Değişen Yıldızlar

advertisement
Değişen Yıldızlar
Değişen Yıldızlar
• 1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 2. Dıştan Değişen Yıldızlar
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler
1.1.2 Uzun Dönemli Değişenler
1.1.3 Beta Cephei Değişenleri
1.1.4 Yavaş Zonklayan B Yıldızları
1.1.5 PV Telescopii Değişenleri
1.1.6 RV Tauri Değişenleri
1.1.7 Alpha Cygni Değişenleri
1.1.8 Gamma Doradus Değişenleri
1.1.9 Zonklayan Beyaz Cüceler
1.1.10 Güneş Benzeri Zonklamalar
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.2 Püsküren Değişen Yıldızlar
•
•
•
•
•
•
1.2.1 Ön-Yıldızlar
1.2.2 Devler ve Süperdevler
1.2.3 Wolf-Rayet Değişenleri
1.2.4 Gamma Cassiopeiae Değişenleri
1.2.5 Flare Yıldızları
1.2.6 RS Canum Venaticorum Değişenleri
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.3 Patlayan Değişen Yıldızlar
•
•
•
•
•
1.3.1 Süpernovalar
1.3.2 Novalar
1.3.3 Cüce Novalar
1.3.4 Z Andromedae Değişenleri
1.3.5 AM CVn Değişenleri
2. Dıştan Değişen Yıldızlar
• 2.1 Dönen Değişen Yıldızlar
• 2.1.1 Küresel Olmayan Yıldızlar
• 2.1.1.1 Elipsoidal Değişenler
• 2.1.2 Leke Sergileyen Değişenler
• 2.1.2.1 FK Comae Berenices Değişenleri
• 2.1.2.2 BY Draconis Değişenleri
• 2.1.3 Manyetik Kökenli Değişenler
• 2.1.3.1 Alpha-2 Canum Venaticorum Değişenleri
• 2.1.3.2 SX Arietis Değişenleri
• 2.1.3.2 Optik Değişen Pulsarlar
• 2.2 Örten Değişen Yıldızlar
• 2.2.1 Algol Değişenleri
• 2.2.2 Beta Lyrae Değişenleri
• 2.2.3 W Ursae Majoris Değişenleri
• 2.3 Gezegen Geçişleri
Değişen Yıldızların İsimlendirilmesi
• Bir takımyıldızda ilk keşfedilmiş değişen yıldızlar, R den
başlayarak bir harf ve sonra takım yıldızın adı ile
isimlendirilmiştir.
• Örneğin; R Sagittarii, S Sagittarii ve böylece Z Sagittarii e
kadar, sonra RR, RS, RT,...RZ; SS, ST,...SZ ve bu şekilde ZZ
ye kadar devam ediliyor.
• Sonra tekrar AA,..AZ, BB, BC,...BZ şeklinde devam
ederek QZ ye kadar geliniyor. Böylece 334 kombinasyon
var.
• Fakat bazı takım yıldızlarda değişen yıldız sayısı çok
fazladır, eğer 334 den fazla yıldız varsa o zaman V335,
V336,.... şeklinde devam ediyor. V den sonra bir sayı ve
takım yıldızın adı yazılır. Örneğin V367 Cygni gibi .
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar
• 1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler
•
•
•
•
•
•
1.1.1.1 Klasik Cepheid Değişenleri
1.1.1.2 Tip II Cepheid Değişenleri
1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri
1.1.1.4 Delta Scuti Değişenleri
1.1.1.5 SX Phoenicis Değişenleri
5.1.1.6 Hızlı Zonklayan Ap Değişenleri
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.1 Zonklayan Değişen Yıldızlar
• 1.1.1 Cepheid ve Cepheid Benzeri Değişenler
•
•
•
•
•
•
1.1.1.1 Klasik Cepheid Değişenleri
1.1.1.2 Tip II Cepheid Değişenleri
1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri
1.1.1.4 Delta Scuti Değişenleri
1.1.1.5 SX Phoenicis Değişenleri
5.1.1.6 Hızlı Zonklayan Ap Değişenleri
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
δ Cephei yıldızı Cepheid Türü
Değişen yıldızların prototipidir. Yıldızın
değişen olduğunu ilk defa 1784’te John
Goodricke keşfetmiştir. It değişim
dönemi yaklaşık 5.4 gündür.
Bu türden yıldızların periyotları
1- 50 gün arasında, fakat çoğunun
periyodu 5 gün civarındadır. Işık
eğrisinin genliği 0m.5 ila 2m arasındadır.
