Cüce nova
Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).
İçindekiler
- 1 Oluşum
- 2 Özellikler
- 3 Keşif ve gözlem
- 4 Araştırmalar
- 5 Sınıflandırma
- 6 Ayrıca bakınız
- 7 Kaynakça
- 8 Dış bağlantılar
Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]
Yoldaş yıldız, evrimi esnasında birinci yoldaşa (beyaz cüceye) öyle yaklaşır ki beyaz cüce doğrultusunda sürekli olarak yüzeyinden madde kaybetmeye başlar. Bu madde akımı beyaz cüceyi doğrudan vurmaz. Çünkü yüksek açısal moment, beyaz cüce etrafındaki yörüngede bulunan madde akımını zorlar. Böyle bir durumda ise bir yığılma diski şekillenir. Birçok Kataklizmik değişende ışık değişimleri ile bu yığılma diskindeki karışık hareketler belirlenmiştir.
Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]
Cüce novalar yarı düzenli patlamalarla tanınırlar: neredeyse bir gün içerisinde 3 – 8 kadir parlaklığı arasında ani bir parlama, 3 ile 10 günlük bir parlak fazdan sonra birkaç gün içinde eski parlaklığına dönerler. Patlamalar her yıldız için karakteristik olan orantılı aralıklarla tekrarlanırlar. En kısa orantılı aralıklar günlüktür. Tipik aralıklar 20 ila 200 gün arasında değişir. Bazı istisnalarda 32 yıla varan durumları vardır. Örneğin WZ Sge yıldızı böyle bir aralığa sahiptir. Patlamalar arasındaki zaman aralığı ne kadar uzunsa genlikte o kadar büyük olmaktadır. Sakin fazlarda (parlaklığı fazla değişmediği durumlarda), cüce novalar geniş, genellikle çift bileşenli Balmer ve HeI salma çizgi tayflarına sahiptirler. Bu çizgiler yığılma diski içinde ve etrafında oluşmuştur. Sakin olmayan fazlarda ise bunlar kaybolur.
Cüce novalar, 80 dakika ile 14 saat arasında değişen yörüngesel periyot verilerine sahiptirler. Patlamalar, yığılma diskindeki potansiyel enerjinin salınmasına dayanır; diskteki ani değişme dış disk maddesinin beyaz cüce doğrultusunda düşmesini kolaylaştırır ve yüzeyine çarparken enerji açığa çıkartır. Bu açığa çıkan enerji morötesi ve X-ışını bandı aralığında salınır. Bu diskteki ani değişim hakkında hala bazı tartışmalar mevcuttur.
Keşif ve gözlem[değiştir | kaynağı değiştir]
İlk keşfedilen cüce nova U Geminorum yıldızıdır ve bunun ilk bilinen patlaması İngiliz Astronom John Russel Hind tarafından Aralık 1855'de gözlendi. J.R.Hind ilk olarak U Gem'i belirsiz bir nova olarak sınıflandırdı. Mart 1856'daki patlamasından sonra, U Gem'in yeni bir tip değişen yıldız olduğu anlaşıldı. Cüce novalar'ın maksimum parlaklığı 8mve minimum parlaklığı ise 12mdir. Cüce novalar yakın çift cisimlerdir. (MV≈ + 8 , uzaklık ≥ 70 pc).
Amatör gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]
Amatör Astronomlar cüce novalar’ın araştırmalarında ve keşiflerinde çok fazla katkıda bulunmuşlardır. Çünkü profesyonel teleskopların gözlem zamanları sıkı bir şekilde programlanmışdır, tahmin edilemeyen patlamaların davranışlarını izleyemezler. Bu sebepten dolayı amatörler burada devreye girerler ve bunlar novalar gibi birçok cismin keşfedilmesinde önemli katkılarda bulunurlar.
Araştırmalar[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu büyüleyici cisimlerin araştırma sahası modern astrofizikte önemli bir yere sahiptir: X-ışın çiftlerinde, galaktik çekirdek gökcisimlerinde ve yıldızların oluşumunda meydana gelen gelişimi anlamada çok önemli olan, yıldızların evrim fiziğinin araştırma sahası için cüce novalar ideal model durumunda olmuşlardır. Tüm bu cisimler cüce novalara nazaran kolay bulunamayan ve cüce novalara göre daha az gözlenen cisimlerdir. Bu nedenle cüce novalar yıldızların evrimini araştırma sahası için anahtar cisimlerdir.
Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]
Cüce novalar’ın da diğer Kataklizmik Değişenlerde olduğu gibi belli özelliklere göre birçok alt sınıfı vardır. Bu alt sınıflar içinde en tanınmışları: SS Cyg değişenleri Z Camelopardalis değişenleri (Z Cam) ve SU Ursa Majoris değişenleridir (SU UMa).
Bu değişenlerin özellikleri ise şöyledir:
SS Cygni Değişenleri[değiştir | kaynağı değiştir]
SS Cyg yıldızları 3 saatten fazla yörünge periyotlarına sahiptirler ve her biri 3 – 10 gün arasında sonlanan, 30 – 100 günlük tipik aralıklarla tekrarlanan patlamaları gösteren sistemlerdir. Patlamaların genlikleri ile periyot uzunluğu arasında genelde bir ilişki vardır. SS Cyg yıldızların %75'i, büyük ve küçük genlikli patlamalar arasında belirli bir fark gösterirler. Yörünge periyodu artması ile birlikte patlama genliği de artar, genişlik oranı ise azalır. SS Cyg ve Z Cam yıldızlarının yaklaşık %70'i istisna patlamalar gösterirler, patlamalar ışık eğrisinde simetrik bir görüntüye sahiptir. saat olan uzun yörüngesel periyotlu SS Cyg'ni yıldızları için anormal patlamalar normal gibi görünebilirler. Anormal patlamalar geniş veya dar olabilirler. SS Cyg değişenlerinin çeşitli alt sınıfları vardır. Bunlar; U Gem, SS Cyg, Bv Cen değişenleri olarak bilinirler.
