RR Lyrae değişeni

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

RR Lyrae değişenleri özel bünyesel değişen, zonklayan bir yıldız türüdür.

RR Lyrae türü değişen yıldızların mutlak parlaklığı bilinmektedir. Gözlemlerle görünür parlaklığı ölçülebildiği takdirde, içinde RR Lyrae gözlenebilen yakın gökadaların uzaklıkları da bulunabilir. Bu özellikleri ile bu yıldızlar, Gökbilim'de çok önemlidirler.

Genel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

RR Lyrae yıldızları, dönemleri 0.2-1.0 gün arasında değişen, özel, bünyesel değişen bir yıldız türüdür. Bunlar RR Lyrae diye adlandırılır. Çünkü bu türden keşfedilen ilk yıldız RR Lyrae idi. En çok rastlanan değişen yıldızlardır. Tayf türleri A0-F0 aralığındadır.

Küme değişenleri olarak bilinen RR Lyrae'lerin mutlak parlaklıkları 0m bölgesindedir. Kataloglarda 4000'den fazla RR Lyrae türü değişen yıldız vardır. Ancak UX Nor, bilinen en uzun dönemli RR Lyrae yıldızıdır. Bu yıldızın dönemi 2.4 gün bölgesindedir.

Pek çok RR Lyrae yıldızı, muhtemelen Güneş'ten daha yaşlı ve Güneş'ten çok daha sıcaktır. Bu yıldızlar yaşamlarının öyle bir aşamasındadırlar ki; Hidrojen merkezden dışa doğru genişlemiş ve merkezde Helyum Karbon'a dönüşecek şekilde, nükleer füzyon süreçleri olmaktadır. Güneş, Hidrojen'i yakarak, kendi içinde Helyum'a enerji üretmek üzere dönüştürür. Güneş'in aksine, RR Lyrae yıldızları genişleyip büzülerek zonklarlar (pulsasyon). Yüzeyleri, radyal doğrultuda ve düzenli bir şekilde, bir balonun düzenli aralıklarla şişip inmesi gibi hareket eder. RR Lyrae yıldızları Hertzsprung-Russell diyagramında, küresel küme diyagramının karakteristiği olan yatay kol üzerinde bulunurlar.

Gökbilimdeki önemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Gökbilimci Harlow Shapley, küresel kümelerin dağılımını inceleyerek Gökada eşleği'nin bu kümeler için bir simetri düzlemi olduğunu gördü. Fakat bunların hepsi aynı doğrultuda görülmüyor, büyük çoğunluğu Yay takımyıldızı doğrultusunda görülüyor. Bilinen bu kümelerin 1/3'ü bu doğrultuda toplanmıştır. Halbu ki bu alan, bütün gökyüzünün % 2 sidir. Dolayısıyla Gökada'nın gravitasyonel çekimine maruz kalırlar ve Gökada merkezi etrafında dönerler.

H. Shapley'in değerlendirmesine göre; Küresel kümelerin büyük çoğunluğu Yay doğrultusunda toplandığına göre, gökada merkezi bu doğrultuda olmalıdır.

H. Shapley, Yay doğrultusundaki RR Lyrae türü değişen yıldızların fotoğraflarını çekerek, görünür parlaklıklarına göre sınıflara ayırmış ve her parlaklıkta kaç yıldız olduğunu saymıştır. Yatay eksene görünür parlaklık, düşey eksene de yıldız sayısını yerleştirerek bulgularını grafiğe taşımış ve 17m-18m görünür parlaklığında, yıldız sayısının maksimum olduğunu saptayarak şu önemli sonuca varmış: Bu görünür parlaklıktaki RR Lyrae'ler gökada merkezinde bulunmaktadır.

Yay doğrultusunda, yıldızlar arası madde tarafından soğurma 3m olarak değerlendirilirse, gökada merkezi doğrultusundaki RR Lyrae türü değişen yıldızların görünür parlaklıkları,

17m.5-3m=14m.5 olarak bulunur.
Sonuç olarak Pogson Formülü yardımıyla
M-m=5+5logπ′
Om-14m.5=5+5logπ′
hesabı yapılırsa, gökada merkezi uzaklığı için 26.000 ıy. Değeri bulunur.

