Çift yıldız

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
ikili yıldız
Hubble image of the Sirius binary system, in which Sirius B can be clearly distinguished (lower left)

Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler çoklu yıldız sistemleri olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift (ya da daha fazla) olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar, yarısı ya da daha fazlası görülebilen yıldızların çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunu göstermektedir.[1]

Çift yıldız terimi sıklıkla ikili yıldızla eş anlamlı olarak kullanılır; ancak, çift yıldız optik çift yıldız anlamına da gelebilir. Optik ikililer Dünya’dan gökyüzüne bakıldığı zaman birbirlerine çok yakın gözüken iki yıldız oldukları için bu adı alırlar ve ayrıca neredeyse aynı görüş çizgisi üzerindedirler. Yine de çiftlik durumu sadece optik efekte bağlıdır; yıldızların kendileri birbirlerinden uzaktır ve fiziksel bir bağ paylaşmazlar. Bir çift yıldız paralaks ölçümlerde farklılıklar, uygun hareketlerle, veya radyal hızları sayesinde optik olarak ortaya çıkabilmektedir. Birçok bilinen çift yıldız optik ikili mi yoksa fiziksel bağlı çiftler mi olup olmadığı yeterli miktarda detaylı çalışılmamıştır.

İkili yıldız sistemleri, yörünge hesaplamaları bileşen yıldızların kütlelerinin öbür, yarıçap ve yoğunluk gibi, parametrelerce doğrudan olarak karar verilmesine olanak sağladığı için astrofizikçiler için çok önemlidirler. Bu aynı zamanda, tek yıldızlı kitleler tahmin edilebileceği bir ampirik kitlesel parlaklık ilişkisi (MLR) belirler.

İkili yıldızlar çoğunlukla optiksel olarak tespit edilir ve bu durumlarda görsel ikililer olarak adlandırılırlar. Birçok görsel ikili birkaç yüzyıl ya da milenyum olması gibi çok uzun yörünge periyotlarına sahiptirler ve bundan dolayı yörünge periyotları kesin olarak bilinmez ya da nadiren bilinir. Ayrıca spektroskopi (spektroskopik ikililer) ya da astrometri (astrometrik ikililer) gibi doğrudan olmayan teknikler ile de tespit edilebilirler. Eğer ikili yıldızlar bizim görüş çizgimiz boyunca aynı düzlemde yörünge yapıyorlarsa bileşenlerinden biri diğerini örtecek yani tutulmada bırakacaktır ve böyle ikililer örten ikili ya da tutulma ikilisi olarak adlandırılır.

Eğer ikili yıldız sistemindeki bileşenler birbirlerine yeterince çok yakınlarsa yerçekimlerini çarpıtıp karşılıklı dış yıldız atmosferine geçiş yapabilirler. Bazı durumlarda yakın ikili sistemler tek yıldızların yapamayacağı gelişme süreci geçirir ve kütle transferi yapabilirler. İkililer örnek Sirius Ve Cygnus X-1 (Cygnus X-1 kara delik olarak bilinir) verilebilir.

Keşif[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili terimi ilk kez William Herschel’ın 1802’de yazdığı sözünde kullanıldı:[2]

"Eğer, buna karşılık, 2 yıldızın birbirine çok yakın konumlanması ve aynı zamanda komşu yıldızların çekimleri tarafından maddesel olarak etkilenmemesi için izole edilmesi gerekliliğinden , bu iki yıldız ayrı bir sistemi oluşturur ve karşılıklı kütle çekim bağları tarafından birleşik kalırlar. Bu gerçek çift yıldız olarak adlandırılmıştır. Böylelikle karşılıklı bağlanmış herhangi iki yıldız, ikili sideral sistem oluşturur."

Modern tanımla, ikili yıldız terimi genellikle aynı kütle merkezi etrafında dönen çift yıldız ile sınırlıdır. Çift yıldızlar teleskop ve interferometrik yöntemlerle çözülebilen ikili görseller olarak bilinir. Birçok bilinen görsel çift yıldızın tüm devri henüz gözlenmemiştir. Kavisli ve kısmi bir yol boyunca seyahatleri gözlenmiştir.[3]

ikili yıldız sistemi

Daha genel çift yıldız terimi gökyüzünde birbirine yakın gözlenen yıldızlar için kullanılmıştır. Bu ayrım nadiren İngilizce dışındaki dillerde yapılır. Çift yıldızlar çift sistemler olabilir. Gökyüzünde birbirine yakın gibi görünen, ancak Güneş'ten çok farklı gerçek mesafelerde olabilirler. İkincisi, optik çiftler ya da optik çiftleri olarak adlandırılır. Teleskobun icadından beri birçok çift yıldız bulundu. İlk örnekler Mizar ve Acrux’u içerir. Mizar, 1650’de Giovanni Battista Ricioli tarafından gözlemlendi. Güney parlak yıldızı Acrux, 1685 yılında Peder Fontenay tarafından keşfedildi.

