Yıldızlar ve Tayfları
advertisement
ÇİFT YILDIZLAR Şimdiye kadar yıldızların hareketlerinden bahsettik. Şimdi de yıldızların en basit halden en karışık hale kadar biraraya geliş şekillerini inceleyeceğiz. Genel olarak yıldızlar arasındaki uzaklık çok büyük olduğundan onların birbirleri üzerindeki çekim etkileri yok denecek kadar azdır. Fakat bazı öyle gruplar vardır ki bunlar birbirine dinamik olarak bağlıdır. Böyle bir yapının en basiti çift yıldızlardır. Yani iki yıldız birbirlerine yakın olma nedeniyle Keplar yasasına göre kütle merkezi etrafında dolanırlar. Bu yıldızlar yıldız istatistiğinde çok önemlidirler; çünkü gözlemler, gözlenen bütün yıldızların yaklaşık olarak yarısının iki veya daha fazla yıldızdan meydana gelmiş sistemler olduğunu göstermektedir. ÇİFT YILDIZLAR Yıldızlar Gruplar halinde doğarlar (M 45:Plaides Açık Kümesi) Grup halinde oluşan yıldızlar bazan çift yıldız olarak doğarlar ÇİFT YILDIZLAR Kütle arttıkça, büyük kütleli bileşen kütle merkezine doğru yaklaşır. Kütle merkezi oransal olarak daha büyük kütleli yıldıza yakındır. Çift yıldızlar eliptik yörüngelere sahip olabilirler. ÇİFT YILDIZLAR İlk zamanlar çift yıldızların tesadüfen aynı doğrultuda fakat birbirinden uzak yıldızlar olduğu zannediliyordu. Fakat sonradan bunların fiziksel çiftler olduğu anlaşıldı, yani birbirine Newton yasası gereğince bağlıdırlar. Koordinatları birbirine çok yakın olduğu için çift gibi görünen fakat birbirlerinden çok uzak olan yıldızlara ise optik çift yıldızlar denir. Bizim için önemli olan fiziksel çiftlerdir. Astronomlar böyle 300000 sistemi kataloglara geçirmiş bulunurlar. Fiziksel çifti, optik çiften ayırmak için bir bileşenin diğerine nazaran hareketi incelenir. Fiziksel çift ise yıldızın biri diğeri etrafında yörünge hareketi çizer. Çift yıldızlar gözlemsel olarak keşfedilen yöntemlerine göre üç gruba ayrılır: 1- Görsel Çift Yıldızlar 2- Tayfsal Çift Yıldzlar 3- Örten Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Bunlar, uygun teleskoplarla bileşen yıldızları ayrı ayrı görülebilen çiftlerdir. Daha parlak dolayısıyla kütleleri büyük olan yıldıza Baş Yıldız diğerine Yoldaş denir. Mizar (ζ UMa) yıldızı Büyü Ayı takım yıldızında yer alır ve ayının kuyruğunun sondan 2. yıldızıdır. Mizar adı Arapça kökenli bir kelime olup kemer veya kuşak anlamlarına gelir. Mizar’ın görünen parlaklığı 2m.27 tayf türü ise A1V dir. Görüşü iyi olan birisi yıldızın hemen doğusunda kalan Alcor veya 80 UMa isimli yıldızı fark edebilir. Alcor’un görünen parlaklığı 3m.99 ve tayf türü A5 V dir. Bu iki yıldız genellikle at ve binici olarak anılır ve gözün görme gücünün geleneksel bir kontrolünü sağlar. İki yıldızın arasındaki mesafe ışık yılının ¼’ünden biraz daha fazladır. İki yıldızın uzay hareketinin ortak olmasına karşın, bu iki yıldızın gerçek veya optik çift yıldız oldukları net değildir. Benedetto Castelli’nin 1617’de Galileo Galilei’den gözlemesini istediği Mizar yıldızı keşfedilen ilk teleskopik çift yıldız olmuştur. Teleskopların ve tayf biliminin ilerlemesiyle Mizar yıldızının kendisinin de bir tek yıldız olmadığı keşfedilmiştir. Yaklaşık 1650’larda, Riccioli Mizar yıldızının bir çift yıldız gibi gözüktüğünü söylemiştir. İkimci yıldız, Mizar B, 4m.0’lik görsel parlaklığa, A7 tayf türüne sahip olup Mizar A’dan 380 AB uzaktadır. Bu iki yıldızın birbiri etrafında dönmesi binlerce yıl almaktadır. Daha sonra Mizar A 1889’da Pickering tarafından keşfedilen ilk tayfsal çift olmuştur. Her iki bileşen de Güneş’den 35 kat daha parlak olup birbirleri etrafında yaklaşık 20 günde dönmektedir. Daha sonrasında Mizar B’nin da bir tayfsal çift olduğu anlaşılmıştır. 