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
Parıltılı yıldızlar (Flare), birkaç dakika veya saatliğine beklenmedik ve olağanüstü miktarlarda aydınlık artışına gidebilen değişken yıldızlardır. Aydınlık artışı tüm elektromıknatıssal izgeyi kapsayarak, X ışınlarından radyo dalgalarına kadar uzanır.
Parıltılı yıldızlar genelde kırmızı cücelerdir, ancak son zamanlarda elde edilen veriler, kahverengi cücelerin de parıldama yetisine sahip olduklarının ipuçlarını vermiştir.
Genel özellikler
Tayf türleri K ile M arasında ve çoğunlukla Me türüdür. Tayflarında belirgin salma çizgileri gözlenmektedir. Parlaklık artışları bazen 6 kadirin üzerinde olabilmektedir. Flare'lere ilişkin ışık değişim genliği kısa dalgaboylarına gidildikçe artış göstermektedir. Yani bir flare yıldızının U bandında gösterdiği genlik, V bandındakinden daha büyüktür. Birbirini takip eden flareler arasındaki süre çok değişkendir. Birkaç saat ile birkaç gün arasında farklı değerler alabilmektedir. Flare başına salınan toplam enerji 1034 erg = 1027 Joule düzeyine erişebilmektedir. Oluşum mekanizmaları temelde Güneş flarelerini meydana getiren fiziksel süreçler ile aynıdır, ancak Güneş flarelerinde toplam enerji 1031 erg değerini geçememektedir. Flare etkinliği sırasında gösterdikleri tayfları, "sakin evrelerinde"ki tayflarından tamamen farklıdır. Sakin evrelerde tayflarında izlenen çok sayıdaki salma çizgisi, Flare anında tamamen kaybolur veya son derece zayıflamış olarak görülür. Flare yıldızlarının tayfında yer alan en güçlü salma çizgileri, hidrojenin Balmer serisi çizgileri, Helyum çizgileri ve Fe II gibi orta düzeyde iyonize metal çizgileridir. Flare anındaki tayfları, püskürme anındaki T Tauri tayfları ile büyük benzerlikler göstermektedir. Flare olayının Güneş benzeri yıldız etkinliğinden kaynaklandığı kesin olarak bilinmektedir. Benzer flare etkinlikleri T Tauri yıldızlarında, RS CVn türü yıldızlarda ve Algol türü örten çift yıldızlarda da izlenmektedir.
Flare yıldızları, genellikle Güneş komşuluğunda bulunan yakın alan yıldızlarıdır ve grubun prototipi olan UV Ceti'nin adı ile de anılırlar. Bilinen örneklerinin büyük bir bölümü en fazla 60 ışık yılı uzaklıktadır. Bunun yanında, açık kümelerde ve yıldız oymaklarında (assosasyonlar) da gözlenmektedirler ve UV Ceti yıldızlarına oranla daha yüksek etkinlik düzeyine sahiptirler. Bu yıldızların flareleri ile salınan enerjiler daha yüksektir ve flare oluşum sıklığı daha fazladır. Flarelerde, yıldızdan yıldıza görülen farklar, yaş etkisi ile ortaya çıkmaktadır ve artan yaş ile flare etkinliği azalmaktadır. Açık kümelerde ve oymaklarda yer alan flare yıldızları UV Ceti türü alan yıldızlarından daha gençtir ve dolayısıyla daha etkindirler. Kümelerde yer alan flare yıldızları üzerine yapılan çalışmalar, genç kümelerde yer alan geç tür anakol yıldızlarının neredeyse tamamının flare etkinliğine sahip olduğunu göstermiştir. Bu sonuç, flare yıldızlarının aslında yıldız evriminin bir safhasını temsil ettiklerini ve tüm küçük kütleli yıldızların bu evrim aşamasından geçmesi gerektiğini göstermektedir. Flare evresi yıldız kütlesine bağlı olarak 100 milyon yıl ile 1 milyar yıl arasında sürebilmektedir. Kütlesi daha düşük olan yıldızın bu evresi daha uzun sürmektedir.
