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
RR Lyrae değişenleri, yaygın olarak küresel yıldız kümelerinde bulunan özel bünyesel değişen, zonklayan bir yıldız türüdür. RR Lyrae türü değişen yıldızların mutlak parlaklığı bilinmektedir. Gözlemlerle görünür parlaklığı ölçülebildiği takdirde, içinde RR Lyrae gözlenebilen yakın gökadaların uzaklıkları da bulunabilir. Bu özellikleri ile bu yıldızlar, Gökbilim'de çok önemlidirler.
Genel özellikler
RR Lyrae yıldızları, dönemleri 0.2-1.0 gün arasında değişen, özel, bünyesel değişen bir yıldız türüdür. Bunlar RR Lyrae diye adlandırılır. Çünkü bu türden keşfedilen ilk yıldız RR Lyrae idi. En çok rastlanan değişen yıldızlardır. Tayf türleri A0-F0 aralığındadır.
Küme değişenleri olarak bilinen RR Lyrae'lerin mutlak parlaklıkları 0m bölgesindedir. Kataloglarda 4000'den fazla RR Lyrae türü değişen yıldız vardır. Ancak , bilinen en uzun dönemli RR Lyrae yıldızıdır. Bu yıldızın dönemi 2.4 gün bölgesindedir.
Pek çok RR Lyrae yıldızı, muhtemelen Güneş'ten daha yaşlı ve Güneş'ten çok daha sıcaktır. Bu yıldızlar yaşamlarının öyle bir aşamasındadırlar ki; Hidrojen merkezden dışa doğru genişlemiş ve merkezde Helyum Karbon'a dönüşecek şekilde, nükleer füzyon süreçleri olmaktadır. Güneş, Hidrojen'i yakarak, kendi içinde Helyum'a enerji üretmek üzere dönüştürür. Güneş'in aksine, RR Lyrae yıldızları genişleyip büzülerek zonklarlar (pulsasyon). Yüzeyleri, radyal doğrultuda ve düzenli bir şekilde, bir balonun düzenli aralıklarla şişip inmesi gibi hareket eder. RR Lyrae yıldızları Hertzsprung-Russell diyagramında, küresel küme diyagramının karakteristiği olan yatay kol üzerinde bulunurlar.
Gökbilimdeki önemi
Gök bilimci Harlow Shapley, küresel kümelerin dağılımını inceleyerek 'nin bu kümeler için bir simetri düzlemi olduğunu gördü. Fakat bunların hepsi aynı doğrultuda görünmüyor, büyük çoğunluğu Yay takımyıldızı doğrultusunda görünüyor. Bilinen bu kümelerin 1/3'ü bu doğrultuda toplanmıştır. Halbuki bu alan, bütün gökyüzünün % 2 sidir. Dolayısıyla Gökada'nın gravitasyonel çekimine maruz kalırlar ve Gökada merkezi etrafında dönerler.
H. Shapley'in değerlendirmesine göre; Küresel kümelerin büyük çoğunluğu Yay doğrultusunda toplandığına göre, gökada merkezi bu doğrultuda olmalıdır.
H. Shapley, Yay doğrultusundaki RR Lyrae türü değişen yıldızların fotoğraflarını çekerek, görünür parlaklıklarına göre sınıflara ayırmış ve her parlaklıkta kaç yıldız olduğunu saymıştır. Yatay eksene görünür parlaklık, düşey eksene de yıldız sayısını yerleştirerek bulgularını grafiğe taşımış ve 17m-18m görünür parlaklığında, yıldız sayısının maksimum olduğunu saptayarak şu önemli sonuca varmış: Bu görünür parlaklıktaki RR Lyrae'ler gökada merkezinde bulunmaktadır.
Yay doğrultusunda, yıldızlar arası madde tarafından soğurma 3m olarak değerlendirilirse, gökada merkezi doğrultusundaki RR Lyrae türü değişen yıldızların görünür parlaklıkları,
- 17m.5-3m=14m.5 olarak bulunur.
- Sonuç olarak Pogson Formülü yardımıyla
- M-m=5+5
![image]()
π′ - Om-14m.5=5+5
![image]()
π′ - hesabı yapılırsa, gökada merkezi uzaklığı için 26.000 ıy. Değeri bulunur.
