Değişen yıldız

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Değişen Yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken, ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.

Konu başlıkları

Keşif[değiştir | kaynağı değiştir]

1638'de Johannes Holwarda Omicron Ceti'nin 11 aylık sürelerle zonkladığını keşfetti; 1596'da David Fabricius Omicron Ceti'yi bir nova olarak nitelendirmişti. 1642 yılında Johannes Hevelius tarafından Mira (Latince "mükemmel") adı verildi.

İkinci olarak Algol, 1669 yılında Geminiano Montanari tarafından değişen olarak tanımlandı. John Goodricke, 1784 yılında değişen için doğru bir tanımlama yaptı. Daha sonra 1686 yılında G. Kirch Chi Cygni'yi ve 1704 yılında G. D. Maraldi R Hydrae'yı keşfetti ve bunları diğerleri izledi. 1786 yılına gelindiğinde on değişen yıldız biliniyordu. John Goodricke, Delta Cephei ve Beta Lyrae'yı keşfetti. Değişen yıldızların keşfi 1850 yılından ve özellikle de 1890 yılından sonra, fotografi tekniğinin gelişmesiyle büyük bir hızla artmıştır.

Değişen türleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Değişenlik için en yaygın tür parlaklık değişimidir ama diğer türlerde de tayflarda çok özel değişiklikler meydana gelir. Gökbilimciler, gözlemledikleri tayf değişikliklerini ışık eğrisi verileri ile birleştirerek yeni tanımlamalar yapmışlardır.

Değişen yıldız gözlemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Değişen yıldız gözlemleri, bir ekseninde görünür parlaklık (kadir), diğerinde birimi genellikle Jülyen Günü (JG) olan zaman cinsinden ışık eğrisi denen bir grafik üzerine işaretlenir. Y-ekseninde parlaklık ölçeği aşağıdan yukarı doğru artacak şekilde ve X-ekseninde gün, soldan sağa artacak şekilde çizilir. Yıldızların dönemsel davranışları hakkındaki bilgiler, örten çift yıldızların yörünge dönemleri ve yıldız patlamalarının düzenlilik ya da düzensizlik derecesi, ışık eğrisinden yararlanılarak bulunabilir. Işık eğrisinin daha ayrıntılı incelenmesi, gökbilimcilerin yıldızların kütlelerini ya da boyutlarını hesaplamasını sağlar. Onlarca yıllık gözlem verileri, bir yıldızın değişim dönemini açığa çıkartır. Hatta bu durum, yıldızın yapısal değişikliğinin bir işareti bile olabilir.

Değişen yıldızların kısa zaman ölçeklerinde (veya anlık) oluşan değişimlerine ait parametreler, evrimleri boyunca daha uzun zaman ölçekli değişimler de gösterebilmektedir. Örneğin bileşenleri arasında madde alışverişi olan kısa dönemli bir çift yıldızın fotometrik ve tayfsal gözlemlerinde bu etkinliğe ilişkin izler kısa zaman ölçeklerinde değişimler yaratırken, uzun vadede sistemin yörünge döneminin değişim göstermesine neden olacaktır. Delta Scuti (δ Scuti) türü zonklayan bir değişenin, zonklama döneminin süresi, yıldız evrimleştikçe göstereceği çap değişiminden etkilenecektir. Değişen yıldızların tipik fotometrik parametrelerinin, uzun zaman ölçekleri içinde izlenmesi, parlaklık ve renk değişimine neden olan fiziksel süreçlerin daha iyi anlaşılmasını sağlayacaktır. Ancak eldeki gözlemsel veri miktarı, bu anlamda bir irdeleme için henüz yeterli boyutlarda değildir ve gözlemlerin büyük bir kısmı gelecek kuşaklara miras olarak bırakılmaktadır. Bu açıdan bakıldığında değişen yıldızların uzun zaman aralığına dağılmış kesintisiz gözlemlerinin yapılması ve bu gözlemlerin sistematik olarak arşivlenmesi büyük önem taşımaktadır.