RR Lyrae'lerde dönem dağılımı[değiştir | kaynağı değiştir]

Dönem
(gün)
Yüzdeler
Gökada Küresel
kümeler (A)
Küresel
kümeler (B)
0,225 0,8 1,5 0,4
0,275 2,3 5,8 3,2
0,325 4,6 7,7 8,5
0,375 5,6 3,1 27,6
0,425 8,5 5,4 6,8
0,475 19,4 20,0 1,4
0,525 19,6 23,8 3,2
0,575 18,1 17,6 13,1
0,625 11,5 9,6 19,0
0,675 5,7 3,8 9,0
0,725 2,5 1,0 5,9
0,775 0,8 0,4 0,9
0,825 0,3 0,2 0,8
0,875 0,3 0,1 0,2

Sağdaki çizelgede RR Lyrae yıldızlarının döneme bağlı, gökada ve kümelerdeki dağılımları verilmektedir.[1]. Bu çizelgede A ve B sırasıyla, ortalama ve düşük metal bolluğuna sahip yıldızlar içeren kümeleri göstermektedir.

Yüksek metal bolluğuna sahip kümelerde, RR Lyrae türü değişen yıldızlara rastlanmamaktadır. Çizelgeden görüldüğü gibi, gökada ve farklı metal bolluğuna sahip kümelerdeki dönem dağılımı belirgin farklar göstermektedir. Bu da bize, RR Lyrae yıldızlarının tamamıyla homojen bir gurup meydana getirmediğini gösterir. Ayrıca bu yıldızlar, başlangıçta çok farklı süreçler sonucu oluşmaktadır. Metalce fakir olan kümelerde, 0.3 - 0.4 gün dönem aralığında çok sayıda yıldıza rastlanmaktadır.

RR Lyrae yıldızlarının sınıflandırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

RR Lyrae yıldızları, ışık eğrilerinin özelliklerine göre sınıflara ayrılabilirler. Bu alt sınıflar a, b ve c olarak sınıflandırılmıştır. Bu sınıflar kısaca RRa, RRb ve RRc olarak gösterilmektedir. Bu alt sınıfların dönemleri de farklıdır. a türünden RR Lyrae'lerin dönemi 0.48 gün, b türündekilerin de 0.32 gün mertebesinde olmaktadır. a türlerinin sayısı, diğer türlerin sayısının yaklaşık 4 katıdır. Gökadamızdaki RR Lyrae yıldızlarının % 10'dan az bir bölümü RRc türündendir.

RR Lyrae yıldızları üzerine Lub (1977) tarafından yapılan bir araştırmada, 90 tane yıldız için 6 renkte ışık eğrileri elde edilmiştir. Değişen yıldızların genel kataloğunda yer alan çok sayıda RR Lyrae yıldızının % 50 kadarı RRab, % 6 kadarı da RRc türündendir.

Bu alt sınıflamayı Bailey yaptığı için a, b, c türlerine aynı zamanda Bailey türü de denir. a ve b türleri yalnız genlik bakımından farklıdır. c türü yıldızlar ise hemen hemen sinüs biçiminde ışık değişimi gösterirler. b türü yıldızların daha küçük genlik ve biraz daha uzun dönemleri dışında temel bir ayrım yoktur.