RR Lyrae'lerde dönem dağılımı
| Dönem (gün) | Yüzdeler | ||
|---|---|---|---|
| Gökada | Küresel kümeler (A) | Küresel kümeler (B) | |
| 0,225 | 0,8 | 1,5 | 0,4 |
| 0,275 | 2,3 | 5,8 | 3,2 |
| 0,325 | 4,6 | 7,7 | 8,5 |
| 0,375 | 5,6 | 3,1 | 27,6 |
| 0,425 | 8,5 | 5,4 | 6,8 |
| 0,475 | 19,4 | 20,0 | 1,4 |
| 0,525 | 19,6 | 23,8 | 3,2 |
| 0,575 | 18,1 | 17,6 | 13,1 |
| 0,625 | 11,5 | 9,6 | 19,0 |
| 0,675 | 5,7 | 3,8 | 9,0 |
| 0,725 | 2,5 | 1,0 | 5,9 |
| 0,775 | 0,8 | 0,4 | 0,9 |
| 0,825 | 0,3 | 0,2 | 0,8 |
| 0,875 | 0,3 | 0,1 | 0,2 |
Sağdaki çizelgede RR Lyrae yıldızlarının döneme bağlı, gökada ve kümelerdeki dağılımları verilmektedir. Bu çizelgede A ve B sırasıyla, ortalama ve düşük metal bolluğuna sahip yıldızlar içeren kümeleri göstermektedir.
Yüksek metal bolluğuna sahip kümelerde, RR Lyrae türü değişen yıldızlara rastlanmamaktadır. Çizelgeden görüldüğü gibi, gökada ve farklı metal bolluğuna sahip kümelerdeki dönem dağılımı belirgin farklar göstermektedir. Bu da bize, RR Lyrae yıldızlarının tamamıyla homojen bir grup meydana getirmediğini gösterir. Ayrıca bu yıldızlar, başlangıçta çok farklı süreçler sonucu oluşmaktadır. Metalce fakir olan kümelerde, 0.3 - 0.4 gün dönem aralığında çok sayıda yıldıza rastlanmaktadır.
RR Lyrae yıldızlarının sınıflandırılması
RR Lyrae yıldızları, ışık eğrilerinin özelliklerine göre sınıflara ayrılabilirler. Bu alt sınıflar a, b ve c olarak sınıflandırılmıştır. Bu sınıflar kısaca RRa, RRb ve RRc olarak gösterilmektedir. Bu alt sınıfların dönemleri de farklıdır. a türünden RR Lyrae'lerin dönemi 0.48 gün, b türündekilerin de 0.32 gün mertebesinde olmaktadır. a türlerinin sayısı, diğer türlerin sayısının yaklaşık 4 katıdır. Gökadamızdaki RR Lyrae yıldızlarının % 10'dan az bir bölümü RRc türündendir.
RR Lyrae yıldızları üzerine Lub (1977) tarafından yapılan bir araştırmada, 90 tane yıldız için 6 renkte ışık eğrileri elde edilmiştir. Değişen yıldızların genel kataloğunda yer alan çok sayıda RR Lyrae yıldızının % 50 kadarı RRab, % 6 kadarı da RRc türündendir.
Bu alt sınıflamayı Bailey yaptığı için a, b, c türlerine aynı zamanda Bailey türü de denir. a ve b türleri yalnız genlik bakımından farklıdır. c türü yıldızlar ise hemen hemen sinüs biçiminde ışık değişimi gösterirler. b türü yıldızların daha küçük genlik ve biraz daha uzun dönemleri dışında temel bir ayrım yoktur.