John Michell çift yıldızların fiziksel olarak birbirini etkilediği önerisini 1767 yılında çift yıldızın şans ile uyumu olması olasılığının çok küçük olduğunu ilk savunan kişidir. William Herschel çift yıldızları 1779 yılında gözlemlemeye başladı ve daha sonra 700 çift yıldız ile ilgili katalog bastırdı. 1803’ten 25 yıl boyunca çift yıldızlı bir dizi göreli pozisyonlarında değişiklik gözlemlemişti ve çift sistemlerin olması gerektiği sonucuna vardı. Çift yıldızın ilk yörüngesi 1827 yılına kadar hesaplanamadı. Daha sonra Felix Savary, Xi Ursae Majoris yörüngesini hesapladı. Bu zamana kadar birçok çift yıldız ölçüldü ve kataloglandı. Amerika Birleşik Devletleri Gözlemevi tarafından Washington Çift Yıldız Kataloğu veri tabanı görsel çift yıldızlar derlendi ve bunlara optik çiftler ve çift yıldızlar da dahil olmak üzere 100,000 çifti aşkın çift yıldız içeriyordu. Bu binlerce çift yıldızın yörüngelerinden sadece birkaçı bilinmektedir ve birçoğunun gerçek ikililer veya optik çift yıldız olduğu tespit edilmemiştir. Bu çiftlerin hareketlerini gözlemleyerek karar verilebilir. Eğer hareket bir çeşit yörüngede ise ya da yıldızlar benzer açısal hıza sahip ve normal hareketlerine diğer yaygın uygun harekete kıyas ile ufak farklar varsa çift muhtemelen fizikseldir. Çift yıldızlı görsel gözlemciler için kalan görevlerden biri yer çekimi bağlantısı için yeterli gözlemler elde etmek ve bunu kanıtlamak veya çürütmektir.

Sınıflandırmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Gözlem Yöntemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yıldızlar gözlemlenmelerine göre dört şekilde sınıflandırıldı: görsel olarak gözleme; spektroskopik, spektral çizgilerde periyodik değişiklik; fotometrik, tutulmadan dolayı parlaklık değişimi; atrometrik, görünmeyen bir eşi nedeniyle bir yıldızın konumundaki sapmayı ölçerek. Herhangi bir çift yıldız bu sınıflardan birkaçına sahip olabilir. Örnek olarak birkaç spektroskopik çift aynı zamanda tutulma çiftidir de.

Görsel İkililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir görsel ikili yıldız açısal olarak ayrıldığında bileşenleri oldukça büyük olduğunda çift yıldızlar teleskop ya da yüksek güçlü dürbün ile gözlemlenebilir. Teleskobun açısal çözünürlüğü görsel ikilileri saptamada önemli bir faktördür ve daha iyi açısal çözünürlük ile görsel ikililerin tespit edilme sayısı artacaktır. İki yıldızın bağıl parlaklığı da ayrıca önemli bir faktördür.[5][6] Parlak bir yıldızdan gelen parlama, sönük bileşenin varlığını tespit etmeyi zorlaştırır.

Daha parlak olan yıldız ilk yıldız, daha sönük olan ise ikinci olarak hesaba katılır. Bazı yayınlarda (özellikle yaşlı olanlar) ise, soluk ikincil comes (çoğul olarak comites; yoldaş) olarak adlandırılır. Eğer yıldızlar eşit parlaklıkta ise, kaşif ilk yıldıza karar verir. Birincile göre ikincinin konum açısı, iki yıldızlı arasındaki açısal mesafe ile ölçülür. Ayrıca gözlem zamanı da kaydedilir. Yeterli sayıda gözlem kaydedildikten sonra birincil yıldız merkez olarak kutupsal koordinatları çizilir ve Kepler alanlar kanununa göre en mükemmel elips çizilir. Bu elips belirgin elips olarak bilinir ve gökyüzü düzleminde birincile göre ikincil gerçek eliptik yörüngede izdüşümüdür. Bu izdüşüm elipsinden yörüngedeki elementler hesaplanabilir.

Spektroskopik İkililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazen, bir ikili yıldızın tek kanıtı yaydığı ışık Doppler etkisinden gelir. Bu durumlarda ikili her yıldızdan yayılan ışığın spektral çizgileri önce mavi daha sonra kırmızıya dönüşür. Ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüşte önce bize doğru hareket ederler sonra bizden uzağa doğru.

Bu sistemlerde yıldızlar arasındaki aralık çok az ve yörüngesel hızları çok yüksektir. Yörünge düzlemi görüş hattına dik olmadığı sürece yörüngesel hız bileşenleri görüş çizgisinde olur ve sistemin radyal hızı periyodik olarak değişir. Radyal hız yıldızların spektral çizgilerinin Doppler kaymasını gözlemleyerek spektrometre ile ölçülebilir. Bu davranışı sergileyen çift yıldızlar spestrokopik ikililer olarak bilinir. Bunlardan birçoğu teleskop ile de olsa görsel ikili olarak düşünülemez.

Bazı spestrokopik ikililerde spektral çizgi her iki yıldız için de gözükür ve çizgiler çift ya da tek olabilir. Bu tür sistemler çift çizgili spektroskopik ikililer (Sİ2) olarak bilinir. Başka sistemlerde tek gözüken yıldızın spektrumu ve spektrumdaki çizgileri önce mavi sonra kırmızıya sonra eski haline dönüşür. Bu tür yıldızlar tek çizgili spestrokopik ikililer (Sİ1) olarak bilinir.

