Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:
- ileri derecede iyonize olmuş ve yıldız yüzeyinden çok yükseklerde oluşan rüzgâr aktivitesi,
- hızlı dönme,
- mor ve kırmızı salma bileşenlerinin eşdeğer genişlik oranı V/R değişken ancak 1 civarında.
Be yıldızları H-R diyagramında genel olarak β Cephei ve 53 Per/orta-B yıldızları ile aynı bölgeyi paylaşmaktadır. Bazı β Cephei yıldızları aniden salma çizgileri gösterir ve Be yıldızı haline gelir, buna karşılık bazı Be yıldızları belirli zamanlarında zonklamalar gösterir. Ayrıca EW CMa gibi bazı Be yıldızları zonklamaya başlamadan hemen önce birkaç hafta süren ani parlaklık düşüşleri de göstermektedir. EW CMa da birbirini takip eden yarıdönemli zonklamaların dönemi kabaca 10-20 gün arasındadır.
Işık değişimleri
Çoğu Be yıldızı kısa veya orta zaman ölçekli ışık değişimleri göstermektedir. Bu değişimlere ilişkin dönemler 0.4 – 3 gün arasında olup çoklu dönemler ve ışık eğrilerinde çift dalga yapıları izlenmektedir. Işık değişim genlikleri ise 0.01 – 0.3 kadir aralığında çeşitli değerlere sahiptir. Tayflarında görülen belirgin salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri genelde birbirleri ile uyumlu korelasyonlar göstermektedir. Bu açıdan ilgi çekici iki örnek γ Cas ve V744 Her'in salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri ters korelasyonlar göstermektedir.
Be yıldızlarının uzun-dönemli değişimleri Harmanec tarafından iki ayrı kategoride tarif edilmiştir:
- γ Cas'de izlenen ve ılımlı nova patlamalarını andıran ışık eğrileri
- V744 Her ve BU Tau’da izlenen ve R CrB yıldızlarını andıran ışık eğrileri
Balona, Be yıldızlarının çizgi profili ve ışık değişim dönemlerinin, dönme dönemlerine çok yakın olduğunu göstermiş ve buna bağlı olarak değişimlerin kaynağının çapsal olmayan zonklamalar yerine, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu ortaya çıkan modülasyonlardan kaynaklandığını söylemiştir.
İlginç bir Be yıldızı olan η Cen'in çok az rastlanan 3 dalgalı ışık değişiminin dönemi P=1.927 gündür. Ancak daha sonra ışık değişiminin P=0.642424 gün ile tek bir sinüs dalgası olarak ifade edilebildiği görülmüştür. Işık eğrisi, az da olsa simetriden sapmış sinüs biçimli bir dalgadır ve genliği strömgren y,b,v bantlarında ortalama 0.05 kadirdir. u bandında ise 0.1 kadir yöresindedir. Dolayısıyla β Cep yıldızlarında görülen, azalan dalgaboyu ile artan genlik özelliği η Cen'de de izlenmektedir. Ancak 'de durum bunun tam tersidir. v bandında değişim genliği son derece düşük, b ve y de sırası ile 0.05 ve 0.08, u bandında ise değişim görülmemektedir. Bu garip durum Sterken vd. tarafından açıklanmıştır. HD 50123, B6Ve+K0III tayf türüne sahip bir çift yıldızdır, yörünge eğimi tutulma oluşturamayacak derecede düşüktür ve izlenen ışık değişimi, sadece karşılıklı çekim etkisi sonucu basıklaşmış ve sistemin toplam ışınımında baskın olan Be yıldızının ekseni etrafında dönmesi sonucu oluşmaktadır. Dolayısıyla HD 50123'te izlenen ışık değişimi, elipsoid değişenlerin gösterdikleri türdendir. Beech'in 27 adet elipsoid değişenden oluşma listesinde, sistemlerin yörünge dönemleri 0.8 – 5.6 gün aralığındadır ve tayf türleri O ile G2 arasında bulunan cüce yıldızlardır. HD 50123, elipsoidal değişenler arasında 28.6 günlük dönemi ile biraz uç bir noktadadır ve Roche şişimini doldurmuş bileşene (K0 devi) sahip bilinen tek örnektir. HD 50123 gibi sistemler aslında sayıca az olmamalıdır, ancak genliklerinin düşük ve dönemlerinin uzun olması, keşfedilmelerinin önündeki en önemli engeldir. HD 50123 genel konfigürasyonu açısından W Serpentis türü çift sistemlerle özdeştir.
