A YILDIZLARI İÇERİK 1. GİRİŞ 2. ÇİZGİ YAPILARI VE METAL BOLLUKLARI 3. KİMYASAL ACAYİP YILDIZLAR A)Am YILDIZLARI B)Ap YILDIZLARI 4. GEZEGEN DİSKİ 5. KARARSIZLIK KUŞAĞI 6. YATAY KOL 1. GİRİŞ • A tayf türü yıldızlarının çoğunluğu daha büyük kütleye sahip ve ışınım güçleri daha fazladır. • Yüzey sıcaklıkları 7500 K -10000 K arasında değişir. • Tayflarında H’nin Balmer soğurma çizgileri baskındır. • İyonlaşmış ve nötr metal çizgileriyle, iyonlaşmış kalsiyum H ve K çizgileri daha geri tayf türlerinde şiddetlenmeye başlar. • A sınıfının üçte biri kimyasal farklılık gösterir. • Örnek; Vega(Lyra takım yıldızı),A0V, L=55Lgüneş , m=0,03m • Sirius(Canis Major), A1V, m=-1,46m • Fomalhaut(Kova takım yıldızı), A2, m=1,16m • Altair (Kartal takımyıldızı),A7V, m=0,77m Şekil-1: α Canis Major ve Sirius(A1 V). Sağ taraftaki köşe de β Cma(Murzim) görülebilir. Büyük köpekte olan 4,6m parlaklığında M41 açık kümesi Sirius’un altındadır. 2.ÇİZGİ YAPILARI VE METAL BOLLUKLARI • Yüzey sıcaklıkları 7500 K -10000 K arasında değişen tayflarında H’nin Balmer soğurma çizgileri baskın tayf türüdür. • A0 ile A3 arası tayf türünden yıldızlarda H’nin Balmer soğurma çizgileri maksimum şiddete ulaşır. • A tayf türü yıldızların dağılım spektrogramları en düşük kaliteye sahiptir. • Yüksek sıcaklıklarda demir ve titanyum soğurma çizgilerinin şiddeti azalıyor. • λ4226 CaI çizgileri tamamen kaybolmuştur. • A2 tayf türünde H çizgileri maksimum olur. • CaII K çizgisi yüksek sıcaklıklarda hızlı bir şekilde kaybolur. Şekil-2: λ3640 ve λ4585 aralığındaki Vega(A0) tayfı.Geniş ve belirgin olarak görülen çizgilerin hepsi H çizgileridir. • Atmosferik basınç etkisiyle H soğurma çizgilerinin şiddeti üst devlerin tayflarında cücelere göre daha azdır. Bu da A tayf türünde negatif ışınım gücü etkisi olduğunu açıklıyor. • Sonuç olarak, basınç yükseldikçe çizginin şiddeti artar. Düşük yoğunluklardaki üst devlerde H çizgilerinin genişliği azalır. • CaII çizgilerinin genişliği FeI çizgilerinin şiddetinin iki katı olduğu görülür. • Eğer yıldızın atmosferinde bulunan elementlere atomlar eklenecek olursa ,çizgi daha koyu olur. Elementlerin bolluğu çizginin merkezinde opaklığa ve kanatlarda genişlemeye neden olur. Örnek; Hᵧ nin çizgisindeki değişikliği aynı elemente sahip değişik çizgilerle karşılaştırılmasıyla görülebilir. Şekil-4: Sirius yıldızının tayflarını gösterir. Üstteki; 4295 Å-4379 Å aralığındaki dar metal çizgileri ile geniş Hᵧ görülür. Metallik çizgilerinin çoğu FeII ve TiII’dur. Alttaki tayf ise, 3730 Å- 3753 Å aralığında H12 ve H13 ‘den kaynaklanan elementlerde azalmalar ve metal çizgileri görülür. 3)KİMYASAL ACAYİP YILDIZLAR(CP): • Anakol üzerinde H yakmakta olan sıcak yıldızlardır. Ayrıca çok yüksek metal bolluğuna ve dünyada seyrek bulunan elementlere sahiptir. Tayf yapılarına göre kendi aralarında ikiye ayrılırlar. 1.Am (Metallik çizgili yıldızlar) yıldızları 2.Ap (Manyetik acayip yıldızlar) yıldızları A)Am YILDIZLARI • Tayflarında Ca ve Sc çizgileri çok zayıf iken çok güçlü metal soğurmaları çizgileri(Cu,Zr,Ba ve dünyada seyrek bulunan birkaç metalik element grupları) görülür. Örnek; Sirius A(α Canis Majoris) ve 63 Tauri Am yıldızlarıdır. • Am yıldızlarının genel karakteristik özelliği, dönme hızlarının yavaş olmasıdır. Şekil-5:63 Tauri Am yıldızının tayfı ile AI V tayf türündeki ᵧ Geminorum tayfları. İkisi de aynı CaII K çizgilerine sahip. Fakat Genel olarak metal çizgileri 63 Tau da daha güçlüdür. B)Ap YILDIZLARI Ap yıldızları kuvvetli manyetik alan çizgilerine sahiptir. Tayflarında kuvvetli Cr, Sr ve dünyada seyrek bulunan elementlerin çizgileri(Eu) görülür. 1947, ilk olarak manyetik alan çizgilerinin varlığı A2p yıldızı 78 Virginis’de bulundu. Yıldızlararası manyetizma Zeeman etkisiyle (tayf çizgileri iki bileşene ayrılması) açıklandı. Her iki bileşenin de kutuplaşmış olduğu görülür. • En güçlü manyetik alan çizgisine sahip Ap yıldızlarına örnek; HD 215441( A0p) nin manyetik alanı 34000 Gauss olarak hesaplandı( Güneş’in manyetik alanı=1500 Gauss). • Yıldızların parlaklıklarındaki değişimler ve çizgi yapıları manyetik alandaki değişimlere neden olur. • • • • Şekil-6:A0p HD 125248 yıldızının dağılım spectrogramı. 