Spektroskopik ikili yörüngesi, sistemin bir ya da iki bileşeninin radyal hızını uzunca gözlem yaparak belirlenir. Gözlemler zamana karşı çizilir ve ortaya çıkan eğriden periyoduna karar verilir. Eğer yörünge dairesel ise eğri sinüs eğrisi olur. Eğer yörünge eliptik ise eğrinin şekli görüş çizgisini referans alarak elips eksantrikliği ve ana eksen yönü ile belirlenir. Yarı-majör eksen a ve yörünge düzleminin eğimini i tek olarak belirlemek imkansızdır. Fakat yatı-majör eksen ve sinüs eğimi çarpımı direkt olarak doğrusal birimi (ör. Kilometre) belirleyebilir. Eğer a ya da i farklı yollarla belirlenebilir ise, tutulma ikilisi durumunda olduğu gibi, yörünge için tam bir çözüm bulunabilir.[7]

İkili yıldızların hem görsel hem spestroskopik ikili olması nadir bir durumdur ve bulunduklarında değerli bilgi kaynaklarıdırlar. Görsel ikili yıldızlar genellikle büyük gerçek ayrığa sahiptirler ve periyotları on yıllar ile yüzyıllar arasında ölçülmüştür. Genellikle yörüngesel hızları spestroskopik ölçmek için çok küçüktür. Bunun tersine spestroskopik ikili yıldızlar yörüngelerinde hızlı hareket ederler çünkü birbirlerine yakındırlar, genellikle görsel ikili olarak saptanmak için fazla yakındırlar. Hem görsel hem spestroskopik ikililer Dünya’ya yakın olmalıdırlar.

Tutulma (örten) İkililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Algol B ve Algol A.

Örten ikili yıldız, yörünge düzleminde gözlemcinin görüş çizgisinde birbirlerine yakın dururlar ve bileşenleri karşılıklı tutulmaya neden olur. İkili hem spestroskopik ikili ve sistemin paralaks olduğu bilindiği durumlarda, ikili yıldız analizi için çok değerlidir. Algol örten ikilinin en çok bilinen örneğidir.[8]

Son on yılda ekstra galaktik örten ikililerin temel parametrelerinin ölçümü 8 metre teleskoplar ile mümkün hale geldi. Bu ekstra galaktik mesafeleri direkt ölçmek için onları standart kullanılanlardan daha kullanışlı hale getirdi. Son zamanlarda LMC, SMC, Andromeda ve Triangulum’a direkt mesafe tahmininde kullanıldı. Örten ikililer %5 kesinlik ile galaksiler arası mesafeyi ölçmede yöntem sunarlar.

Öreten ikililer tek bileşenlerindeki ışık değiştiği için değil tutuldukları için değişken yıldızlardır. Bir örten ikili ışık eğrisi, hemen hemen sabit ışık dönemleri ve periyodundaki yoğunluk düşmesi ile karakterize edilir. Eğer bir yıldız diğerinden büyükse biri tamamen tutulurken diğeri halka şeklinde tutulur.

Örten ikilinin yörünge periyodu ışık eğrisi üzerinde çalışılarak bulunabilir ve her bir yıldızın kendi boyutu yörünge yarıçapınca parlaklığın nasıl değiştiğine göre değerlendirilebilir. Eğer spestroskopik ikili ise yörünge elementleri de saptanabilir ve yıldızların kütlesi ve yoğunlukları da bu durumda kolaylıkla saptanabilir.[9]

Örtmeyen ikililer fotometri sayesinde saptanabilir[değiştir | kaynağı değiştir]

Yakın örtmeyen ikililer fotometri tarafından yıldızların birbiri üzerindeki etkisi gözlemlenerek saptanabilir. İlk olarak yoldaşından yaydığı ekstra ışığı yansıtmasının gözlenmesidir. İkinci olarak yoldaşının şeklini deforme olmasından kaynaklanan elips ışık varyasyonlarının gözlenmesidir. Üçüncü etki ise göreli ışık saçan etkinin belli büyüklükteki yıldızları nasıl etkilediğini incelemektir. İkilileri bu yöntemler ile saptamak için doğru fotometri uzay teleskopları ile yapılmasını gerektirir.[10]


Astrometrik İkililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Astronomlar boş uzay yörüngesinde gibi gözüken yıldızlar keşfettiler. Astrometrik ikililer birbirine yakın uzayda belli bir nokta etrafında yalpalayan ve görünür yoldaşı olmayan yıldızlardır. Sıradan ikili için kullanılan matematik kayıp yoldaş kütleyi de bulmak için kullanılabilir. Yoldaş çok sönük olabilir. Bu da onu hali hazırda saptanamaz ya da onun birincil parlaması tarafından maskelenmiş yapar ya da bu elektromanyetik radyasyon yaymayan ya da çok az yayan obje olabilir, örneğin nötron yıldızı.[11]

Görünen yıldızın pozisyonu dikkatle ölçülmüş ve eşi tarafından gelen kütle çekimi etkisi ile değiştiği tespit edilmiştir. Yıldızın pozisyonu tekrar edilerek daha uzak yıldızlara göre ölçüldü ve periyodik vardiyası kontrol edildi. Tipik olarak bu tarz ölçüm sadece yakın yıldızlar için geçerlidir, örneğin 10 parsel içinde. Yakın yıldızlar genellikle nispeten yüksek harekette olurlar. Böylelikle astrometrik ikililerin gökyüzünde titrek bir yolu takip ettikleri gözlenir.

