Yarıdüzenli değişenler
Yarıdüzenli değişen yıldız, bir değişen yıldız türü olarak orta ve geç (daha soğuk) spektral tipte bir dev veya süperdevdir. Işık değişimleri belirgin bir periyodiklik sergiler ve bu değişimler çeşitli düzensizliklerle birlikte veya bazen bu düzensizlikler tarafından kesintiye uğrayarak gerçekleşir. Periyotlar 20 gün ila 2000 günü aşan aralıklarda değişirken, ışık eğrilerinin şekilleri her döngüde oldukça farklı ve değişken olabilir. Genlikler, birkaç yüzde birden birkaç kadire kadar değişkenlik gösterebilir (genellikle V filtresinde 1-2 kadir).
Sınıflandırma
[değiştir | kaynağı değiştir]Yarıdüzenli değişen yıldızlar, uzun yıllarca dört kategoriye ayrılmış ve yakın zamanda beşinci bir ilgili grup tanımlanmıştır. Dört ana grubun orijinal tanımları, 1958'de Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) onuncu genel kurulunda resmileştirilmiştir. Değişen Yıldızlar Genel Kataloğu (GCVS), tanımları bazı ek bilgilerle güncellemiş ve S Vul gibi önceki örneklerin yeniden sınıflandırıldığı durumlarda daha yeni referans yıldızlar belirlemiştir.
| Alt tip[1] | IAU tanımı[1] | GCVS kodu[2] | GCVS tanımı[2] | Örnek yıldızlar |
|---|---|---|---|---|
| SRa | geç spektral sınıflara (M, C ve S) ait yarıdüzenli değişen devler, karşılaştırmalı olarak kararlı periyodikliği koruyan ve kural olarak küçük (2m,5'ten az) ışık değişim genliklerine sahip olanlar. Genlikler ve ışık eğrilerinin şekilleri genellikle periyottan periyoda güçlü değişikliklere tabidir. Bu yıldızların çoğu, Mira Ceti tipi yıldızlardan sadece daha küçük ışık değişim genliğine sahip olmaları nedeniyle farklılık gösterirler. | SRA | Sürekli periyodiklik ve genellikle küçük (<V filtresinde 2,5 kadirden az) ışık genlikleri gösteren yarıdüzenli geç tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) devler. Genlikler ve ışık eğrisi şekilleri genellikle değişkendir ve periyotlar 35-1200 gün aralığındadır. Bu yıldızların çoğu, Mira'lardan sadece daha küçük ışık genlikleri göstermeleriyle ayrılır. | Z Aqr[1][2] |
| SRb | geç spektral sınıflara (M, C ve S) ait yarıdüzenli değişen devler, net olmayan periyodiklik sergileyen yıldızlardır. Bu durum, örneğin bireysel döngülerin sürelerinin farklı olması (bu da maksimum ve minimum parlaklık dönemlerinin tahmin edilememesiyle sonuçlanır), periyodik değişimlerin yerini yavaş düzensiz değişkenliklerin alması ve hatta parlaklığın sabit kalması gibi özelliklerle kendini gösterir. Bu yıldızların bazıları, katalogda belirtilen belirli bir ortalama periyot değeri ile karakterize edilir. | SRB | Geç tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) yarıdüzenli değişen devler; belirgin olmayan bir periyodikliğe sahiptirler (ortalama döngüler 20 ile 2300 gün arasında değişir) veya periyodik ve yavaş düzensiz değişimlerin dönüşümlü olarak görüldüğü aralıklara, hatta ışığın sabit kaldığı dönemlere sahip olabilirler. Bu türdeki her yıldıza genellikle katalogda belirtilen belirli bir ortalama periyot (döngü) atanabilir. Bazı durumlarda, iki veya daha fazla ışık değişim periyodunun eşzamanlı olarak bulunduğu gözlemlenmiştir. | AF Cyg[1][2] RR CrB[1][2] |
| SRc | geç spektral sınıflara ait yarıdüzenli değişen süperdevler | SRC | Yaklaşık 1 kadir genlik ve 30 günden birkaç bin güne kadar ışık değişim periyotlarına sahip spektral tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) süperdevleri. | μ Cep[1][2] RW Cyg[1] |
| SRd | F, G, K spektral sınıflarına ait yarıdüzenli değişen devler ve süperdevler | SRD | Bazen spektrumlarında emisyon çizgileri bulunan F, G veya K spektral tiplerine ait yarıdüzenli değişen devler ve süperdevler. Işık değişim genlikleri 0,1 ila 4 kadir ve periyot aralığı 30 ila 1100 gündür | S Vul[1] UU Her[1] AG Aur[1] SX Her[2] SV UMa[2] |
| SRS | Kısa dönemli (birkaç günden bir aya kadar), muhtemelen yüksek modlu zonklayıcılar olan yarıdüzenli zonklayan kırmızı devler | AU Ari[2] |
Zonklama
[değiştir | kaynağı değiştir]Yarıdüzenli değişen yıldızlar, özellikle SRa ve SRb alt sınıfları genellikle uzun dönemli değişenler başlığı altında Mira değişenleriyle birlikte gruplandırılır. Bazı durumlarda ise terim, neredeyse tüm soğuk zonklayan yıldızları kapsayacak şekilde genişletilir. Yarıdüzenli dev yıldızlar, Mira değişenleriyle yakından ilişkilidir. Mira yıldızları genellikle temel modda (normal mod) zonklarken, yarıdüzenli devler bir veya daha fazla üst modda zonklar.[3]
