İçeriğe atla

Parlak mavi değişenler

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülenen parlak mavi değişen AG Carinae

Parlak mavi değişenler (İngilizce kısaltmasıyla LBV), tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır[1] ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.

Özellikler ve tarihçe

[değiştir | kaynağı değiştir]
S Doradus kararsızlık kuşağının ve LBV patlamalarının yerini gösteren H-R Diyagramının üst kısmı. Ana kol, sol alttaki ince eğimli çizgidir.

Gözlemsel H-R diyagramının bir üst parlaklık limiti vardır. Bu parlaklık limiti için oluşan sınırın konumu sıcaklığa bağlıdır. Bu sınır civarında evrenin en büyük kütleli (~150 M⊙) ve en parlak (~106 L⊙) yıldızları yer alırlar. H-R diyagramının bu noktasındaki yıldızlara "üstündevler" denmektedir. Bu yıldızlardan bazıları ani (ve dramatik) kütle atımları ve bu atımları takip eden “sakin” evreler gösterirler. Genel olarak kütle atımları kendini "püskürmeler" olarak göstermektedir. Bu değişenler; Parlak Mavi Değişenler (LBV) veya S Dor yıldızları olarak adlandırılmışlardır. Her ne kadar adlarında "mavi" kelimesi varsa da, bu tür değişimler sadece erken tür üstündevlerle sınırlı değildir. Alex de Koter, galaktik LBV sayısının teorik olarak 60 civarında olması gerektiğini söylemiştir. Ancak gözlemsel olarak bu sayının daha düşük olduğu bilinmektedir. En iyi bilinen örnekleri; P Cygni, Eta Carinae, HD 160529 (164 G Sco) ve WRA 751'dir. Bunlardan başka gökada dışı bilinen çok sayıda LBV de vardır. Büyük Macellan Bulutu'nda (BMB) bilinenler S Dor, R71, R127'dir; R66, R81 ve R110 ise en güçlü adaylardır. Ayrıca Hubble ve Sandage tarafından M31 ve M33 gökadalarında keşfedilmiş ve "Hubble-Sandage değişenleri" olarak adlandırılan yıldızlar da S Doradus (veya LBV) türü değişenlere en güzel örneklerdir.[2] Püskürme anında bu yıldızlar, süpernovalardan sonra görünen "en parlak" cisimlerdir. Bu nedenle gökada dışı "uzaklık göstergesi" cisimleri olarak önemli bir yere sahiptirler.[3]

Tayf çizgisinin P Cygni profili

LBV’ler arasında çok uzun süre izlenmiş ilginç bir diğer örnek ise P Cygni'dir. İlk kez 1600 yılında gösterdiği ani parlaklık artışı ile görünür hale gelen bu yıldız oldukça düzensiz bir parlaklık değişimine sahiptir. V=6 kadir limiti altına sıkça inip çıkmıştır. Aslında parlaklık değişim mekanizmasının, novalarınki ile hiçbir ilgisi olmamasına rağmen Nova Cygni 1600 olarak da adlandırılmıştır. B2pe tayf türünden olan bu yıldız şu sıralar 5 kadir civarındadır.

Eta Carinae yapı olarak LBV'lerin en ilginç örneklerinden biridir. Kızılötesi dalga boylarında gökyüzünün bilinen en parlak cismidir. 1800'lerin başında 2-4 kadir arasında değişim gösterirken, 1843 yılında aniden 1 kadire ulaşmıştır (O yıllarda Sirius'tan sonra ikinci parlak yıldızdı). Bunu takip eden 14 yıl boyunca daha da parlayan Eta Carinae, 1857 de yine ani olarak parlaklığını azaltmış ve 8 kadire kadar inmiştir. Bu parlaklık düşüşüne neden, kütle atımı sonrası çevrede oluşan toz zarfın yarattığı donukluk etkisidir.