1996’da Mizar A çift sisteminin son derece yüksek çözünürlüklü Navy Prototype Optik İnterferometrisi ile görüntülenmiştir. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar • Küçük teleskopların görülmeye değer parçalarından biri olan ALBIREO (Beta Cygni), Kuğu takımyıldızının 3m parlaklığa sahip Beta yıldızıdır. • Albireo görsel çift yıldızlara verilebilecek en iyi örneklerden biri olup bileşenlerinin parlaklığı 3m.3 ve 5m.5 tir. • Eski Yunan alfabesinin 2. harfinin atanmasına karşın, yıldız parlaklık bakımından takımyıldızda 5. sıradadır. 34 yay.saniyelik ayrıklığı ile ufak bir dürbünle bile gözlenebilir. • Albireo, gökyüzünde tek gibi gördüğümüz yıldızların gerçekte çift yıldız olabileceğini en iyi şekilde sergiler. • Albireo’nun bileşenleri yaklaşık 380 ışık yılı uzaklıkta olup aslında birbirlerinden oldukça ayrıktır. Bu nedenle birbirleri etrafında tam bir tur atması en az 75,000 yıl alır. • Albireo gerçekte bir üçlü sistemdir. Parlak sarı renkli üyesi, Albireo A’nın kendisi de birbirine çok yakın olan bir çiftten oluşmaktadır. • Birbilerine yaklaış olarak 40 AB uzaklıkta olan Albireo A çiftinin birbirleri etrafında dönmesi neredeyse 100 yıl olır ve yörüngelerinin dış merkezliği yüksektir. • Görsel olarak görülebilen Albireo B yıldızı ise Albireo A’nın bileşenine benzer olarak, yüzey sıcaklığı 12,100 K olan B (B8) tayf türünden bir cücedir. Toplam ışınım gücü Güneş’in 190 katı kütlesi ise Güneş’in 3.3 katıdır. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Güneş’e uzaklığı1.338 pc’ olan α Centauri, gerçekte bir görsel çifttir. Bu çiftler α Cen A and α Cen B olarak anılır ve birbirlerine 23 AB kadar uzaktırlar (Güneş ile Uranüs uzaklığından biraz daha fazla). Birbirleri etrafında dolanma dönemleri yaklaşık 80 yıldır. Sistemin bir üçüncü bileşeni olduğu da bilinmektedir. α Cen C veya Proxima Cen olarak adlandırılan bu yıldız 1.295 pc veya 4.22 ıy uzaklığıyla şu anda Güneş’e en yakın yıldızdır. Ancak bu yıldız sistemdeki A ve B yıldızlarına çok uzaktır ve bu iki yıldıza bağlı olup olmadığı halen net değildir. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Güneş ve en yakın komşusu Güneş Alpha Centauri A Alpha Centauri B Proxima Renk Sarı Sarı Turuncu Kırmızı Tayf Türü G2 G2 K1 M5 5800 K 5800 K 5300 K 2700 K Kütlesi (Güneş cinsinden) 1.00 1.09 0.90 0.1 Yarıçapı (Güneş cinsinden) 1.00 1.2 0.8 0.2 Işınım Gücü (Güneş cinsinden) 1.00 1.54 0.44 0.00006 Uzaklığı (Işık Yılı) 0.00 4.35 4.35 4.22 Yaş (Milyar yıl) 4.6 5-6 5-6 ~1? Etkin Sıcaklığı ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Uzayda hayat kriterleri: Güneş Alpha Centauri A Alpha Centauri B Yıldız anakolda mı? Evet Evet Evet Evet Uygun tayf türünde mi? Evet Evet Belki Hayır Parlaklığı sabit mi? Evet Evet Evet