Fiziksel Özellikler
RRab türü yıldızlar, tüm türden değişen yıldızlar arasında en homojen tür olarak görülüyordu. O nedenle bu yıldızların öbek II bölgelerinin iyi birer belirteci olabilecekleri ve gökadanın yapısının anlaşılmasında iyi bir rol oynayabilecekleri düşünülmekteydi. Ancak son zamanlarda RR Lyrae yıldızları arasında, fiziksel olarak farklı grupların olabileceği konusunda bulgular elde edilmeye başlanmıştır. Bunun da ötesinde, bu yıldızların salt parlaklıklarının da değişmez oldukları varsayımı geçerliliğini yitirmeye başlamıştır. Bu yıldızların salt parlaklıkları,
- Mv=μ 0.6 μ 0.3, Mb=+1.0
bölgesinde olup döneme zayıf bir biçimde bağlıdır. RRa türü yıldızların birçoğunda, Hidrojen soğurma çizgilerinden elde edilen tayf türü maksimum parlaklıkta A7, minimum parlaklıkta F5 bölgesindedir. Öte yandan CaII nin K çizgisinden elde edilen tayf türü, yıldızdan yıldıza (özellikle minimum yöresinde) önemli değişiklikler göstermektedir.
- Metal ölçeği için, Preston (1959) tarafından minimum evresi için verilen;
- ΔS=10[sp(H)-sp(CaII)] ifadesi kullanılmaktadır. Burada;
- ΔS=0 durumu, CaII çizgilerinin kuvvetli ve metal bolluğunun göreli olarak fazla olması anlamına gelmekte iken, ΔS=10 durumu ise bu çizgilerin zayıf ve metal bolluklarının az olması anlamına gelmektedir.
| Evre | Tayf türü (H) | Tayf türü (CaII) | ||
|---|---|---|---|---|
| ΔS=6 | 6 | 10 | ||
| 0d.8 | F5 | F5 | A9 | A5 |
| 0.0 | A7 | A6 | A2 | A2 |
| 0.1 | F0 | F1 | A5 | A3 |
| 0.3 | F4 | F4 | A8 | A5 |
| 0.6 | F5 | F5 | A9 | A5 |
Kukarkin, göreli olarak metalce zengin olan yıldızların gökada diskinde yer aldıklarını, fakir olanların ise halo yıldızları olduklarını belirtmiştir. RRc yıldızları ise, minimumda daha ön tayf türünde görünmektedirler.
Atmosferik zonklamadaki düzensizlikler
Bono ve Stellingwerf (1994), RR Lyrae yıldızlarının ayrıntılı bir analizini yapmak için, sabit olmayan bir topoğrafya ve lineer olmayan zonklama modeli üzerinde geniş bir şekilde çalışmışlardır. Ayrıca, fotosferik alanda, konveksiyonun etkisi üzerinde de çalışılmıştır. Ancak bütün bu çalışmalarda, atmosferin yapısı ayrıntılı bir şekilde düşünülmemiştir. Çünkü, fotosferin üzerindeki kütle katmanlarının sayısı, soğurma çizgisini hesaplayacak kadar yeterli değildir.
Lineer olmayan ve adyabatik olmayan zonklama modelleri, metalik soğurma profillerinin içerisindeki çok kısa aralıklar esnasında gözlenen çizgi çift oluşumunu açıklamışlardır.
Gözlenen profillerin modelini yapabilmek için, fotosfer üzerindeki 40-50 atmosferik kütle katmanının dikkate alınması gerekli olmuştu. Bu gözlemsel teste ek olarak, atmosfer modelleri, atmosferin yapısı hakkında ve özellikle de kuvvetli şok dalgalarının sayısı hakkında bilgi verir. Bu şok dalgaları da kütle katmanlarından geçer. En yüksek atmosferik bölge, bu modellerde düşük yoğunluklu olarak düşünülmüştür. (zonklama evresine bağlı olarak logρ=-13 ile -15 arasında) Bu da Hα gibi profillerin hesaplanabilir olması anlamına gelmektedir.
Parlak RR Lyrae yıldızlarının ışınım dönemlerinin sabit olduğu 10 ya da 20 yıllık bir zaman aralığında, birkaç saniye dahilinde sabit olduğu bilinmesine rağmen, RR Lyrae'lerin % 30'unun ışınım gücü ve radyal hız eğrilerinin, yaklaşık 100 zonklama çevrimi gibi bir dönem içerisinde değişimi gözlenmektedir. Bu Blazhko Etkisi olarak bilinir.