Gözlemler
Flare yıldızlarının gökadamızdaki sayısı, teorik olarak 1-10 milyar adet olarak tahmin edilmektedir. Anca parlaklıklarının düşük olması nedeni ile sadece bize yakın olanları gözlenebilir durumdadır.
Flare etkinliği sırasında maksimum parlaklığa ulaşmak için geçen zamana "çıkış zamanı", ışık eğrisinde bu aralığa karşılık gelen kısma ise "çıkış kolu" denmektedir. Bu süre genelde tüm flare yıldızları için çok kısadır ve birkaç saniye ile birkaç dakika arasında değişir. Bu aralıkta parlaklık artış hızı 0.05-0.2 kadir/sn mertebesindedir. Bazı uç örneklerde bu değer 2.8 kadir/sn gibi çok yüksek değerlere ulaşabilmektedir. Bu özel duruma örnek olarak grubun prototipi UV Ceti gösterilebilir. Maksimum parlaklıktan flare öncesi parlaklığa dönüş için geçen süreye "iniş zamanı", ışık eğrisinde bu aralığa kaşılık gelen kısma ise "iniş kolu" denmektedir. Flare yıldızlarında iniş zamanlarına göre iki ayrı yapı görülmektedir:
- iniş zamanı 1 saat veya daha uzun olanlar.
- iniş zamanı birkaç dk veya birkaç 10 dk yöresinde olanlar. Bu yapıdaki flarelere "atmalı (impulsive)" veya "fırlatmalı (spikes)" flareler denmektedir.
Güneş'te ve birçok flare yıldızında her iki türden flare yapısı da gözlenebilmektedir.
Flareler çok farklı tayfsal aralıklarda gözlenmiştir. X-ışın gözlemleri, salınan enerjilerin büyük bir kesrinin bu tayfsal aralığa düşmesi açısından ilgi çekici sonuçlar vermektedir. X-ışın gözlemlerinden, "mikroflareler" adı verilen üçüncü bir tür flare yapısının var olduğu gözlenmiştir. Mikroflarelerde salınan enerji miktarı, diğer görsel bölge flarelerine oranla 10 – 100 kat daha düşüktür. Diğer taraftan mikroflareler daha sık gerçekleşen olaylardır ve görsel bölgede gözlenemezler. X-ışın gözlemleri flarelerin sıcaklık, elektron yoğunluğu ve flare yayımı yapan bölgelerin boyutlarının bulunmasına olanak tanır. Sıcaklıklar 2x107 - 3x107 °K arasında, elektron yoğunlukları 1011 – 1012 parçacık/cm3 ve yayın bölgesi boyutları ise 1027 – 1028 cm3 civarındadır.
Flare etkinliğini ifade edecek fiziksel bir modelin,
- Enerjinin nereden geldiğini
- Bu enerjinin yıldız atmosferinde nasıl depolandığını
- Birkaç sn içerisinde bu enerjinin nasıl salındığını
- Salınan enerji bölgesinin nasıl ısıtıldığını
açıklaması gerekmektedir. Bugün için geçerli fiziksel modeller, flarelerin yıldız aktivitesi ile doğrudan ilişkili olduğunu, dolayısıyla yıldızların manyetik alanları ve buna bağlı olarak yıldızların eksenleri etrafında dönmeleri ile ilişkili olduğunu göstermektedir. Bu açıdan bakıldığında gözlem sonuçları ile en iyi uyum gösteren modeller (MHD), flare yapılarını, yıldızların manyetik alanlarında oluşan ani değişimlerle açıklayanlardır. Bu fiziksel süreçlere genel olarak "manyetik tekrar-birleşme (magnetic reconnection)" adı verilmektedir.
Yakın parıltılı yıldızlar
Güneş'in yakın komşuları Proxima Centauri ve Wolf 359 birer flare yıldızlarıdır. Barnard Yıldızı, ikinci yakın yıldız sistemidir ve flare yıldız olmasından şüphelenilmektedir. ise çok düşük kütleli bir flare yıldızıdır.
Kaynakça
- Schaefer, Bradley (1 Şubat 2000). "Superflares on Ordinary Solar-Type Stars". The Astrophysical Journal. Cilt 529. Astrophysical Journal. s. 1026. doi:10.1086/308325.
