Değişen Yıldızlar
advertisement
Değişen Yıldızlar Değişen Yıldızlar • 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 2. Dıştan Değişen Yıldızlar 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar • • • • • • • • • • 1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler 1.1.2 Uzun Dönemli Değişenler 1.1.3 Beta Cephei Değişenleri 1.1.4 Yavaş Zonklayan B Yıldızları 1.1.5 PV Telescopii Değişenleri 1.1.6 RV Tauri Değişenleri 1.1.7 Alpha Cygni Değişenleri 1.1.8 Gamma Doradus Değişenleri 1.1.9 Zonklayan Beyaz Cüceler 1.1.10 Güneş Benzeri Zonklamalar 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.2 Püsküren Değişen Yıldızlar • • • • • • 1.2.1 Ön-Yıldızlar 1.2.2 Devler ve Süperdevler 1.2.3 Wolf-Rayet Değişenleri 1.2.4 Gamma Cassiopeiae Değişenleri 1.2.5 Flare Yıldızları 1.2.6 RS Canum Venaticorum Değişenleri 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.3 Patlayan Değişen Yıldızlar • • • • • 1.3.1 Süpernovalar 1.3.2 Novalar 1.3.3 Cüce Novalar 1.3.4 Z Andromedae Değişenleri 1.3.5 AM CVn Değişenleri 2. Dıştan Değişen Yıldızlar • 2.1 Dönen Değişen Yıldızlar • 2.1.1 Küresel Olmayan Yıldızlar • 2.1.1.1 Elipsoidal Değişenler • 2.1.2 Leke Sergileyen Değişenler • 2.1.2.1 FK Comae Berenices Değişenleri • 2.1.2.2 BY Draconis Değişenleri • 2.1.3 Manyetik Kökenli Değişenler • 2.1.3.1 Alpha-2 Canum Venaticorum Değişenleri • 2.1.3.2 SX Arietis Değişenleri • 2.1.3.2 Optik Değişen Pulsarlar • 2.2 Örten Değişen Yıldızlar • 2.2.1 Algol Değişenleri • 2.2.2 Beta Lyrae Değişenleri • 2.2.3 W Ursae Majoris Değişenleri • 2.3 Gezegen Geçişleri Değişen Yıldızların İsimlendirilmesi • Bir takımyıldızda ilk keşfedilmiş değişen yıldızlar, R den başlayarak bir harf ve sonra takım yıldızın adı ile isimlendirilmiştir. • Örneğin; R Sagittarii, S Sagittarii ve böylece Z Sagittarii e kadar, sonra RR, RS, RT,...RZ; SS, ST,...SZ ve bu şekilde ZZ ye kadar devam ediliyor. • Sonra tekrar AA,..AZ, BB, BC,...BZ şeklinde devam ederek QZ ye kadar geliniyor. Böylece 334 kombinasyon var. • Fakat bazı takım yıldızlarda değişen yıldız sayısı çok fazladır, eğer 334 den fazla yıldız varsa o zaman V335, V336,.... şeklinde devam ediyor. V den sonra bir sayı ve takım yıldızın adı yazılır. Örneğin V367 Cygni gibi . 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar • 1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler • • • • • • 1.1.1.1 Klasik Cepheid Değişenleri 1.1.1.2 Tip II Cepheid Değişenleri 1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri 1.1.1.4 Delta Scuti Değişenleri 1.1.1.5 SX Phoenicis Değişenleri 5.1.1.6 Hızlı Zonklayan Ap Değişenleri 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar • 1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler • • • • • • 1.1.1.1 Klasik Cepheid Değişenleri 1.1.1.2 Tip II Cepheid Değişenleri 1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri 1.1.1.4 Delta Scuti Değişenleri 1.1.1.5 SX Phoenicis Değişenleri 5.1.1.6 Hızlı Zonklayan Ap Değişenleri 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri δ Cephei yıldızı Cepheid Türü Değişen yıldızların prototipidir. Yıldızın değişen olduğunu ilk defa 1784’te John Goodricke keşfetmiştir. It değişim dönemi yaklaşık 5.4 gündür. Bu türden yıldızların periyotları 1- 50 gün arasında, fakat çoğunun periyodu 5 gün civarındadır. Işık eğrisinin genliği 0m.5 ila 2m arasındadır. Radyal hız eğrisi genellikle ışık eğrisinin tam tersidir; yani ışık maksimum iken radyal hız minimumdur, ışık minimum iken radyal hız maksimum olur. Radyal hızın minimum olması demek yaklaşma hızının maksimum olması