Sonuç olarak atmosfer katmanlarının hareketinde, uzun dönemli bir değişiklik beklenebilir. Bu, RR Lyrae'in Blazhko dönemi boyunca Hidrojen salma çizgisinin şiddetinin değişimi ile uyuşmaktadır. Çünkü bu etki, doğrudan doğruya şok dalgalarının şiddetiyle ilgilidir. Hill (1972) ve Fokin (1992)'in çalışmalarından ikincil şoku biliyoruz. Bu erken şok olarak adlandırılır. Bu ikincil şok, serbest düşen bir dış atmosferik katman ile, yukarı doğru hareket eden fotosfer katmanının çarpışmasına bağlıdır. Bu şok, metalik çizgilerin yarı genişliklerinin (FWHM) genişlemiş olması ve zayıf Hidrojen salmasının varlığı ile saptanmıştır.
Radyal hız eğrileri
Tam bir dönem içerisinde, 2 ayda üç tane birbirini izleyen hız değişimi görülmüştür. ψ=25.40 evresindeki üç gecelik gözlemde, gözlenen hız kayması ϕ=0.3 evresinde yaklaşık 4 km/sn. dir. Yani bu kayma, tüm zonklama genliğinin % 7’si kadardır. Kayma aynı zamanda 0,6 – 0,8 zonklama evre aralığında görülen, çift hız maksimumu esnasında da görünmektedir. Fakat bu, her zaman olan durum değildir. Tüm bunların sadece Blazhko etkisinden dolayı meydana geldiğini söylemek zordur.
Eğri bozulmaları, bazen Blazhko fazındaki gibi büyük olmasına rağmen, örneğin ψ=15.42 ve ψ=25.40 eğrileri tamamen farklı şekiller göstermektedir. Bunların Blazhko etkisiyle birleştiğini söylemek zordur. Çünkü bu, tamamen dönemli bir değişim değildir.
FWHM değişimi
Bu eğrilerde görülen birinci özellik, aynı şekilde davranarak (düşerek ve yükselerek), zonklama fazlarıyla beraber pik yapmalarıdır. İkinci özellik, dönme ve zonklama etkileri ile açıklanan, maksimum lüminosite (ϕ=0.00) den hemen sonra gerçekleşmeleri ve sonuncusu ise, (ϕ=0.70) ikinci şok diye adlandırılan, bir düşey şokun yayılması sebebiyle ikinci ivmelenme sırasında oluşur.
FWHM temelde, fotosferde gerçekleşen türbülans, hız ve sıcaklık değişimine bağlıdır. Zonklama yapan yıldızlardaki hız alanı değişimi, öncelikle şok dalgalarının atmosferde yayılması sırasında FWHM’de de değişikliğe sebep olur. Örneğin ϕ=0.80-0.90 arasındaki FWHM kayması, ψ=24.98 ve ψ=25.40da 6 km/sn. mertebesinde ve ψ=25.47de 10 km/sn. yöresindedir. Üç FWHM zirvesinin genlik ve genişliğinin bir zonklama döneminden diğerine şiddetli bir şekilde değiştiği açıkça görülmektedir.
