İçeriğe atla

Hızlı salınım gösteren Ap yıldızları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Keşfedilen ilk roAp yıldızı olan Przybylski Yıldızı'nın (V816 Centauri) mavi bantta ölçülmüş ışık eğrisi. Grafik, Kurtz ve Wegner (1979) çalışmasından uyarlanmıştır.[1]

Hızlı salınım gösteren Ap yıldızları (roAp yıldızları), kısa zaman ölçekli hızlı fotometrik veya radyal hız değişimleri sergileyen bir Ap yıldızı sınıfının alt türüdür. Bilinen periyotları 5 ila 23 dakika arasında değişir. Bu yıldızlar, ana kol üzerindeki Delta Scuti kararsızlık kuşağında yer alırlar.

Keşif

[değiştir | kaynağı değiştir]

Keşfedilen ilk roAp yıldızı, 1961 yılında bulunan Przybylski Yıldızı'dır (HD 101065).[2] Salınımlar, Güney Afrika Astronomi Gözlemevi'ndeki 20-inç (510 mm) teleskobu kullanan Donald Kurtz tarafından keşfedilmiştir. Kurtz, 12,15 dakikalık bir periyoda sahip olan yıldızın ışık eğrisinde, görünür büyüklüğünün binde 10 ila 20 oranında değiştiğini fark etmiştir.

Sınıflandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]

roAp yıldızları bazen hızlı salınım gösteren α2 Canum Venaticorum değişenleri olarak da adlandırılır.[3] Hem roAp yıldızları hem de bazı α2 CVn değişenleri, Delta Scuti kararsızlık kuşağında yer alır ve manyetik alana sahip kimyasal tuhaf yıldızlardır. Ancak roAp yıldızları, bir saatten daha kısa olan çok kısa periyotlara sahiptir.

Salınımlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

roAp yıldızları; yüksek alt tınılı, düşük dereceli, radyal olmayan basınç modlarında salınım yaparlar. Bu zonklamaların davranışını açıklamak için genellikle eğik zonklayan modeli kullanılır.[4][5][6] Bu modelde, zonklama ekseni manyetik eksenle aynı hizadadır. Bu durum, yıldızın dönüşü sırasında eksenin bakış doğrultusuna olan yönelimi değiştikçe, zonklama genliğinin modülasyonuna yol açabilir. Manyetik eksen ile zonklama ekseni arasındaki bu belirgin bağlantı, zonklamaların tetikleyici mekanizmasının doğasına dair ipuçları verir. roAp yıldızları, ana kolun Delta Scuti kararsızlık kuşağı ucunda yer alıyor gibi göründüğünden, tetikleyici mekanizmanın benzer olabileceği öne sürülmüştür. Yani hidrojen iyonizasyon bölgesinde işleyen opaklık mekanizması bu yıldızlarda da etkili olabilir.

Ancak hiçbir standart zonklama modeli, opaklık mekanizmasını kullanarak roAp tipi salınımları tetikleyemez. Manyetik alanın önemli bir rol oynadığı anlaşıldığından, araştırmacılar standart olmayan zonklama modelleri geliştirirken bu faktörü de hesaba katmıştır. Modların, bu yıldızların manyetik kutuplarına yakın bölgelerdeki güçlü manyetik alan tarafından konveksiyonun bastırılmasıyla tetiklendiği öne sürülmüştür.[7] Bu durum, zonklama ekseninin neden manyetik eksenle aynı hizada olduğunu da açıklayacaktır. roAp yıldızları için, o ana kadar keşfedilen roAp yıldızlarının Hertzsprung-Russell diyagramındaki konumlarıyla uyumlu bir kararsızlık kuşağı hesaplanmıştır.[8] Bu hesaplama aynı zamanda, daha evrimleşmiş roAp yıldızları arasında daha uzun periyotlu zonklayanların varlığını da öngörmüştür. Bu öngörü, 23,6 dakikalık periyoduyla bilinen en uzun zonklama periyoduna sahip roAp yıldızı olan HD 177765'in keşfedilmesiyle kanıtlanmıştır.[9]

Çoğu roAp yıldızı, yıldızın zonklamasının neden olduğu küçük genlik değişikliklerini gözlemlemek için küçük teleskoplar kullanılarak keşfedilmiştir. Bununla birlikte, bu tür zonklamaları neodimyum veya praseodimyum gibi hassas spektral çizgilerin radyal hız değişimlerini ölçerek gözlemlemek de mümkündür. Demir gibi bazı elementlerin çizgilerinde ise zonklama görülmez. Salınımların, yoğunluğun daha düşük olduğu bu yıldızların atmosferlerinin üst katmanlarında en yüksek genliğe ulaştığı düşünülmektedir. Sonuç olarak, radyasyon basıncıyla atmosferin üst kısımlarına yükselen elementlerin oluşturduğu spektral çizgiler, muhtemelen zonklamayı ölçmeye en duyarlı olanlardır. Kütleçekimsel olarak çöken demir gibi elementlerin çizgilerinin ise radyal hız değişimleri sergilemesi beklenmez.

