İçeriğe atla

W Ursae Majoris değişeni

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.

Bu sistemler için hesaplanan kütle oranları daima 1'den farklıdır. Bu durumda merkezlerinde hidrojen yakan anakol yıldızları için ortaya konan kütle-ışınım-yarıçap bağıntısı dikkate alındığında, iki bileşenin yüzey sıcaklıklarının farklı olması gerekmektedir. Bu koşul ışık eğrisinde izlenen iki minimum derinliklerinin farklı olmasını ve bu tür örten çiftlerin EB-türü grupta yer almasını gerektirmektedir. Neredeyse eşit derinlikli minimumlara sahip ışık eğrileri veren W UMa'ların bu aykırı durumu, ancak "değme" olgusunun dikkate alınması ve bir "ortak zarf" ile sarılmış olmaları halinde açıklanabilmektedir. Konvektif yapıya sahip bu zarf boyunca, etkin bir ısı dağıtımının var olması sayesinde iki bileşen yaklaşık olarak aynı yüzey sıcaklığında görünmektedir. Bu sürecin modellenmesi oldukça güçtür. Teorik araştırmalar, W UMa zarflarında izlenen "ısısal değme" yapısının zaman zaman bozulduğunu göstermektedir. Bu durumun gerçekte var olduğuna dair en önemli kanıt, yaklaşık W UMa'larla aynı yörünge dönemine ve bileşen kütlelerine sahip EB-türü sistemlerin gözlenmesidir.

Aslında W UMa bileşenlerinin, doğrudan tek anakol yıldızları ile karşılaştırması yapılamaz. Çünkü her iki bileşenleri de, birbirleri arasındaki ışınım aktarımından dolayı standart kütle ışınım bağıntısına uymazlar. Göreli olarak kısa olan yörünge dönemleri, W UMa yıldızlarını, fotometrik gözlemlerin en fazla tercih edilen hedefi durumuna getirmiştir. Literatürde mevcut gelişmiş ışık eğrisi sentezi modelleriyle (Wilson-Devinney yöntemi gibi), ışık eğrileri çözümlenebilmekte ve bileşenlere ait kesirsel geometrik parametrelerin yanı sıra, yörünge eğimi, kütle oranı ve bileşenlerin yüzey sıcaklıkları belirlenebilmektedir. Bu analiz sonuçlarının dikine hız eğrisi çözümleriyle birleştirilmesi durumunda, bileşenlerin salt boyutları da hesaplanabilmektedir. Bileşenlerin yüksek yörünge hızlarına sahip olmaları nedeniyle tayfsal çizgileri oldukça genişlemiştir. Bu nedenle dikine hız hesaplamalarında "çapraz korelasyon (cross-correlation)" tekniklerinin yanında "genişleme fonksiyonu (broadening function)" yaklaşımları daha sağlıklı sonuçlar vermektedir. W UMa türü değişenler gösterdikleri belirgin fiziksel farklılıklarına göre W ve A türü olmak üzere iki alt gruba ayrılmaktadır. İki alt grup arasındaki temel farklılıklar şöyle sıralanabilir:

A-türü W-türü
Değme derecesi daha fazla
(ortak zarf daha ince)		Değme derecesi daha az
(ortak zarf daha ince)
A-F tayf türünde bileşenlerG-K tayf türünde bileşenler
Daha büyük kütleli bileşen yıldızlarDaha düşük kütleli bileşen yıldızlar
Ana bileşen daha büyük kütleli ve sıcakAna bileşen daha küçük kütleli ve sıcak
Derin minimum (I. Min) transit ile oluşurDerin minimum (I. Min) örtme ile oluşur ince)
Kütle oranı küçük (daha fazla evrimleşmiş)Kütle oranı büyük (daha az evrimleşmiş)

A ve W türü arasında birkaç ay veya yıl zaman ölçeğinde tür değişimi gösteren örnekler de mevcuttur (TZ Boo, 44i Boo gibi).