U Gem[değiştir | kaynağı değiştir]
SS Cyg[değiştir | kaynağı değiştir]
Tüm cüce novalar içerisinde en parlağı ve en iyi gözlenebileni olması nedeniyle diğer alt sınıflar SS Cyg sınıfı değişenleri içersine dahil edilmişler. Bunların patlama modeli ve davranışları daha detaylı bir şekilde incelenmiştir.
BV Cen[değiştir | kaynağı değiştir]
Yörünge periyotları olması nedeniyle en uzun yörüngesel periyotlu cüce novalardır.
Z Camelopardalis Değişenleri (Z Cam)[değiştir | kaynağı değiştir]
Z Cam yıldızları her 10 – 80 günde tekrarlanan patlamalar ve 3 saatten fazla yörünge periyotlarıyla cüce novalar’ın bir alt sınıfıdır. Düzensiz aralıklarla bir patlamadan sonra sistemin minimum parlaklığına dönmesi zordur; bunun yerine aylarca hatta yıllarca temel bir değişme olmaksızın orta parlaklıklarda kalır. Z Cam yıldızları için olağan olan bu durumlar nispeten yüksek kütle transferinin geçici denge sağlaması olarak yorumlanır. Bu orta parlaklığındaki durma, sakin durumuna dönme ve patlama aktivitesinin iyileşmesiyle sonlanır. Bazen sakin durumlarda tipik cüce nova patlama durumlarını göstermezler ve bunlar nova benzeri yıldızlar arasında sınıflandırılırlar.
SU Ursae Majoris Değişenleri (SU UMa)[değiştir | kaynağı değiştir]
SU UMa değişenleri, birbirinden çok farklı iki tip patlamaları olan cüce novalardır:
Birinci tip[değiştir | kaynağı değiştir]
15 – 40 günlük aralıklarla tekrarlanan ve sadece birkaç gün süren ve sık sık vuku bulan kısa patlamalardır.
İkici tip[değiştir | kaynağı değiştir]
Birkaç yıl ile altı ay arasındaki aralıklarla ortaya çıkan ve 10 – 20 gün süren süper patlamalardır. Süper patlamalar, kısa patlamalardan daha parlaktır ki bu yaklaşık 1 kadir farka karşılık gelir. Kısaca maksimum parlaklığı geçirdikten sonra yıldızın ışık eğrisinde süper tümsekler (girintili, çıkıntılar) gelişir. Bu tümsekler ışık eğrisinde yörüngesel periyodundan %3 veya %5 daha uzun aralıklarla ya da yıldızın kendi eksenindeki dönme dönemi ile tekrarlanır. Genelde SU UMa yıldızları, yörüngesel dönemleri ≈3 saat olan kısa yörünge dönemlerine sahip yıldızlardır.
Bilinen SU UMa yıldızları için tipik örnekler veya alt sınıflar:
VY Hyi[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu sistem SU UMa yıldızları içinde en parlak ve üzerinde en iyi çalışılan yıldızlardır. Bunların ışık eğrisi içerisinde yörüngesel tümsekler en iyi şekilde görünürler.
Z Cha[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu sistem ise, beyaz cüce ile büyüme diskinde oluşan sıcak lekelerin tamamen tutulmasıyla bilinen bir SU UMa yıldızıdır.
WZ Sge[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu yıldız bilinen en uzun patlama dönemine sahip bir cüce novadır. Patlama dönemi yaklaşık 32 yıl olarak bulunmuştur, aynı zamanda bilinen en kısa yörüngesel periyoda sahiptir (1.36 saat). WZ Sge yıldızı bir tutulma sistemidir ve bu yıldız SU UMa sınıfının ileri bir durumunu gösterir, cüce novalar içerisinde kendi sınıfının en parlak üyesidir.
Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- "Light Curves of Veriable Stars" 523,8442 – LIG – . Allen W. Shafter. 1994.
- "The Realm of Interacting Binary Stars". 523.84-REA. Lewın,H.G.Walter, Jan Van Paradijs and Edward P.J.Van Den Heulvel. 1997.
- "The Galactic Novae". 523,8446- PAY Mauche W. Christopher. 1990.
- "X – Ray Binaries". Cambridge Astrophysics Series, 523,841 – XRA . C.Sterken and C. Jaschek. 1996.
- "Variable Stars". 523,844 – HOF C. Payne and Gaposchkin. 1957.
- "Interacting Binary Stars". 523,84 – INT – C. Hoffmeister, G. Richter and W. Wenzel. 1984.
- "Calibrating Dwarf Novae". Sky & Telescope, September 2003, p. 20.
- CVnet: "Introduction to CVs" (Erişim 4/17/06)
- Eric Weisstein's World of Astronomy: "Dwarf Nova". (Erişim 4/17/06)
Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]


|Astronomi ile ilgili bu madde bir taslaktır. Madde içeriğini geliştirerek Vikipedi'ye katkıda bulunabilirsiniz.|