Büyük Macellan Bulutu'nda yapılan ve kütleçekimsel mikromercekleme olaylarını araştıran fotometrik çalışmalar, temel olarak tüm soğuk evrimleşmiş yıldızların değişken olduğunu göstermiştir. En soğuk yıldızlar çok büyük genlikler sergilerken, daha sıcak yıldızlar yalnızca mikro değişimler gösterir. Yarıdüzenli değişen yıldızlar, tanımlanan beş ana dönem-parlaklık ilişkisi dizilerinden birinde yer alır ve Mira değişenlerinden yalnızca üst modda zonklamalarıyla ayrılır. Yakından ilişkili OSARG (OGLE küçük genlikli kırmızı dev) değişenleri ise bilinmeyen bir modda zonklamaktadır.[4][5]
Birçok yarıdüzenli değişen yıldız, ana zonklama periyodunun yaklaşık on katı uzunluğunda ikincil uzun dönemler sergiler ve görünür dalga boylarında birkaç onda bir kadirlik genliklere sahiptir. Bu zonklamaların nedeni henüz bilinmemektedir.[3]
Parlak örnekler
[değiştir | kaynağı değiştir]η Gem, en parlak SRa değişenidir ve aynı zamanda bir örten ikili yıldızdır. GZ Peg, maksimum parlaklığı 4,95 kadir olan bir SRa değişeni ve S-tipi yıldızdır. T Cen, en parlak ikinci SRa örneği olarak listelenmiştir,[2] fakat aslında bir RV Tauri değişeni olabileceği öne sürülmektedir. Eğer bu doğruysa T Cen bu sınıfın açık ara en parlak üyesi olacaktır.[6]
Çıplak gözle görülebilen birçok SRb değişeni vardır ve üçüncü kadir parlaklığındaki L2 Pup, GCVS'de listelenen en parlak SRb yıldızıdır. σ Lib ve ρ Per de maksimum parlaklıklarında üçüncü kadirden SRb değişenleridir. β Gru, GCVS tarafından yavaş düzensiz değişen olarak sınıflandırılmış ikinci kadirden bir yıldızdır, fakat daha sonraki araştırmalar tarafından SRb tipi olarak bildirilmiştir.[7] Bu dört yıldızın tamamı M sınıfı dev yıldızlardır, fakat bazı SRb değişenleri karbon yıldızları (UU Aur gibi) veya S-tipi yıldızlar (Pi1 Gru gibi) olabilir.[2]
Kataloglanmış SRc yıldızları daha az sayıdadır, fakat Betelgeuse ve α Her gibi gökyüzündeki en parlak yıldızlardan bazılarını içerir. SRc yıldızları süperdevler olarak tanımlanmış olsa da, birçoğu dev spektral parlaklık sınıflarına sahiptir ve α Her gibi bazıları asimptotik dev kol yıldızları olarak bilinmektedir.[2]
Birçok SRd yıldızı, çıplak gözle görülebilen ρ Cas, V509 Cas ve ο1 Cen de dahil olmak üzere son derece parlak üstündevlerdir. Diğerleri dev yıldızlar olarak sınıflandırılmıştır, fakat en parlak örnek yedinci kadirden LU Aqr'dir.[2]
Çoğu SRS değişeni derin geniş ölçekli araştırmalarda keşfedilmiştir, fakat çıplak gözle görülebilen V428 And, AV Ari ve EL Psc yıldızları da bu sınıfa dahildir.[2]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d e f g h i j Kukarkin, B. V. (2016). "27. Commission des Etoiles Variables". Transactions of the International Astronomical Union. 10: 398-431. doi:10.1017/S0251107X00020988
.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. 12 Şubat 2009. 11 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Kasım 2010.
- ^ a b Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. (2009). "Long Secondary Periods in variable red giants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (4): 2063. arXiv:0907.2975 . Bibcode:2009MNRAS.399.2063N. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x .
- ^ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 59 (3): 239. arXiv:0910.1354 . Bibcode:2009AcA....59..239S.
- ^ Soszynski, I.; Dziembowski, W. A.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2007). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars". Acta Astronomica. 57: 201. arXiv:0710.2780 . Bibcode:2007AcA....57..201S.
- ^ Watson, C. L. (2006). "The International Variable Star Index (VSX)". The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
- ^ Otero, S. A.; Moon, T. (Aralık 2006). "The Characteristic Period of Pulsation of β Gruis". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 34 (2): 156-164. Bibcode:2006JAVSO..34..156O.
| Zonklayan |
|    .jpg) | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Püsküren |
| |||||||||
| Kataklizmik | ||||||||||
| Dönen |
| |||||||||
| Örten | ||||||||||