Çift periyodik değişen
Çift periyodik değişenler (DPV), iki farklı periyodik parlaklık değişimi sergileyen ikili yıldız sistemleridir.[1] Bu sistemler, B-tipi bir bileşen içeren yarı-ayrık ve etkileşen ikililerdir. Kütle kazanan yıldızın etrafında optik olarak kalın bir yığılma diski bulundururlar ve düzenli aralıklarla yıldızlararası ortama kütle kaybederler.[1][2]
Bu sistemler adlarını, sergiledikleri iki farklı fotometrik değişimden alır. Bu değişimlerin ilki, birkaç günlük zaman ölçeğindeki yörüngesel fotometrik değişimdir ("eliptik" için DPV/ELL veya "örten" için DPV/E). İkincisi ise yörünge periyodunun yaklaşık 33 katı süren daha uzun bir fotometrik döngüdür.[2]
β Lyrae bu türün en bilinen örneğidir. Oldukça nadir olan bu yıldızlar, Samanyolu'nda 53,[3] Macellan Bulutları'nda ise 170'ten fazla sistemde tespit edilmişlerdir.[4]
Özellikler
[değiştir | kaynağı değiştir]Çift periyodik değişenler, 2003 yılında Macellan Bulutları'nda yapılan fotometrik taramalar sırasında keşfedilmiş,[1] özellikleri ise daha sonra Samanyolu'ndaki galaktik alanda yer alan yıldızlarda da saptanmıştır.[5]
DPV'lerin genel özellikleri şunlardır:[1]
- 2 ila 106 gün arasında değişen yörünge periyotlarına sahip yarı-ayrık ikili yıldızlardır.[5]
- Yörünge periyodu, on yıllar boyunca kararlılık gösterir.
- Sistemin toplam parlaklığını tüm evrelerde modüle eden ikinci periyot, yörünge periyodundan 33,1 kat daha uzundur.[5]
- Tayfları, B tayf sınıfına sahip erken tip bir yıldıza karşılık gelir.
- Hα (H-alfa) çizgisi, emisyon olarak görünür ve şiddeti, uzun periyotlu parlaklık değişimi ile eş zamanlı olarak dalgalanır.
- Renk ölçeği de yine uzun periyotlu parlaklık değişimi ile birlikte değişir.
- Sistemin etrafındaki yıldız çevresi maddenin bir işareti olarak kızılötesi fazlalığı görülür.
- HeI (Helyum-I) çizgisi, güçlü bir Doppler genişlemesi gösterir ve bu durum, bir yığılma diskinin varlığına işaret olarak yorumlanır.
Yorumlanması
[değiştir | kaynağı değiştir]Çift periyodik değişenler, Algol tipi değişenlerin güçlü bir madde alışverişi gösteren bir alt grubudur.[1][6] İkincil ve daha uzun olan bu değişkenliğin kesin nedeni henüz saptanmamış olmakla birlikte,[5] bu durumun kütle aktaran yoldaş yıldızdaki bir manyetik dinamodan kaynaklandığı öne sürülmektedir.[7]
Genel yoruma göre, çekirdeğindeki hidrojeni kısmen veya tamamen tüketerek ana koldan ayrılan yoldaş yıldız, Roche lobunu doldurur ve daha fazla genişlediğinde atmosferinin bir kısmı diğer yıldıza doğru akar. Açısal momentumun korunumu gereği, madde doğrudan ikinci yıldızın üzerine düşemez ve bunun yerine etrafında bir yığılma diski oluşturur. Kütle kazanan yıldız, önceki etkileşimler sebebiyle zaten kritik dönme hızına ulaştığından, yığılma diskinden daha fazla madde alamaz. Disk, ikili yıldız sisteminin yörünge periyodu ile yığılma diskinin dış yörüngesindeki dolanım süresi arasında bir rezonans oluşana kadar büyür. Bunun sonucunda madde, sistemin çevresindeki bir torusa (halka şeklinde bir yapıya) atılarak kızılötesi fazlalığına yol açar. Optik olarak kalın yığılma diskinin bu şekilde büyüyüp küçülmesi de DPV'lerde gözlemlenen uzun periyotlu parlaklık değişimini meydana getirir.