Günümüzde birçok uluslararası hakemli dergiler, değişen yıldızlar üzerine yapılmış çalışmaları yayına kabul ederken, fazla yer tuttuğu gerekçesi ile orijinal gözlem verilerini yayınlamaktan kaçınmaktadır. Bu ise zaman içinde eldeki orijinal gözlem verisinin bir şekilde kaybolmasına yol açmaktadır. Bunu önlemek amacı ile Uluslararası Astronomi Birliği IAU'nun (International Astronomical Union) komisyonları uzun süreden beri değişen yıldızların yayınlanmamış fotometrik gözlemlerinin arşivlenmesini üstlenmişlerdir. Viyana Gözlemevi'nden M. Breger'in önderliğinde başlayan ve şu anda Nebraska Üniversitesi'nden E. Schmidt ile devam eden bu organizasyon, gözlemlerin elektronik formatta CDS (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg) veri tabanı yolu ile arşivlenmesini ve dağıtımını gerçekleştirmektedir. Arşivde yer alan yıldızların gözlemlerine ilişkin bilgiler düzenli olarak IBVS (Information Bulletin of Variable Stars, Konkoly Obs., Budapest) periyodiğinde yayınlanmaktadır. Değişen yıldızlar konusunda genel taramalar yapmak ve bilgi erişimi sağlamak için çeşitli kataloglar ve elektronik veri tabanları mevcuttur. Bunlardan en önemlileri:

  • GCVS Kataloğu (General Catalogue of Variable Stars)[1]
  • ADS veri tabanı (Astrophysics Data System – NASA)[2]
  • SIMBAD veri tabanı (Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data)[3]
  • CDS veri tabanı (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg)[4]

Ayrıca çok sayıda amatör organizasyon, değişen yıldızların sistematik gözlemlerinin yapılması ve arşivlenmesi konusunda çalışmaktadır. Bu organizasyonların katkısı göz ardı edilemeyecek ölçüde büyüktür. Bunlardan en önemlileri;

  • AAVSO (American Association of Variable Star Observers)[5]
  • BAAVSS (British Astronomical Association – Variable Star Section)[6]
  • AFOEV (Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables)[7]
  • RASNZ (Royal Astronomical Society of New Zealand)[8]
  • BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne)[9]
  • IAPPP (International Amateur Professional Photoelectric Photometry)[10][11]
  • BBSAG (Bedeckungsveränderlichen-Beobachter der Schweizerischen Astronomische Gesellschaft)[12]
  • VSNET (International Mailing List on Variable Stars)[13]
  • CAS (Czech Astronomical Society – Variable Star Section)[14]
    • B.R.N.O. – O-C Gateway [15]
    • Open European Journal on Variable stars [16]
    • MEDUZA [17]
  • Krakow Observatory (Kreiner's (O-C) Catalogue)[18]
  • Krakow Observatory Minima Database [19]
  • GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire)[20]
  • VSOLJ (Variable Star Observers League in Japan)[21]
  • Eclipsing Binary Observers [22]

Değişen yıldızlar konusunda tüm dünya astronomları tarafından oluşturulan resmi organizasyonu ise Uluslararası Astronomi Birliği IAU'nun iki komisyonu yürütmektedir:

  • 27. Komisyon, Commission 27. Variable Stars [23][1]
  • 47. Komisyon, Commission 42. Close Binary Stars [24][2]

Değişen yıldızların isimlendirilmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Değişen yıldız isimleri, Uluslararası Astronomi Birliği (I.A.U.) tarafından atanan bir komite tarafından belirlenir. Adlandırma, bir takımyıldız içindeki değişen yıldızların keşfedilme sırasına göre yapılır. Bulunan yıldızın eğer Yunan harfi ile başlayan ismi varsa, yıldız o adla anılmaya devam eder. Aksi takdirde, bir takımyıldızdaki ilk değişen yıldız R harfi ile adlandırılır, ondan sonraki S olur ve bu şekilde Z'ye kadar devam eder. Bir sonraki yıldız RR olarak isimlendirilir, sonra RS'den RZ'ye kadar; SS'den SZ'ye kadar adlandırma devam eder ve böylece ZZ'ye gelinir. Bundan sonra alfabede başa dönülür, ve AA, AB ile başlayıp QZ'ye kadar devam eder. J harfinin kullanılmadığı bu sistem 334 ismi kapsar. Samanyolu'ndaki bazı takımyıldızlarda o kadar çok değişen yıldız vardır ki, bunlar için ek terimler gerekmektedir. QZ'den sonraki değişenler V335, V336 vb. olarak adlandırılırlar. Sonra yıldızları simgeleyen harfler takımyıldızın latince adının –in hali ile birleştirilir. En yaygın olarak, AAVSO'ya yollanacak raporlarda zorunlu olduğu gibi, üç harflik kısaltma kullanılır.

