Beta Cephei değişenleri
Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.
Keşif ve gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları halen uğraştırmaktadır. Grubun prototipi Beta Cephei (β Cephei)'nin dikine hız değişimi gösterdiği 20. yüzyılın başında Frost[1] tarafından keşfedilmiştir ve dönemi 4sa34dk olarak verilmiştir. 6 yıl sonra Guthnick, dikine hız değişimine, aynı dönem ve 0m.05 genlikli bir ışık değişiminin de eşlik ettiğini bildirmiştir. 1908 de ise Albrecht, β CMa'nın da benzer değişimler gösterdiğini açıklamıştır. Başlangıçta grubun en çok çalışılan yıldızı olması nedeni ile bu tür yıldızlara uzunca bir süre β CMa türü değişenler denmiştir ancak bugün ilk keşfedilen örneğinin ismi ile β Cephei değişenleri ismi tercih edilmektedir. Bilinen β Cephei türü değişen sayısı 50 den biraz fazladır. Genel özellikleri ve bugün için teorilerinde ulaşılan son aşamalar, Sterken & Jerzykiewicz'in[2] son derlemesinde detaylı olarak açıklanmıştır.
Işık eğrisi[değiştir | kaynağı değiştir]
β Cephei’lerin ışık değişim genlikleri görsel bölgede 0.1 kadirden daha küçüktür (BW Vul hariç), dikine hız değişim genlikleri ise 50 km/sn nin altındadır (σ Sco ve BW Vul hariç). Değişimler genelde "yarı-sinüsel" ışık eğrileri veren "tek-dönemli (monoperiodic)" yapılara sahiptir, ancak bazı örneklerinde "temel-dönem" ve bunun yanında "harmonikleri" de gözlenebilmektedir. Harmoniklere (ikincil dönemler) ilişkin genlikler daha düşüktür. β Cephei'lerin büyük bir çoğunluğu tayf çizgi profillerinde de değişim göstermektedir. Işık eğrilerinin iniş koluna denk gelen evrelerde çizgi profilleri en geniş şeklini almaktadır. Bu profil değişimlerine bazı durumlarda çizgi yarılması da eşlik etmektedir.
Işık değişim genliklerinin çok düşük olması nedeniyle uzunca bir süre V=6.5 kadirden daha sönük β Cephei değişeni keşfedilememiştir. Sönük β Cephei'lerin keşfi, bu yıldızlar için yapılan sistematik gözlemlerle gerçekleşmiştir. Bilinen örneklerinden sadece ikisi, HD 92024 ve 16 Lac, örten çift yıldız bileşenidir. Dış galaksilerde, BMB ve KMB'de henüz keşfedilmiş β Cephei değişeni yoktur.
Işınım güçleri ve tayf türleri gereği H-R diyagramında dar bir bölgeye sıkışmışlardır. Bu bölge genelde "β Cep kararsızlık kuşağı" olarak bilinir. Bu bölgede bazı Be türü yıldızlar da bulunmaktadır. Bir süre β Cephei olarak görünen bazı yıldızlar diğer zamanlarında Be türü bir yıldıza dönüşebilmektedir. En güzel örnek grubun prototipi β Cep'in kendisidir, 1990 yılında beklenmedik bir şiddette tayfında Hα salması izlenmeye başlanmıştır. Buna karşılık çok iyi gözlenmiş bir Be yıldızı olan EW CMa (27 CMa), 1987 ile 1990 yılları arasında belirgin zonklamalar göstermiştir.
Örnekler[değiştir | kaynağı değiştir]
BW Vul (B2III, V=6m.55), β Cephei'ler arasında bilinen en büyük ışık değişim genliğine ve dikine hız değişimine sahip olanıdır. Işık eğrisinin çıkış kolu üzerinde ışığın sabit kaldığı ve "durağan evre" olarak adlandırılan bir bölge bulunmaktadır. Maksimum seviyeden 0.05 kadir daha aşağıda gerçekleşen bu olgunun "durağanlık süresi" 0.03 gün mertebesindedir. Görsel bölgede 0.2 kadir olan toplam ışık değişim genliği morötesi bölgede 1.2 kadire ulaşmakta, kızılötede ise hızla düşmektedir. BW Vul'un dönemi yaklaşık olarak 5 saatir ve yüzyılda 2 saniyelik bir artışla dönem değişimi de göstermektedir.
κ-mekanizması[değiştir | kaynağı değiştir]
Christy 1966'da[3], He+ iyonizasyon katmanına sahip yıldızların, bu katmandaki ani donukluk değişimleriyle denge durumlarından saparak kararsız bir hale gelebileceklerini göstermiş ve zonklamaya ilişkin modern teorilerin temelini atmıştır. Donukluk değişimine dayalı bu mekanizmaya κ-mekanizması denmektedir. Klasik Sefe'ler, δ Scuti'ler, RV Tauri'ler, ve RR Lyrae'ler için bu mekanizma çalışırken, He+ iyonizasyon bölgesi bulundurmadıklarından β Cephei'lerde geçerli bir mekanizma olamamıştır. β Cephei’lerin zonklama mekanizmaları için tutarlı teoriler, ancak Iglesias vd.'nin[4] OPAL adı verilen yeni donukluk hesaplarını yayınlamaları ile geliştirilmeye başlanmıştır. Iglesias vd. donukluk hesaplarında daha önce hesaba katılmayan, element atomlarındaki elektronların spin-yörünge etkileşimlerinin donukluğu önemli ölçüde arttırıcı rol oynadığını ve bu etkinin β Cephei'lerde de zonklamaları başlatabilecek bazı bölgelerde gerçekleşebileceğini göstermişlerdir. Iglesias vd.'nin bu çalışmasından hemen sonra çok sayıda araştırmacı, yeni OPAL donukluk değerleri ile kurguladıkları teorileriyle, β Cephei'lerde gözlenen temel ve harmonik zonklama modlarının açıklanabilir olduklarını göstermişlerdir.
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)


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