Maviye dönüş

Yıldız evrimi alanında maviye dönüş, evrimleşmiş bir yıldızın soğuk bir durumdan daha sıcak bir duruma geçip ardından tekrar soğuduğu evredir. Terim, adını Hertzsprung-Russell diyagramı üzerindeki evrim yolunun çizdiği şekilden alır. Bu yol, diyagramın mavi (yani daha sıcak) tarafına, "mavi dev kol" olarak adlandırılan bölgeye doğru bir döngü oluşturur.^[1]

Maviye dönüş olgusu, kırmızı üstdevler, kırmızı dev kol yıldızları veya asimptotik dev kol yıldızlarında meydana gelebilir. Bazı yıldızlar birden fazla maviye dönüş yaşayabilir. Sefeler gibi birçok zonklayan değişen yıldız, aslında birer maviye dönüş yıldızıdır. Yatay koldaki yıldızlar, kırmızı dev veya asimptotik dev kollarındaki dönemlerine göre geçici olarak daha sıcaktır. Buna rağmen genellikle maviye dönüş sürecinde kabul edilmezler. Bu döngülerin hızı, tek bir yıldız üzerinde gözlem yapmaya olanak tanımayacak kadar yavaştır; bu nedenle varlıkları, teorik çalışmalarla birlikte yıldızların H-R diyagramındaki dağılımı ve özelliklerinden anlaşılır.

Kırmızı devler

Kırmızı dev koldaki (RGB) çoğu yıldız, eylemsiz bir helyum çekirdeğine sahiptir ve bir helyum parlaması onları yatay kola taşıyana kadar RGB üzerinde kalırlar. Ancak, yaklaşık 2,3 M_☉'den daha büyük kütleli yıldızların çekirdeği eylemsiz değildir. Bu yıldızlar, kırmızı dev kolun tepe noktasına ulaşmadan helyumu sorunsuz bir şekilde ateşler ve çekirdeklerindeki helyumu yaktıkça daha da sıcaklaşırlar. Daha büyük kütleli yıldızlar bu evrede daha sıcak hale gelir ve yaklaşık 5 M_☉ ve üzeri kütleye sahip yıldızların genellikle maviye dönüş yaşadığı kabul edilir; bu süreç yaklaşık bir milyon yıl mertebesinde sürer. Bu tür bir maviye dönüş, bir yıldızın ömründe yalnızca bir kez gerçekleşir.^[2]^[3]^[4]

Asimptotik dev kol

Asimptotik dev koldaki (AGB) yıldızların büyük ölçüde eylemsiz bir karbon ve oksijen çekirdeği vardır ve bu yıldızlar, çekirdeğin etrafındaki eş merkezli kabuklarda hidrojen ile helyumu dönüşümlü olarak füzyona uğratır. Helyum kabuk yanmasının başlaması, termal bir atıma yol açar ve bazı durumlarda bu olay, yıldızın geçici olarak sıcaklığını artırmasına ve bir maviye dönüş gerçekleştirmesine neden olur. Kabuklar dönüşümlü olarak devreye girip çıktıkça pek çok termal atım meydana gelebilir ve bu sayede aynı yıldızda birden fazla maviye dönüş gözlemlenebilir.^[5]

Kırmızı üstdevler

Kırmızı üstdevler, ana koldan ayrılmış, büyük ölçüde genişlemiş ve soğumuş olan devasa kütleli yıldızlardır. Yüksek ışıma güçleri ve düşük yüzey kütle çekimleri, bu yıldızların hızla kütle kaybettiği anlamına gelir. En yüksek ışıma gücüne sahip kırmızı üstdevlerin kütle kaybı o kadar hızlı olabilir ki, bu durum onların daha sıcak ve daha küçük hale gelmesine yol açar. En büyük kütleli yıldızlarda bu durum, yıldızın kırmızı üstdev evresinden kalıcı olarak ayrılıp mavi bir üstdeve dönüşmesiyle sonuçlanabilir. Ancak bazı durumlarda ise yıldız bir maviye dönüş gerçekleştirir ve yeniden bir kırmızı üstdev olur.^[6]^[7] VY Canis Majoris, ikinci bir kırmızı üstdev evresinde olduğu düşünülen bu tür yıldızlara bir adaydır.^[8]

Kararsızlık kuşağı

Maviye dönüş gerçekleştiren yıldızlar, H-R diyagramının ana kolun üzerindeki sarı bölümünden geçerler. Bu geçiş sırasında birçokları "kararsızlık kuşağı" adı verilen bir bölgeye girer. Bu bölgeye bu ismin verilmesinin sebebi, buradaki yıldızların dış katmanlarının kararsız olup zonklamasıdır. Maviye dönüş esnasında kararsızlık kuşağını geçen asimptotik dev kol yıldızlarının, W Virginis değişenlerine dönüştüğü düşünülmektedir. Kırmızı dev koldan gelip maviye dönüş sırasında kararsızlık kuşağını geçen daha büyük kütleli yıldızların ise Delta Sefe değişenlerini oluşturduğu düşünülmektedir. Her iki yıldız türü de yaşamlarının bu evresinde parlak ve kararsız fotosferlere sahiptir ve genellikle üstdev tayfları gösterirler. Ancak birçoğu, karbon füzyonu başlatacak ya da bir süpernovaya dönüşecek kadar büyük kütleli değildir.^[5]^[9]^[10]