5)GEZEGEN DİSKİ • Jüpiter benzeri öte gezegenlerin gözlemlerinden çoğu yıldızlar gezegenlerle birliktedirler. • Fakat IRAS’dan gelen bilgilere göre A tayf türü yıldızlarda farklılıklar görülür. Örnek; Vega’nın 85 AU uzaklıkta katı parçacıklarda oluşan diskler bulundu.100⁰ K’ den düşük sıcaklıklarda tozlar optik olarak görünmüyorlar ama uzun dalga boylarında ışıma yapıyorlar. Tanecikler 1 mm’den daha büyük boyutlara sahipler. Ayrıca, bu toz parçacıklar yıldız ya da gezegen kalıntıları olduğu da düşünülüyor. • Bunun en iyi örneği A5 tayf türündeki β Pictoris’de görülebilir. Şekil-7: β Pictoris yıldızını çevereleyen katı parçacıklardan oluşan disk yapısı görülmektedir. 6.KARARSIZLIK KUŞAĞI • HR diyagramında kararsızlık kuşağı A tayf türü için önemlidir. • δ Scuti yıldızları: Merkezlerinde H yakan, HR diyagramı üzerinde klasik Cepheid kararsızlık kuşağı üzerinde bulunan, anakoldan dev koluna doğru hareket etmekte olan zonklayan yıldızlardır. Tayf türleri A2-F5 ve yüzey sıcaklıkları 7000 K- 8000 K arasında değişir. Tayflarında ve ışık eğrilerinde çoklu dönemli değişenler göstermektedir. Bu yüzden bu yıldızların gözlem zamanları çok uzun olur. 7.YATAY KOL • Yıldızların büyük kısmı ana kol etrafında toplanır. Bu safhada yıldızlar çekirdeklerinde protonproton zincirleme tepkimesi hidrojeni kaynaştırmaktadırlar. • Yıldızların ikinci toplanma yeri yatay koldur (merkezinde helyum kaynaşması ve etrafındaki tabakada proton-proton zincirleme tepkimesi hidrojen yanması olan yıldızlardır).Bu da A5 ve G0 tayf aralığı ve parlaklıkları +1m ve -3m arasındaki (yâni ana kolun üstü ile yatay koldaki dev star devler arasındaki) bölgededir. (RR Lyrae değişeni RR Lyrae yıldızları bu aralığın solunda bulunabilir). • Ayrıca yatay kol A tayf türünde daha belirgindir. • RR Lyrae yıldızları F5 tayf türü ile geri A tayf türüne kadar uzanırlar. • RR Lyrae yıldızları bollukları: M5 küresel yıldız kümesinde 100 tane, M3 küresel yıldız kümesinde 200 tane. • Yıldızlar yatay kolda metal bolluklarına göre dağılırlar. Daha zayıf metaller yatay kolun uzağında mavi tarafındadır. Bu yüzden yıldızlar daha sıcaktır. Örnek; M12 kümesi yatay kolun daha mavi tarafındadır ve demir/hidrojen oranı Güneşinkinin yüzde biri kadardır. Yandaki HR diyagramında, M5 küresel kümesinin parlaklık ve renklerini göstermektedir. Bu küresel kümenin yatay kol ve RR Lyrae aralığı (B-V=0,3m ) tanımlanmıştır. RR Lyrae yıldızları M5 küresel kümesinde 100 tane bulunur. • Fakat M13,M3 gibi küresel kümeler aynı metal bolluklarına sahiptir. Bu yüzden denilebilir ki metal bolluğundan başka yatay kolda yıldızların dağılımına etki eden başka bir parametre vardır. Bu da karbon, nitrojen ve oksijen bollukları ya da dönmelerinden kaynaklanan farklılıklar olduğu söylenebilir. • Yakın kümelerdeki parlak cücelerin uzaklıklarını ve yatay koldaki ışınım güçlerini anakol yıldızlarında uygulanan yöntem kullanılabilir. Ayrıca çok uzaktaki tek yıldızların uzaklıklarını bulmada yardımcı olur. Sonuçta küresel kümelerin uzaysal dağılımları bize Samanyolu galaksisinin büyüklüğü ve merkezine uzaklığı hakkında bilgi verir. • Diğer galaksilerdeki küresel kümeler için Samanyolu Galaksisindeki ile aynı düzeneği olduğu düşünülürse ışınım güçleri kullanılarak galaksiler arası uzaklık bulunabilir. • Bu yöntem çok uzaktaki galaksilerin araştırılması için önemlidir. • Örnek; M104 Sa spirali(Başak takım yıldızı) • M104:Sa spirali. Galaksinin merkezi yapısı ve ikiye ayrılan toz şeridi küçük teleskoplarla görülür. M104(Başak takım yıldızı) Sa spiral örneği. Çevresindeki şekiller küresel kümelerdir. Bu küresel kümelerin ışınım güçlerini kullanarak uzaklığa geçilebilir. Havva Aksaç 91150000658 Kaynakça: • acikarsiv.ankara.edu.tr/browse/24662/tolgahankılıcoglu.pdf