Değişen yıldız tipleri genellikle değişkenliği keşfedilen ilk üyeden sonra adlandırılır, örneğin δ Sct yıldızından sonra adlandırılan δ Sct değişenleri gibi. Değişen yıldız olarak tanımlanan ilk parlak mavi değişen P Cygni idi ve bu yıldızlar P Cygni değişenleri olarak adlandırıldı. Değişen Yıldızların Genel Kataloğu (GCVS), diğer yıldız türlerinde de görülen P Cygni profilleriyle karıştırılma olasılığı olduğuna karar verdi ve "S Doradus tipi değişenler" için SDOR kısaltmasını seçti.[4] 1974 yılında P Cygni, S Doradus, η Carinae ve Hubble-Sandage değişenlerini grup olarak tanımlamak için "S Doradus değişeni" terimi kullanılmıştır.[5]

LBV'lerin tayflarında görülen ortak özellik, hidrojen ve helyum çizgilerinde görünen "P Cygni profilleri"dir. Oldukça genişlemiş bir salma çizgisinin mavi kanadına binmiş dar bir soğurma çizgisi olarak görülen bu yapılar, çevresinde yaygın halde ve hızla genişleyen madde bulunduran yıldızların tayfında görünen ortak özelliklerdendir. Bu türden profil yapısı gösteren tayflara genel olarak "Nebular tayf" da denmektedir.

Fotometrik değişimler

[değiştir | kaynağı değiştir]

LBV'lerde izlenen fotometrik değişimler genel olarak 3 grupta incelenmektedir:

  • Büyük Ölçekli Değişimler: Püskürmelerle doğrudan ilişkili, çoğu LBV’de gözlenen ve 100 yıl zaman ölçekli ışık değişimleri.
  • Orta Ölçekli Değişimler: Düzensiz aralıklarla oluşan, birkaç 10 yıl zaman ölçekli ışık değişimleri.
  • Küçük Ölçekli Değişimler (Mikrodeğişimler): Tüm LBV'lerde gözlenen değişim türü olup birçok normal üstdevin de gösterdiği bir değişim türüdür. Tam anlamı ile dönemli olmamakla birlikte birbirini takip eden parlaklık artışı ve azalışı olarak kendini gösterir. P Cygni'de izlenen bu tür değişimlerin zaman ölçeği 25-60 gün mertebesindedir. Genel olarak birkaç gün veya birkaç 10 gün mertebesinde gerçekleşen değişimlerdir. Dışarı fırlatılan kabuk maddesinde oluşan ani fışkırmalardan kaynaklandığına inanılmaktadır.

LBV'lerin yukarıda özetlenen fotometrik karakteristikleri için genel olarak izlenen önemli bir özellik vardır: zaman ölçeği daha uzun olan değişimlere gidildikçe, izlenen ışık değişim genliği artmaktadır. Ayrıca ışık değişimi genlikleri kısa dalgaboylarına gidildikçe artış göstermektedir.

LBV listesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Centre de données astronomiques de Strasbourg. 12 Şubat 2009. 7 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Kasım 2010. 
  2. ^ Hubble, Edwin; Sandage, Allan (1953). "The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33." Astrophysical Journal. 118: 153. Bibcode:1953ApJ...118..353H. 
  3. ^ Selam, Selim O. (2020), Değişen Yıldızların Fotometrik Özellikleri (PDF), Ankara Üniversitesi, 9 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF), erişim tarihi: 3 Eylül 2022 
  4. ^ Sharov, A. S. (1975). "S Dor-type variables in other galaxies". In: Variable Stars and Stellar Evolution; Proceedings of the Symposium. 67: 275-284. Bibcode:1975IAUS...67..275S. doi:10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2. 
  5. ^ Thackeray, A. D. (1974). "Variations of S Dor and HDE 269006". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168: 221-233. Bibcode:1974MNRAS.168..221T. doi:10.1093/mnras/168.1.221. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Parlak_mavi_değişenler&oldid=31240375" sayfasından alınmıştır