Hayır Yeterince yaşlı mı? Evet Evet Evet ? Metaller bakımından zengin mi? Evet Evet Evet ? Durağan gezegen yörüngelerine sahip mi? Evet Evet Evet Evet Gezegenler oluşabilir mi? Evet ? ? Evet Keşfedilmiş gezegenleri var mı? Evet ? ? ? Küçük kayaç gezegenler oluşabilir mi? Evet Evet Evet Belki Yaşanılabilir alanda gezegenleri var mı? Evet Belki Belki Hayır Proxima ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Proxima (Alpha Centauri C)’de yaşam oluşabilir mi? Proxima Centauri yıldızının 15 yıldaki öz hareketi. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Görsel çift yıldızların gözlemleri odak uzaklığı büyük olan dürbünlerle yapılır. Yoldaşın baş yıldıza göre koordinatları teleskoba takılmış özel aletler yardımıyla (telli mikrometre gibi) veya fotoğraf plakları üzerinde yapılmış ölçüler vasıtasıyla tayin edilir. Bu durumda baş yıldızın daha büyük kütleli yıldız olduğu dolayısıyla çok az hareket ettiği kabul edilir. Yoldaşın baş yıldıza göre koordinatları, durum açısı adı verilen (θ) ve açısal uzaklık olan ρ değerleri her gözlemde ölçülür. Gözlemlerle bulunan doğrultusuna dik düzlem üzerindeki izdüşümü bulunur, bu görünen yörüngedir, buradan da gerçek yörünge tayin edilebilir. Gerçek yörünge genel olarak bir elips olacaktır. Bunun bakış doğrultusuna dik düzlem üzerindeki izdüşümü yani görünen yörünge bir elipstir. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Bir çift yıldızın yörünge parametreleri Baş yıldız gerçek yörüngenin odağında olduğu halde görünen yörüngenin odağında değildir. Gerçek yörünge geometrik yöntemle görünen yörüngeden hesaplanabilir. Gerçek yörünge tayin edilince yörünge elemanları da (P,e,a,ω,Ω,T,i) tayin edilmiş olur. Görsel çift yıldızların periyotları büyüktür. En kısa periyotlu görsel çift yıldız ξ UMa olup periyodu 1.8 yıldır. En büyük periyodlu çift yıldız α Ursa Majoris (10850 yıl olarak hesaplanmış) olup bileşenler birbirlerinden 500 AB uzaklıktadır. Fakat bu kadar büyük periyodlu çift yıldızların yörüngelerini bulmak mümkün değildir. Gözlenbilen yörüngelerden büyük bir kısmının periyodunun 25-100 yıl arasında olduğu bulunmuştur. ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Bazı Görsel Çift Yıldızların Yörüngeleri ÇİFT YILDIZLAR Görsel Çift Yıldızlar Yoldaşın baş yıldız etrafındaki yörüngesi bulunursa, a” büyük eksenin açısal büyüklüğü ve P peryodu biliniyor demektir. Çift yıldızın uzaklığı da biliniyorsa, üçüncü Kepler yasasından bileşen yıldızların kütleleri toplamını bulabiliriz. a 3 GM 1 M 2 2 P 4 2 M1, M2 kütleler ,P peryot ise üçüncü Kepler yasasından Aynı yasayı Yer-Güneş sistemi için yazarsak M M olduğundan M M a 3y Py2 GM M 4 2 elde ederiz. ihmal edilebilir. İki eşitliği birbirine böler ve a nın birimini AB, P’ninkini yıl ve kütleleri de a3 biriminde alırsak M 1 M 2 olur. Çiftin paralaksı π″ ise a”/”=a(AB) olduğu görülebilir. Bu durumda P2 3 a 1 M 1 M 2 '' 2 P '' bulunur. ÇİFT YILDIZLAR Her iki bileşenin kütle merkezi etrafındaki yörüngeleri bulunabilirse bileşenlerin kütleleri oranı da bulunabilir. Bunun için her bileşenin uzun bir zaman α ve δ koordinatlarını ölçerek kütle merkezi etrafındaki yörüngelerini tayin etmek gerekir. Her bileşen odaklarının