demektir. Şekil, Radyal hız eğrisi integre edildiği zaman, yıldızın yarıçapının ortalama bir değere nazaran R değişimi elde edilir. Şekildende görülüyor ki pulsasyon hızı sıfır olduğu zaman, yarıçap maksimum veya minimumdur. Radyal hız maksimum veya minimum olduğu zaman ise yarıçap ortalama değere sahiptir. O halde yıldızın parlaklığı maksimum ve minimum iken yarıçapı aynıdır, demekki parlaklık değişiminin nedeni yarıçap değişimi değildir. Yapılan taysal çalışmalar yıldızın sıcaklığının da değiştiğini göstermektedir. Şekilden de görüldüğü gibi parlaklıkla beraber sıcaklıkta artmaktadır. O halde parlaklığın değişmesinin nedeni sıcaklık değişimidir. 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri Cepheidlerin tayfı F5-K2 arasındadır. Işığın maksimumunda tayf genellikle F0-G0 arasındadır, minimumda ise G0-K0 arasındadır. Tayfsal değişimin ve radyal hız eğrisinin genliği, ışık eğrisinin genliği arttıkça artar. Cefeidlerin ortalama tayf türü, periyotları değişir. P~1 gün için A, P~2 gün için F5 ve P~30 gün için G5 tir. Klasik cepheidler aynı tayf türündeki anakol yıldızlarından daha parlaktırlar. Onların salt parlaklıkları -2m ve -6m arasındadır. Bu nedenle sarı dev veya süperdev yıldızlardır. Salt parlaklıkları büyük olduğu için aynı uzaklıktaki diğer yıldızlardan daha kolay görülürler. 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri Polaris 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri 1800’lerin sonu 1900’lerin başında Harvard Koleji Müdürü Edward Pickering, astronomik verilerin indirgenmesi için bir çok kadını «bilgisayar» olarak çalışmaları için işe aldı. Resimde bu düşük ücretle çalışan işçilerden biri olan Henrietta Swan Leavitt görülmektedir. Cepheid türü değişenlerde Dönem-Parlaklık bağıntısının olduğunu keşfetmesinin yanında çalışmaları sırasında yaklaşık 2400 tane değişen yıldız keşfetmiştir. Dönem-Parlaklık Bağıntısı Amerikalı astronom H. Leavit, 1912 de Macellan (yıldız sistemlerinin) bulutlarının Cepheidlerini inceleyerek onların periyotlarının, görünen parlaklıklarının artmasıyla arttığını keşfetti. Macellan bulutlarındaki yıldızların hepsi pratik olarak bizden aynı uzaklıkta kabul edilebilir (çünkü bulutların boyutları uzaklıklarının yanında küçüktür) o halde görünen parlaklık salt parlaklıktan bir sabit kadar farkeder. Demekki uzun periyotlu cepheidler, aynı zamanda daha parlaktırlar. En zor problem, bu bağıntının sıfır noktasını bulmaktır. Mesele bugün çözülmüş sayılabilir, çünkü kümeler ait bazı Cepheidler bilinmektedir. Kümenin belli bir tayf türüne sahip anakol üzerindeki bütün yıldızlarının, bize yakın yıldızlardan aynı tayf türünden olanlarla aynı salt parlaklığa sahip olduğunu kabul ederek kümenin HR diyagramında cepheidlerin konumundan salt parlaklıkları çıkarılabilir. Bu bağıntının önemi hemen anlaşılır. Bir kümede yada yakın bir galakside gözlenen bir Cepheidin ışık eğrisinden peryodu tayin edilebilir, Periyot-Parlaklık bağıntısından da cepheidin salt parlaklığı ve buradan da uzaklığı bulunur. Bu metod sayesinde, içinde Cepheidlerin tanınması mümkün olacak kadar yakın dış galaksilerin uzaklığını bulmak mümkün oldu. Yalnız 1950 yılına doğru, Cepheidlerin gerçekte iki alt sınıfa ayrıldığı keşfedildi: (1) Klasik Cepheidler veya Cephei türü (2) W Virginis türü. 1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri Mv = - [2.76 (log10(P) - 1.0)] - 4.16 (Ferrarese et al. 1996) Böylelikle m-M=5lod-5’den uzaklıkları rahatlıkla bulunabilir. Galaksiler Cepheid değişenleri sayesinde keşfedilmiştir. Andromeda Galaksisi’nde bir Cepheid Türü Değişen gözleyen Edwin Hubble (1873-1967) onun mutlak parlaklığını ve dolayısıyla uzaklığını hesaplamış ve yaklaşık 900.000 ışık yılı olduğunu bulmuştur. Sonuç olarak böyle bir cismin bizim galaksimizde bulunamayacağı ve farklı bir galaksi olduğu ortaya çıkmıştır. 