vmaks = 4,6m, Vmin = 4,79m) yüksek genlikli zonklayan bir delta scuti tipi değişen yıldızdır. Bu yıldızın kendine özgü kimyasal zenginliği Am tipi yıldızlara benzemektedir.

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

DY Persei değişenleri, R Coronae Borealis değişenlerinin bir alt sınıfıdır. Bunlar, AGB yıldızlarının atımlı (zonklayan) değişkenliğini ve R CrB yıldızlarına benzer şekilde düzensiz sönümlenmeler sergileyen, karbon bakımından zengin asimptotik dev kol (AGB) yıldızlarıdır.

<span class="mw-page-title-main">Yavaş zonklayan B-tipi yıldız</span> değişen yıldız türü

Eskiden 53 Persei değişeni olarak bilinen yavaş zonklayan B tipi yıldız (SPB), bir tür zonklayan değişen yıldızdır. Ayrıca, uzun periyotlu zonklayan B yıldızı (LPB) olarak da adlandırılabilirler. Adından da anlaşılacağı gibi, yaklaşık yarım gün ile beş gün arasında değişen periyotlarla zonklayan spektral tipi B2 ila B9 ana kol yıldızlarıdır, fakat bu aralık içinde çoğu üye yıldızın birden fazla salınım periyoduna sahip olduğu bulunmuştur. Hem ışık emisyonlarında hem de spektral çizgi profillerinde değişkenlik gösterirler. Büyüklükteki değişimler genellikle 0,1 kadirden daha küçüktür, bu da çoğu durumda değişkenliğin çıplak gözle gözlemlenmesini oldukça zorlaştırır. Değişkenlik dalga boyu azaldıkça artar, bu nedenle ultraviyole spektrumda görünür ışıktan daha belirgindirler. Zonklamaları radyal değildir, yani hacimden ziyade şekil olarak değişir ve yıldızın farklı kısımları aynı anda genişler ve büzülür.

<span class="mw-page-title-main">T Coronae Borealis</span>

T Coronae Borealis Corona Borealis Takımyıldızı sınırları içerisinde bulunan tekrarlayan bir novadır. İlk olarak 1886 yılında John Birmingham tarafından patlama sırasında keşfedilmiştir. Her seksen yılda bir meydana geldiği tahmin edilmektedir. En son 1946 yılında gök bilimciler tarafından gözlemlenmiştir.


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.