birinde G kütle merkezi bulunan birer elips çizerler. G daima bileşenleri birleştiren doğru üzerinde bulunur ve yıldızların kütle merkezine uzaklıkları kütleleri ile ters orantılıdır. Sonuç olarak iki yörünge benzerdir yani aynı dış merkezliğe sahiptir ve onların a1 ve a2 büyük eksen uzunlukları M1 ve M2 kütleleri ile ters orantılıdır: M 1 a2 M 2 a1 Bu durumda kütleler toplamı ve kütleler oranı bilindiğine göre M1 ve M2 kütleleri bulunabilir. a2 a1 ÇİFT YILDIZLAR Yıldızların kendilerine has uzay hareketleri olduğunu gördük, bu hareket onları gök küresinin bir büyük dairesinin bir parçası üzerinde hareket ettiriyor. Eğer bu çift sistemse, büyük daire boyunca giden onun kütle merkezidir. Sistemi oluşturan iki yıldız, kütle merkezi etrafında yavaş bir salınım yaparak hareket eder. İki yıldızın konum ölçülerinden kütle merkezinin çizdiği yol ve sonra ayrı ayrı yörüngeler tayin edilebilir. Çift yıldızlar kütlelerini bulabildiğimiz yegane yıldızlardır. Bu bakımdan önemlidirler. Bazı hallerde yoldaş yıldız baş yıldıza göre çok sönüktür, bu durumda yoldaş yıldız gözlenemez, ancak baş yıldız üzerinde meydana getirdiği gravitasyonal etki keşfedilir. Bu şekilde çift oldukları anlaşılan sistemlere astrometrik çiftler denir. Büyük teleskoplar kullanılmadan önce Sirius yıldızının bir çift sistem olduğu bu şekilde keşfedilmiştir. Sirius A nın yoldaşı beyaz cücedir, bu yüzden sönüktür, fakat gök küresi üzerindeki dalgalı hareketi onun görünmeyen bir yoldaşı olduğunu göstermiştir. Daha sonra büyük teleskoplarla sönük yoldaş Sirius B de gözlenebilmiştir. Sirius A ve Sirius B ÇİFT YILDIZLAR An interesting comparison of Sirius A and B showing a ground-based optical image and a space-based X-ray image from the Chandra telescope. Optically, Sirius A, an A1 V class star is 100,000 × brighter than the white dwarf Sirius B. In the X-ray waveband Sirius B is much brighter as it is a very hot star, 25,000 K and produces very low energy X-rays. Sirius A produces few X-rays, much of its brightness here is due to ultraviolet reflection. The spikes seen in both images are due to diffraction in each of the telescopes. This diagram shows the proper motion of the Sirius system over 80 years. The slight perturbations or wobble in the bright star, Sirius A, is due to the presence of its much dimmer white dwarf companion, Sirius B. Sirius was first detected as an astrometric binary though is now considered a visual system. ÇİFT YILDIZLAR Kütle-Parlaklık Bağıntısı Kütleleri ve mutlak parlaklıkları bilinen bütün yıldızlar toplanıp bu iki büyüklük arasında bir bağıntı olup olmadığı araştırılmıştır. Sonuç olumludur: Şekilde de görüldüğü gibi parlaklığı büyük olan yıldızların kütleleri de büyüktür. Bu bağıntı yıldızların iç yapısını vedolayısıyla onların gelişim yollarını anlamak için önemlidir. Yıldızların toplam ışınımları (L) ,güneşinkinin 100000 katı (M=-7m.5) ile 1/100000 ‘i (M=+18m) arasında değiştiği halde kütle çok daha dar bir aralık içinde değişmektedir. Çok düşük parlaklıktaki yıldızların kütleleri bilinmiyor, çünkü onları gözlemek güçtür, aynı şekilde çok parlak yıldızların kütleleri de pek iyi bilinmiyor, çünkü böyle az yıldız