Bu terminolojik sistem ilk defa 1800'lerin ortalarında Friedrich Argelander tarafından ortaya atılmıştır. Argelander'in bu sıralamaya büyük R ile başlamasının iki nedeni vardı: Küçük harfler ve alfabenin ilk sırasındaki harfler diğer cisimlere ayrılmış; büyük harfler ve alfabenin sonlarındaki harfler kullanılmamıştı. Ayrıca Argelander yıldız değişkenliğinin nadir bir olay olduğunu ve bir takımyıldız içinde 9'dan fazla değişen yıldızın yer alamayacağını düşünüyordu (bugün bunun kesinlikle doğru olmadığını biliyoruz).

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

İki çeşit değişen yıldız vardır: Bünyesel (intrinsic) ve dıştan değişenler (extrinsic).

  • Bünyesel değişen yıldızlar: Değişkenliği yıldızın içinde ya da yıldız sistemindeki fiziksel değişiklikten oluşur ve iki alt gruba ayrılır.
    • Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır.
    • Kataklizmik veya patlayan değişenler, ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.
  • Dıştan değişen yıldızlar: başka bir yıldızın örtmesi ya da yıldız sistemindeki dönmeden kaynaklanan tutulma nedeniyle ortaya çıkar ve iki altgruba ayrılır.
    • Örten ikililer, yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur.
    • Dönen değişenler, ışıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden (yıldız lekeleri) kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönen yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.

Bünyesel değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Hertzsprung-Russell diyagramı içindeki bünyesel (iç etkenli) değişen türleri

Türlere ait örnekler bu bölüm içerisinde verilmiştir.

Zonklayan değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Zonklayan değişenler[3], yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır. Zonklamalar, radyal (merkezden yayılan) ya da radyal olmayan şekildedir. Radyal atımlı bir yıldızın biçimi küresel kalır, oysa ki radyal olmayan atımlar yapan bir yıldız, dönemsel olarak küresellikten sapabilir. Aşağıdaki zonklayan değişken yıldız tipleri, atım dönemleri, kütleleri ve yıldız etrafındaki evrimsel durumları ile atım karakterleri bakımından birbirlerinden ayrılabilir.

Sefeler ve sefe benzeri değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

1 ila 70 günlük dönemler halinde ve 0.1 ila 2 kadir parlaklığı arasında zonklarlar. Bu dev yıldızlar maksimum kadirde iken yüksek ışınımda ve F tayf sınıfında, minimum kadirde ise G'den K'ya kadarki tayf konumundadır. Bir Sefe'nin tayf sınıfı harfi ne kadar sonra ise, dönemi de o kadar uzundur. Sefeler, dönem / parlaklık bağlantısına uyarlar ve parlak ve kısa dönemlidirler.

Delta Sefe değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Sefe değişeni

Parlaklıklarındaki değişim 0,1 ila 2 kadir farkı arasında olur. Bu değişim önce ani bir artış, sonra yavaş bir azalma olarak görülür. Sefelerin uzaklıklarıyla, mutlak parlaklıkları (belirli bir uzaklıktan (10 parsek), ölçülen parlaklık) arasında bir ilişki vardır. Bu nedenle gökadaların ya da küresel kümelerin uzaklıkları ölçülürken, içlerinde bulunan bu yıldızlardan yararlanılır.

W Virginis değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

W Virginis değişenleri hem hale hem de kalın disk popülasyonlarında yer alan yıldızlardır. Kütleleri 0.6 M􀁾 civarında ve dönemleri 0.75-40 gün arasındadır. Çapsal zonklayan bu yıldızların da tayflarında dönem başına, içten yüzeye yayılan şok dalgalarının etkisi görülmektedir. W Virginis değişenlerinin ışık eğrisi biçimlerinin, zoklama dönemine bağımlılığı, klasik Sefe'ler için ortaya konan "Hertzsprung dizisi"ni takip etmektedir. Ancak çıkıntının (bump) iniş veya çıkış kolunda bulunmasını ayıran sınır-dönem değeri 1.5 gün civarındadır.