Örnekler

Maviye dönüş evresinde olduğu düşünülen yıldızlara verilebilecek başlıca örnekler arasında şunlar yer alır:

Kaynakça

^ ^a ^b Yüce, Kutluay (2003). "Spectral Analyses of 4 Lacertae and ν Cephei". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (809): 888. Bibcode:2003PASP..115..888Y. doi:10.1086/376397. ISSN 0004-6280. JSTOR 10.1086/376397. 10 Haziran 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi10 Haziran 2025.
^ Pols, Onno (Eylül 2009). "Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning" (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). 20 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2019.
^ Xu, H. Y.; Li, Y. (2004). "Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops". Astronomy and Astrophysics. 418: 213-224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024 .
^ Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib (2012). "Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions". American Institute of Physics Conference Series. 1498 (1): 334. arXiv:1410.1652 . Bibcode:2012AIPC.1498..334H. doi:10.1063/1.4768514.
^ ^a ^b Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I. (2017). "Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 603: A70. arXiv:1705.00886 . Bibcode:2017A&A...603A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201730687.
^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda (2011). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873 . Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
^ Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges (2013). "Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1246. arXiv:1305.2474 . Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. doi:10.1093/mnras/stt796 .
^ Humphreys, Roberta (Temmuz 2016). "LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events". Journal of Physics: Conference Series. 728 (2): 022007. Bibcode:2016JPhCS.728b2007H. doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007 .
^ Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. (2006). "Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (841): 410-418. arXiv:astro-ph/0601687 . Bibcode:2006PASP..118..410T. doi:10.1086/499501.
^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (1996). "5.1.2.1 Cepheids - CEP". Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics. 3B. ss. 134-139. doi:10.1007/10057805_40. ISBN 978-3-540-56080-7.
^ Smiljanic, R.; Barbuy, B.; De Medeiros, J. R.; Maeder, A. (Nisan 2006). "CNO in evolved intermediate mass stars". Astronomy & Astrophysics. 449 (2): 655-671. arXiv:astro-ph/0511329 . doi:10.1051/0004-6361:20054377. ISSN 0004-6361.
^ Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, S. R.; Kudritzki, R. P. (Ocak 2006). "Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants". Astronomy & Astrophysics. 445 (3): 1099-1126. arXiv:astro-ph/0509669 . Bibcode:2006A&A...445.1099P. doi:10.1051/0004-6361:20053832. ISSN 0004-6361.

[:0-1] Yüce, Kutluay (2003). "Spectral Analyses of 4 Lacertae and ν Cephei". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (809): 888. Bibcode:2003PASP..115..888Y. doi:10.1086/376397. ISSN 0004-6280. JSTOR 10.1086/376397. 10 Haziran 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi10 Haziran 2025.

[bonn-2] Pols, Onno (Eylül 2009). "Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning" (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). 20 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2019.

[xu-3] Xu, H. Y.; Li, Y. (2004). "Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops". Astronomy and Astrophysics. 418: 213-224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024 .

[halabi-4] Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib (2012). "Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions". American Institute of Physics Conference Series. 1498 (1): 334. arXiv:1410.1652 . Bibcode:2012AIPC.1498..334H. doi:10.1063/1.4768514.

[groenewegen-5] Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I. (2017). "Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 603: A70. arXiv:1705.00886 . Bibcode:2017A&A...603A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201730687.

[meynet-6] Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda (2011). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873 . Bibcode:2011BSRSL..80..266M.

[saio-7] Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges (2013). "Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1246. arXiv:1305.2474 . Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. doi:10.1093/mnras/stt796 .

[2nd_rsg_phase-8] Humphreys, Roberta (Temmuz 2016). "LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events". Journal of Physics: Conference Series. 728 (2): 022007. Bibcode:2016JPhCS.728b2007H. doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007 .

[turner-9] Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. (2006). "Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (841): 410-418. arXiv:astro-ph/0601687 . Bibcode:2006PASP..118..410T. doi:10.1086/499501.

[duerbeck-10] Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (1996). "5.1.2.1 Cepheids - CEP". Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics. 3B. ss. 134-139. doi:10.1007/10057805_40. ISBN 978-3-540-56080-7.

[Smiljanic2006-11] Smiljanic, R.; Barbuy, B.; De Medeiros, J. R.; Maeder, A. (Nisan 2006). "CNO in evolved intermediate mass stars". Astronomy & Astrophysics. 449 (2): 655-671. arXiv:astro-ph/0511329 . doi:10.1051/0004-6361:20054377. ISSN 0004-6361.

[Przybilla2006-12] Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, S. R.; Kudritzki, R. P. (Ocak 2006). "Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants". Astronomy & Astrophysics. 445 (3): 1099-1126. arXiv:astro-ph/0509669 . Bibcode:2006A&A...445.1099P. doi:10.1051/0004-6361:20053832. ISSN 0004-6361.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]