- Rubenstein, Eric (1 Şubat 2000). "Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?". The Astrophysical Journal. Cilt 529. Astrophysical Journal. s. 1031. doi:10.1086/308326.
- Stellar Flares 27 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - D. Montes, UCM.
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
Pariltili yildizlar Flare birkac dakika veya saatligine beklenmedik ve olaganustu miktarlarda aydinlik artisina gidebilen degisken yildizlardir Aydinlik artisi tum elektromiknatissal izgeyi kapsayarak X isinlarindan radyo dalgalarina kadar uzanir Pariltili yildizlar genelde kirmizi cucelerdir ancak son zamanlarda elde edilen veriler kahverengi cucelerin de parildama yetisine sahip olduklarinin ipuclarini vermistir Genel ozelliklerTayf turleri K ile M arasinda ve cogunlukla Me turudur Tayflarinda belirgin salma cizgileri gozlenmektedir Parlaklik artislari bazen 6 kadirin uzerinde olabilmektedir Flare lere iliskin isik degisim genligi kisa dalgaboylarina gidildikce artis gostermektedir Yani bir flare yildizinin U bandinda gosterdigi genlik V bandindakinden daha buyuktur Birbirini takip eden flareler arasindaki sure cok degiskendir Birkac saat ile birkac gun arasinda farkli degerler alabilmektedir Flare basina salinan toplam enerji 1034 erg 1027 Joule duzeyine erisebilmektedir Olusum mekanizmalari temelde Gunes flarelerini meydana getiren fiziksel surecler ile aynidir ancak Gunes flarelerinde toplam enerji 1031 erg degerini gecememektedir Flare etkinligi sirasinda gosterdikleri tayflari sakin evrelerinde ki tayflarindan tamamen farklidir Sakin evrelerde tayflarinda izlenen cok sayidaki salma cizgisi Flare aninda tamamen kaybolur veya son derece zayiflamis olarak gorulur Flare yildizlarinin tayfinda yer alan en guclu salma cizgileri hidrojenin Balmer serisi cizgileri Helyum cizgileri ve Fe II gibi orta duzeyde iyonize metal cizgileridir Flare anindaki tayflari puskurme anindaki T Tauri tayflari ile buyuk benzerlikler gostermektedir Flare olayinin Gunes benzeri yildiz etkinliginden kaynaklandigi kesin olarak bilinmektedir Benzer flare etkinlikleri T Tauri yildizlarinda RS CVn turu yildizlarda ve Algol turu orten cift yildizlarda da izlenmektedir Flare yildizlari genellikle Gunes komsulugunda bulunan yakin alan yildizlaridir ve grubun prototipi olan UV Ceti nin adi ile de anilirlar Bilinen orneklerinin buyuk bir bolumu en fazla 60 isik yili uzakliktadir Bunun yaninda acik kumelerde ve yildiz oymaklarinda assosasyonlar da gozlenmektedirler ve UV Ceti yildizlarina oranla daha yuksek etkinlik duzeyine sahiptirler Bu yildizlarin flareleri ile salinan enerjiler daha yuksektir ve flare olusum sikligi daha fazladir Flarelerde yildizdan yildiza gorulen farklar yas etkisi ile ortaya cikmaktadir ve artan yas ile flare etkinligi azalmaktadir Acik kumelerde ve oymaklarda yer alan flare yildizlari UV Ceti turu alan yildizlarindan daha genctir ve dolayisiyla daha etkindirler Kumelerde yer alan flare yildizlari uzerine yapilan calismalar genc kumelerde yer alan gec tur anakol yildizlarinin neredeyse tamaminin flare etkinligine sahip oldugunu gostermistir Bu sonuc flare yildizlarinin aslinda yildiz evriminin bir safhasini temsil ettiklerini ve tum kucuk kutleli yildizlarin bu evrim asamasindan gecmesi gerektigini gostermektedir Flare evresi yildiz kutlesine bagli olarak 100 milyon yil ile 1 milyar yil arasinda surebilmektedir Kutlesi daha