Ayrıca bakınız
Dış bağlantılar
- APOD24 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde . four-frame animation of RR Lyrae variables in globular cluster M3
- Animation of RR Lyrae-Variables in globular cluster M156 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- [1]28 Eylül 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde . animation RR Lyrae in the central part of the globular cluster M15
- RR Lyrae stars9 Ekim 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Kaynakça
- ^ Kukarkin, B.V. (1975), IAU Symp, ss. 67-511
- ^ Bono, G.; Marconi, M.; Bradley, P.A.; Guzik, J.A. (1998), A Half-Century of stellar Pulsation Interpretations, 135, 287, ASP Conference
- ^ Feuchtinger & Dorfi 1998
- ^ Chadid, M.; Gillet, D. (1996), "Observation of the metallic line doubling phenomenon in the variable star RR Lyrae", Astronomy and Astrophysics, cilt 308, ss. 481-488, Bibcode:1996A&A...308..481C
- ^ Fokin 1992
- ^ Chadid, M.; Gillet, D. (1997), "The Blazhko effect on line profiles in the variable star RR Lyrae", Astronomy and Astrophysics, cilt 319, ss. 154-160, Bibcode:1997A&A...319..154C
- ^ Gillet & Crowe 1989
- Lub, J. (1977), "An atlas of light and colour curves of field RR Lyrae stars", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, cilt 29, s. 345, Bibcode:1977A&AS...29..345L
- Preston, G.W (1959), "A Spectroscopic Study of the RR Lyrae Stars", Astrophysical Journal, cilt 130, s. 507, Bibcode:1959ApJ...130..507P, doi:10.1086/146743
- Ledoux, P; Walraven, Th. (1958), Handbook of Physics, 51, Berlin: Springer Verlag, s. 353
- Chadid, M. (2000), "Irregularities in atmospheric pulsations of RR Lyrae stars", Astronomy and Astrophysics, cilt 359, ss. 991-997, Bibcode:2000A&A...359..991C
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
RR Lyrae degisenleri yaygin olarak kuresel yildiz kumelerinde bulunan ozel bunyesel degisen zonklayan bir yildiz turudur RR Lyrae turu degisen yildizlarin mutlak parlakligi bilinmektedir Gozlemlerle gorunur parlakligi olculebildigi takdirde icinde RR Lyrae gozlenebilen yakin gokadalarin uzakliklari da bulunabilir Bu ozellikleri ile bu yildizlar Gokbilim de cok onemlidirler RR Lyrae degisenlerinin Hertzsprung Russell diyagramindaki yeri Genel ozelliklerRR Lyrae yildizlari donemleri 0 2 1 0 gun arasinda degisen ozel bunyesel degisen bir yildiz turudur Bunlar RR Lyrae diye adlandirilir Cunku bu turden kesfedilen ilk yildiz RR Lyrae idi En cok rastlanan degisen yildizlardir Tayf turleri A0 F0 araligindadir Kume degisenleri olarak bilinen RR Lyrae lerin mutlak parlakliklari 0m bolgesindedir Kataloglarda 4000 den fazla RR Lyrae turu degisen yildiz vardir Ancak bilinen en uzun donemli RR Lyrae yildizidir Bu yildizin donemi 2 4 gun bolgesindedir Pek cok RR Lyrae yildizi muhtemelen Gunes ten daha yasli ve Gunes ten cok daha sicaktir Bu yildizlar yasamlarinin oyle bir asamasindadirlar ki Hidrojen merkezden disa dogru genislemis ve merkezde Helyum Karbon a donusecek sekilde nukleer fuzyon surecleri olmaktadir Gunes Hidrojen i yakarak kendi icinde Helyum a enerji uretmek uzere donusturur Gunes in aksine RR Lyrae yildizlari genisleyip buzulerek zonklarlar pulsasyon Yuzeyleri radyal dogrultuda ve duzenli bir sekilde bir balonun duzenli araliklarla sisip inmesi gibi hareket eder RR Lyrae yildizlari Hertzsprung Russell diyagraminda kuresel kume diyagraminin karakteristigi olan yatay kol uzerinde bulunurlar Gokbilimdeki onemiVVV ESO genel arastirmasindan galaktik merkeze yakin RR