Eğer yoldaş yıldızın pozisyonunda gözlemlenebilir bir vardiyaya neden olabilecek kadar büyük ise varlığı çıkarılabilir. Görünen yıldızın hareketinin astrometrik tam ölçümü yeterince uzun zaman periyoduna sahip ise yoldaşın kütlesi ve yörünge periyodu hakkında bilgiye sahip olunabilir. Yoldaş gözükür halde değil ise bile sistem Kepler yasalarını kullanarak bunu belirleyebilir.[12]

Ayrıca ikilileri saptayan bu yöntem yıldız yörüngesinde olan sistem dışı gezegenlerin yerini tespit etmede de kullanılır. Fakat bu yöntemin kullanılır olması için gerekenler büyük kütle farkı oranı ve gezegenlerin yörüngedeki uzun periyotları dolayısıyla oldukça zahmetlidir. Bir yıldızın pozisyon vardiya tespiti çok zahmetli bir bilim dalıdır ve gerekli hassasiyeti sağlamak oldukça zordur. Daha fazla çözünürlükte üretilen uzay teleskopları Dünya’nın atmosferindeki bulanıklık etkisinden kaçınabilir.

Sistemin Konumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Başka bir sınıflandırma boyutlarına göre yıldızlar arasındaki uzaklığa dayanır: Bağımsız ikililer, her bileşenin Roche lobunun, yıldızın kendi yerçekiminin diğer bileşeninden büyük olduğu alan, içinde olduğu ikili yıldızdır. Yıldızlar birbirleri üzerinde büyük bir etkiye sahip değildirler ve esasen ayrı ayrı gelişirler. Birçok ikili bu sınıfa aittir. Yarı bağımsız ikili yıldızlar, bileşenlerinden biri Roche lobunda iken öbür bileşene olmayan çift yıldızlardır. Roche lobundaki bileşenin (donör) yüzeyindeki gaz öbür bileşen transfer olur. Kütle transferi sistemin gelişmesinde hükmedici roldedir. Birçok durumda, içeriye akan gaz kütle alıcı etrafında toplanma diski oluşturur. Temas ikili, bileşenleri Roche loblarını dolduran çift yıldızlardır. Yıldız atmosferinin en üstteki katmanı çevreleyen her iki yıldız tarafından gelişir. Gelişimden kaynaklanan sürtünme yörünge hareketini bozar ve yıldızlar sonunda birleşebilir.[13]

Sarsıntılı değişkenler ve X-ışını ikilileri[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili sistem yoğun bir obje içerdiğinde, örneğin beyaz cüce, nötron yıldızı ya da kara delik, diğer yıldızdaki (donör) gaz yoğun objeye doğru ilerler. Bu yerçekimsel potansiyel enerjiyi açığa çıkarır gazın daha sıcak ve radyasyon yaymasına neden olur. Sarsıntılı değişken yıldızlar, kompire objesi beyaz cüce olan, böyle sistemlere örnektir. X-ışını ikililerinde kompire obje nötron yıldızı ya da kara delikten herhangi biri olabilir. Bu tür ikililer donör yıldızın kütlesine bağlı olarak yüksek kütleli ya da düşük kütleli olarak sınıflandırılırlar. Yüksek kütleli X-ışını ikilileri genç, erken tip, yüksek kütleli donör yıldız rüzgarından transfer edilen kütle içerir. Düşük kütleli X-ışını ikilileri yarı tespit edilebilir ikililerdir ve gaz geç tip donör ya da beyaz cüceden Roche lobunun dışına doğru akar ve nötron yıldızı ve kara deliğe doğru düşer. Muhtemelen X-ışını ikilisi için bilinen en iyi örnek yüksek kütleli X-ışını ikilisi Cygnus X-1’dir. Cygnus X-1’de gözükmeyen yoldaşın kütlesinin Güneşin yaklaşık dokuz katı olduğu tahmin edilir. Maksimum teorik nötron yıldızı kütlesini çok aştığı için bunun kara delik olduğuna inanılır.

Yörünge Periyodu[değiştir | kaynağı değiştir]

Yörünge periyotları bir saatten (AM CVn yıldızları için) ya da birkaç günden (Beta Lyrae bileşenleri) daha az olabilir ama ayrıca yüzlerce ya da binlerce yıl (Alpha Centauri AB etrafındaki Proxima Centauri) da olabilirler.

=Periyottaki Değişimler[değiştir | kaynağı değiştir]

Applegate mekanizması, belirli örten ikililerin uzun dönem yörünge periyodu değişimini açıklar. Ana-dizi yıldızı bir faaliyet döngüsünden geçer gibi yıldızın dış katmanı açısal momentum dağılımından dolayı manyetik torka maruz kalır ve yıldızın basıklığının değişimi ile sonuçlanır. İkilinin yörüngesindeki yıldızlar yerçekimsel olarak şekil değişikliklerine göre eşlenirler. Böylece periyot modülasyonları (tipik olarak ∆P/P ∼ 10−5) aynı zaman dilimindeki etkinlik döngüsünde (tipik olarak on yıllık sistemde) gösterir. Bazı Algol ikililerde gözlenen bir diğer olgu monoton periyot artışı olmuştur. Bu çok yaygın gözlemlenen alternatif periyodun azalıp artmasından oldukça farklı Applegate mekanizması ile açıklanır. Monoton periyot artışları kütlenin transferine dayanır ve genellikle (her zaman değil) daha az büyük yıldızdan daha büyük yıldıza doğrudur.

Numaralandırılmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

A ve B[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili yıldızın bileşenleri A ve B ekleri ile sistemin numarandırılmasını, A ilk yıldız için ve B ikincil yıldız için, temsil edebilir. AB ekleri çiftleri belirtmek için de kullanılabilir. C ve D gibi başka harfler de iki yıldızdan fazla yıldız içeren sitemler için kullanılır. İkili yıldızın Bayer numaralandırması içeren ve oldukça ayrık olduğu durumlarda üyelerin numaralandırılması alt ve üst simgeler ile olur. Buna örnek olarak bileşenleri ζ1 Reticuli ve ζ2 Reticuli olan Zeta Reticuli verilebilir.[14]

Kaşif numaralandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yıldızlar ayrıca indeks numarası ile kaşifin kısaltması verilerek numaralandırılır. Örnek olarak a Centauri Father Richaud tarafından 1689 yılında ikili olarak bulunmuş ve RHD 1 olarak numaralandırılmıştır. Bu kaşif kodları Washington Çift Yıldız Kataloğu’nda bulunabilir.[15]

Sıcak ve soğuk[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili yıldız sistemi bileşenleri sıcaklığına göre sıcak yoldaş ve soğuk yoldaş olarak belirlenebilir.

Örnekler:

  • Antares (Alfa Scorpii) ikili sistem içinde daha sıcak mavi yıldız Antares B ile bulunan kırmızı devasa bir yıldızdır. Antares B için soğuk devasanın yoldaşı denebilir.
  • Simbiyotik yıldızlar ikili yıldız sisteminde geç tip dev yıldız ve onun daha sıcak yoldaş objesini oluşturur. Yoldaşının doğası her durumda köklü olmadığından, sıcak yoldaş olarak ifade edilebilir.
  • Mavi ışık değişeni Eta Carinae son zamanlarda ikili yıldız sistemi olarak tespit edildi. İkinci yıldızın ilkinden daha yüksek sıcaklıkta olduğu gözüktü ve sıcak yoldaş yıldız olarak tanımlandı. Wolf-Rayet yıldız olabilir.
  • R Aquarii aynı anda hem sıcak hem de soğuk bir imza gösterir. Kombinasyonun sonucu olarak soğuk kırmızı devasaya sıcak küçük yoldaşı eşlik eder. Madde devasadan küçüğe doğru akar.
  • NASA’nın Kepler görevinde ikincilin daha sıcak bileşen olduğu birçok örten ikili yıldız örneği keşfedilmiştir. Beyaz cüce yoldaşı KOI-74b 12,000 K’dir. KOI-81B 13,000 K’dir.

Evrim[değiştir | kaynağı değiştir]

Formasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

İmkansız olmasa da bazı ikili yıldızlar tek iki yıldızın birbiri arasındaki yerçekimsel yakalaması sonucu oluşabilir. Böyle bir olayın ihtimali az olsa da ikililerin sayısı çoktur. Bu ikililerin ilk oluşum süreci olamaz. Ayrıca gözlemlenen ikililer ön ana yıldızları içerir ve bu ikililerin çoktan yıldız formasyonunda oluştuğu teorisini destekler. Yıldızlar öncesi oluşu sırasındaki moleküler buluttaki parçalanma ikili ya da çoklu yıldız sistemlerinin oluşumunu açıklamak için kabul edilebilir.[16][17]

Üç cisim problemi sonucu, üç yıldızın kütleleri karşılaştırılabildiği zaman, üç yıldızdan biri nihayetinde sistemden atılır ve başka önemli karışıklık olmadığı varsayılırsa kalan sabit iki yıldız ikili sistemde kalmayı sürdürürler.

Kütle transferi ve büyüme[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana yıldız evrimi süresince boyutsal olarak artar, bu Roche lobunu geçtiği herhangi bir noktada olabilir. Bunun anlamı onun maddelerinden bazısı yerçekimsel çekimin yoldaşının kendinden büyük olduğu bölgeye geçiş yapar. Maddenin bir yıldızdan öbürüne transferi Roche lobu taşması (RLT) olarak bilinir. Bu transfer gerçekleştiğinde matematiksel olarak ilk Lagrangian noktası olarak adlandırılır.[18] Büyüyen diskin ikili yıldızda daha parlak (bazen de tek gözüken) element olması nadir bir durum değildir.

Eğer yıldız Roche lobunun dışına çok hızlı büyürse, maddenin sistemden Lanrange noktalarına ya da yıldız rüzgarına doğru sistemi terk etmesi mümkündür. Böylece etkin bir şekilde tüm bileşenler kaybolur. Yıldızın evrimi kütlesi tarafından belirlenirken süreç her iki yoldaşın da evrimini etkiler ve tek yıldız tarafından elde edilemeyen aşamaları oluşturur.

