Kataklizmik değişen yıldızlar

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
sanatçı gözüyle kataklizmik değişen sistem

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız (beyaz cüce) ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.

Dev yıldızın Roche lobundan yüksek açısal momentumlu madde dejenere yıldıza doğru akar ve dejenere yıldızın çevresinde bir disk oluşturur.[not 1] Yoldaş yıldız her zaman değil ama çoğunlukla anakol yakınında veya üzerinde olan geç tip bir yıldız olabilir. Ayrıca yoldaşın dev bir yıldız veya beyaz cüce olduğu durumları da vardır. Çiftin tamamı bizim Güneş sistemi büyüklüğünde bir sistem içine sığabilir.

Bu tür sistemlerde, dev yıldızdan transfer edilen kütle beyaz cüceyi çevrileyen diskin dış kenarlarındaki madde ile çarpışarak bu noktalarda parlak lekeler meydana getirir ve bu lekeler ışık eğrisinde yörüngenin belli evrelerinde parlaklık artışı olarak gözlenir. Genelde lekeler göreceli olarak durgun dış diske göre daha sıcaktırlar (1500 – 4000 °K). Parlak lekeler yüksek kütle akımı durumlarında pek fazla belirgin değildirler. Genel olarak Kataklizmik Değişenlerin her birinin farklı bir karakteristik patlama morfolojisi vardır. Kataklizmik Değişenlerin birçoğunda, beyaz cüce termonükleer bir süreç meydana getirecek kadar kütle biriktirdiğinde patlama meydana gelir. Onun için her türün kendine özgü bir davranışı vardır ve bunlar tek tek incelenmelidir

Yapılan çalışmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kataklizmik Değişenler üzerinde yapılan araştırmalar, onların davranış, yapı ve transfer edilen kütlenin evrimi ile ilgili türlü araştırmaların bir bütünüdür. Bunlardan bazıları maddeler halinde şöyle özetlenebilir:

  • 1) Madde yığılmasının ışık eğrileri üzerindeki doğasının incelenmesi, küçük kütleli nötron yıldızları ve X-ışını çiftlerinde olduğu gibi kısa süreli patlamalar hakkında birçok ipucu verirler.
  • 2) Kütle transferi ile yığılma diskinin fiziğini çalışmak için Kataklizmik Değişenler en pratik cisimlerdir. Çünkü diskler, yeryüzünden daha az ulaşılabilir nötron yıldızı çiftlerine zıt olarak daha kolay incelenebilir. Ayrıca diskin spektrumundan, kütle akım hızının bir fonksiyonu olarak disklerin evrimi üzerinde modellere ulaşılabilir. Diskler, kendisinden gezegenlerin türediği erken Güneş nebulasının oluşumunda da önemli bir rol oynamaktadır.
  • 3) Kataklizmik Değişenlerin çeşitli patlama türleri vardır. Bu çeşitli patlamalar, dev kırmızı yıldızlardan transfer edilen kütle kararsızlıkları ve diskte var olan kararsızlıklardan kaynaklanır. Bu patlamalar ise bize yeni araştırma olanakları verir.
  • 4) Kataklizmik Değişenlerde oluşan patlamalar ya da yüksek hızlı rüzgarlar biçimindeki radyal dış akışlar, çizgisel ivmeli rüzgar teorilerini araştırılmasında bir laboratuar görevi yapar.
  • 5) Kataklizmik Değişenler, beyaz cüce yapısını belirlemede de iyi bir kaynak durumundadır.
  • 6) Kataklizmik Değişenler, düşük ışıma güçlü X–ışın kaynaklarının tespitleri için bir canlılık kazandırmaktadırlar.
  • 7) Kataklizmik Değişenlerin, patlamaları ve manyetik alanlarından dolayı bunlar bize birçok ipuçları sağlamıştır. Manyetik alan varlığının gelişme süreci üzerindeki etkisini gözden geçirmek için iyi bir araç durumundadır.
  • 8) Nova patlamalarından önce beyaz cücelerin evrimsel geçmişleri hakkında da birçok bilgiyi bize kazandırırlar. Bunun yanında Kataklizmik Değişenler nova patlamaları için bir çalışma zemini olarak bilinmektedirler.