1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri Bunlara kısa periyotlu Cepheidler de denir. RR Lyraeler en çok rastlanan değişen yıldızlardır. A0 ve F0 tayf türleri arasında bulunan yıldızlardır. Küresel kümelerde çok bulunurlar, fakat galaktik haloda da tek olarak bulunurlar. HR diyagramındaki yerleri küresel küme diyagramlarının karakteristiği olan yatay kol üzerindedir. Onların bu konumu, gelişimin çok ileri bir evresinde olduklarını gösterir. Periyotları 1 günden küçüktür ve genlikleri 0m.5-1m.5 arasındadır. Radyal hız eğrisi ışık eğrisi ile aynı periyoda sahiptir. RR Lyrae türü değişen yıldızların en önemli özelliği ortalama mutlak parlaklaklıklarının (M) yıldızdan yıldıza büyük değişim göstermemesi ve yaklaşık 0m.7 olmasıdır. 1.1.1.4 Scuti Değişenleri F tayf türünden düzgün değişen küçük bir gruptur. Genlikleri 0m.1-0m.2 arasında, periyotları bir kaç saattir. Pop I yıldızlarıdırlar. Salt parlaklık yaklaşık 0m ile -2m arasındadır. Çapsal ve çapsal olmayan zonklamalar sergileyebilirler. 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.2 Püsküren Değişen Yıldızlar • 1.2.1 Ön-Yıldızlar • 1.2.2 Devler ve Süperdevler • 1.2.2.1 Parlak Mavi Değişenler • 1.2.2.2 Sarı Hiperdevler • 1.2.2.3 R Coronae Borealis Değişenleri • • • • 1.2.3 Wolf-Rayet Değişenleri 1.2.4 Gamma Cassiopeiae Değişenleri 1.2.5 Flare Yıldızları 1.2.6 RS Canum Venaticorum Değişenleri 1.2.2.3 R Coronae Borealis Değişenleri 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar • 1.3 Patlayan Değişen Yıldızlar • • • • • 1.3.1 Süpernovalar 1.3.2 Novalar 1.3.3 Cüce Novalar 1.3.4 Z Andromedae Değişenleri 1.3.5 AM CVn Değişenleri 1.3.1 Süpernovalar • Salt parlıkları -16m , -20m e kadar yükselir. Bizim galaksimizde son 1000 yıl içinde 3 süpernova gözlendiği tarihsel kayıtlardan biliniyor. Çin kayıtlarından 1054 te bir süpernova gözlendiği ve görünen parlaklığının -4m e ulaştığı ve gündüz bile görülebildiği anlaşılıyor. Daha sonra 1572 de Tycho ve 1604 te Kepler birer süpernova gözlemişlerdir. Teleskobun keşfinden sonra diğer galaksilerde de birçok süpernova gözlenmiştir. Süpernovalar maksimuma çok hızlı bir çıkış gösterirler ve sonra bir ay içinde parlaklıkları 2m - 3m düşer daha sonra da parlaklık yavaş yavaş azalır. • İki tür süpernova vardır; bunlar ışık eğrileri ve tayfları bakımından birbirlerinden farklıdırlar. I. tür süpernovaların orta ve küçük ölçekli yıldızların, II. tür süpernovaların ise büyük kütleli yıldızların evrimleşmesi ile meydana geldikleri kabul edilmektedir. 1.3.1 Süpernovalar 2. Dıştan Değişen Yıldızlar • 2.1 Dönen Değişen Yıldızlar • 2.1.1 Küresel Olmayan Yıldızlar • 2.1.1.1 Elipsoidal Değişenler • 2.1.2 Leke Sergileyen Değişenler • 2.1.2.1 FK Comae Berenices Değişenleri • 2.1.2.2 BY Draconis Değişenleri • 2.1.3 Manyetik Kökenli Değişenler • 2.1.3.1 Alpha-2 Canum Venaticorum Değişenleri • 2.1.3.2 SX Arietis Değişenleri • 2.1.3.2 Optik Değişen Pulsarlar • 2.2 Örten Değişen Yıldızlar • 2.2.1 Algol Değişenleri • 2.2.2 Beta Lyrae Değişenleri • 2.2.3 W Ursae Majoris Değişenleri • 2.3 Gezegen Geçişleri 2.1.3.3 Optik Değişen Pulsarlar • Özel bir açı altında görülen nötron yıldızlarıdır. Kutuplarından radyo dalgaları salarlar. • Nötron yıldızlarında, Güneş’in kabaca 2 katı kadar bir kütle 12-13 km’lik bir yarıçapta bulunur.
