Be yıldızı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

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:

  • ileri derecede iyonize olmuş ve yıldız yüzeyinden çok yükseklerde oluşan rüzgar aktivitesi,
  • hızlı dönme,
  • mor ve kırmızı salma bileşenlerinin eşdeğer genişlik oranı V/R değişken ancak 1 civarında.

Be yıldızları H-R diyagramında genel olarak β Cephei ve 53 Per/orta-B yıldızları ile aynı bölgeyi paylaşmaktadır. Bazı β Cephei yıldızları aniden salma çizgileri gösterir ve Be yıldızı haline gelir, buna karşılık bazı Be yıldızları belirli zamanlarında zonklamalar gösterir. Ayrıca EW CMa gibi bazı Be yıldızları zonklamaya başlamadan hemen önce birkaç hafta süren ani parlaklık düşüşleri de göstermektedir. EW CMa da birbirini takip eden yarıdönemli zonklamaların dönemi kabaca 10-20 gün arasındadır.

Işık değişimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoğu Be yıldızı kısa veya orta zaman ölçekli ışık değişimleri göstermektedir. Bu değişimlere ilişkin dönemler 0.4 – 3 gün arasında olup çoklu dönemler ve ışık eğrilerinde çift dalga yapıları izlenmektedir. Işık değişim genlikleri ise 0.01 – 0.3 kadir aralığında çeşitli değerlere sahiptir. Tayflarında görülen belirgin salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri genelde birbirleri ile uyumlu korelasyonlar göstermektedir. Bu açıdan ilgi çekici iki örnek γ Cas ve V744 Her'in salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri ters korelasyonlar göstermektedir.

Be yıldızlarının uzun-dönemli değişimleri Harmanec[1] tarafından iki ayrı kategoride tarif edilmiştir:

  • γ Cas'de izlenen ve ılımlı nova patlamalarını andıran ışık eğrileri
  • V744 Her ve BU Tau’da izlenen ve R CrB yıldızlarını andıran ışık eğrileri

Balona[2], Be yıldızlarının çizgi profili ve ışık değişim dönemlerinin, dönme dönemlerine çok yakın olduğunu göstermiş ve buna bağlı olarak değişimlerin kaynağının çapsal olmayan zonklamalar yerine, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu ortaya çıkan modülasyonlardan kaynaklandığını söylemiştir.

İlginç bir Be yıldızı olan η Cen'in çok az rastlanan 3 dalgalı ışık değişiminin dönemi P=1.927 gündür. Ancak daha sonra ışık değişiminin P=0.642424 gün ile tek bir sinüs dalgası olarak ifade edilebildiği görülmüştür. Işık eğrisi, az da olsa simetriden sapmış sinüs biçimli bir dalgadır ve genliği strömgren y,b,v bantlarında ortalama 0.05 kadirdir. u bandında ise 0.1 kadir yöresindedir. Dolayısıyla β Cep yıldızlarında görülen, azalan dalgaboyu ile artan genlik özelliği η Cen'de de izlenmektedir. Ancak HD 50123'de durum bunun tam tersidir. v bandında değişim genliği son derece düşük, b ve y de sırası ile 0.05 ve 0.08, u bandında ise değişim görülmemektedir. Bu garip durum Sterken vd.[3] tarafından açıklanmıştır. HD 50123, B6Ve+K0III tayf türüne sahip bir çift yıldızdır, yörünge eğimi tutulma oluşturamayacak derecede düşüktür ve izlenen ışık değişimi, sadece karşılıklı çekim etkisi sonucu basıklaşmış ve sistemin toplam ışınımında baskın olan Be yıldızının ekseni etrafında dönmesi sonucu oluşmaktadır. Dolayısıyla HD 50123'de izlenen ışık değişimi, elipsoid değişenlerin gösterdikleri türdendir. Beech'in[4] 27 adet elipsoid değişenden oluşma listesinde, sistemlerin yörünge dönemleri 0.8 – 5.6 gün aralığındadır ve tayf türleri O ile G2 arasında bulunan cüce yıldızlardır. HD 50123, elipsoidal değişenler arasında 28.6 günlük dönemi ile biraz uç bir noktadadır ve Roche şişimini doldurmuş bileşene (K0 devi) sahip bilinen tek örnektir. HD 50123 gibi sistemler aslında sayıca az olmamalıdır, ancak genliklerinin düşük ve dönemlerinin uzun olması, keşfedilmelerinin önündeki en önemli engeldir. HD 50123 genel konfigürasyonu açısından W Serpentis türü çift sistemlerle özdeştir.