Lyrae tipi degisen yildizlar Gok bilimci Harlow Shapley kuresel kumelerin dagilimini inceleyerek nin bu kumeler icin bir simetri duzlemi oldugunu gordu Fakat bunlarin hepsi ayni dogrultuda gorunmuyor buyuk cogunlugu Yay takimyildizi dogrultusunda gorunuyor Bilinen bu kumelerin 1 3 u bu dogrultuda toplanmistir Halbuki bu alan butun gokyuzunun 2 sidir Dolayisiyla Gokada nin gravitasyonel cekimine maruz kalirlar ve Gokada merkezi etrafinda donerler H Shapley in degerlendirmesine gore Kuresel kumelerin buyuk cogunlugu Yay dogrultusunda toplandigina gore gokada merkezi bu dogrultuda olmalidir H Shapley Yay dogrultusundaki RR Lyrae turu degisen yildizlarin fotograflarini cekerek gorunur parlakliklarina gore siniflara ayirmis ve her parlaklikta kac yildiz oldugunu saymistir Yatay eksene gorunur parlaklik dusey eksene de yildiz sayisini yerlestirerek bulgularini grafige tasimis ve 17m 18m gorunur parlakliginda yildiz sayisinin maksimum oldugunu saptayarak su onemli sonuca varmis Bu gorunur parlakliktaki RR Lyrae ler gokada merkezinde bulunmaktadir Yay dogrultusunda yildizlar arasi madde tarafindan sogurma 3m olarak degerlendirilirse gokada merkezi dogrultusundaki RR Lyrae turu degisen yildizlarin gorunur parlakliklari 17m 5 3m 14m 5 olarak bulunur Sonuc olarak Pogson Formulu yardimiyla M m 5 5log displaystyle log p Om 14m 5 5 5log displaystyle log p hesabi yapilirsa gokada merkezi uzakligi icin 26 000 iy Degeri bulunur RR Lyrae lerde donem dagilimiDonem gun YuzdelerGokada Kuresel kumeler A Kuresel kumeler B 0 225 0 8 1 5 0 40 275 2 3 5 8 3 20 325 4 6 7 7 8 50 375 5 6 3 1 27 60 425 8 5 5 4 6 80 475 19 4 20 0 1 40 525 19 6 23 8 3 20 575 18 1 17 6 13 10 625 11 5 9 6 19 00 675 5 7 3 8 9 00 725 2 5 1 0 5 90 775 0 8 0 4 0 90 825 0 3 0 2 0 80 875 0 3 0 1 0 2 Sagdaki cizelgede RR Lyrae yildizlarinin doneme bagli gokada ve kumelerdeki dagilimlari verilmektedir Bu cizelgede A ve B sirasiyla ortalama ve dusuk metal bolluguna sahip yildizlar iceren kumeleri gostermektedir Yuksek metal bolluguna sahip kumelerde RR Lyrae turu degisen yildizlara rastlanmamaktadir Cizelgeden goruldugu gibi gokada ve farkli metal bolluguna sahip kumelerdeki donem dagilimi belirgin farklar gostermektedir Bu da bize RR Lyrae yildizlarinin tamamiyla homojen bir grup meydana getirmedigini gosterir Ayrica bu yildizlar baslangicta cok farkli surecler sonucu olusmaktadir Metalce fakir olan kumelerde 0 3 0 4 gun donem araliginda cok sayida yildiza rastlanmaktadir RR Lyrae yildizlarinin siniflandirilmasiRR Lyrae yildizlari isik egrilerinin ozelliklerine gore siniflara ayrilabilirler Bu alt siniflar a b ve c olarak siniflandirilmistir Bu siniflar kisaca RRa RRb ve RRc olarak gosterilmektedir Bu alt siniflarin donemleri de farklidir a turunden RR Lyrae lerin donemi 0 48 gun b turundekilerin de 0 32 gun mertebesinde olmaktadir a turlerinin sayisi diger turlerin sayisinin yaklasik 4 katidir Gokadamizdaki RR Lyrae yildizlarinin 10 dan az bir bolumu RRc turundendir RR Lyrae yildizlari uzerine Lub 1977 tarafindan yapilan bir arastirmada 90 tane yildiz icin 6 renkte isik egrileri elde edilmistir Degisen yildizlarin genel katalogunda yer alan cok sayida RR Lyrae yildizinin 50 kadari RRab 6 kadari da RRc turundendir Bu alt siniflamayi Bailey yaptigi icin a b c turlerine ayni zamanda Bailey turu de denir a ve b turleri yalniz genlik bakimindan farklidir c turu yildizlar ise hemen hemen sinus biciminde isik degisimi gosterirler b turu yildizlarin daha kucuk genlik ve biraz daha uzun