dusuk olan yildizin bu evresi daha uzun surmektedir GozlemlerFlare yildizlarinin gokadamizdaki sayisi teorik olarak 1 10 milyar adet olarak tahmin edilmektedir Anca parlakliklarinin dusuk olmasi nedeni ile sadece bize yakin olanlari gozlenebilir durumdadir Flare etkinligi sirasinda maksimum parlakliga ulasmak icin gecen zamana cikis zamani isik egrisinde bu araliga karsilik gelen kisma ise cikis kolu denmektedir Bu sure genelde tum flare yildizlari icin cok kisadir ve birkac saniye ile birkac dakika arasinda degisir Bu aralikta parlaklik artis hizi 0 05 0 2 kadir sn mertebesindedir Bazi uc orneklerde bu deger 2 8 kadir sn gibi cok yuksek degerlere ulasabilmektedir Bu ozel duruma ornek olarak grubun prototipi UV Ceti gosterilebilir Maksimum parlakliktan flare oncesi parlakliga donus icin gecen sureye inis zamani isik egrisinde bu araliga kasilik gelen kisma ise inis kolu denmektedir Flare yildizlarinda inis zamanlarina gore iki ayri yapi gorulmektedir inis zamani 1 saat veya daha uzun olanlar inis zamani birkac dk veya birkac 10 dk yoresinde olanlar Bu yapidaki flarelere atmali impulsive veya firlatmali spikes flareler denmektedir Gunes te ve bircok flare yildizinda her iki turden flare yapisi da gozlenebilmektedir Flareler cok farkli tayfsal araliklarda gozlenmistir X isin gozlemleri salinan enerjilerin buyuk bir kesrinin bu tayfsal araliga dusmesi acisindan ilgi cekici sonuclar vermektedir X isin gozlemlerinden mikroflareler adi verilen ucuncu bir tur flare yapisinin var oldugu gozlenmistir Mikroflarelerde salinan enerji miktari diger gorsel bolge flarelerine oranla 10 100 kat daha dusuktur Diger taraftan mikroflareler daha sik gerceklesen olaylardir ve gorsel bolgede gozlenemezler X isin gozlemleri flarelerin sicaklik elektron yogunlugu ve flare yayimi yapan bolgelerin boyutlarinin bulunmasina olanak tanir Sicakliklar 2x107 3x107 K arasinda elektron yogunluklari 1011 1012 parcacik cm3 ve yayin bolgesi boyutlari ise 1027 1028 cm3 civarindadir Flare etkinligini ifade edecek fiziksel bir modelin Enerjinin nereden geldigini Bu enerjinin yildiz atmosferinde nasil depolandigini Birkac sn icerisinde bu enerjinin nasil salindigini Salinan enerji bolgesinin nasil isitildigini aciklamasi gerekmektedir Bugun icin gecerli fiziksel modeller flarelerin yildiz aktivitesi ile dogrudan iliskili oldugunu dolayisiyla yildizlarin manyetik alanlari ve buna bagli olarak yildizlarin eksenleri etrafinda donmeleri ile iliskili oldugunu gostermektedir Bu acidan bakildiginda gozlem sonuclari ile en iyi uyum gosteren modeller MHD flare yapilarini yildizlarin manyetik alanlarinda olusan ani degisimlerle aciklayanlardir Bu fiziksel sureclere genel olarak manyetik tekrar birlesme magnetic reconnection adi verilmektedir Yakin pariltili yildizlar Gunes in yakin komsulari Proxima Centauri ve Wolf 359 birer flare yildizlaridir Barnard Yildizi ikinci yakin yildiz sistemidir ve flare yildiz olmasindan suphelenilmektedir ise cok dusuk kutleli bir flare yildizidir KaynakcaSchaefer Bradley 1 Subat 2000 Superflares on Ordinary Solar Type Stars The Astrophysical Journal Cilt 529 Astrophysical Journal s 1026 doi 10 1086 308325 Rubenstein Eric 1 Subat 2000 Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets The Astrophysical Journal Cilt 529 Astrophysical Journal s 1031 doi 10 1086 308326 Stellar Flares 27 Mayis 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde D Montes UCM