Beta Lyrae değişeni

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Jump to navigation Jump to search

Beta Lyrae değişenleri 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.

Işık eğrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

EB türü ışık eğrileri, bileşenlerinden en az biri ileri düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış çift sistemler tarafından üretilmektedir. Bileşenlerinden birinin kritik Roche şişimini doldurmuş olduğuna dair güçlü deliller gösterirler. EB türü değişenler arasında da çok farklı evrim durumunda yıldızlar bulunabilmektedir:

  • Evrimleşmemiş iki anakol yıldızı içeren ve göreli olarak kısa yörünge dönemine sahip sistemler. XY Ursa Majoris örnek olarak gösterilebilir.
  • Yalnızca biri veya her iki bileşeni de evrimleşmiş ancak kritik Roche şişimlerini doldurmamış yıldızlardan oluşan sistemler (Zeta Andromedae (ζ And) gibi sistemler).
  • Yarı-ayrık sistemler. Evrimleşmiş ve kritik Roche şişimini doldurmuş yıldızlardan evrimleşmemiş bileşene doğru bir madde aktarımı sözkonusudur. Grubun prototipi Beta Lyrae (β Lyrae) örnek olarak gösterilebilir.
  • Bir bileşeni ileri düzeyde evrimleşmiş (bir altcüce veya beyaz cüce), diğer bileşeni ise fazlaca evrimleşmemiş ancak elipsoid şekil bozulmasına uğramış sistemler. AP Psc güzel bir örnek olarak verilebilir.

EB olarak sınıflandırılmış bazı sistemler aslında tutulma göstermemektedir. Göstermekte oldukları ışık değişiminin tamamı ileri düzeydeki basıklaşmaya sahip bileşenlerin modülasyon etkisinden kaynaklanmaktadır. Daha şiddetli şekil bozulmasına sahip yıldızın, bileşine bakan yarımküresinde daha fazla kenar kararması etkisi göstermesinden oluşan iki minimumun derinlikleri farklı olmaktadır.

Keşif ve gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Keşfedilen ilk EB türü sistem, grubun prototipi olan β Lyrae'dir. Algol'ü keşfeden John Goodricke bir yıl sonra 1784’de β Lyr'in ışık değişimi gösterdiğini bulmuştur. Gösterdiği ışık değişimi Algol'den daha karmaşık ve ilginçti. Parlak olan bileşeni Roche şişimini doldurmuş ve karşı bileşenine büyük oranda madde aktarmaktadır. Bu yoğun madde transferi, karşı bileşen çevresinde hem optik hem de geometrik olarak kalın bir yığılma diski oluşturmaktadır. Bu koşullar altında madde alan bileşen, yığılma diski tarafından tamamen sarılmakta ve yıldız görünmez olmaktadır. Madde aktarımının bu derece şiddetli olması, yörünge döneminin göreli olarak büyük bir hızla artmasına neden olmaktadır. Goodricke'in 1784 yılındaki keşfinden bu yana, yörünge dönemi 12.8925 gün değerinden 12.93845 gün değerine %35 gibi bir artış göstermiştir (yaklaşık 210 yılda).

β Lyrae yıldızlarına örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]

EB türü ışık eğrisine sahip çift sistemlerden seçilmiş örnekler:

yıldız türü* süre (gün) görünen
parlaklık
(maks, min)
tayf uzaklık
(ışık yılı)
ζ And EB/GS/RS 17.7695 3.92-4.14
K1II-III
181
UW CMa ~EB/KE 4.393407 4.84-5.33
O7Ia:fp+OB
~3000
τ CMa EB 1.28 4.32-4.37
O9Ib
~3000
β Lyr
(prototip)
EB 12.913834 3.25-4.36
B8II-IIIep
880
δ Pic ~EB/D 1.672541 4.65-4.90
B3III+O9V
1700
V Pup EB/SD 1.4544859 4.35-4.92
B1Vp+B3:
1200
PU Pup EB 2.57895 4.69-4.75
B9
550
υ Sgr EB/GS 137.939 4.53-4.61
B8pI:+O9V ? (veya F2p?)
~1700
μ1 Sco EB/SD 1.44626907 2.94-3.22
B1.5V+B6.5V
800
π Sco EB 1.57 2.82-2.85
B1V+B2V
460
*) EB = Beta Lyrae değişeni; diğer kodlar için bakınız: Değişen yıldızlar genel kataloğu