donemleri disinda temel bir ayrim yoktur Fiziksel OzelliklerRRab turu yildizlar tum turden degisen yildizlar arasinda en homojen tur olarak goruluyordu O nedenle bu yildizlarin obek II bolgelerinin iyi birer belirteci olabilecekleri ve gokadanin yapisinin anlasilmasinda iyi bir rol oynayabilecekleri dusunulmekteydi Ancak son zamanlarda RR Lyrae yildizlari arasinda fiziksel olarak farkli gruplarin olabilecegi konusunda bulgular elde edilmeye baslanmistir Bunun da otesinde bu yildizlarin salt parlakliklarinin da degismez olduklari varsayimi gecerliligini yitirmeye baslamistir Bu yildizlarin salt parlakliklari Mv m 0 6 m 0 3 Mb 1 0 bolgesinde olup doneme zayif bir bicimde baglidir RRa turu yildizlarin bircogunda Hidrojen sogurma cizgilerinden elde edilen tayf turu maksimum parlaklikta A7 minimum parlaklikta F5 bolgesindedir Ote yandan CaII nin K cizgisinden elde edilen tayf turu yildizdan yildiza ozellikle minimum yoresinde onemli degisiklikler gostermektedir Metal olcegi icin Preston 1959 tarafindan minimum evresi icin verilen DS 10 sp H sp CaII ifadesi kullanilmaktadir Burada DS 0 durumu CaII cizgilerinin kuvvetli ve metal bollugunun goreli olarak fazla olmasi anlamina gelmekte iken DS 10 durumu ise bu cizgilerin zayif ve metal bolluklarinin az olmasi anlamina gelmektedir Evre Tayf turu H Tayf turu CaII DS 6 6 100d 8 F5 F5 A9 A50 0 A7 A6 A2 A20 1 F0 F1 A5 A30 3 F4 F4 A8 A50 6 F5 F5 A9 A5 Kukarkin goreli olarak metalce zengin olan yildizlarin gokada diskinde yer aldiklarini fakir olanlarin ise halo yildizlari olduklarini belirtmistir RRc yildizlari ise minimumda daha on tayf turunde gorunmektedirler Atmosferik zonklamadaki duzensizliklerBono ve Stellingwerf 1994 RR Lyrae yildizlarinin ayrintili bir analizini yapmak icin sabit olmayan bir topografya ve lineer olmayan zonklama modeli uzerinde genis bir sekilde calismislardir Ayrica fotosferik alanda konveksiyonun etkisi uzerinde de calisilmistir Ancak butun bu calismalarda atmosferin yapisi ayrintili bir sekilde dusunulmemistir Cunku fotosferin uzerindeki kutle katmanlarinin sayisi sogurma cizgisini hesaplayacak kadar yeterli degildir Lineer olmayan ve adyabatik olmayan zonklama modelleri metalik sogurma profillerinin icerisindeki cok kisa araliklar esnasinda gozlenen cizgi cift olusumunu aciklamislardir Gozlenen profillerin modelini yapabilmek icin fotosfer uzerindeki 40 50 atmosferik kutle katmaninin dikkate alinmasi gerekli olmustu Bu gozlemsel teste ek olarak atmosfer modelleri atmosferin yapisi hakkinda ve ozellikle de kuvvetli sok dalgalarinin sayisi hakkinda bilgi verir Bu sok dalgalari da kutle katmanlarindan gecer En yuksek atmosferik bolge bu modellerde dusuk yogunluklu olarak dusunulmustur zonklama evresine bagli olarak logr 13 ile 15 arasinda Bu da Ha gibi profillerin hesaplanabilir olmasi anlamina gelmektedir Parlak RR Lyrae yildizlarinin isinim donemlerinin sabit oldugu 10 ya da 20 yillik bir zaman araliginda birkac saniye dahilinde sabit oldugu bilinmesine ragmen RR Lyrae lerin 30 unun isinim gucu ve radyal hiz egrilerinin yaklasik 100 zonklama cevrimi gibi bir donem icerisinde degisimi gozlenmektedir Bu Blazhko Etkisi olarak bilinir Sonuc olarak atmosfer katmanlarinin hareketinde uzun donemli bir degisiklik beklenebilir Bu RR Lyrae in Blazhko donemi boyunca Hidrojen salma cizgisinin siddetinin degisimi ile uyusmaktadir Cunku bu etki dogrudan dogruya sok dalgalarinin siddetiyle ilgilidir Hill 1972 ve Fokin 1992 in calismalarindan ikincil soku biliyoruz Bu