Gözlemsel ya da teorik yollarla elde edilmiş olan bu bilgiler daha da sıralanabilir. Robinson (1976) ve Warner (1976) 'ın yüksek enerji araştırmaları Kataklizmik Değişenler için o denli bilgi ortaya koydu ki, 1980'lerde manyetik Kataklizmik Değişenlerin keşfi ve çeşitli disk kararsızlığı modelleri gelişmesine neden oldu. İnceleme alanların çok gelişmesinden dolayı, araştırmalar doğal olarak Kataklizmik Değişenlerin daha özel davranışları üzerinde yoğunlaştı.

Kataklizmik değişenlerin modeli[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift sistemin, iki bileşeni arasındaki mesafe yeterince küçük olursa (büyük yoldaşın çapından küçük olursa) kütle çekim kuvvetinin ürettiği çok büyük gel-git kuvveti oluşur. Ayrıca iki yıldızın yüksek yörüngesel hızlarından dolayı önemli merkezkaç kuvvetlerine sahiptirler. İki yıldızın birbirine yaklaşımı ise sınırlıdır, yani iki yıldız arasındaki mesafe limitlidir. Bu limitin aşılması durumunda, normal koşullar altında büyük bileşenin L1 Lagrange noktası civarında beyaz cüceye kütle akımı başlar. Transfer edilen kütle yüksek açısal momentumlu olup, yoğun yıldızı çevreleyen disk civarında toplanır. Diskin kütle toplamasından dolayı buna yığılma diski denir. Transfer edilen kütle, yığılma diskinin en dış tabakalarına akar ve parlak sıcak lekenin oluşmasına neden olur.

Dev yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranına bağlı olarak, sıcak lekenin parlaklığı belirli zaman aralıklarında yavaşça azalabilir ya da sabit kalır. Yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranı genelde sabittir, fakat bu transfer edilen maddenin disk boyunca dağılımı homojen değildir. Kütle transferi çok yüksek ya da çok düşük olur ise, disk sadece o zaman kararlı bir denge durumunda olabilir; orta değerlerde ise disk her iki denge durumu arasında hızlı değişimler yapmaya zorlanır. Kataklizmik Değişenlerde kuvvetli ve zayıf X-ışını salma durumlarına göre iki kütle akım geometrisi üretilmiştir. Birinci halde X-ışını, disk ile dejenere yıldız arasında salınır. Hızlı yörüngesel dönme hareketleri nedeniyle transfer edilen kütle disk tabakalarında aşırı dağılmaya zorlanır ve sonuç olarak bu tabakalar arasında X–ışını üretimi olur. İkinci halde, maddenin dejenere yıldız üzerine hızlı akması maddeye bir kinetik enerji kazandırır. Bu kinetik enerjinin disk tabakalarının yüzeyinde serbest kalmasıyla güçlü şoklar oluşur ve X–ışını salınır . Her iki tip modelde kuvvetli ve zayıf X–ışını verme durumu tamamen madde akımının çeşitliliğine ve miktarına göre değişecektir.

Disk Yapısının Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kataklizmik Değişenlerde beyaz cüceyi çevreleyen disk oluşumuna dair elimizdeki deneysel kanıtlar en önemli verilerden biridir. Kararlı durum disk teorisi, dev yıldızdan kütle transferi ile beyaz cüceyi çevreleyen disk oluşum varsayımına dayanır. Bu oluşan diskler α diye adlandırılır. Çünkü momentum transfer verimliliği α parametresi tarafından tayin edilir. Bu da şöyle bulunur:

\alpha = \frac{V}{C_s \cdot H} ile hesaplanır. Burada yeralan:
V: Etkin viskozite
CS: Disklerdeki ses hızı
H: Diskin yarı genişliği olarak bilinirler.