Örten üçlü Algol çalışmaları yıldızlar evrimi teorisinde Algol paradoksuna yol açtı. İkili yıldızların bileşenleri aynı zamanda olmasına ve daha büyük yıldızın daha hızlı evrimleşmesine rağmen daha az büyük olan Algol B’nin daha sonraki evrimleşme aşamasında alt devde olduğu, daha büyük olan Algol A’nın hala ana dizide olduğu gözlemlendi. Paradoks kütle transferi ile çözülebilir: daha büyük olan yıldız alt dev olduğunda, Roche lobunu doldurduğunda, ve kütlenin çoğu diğer yıldıza transfer olduğunda hala ana dizide kalır. Bazı Algol ile benzer ikililerde gaz akışı görülebilir.[19]

Kaçaklar ve nova[değiştir | kaynağı değiştir]

Oldukça ayrık yıldızların yaşamları sırasında dış karışıklıkların sonucu olarak yerçekimsel bağlantılarını kaybetmeleri mümkündür. Bileşenler daha sonra tek yıldızlar olarak evrimleşmeye devam ederler. İki ikili sistemin arasındaki yakın karşılaşma bazı yıldızların ani hızlanmasıyla kaçak yıldızlar olmaları ile bu durum yerçekimsel bozulma ile sonuçlanabilir.

Eğer beyaz cüce yakın bir yoldaş yıldıza sahip ve Roche lobundan taşıyor ise beyaz cüce sürekli yıldızın dış atmosferinden gazları arttırır. Bunlar beyaz cücenin yüzeyinde yerçekimi yoğunluğundan dolayı sıkıştırılmışlardır. Beyaz cüce dejenere maddeden oluşur ve artan hidrojen değilken beyaz cüce ısıya oldukça tepkisizdir. Hidrojen füzyonu büyük miktarda enerjiyi serbest bırakması sonucunda CNO döngüsü boyunca yüzeyi üzerinde istikrarlı bir şekilde oluşabilir. Sonuç ışığın oldukça parlak patlamasıdır ve bu nova olarak bilinir.

Ekstrem durumlarda bu olay beyaz cücenin Chandrasekhar limitini aşmasına sebep olabilir ve tüm yıldızı yok eden bir süpernovayı tetikleyebilir. Ayrıca bu da kaçak yıldızlara neden olan başka bir olaydır. Süpernovaya bir örnek SN 1572dir. Tycho Brahe tarafından gözlenmiştir. Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskobu bu olayın kalıntılarının fotoğraflamıştır.

Astrofizik[değiştir | kaynağı değiştir]

İkililer astronomların uzaktaki bir yıldızın kütlesini belirlemelerine olanak sağlayan en iyi yöntemdir. Birbirleri arasındaki yerçekimsel çekim ortak kütle merkezi yörüngesinde hareket etmelerine neden olur. Görsel ikilinin yörünge deseninden ya da spestroskopik ikilinin spektrum zaman değişimden kendi yıldızının kütlesi tespit edilebilir. Bu yöntemle yıldızın görünümü (sıcaklık ve yarıçap) ve kütlesi arasındaki ilişki bulunabilir. Bu ikili olmayanların kütlesini tespit etmeye olanak sağlar.

Yıldızların büyük bir çoğunluğunun ikili sistemlerde olması nedeniyle ikililer yıldızların nereden geldiği sürecini anlamamız için önemlidirler. Özellikle ikilinin periyot ve kütleleri bize sistemdeki açısal momentum miktarı hakkında bilgi verir. Bu fizikte korunan bir miktar olduğu için ikililer bize yıldızların hangi koşullarda oluştuğu konusunda önemli ipuçları verir.

İkili yıldızlardaki kütle merkezini hesaplama[değiştir | kaynağı değiştir]

basit bir ikili durumunda, r1, ilk yıldızın merkezi ile kütle merkezi arasındaki uzaklık:

r_1 = a \cdot {m_2 \over m_1 + m_2} = {a \over 1 + m_1/m_2}

a iki yıldızın merkezleri arasındaki mesafe ve m1 ve m2 iki yıldızın kütleleridir. Eğer a yörüngedeki bir cismin diğeri etrafındaki yörüngesini yarı majör ekseni alınırsa, r1 kütle merkezi etrafında yörünge yapan ilk objenin yarı majör ekseni olur ve r2 = a – r1 ikinci cismin yörünge yarı majör eksini olur. Kütle merkezi daha büyük olan cismin içinde belirlendiğinde bu cismin ayırt edilebilir bir yörünge takip etmesi yerine yalpaladığı gözlenir.

Kütle merkezi animasyonları[değiştir | kaynağı değiştir]

Resimler temsilidir, simülasyon değildirler. Kırmızı artı işareti pozisyonu sisteminin kütle merkezini gösterir.

Orbit1.gif
(a.) iki aynı kütle ortak kütle merkezi etrafında.
Orbit2.gif
(b.) iki farklı yörünge etrafında dönen kütle
Orbit3.gif
(c.) Earth–Moon system
Orbit4.gif
(d.) Sun–Earth system
Orbit5.gif
(e.) İki farklı eliptik yörünge yapan obje

Araştırma bulguları[değiştir | kaynağı değiştir]

Samanyolundaki yıldız sistemlerinin yaklaşık 1/3 ünün ikili ya da çoklu olduğu kalan 2/3ün ise tek yıldız içerdiği tahmin ediliyor.[20]

Yıldızın tam yörünge periyodu ile onun yörünge basıklığı arasında doğrudan ilişki vardır. Eğer sistemin periyodu az ise basıklığı da küçüktür. İkili yıldızlar herhangi makul ayırma ile bulunabilir: çiftler birbirine çok yakın yörüngede hareket ediyorlarsa kısmen birbirleri ile etkileşim halindedirler, aralarındaki mesafe çok ise onların bağlantısı uzayda sadece ortak hareket doğrusu gösterir. İkili yıldız sistemi yerçekimsel bağı içinde log normal dağılımı olarak adlandırılan periyot mevcuttur, bu sistemlerin genellikle yörünge periyotları 100 yıl kadardır. Bu ikili sistemlerin yıldız formasyonu sırasında oluştuğu teorisini destekleyen bir kanıttır.

