İçeriğe atla

Tansık değişkeni

Mira değişenlerinin prototipi olan Mira yıldızı.

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.

Mira en parlak iken görünen kadiri 3 ile 5 arasında (Çıplak gözle görülebilir.), en sönük iken 8 ile 10 kadir arasındadır. M tipi kırmızı dev olan Mira 330 günlük bir dönemle zonklar, yarıçapı % 50, parlaklığı 7 kadir kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme demektir. Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde ya da daha kırmızı (R, N, S ile gösterilen tayf türünden) devlerdir. Dönemleri 100 gün ile birkaç yıl arasındadır.

Genel özellikler

Uzun Dönemli Değişenler – "LPV (Long-Period Variables)" olarak da bilinen Mira'lar, oldukça iyi çalışılmış ve homojen bir grub oluşturan zonklayan kırmızı değişenlerdir. Bu grubun üyeleri GCVS’de üç temel "ölçüt (kriter)" ile betimlenmiştir:

  • Tayf türleri Me, Se veya Ce dir
  • Görsel veya fotografik ışık değişim genlikleri 2.5 kadir üzerindedir.
  • Dönemleri 80-1000 gün arasındadır.

Mira'lar, tayf türlerinden de anlaşılacağı gibi, atmosferlerinde bol miktarda moleküler bant soğurmaları gerçekleştiren soğuk yıldızlardır. Atmosferleri oksijence zengin olanlar Me, karbonca zengin olanlar Ce ve her iki element bolluğu açısında arada yer alanlar ise Se olarak kodlanmıştır. Salma çizgili tayf yapısı bu gruba ait yıldızların ortak karakteristiğidir ve zonklama kökenli şok dalgalarının açık belirtecidir. Bu tür yıldızlar için ortaya konan 2.5 kadirlik genlik limiti aslında gelişigüzel ortaya konmuş bir ölçüttür. Tüm karakteristikleri Mira'lar ile aynı olmasına karşın, genliklerinin 2.5 kadirden düşük olması nedeniyle bazı yıldızların SRa türü yıldızlar olarak sınıflandırıldıklarını bir önceki bölümde görmüştük. Mira'lar, ışınımlarının büyük bir kısmını elektromanyetik tayfın kızılöte bölgesinde yapmaktadırlar. Değişim dönemlerinin oldukça uzun olması, Mira’ların oldukça büyük yarıçaplı yıldızlar olduğunun bir göstergesidir. GCVS’de dönemler için ortaya konan üst limit çok anlamlı değildir. Evrimsel açıdan Mira’larla aynı durumda bulunan ve dönemleri 1000- 2000 gün arasında olan yıldızlar bilinmektedir. Bu yıldızlar, "OH/IR kaynakları" olarak bilinen bir grubun alt sınıfını oluşturan, görsel bölgede karşılıkları bulunmayan, çevreleri kalın ve hızla genişleyen toz kabukla sarılı güçlü kızılötesi kaynaklarıdır.

Mira'lar göstermekte oldukları ilginç karakterleri nedeniyle, yıldız astrofiziğinin en ilgi çekici cisimleridir. Her şeyden önce, yıldız evriminde çok hızlı geçilen bir evrede bulunmaktadırlar. H-R diyagramında asimptotik dev kolunun uç noktalarında yer alırlar ve bir sonraki aşamalarına geçişte, H-R diyagramını boydan boya hızla katederek Gezegenimsi bulutsu aşamasına ulaşırlar. Mira'ların ışık değişim dönemleri için elde edilmiş çeşitli korelasyonlardan, hangi popülasyon türüne üye oldukları ortaya çıkarılabilmektedir. Dönemleri 200 gün civarındaki Mira'ların tamamı yaşlı popülasyon üyesi yıldızlar olup, göreli olarak metalce daha zengin küresel kümelerde yer almaktadırlar. Daha uzun dönemli Mira'ların kütlesi daha büyük ve metal bolluğu daha fazladır. Popüler beklentilerin aksine, Mira'ların yaşlandıkça sistematik olarak dönemlerinin uzaması söz konusu değildir. Mira'ların da kendilerine özgü bir dönem-parlaklık bağıntısı mevcuttur ve uzaklık göstergesi cisimleri olarak kullanılmaktadırlar. PL bağıntıları, bolometrik ışınım gücü veya yakın-kızılötesi parlaklıkları (K bandı parlaklıkları) cinsinden ifade edilmektedir.

Miraların hangi modda zonkladıkları (temel veya ilk harmonik) henüz kesinlik kazanmamıştır. Temel modda zonkladıklarına ilişkin güçlü teorik deliller bulunurken, gözlemsel belirteçler zonklamalarının ilk harmonikte gerçekleştiğine işaret etmektedir. Mira değişenleri 10−8 – 10−4 M􀁾/yıl mertebesinde hızlarla kütle kaybı gösteren yıldızlardır ve kütle kaybı nedenleri de net olarak henüz ortaya konmuş değildir. Ancak kütle kayıp hızları istatistik olarak, zonklama dönemi, bolometrik ışık değişim genliği ve ışık eğrisinin biçimi ile korelasyonlar göstermektedir. En yaşlı Mira'ların çevresi kaybettikleri kütle ile sarılmış durumdadır. Bu yapı görsel bölgede olması gerekenden daha sönük görünmelerine, ancak güçlü kızılöte kaynakları gibi davranmalarına neden olmaktadır. Dönemi en uzun olan Mira'lar, kütlece en büyük ata-yıldızlardan evrimleşmişlerdir; kütle kayıp hızları daha büyük ve buna bağlı olarak çevrelerini saran kabuk yapıları daha kalındır. Bu kabukların bazılarında SiO, H2O ve/veya OH moleküllerince son derece dar bantlarda mikrodalga salmaları ("maser ışınımı") yapılmaktadır. Bu nedenle bu cisimlere "maserler" de denmektedir.

Işık eğrisi

Mira ışık eğrileri genelde çevrimden çevrime değişimler göstermektedir. Özellikle birbirini takip eden çevrimlerde maksimum ışıkta bir kadiri geçen parlaklık farkları oluşabilmektedir. Minimum ışıkta da benzer değişimler çevrimden çevrime izlenmektedir. Bazı Mira'lar belirgin dönem değişimine sahiptir. Özellikle R Aql ve R Hya bu duruma en güzel örnek verilebilecek Mira'lardır. Dönem değişimlerine neden olarak, ani gerçekleşen "kabukta helyum yanmaları" ("helium shell flashes") gösterilmektedir.

Ayrıca bakınız


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">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">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">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.

<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">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:

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.


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.