Diskin sıcaklığı α'ya bağlı değildir ama zaman ölçekli kütle transfer olgusu α'ya bağlıdır. Efektif disk sıcaklığı ise şöyle bulunabilir:

T(R) = T* \cdot (R/RWD)-3/4 \cdot [1-(RWD/R)1/2]1/4 ile hesaplanır. Burada yeralan:
T*: Diskin maksimum sıcaklığı
RWD: Beyaz cücenin yarıçapı
T(R): Diskin R yarıçap değerindeki sıcaklığı olarak tanımlıdır.

Kataklizmik Değişenler çift yıldız sistemleri olduklarından, bunlar yörüngenin belli evreleri ve konumları için birbirlerini örtebilir, yani bir tutulma oluşturabilirler. Kataklizmik Değişenlerin birçok tutulmalarından diskin iki boyutlu görüntüsünü elde etmek mümkün olmuştur. Ayrıca yığılma diskinin yüzey parlaklık özelliklerinin çıkarılmasını sağlamıştır. Disk kararsızlık modeline göre, patlama en dış diskte başlar ve ilk olarak en dış diskte bir parlama oluşur. Patlamanın başlangıcında disk daha küçük yarıçaplara düşer. Kütle transfer yoğunluğu (madde akım oranı) artıkça disk yeni bir denge yarıçapına doğru genişlemeye başlamaktadır.

Kataklizmik değişenlerin sınıflandırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

Antik çağ'dan bu yana yıldızlar, mitolojik kişiler veya hayvanlarla özdeşleştirilen biçiminde sınıflandırılmışlardır. Aslında genel anlamıyla sınıflama bir kümeyi herhangi bir parametreye göre gruplandırmaktır. Yıldızlara ilişkin sınıflama, onların parlaklık, tayf türü, kimyasal bileşim, sıcaklık, dönem ve ışık eğrileri gibi parametrelerin incelenmesiyle yapılan bir çalışmadır. Birçok yıldız için yapılan sınıflama çalışmaları olduğu gibi, değişen yıldızlar için de bir sınıflama çalışması vardır. Bu sınıflama değişimin nedenine göre yapılan bir çalışmadır ve bu çalışma değişen yıldızların iki büyük gruba ayrıldığını göstermiştir. Bunlar:

  • 1- İçten Değişenler
  • 2- Geometrik Değişenler
Değişen yıldızlar, parlaklığında düzenli ya da düzensiz bir değişim gösterirler. Geometrik Değişenlerde değişim, örtme ve örtülme olaylarından dolayı olmaktadır. İçten değişenlerdeki değişimin nedeni sıcaklık, yoğunluk ve basınçtaki bir değişmenin olmasıdır. İçten Değişenler ise kendi içinde iki alt sınıfa ayrılırlar:
  • a) Pulsasyon Yapan Değişen yıldızlar
  • b) Patlayan Değişen yıldızlar
Pulsasyon yapanlar, parlaklıklarında oldukça düzenli bir değişim gösterirler. Karşıt olarak ise Patlayan Değişenler çok az düzenli değişim gösterirler; parlaklık ani bir şekilde artar (novalar gibi) veya azalır (R Coronae Borealis tipleri gibi).

1960'lı yıllarda Patlayan Değişen yıldızlara yeni bir alt sınıf daha eklendi. Bu sınıf Kataklizmik Değişen Yıldızlar olarak adlandırıldı. Bunların ışık eğrileri, dönem, renk (sıcaklık), patlama davranışları ve diğer bazı parametre öğeleri incelendiğinde çeşitli alt sınıfları keşfedildi.

