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
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
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 hâlen uğraştırmaktadır. Grubun prototipi Beta Cephei (β Cephei)'nin dikine hız değişimi gösterdiği 20. yüzyılın başında Frost 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 son derlemesinde detaylı olarak açıklanmıştır.
Işık eğrisi
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 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, 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
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
Christy 1966'da, 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.'ninOPAL 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
- Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
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
Beta Cephei degisenleri kisa donemli isik ve dikine hiz degisimi gosteren erken B turu dev ve altdevlerden olusma bir gruptur 2 7 saat arasinda degerlere sahip donemleri donme ve veya cift sistem hareketleri ile aciklanamayacak derecede kisadir ve tek gecerli aciklama zonklama olmaktadir Kesif ve gozlemlerBu grubun yildiz astrofizigi ve zonklama kurami acisindan ayricalikli bir yeri vardir Cunku b Cephei degisenlerinin zonklamalarini doguracak ve devam ettirecek teoriler yakin tarihe kadar tutarli bir duzeye erismemistir ve kuramcilari halen ugrastirmaktadir Grubun prototipi Beta Cephei b Cephei nin dikine hiz degisimi gosterdigi 20 yuzyilin basinda Frost tarafindan kesfedilmistir ve donemi 4sa34dk olarak verilmistir 6 yil sonra Guthnick dikine hiz degisimine ayni donem ve 0m 05 genlikli bir isik degisiminin de eslik ettigini bildirmistir 1908 de ise Albrecht b CMa nin da benzer degisimler gosterdigini aciklamistir Baslangicta grubun en cok calisilan yildizi olmasi nedeni ile bu tur yildizlara uzunca bir sure b CMa turu degisenler denmistir ancak bugun ilk kesfedilen orneginin ismi ile b Cephei degisenleri ismi tercih edilmektedir Bilinen b Cephei turu degisen sayisi 50 den biraz fazladir Genel ozellikleri ve bugun icin teorilerinde ulasilan son asamalar Sterken amp Jerzykiewicz in son derlemesinde detayli olarak aciklanmistir Isik egrisib Cephei lerin isik degisim genlikleri gorsel bolgede 0 1 kadirden daha kucuktur BW Vul haric dikine hiz degisim genlikleri ise 50 km sn nin altindadir s Sco ve BW Vul haric Degisimler genelde yari sinusel isik egrileri veren tek donemli monoperiodic yapilara sahiptir ancak bazi orneklerinde temel donem ve bunun yaninda harmonikleri de gozlenebilmektedir Harmoniklere ikincil donemler iliskin genlikler daha dusuktur b Cephei lerin buyuk cogunlugu tayf cizgi profillerinde de degisim gostermektedir Isik egrilerinin inis koluna denk gelen evrelerde cizgi profilleri en genis seklini almaktadir Bu profil degisimlerine bazi durumlarda cizgi yarilmasi da eslik etmektedir Isik degisim genliklerinin cok dusuk olmasi nedeniyle uzunca bir sure V 6 5 kadirden daha sonuk b Cephei degiseni kesfedilememistir Sonuk b Cephei lerin kesfi bu yildizlar icin yapilan sistematik gozlemlerle gerceklesmistir Bilinen orneklerinden sadece ikisi ve 16 Lac orten cift yildiz bilesenidir Dis galaksilerde BMB ve KMB de henuz kesfedilmis b Cephei degiseni yoktur Isinim gucleri ve tayf turleri geregi H R diyagraminda dar bir bolgeye sikismislardir Bu bolge genelde b Cep kararsizlik kusagi olarak bilinir Bu bolgede bazi Be turu yildizlar da bulunmaktadir Bir sure b Cephei olarak gorunen bazi yildizlar diger zamanlarinda Be turu bir yildiza donusebilmektedir En guzel ornek grubun prototipi b Cep in kendisidir 1990 yilinda beklenmedik bir siddette tayfinda Ha salmasi izlenmeye baslanmistir Buna karsilik cok iyi gozlenmis bir Be yildizi olan EW CMa 27 CMa 1987 ile 1990 yillari arasinda belirgin zonklamalar gostermistir OrneklerBW Vul B2III V 6m 55 b Cephei ler arasinda bilinen en buyuk isik degisim genligine ve dikine hiz degisimine sahip olanidir Isik egrisinin cikis kolu uzerinde isigin sabit kaldigi ve duragan evre olarak adlandirilan bir bolge bulunmaktadir Maksimum seviyeden 0 05 kadir daha asagida gerceklesen bu olgunun duraganlik suresi 0 03 gun mertebesindedir Gorsel bolgede 0 2 kadir olan toplam isik degisim genligi morotesi bolgede 1 2 kadire ulasmakta kizilotede ise hizla dusmektedir BW Vul un donemi yaklasik olarak 5 saatir ve yuzyilda 2 saniyelik bir artisla donem degisimi de gostermektedir k mekanizmasiChristy 1966 da He iyonizasyon katmanina sahip yildizlarin bu katmandaki ani donukluk degisimleriyle denge durumlarindan saparak kararsiz bir hale gelebileceklerini gostermis ve zonklamaya iliskin modern teorilerin temelini atmistir Donukluk degisimine dayali bu mekanizmaya k mekanizmasi denmektedir Klasik Sefe ler d Scuti ler RV Tauri ler ve RR Lyrae ler icin bu mekanizma calisirken He iyonizasyon bolgesi bulundurmadiklarindan b Cephei lerde gecerli bir mekanizma olamamistir b Cephei lerin zonklama mekanizmalari icin tutarli teoriler ancak Iglesias vd ninOPAL adi verilen yeni donukluk hesaplarini yayinlamalari ile gelistirilmeye baslanmistir Iglesias vd donukluk hesaplarinda daha once hesaba katilmayan element atomlarindaki elektronlarin spin yorunge etkilesimlerinin donuklugu onemli olcude arttirici rol oynadigini ve bu etkinin b Cephei lerde de zonklamalari baslatabilecek bazi bolgelerde gerceklesebilecegini gostermislerdir Iglesias vd nin bu calismasindan hemen sonra cok sayida arastirmaci yeni OPAL donukluk degerleri ile kurguladiklari teorileriyle b Cephei lerde gozlenen temel ve harmonik zonklama modlarinin aciklanabilir olduklarini gostermislerdir Kaynakca 1902 ApJ 15 340 1994 SpSciRev 62 95 Ann Rev Astr Ap 4 353 1990 ApJ 360 221 1991 ApJL 371 L73 1992 ApJ 397 717 Samus N N Durlevich O V et al Combined General Catalog of Variable Stars GCVS4 2 2004 Ed