Ap ve Bp yıldızı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

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 özel yıldızlar.

Açıklama[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel olarak tarif etmek gerekirse; "kimyasal-tuhaf yıldızlar" veya "özel yıldızlar", B2 F tayf türü aralığına dağılmış, tayflarında bazı alışılmışın dışındaki elementlerin bolluk fazlalığını gösteren yıldızlardır. Genel olarak tayflarında çok güçlü Demir ve "nadir-toprak (rareearth)" elementlerinin çizgileri ile, aynı tayf türünden olağan yıldızlardan farklılık gösterirler. Büyük bir çoğunluğu güçlü iki-kutuplu genel (global) manyetik alanlara sahiptir. Bunlardan "HgMn yıldızları" ve "metalik çizgili Am yıldızları" kayda değer genel manyetik alanlar göstermezler. Bazı araştırmacılar bu yıldızlarda karmaşık yapıda organize olmuş çok sayıda yerel manyetik alanların var olduğunu, ancak yıldız genelinde bu yapıların birbirlerini sönümlemesi sonucu genel manyetik alan gözlenemediğini öne sürmektedir.

Manyetik alanlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Özel yıldızların bir alt grubunu oluşturan Ap yıldızları, 0.3-30 kG yöresinde genel manyetik alanlara sahiptirler (Güneş'in manyetik alanının 1000 katı). Bu yıldızlarda izlenen etkin manyetik alan şiddeti, "eğik-dönücü (oblique-rotator)" modelinin[not 1] önerisine göre dönme ekseni ile manyetik eksen arasındaki açıya ve yıldızın dönme hızına son derece bağımlıdır. Ap yıldızlarında görülen değişimlerin zaman ölçeği oldukça geniş bir aralığa dağılmaktadır ve dakika mertebesinden birkaç on yıl mertebesine kadar olabilmektedir.

Dönüş ve lekeler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ap yıldızları göreli olarak yavaş dönen yıldızlardır. Sıcak olanları soğuk olanlarına oranla daha hızlı dönmektedir. Dönme dönemleri, yüzeylerindeki leke benzeri kimyasal farklılık gösteren yapıların, ışık eğrilerinde oluşturduğu modülasyon etkilerinden hesaplanabilmektedir. Bu dönemler kabaca bir gün ile bir hafta arasındadır. Çift sistem üyesi olma veya zonklama nedeniyle ek değişimler gösteren örnekleri de vardır. Bazı uzun dönemli örneklerde, 100 gün mertebesindeki dönemler yavaş dönme ile açıklanabilirken, yıl veya birkaç on yıl mertebesinde dönemlilik gösterenlerin değişim kökeni dönme olamaz. Yüzeylerinde yer alan kimyasal farklılaşmış bölgeler ve manyetik yapıları, oldukça uzun zaman aralıklarında durağan yapılar sergilemektedir. TW Col, 0.5 evresi civarıdan gösterdiği küçük çukurluğun, leke dönme modülasyonu ile uyuşmaması nedeni ile ilgi çekici bir örnektir.

Işık eğrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Catalano vd.[1], kimyasal tuhaf yıldızların kızılöte bölgede de değişimler gösterdiklerini ve bu değişimlerin evrelerinin, manyetik alan değişimi evreleri ile korelasyonlara sahip olduğunu açıklamışlardır. Buna göre manyetik alan değişim ekstremumları, kızılötesi ışık değişim ekstremumları ile çakışıktır. Bir başka ilginç örnek ise, AO Vel örten değişen çift sistemidir. Bileşenlerinden biri Ap yıldızı olan çok az sayıda (5 tane) örten çift sistem bilinmektedir. AO Vel, üçlü bir sistem olup, ayrık bir yakın çift sistem oluşturan iki yıldızından biri Ap yıldızıdır. Bu yıldız Ap türü yıldızların alt grubu olan Si türündendir. Tayfında izlenen Si çizgileri anormal yüksek bolluk değerlerini işaret etmektedir. AO Vel'in ışık eğrisi analizinden bileşenlerinin fiziksel parametreleri oldukça duyarlı olarak hesaplanmıştır.

Hızlı salınım gösteren Ap yıldızları (roAp)[değiştir | kaynağı değiştir]

Hızlı salınımlar gösteren (rapidly oscillating ro) Ap yıldızları, soğuk manyetik Ap-SrCrEu yıldızlarıdır ve kısaca roAp şeklinde adlandırılmaktadırlar. Bu alt grubun örnekleri yüksek harmoniklerde ve düşük dereceli çapsal olmayan modlarda zonklama gösteren yıldızlardır. Zonklama dönemleri 5-20 dakika arasındadır. Işık değişim genlikleri son derece düşük olup birkaç mili-kadiri geçmemektedir. Ap yıldızlarında görülen zonklamalar, yüksek şiddette genel manyetik alanlar tarafından güçlendirilmektedir. Zonklamaların genlikleri dönme dönemi ile modüle olmuştur. Bu modülasyon, manyetik alan modülasyonu ile eşevrelidir. Bu durum iki modelle açıklanmaktadır:

  • Eğik zonklayıcı modeli[2]:
    • Bu modele göre zonklama doğrultusu manyetik eksen ile çakışıktır.
    • Manyetik eksen ile dönme ekseni çakışık değildir ve aralarında belirli bir açı vardır.
    • Dolayısıyla, dönmeden kaynaklanan modülasyon etkisi altında, zonklama genlikleri çevrimsel yapılar göstermektedir.
  • Lekeli-zonklayıcı modeli[3]:
    • Bu modele göre zonklama doğrultusu dönme ekseni ile çakışıktır. Dolayısıyla zonklama modları daima aynı açı altında görülmektedir.
    • Ancak akı değişimi ile çap değişimi arasında bir evre gecikmesi vardır ve yıldızın manyetik alan şiddetine bağlı olarak, yüzey boyunca değişkendir. Böylece gözlenen genlik modülasyonu ortaya çıkmaktadır.

roAp yıldızlarının bilinen sayısı 30 civarındadır ve HR diyagramdaki Delta Scuti (δ Scuti) kararsızlık kuşağının hemen altındaki bölümlerde yer alırlar. roAp yıldızlarının yakın zamanda keşfedilmiş diğer bir değişimleri ise, birkaç yüz gün ile yıl arasındaki dönemlerle çevrimsel frekans değişimleri göstermeleridir. Bu durumun roAp yıldızlarındaki manyetik çevrim ile oluştuğuna inanılmaktadır.

Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

  • 33 Librae (HD 137949), P=8.272 dk döneme sahiptir.
  • α Cir (HD 128898) bir çift sistem olup iki belirgin dönem göstermektedir (P1=6.825 dk ve P2=6.832 dk).
  • HI Lib (HD 134214) için dönem P=5.65 dk dır.
  • HR 3831 (IM Vel) en iyi çalışılmış roAp yıldızıdır. P=11.67 dakika dönemli ışık değişiminde genlik modülasyonu açıkça görülebilmektedir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ bu model ilk kez Stibbs tarafından önerilmiştir, 1950, MNRAS, 110, 395

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ 1991, A&Ap, 248, 179
  2. ^ Krutz, 1982, MNRAS, 200, 503
  3. ^ Mathys, 1985, A&Ap, 151, 315