RR Lyrae değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kısa dönemli (0.05 ile 1.2 gün), zonklayan, genellikle A sınıfı tayflı beyaz dev yıldızlardır. Sefelerden daha yaşlı ve daha az kütlelidirler. RR Lyrae yıldızlarının değişim genliği 0.3 ile 2 kadir arasındadır.

Delta Scuti değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Delta Scuti (δ Scuti) yıldızları, dönemleri 0.3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0.001 kadirden 0.8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki "karasızlık kuşağı" içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir.

SX Phoenicis değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

PopII üyesi zonklayan A2-F5 altcüceleri (Çoğul dönemli).

Erken tayf (O ve B) Mavi-beyaz değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Beta Cephei değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Beta Cephei (β Cephei) değişenleri, kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır. Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları halen uğraştırmaktadır.

PV Telescopii değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Helyum üstdevleri, Bp yıldızlarıdır.

Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Dönemleri 30 ile 1000 gün arasında değişen zonklayan kırmızı dev ya da üstdevlerdir. Tayfları genellikle M, R, C ya da N türündendir. Mira ve Yarı Düzenli diye 2 alt sınıfı vardır.

Mira değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Mira değişeni

Bu kırmızı dev değişenler 80 ila 1000 gün arası döneme sahiptir ve görünür parlaklıkları 2.5 kadirden fazla değişir.

Yarı düzenli değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Yarı düzenli ya da düzensiz aralıklarla ışık değişikliği dönemleri gösteren dev ya da üst devlerdir. Dönemleri 30 ila 1000 gün arasındadır ve parlaklık değişimleri 2.5 kadirden azdır.

Yavaş düzensiz değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoğu kırmızı dev olan bu yıldızlar, zonklayan türdendir. Adından da belli olduğu gibi ışık değişiklikleri genellikle dönemsel olmayıp, bazen de belli belirsiz bir dönemleri vardır.

RV Tauri değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Karakteristik ışık eğrileri derinden sığa değişen minimumlar gösteren sarı üst devlerdir. Dönemleri, 30 ile 150 gün aralığında iki derin minimum ile tariflenir. Parlaklık değişimleri 3 kadir kadar olabilir. Bunların bazıları yüzlerceden binlerce güne kadar sürebilen uzun dönem değişkenliği gösterirler. Genellikle tayf sınıfları G ile K arasındadır.

Alfa Cygni değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A süperdevleri α Cygni değişenleri olarak adlandırılmış ve zonklayan yıldızlar sınıfına sokulmuştur. Bu grupta sadece B ve A türü üstdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır.

Zonklayan beyaz cüceler[değiştir | kaynağı değiştir]

Çapsal olmayan zonklamalar yapan beyaz cücelerdir. Işık değişim dönemleri 30 saniye ile 25 dakika arasında değerlere sahiptir. V bandında ışık değişim genlikleri 0.2 kadir mertebesine kadar ulaşabilmektedir. ZZ Ceti değişenleri gösterdikleri tayf türlerine göre GCVS de 3 alt gruba ayrılmışlardır:

ZZA: hidrojen soğurma çizgili DA[4] tayf türündeki beyaz cüceler (ZZ Cet gibi)
ZZB: helyum soğurma çizgili DB[5] tayf türündeki beyaz cüceler (V777 Her gibi)
ZZO: Sürekli tayf veya PNNV ("değişken gezegenimsi bulutsu çekirdeği") yapılı DO tayf türündeki beyaz cüceler (GW Vir gibi)[6][7]

Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ön yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Anakol öncesi yıldızlar (PMS), yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.

Herbig Ae/Be yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan Herbig Ae/Be yıldızlarının, T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve morötesi bölge tayflarında izlenen salma çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cygni profiline sahip yapılar, kızılötesi ve milimetre-altı dalgaboylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar.

Orion değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Orion değişeni

Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiç bir fark yoktur. FU Orionis türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak "Orion Değişenleri" veya "Orion Popülasyonu" da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu halen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından "Bulutsu değişenleri" olarak da adlandırılmışlardır.