Radyal hız eğrisi genellikle ışık
eğrisinin tam tersidir; yani ışık maksimum iken
radyal hız minimumdur, ışık minimum iken
radyal hız maksimum olur. Radyal hızın
minimum olması demek yaklaşma hızının
maksimum olması demektir. Şekil, Radyal hız
eğrisi integre edildiği zaman, yıldızın yarıçapının
ortalama bir değere nazaran R değişimi elde
edilir. Şekildende görülüyor ki pulsasyon hızı sıfır
olduğu zaman, yarıçap maksimum veya
minimumdur. Radyal hız maksimum veya
minimum olduğu zaman ise yarıçap ortalama
değere sahiptir. O halde yıldızın parlaklığı
maksimum ve minimum iken yarıçapı aynıdır,
demekki parlaklık değişiminin nedeni yarıçap
değişimi değildir. Yapılan taysal çalışmalar
yıldızın
sıcaklığının
da
değiştiğini
göstermektedir. Şekilden de görüldüğü gibi
parlaklıkla beraber sıcaklıkta artmaktadır. O
halde parlaklığın değişmesinin nedeni sıcaklık
değişimidir.
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
Cepheidlerin tayfı F5-K2 arasındadır. Işığın
maksimumunda tayf genellikle F0-G0 arasındadır,
minimumda ise G0-K0 arasındadır. Tayfsal değişimin
ve radyal hız eğrisinin genliği, ışık eğrisinin genliği
arttıkça artar. Cefeidlerin ortalama tayf türü,
periyotları değişir. P~1 gün için A, P~2 gün için F5 ve
P~30 gün için G5 tir.
Klasik cepheidler aynı tayf türündeki
anakol yıldızlarından daha parlaktırlar. Onların salt
parlaklıkları -2m ve -6m arasındadır. Bu nedenle sarı
dev veya süperdev yıldızlardır. Salt parlaklıkları
büyük olduğu için aynı uzaklıktaki diğer yıldızlardan
daha kolay görülürler.
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
Polaris
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
1800’lerin sonu 1900’lerin başında Harvard Koleji Müdürü Edward
Pickering, astronomik verilerin indirgenmesi için bir çok kadını «bilgisayar»
olarak çalışmaları için işe aldı. Resimde bu düşük ücretle çalışan işçilerden
biri olan Henrietta Swan Leavitt görülmektedir. Cepheid türü değişenlerde
Dönem-Parlaklık bağıntısının olduğunu keşfetmesinin yanında çalışmaları
sırasında yaklaşık 2400 tane değişen yıldız keşfetmiştir.
Dönem-Parlaklık Bağıntısı
Amerikalı astronom H. Leavit, 1912 de Macellan (yıldız sistemlerinin)
bulutlarının Cepheidlerini inceleyerek onların periyotlarının, görünen parlaklıklarının
artmasıyla arttığını keşfetti. Macellan bulutlarındaki yıldızların hepsi pratik olarak
bizden aynı uzaklıkta kabul edilebilir (çünkü bulutların boyutları uzaklıklarının yanında
küçüktür) o halde görünen parlaklık salt parlaklıktan bir sabit kadar farkeder. Demekki
uzun periyotlu cepheidler, aynı zamanda daha parlaktırlar. En zor problem, bu
bağıntının sıfır noktasını bulmaktır. Mesele bugün çözülmüş sayılabilir, çünkü kümeler
ait bazı Cepheidler bilinmektedir. Kümenin belli bir tayf türüne sahip anakol üzerindeki
bütün yıldızlarının, bize yakın yıldızlardan aynı tayf türünden olanlarla aynı salt
parlaklığa sahip olduğunu kabul ederek kümenin HR diyagramında cepheidlerin
konumundan salt parlaklıkları çıkarılabilir. Bu bağıntının önemi hemen anlaşılır. Bir
kümede yada yakın bir galakside gözlenen bir Cepheidin ışık eğrisinden peryodu tayin
edilebilir, Periyot-Parlaklık bağıntısından da cepheidin salt parlaklığı ve buradan da
uzaklığı bulunur. Bu metod sayesinde, içinde Cepheidlerin tanınması mümkün olacak
kadar yakın dış galaksilerin uzaklığını bulmak mümkün oldu. Yalnız 1950 yılına doğru,
Cepheidlerin gerçekte iki alt sınıfa ayrıldığı keşfedildi: (1) Klasik Cepheidler veya
Cephei türü (2) W Virginis türü.
1.1.1.1-2 Cepheid Değişenleri
Mv = - [2.76 (log10(P) - 1.0)] - 4.16
(Ferrarese et al. 1996)
Böylelikle m-M=5lod-5’den
uzaklıkları rahatlıkla bulunabilir.
Galaksiler Cepheid değişenleri
sayesinde keşfedilmiştir. Andromeda
Galaksisi’nde bir Cepheid Türü
Değişen gözleyen Edwin Hubble
(1873-1967) onun mutlak
parlaklığını ve dolayısıyla uzaklığını
hesaplamış ve yaklaşık 900.000 ışık
yılı olduğunu bulmuştur. Sonuç
olarak böyle bir cismin bizim
galaksimizde bulunamayacağı ve
farklı bir galaksi olduğu ortaya
çıkmıştır.
