Sefe değişeni

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Sefe değişkeni veya Sefe, saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.

Açıklama[değiştir | kaynağı değiştir]

1784 yılı ortalarına kadar nova ve süpernovalar hariç, bilinen değişen yıldız sayısı sadece beş tane idi. Bunlardan dördü bugün Mira değişenleri olarak adlandırılan grubun üyesiydiler. Geriye kalan biri ise bir örten çift yıldızdı (Algol). 10 Eylül 1784'te Edward Piggot, η Aquilae'nin, hemen ardından John Goodricke ise δ Cephei'nin ışık değişimine sahip olduğunu keşfetmişlerdir. δ Cep ve η Aql bugün Sefe'ler olarak sınıfladığımız, dönemleri sırası ile 5.4 ve 7.2 gün olan zonklayan değişenlerdir. "Sefe (Sefeid)" terimi uzunca bir süre, örten değişenler hariç, düzenli-sürekli tekrarlayan ışık değişimine sahip ve dönemi 35 günden kısa olan tüm değişen yıldızlar için kullanılmıştır. Ancak bu sınıflamanın birbirinden çok farklı evrim aşamasında ve karakterde yıldızlar içerdiği görülünce, öncelikle dönemi 1 günden kısa olan ve genellikle RR Lyr türü değişenler sınıfına giren yıldızlar ayrılmıştır. Bunun ardından Tip-II Sefe'leri ve RV Tauri değişenleri bağımsız birer grup oluşturacak şekilde sınıflanmıştır. Geriye kalan yıldızlar ise literatürde "δ Cephei değişenleri", "Tip-I Sefeleri", veya “Klasik Sefeler” olarak adlandırılan ve günümüzde kısaca sadece “Sefeler” adını alan grubu oluşturmuşlardır. Shapley 1914'te, Sefe'lerin karmaşık ışık değişimlerinin, çapsal olmayan zonklamalardan kaynaklandığını söylemiştir. Ancak, daha sonra Eddington Sefe'lerde zonklamaların çapsal doğrultuda olduğunu ispatlamıştır.

Sefe'ler son derece düzenli tekrarlayan ve 1 gün ile 70 gün arasında değerler alabilen dönemlere sahiptirler. Bazı uç örneklerinde dönem değeri 200 güne kadar ulaşabilmektedir. Hertzsprung (1926, BAN, 3, 115), dönemleri 3-40 gün arasında olan Sefe'ler üzerine yaptığı bir araştırmada, ışık eğrilerinin dönem büyüklüğüne bağlı olarak biçim değiştirdiğini göstermiştir. Hertzsprung-Russell diyagramı (Hertzsprung Dizisi) olarak bilinen bu ilişkiye göre dönemleri 8-10 gün arasında olan tüm Sefe'lerin ışık eğrisi maksimumlarında çift tepeli yapılar izlenmektedir. Dönemi bundan kısa olanlarda iniş kolu üzerinde, uzun olanlarda ise çıkış kolu üzerinde "çıkıntılar (bump)" görülmektedir. Ayrıca dönemi 20 günden uzun olanlarda çıkış kolu belirgin bir şekilde diktir. İzlenen çıkıntı yapısının dönemle olan bu ilişkisi, temel zonklama modunun, ikinci harmoniği ile yaptığı girişimden kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak temel dönemi aynı olan iki Sefeid değişeninin ışık eğrileri biçim olarak (çıkıntılarının görüldüğü evre) aynı olmaktadır.

Dönem-Parlaklık bağıntısı[değiştir | kaynağı değiştir]

1912 yılında Henrietta Leawitt[1], KMB'de gözlediği Sefe'lerin parlaklıklarının, dönemlerinin logaritması ile doğru orantılı olarak arttığını keşfetmiştir. Bu bağıntı, KMB'deki Sefe'lerin kabaca bizden uzaklıklarının aynı olduğu varsayımı ve KMB'nin bilinen uzaklığı (60 kpc) kullanılarak, mutlak parlaklık ile dönem arasındaki bir ilişkiye dönüştürülmüştür. Dönem-Parlaklık bağıntısı PL adı verilen bu ilişki sayesinde, sadece dönemini belirlemek ve yıldızlararası sönümleme etkisini dikkate alarak, gözlenen bir Sefe değişeninin ve dolayısıyla üyesi olduğu yıldız topluluğunun uzaklığını bulabilmek mümkün olmuştur. Böylece dönemden elde edilen mutlak parlaklık ile gözlenen parlaklık;

 M_v = 5 log(d) - 5 + A_v \,

şeklindeki "uzaklık modülü" formülünde yerine konarak doğrudan uzaklık hesaplanabilmektedir. Yakın zaman içerisinde, Macellan Bulutları'ndaki Sefe değişenleri üzerine yapılan çalışmalar, dönem-parlaklık bağıntısında görülen saçılmanın, sıcaklık (veya renk ölçeği) parametresinin dikkate alınması ile yok edilebileceğini göstermiştir. Dolayısıyla bu ilişki aslında "dönem-parlaklık-renk (PLC)" arasında bir bağıntıdır. PL ve PLC bağıntıları gökadamızda uzaklığı iyi bilinen genç kümelerde yer alan Sefeid değişenleri ile duyarlı bir şekilde mutlak parlaklığa kalibre edilmiş durumdadır.

 5\log_{10}{d}=V+ (4.42) \log_{10}{P} - (3.43) (B-V) + 7.15 \,. [2]
 E(B-V)=-(0.27) \log_{10}{P} + (0.41) (V-J) - 0.26 \,. [2]

Genel Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sefei'ler göreli olarak genç yıldızlardır. Genel olarak F, G, K türü üstdevlerdir. Dönemleri 2 gün civarında olanlar, Güneş'in kütlesinin 5 katı kütleye sahiptir ve yaşları 108 yıl civarındadır. Daha büyük kütleli Sefe'lere doğru gidildikçe dönem uzamakta ve yaş küçülmektedir. 40 gün dönemli Sefe'ler kabaca 15 güneş kütlesine ve 107 yıl civarında bir yaşa sahiptirler.