gözlenmiştir. Denilebilir ki L,105L ile 10-5L arasında değişirken kütle 10M ve 1/20M arasında değişmektedir. L ve M (kütle) arsındaki bağıntı LM ile gösterilebilir, güneşten çok parlak ve sönük yıldızlar için α=3 tür ve parlaklığı 100L-1/100L arasında olan yıldızlar için α=4 tür. Ortalama olarak α=3.5 alınmıştır. ÇİFT YILDIZLAR Kütle-Parlaklık Bağıntısı Bu bağıntı ,sadece çift yıldızlara ait verilerle elde edilmiştir. Acaba bütün yıldızlar için bu bağıntı geçerli midir? Tek yıldızlardan kütlesini bulabildiğimiz yegane yıldız güneştir, o da şekilde tam eğri üzerine düşmektedir. Bundan başka çift yıldızların tayfı tek yıldızların tayfından farklı değildir. Bu da onların fiziksel özelliklerinin tek yıldızlardan farklı olmadığını gösteriyor. O halde bağıntıyı tek yıldızlar için de kullanabiliriz; yani parlaklığı bilinen yıldızların kütlelerini bağıntı yardımıyla bulabiliriz. Kütle –Parlaklık bağıntısına uymayan küçük bir grup vardır. Bunlar beyaz cücelerdir; onların kütleleri parlaklıklarına göre çok büyüktür. Diğer taraftan bu yıldızların ortalama yoğunlukları da çok büyüktür (105gr cm-3 mertebesinden) ve onların fiziksel özellikleri tamamen olağanüstüdür. ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar Bunlar birbirine çok yakın çiftlerdir, onları teleskopla bile tek bir yıldız gibi görürüz. Birbirlerine yakın olduklarından yörünge hızları büyüktür. Çift oldukları tayflarının incelenmesi ile anlaşılır. Eğer yörünge düzlemi bakış doğrultusuna dik düzlem ile çakışmıyorsa iki yıldız kütle merkezi etrafında dolanırken yörünge hızlarının sıfırdan farklı bir radyal bileşenleri vardır. Bileşenlerin yörünge hareketleri birbirine zıt yöde olduğundan Doppler olayı nedeniyle tayf çizgileri de zıt yönde kayma gösterirler, böylece bu çiftin tayfı alındığında bazı evrelerde tayf çizgileri çift görünür. Bir tayf çizgisinin iki çizgi şeklinde görülmesi ve bu iki çizginin, normal konumları etrafında dönemli olarak salınarak yer değiştirmesi iki bileşenin kütle merkezi ertafında dönmesi ile açıklanabilir. Eğer iki yıldızın parlaklıkları birbirine yakınsa, bu durumda tayfta her iki yıldızın tayfı da görülür ve her ikiye karşılık bir çift çizgi gözlenir, bunlar birbirine göre zıt yönde yer değiştirirler. Eğer bileşenlerden biri 1m den daha fazla parlak ise yani ∆m>1m ise, sadece parlak yıldızın çizgileri görülebilir ve bunlar tayf üzerinde ortalama konumun etrafında ileri geri salınım hareketi yapar. Şekilde üç evrede tayfın durumu ve yıldızların yörünge üzerindeki yerleri gösterilmektedir. ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar Her bileşenin radyal hızlarını zamanın fonksiyonu olarak işaretlersek radyal hız eğrilerini alde ederiz. Bir hız eğrisinin analizinden bu yıldızın ,sistemin kütle merkezi etrafındaki yörüngesi tayin edilebilir, yani yörünge elemanları bulunabilir. Ölçülen hız yörünge hızının (ve sistemin kütle merkezinin hızının) bakış doğrultusu üzerindeki izdüşümü olduğundan, sadece yarı-büyük eksenin Sin i (i, bakış doğrultusuna dik düzlem ile yörünge düzlemi arasındaki açıdır) ile çarpımını tayin etmek mümkündür (yani aSin i) Radyal hız eğrisinin şekli, yörüngenin dış merkezliğine ve bakış doğrultusuna göre