Mavi Işık Değişeni Mavi ışıklı değişenler (ayrıca S Doradus değişenleri olarak da bilinir), genel olarak kütle atımları "püsk...
Mavi Işık Değişeni
Mavi ışıklı değişenler (ayrıca S Doradus değişenleri olarak da bilinir), genel olarak kütle atımları "püskürmeler" olarak gözlenen üstün devler.
Mavi ışıklı değişenler (ayrıca S Doradus değişenleri olarak da bilinir), genel olarak kütle atımları "püskürmeler" olarak gözlenen üstün devler.
Pistol Yıldızı
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 hiperdevlerle sınırlı değildir. 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. Püskürme anında bu yıldızlar, süpernovalardan sonra görünen "en parlak" cisimlerdir. Bu nedenle gökada dışı "uzaklık göstergesi" cisimleri olarak önemli bir yere sahiptirler.
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 hiç bir ilgisi olmamasına rağmen Nova Cygni 1600 olarak da adlandırılmıştır. B2pe tayf türünden olan bu yıldız şu sıralar 5 kadir yöresindedir.
Eta Carinae yapı olarak LBV'lerin en ilginç örneklerinden biridir. Kızılötesi dalgaboylarında 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 yıldız). Bunu takip eden 14 yıl boyunca biraz 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.
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
LBV'lerde izlenen fotometrik değişimler genel olarak 3 grupta incelenmektedir:
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 hiç bir ilgisi olmamasına rağmen Nova Cygni 1600 olarak da adlandırılmıştır. B2pe tayf türünden olan bu yıldız şu sıralar 5 kadir yöresindedir.
Eta Carinae yapı olarak LBV'lerin en ilginç örneklerinden biridir. Kızılötesi dalgaboylarında 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 yıldız). Bunu takip eden 14 yıl boyunca biraz 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.
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
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 bir çok 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 bir kaç 10 gün mertebesinde gerçekleşen değişimlerdir. Dışarı fırlatılan kabuk maddesinde oluşan ani fışkırmalardan landığına inanılmaktadır.
Işık Yılı Nedir? Işık Yılı Hakkında
Işık Nedir? Işık Yasaları ve Kuramları Hakkında
Işık üniversitesi
YORUMLAR