Sefe'lerin büyük bir bölümü temel modda zonklama yaparken, bir kısmı da ilk harmonikte zonklamaktadır. İlk harmonikte zonklayanları daha düşük genliğe ve sinüs eğrisine daha yakın ışık eğrilerine sahiptirler. Dönemleri 2-4 gün arasındadır ve tüm Sefe'ler arasında sayıca oranları %30 civarındadır. Bir salınımın temel veya harmonik modda gerçekleştiği, ışık eğrilerinin fourier dönüşümleri ile analiz edilmesi sonucu ortaya çıkmaktadır.

Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sefe türü R TrA (P=3.389287 gün) ve S Sge (P=8.382173 gün) yıldızlarının ışık eğrileri görülmektedir. R TrA’da maksimum ışık profilinin minimumdakine oranla daha dar olması, Sefe ışık eğrilerinde izlenen genel bir özelliktir. S Sge ise çift tepeli Sefe ışık eğrileri için güzel bir örnektir. SS CMa, P=12.358 günlük dönemi ile, çıkıntıların görülme yerlerine ilişkin sınır bölgededir. Dolayısıyla çıkıntının etkisi hem çıkış hem de iniş kolunda görülmektedir. T Mon, P=27.0197 gün döneme sahiptir ve uzun dönemli Sefe'lerde çıkış kolunun aşırı dik oluşuna güzel bir örnektir. P=127.6 gün döneme sahip HV821 yıldızında, dönem uzadıkça ışık eğrilerinin biçim olarak sinüs eğrilerine ne ölçüde yaklaştığı açıkça izlenebilmektedir. U TrA (temel dönem P=2.568423) ise temel dönem ile ilk harmoniğin girişimi sonucu ışık eğrisinin çevrimden çevrime nasıl değiştiğini gösteren çarpıcı bir örnektir.

Tip-II Sefe'ler[değiştir | kaynağı değiştir]

Tip-II Sefe'leri, (klasik) Sefe'lerin düşük kütleli türevleri olarak tarif edilebilirler. Geçmiş literatürde birbirinden farklı çok sayıda isimlendirme ile anılmışlardır. Genel olarak W Virginis yıldızları olarak bilinen bu grup GCVS de CW kodlaması ile gösterilmiş ve iki alt gruba ayrılmıştır:

  • BL Her türü yıldızlar: dönemleri 8 günden kısa ve GCVS de CWB olarak kodlananlar.
  • W Vir türü yıldızlar: dönemleri 8 günden uzun ve GCVS de CWA olarak kodlananlar.

Diethelm[3] ise dönemi 1-3 gün arasında olanları üç gruba ayırmıştır:

  • RRd: düzgün ışık eğrisine sahip olanlar.
  • CW veya W Vir: çıkış kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.
  • BL Her: iniş kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.

Bu gruplamaya ait adlandırma, yine Diethelm[4] tarafından kısa sürede RRd → AHB1, CW → AHB2 ve BL Her → AHB3 şeklinde değiştirilmiştir. Burada RRd kodlamasının bugünkü literatürde çift-modlu RR Lyrae'lar için kullanıldığı hatırlanmalıdır.

Tip-II Sefe'leri hem halo 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. Tip-II Sefe'lerin 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. Kwee [5] dönemleri 13-20 gün arasında olan Tip-II Sefe'lerini ışık eğrisi biçimlerine göre ikiye ayırmıştır:

  • Maksimumlarında düzlükler bulunanlar.
  • Maksimumları eğrisel olanlar.

Özellikle küresel kümelerde ve Macellan Bulutları'nda yer alan Tip-II Sefeleri için de dönem parlaklık ilişkisi olduğu bulunmuştur. Ancak Tip-II Sefe'leri için bu bağıntının eğimi daha düşük ve saçılma daha fazladır. Ayrıca belli bir dönem değeri için Tip-II Sefe'lerinin klasik Sefe'lere oranla daha düşük mutlak parlaklıklara sahip olduğu açıkça görülmektedir.

Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

Klasik sefelere örnek olarak; Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris ve Delta Cephei gösterilebilir.

Kwee'nin eğrisel maksimumlu Tip-II Sefe'lerine örnek olarak; CS Cassiopeiae (P=14.74 gün), düz maksimumlulara örnek olarak W Virginis'in (P=17.27 gün) ışık eğrileri gösterilebilir. Hertzsprung dizisine iki örnek olarak BL Herculis (P=1.307443, çıkıntı iniş kolunda) ve KZ Centauri'nin (P=1.51997, simetrik maksimum, belirgin bir çıkıntı izlenemiyor) ışık eğrileri gösterilebilir.

Cüce sefelere örnek olarak; Delta Scuti ve SX Phoenicis gösterilebilir.

Genel olarak Tip-II Sefe'leri ile klasik Sefe'ler, sadece ışık eğrilerine bakılarak ayırdedilemezler. Galaktik konumları, dikey hızları, ışınım güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ve kimyasal bileşimleri bu ayırımın yapılabilmesini sağlamaktadır.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ 1912, HC, no:173
  2. ^ a b Majaess D. J., Turner D. G., Lane D. J. (2008). Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parameterization and 2MASS photometry, MNRAS
  3. ^ 1983, A&Ap, 124, 108
  4. ^ 1990, A&Ap, 239, 186
  5. ^ 1967, BAN, 19, 260

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]