W UMa çiftleri için iyi tanımlanmış bir dönem-renk ilişkisi mevcuttur. Daha kırmızı olan W-türü sistemler daha düşük yörünge dönemleri gösterirken (0.22-0.4 gün), daha mavi A-türü sistemler daha uzun yörünge dönemlerine (0.4-0.8 gün) sahiptir.[1] Hemen hemen tüm EW sistemlerinde dönem değişimi gözlenmektedir. İzlenen dönem değişimlerini büyük ölçüde baş bileşenden ana bileşene aktarılmakta olan kütle (ışınım) doğurmaktadır. Ayrıca 3. bileşenin varlığından kaynaklanan çevrimsel yapılı dönem değişimleri ve manyetik etkinlik kökenli kaotik değişimler de izlenmektedir. Düşük ışınım güçleri nedeniyle daha çok Güneş komşuluğundaki yakın galaktik örnekleri bilinmektedir. Ancak son yıllarda gelişen tekniklerle küresel kümelerde ve yakın dış galaksilerdeki (BMB, KMB) örnekleri de keşfedilmeye başlanmıştır. Gökadamız için yapılan teorik hesaplamalar sonucu, tayf türü geç A ile erken K türü arasındaki tüm anakol yıldızlarının 500 de birinin W UMa türü yakın çift sistemlerin üyesi olması gerekmektedir. Yörünge eğimi kökenli seçim etkisinden arındırılmış galaktik dağılımlarından, ağırlıklı olarak yaşlı disk popülasyonu üyesi oldukları ortaya çıkmıştır. Ortalama yaşları 109 yıl mertebesindedir. Bileşenleri anakol yıldızı olan kısa dönemli RS CVn’lerin W UMa çiftlerinin atası olduğu düşünülmektedir.

W UMa'ların çoğunda izlenen sistemden kütle ve açısal momentum kaybı ile ileride "Mavi Aykırılar (Blue Stragglers)" olarak adlandırılan yaşlı ve büyük kütleli anakol yıldızlarına veya hızlı dönen (çift çekirdekli oldukları iddia edilen) lekeli FK Comae türü dev yıldızlara evrimleşecekleri düşünülmektedir.

Keşif

İlk keşfedilen W UMa-türü örten çift S Antlia'dır. Işık değişimi gösterdiği ilk kez Paul tarafından 1888’de bulunmuştur. GCVS’de listelenen EW türü sistem sayısı 750'nin üzerindedir ve bu sayı hızla artmaktadır (Hipparcos uydusu gözlemlerinin bu sayıya önemli ölçüde katkısı olmuştur). Seçilmiş örnekler:

  • ER Ori: P=0.4234 gün, F8
  • AE Phe: P=0.3624 gün, G0 (O’Connel etkisi, karanlık leke)
  • 44i Boo: P=0.2678 gün, G2 (O’Connel etkisi, karanlık leke, hızlı değişim).

Kaynakça

  1. ^ Mochnacki; Eggleton, P.P.; Pringe, J.E. (1985), Interacting Binaries, Reidel Acad. Pub. Dordrecht, s. 51 

İlgili Araştırma Makaleleri

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

Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler çoklu yıldız sistemleri olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar sonucunda, evrende gözlemlediğimiz yıldızların yarısı ya da daha fazlasının, çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunun farkına varıldı.

<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">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.

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">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.

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.

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

X-ışını ikilileri, X-ışınlarında aydınlık olan ikili yıldızların bir sınıfıdır. X-ışınları bir maddenin verici denilen (genellikle normal bir yıldızın) bir bileşeninden bir beyaz cücenin, nötron yıldızının ya da kara deliğin sıkıştırılmasından oluşan kütle alıcı denilen diğer bileşenine düşmesiyle üretilir. Birbirlerini çeken madde X-ışınları gibi, geriye kalan kütlesinin birkaç ondalığı kadar, yerçekimi potansiyel enerjisini serbest bırakır. (Hidrojen füzyon, geriye kalan kütlenin sadece yüzde 0.7sini serbest bırakır.) Tipik sabit düşük kütleli bir X-ışını ikilisinden saniyede tahmini 1041 pozitron kaçmaktadır.


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.