Çiftlerden ikisi de eşit parlaklıkta olduğunda aynı zamanda aynı spektral tiptedirler.

Parlaklıkları farklı olduğu sistemlerde eğer daha sönük olan daha mavi ise daha parlak olan yıldız daha büyük ve daha kırmızıdır, eğer daha parlak olan ana diziye ait ise.

Yıldızın kütlesi direkt olarak sadece yerçekimsel çekiminden tespit edilebilir. Yerçekimsel lensler gibi hareket eden Güneşten ve yıldızlardan ayrı olarak bu yalnızca ikili ya da çoklu sistemlerce yapılabilir. Bu da ikili yıldızları yıldızlar arasında önemli bir seviyede yapar. Görsel ikili yıldız durumunda sistemin yörünge ve yıldız paralaksı tespit edildikten sonra iki yıldızın bileşke kütlesi direkt olarak Kepler’in gezegensel hareket yasalarını kullanarak elde edilebilir.

Ne yazık ki ayrıca görsel ya da örten ikili olmadıkça spestroskopik ikilinin tam yörüngesini elde etmek imkansızdır. Bu nedenle bu objelerin kütle ve sinüs açısının ortak çarpımı ile yalnızca görüş çizgisine bağlı eğimine karar verilebilir. Hem spektroskopik hem de örten ikili durumlarında her iki yıldız için de özelliklerini (kütle, yoğunluk,boyut, parlaklık ve yaklaşık şekil) tam bir çözüm bulmak mümkündür.

Gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bilim kurgu sık sık ikili ya da üçlü yıldızların olduğu yerleri kullanır. Buna örnek olarak George Lucas’ın Yıldız Savaşları’ndan Tatooine ve bir diğer dikkate değer hikaye “Akşam Vakti” altı yıldızlı sistemde geçmektedir. Gerçekte bazı yörünge aralıkları dinamik nedenlerden dolayı imkansızdır(gezegen hızlıca yörüngesi dışına atılabilir, tamamen sistemden atılabilir ya da yörünge aralığının daha alt ya da üst katmanına transfer olabilir).

Simülasyonlar gösterdi ki; ikili yoldaşın varlığı gezegenin sabit yörünge bölgesi içindeki ata-gezegen diskini “uyarması” ile gezegen formasyonu oranını arttırabilir. Çoklu yıldız sistemleri içindeki gezegenleri tespit etmenin ekstra teknik zorlukları vardır. Bu da neden çok nadir bulunduklarının nedenini olabilir. Örnekler beyaz cüce-pulsar ikilisi PSR B1620-26, alt dev-kırmız cüce ikilisi Gama Cephei ve beyaz cüce-kırmızı cüce ikilisi NN Serpentis’i içerir.

Daha önceden bilinen 14 gezegen sistemi çalışmasında 3 tanesi ikili sistem olarak bulundu. Tüm gezegenlerin ilk yıldız etrafında S-tipi yörüngesinde hareket ettikleri bulundu. Bu üç durumda ikincil yıldız ilkine göre daha sönüktür ve daha önce tespit edilememiştir. Bu keşif hem gezegen hem de ilk yıldız için parametrelerin tekrar hesaplanması ile sonuçlandı.

Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bileşenleri arasındaki uzaklık, yanı sıra renklerindeki farklılık Albireo’yu en kolay gözlenebilir görsel ikililerden bir yapar. En parlak üye, Cygnus takımyıldızındaki üçüncü en parlak üye, aslında kendisine yakın bir ikilidir. Ayrıca Cygnus takımyıldızındaki Cygnus X-1 X-ışını kaynağı ve kara delik olarak nitelendirilir. O, optik eşli değişken yıldız olmasıyla yüksek kütle X-ışını ikilisidir. Sirius, -1.46 görsel belirgin büyüklüğü ile gece gökyüzünde olan en parlak başka bir ikilidir. Bu Canis Major takımyıldızında yer almaktadır. 1844 yılında Friedrich Bessel tarafından Sirius’un ikili olduğu düşünüldü. 1862’de Alvan Graham Clark tarafından (Sirius B) yoldaşı keşfedildi. 1915’te Wilson Dağı Gözlemevi’nde astronomlar Sirius B’nin beyaz cüce olduğunu tespit ettiler. 2005’te astronomlar Hubble Uzay Teleskobunu kullanarak Sirius B’nin 12,000 km çapında ve Güneşin %98 kütlesinde olduğunu belirlediler.

Örten ikiliye örnek Auriga takımyıldızındaki Epsilon Aurigae idir. Görünen bileşen spektral sınıf F0’a aittir. Diğer (örtülen) bileşen gözükmez. Son böyle tutulma 2009-2011’den meydana geldi ve uygulanabilen yaygın gözlemlerin sistemin doğası içinde olan öngörüşlerin başarılı verim sağlaması umut ediliyordu. Bir başka örten de Beta Lyrae’dır. Lyra takımyıldızındaki ikili yıldız sisteminin yarı gözlenebilir ikilisidir.