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Cüce novalar

U Geminorum yıldızları veya cüce novalar , birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir.
Z Camelopardalisler Z Cam yıldızları her 10 – 80 günde tekrarlanan patlamalar ve 3 saatten fazla yörünge periyotlarıyla cüce novalar'ın bir alt sınıfıdır
SU Ursae Majorisler SU UMa değişenleri, birbirinden çok farklı iki tip patlamaları olan cüce novalardır
SS Cygniler SS Cyg yıldızları 3 saatten fazla yörünge periyotlarına sahiptirler ve her biri 3 – 10 gün arasında sonlanan, 30 – 100 günlük tipik aralıklarla tekrarlanan patlamaları gösteren sistemlerdir
Kutuplar
AM Herculis Genelde beyaz cüce ve anakol ya da onun yakınlarında yer alan alt dev yıldızı içeren çift yıldızlardır. Beyaz cüce güçlü manyetik alana sahiptir ( manyetik alanı ≈ birkaç 10 MG ). Kütle yığılımı sonucu büyüyen disk genelde manyetik kutuplar doğrultusunda büyür.
DQ Herculis DQ Her yıldızları, manyetik Kataklizmik Değişenlerin önemli sınıflarından biridir. Bu sistemler, manyetik güce sahip bir (AM Herculis sistemlerine göre manyetik güç ≈0.1 katı ) beyaz cüce ve anakol yakınlarında yer alan soğuk yoldaş yıldızı içeren çift yıldız sistemleridir.
VY Sculptoris Bunlar aynı zamanda zıt cüce novalar olarak da bilinirler. Bu sistemler UX UMa sistemlerine benzerler. Ayrıca bu tür sistemlerde zaman zaman parlaklığında bir azalma görülür ve bu durumları aylarca sürer.[1]
AM Canum Venaticorum Bu sistemler genelde kimyasal bileşiminde Hidrojen içermezler ve tahminen iki beyaz cüceden oluşan çift sistemlerdir.
SW Sextantis

Kataklizmik değişenlerin kataloglanması[değiştir | kaynağı değiştir]

1600'ün üzerinde bilinen CV sistemi vardır[2].

Kataklizmik değişenlerin keşfi[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk değişen yıldızın 13 Ağustos 1596'da İtalyan Fabricius tarafından keşfedilmesinden sonra, günümüze kadar geçen zaman içinde birçok değişen yıldız türü keşfedilmiştir. Bunlardan biri de Kataklizmik Değişen yıldızlardır, yani ani patlayan yıldızlardır. 1960'da ilk cüce nova’nın keşfi ile başlayan bu tür yıldızların tarihi, birçok araştırma alanı için bir laboratuar niteliği taşır. Birçok araştırmacı bu sistemlerin evrimi ile ilgili birçok bilgiye ulaşılmasında katkıda bulunmuşlardır. Örneğin; madde yığılmaları üzerinde yapılan çalışmalar, disk fiziği, nötron yıldızları, beyaz cüceler, X–ışını çiftleri için yapılan çalışmalar, yıldızlarda manyetik alanların varlığı ve nova patlamaları ile ilgili araştırmalar bu tür değişen yıldızların ne derece önemli olduklarını göstermektedir.

1960'da Gaposchkins, U Geminorum'un sürekli patlama davranışını incelediğinde bunun farklı bir değişen yıldız olduğunu keşfetti. O tarihten bu yana U Geminorum gibi yakın çift sistemlerde, dev yoldaş yıldızdan madde akımları ile kütle kazanan beyaz cüceli sistemler "Kataklizmik Değişenler" olarak bilinir. İlk cüce nova olan U Geminorum'un 1855'de keşfedilmesine rağmen, kütle transferi sonucu beyaz cücenin etrafına toplanan maddenin bir disk oluşturması konusunda bir yüzyıl kadar hiç çalışılmamıştır. Kraft, 1990'da, 1950 – 1965 yılları arasında gökbilim gözlemleri ve teorik fizikçilerin ortaya çıkardığı verilerden yararlanarak bu tür yıldızlar için modern bir taslak oluşturdu.

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ İkili bir sistemin Roche Lobunun her iki parçası, her yıldızın uyguladığı çekim etkisinin paylaşım bölgesini gösterir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Jean-Marie Hameury (2002). "VY Sculptoris stars as magnetic CVs". arΧiv: astro-ph/0207084v1. 
  2. ^ Ronald Downes, et al.. "A Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables". http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/index.html. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]