1.1.1.3 RR Lyrae Değişenleri
Bunlara kısa periyotlu Cepheidler de denir.
RR Lyraeler en çok rastlanan değişen yıldızlardır. A0
ve F0 tayf türleri arasında bulunan yıldızlardır.
Küresel kümelerde çok bulunurlar, fakat galaktik
haloda da tek olarak bulunurlar. HR diyagramındaki
yerleri küresel küme diyagramlarının karakteristiği
olan yatay kol üzerindedir. Onların bu konumu,
gelişimin çok ileri bir evresinde olduklarını gösterir.
Periyotları 1 günden küçüktür ve genlikleri
0m.5-1m.5 arasındadır. Radyal hız eğrisi ışık eğrisi ile
aynı periyoda sahiptir.
RR Lyrae türü değişen yıldızların en önemli özelliği
ortalama mutlak parlaklaklıklarının (M) yıldızdan
yıldıza büyük değişim göstermemesi ve yaklaşık 0m.7
olmasıdır.
1.1.1.4  Scuti Değişenleri
F tayf türünden düzgün değişen küçük bir gruptur. Genlikleri 0m.1-0m.2 arasında, periyotları
bir kaç saattir. Pop I yıldızlarıdırlar. Salt parlaklık yaklaşık 0m ile -2m arasındadır.
Çapsal ve çapsal olmayan
zonklamalar sergileyebilirler.
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.2 Püsküren Değişen Yıldızlar
• 1.2.1 Ön-Yıldızlar
• 1.2.2 Devler ve Süperdevler
• 1.2.2.1 Parlak Mavi Değişenler
• 1.2.2.2 Sarı Hiperdevler
• 1.2.2.3 R Coronae Borealis Değişenleri
•
•
•
•
1.2.3 Wolf-Rayet Değişenleri
1.2.4 Gamma Cassiopeiae Değişenleri
1.2.5 Flare Yıldızları
1.2.6 RS Canum Venaticorum Değişenleri
1.2.2.3 R Coronae Borealis Değişenleri
1. Bünyesel Değişen Yıldızlar
• 1.3 Patlayan Değişen Yıldızlar
•
•
•
•
•
1.3.1 Süpernovalar
1.3.2 Novalar
1.3.3 Cüce Novalar
1.3.4 Z Andromedae Değişenleri
1.3.5 AM CVn Değişenleri
1.3.1 Süpernovalar
• Salt parlıkları -16m , -20m
e kadar yükselir. Bizim
galaksimizde son 1000 yıl içinde 3 süpernova gözlendiği
tarihsel kayıtlardan biliniyor. Çin kayıtlarından 1054 te bir
süpernova gözlendiği ve görünen parlaklığının -4m e ulaştığı
ve gündüz bile görülebildiği anlaşılıyor. Daha sonra 1572 de
Tycho ve 1604 te Kepler birer süpernova gözlemişlerdir.
Teleskobun keşfinden sonra diğer galaksilerde de birçok
süpernova gözlenmiştir. Süpernovalar maksimuma çok hızlı
bir çıkış gösterirler ve sonra bir ay içinde parlaklıkları 2m - 3m
düşer daha sonra da parlaklık yavaş yavaş azalır.
•
İki tür süpernova vardır; bunlar ışık eğrileri ve tayfları
bakımından birbirlerinden farklıdırlar. I. tür süpernovaların
orta ve küçük ölçekli yıldızların, II. tür süpernovaların ise
büyük kütleli yıldızların evrimleşmesi ile meydana geldikleri
kabul edilmektedir.
1.3.1 Süpernovalar
2. Dıştan Değişen Yıldızlar
• 2.1 Dönen Değişen Yıldızlar
• 2.1.1 Küresel Olmayan Yıldızlar
• 2.1.1.1 Elipsoidal Değişenler
• 2.1.2 Leke Sergileyen Değişenler
• 2.1.2.1 FK Comae Berenices Değişenleri
• 2.1.2.2 BY Draconis Değişenleri
• 2.1.3 Manyetik Kökenli Değişenler
• 2.1.3.1 Alpha-2 Canum Venaticorum Değişenleri
• 2.1.3.2 SX Arietis Değişenleri
• 2.1.3.2 Optik Değişen Pulsarlar
• 2.2 Örten Değişen Yıldızlar
• 2.2.1 Algol Değişenleri
• 2.2.2 Beta Lyrae Değişenleri
• 2.2.3 W Ursae Majoris Değişenleri
• 2.3 Gezegen Geçişleri
2.1.3.3 Optik Değişen Pulsarlar
• Özel bir açı altında görülen
nötron yıldızlarıdır.
Kutuplarından radyo
dalgaları salarlar.
• Nötron yıldızlarında,
Güneş’in kabaca 2 katı
kadar bir kütle 12-13 km’lik
bir yarıçapta bulunur.
Download