V393 Scorpii (V393 Sco) üzerinde yapılan ve yığılma diskinin uzun döngü boyunca sabit kaldığını gösteren detaylı bir inceleme ise bu yorumu desteklememektedir.[8] Buna karşılık, yörünge düzlemine dik olarak iki kutuplu bir yıldız rüzgarı şeklinde dışarı atılan madde, gücüne bağlı olarak ikili yıldız sisteminden gelen elektromanyetik radyasyonu Dünya yönünde saçar.[8] Bu rüzgarın, gaz akışının B-tipi yıldız ile birincil yıldızın etrafındaki yığılma diski arasındaki etkileşimle ortaya çıktığı ve bu süreçte yoldaş yıldızın manyetik etkinliğinin de bir rol oynayabileceği düşünülmektedir. Bu yoruma göre DPV'ler, çok güçlü bir madde alışverişi gösteren W Serpentis yıldızları ile kendilerinden daha zayıf bir kütle alışverişine sahip olan Algol yıldızları arasında bir bağlantı halkası olarak kabul edilir.[6]
Çift periyodik değişenler ile β Lyrae arasındaki ilişki, zaman içinde netlik kazanmıştır. Önceleri, kendine özgü periyot oranı nedeniyle tipik bir DPV olarak kabul edilmemesine rağmen,[1] 2017 ve sonrası yapılan çalışmalar bu iki sistem türü arasındaki fiziksel mekanizmaların ve genel yapıların benzerliğini ortaya koymuştur.[3][4] Bu nedenle güncel yaklaşımlar, çift periyodik değişenleri artık "β Lyrae-tipi" ikililer olarak adlandırılan daha geniş bir sınıflandırma altında ele almaktadır.[3]
Örnekler
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d e f Mennickent, R.E.; Kolaczkowski, Z. (2009). "The class of interacting binaries Double Periodic Variables" (PDF). Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics (İngilizce). arXiv:0908.3900v1
. 13 Aralık 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi14 Haziran 2025.
- ^ a b "Variable Star Type Designations in the VSX". American Association of Variable Star Observers (AAVSO). 2009. 24 Mart 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Haziran 2025.
- ^ a b c García, Gonzalo Rojas; Mennickent, Ronald E.; Iwanek, P.; Gorrini, P.; Garcés, J.; Soszyński, I.; Astudillo-Defru, N. (2021). "New Galactic β Lyrae-type Binaries Showing Superorbital Photometric Cycles". The Astronomical Journal. 162 (6): 239. arXiv:2107.10444 . Bibcode:2021AJ....162..239G. doi:10.3847/1538-3881/ac1f28.
- ^ a b Mennickent, R. E. (June 2017). "Long Photometric Cycles in Hot Algols". Serbian Astronomical Journal. 194: 1-21. Bibcode:2017SerAJ.194....1M. doi:10.2298/SAJ1794001M.
- ^ a b c d Poleski, R.; Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K. (2010). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. X. Enigmatic Class of Double Periodic Variables in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 60: 179-196. arXiv:1009.5376 . Bibcode:2010AcA....60..179P. doi:10.48550/arXiv.1009.5376.
- ^ a b Mennickent, R.E.; Otero, S.; Kołaczkowski, Z. (2016). "Interacting binaries W Serpentids and Double Periodic Variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (2): 1728-1745. arXiv:1510.05628 . Bibcode:2016MNRAS.455.1728M. doi:10.1093/mnras/stv2423.
- ^ Mennickent, Ronald; Kolaczkowski, Zbigniew; Djurasevic, G.; Niemczura, Ewa; Diaz, Marcos; Cure, Michel; Araya, Ignacio; Peters, Geraldine (2012). "A cyclic bipolar wind in the interacting binary V393 Scorpii". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (4): 3191-3207. arXiv:1205.6848 . doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21309.x.
- ^ a b Mennickent, R.E.; Djurašević, G.; Kołaczkowski, Z.; Michalska, G. (2012). "The evolution stage and massive disc of the interacting binary V393 Scorpii". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 421 (1): 862-874. arXiv:1112.2668 . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20363.x.
| Zonklayan |
|    .jpg) | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Püsküren |
| |||||||||
| Kataklizmik | ||||||||||
| Dönen |
| |||||||||
| Örten | ||||||||||