Başka ilginç ikililere 61 Cygni (Cygnus takımyıldızının ikilisidir ve iki turuncu ana dizi yıldızları sınıfı içerir, 61 Cygni A ve 61 Cygni B geniş güzgün hareketleri ile bilinirler), Procyon (Canis Minor takımyıldızındaki en parlak yıldızı ve gece gökyüzünde gözüken en parlak sekizinci yıldızdır), SS Lacertae (örtmeyi sonlandıran örten ikilidir), V907 Sco (örtmeyi kesen, tekrar sürdüren ve tekrar kesen örten ikilidir) ve BG Geminorum (K0 yıldızı etrafında yörünge yapmakla birlikte kara delik içeren örten ikili) dahildir.

Çoklu Yıldız Örnekleri[değiştir | kaynağı değiştir]

İkiden fazla yıldız içeren sistemler çoklu yıldızlar olarak adlandırılır. Perseus takımyıldızında bulunan Algol en çok bahsedilen üçlüdür. Bileşenlerinden ikisi birbirini örter ve Algol’un yoğunluğundaki değişim ilk kez 1670 yılında Geminiano Montanari tarafından kaydedilmiştir. Algol’un anlamı “şeytan yıldızı” (Arapça: الغول‎ al-ghūl) dır. Bu ismi almasındaki muhtemel onun tuhaf hareketidir. Başka bir görünen üçlü de Alfa Centauri’dir. Centaurus takımyıldızının güneyinde bulunur. Görsel gözükme değeri -0.01 ile bu takımyıldızındaki en parlak dördüncü yıldızdır. Bu sistem ayrıca yaşanabilir gezegenler arayışında ikililerin de göz önünde bulundurulması gerektiği gerçeğini vurgular. Alfa Centauri A ve B en yakın durumlarında 11 AU kadar uzaktadırlar ve böylelikle kararlı yaşanabilir bölgeye sahip olmalıdırlar.

Üçlülerin ötesinde olan sistemlere de örnekler vardır: Castor sisteminde altı yıldız bulunur ve bu sistem Gemini takımyıldızının ikinci en parlak yıldızıdır. Astronomik olarak Castor 1719 yılında görsel ikili olarak keşfedildi. Castor’un her bir bileşeni kendince spestroskopik ikilidir. Castor ayrıca sönük ve oldukça geniş aralıklı yoldaşlara sahiptir. Bunlar ayrıca spestroskopik ikilidirler. Ursa Majoris’teki Alcor-Mizar görsel ikilisi dördü Mizar ve ikisi Alcor’u içermek üzere altı yıldıza sahiptir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Filippenko, Alex, Understanding the Universe (of The Great Courses on DVD), Lecture 46, time 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, USA, 2007
  2. ^ Herschel, William (1802). "Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 92: 477–528 [481]. Bibcode 1802RSPT...92..477H. DOI:10.1098/rstl.1802.0021. JSTOR 107131. 
  3. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. s. 17. ISBN 90-277-0885-1. 
  4. ^ "Planet-hunting SPHERE Images First Circumbinary Planet System with Disc". http://www.eso.org/public/images/potw1543a/. Erişim tarihi: 26 October 2015. 
  5. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Heintz12 isimli refler için metin temin edilmemiş (Bkz: Kaynak gösterme)
  6. ^ "Binary Stars". Cornell Astronomy. http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/binstar.htm. 
  7. ^ Herter, T. "Stellar Masses". Cornell University. June 17, 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. https://web.archive.org/20120617150857/http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/lectures/lec16.htm. 
  8. ^ Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html. 
  9. ^ Worth, M. "Binary Stars" (PowerPoint). Stephen F. Austin State University. http://www.physics.sfasu.edu/markworth/ast105/Binary-Stars.ppt. 
  10. ^ Lev Tal-Or, Simchon Faigler, Tsevi Mazeh (2014). "Seventy-two new non-eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega". arΧiv: 1410.3074. 
  11. ^ Bock, D. "Binary Neutron Star Collision". NCSA. http://lantern.ncsa.uiuc.edu/~dbock/Vis/NeutronStar/Summary.html. 
  12. ^ "Astrometric Binaries". University of Tennessee. http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/astrometric.html. 
  13. ^ Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 342 (4): 1169–1184. arXiv:0705.3444. Bibcode 2003MNRAS.342.1169V. DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. 
  14. ^ "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science at the University of California. http://sunra.lbl.gov/~vhoette/Explorations/BinaryStars/. 
  15. ^ References and discoverer codes, The Washington Double Star Catalog, United States Naval Observatory. Accessed on line August 20, 2008.
  16. ^ Boss, A. P. (1992). "Formation of Binary Stars". J. Sahade; G. E. McCluskey; Yoji Kondo. The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. s. 355. ISBN 0-7923-1675-4. 
  17. ^ Tohline, J. E.; J. E. Cazes; H. S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html. 
  18. ^ "Contact Binary Star Envelopes" by Jeff Bryant, Wolfram Demonstrations Project.
  19. ^ Blondin, J. M.; M. T. Richards; M. L. Malinowski. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". American Museum of Natural History. http://www.haydenplanetarium.org/hp/vo/ava/avapages/S1200algolbpi.html. 
  20. ^ Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics