İçeriğe atla

Elektra (yıldız)

Koordinat:Sky map 03sa 44d 52,53688s; +24º 06' 48,0112″
Vikipedi, özgür ansiklopedi
Elektra
Image of the Pleiades star cluster
Ülker kümesindeki Elektra (daire içine alınmış)
Gözlem verisi
Dönem J2000      Ekinoks J2000
Takımyıldız Boğa
Sağ açıklık 03sa 44d 52,53688s[1]
Dik açıklık +24° 06′ 48,0112″[1]
Görünür büyüklük (V) 3,70[2]
Özellikler
Tayfsal sınıf B6 IIIe[3]
U−B renk ölçeği -0,40[4]
B−V renk ölçeği -0,12[4]
Astrometri
Dikey hız (Rv)+10,9[5] km/s
Özdevinim (μ) RA: +20,84[1] mys/y
Dec.: -46,06[1] mys/y
Iraklık açısı (π)8,06 ± 0,25 mys[1]
Uzaklık400 ± 10 ly
(124 ± 4 pc)
Mutlak büyüklük (MV)-1,77[6]
Ayrıntılar
Kütle4,6-4,7[7] M☉
Yarıçap6,06+0,14
-0,15[8] R☉
Aydınlatma gücü940[8] L☉
Yüzey kütle çekimi (log g)3,412±0,047[9] cgs
Sıcaklık13.484 ± 293[9] K
Dönüş hızı (v sin i)181[9] km/s
Yaş115[10] Milyon yıl
Katalog belirtmeleri
17 Tauri, BD+23 507, FK5 136, GC 4477, HD 23302, HIP 17499, HR 1142, SAO 76131, NSV 15755
Veritabanı kaynakları
SIMBADveri

17 Tauri olarak da belirtilen Elektra, Boğa takımyıldızında yaklaşık olarak 400 ışık yılı uzaklıkta yer alan mavi-beyaz bir dev yıldızdır. Ülker açık yıldız kümesindeki (M45) üçüncü en parlak yıldızdır ve 3,7 görünür büyüklüğüyle çıplak gözle görülebilir. Ülker'in diğer parlak yıldızları gibi adını Yunan mitolojisindeki Yedi Kız Kardeş'ten birinden alır.

Özellikler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Kızılötesinde Ülker Kümesi ve çerçevenin en üstünde Elektra

Elektra, gruptaki yıldızlar arasında 3,72 görünür büyüklüğüyle en parlak üçüncü yıldızdır. Tayf sınıfı B6 IIIe olan yıldız, Güneş'ten yaklaşık olarak 400 ışık yılı uzaklıkta bulunur.[1] Ülker Kümesi'nin ise 444 ışık yılı uzaklıkta olduğu düşünülmektedir. Elektra’nın çoklu yıldız sistemi olduğuna dair birçok makale yayınlanmış, fakat bu iddialar çelişkilidir ve hiçbir zaman doğrulanmamıştır.[11]

Bu yıldızın öngörülen dönüş hızı 181 km/s'dir, bu da onu hızlı dönen bir yıldız yapar. Bu, yıldızın ekvatoral dönüş hızının Dünya'ya olan görüş doğrultusundaki bileşenidir. Yıldızın kutup eğikliği tahminen 46,8°±1,6°'dir ve bu da onun gerçek ekvatoral dönme hızını 320±18 km/s olarak verir. Elektra'nın hızlı dönüş hızı, kutupların basıklaşmasına ve ekvatorun genişlemesine neden olur. Bu durum, yıldızın yüzey çekim kuvvetini düzgün olmayan bir şekilde dağıtarak sıcaklık farklılıklarına yol açar. Bu etki, enleme göre radyasyon farklılıklarına yol açtığı için kütleçekim kararması (gravity darkening) olarak bilinir. Hızlı dönüş, çekirdek yoğunluğunu artırarak ve radyasyon çıkışını azaltarak yıldızın ömrünü uzatır.[9]

Elektra, tayfında belirgin hidrojen emisyon çizgilerine sahip B-tipi bir yıldız olan Be yıldızı olarak sınıflandırılır.[3] Be yıldızları, normal B-tipi yıldızlara kıyasla 1,5-2 kat daha yüksek bir dönme hızına sahiptir. Bu yüksek dönme hızı, küçük çaplı fışkırmalarda bile kütle kaybına neden olabilir.[7] Radyal hız ölçümlerindeki değişiklikler bu yıldızın bir yoldaşı olabileceğini düşündürmektedir ve bu da Elektra'yı spektroskopik ikili yıldız yapabilir.[12][13] Bununla birlikte, interferometri dahil takip çalışmaları herhangi bir yoldaş yıldız(ları) doğrulayamadığından, büyük olasılıkla tek bir yıldızdır.[14]

Elektra için ışık eğrisi. White ve diğerlerinden (2017) uyarlanmıştır.[15]

Elektra bir değişen yıldız olabilir ve Şüpheli Değişen Yıldızların Yeni Kataloğu'nda (New Catalogue of Suspected Variable Stars) NSV 15755 olarak yer alır. Elektra'nın parlaklığındaki düşük genlikli değişkenlik Kepler/K2 tarafından tespit edilmiştir ve yıldızın ışık eğrisinin Fourier analizi, en güçlüleri 1,107 ve 1,165 gün olmak üzere birkaç salınım dönemi göstermektedir.[15] Uluslararası Değişen Yıldız Endeksi bu yıldızı yavaş zonklayan B-tipi yıldız olarak sınıflandırır.[16]

Elektra'nın kızılötesi gözlemleri yaklaşık 0,5 kadir büyüklüğe eşit aşırı bir radyasyon seviyesi göstermiştir. Bu emisyon muhtemelen radyasyonla tetiklenen kütle kaybı ve yıldızın hızlı dönüşü nedeniyle oluşan bir gaz diskinden kaynaklanmaktadır. Bu diskler, yaklaşık on yılda bir meydana gelen madde atımıyla oluşur ve daha sonra yıldızın etrafındaki ekvator düzlemine yerleşir. Bununla birlikte, bu yıldızı çevreleyen parlak bulutsu, gözlemleri kuşkulu hale getirmektedir.[17]

Adlandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]

17 Tauri, yıldızın Flamsteed belirtmesidir.

Geleneksel adı olan Elektra,[18] Yunan mitolojisinde Ülker (Pleiades) kardeşlerinden biridir. 2016 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (International Astronomical Union - IAU), yıldızlar için özel isimleri kataloglamak ve standartlaştırmak amacıyla bir Yıldız İsimleri Çalışma Grubu (Working Group on Star Names - WGSN) oluşturdu.[19] WGSN, 21 Ağustos 2016'da bu yıldız için Electra adını onayladı ve şimdi bu ad IAU tarafından onaylanmış Yıldız İsimleri Listesi'nde yer almaktadır.[20]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b c d e f Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653-664. arXiv:0708.1752 $2. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ Ducati, J. R (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  3. ^ a b Grady, C. A.; Bjorkman, K. S.; Snow, T. P.; Sonneborn, George; Shore, Steven N.; Barker, Paul K. (Nisan 1989). "Highly ionized stellar winds in Be stars. II - Winds in B6-B9.5e stars". Astrophysical Journal, Part 1. 339: 403-419. Bibcode:1989ApJ...339..403G. doi:10.1086/167306. 
  4. ^ a b Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. (1966). "UBVRIJKL photometry of the bright stars". Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4: 99-110. Bibcode:1966CoLPL...4...99J. 
  5. ^ Pearce, J. A.; Hill, G. (1975). "A spectroscopic investigation of the Pleiades". Publications of the Dominion Astrophysical Observatory. 14 (14): 319-343. Bibcode:1975PDAO...14..319P. 
  6. ^ Zhang, P; Liu, C. Q; Chen, P. S (2006). "Absolute Magnitudes of Be Stars Based on Hipparcos Parallaxes". Astrophysics and Space Science. 306 (3): 113. Bibcode:2006Ap&SS.306..113Z. doi:10.1007/s10509-006-9173-1. 
  7. ^ a b Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (Ekim 2005). "On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun". Astronomy and Astrophysics. 441 (1): 235-248. arXiv:astro-ph/0509119 $2. Bibcode:2005A&A...441..235Z. doi:10.1051/0004-6361:20053051. 
  8. ^ a b Harmanec, P (2000). "Physical Properties and Evolutionary Stage of Be Stars". The be Phenomenon in Early-Type Stars. 214: 13. Bibcode:2000ASPC..214...13H. 
  9. ^ a b c d Frémat, Y.; Zorec, J.; Hubert, A.-M.; Floquet, M. (Eylül 2005). "Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars". Astronomy and Astrophysics. 440 (1): 305-320. arXiv:astro-ph/0503381 $2. Bibcode:2005A&A...440..305F. doi:10.1051/0004-6361:20042229. 
  10. ^ Basri, Gibor; Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R. (1996). "Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars". The Astrophysical Journal. 458: 600-609. Bibcode:1996ApJ...458..600B. doi:10.1086/176842. 
  11. ^ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). "Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical be Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 257 (2): 69. arXiv:2109.06839 $2. Bibcode:2021ApJS..257...69H. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb Özgürce erişilebilir. 
  12. ^ Abt, Helmut A.; Barnes, Ronnie C.; Biggs, Eleanor S.; Osmer, Patrick S. (Kasım 1965). "The Frequency of Spectroscopic Binaries in the Pleiades". Astrophysical Journal. 142: 1604-1615. Bibcode:1965ApJ...142.1604A. doi:10.1086/148440. 
  13. ^ Pearce, J. A.; Hill, Graham (1971). "Four Suspected Spectroscopic Binaries in the Pleiades". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 83 (494): 493-495. Bibcode:1971PASP...83..493P. doi:10.1086/129161 Özgürce erişilebilir. 
  14. ^ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). "Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 257 (2): 69. arXiv:2109.06839 $2. Bibcode:2021ApJS..257...69H. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb Özgürce erişilebilir. 
  15. ^ a b White, T. R. (Kasım 2017). "Beyond the Kepler/K2 bright limit: variability in the seven brightest members of the Pleiades". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (3): 2882-2901. arXiv:1708.07462 $2. Bibcode:2017MNRAS.471.2882W. doi:10.1093/mnras/stx1050 Özgürce erişilebilir. 
  16. ^ "NSV 15755". The International Variable Star Index. AAVSO. 8 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ekim 2022. 
  17. ^ Gorlova, Nadya; Rieke, George H.; Muzerolle, James; Stauffer, John R.; Siegler, Nick; Young, Erick T.; Stansberry, John H. (Ekim 2006). "Spitzer 24 μm Survey of Debris Disks in the Pleiades". The Astrophysical Journal. 649 (2): 1028-1042. arXiv:astro-ph/0606039 $2. Bibcode:2006ApJ...649.1028G. doi:10.1086/506373. 
  18. ^ Allen, Richard Hinckley (1899). Star-names and their meanings. G. E. Stechert. s. 406. Erişim tarihi: 10 Ekim 2009. 
  19. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Uluslararası Astronomi Birliği. 13 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2016. 
  20. ^ "IAU Catalog of Star Names". 7 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Temmuz 2016. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Wikimedia Commons'ta Elektra (yıldız) ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Elektra_(yıldız)&oldid=33784154" sayfasından alınmıştır