Fiziksel Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

RRab türü yıldızlar, tüm türden değişen yıldızlar arasında en homojen tür olarak görülüyordu. O nedenle bu yıldızların öbek II bölgelerinin iyi birer belirteci olabilecekleri ve gökadanın yapısının anlaşılmasında iyi bir rol oynayabilecekleri düşünülmekteydi. Ancak son zamanlarda RR Lyrae yıldızları arasında, fiziksel olarak farklı grupların olabileceği konusunda bulgular elde edilmeye başlanmıştır. Bunun da ötesinde, bu yıldızların salt parlaklıklarının da değişmez oldukları varsayımı geçerliliğini yitirmeye başlamıştır. Bu yıldızların salt parlaklıkları,

Mv=μ 0.6 μ 0.3, Mb=+1.0

bölgesinde olup döneme zayıf bir biçimde bağlıdır. RRa türü yıldızların birçoğunda, Hidrojen soğurma çizgilerinden elde edilen tayf türü maksimum parlaklıkta A7, minimum parlaklıkta F5 bölgesindedir. Öte yandan CaII nin K çizgisinden elde edilen tayf türü, yıldızdan yıldıza (özellikle minimum yöresinde) önemli değişiklikler göstermektedir.

Metal ölçeği için, Preston (1959) tarafından minimum evresi için verilen;
ΔS=10[sp(H)-sp((CaII)] ifadesi kullanılmaktadır. Burada;
ΔS=0 durumu, CaII çizgilerinin kuvvetli ve metal bolluğunun göreli olarak fazla olması anlamına gelmekte iken, ΔS=10 durumu ise bu çizgilerin zayıf ve metal bolluklarının az olması anlamına gelmektedir.
Evre Tayf türü
(H)
Tayf türü
(CaII)
ΔS=6 6 10
0d.8 F5 F5 A9 A5
0.0 A7 A6 A2 A2
0.1 F0 F1 A5 A3
0.3 F4 F4 A8 A5
0.6 F5 F5 A9 A5

Kukarkin, göreli olarak metalce zengin olan yıldızların gökada diskinde yer aldıklarını, fakir olanların ise halo yıldızları olduklarını belirtmiştir. RRc yıldızları ise, minimumda daha ön tayf türünde görülmektedirler.

Atmosferik zonklamadaki düzensizlikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bono ve Stellingwerf (1994), RR Lyrae yıldızlarının ayrıntılı bir analizini yapmak için, sabit olmayan bir topoğrafya ve lineer olmayan zonklama modeli üzerinde geniş bir şekilde çalışmışlardır. Ayrıca, fotosferik alanda, konveksiyonun etkisi üzerinde de çalışılmıştır[2]. Ancak bütün bu çalışmalarda, atmosferin yapısı ayrıntılı bir şekilde düşünülmemiştir. Çünkü, fotosferin üzerindeki kütle katmanlarının sayısı, soğurma çizgisini hesaplayacak kadar yeterli değildir.

Lineer olmayan ve adyabatik olmayan zonklama modelleri, metalik soğurma profillerinin içerisindeki çok kısa aralıklar esnasında gözlenen çizgi çift oluşumunu açıklamışlardır[3].

Gözlenen profillerin modelini yapabilmek için, fotosfer üzerindeki 40-50 atmosferik kütle katmanının dikkate alınması gerekli olmuştu. Bu gözlemsel teste ek olarak, atmosfer modelleri, atmosferin yapısı hakkında ve özellikle de kuvvetli şok dalgalarının sayısı hakkında bilgi verir. Bu şok dalgaları da kütle katmanlarından geçer. En yüksek atmosferik bölge, bu modellerde düşük yoğunluklu olarak düşünülmüştür. (zonklama evresine bağlı olarak logρ=-13 ile -15 arasında) Bu da Hα gibi profillerin hesaplanabilir olması anlamına gelmektedir.[4]

Parlak RR Lyrae yıldızlarının ışınım dönemlerinin sabit olduğu 10 ya da 20 yıllık bir zaman aralığında, birkaç saniye dahilinde sabit olduğu bilinmesine rağmen, RR Lyrae'lerin % 30'unun ışınım gücü ve radyal hız eğrilerinin, yaklaşık 100 zonklama çevrimi gibi bir dönem içerisinde değişimi gözlenmektedir. Bu Blazhko Etkisi olarak bilinir.