Uzun dönemli Algoller olarak da adlandırılan W Ser sistemleri, büyük kütleli bileşenleri etrafında kalınca bir disk, tuhaf ve düzensiz tekrarlayan ışık eğrileri, tayflarında belirgin optik bölge salma çizgileri ve uzun zaman aralıkları içinde gösterdikleri dönem değişimleri ile karakterize edilmektedirler. HD 50123 ile güçlü etkileşen ve tutulma gösteren W Ser türü SX Cas (B7+K3III) arasındaki benzerlikleri bozan tek olgu, düşük yörünge eğimi nedeniyle HD 50123 de tutulma izlenmemesi ve bu sayede yığılma diskinin, etrafında bulunduğu B türü ana bileşenin ışığına engel olmamasıdır.
Be yıldızlarının ışık değişim karakterlerine ilişkin diğer bir ilginç örnek ise 'de izlenen yapılardır. 10 yıl boyunca strömgren-uvby bantlarında mikrodeğişimler gösteren bu Be yıldızı, son 2 yıldır tekrarlayan nitelikte 0.1 kadir üzerinde flare benzeri parlamalar göstermektedir. Zaman ölçekleri farklı olmak üzere benzer yapılar κ CMa’da da izlenmektedir. Balona, bu yapıları yüzey parlaklık dağılımında oluşan ani değişimlere bağlamakta ve böylece Be yıldızlarının ışık değişiminin sadece radyal olmayan zonklamalardan kaynaklanmadığını ileri sürmektedir. Balona, yüzey üzerinde ani parlamalar gösteren bu bölgelerin, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu, ışık eğrisinde ve tayfsal çizgi profillerinde modülasyonlara neden olduğunu ileri sürmektedir. Sterken ve Manfroid, ışık eğrisinde flare benzeri yapılar olarak izlenen bu değişimlere alternatif bir açıklama getirmişlerdir. Buna göre HR 2517, eliptik yörüngeli ve büyük kütleli bir yakın çift yıldız sistemidir. Başlangıçta büyük kütleli olan bileşen, kütlesini büyük oranda kaybederek düşük kütleli şıkışık bir cisme dönüşmüş durumdadır. Karşı bileşen ise optik bölgede baskın ışınımı görülen bir Be yıldızıdır ve yoğun madde kaybına sahiptir. Hızlı dönme sonucu kaybedilen kütle Be yıldızının ekvator düzleminde çevresini saran bir disk şeklinde organize olmuştur. Yörünge geometrisi böylesi bir cisimde, sıkışık bileşen eliptik yörüngesi boyunca hareket ederken, enberi noktası civarında Be yıldızını çevreleyen yoğun diskin içine periyodik olarak girip çıkmaktadır. Sıkışık yıldız disk içinde hareket ederken madde yığmakta ve X-ışın bölgesinde ışınım salmaktadır. Bu tür x-ışın kaynaklarına, "geçici x-ışın kaynakları" denmektedir. Bu dönemli yapının zaman içerisinde sönümlenmesi veya tekrar başlaması, Be yıldızının kütle kaybında oluşan değişimler sonucu disk boyutlarının küçülüp büyümesi ile açıklanmaktadır.
