Algol değişeni

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

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 (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). 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 (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle), veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı).

Algol türü ışık eğrileri, genelde her ikisi de küresel şekilli veya biri belirli düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış bileşenlere sahip örten çiftler tarafından üretilmektedir. GCVS'de EA olarak kodlanan Algol türü değişenlerin bilinen örneklerinin yarısı, Roche şişimini doldurmuş bir bileşene sahiptir. Bu bileşen oldukça sönüktür ve sistemin toplam ışınımına katkısı çok azdır. Toplam ışık değişimine katkısı ancak kızılötesi dalgaboylarında kayda değer olarak hissedilebilir. Bu koşullar altında tanımlanan EA grubu, çok farklı evrim durumuna sahip çift sistemler içermektedir:

  • O’dan M'e kadar her tayf türünden iki anakol yıldızından oluşma sistemler (CM Lac).
  • Bir veya her ikisi de belli ölçüde evrimleşmiş ancak henüz Roche şişimini doldurmamış bileşenler içeren sistemler (AR Lac).
  • Bir bileşeni evrimleşmiş bir anakol yıldızı, diğeri ise Roche şişimini doldurarak karşı bileşene madde aktaran sistemler (RZ Cas).
  • Bir bileşeni ileri düzeyde evrimleşmiş sıcak bir alt cüce veya beyaz cüce olan sistemler. Karşı bileşen genelde daha az evrimleşmiş veya anakolda olan bir yıldızdır (V1379 Aql, V471 Tau).

Yukarıda tarif edilen üçüncü evrim durumundaki yıldızlar yarı-ayrık sistemlerdir. Bir bileşeni anakolda, diğeri ise evrimleşmiş bir altdev veya devdir. Evrimleşmiş bileşenden anakol bileşene doğru bir madde aktarımı sözkonusudur. Literaturde "Algol-türü yıldızlar" veya "Algol-benzeri yıldızlar" terimi genelde bu sistemler için kullanılmaktadır. Tutulma gösteren örnekleri GCVS'de EA veya EB olarak kodlanan çift sistemlerin ışık eğrilerine benzer ışık değişimi gösterirler. Hiç tutulma göstermeyen örnekleri de mevcuttur. EB türü ışık eğrisi biçiminin prototipi olarak kabul edilen Beta Lyrae (β Lyrae), aslında Algol-türü bir değişendir.

Keşif ve gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Keşfedilen ilk EA türü değişen, grubun aynı zamanda prototipi olan Algol= Beta Persei (β Persei)'dir. Işık değişimi gösterdiği bundan yaklaşık 2000 yıl önce antik Çin'de biliniyordu. 1783'de John Goodricke, Algol'ün ışık değişiminin son derece düzenli bir döneme (2.867 gün) sahip olduğunu belirleyen ilk kişidir. Gözlenen ışık değişiminin tutulmalardan kaynaklandığını da ilk kez öneren kişidir. Algol, parçalı tutulmalar gösteren yarı-ayrık bir çifttir ve bileşenler arası kütle aktarımına sahiptir. Yoldaş bileşeni kromosferik aktivite gösteren geç tayf türünden bir yıldız olup radyo dalgaları ve x-ışını da yaymaktadır. Ayrıca 3'lü bir sistemdir.

Yörünge dönemleri, bir günden daha kısa değerlerden birkaç yıla kadar çok geniş bir aralığa dağılmıştır. Bu konuda uç örnek olarak yörünge dönemi 27 yıl olan ε Aurigae gösterilebilir. EA türü bir ışık eğrisininin oluşabilmesi için bileşenlerin yarıçapları, bileşenler arası uzaklığın ufak bir kesri olması gerekmektedir. Bu koşul, ayrık veya yarı-ayrık sistemler olmasını gerektirmektedir. Uç örnek olarak ε Aur'da parlak bileşenin bir süperdev olmasına karşın, yörünge o derece geniştirki (yarı-büyük eksine uzunluğu 6000R􀁾), bu koşul halen sağlanabilmektedir.

EA türü örten değişenlerin yörünge dönemleri, ışık eğrilerinde oluşturdukları keskin tutulmalardan son derece duyarlı olarak tespit edilebilmektedir. Birçoğu belirgin dönem değişimi göstermektedir. Dönem değişimini yaratan fiziksel mekanizmalar çok çeşitlidir. Eksen dönmesi (eliptik yörüngeli ve eş-dönmeye sahip olmayanlar), ilave cisim varlığı, kütle aktarımı veya kaybı ve Güneş benzeri manyetik çevrimler, izlenen dönem değişimlerinin temel nedenleridir.

Grubun prototipi Algol'ün yörünge döneminde izlenen 1.783 yıllık çevrimsel değişim, sisteme fiziksel olarak bağlı üçüncü bir yıldızdan kaynaklanmaktadır (Algol C). Bunun yanında manyetik çevrim kökenli 32 yıllık bir değişim daha göstermektedir.

Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

  • IQ Per: B7V+A2V tayf türlerinde bileşenlere sahip bu sistemin yörünge dönemi 1.74 gündür. Bu sistem evrimleşmemiş bileşenler içeren sistemlere güzel bir örnektir. Bu nedenle birinci minimumdaki tutulması halkalı, ikinci mininumdaki ise tam tutulma ile gerçekleşmektedir. Orta şiddette bir yörünge basıklığına sahiptir ve eksen dönmesi göstermektedir. Eksen dönmesi etkisinin dışında ortalama dönemi uzun süreden beri sabittir.
  • RT And: F8V+G5V bileşenlerden oluşmuş 0.63 gün yörünge dönemli bir örten çifttir. Bileşenlerden en az birinin kromosferik etkinlik gösterdiği düşünülmektedir. Bu etkinlik sonucu yıldız yüzeyinde oluşan karanlık lekelerin dönme modülasyonu etkisi, ışık eğrisinin tutulmalar dışındaki kısmında "dalga biçimi bozulmalar" yaratmaktadır. Yörünge döneminin sabit bir şekilde azaldığı görülmüştür. Bu tür sistemler GCVS'de "EA/RS" şeklinde kodlanmışlardır ve "kısa dönemli RS CVn'ler" olarak da bilinirler.
  • MR Cyg: B3V+B8V tayf türüne sahip bileşenler içeren bir çift sistemdir. Yörünge dönemi 1.677 gündür. Yarı-ayrık bir sistem olduğu düşünülmektedir. Işık eğrisi maksimumlarında belirgin bir şekilde, basıklık ve yansıma etkisi hissedilmektedir, ancak diğer uç örneklere göre çok şiddetli değildir. Uzun zaman içerisinde yörünge döneminin sabit olduğu görülmektedir.
  • VW Cyg: A3e+K1IV bilşenlere sahip, 8.43 gün yörünge dönemli yarı-ayrık bir sistemdir. GCVS'de ayrık çift olarak sınıflandırılmıştır. Baş minimum oldukça derin ve tam tutulma göstermektedir. Ancak tam tutulmaya ilişkin evrelerdeki ışık değişimi hafif eğrisellikler göstermektedir. Bu etkinin baş yıldızı saran çevresel maddeden kaynaklandığı düşünülmektedir. Yörünge dönemi düzensiz artış ve azalışlar göstermektedir. Bileşenler arası yüksek sıcaklık farkı nedeniyle yan minimum derinliği son derece sığdır.
  • RS Cep: A5IIIe+G8IV-III bileşenlere sahip, 12.42 gün yörünge dönemli yarı-ayrık bir sistemdir. GCVS'de ayrık çiftler kategorisine alınmıştır. Baş minimumda tam tutulma izlenmektedir. Tam tutulma evrelerinde ışık eğrisinde izlenen eğrisellikler, VW Cygni örneğinde olduğu gibi, baş yıldızı saran çevresel maddeden kaynaklanmaktadır. RS Cep'in yörünge dönemi düzenli olarak artma göstermektedir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]