FU Orionis değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgarlarına sahip oldukları anlaşılmıştır.

Ana kol değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Wolf-Rayet değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Etkin sıcaklıkları 30000-50000 °K arasında olan, oldukça yüksek ışınım gücüne sahip genç Pop I üyesi yıldızlardır. Tayflarında, yüksek iyonizasyon seviyelerine ait geçişlerle oluşmuş, oldukça geniş ve şiddetli C, N, O, He, ve Si salma çizgileri hakimdir. Soğurma tayfları ise normal O-B türü yıldızlara benzemektedir.

Parıltılı yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kromosfer ve koronalarında çok şiddetli süreçlerle oluşan püskürmeler (flare) sonucu ışık değişimi gösteren yıldızlar.

Devler ve üstdevler[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük yıldızlar nispeten maddelerini kolayca kaybederler. Bu nedenle patlamalar dev ve üstdev yıldızlar arasında çok yaygındır.

Mavi ışık değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel olarak kütle atımları kendini "püskürmeler" olarak göstermektedir. Bu değişenler; Parlak Mavi Değişenler (LBV) veya S Dor yıldızları olarak adlandırılmışlardır. Her ne kadar adlarında "mavi" kelimesi varsa da, bu tür değişimler sadece erken tür üstündevlerle sınırlı değildir.

Gama Cassiopeiae değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Gama Cassiopeiae (γ Cas) değişenleri; üstdev olmayan, hızlı dönen ve emisyon çizgilerine sahip B sınıfı yıldızlardır. Düzensiz dalgalanmaları 1,5 kadirin üzerindedir.

R Coronae Borealis değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Nadir, parlak, hidrojen fakiri, karbon zengini üst devler olup, zamanlarının çoğunu maksimum parlaklıkta geçiren, bazen de düzensiz aralıklarla 9 kadir kadar sönebilen yıldızlardır. Sonra yavaşça birkaç aydan bir yıla kadar olan dönemde yeniden maksimum parlaklıklarına ulaşırlar. Bu grubun üyelerinin tayf türleri F'den K'ya ve R'ye kadar değişir.

Patlayan ikili yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

RS Canum Venaticorum değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ca II'nin H&K salmasına sahip yakın çiftlerdir.

Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Patlayan değişenler olarak da bilinirler. Adının işaret ettiği gibi ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.

Süpernovalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: süpernova

Bu dev yıldızlar ani ve dramatik değişimler gösterir ve bir felaket patlaması sonunda parlaklıkları 20 kadir ya da daha fazla artabilir.

Novalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: nova

Bu yakın çift yıldız sistemleri, birincil yıldızı etrafında madde biriken bir beyaz cüce ve ikincil yıldızı düşük kütleli (güneşimizden biraz daha soğuk) bir ana kol yıldızından oluşur. İkincilden akan maddenin zamanla birikip beyaz cücenin yüzeyinde nükleer patlama yaratarak yanmasıyla sistemin parlaklığı bir ila birkaç yüz gün süresince 7 ila 16 kadir arasında artar. Patlamadan sonra yıldız yıllar içinde yavaş yavaş eski parlaklığına döner. Maksimum parlaklık civarında yıldızın tayfı A ya da F dev yıldızları gibidir.

Cüce novalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: cüce nova

Güneşimizden biraz daha soğuk bir kırmızı cüce, bir beyaz cüce ve onu çevreleyen bir birikim diskinden oluşan, birbirlerine yakın çiftlerdir. Beyaz cücenin dengede olmayan diskten çektiği madde nedeniyle parlaklık 2 ila 6 kadir arasında artabilir. U Geminorum, Z Camelopardalis, ve SU Ursae Majoris yıldızları olmak üzere üç alt sınıfları vardır:

  • U Geminorum yıldızları, minimum parlaklıkta geçen sessizlik (etkinsizlik) devresinden sonra birdenbire parlarlar. Yıldızına göre bu olay 30-500 günde bir olur ve 5-20 gün kadar sürer.
  • Z Camelopardalis yıldızları, fiziksel olarak U Geminorum yıldızlarına benzerler. "Hareketsiz duruş" diye adlandırılan bir sabit parlaklık evresiyle bölünen ve tekrarlanan değişimler gösterirler. Hareketsizlik evresi, maksimum ile minimum arasında yaklaşık üçte bir parlaklık seviyesinde çakılı olarak birkaç tekrar boyunca sürer.
  • SU Ursae Majoris yıldızları, fiziksel olarak Geminorum yıldızlarına benzer. Sistemin 2 değişik parlaması vardır; biri sönük, sık ve 1-2 günlük kısa süreli; diğeri parlak, daha seyrek ve 10-20 gün süren “süper parlama” şeklindedir. Süper parlamalar sırasında küçük dönemsel değişimler (süper tepeler) belirir.

Z Andromedae değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Simbiyotik (ortak yaşayan) yıldızlardır.

Dış etkenli değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızın dışında gerçekleşen fiziksel süreçlerle oluşan değişimlerdir.

Dönel değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönel yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.

Küresel olmayan yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Eliptik değişenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Eliptik değişenler, tutulma göstermeyen çift yıldız sistemleridir. Bileşenlerinden biri veya her ikisi de karşılıklı tedirginlik kuvvetleri etkisi altında, birbirlerini birleştiren doğrultu boyunca uzamış ve "dönel eliptik" şeklini almıştır. Bu şekilde bir geometriye sahip bileşen yıldızlar, bir yörünge dönemi boyunca çift minimum ve çift maksimumlu bir ışık eğrisi vermektedir. İleri ölçüde şekil bozulmasına uğramış bileşenlerin sivri uçlarına yakın bölgelerinde (L1 noktası yönünde) daha güçlü kenar kararması etkisi gösterdikleri izlenmiştir ve bu bölgelerin oluşturduğu minimumlar göreli olarak daha derin olabilmektedir.

Yıldız lekeleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır.

FK Comae Berenices değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

FK Com değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Com'un hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır.

BY Draconis değişeni yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parklaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır.

Manyetik alanlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Alfa-2 Canum Venaticorum değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

B8p-A7p türü anakol yıldızlarıdır.

SX Arietis değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüksek sıcaklıklı α2 CVn yıldızlarıdır.

Optik değişen atarcalar[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Atarca

Atarcalar, çok hızlı dönen nötron yıldızlarıdır ve sonderece düzgün aralıklarla atmalar (puls) üretmektedirler. Dönemleri 1.558 msn ile 4.308 sn arasındadır. Atarcalar genellikle elektromanyetik tayfın radyo bölgesinde üretikleri atmalar ile farkına varılırlar. Bu nedenle "Radyo Atarcalar" olarak adlandırılar. Bunların arasından çok az sayıda örnek, görsel bölgede atmalar gösterir. Radyo ve görsel bölge pulsarlarının, x-ışını atarcaları ile karıştırılmaması gerekir. X-ışın atarcaları, adlarından da anlaşılacağı gibi, ışınımlarını (atmalarını) x-ışınları bölgesinde yapan ve çift sistem üyesi olan nötrön yıldızlarıdır.

Örten ikililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Örten ikili

Yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur. Sistemin yörünge dolanım dönemiyle aynı olan tutulmanın dönemi birkaç dakikadan yıllara kadar olabilir.

Algol değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Algol değişeni

Algol türü sistemler (EA), 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).

Beta Lyrae değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

GCVS'de EB olarak kodlanan bu alt grup, ışık eğrisi biçimine göre yapılmış sınıflamanın bir ürünüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin baş minimum derinlikleri, yan minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur. Baskın tayf türü B-A arasındadır.

W Ursae Majoris değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Parlaklığı 7.75m ve 8.48m arasında değişen bir çift yıldızdır.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Yayın organı: IBVS (Information Bulletin of Variable Stars) IBVS
  2. ^ Yayın organı: Bibliography & Program Notes on Close Binaries (BPN) vol: 1-65 Bibliography of Close Binaries (BCB) vol: 66-(devam ediyor) bcb
  3. ^ Cox, John P., Theory of Stellar Pulsation, Princeton, (1980)
  4. ^ pp. 891, 895, Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
  5. ^ p. 3525, White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, ed. Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0333750888.
  6. ^ §1.1, 1.2, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248.
  7. ^ §1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]