Kaynakça
- Porter J., Rivinius Th.: Classical Be stars, 2003 115, 1153
Ayrıca bakınız
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Be yildizi O6 B9 tayf turu araliginda isinim sinifi V ile III arasinda olan ve tayflarinda hidrojenin Balmer serisi salma cizgilerinde siddet degisimi gosteren yildizlardir Bu degisimi donemli olarak gosterenlerine g Cas veya l Eri yildizlari da denmektedir Balmer salma cizgileri bu yildizlari saran ve hizla donen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadir Baade bu tanimi biraz daha daraltarak bir Be yildizi icin su ek kriterleri de ileri surmustur ileri derecede iyonize olmus ve yildiz yuzeyinden cok yukseklerde olusan ruzgar aktivitesi hizli donme mor ve kirmizi salma bilesenlerinin esdeger genislik orani V R degisken ancak 1 civarinda Be yildizlari H R diyagraminda genel olarak b Cephei ve 53 Per orta B yildizlari ile ayni bolgeyi paylasmaktadir Bazi b Cephei yildizlari aniden salma cizgileri gosterir ve Be yildizi haline gelir buna karsilik bazi Be yildizlari belirli zamanlarinda zonklamalar gosterir Ayrica EW CMa gibi bazi Be yildizlari zonklamaya baslamadan hemen once birkac hafta suren ani parlaklik dususleri de gostermektedir EW CMa da birbirini takip eden yaridonemli zonklamalarin donemi kabaca 10 20 gun arasindadir Isik degisimleriCogu Be yildizi kisa veya orta zaman olcekli isik degisimleri gostermektedir Bu degisimlere iliskin donemler 0 4 3 gun arasinda olup coklu donemler ve isik egrilerinde cift dalga yapilari izlenmektedir Isik degisim genlikleri ise 0 01 0 3 kadir araliginda cesitli degerlere sahiptir Tayflarinda gorulen belirgin salma cizgilerindeki siddet degisimi ile isik degisimleri genelde birbirleri ile uyumlu korelasyonlar gostermektedir Bu acidan ilgi cekici iki ornek g Cas ve V744 Her in salma cizgilerindeki siddet degisimi ile isik degisimleri ters korelasyonlar gostermektedir Be yildizlarinin uzun donemli degisimleri Harmanec tarafindan iki ayri kategoride tarif edilmistir g Cas de izlenen ve ilimli nova patlamalarini andiran isik egrileri V744 Her ve BU Tau da izlenen ve R CrB yildizlarini andiran isik egrileri Balona Be yildizlarinin cizgi profili ve isik degisim donemlerinin donme donemlerine cok yakin oldugunu gostermis ve buna bagli olarak degisimlerin kaynaginin capsal olmayan zonklamalar yerine yildizin ekseni etrafinda donmesi sonucu ortaya cikan modulasyonlardan kaynaklandigini soylemistir Ilginc bir Be yildizi olan h Cen in cok az rastlanan 3 dalgali isik degisiminin donemi P 1 927 gundur Ancak daha sonra isik degisiminin P 0 642424 gun ile tek bir sinus dalgasi olarak ifade edilebildigi gorulmustur Isik egrisi az da olsa simetriden sapmis sinus bicimli bir dalgadir ve genligi stromgren y b v bantlarinda ortalama 0 05 kadirdir u bandinda ise 0 1 kadir yoresindedir Dolayisiyla b Cep yildizlarinda gorulen azalan dalgaboyu ile artan genlik ozelligi h Cen de de izlenmektedir Ancak de durum bunun tam tersidir v bandinda degisim genligi son derece dusuk b ve y de sirasi ile 0 05 ve 0 08 u bandinda ise degisim gorulmemektedir Bu garip durum Sterken vd tarafindan aciklanmistir HD 50123 B6Ve K0III tayf turune sahip bir cift yildizdir yorunge egimi tutulma olusturamayacak derecede dusuktur ve izlenen isik degisimi sadece karsilikli cekim etkisi sonucu basiklasmis ve sistemin toplam isiniminda baskin olan Be yildizinin ekseni etrafinda donmesi sonucu olusmaktadir Dolayisiyla HD 50123 te izlenen