Bilinen roAp yıldızlarının listesi

[değiştir | kaynağı değiştir]
roAp yıldızları[10]
Yıldız adı V kadir Tayf türü Periyot (dakika)
AP Scl, HD 6532 8,45 Ap SrEuCr 7,1
BW Cet, HD 9289 9,38 Ap SrCr 10,5
V988 Cas, HD 12098 8,07 F0 7,61
BN Cet, HD 12932 10,25 Ap SrEuCr 11,6
BT Hyi, HD 19918 9,34 Ap SrEuCr 14,5
DO Eri, HD 24712 6,00 Ap SrEu(Cr) 6,2
UV Lep, HD 42659 6,77 Ap SrCrEu 9,7
HD 60435 8,89 Ap Sr(Eu) 9,7
LX Hya, HD 80316 7,78 Ap Sr(Eu) 11,4–23,5
IM Vel, HD 83368 6,17 Ap SrEuCr 11,6
AI Ant, HD 84041 9,33 Ap SrEuCr 15,0
HD 86181 9,32 Ap Sr 6,2
HD 99563 8,16 F0 10,7
Przybylski Yıldızı, HD 101065 7,99 tartışmalı 12,1
HD 116114 7,02 Ap 21,3
LZ Hya, HD 119027 10,02 Ap SrEu(Cr) 8,7
PP Vir, HD 122970 8,31 bilinmiyor 11,1
α Cir, HD 128898 3,20 Ap SrEu(Cr) 6,8
HI Lib, HD 134214 7,46 Ap SrEu(Cr) 5,6
β CrB, HD 137909 3,68 F0p 16,2
GZ Lib, HD 137949 6,67 Ap SrEuCr 8,3
HD 150562 9,82 A/F(p Eu) 10,8
HD 154708 8,76 Ap 8,0
HD 161459 10,33 Ap EuSrCr 12,0
V694 CrA, HD 166473 7,92 Ap SrEuCr 8,8
10 Aql, HD 176232 5,89 F0p SrEu 11,6
HD 177765 9,1 Ap 23,6
HD 185256 9,94 Ap Sr(EuCr) 10,2
CK Oct, HD 190290 9,91 Ap EuSr 7,3
QR Tel, HD 193756 9,20 Ap SrCrEu 13,0
AW Cap, HD 196470 9,72 Ap SrEu(Cr) 10,8
γ Equ, HD 201601 4,68 F0p 12,4
BI Mic, HD 203932 8,82 Ap SrEu 5,9
MM Aqr, HD 213637 9,61 A(p EuSrCr) 11,5
BP Gru, HD 217522 7,53 Ap (Si)Cr 13,9
CN Tuc, HD 218495 9,36 Ap EuSr 7,4

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Kurtz, Don; Wegner, Gary (Eylül 1979). "The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature". The Astrophysical Journal. 232: 510-519. Bibcode:1979ApJ...232..510K. doi:10.1086/157310. 
  2. ^ Kurtz, D. W. (1978). "12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065". Information Bulletin on Variable Stars. 1436: 1. Bibcode:1978IBVS.1436....1K. 
  3. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S. 
  4. ^ Kurtz, D. W. (1982). "Rapidly oscillating AP stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 200 (3): 807. Bibcode:1982MNRAS.200..807K. doi:10.1093/mnras/200.3.807 Özgürce erişilebilir. 
  5. ^ Shibahashi, Hiromoto; Takata, Masao (1993). "Theory for the Distorted Dipole Modes of the Rapidly Oscillating AP Stars: A Refinement of the Oblique Pulsator Model". Publications of the Astronomical Society of Japan. 45: 617. Bibcode:1993PASJ...45..617S. 
  6. ^ Bigot, L.; Dziembowski, W. A. (2002). "The oblique pulsator model revisited". Astronomy and Astrophysics. 391: 235. Bibcode:2002A&A...391..235B. doi:10.1051/0004-6361:20020824 Özgürce erişilebilir. 
  7. ^ Balmforth, N. J.; Cunha, M. S.; Dolez, N.; Gough, D. O.; Vauclair, S. (2001). "On the excitation mechanism in roAp stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 323 (2): 362. Bibcode:2001MNRAS.323..362B. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04182.x Özgürce erişilebilir. 
  8. ^ Cunha, Margarida S. (2002). "A theoretical instability strip for rapidly oscillating Ap stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (1): 47. Bibcode:2002MNRAS.333...47C. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05377.x Özgürce erişilebilir. 
  9. ^ Alentiev, D.; Kochukhov, O.; Ryabchikova, T.; Cunha, M.; Tsymbal, V.; Weiss, W. (2012). "Discovery of the longest period rapidly oscillating Ap star HD 177765★". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 421 (1): L82-L86. arXiv:1112.4473 $2. Bibcode:2012MNRAS.421L..82A. doi:10.1111/j.1745-3933.2011.01211.x Özgürce erişilebilir. 
  10. ^ Balona, L. A. (2022). "Rapidly oscillating TESS A-F main-sequence stars: Are the roAp stars a distinct class?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 510 (4): 5743. arXiv:2109.02246 $2. Bibcode:2022MNRAS.510.5743B. doi:10.1093/mnras/stac011 Özgürce erişilebilir. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Hızlı_salınım_gösteren_Ap_yıldızları&oldid=35581503" sayfasından alınmıştır