büyük eksenin durumuna bağlıdır. Yörünge dairesel ise hız eğrisi bir sinüs eğrisidir Tayfsal çift yıldızlarda bileşenlerin kütlelerini bulamayız. Fakat kütleyi içeren bir fonksiyonu bulabiliriz: Yıldızların birinin tayfı gözlenebiliyorsa, M 2 a1 M2 a1 M M2 a a1 1 M1 a2 M1 M 2 a1 a2 M2 Keplerin üçüncü kanunu M 1 M 2 a 3 / p 2 ,her a yerine koyarsak M 1 M 2 Sin 3i elde edilir. M 1 M 2 3 3 3 iki tarafı Sin3i ile çarparsak M 1 M 2 Sin 3i a Sin2 i (2) 3 1 3 a Sin i M 23 P 2 M 2 Sini 3 veya a1 Sini P 3 M 1 M 2 2 P2 f (M ) (3) ÇİFT YILDIZLAR Tayfsal Çift Yıldızlar Sağ taraftaki değerler gözlemlerden elde edilebildiğinden (M1 kütlesi yıldızın kütle merkezi etrafındaki yörüngesi bilindiği takdirde ) sol taraf tek bir büyüklük olarak tayin edilebilir; bu büyüklüğe tayfsal çift yıldızların kütle fonksiyonu adı verilir. Her iki tayf gözlenebildiği takdirde a1Sin i ve a2Sin i değerleri bulunabildiğinden bir eşitlik daha elde edeceğiz, yukarıdaki kütle fonksiyonunun indisleri değiştirilerek (3) ün 1/3 üncü kuvvetini ,(2) nin de 2/3 üncü kuvvetini alıp birbirleriyle çarparsak ayrı ayrı iki kütle fonksiyonu elde ederiz a 2 Sini (aSini ) 2 3 f ( M 1 ) M 1 Sin i P2 a1Sini (aSini ) 2 f ( M 2 ) M 2 Sin i P2 3 O halde M1Sin3i ve M2Sin3i bulunabilir. Aynı zamanda M1/M2 kütleler oranı biliniyor demektir. i de bilinirse tek tek kütleler bulunabilir. Tayfsal çift yıldızların arasında her ikisi de dev ve cüce yıldızlar bulunduğu gibi daha karışık örneğin bir dev ve bir cüce yıldızdan meydana gelmiş olan sistemlerde vardır. Tayfsal çift yıldızlar aynı zamanda her tayfsal sınıfta bulunurlar ve periyotla tayf türü arasında önemli bir bağıntı vardır. Periyodu 20 günden az olanlar bir gruba daha büyük olanlar da başka bir gruba dahil edilecek şekilde ikiye ayrılacak olursa kısa periyotlu sistemlerin genellikle O-F tayf türlerinde uzun periyotlu sistemlerin F, G ve K türlerinde bulunduğu görülür. ÇİFT YILDIZLAR Örten Çift Yıldızlar Bir çift sistemde bileşenler birbirine yakınsa ayrık görülemezler. Eğer yörünge düzlemi ile bakış doğrultusuna dik düzlem arasındaki açı (i) 90◦ e yakınsa, bu halde her dolanmada bir bileşen diğerini tamamen veya kısmen örtecektir. Bir tutulma esnasında biz örten yıldızın ışığını tamamen ve örtülenin ışığını da ya kısmen alabiliyoruz veya hiç alamıyoruz. Bunun için sistemin ışığı periyodik olarak değişir. Işığın çok zayıflaması (esas minumum ) daha sönük yıldızın parlak yıldızı örtmesiyle meydana gelir. İkincil minimum ise sönük olanın parlak yıldızın arkasına geçmesiyle olur. Radyal hız eğrisin tayini de bir tutulmanın meydana geldiğini doğrular; iki minimumda da kütle merkezine göre radyal hız sıfırdır, gerçekten bir yıldız kısmen veya tamamen örtüldüğü zaman yıldızların radyal hızları sıfır olmalıdır. Minimumdan önce örtülecek yıldız uzaklaşma hızına ve sonra yakınlaşma hızına sahip olur. Esas minimum birim yüzeyinden daha fazla enerji salan yani daha sıcak yıldız (daha parlak olması şart değil) örtüldüğü zaman meydana gelir. Gerçekten basit geometrik incelemeler gösteriyor ki,bileşenlerden biri diğerinin arkasında bulunduğu zaman örtülen alan gerek esas, gerekse ikincil minimumda aynıdır. ÇİFT YILDIZLAR