Sonuç olarak atmosfer katmanlarının hareketinde, uzun dönemli bir değişiklik beklenebilir. Bu, RR Lyrae'in Blazhko dönemi boyunca Hidrojen salma çizgisinin şiddetinin değişimi ile uyuşmaktadır.[5] Çünkü bu etki, doğrudan doğruya şok dalgalarının şiddetiyle ilgilidir. Hill (1972) ve Fokin (1992)'in çalışmalarından ikincil şoku biliyoruz. Bu erken şok olarak adlandırılır. Bu ikincil şok, serbest düşen bir dış atmosferik katman ile, yukarı doğru hareket eden fotosfer katmanının çarpışmasına bağlıdır. Bu şok, metalik çizgilerin yarı genişliklerinin (FWHM) genişlemiş olması ve zayıf Hidrojen salmasının varlığı ile saptanmıştır[6].

Radyal hız eğrileri[değiştir | kaynağı değiştir]

Tam bir dönem içerisinde, 2 ayda üç tane birbirini izleyen hız değişimi görülmüştür. ψ=25.40 evresindeki üç gecelik gözlemde, gözlenen hız kayması ϕ=0.3 evresinde yaklaşık 4 km/sn. dir. Yani bu kayma, tüm zonklama genliğinin % 7’si kadardır. Kayma aynı zamanda 0.6 – 0.8 zonklama evre aralığında görülen, çift hız maksimumu esnasında da görülmektedir. Fakat bu, her zaman olan durum değildir. Tüm bunların sadece Blazhko etkisinden dolayı meydana geldiğini söylemek zordur.

Eğri bozulmaları, bazen Blazhko fazındaki gibi büyük olmasına rağmen, örneğin ψ=15.42 ve ψ=25.40 eğrileri tamamen farklı şekiller göstermektedir. Bunların Blazhko etkisiyle birleştiğini söylemek zordur. Çünkü bu, tamamen dönemli bir değişim değildir.

FWHM değişimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu eğrilerde görülen birinci özellik, aynı şekilde davranarak (düşerek ve yükselerek), zonklama fazlarıyla beraber pik yapmalarıdır. İkinci özellik, dönme ve zonklama etkileri ile açıklanan, maksimum lüminosite (ϕ=0.00) den hemen sonra gerçekleşmeleri ve sonuncusu ise, (ϕ=0.70) ikinci şok diye adlandırılan, bir düşey şokun yayılması sebebiyle ikinci ivmelenme sırasında oluşur.

FWHM temelde, fotosferde gerçekleşen türbülans, hız ve sıcaklık değişimine bağlıdır. Zonklama yapan yıldızlardaki hız alanı değişimi, öncelikle şok dalgalarının atmosferde yayılması sırasında FWHM’de de değişikliğe sebep olur. Örneğin ϕ=0.80-0.90 arasındaki FWHM kayması, ψ=24.98 ve ψ=25.40da 6 km/sn. mertebesinde ve ψ=25.47de 10 km/sn. yöresindedir. Üç FWHM zirvesinin genlik ve genişliğinin bir zonklama döneminden diğerine şiddetli bir şekilde değiştiği açıkça görülmektedir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]


Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Kukarkin 1975
  2. ^ Bono & Marconi 1998; Feuchtinger & Dorfi 1998
  3. ^ Chadid & Gillet 1996
  4. ^ Fokin 1992
  5. ^ Chadid & Gillet 1997
  6. ^ Gillet & Crowe 1989
  • Kukarkin, B.V. (1975), IAU Symp, ss. 67-511 
  • Lub, J. (1977), A & AS, ss. 29, 345 
  • Preston, G.W (1959), ApJ, ss. 130, 507 
  • Ledoux, P; Walraven, Th. (1958), Handbook of Physics, 51, Berlin, ss. 353 
  • Chadid, M. (2000), A & A, ss. 359, 991 
  • Bono, G.; Marconi, M.; Bradley, P.A.; Guzik, J.A. (1998), A Half-Century of stellar Pulsation Interpretations, 135, 287, ASP Conference 
  • Chadid, M.; Gillet, D. (1997), A & A, ss. 319, 154 
  • Chadid, M.; Gillet, D. (1996), A & A, ss. 308, 481