Be yıldızı Achernar, son derece hızlı dönüş nedeniyle basık.

Uzun dönemli Algoller olarak da adlandırılan W Ser sistemleri, büyük kütleli bileşenleri etrafında kalınca bir disk, tuhaf ve düzensiz tekrarlayan ışık eğrileri, tayflarında belirgin optik bölge salma çizgileri ve uzun zaman aralıkları içinde gösterdikleri dönem değişimleri ile karakterize edilmektedirler[5]. HD 50123 ile güçlü etkileşen ve tutulma gösteren W Ser türü SX Cas (B7+K3III) arasındaki benzerlikleri bozan tek olgu, düşük yörünge eğimi nedeniyle HD 50123 de tutulma izlenmemesi ve bu sayede yığılma diskinin, etrafında bulunduğu B türü ana bileşenin ışığına engel olmamasıdır.

Be yıldızlarının ışık değişim karakterlerine ilişkin diğer bir ilginç örnek ise HR 2517'de izlenen yapılardır. 10 yıl boyunca strömgren-uvby bantlarında mikrodeğişimler gösteren bu Be yıldızı, son 2 yıldır tekrarlayan nitelikte 0.1 kadir üzerinde flare benzeri parlamalar göstermektedir. Zaman ölçekleri farklı olmak üzere benzer yapılar κ CMa’da da izlenmektedir. Balona, bu yapıları yüzey parlaklık dağılımında oluşan ani değişimlere bağlamakta ve böylece Be yıldızlarının ışık değişiminin sadece radyal olmayan zonklamalardan kaynaklanmadığını ileri sürmektedir. Balona, yüzey üzerinde ani parlamalar gösteren bu bölgelerin, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu, ışık eğrisinde ve tayfsal çizgi profillerinde modülasyonlara neden olduğunu ileri sürmektedir. Sterken ve Manfroid[6], ışık eğrisinde flare benzeri yapılar olarak izlenen bu değişimlere alternatif bir açıklama getirmişlerdir. Buna göre HR 2517, eliptik yörüngeli ve büyük kütleli bir yakın çift yıldız sistemidir. Başlangıçta büyük kütleli olan bileşen, kütlesini büyük oranda kaybederek düşük kütleli şıkışık bir cisme dönüşmüş durumdadır. Karşı bileşen ise optik bölgede baskın ışınımı görülen bir Be yıldızıdır ve yoğun madde kaybına sahiptir. Hızlı dönme sonucu kaybedilen kütle Be yıldızının ekvator düzleminde çevresini saran bir disk şeklinde organize olmuştur. Yörünge geometrisi böylesi bir cisimde, sıkışık bileşen eliptik yörüngesi boyunca hareket ederken, enberi noktası civarında Be yıldızını çevreleyen yoğun diskin içine periyodik olarak girip çıkmaktadır. Sıkışık yıldız disk içinde hareket ederken madde yığmakta ve X-ışın bölgesinde ışınım salmaktadır. Bu tür x-ışın kaynaklarına, "geçici x-ışın kaynakları" denmektedir. Bu dönemli yapının zaman içerisinde sönümlenmesi veya tekrar başlaması, Be yıldızının kütle kaybında oluşan değişimler sonucu disk boyutlarının küçülüp büyümesi ile açıklanmaktadır.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ 1994, The Impact of Long- Term Monitoring on Variable-Star Research, NATO-ARW, eds. C Sterken, M. de Groot, NATO-ASI Ser C. Clt:436, s.55
  2. ^ 1990, MNRAS, 245, 92
  3. ^ 1994, A&Ap, 291, 473
  4. ^ 1985, ApSS, 117, 69
  5. ^ Wilson, 1989, Space Sci.Rev., 50, 191
  6. ^ 1996, A&Ap, 305, 481
  • Porter J., Rivinius Th.: Classical Be stars, 2003 PASP 115, 1153

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]