Örten Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Örten Çift Yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR Örten Çift Yıldızlar Örten çiftin zamana göre parlaklık değişimini veren eğriye ışık eğrisi denir, bu eğrinin analizinden çift yıldızın özellikleri ve yörünge parametreleri bulunur. Fotometrik gözlemlerden periyot (P) ,yörüngenin eğimi (i), dış merkezliği (e), esas ve ikincil minimum zamanı, iki yıldız arasındaki uzaklık cinsinden bileşen yıldızların yarıçapları (r1 ve r2) ve iki yıldızın parlaklık yüzdesi (L1 ve L2) (yani sistemin toplam parlaklığı 1 e eşit kabul edilerek) bulunmakradır. Eğer sonra iki yıldızın radyal hız eğrisi de bulunursa a1 Sin i ve a2 Sin i çıkarılır. i bilindiğine göre a1 ve a2, a=a1+a2, r1 ve r2 km cinsinden bulunur. Yalnız fotometrik gözlemler, sistemin kütlesini veremez; halbuki ortalama yoğunluğu hesaplamak mümkündür. 4 M 1 M 2 V (r13 r23 ) 3 4 4 2 a 3 (r13 r23 ) 3 G P2 M1 M 2 4 2 a 3 G P2 3 GP 2 r13 r23 3 3 a a 1 P, r1/a ve r2/a, ışık eğrisinin gözlemlerinden bulunduğuna göre ρ bulunabilir. Örten çift yıldızlar ışık eğrilerinin şekline göre çeşitli sınıflara ayrılırlar. Her sınıf, o sınıfta ilk keşfedilmiş veya en meşhur sistemin adını alır. ÇİFT YILDIZLAR Algol Algol 1667’de Geminiano Montanari (1632-87) tarafından bir değişen yıldız olarak keşfedilmiştir. John Goodricke (1764-86), 1782’de, bu yıldızın ışık değişiminin düzenli olduğunu ve tam olarak 2 gün, 20 saat, 48 dakika ve 56 saniye döneme sahip olduğunu buldu. John Goodricke (1764-86), yıldızın ışık değişimini doğru olarak açıklayan ilk kişi olmuş ve bu ışık değişiminin karalık bir bileşen yıldızın daha parlak olan bileşeni örtmesinden kaynaklanabileceğini söylemiştir. Daha sonra 1889’da Hermann Carl Vogel (1841-1907) bu çift yıldızın tayfını gözlemiş ve tayfının Algol A (B8V) ve Algol B (Am) olmak üzere iki yıldızın tayfının karışımından oluştuğunu, ve çizgilerin dönemli olarak Doppler kaymasına uğradığını keşfetmiş ve yıldızın çift yapısını doğrulamıştır. Algol A ve B yakın bir çift sistemdir ve bileşenler arası uzaklık sadece 10.4 milyon km dir. Algol A beyaz bir anakol yıldızı iken, Algol B’nin bir alt cüce olduğu düşünülmektedir. Tayfsal çalışmalar daha sonra çifte yaklaşık 80 milyon km uzakta bulunan 3. bir bileşenin de olduğunu ortaya konmuştur. 4. bir bileşenin olup olmadığı da tartışılmaktadır. Algol sistemi yaklaşık 100 ıy uzaklıktadır ve yaklaşık 4 km/s lik bir hızla bizden uzaklaşmaktadır. ÇİFT YILDIZLAR Algol Türü Çift Yıldız Sistemleri Algol ,β Persei yıldızıdır,yaklaşık 2.5 günlük bir periyodu olan bir örten değişen yıldızdır. Bu sistemlerde minimumlar sivri olup ,tutulmanın parçalı olduğunu göstermektedir. EA Algol (Beta Persei)-türü örten çift yıldızlar. Küresel veya bir miktar elipsoidleşmiş bileşenlere sahip çift yıldızlardır. Bu türden çift yıldızlar, ışık eğrilerindeki minimumlarının başlangıç ve bitiş zamanlarının tespiti ile ayırd edilebilir. Tutulmalar arası ışık eğrisi düz bir yapıya veya yansımalar/elipsoidleşmeler/fiziksel değişimler nedeniyle az miktarda değişime uğrar. İkinci minimum bazen yoktur. Dönemleri son derece yüksek farklılıklar sergilemekte ve 0.2’den 10000 güne kadar değişmektedir. Değişim genlikleri de yıldızdan yıldıza çok farklılık gösterir ve birkaç kadire kadar ulaşabilir. Right Ascension Declination Distance Visual brightness Period Spectral type 03 : 08 : 10.1 (h:m:s) +40 : 57 : 21 (deg:m:s) 100 (ly) 2.12 .. 