isik degisimi elipsoid degisenlerin gosterdikleri turdendir Beech in 27 adet elipsoid degisenden olusma listesinde sistemlerin yorunge donemleri 0 8 5 6 gun araligindadir ve tayf turleri O ile G2 arasinda bulunan cuce yildizlardir HD 50123 elipsoidal degisenler arasinda 28 6 gunluk donemi ile biraz uc bir noktadadir ve Roche sisimini doldurmus bilesene K0 devi sahip bilinen tek ornektir HD 50123 gibi sistemler aslinda sayica az olmamalidir ancak genliklerinin dusuk ve donemlerinin uzun olmasi kesfedilmelerinin onundeki en onemli engeldir HD 50123 genel konfigurasyonu acisindan W Serpentis turu cift sistemlerle ozdestir Be yildizi Achernar son derece hizli donus nedeniyle basik Uzun donemli Algoller olarak da adlandirilan W Ser sistemleri buyuk kutleli bilesenleri etrafinda kalinca bir disk tuhaf ve duzensiz tekrarlayan isik egrileri tayflarinda belirgin optik bolge salma cizgileri ve uzun zaman araliklari icinde gosterdikleri donem degisimleri ile karakterize edilmektedirler HD 50123 ile guclu etkilesen ve tutulma gosteren W Ser turu SX Cas B7 K3III arasindaki benzerlikleri bozan tek olgu dusuk yorunge egimi nedeniyle HD 50123 de tutulma izlenmemesi ve bu sayede yigilma diskinin etrafinda bulundugu B turu ana bilesenin isigina engel olmamasidir Be yildizlarinin isik degisim karakterlerine iliskin diger bir ilginc ornek ise de izlenen yapilardir 10 yil boyunca stromgren uvby bantlarinda mikrodegisimler gosteren bu Be yildizi son 2 yildir tekrarlayan nitelikte 0 1 kadir uzerinde flare benzeri parlamalar gostermektedir Zaman olcekleri farkli olmak uzere benzer yapilar k CMa da da izlenmektedir Balona bu yapilari yuzey parlaklik dagiliminda olusan ani degisimlere baglamakta ve boylece Be yildizlarinin isik degisiminin sadece radyal olmayan zonklamalardan kaynaklanmadigini ileri surmektedir Balona yuzey uzerinde ani parlamalar gosteren bu bolgelerin yildizin ekseni etrafinda donmesi sonucu isik egrisinde ve tayfsal cizgi profillerinde modulasyonlara neden oldugunu ileri surmektedir Sterken ve Manfroid isik egrisinde flare benzeri yapilar olarak izlenen bu degisimlere alternatif bir aciklama getirmislerdir Buna gore HR 2517 eliptik yorungeli ve buyuk kutleli bir yakin cift yildiz sistemidir Baslangicta buyuk kutleli olan bilesen kutlesini buyuk oranda kaybederek dusuk kutleli sikisik bir cisme donusmus durumdadir Karsi bilesen ise optik bolgede baskin isinimi gorulen bir Be yildizidir ve yogun madde kaybina sahiptir Hizli donme sonucu kaybedilen kutle Be yildizinin ekvator duzleminde cevresini saran bir disk seklinde organize olmustur Yorunge geometrisi boylesi bir cisimde sikisik bilesen eliptik yorungesi boyunca hareket ederken enberi noktasi civarinda Be yildizini cevreleyen yogun diskin icine periyodik olarak girip cikmaktadir Sikisik yildiz disk icinde hareket ederken madde yigmakta ve X isin bolgesinde isinim salmaktadir Bu tur x isin kaynaklarina gecici x isin kaynaklari denmektedir Bu donemli yapinin zaman icerisinde sonumlenmesi veya tekrar baslamasi Be yildizinin kutle kaybinda olusan degisimler sonucu disk boyutlarinin kuculup buyumesi ile aciklanmaktadir Kaynakca 1994 The Impact of Long Term Monitoring on Variable Star Research NATO ARW eds C Sterken M de Groot NATO ASI Ser C Clt 436 s 55 1990 MNRAS 245 92 1994 A amp Ap 291 473 1985 ApSS 117 69 Wilson 1989 Space Sci Rev 50 191 1996 A amp Ap 305 481 Porter J Rivinius Th Classical Be stars 2003 115 1153Ayrica bakiniz