erken sok olarak adlandirilir Bu ikincil sok serbest dusen bir dis atmosferik katman ile yukari dogru hareket eden fotosfer katmaninin carpismasina baglidir Bu sok metalik cizgilerin yari genisliklerinin FWHM genislemis olmasi ve zayif Hidrojen salmasinin varligi ile saptanmistir Radyal hiz egrileri Tam bir donem icerisinde 2 ayda uc tane birbirini izleyen hiz degisimi gorulmustur ps 25 40 evresindeki uc gecelik gozlemde gozlenen hiz kaymasi ϕ 0 3 evresinde yaklasik 4 km sn dir Yani bu kayma tum zonklama genliginin 7 si kadardir Kayma ayni zamanda 0 6 0 8 zonklama evre araliginda gorulen cift hiz maksimumu esnasinda da gorunmektedir Fakat bu her zaman olan durum degildir Tum bunlarin sadece Blazhko etkisinden dolayi meydana geldigini soylemek zordur Egri bozulmalari bazen Blazhko fazindaki gibi buyuk olmasina ragmen ornegin ps 15 42 ve ps 25 40 egrileri tamamen farkli sekiller gostermektedir Bunlarin Blazhko etkisiyle birlestigini soylemek zordur Cunku bu tamamen donemli bir degisim degildir FWHM degisimi Bu egrilerde gorulen birinci ozellik ayni sekilde davranarak duserek ve yukselerek zonklama fazlariyla beraber pik yapmalaridir Ikinci ozellik donme ve zonklama etkileri ile aciklanan maksimum luminosite ϕ 0 00 den hemen sonra gerceklesmeleri ve sonuncusu ise ϕ 0 70 ikinci sok diye adlandirilan bir dusey sokun yayilmasi sebebiyle ikinci ivmelenme sirasinda olusur FWHM temelde fotosferde gerceklesen turbulans hiz ve sicaklik degisimine baglidir Zonklama yapan yildizlardaki hiz alani degisimi oncelikle sok dalgalarinin atmosferde yayilmasi sirasinda FWHM de de degisiklige sebep olur Ornegin ϕ 0 80 0 90 arasindaki FWHM kaymasi ps 24 98 ve ps 25 40da 6 km sn mertebesinde ve ps 25 47de 10 km sn yoresindedir Uc FWHM zirvesinin genlik ve genisliginin bir zonklama doneminden digerine siddetli bir sekilde degistigi acikca gorulmektedir Ayrica bakinizRR Lyrae W Virginis degiseniDis baglantilarAPOD24 Aralik 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde four frame animation of RR Lyrae variables in globular cluster M3 Animation of RR Lyrae Variables in globular cluster M156 Subat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde 1 28 Eylul 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde animation RR Lyrae in the central part of the globular cluster M15 RR Lyrae stars9 Ekim 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde Kaynakca Kukarkin B V 1975 IAU Symp ss 67 511 Bono G Marconi M Bradley P A Guzik J A 1998 A Half Century of stellar Pulsation Interpretations 135 287 ASP Conference Feuchtinger amp Dorfi 1998 Chadid M Gillet D 1996 Observation of the metallic line doubling phenomenon in the variable star RR Lyrae Astronomy and Astrophysics cilt 308 ss 481 488 Bibcode 1996A amp A 308 481C Fokin 1992 Chadid M Gillet D 1997 The Blazhko effect on line profiles in the variable star RR Lyrae Astronomy and Astrophysics cilt 319 ss 154 160 Bibcode 1997A amp A 319 154C Gillet amp Crowe 1989 Lub J 1977 An atlas of light and colour curves of field RR Lyrae stars Astronomy and Astrophysics Supplement Series cilt 29 s 345 Bibcode 1977A amp AS 29 345L Preston G W 1959 A Spectroscopic Study of the RR Lyrae Stars Astrophysical Journal cilt 130 s 507 Bibcode 1959ApJ 130 507P doi 10 1086 146743 Ledoux P Walraven Th 1958 Handbook of Physics 51 Berlin Springer Verlag s 353 Chadid M 2000 Irregularities in atmospheric pulsations of RR Lyrae stars Astronomy and Astrophysics cilt 359 ss 991 997 Bibcode 2000A amp A 359 991C