3.40 (mag) 2.867 (days) B8V+G5IV+Am ÇİFT YILDIZLAR Beta Lyrae Türü Çift Yıldız Sistemleri Constellation: Lyra Distance: 880 light-years Visual magnitude A and B: 3.34 - 4.34 Space between Beta Lyrae A and B: 0.28 AU Orbit period of Beta Lyrae A and B: 12.94 days Beta Lyrae A Spectral class: B7 Luminosity: 6000 * Sun Mass: 4 * Sun Diameter: 15 * Sun Beta Lyrae B Spectral class: A8 Luminosity: 25 000 * Sun Mass: 12 * Sun Diameter: 7,5 * Sun ÇİFT YILDIZLAR Beta Lyrae Türü Çift Yıldız Sistemleri EB Beta Lyrae-türü örten çift yıldızlar: Bu yıldız sistemleri elipsoidal bileşenlere sahip olduklarından ışık eğrileri sürekli olarak değişir. Bu nedenle tutulmanın başladığı veya bittiği anın tam zamanını kestirmek çok zordur. İkinci minimum her zaman gözlenir ve birinci minimumdan büyük ölçüde düşük genliğe sahiptir. Dönemleri sıklıkla 1 günden uzundur. Bileşenler genellikle erken tayf türündendir (B-A). The components generally belong to early spectral types (B-A). Değişim genlikleri V bandında 2 kadirden düşüktür. Beta Lyrae 68 Her ÇİFT YILDIZLAR W UMa Türü Çift Yıldız Sistemleri EW W Ursae Majoris-type eclipsing variables. Dönemleri 1 günden kısa olan ve bileşenleri elipsoid olup neredeyse birbirlerine değen örten çift yıldızlardır. Bu nedenle tutulmanın başladığı veya bittiği anın tam zamanını kestirmek neredeyse imkansızdır. Birinci minimumla ikinci minimumun derinlikleri neredeyse eşit veya az bir miktar farklıdır. Değişim genlikleri V bandında genellikle 0.8 kadirden düşüktür. Bileşen sıklıkla geç tayf (F-G) türündendir. ÇİFT YILDIZLAR β Lyrae türü ve W Ursa Majoris türü sistemler Bu sistemlerde iki yıldız hemen hemen temas ederler ve birbirleri üzerinde meydana getirdikleri çekim sebebiyle her iki yıldız da uzun bir elipsoidal şekil almıştır. İki bileşen de ortak kütle merkezi etrafında büyük eksenleri çakışacak şekilde dönerler. İki yıldızın gözlemciden görülen alanları hiçbir zaman sabit olmayacağından, ışık devamlı bir değişim gösterir. Ayrıca bileşenler arasında kütle alışverişi de olur ve gazın bir kısmı iki yıldızı saran ortak bir zarf meydana getirebilir. Algol ÇİFT YILDIZLAR β Lyrae türü W Ursa Majoris türü Algol: • Bileşenler birbirlerinden uzak • Kütle aktarımı yok veya az miktarda • Bileşenlerin parlaklıkları arasındaki farka bağlı olarak minimumlar arasındaki derinlik farkı çok fazla olabilir • Bileşenler küresel veya bir miktar elipsoid yapıda • Periyodları 0.2 ile 10000 gün arasında değişebilir Beta Lyr: • Bileşenler birbirlerine nispeten daha yakın • Kütle aktarımı mevcut • Yıldızlar genellikle erken tayf türüne sahip (O-B-A) • Minimumlar arasında bir miktar derinlik farkı olabilir • Bileşenler elipsoid • Dönemleri genellikle 1 günden uzun W UMa: • Bileşenler birbirlerine değiyor • Kütle aktarımı mevcut • Yıldızlar genellikle geç tayf türüne sahip (F-G-K-M) • Minimumlar arasında derinlik farkı çok az veya yok • Bileşenler Elipsoid • Dönemleri sıklıkla 1 günden kısa
