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
S-tipi yıldız (veya sadece S yıldızı), atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk bir dev yıldızdır. Bu sınıf ilk olarak 1922'de tarafından, o zamanlar kaynaklandığı bilinmeyen alışılmadık soğurma çizgilerine ve sahip yıldızlar için tanımlanmıştır. Zirkonyum monoksit (ZrO) bantları, S yıldızlarının ayırt edici bir özelliğidir.
Karbon yıldızlarının atmosferlerinde oksijenden daha fazla karbon bulunur. M sınıfı devler gibi çoğu yıldızın atmosferi oksijen açısından karbona göre daha zengindir ve bu yıldızlar oksijen zengini yıldızlar olarak adlandırılır. S-tipi yıldızlar, karbon yıldızları ile normal devler arasında bir ara grubu temsil eder. Bu yıldızlar iki sınıfa ayrılabilir: Spektrumlarını füzyon ürünleri ve s-süreci elementlerinin yüzeye taşınmasına borçlu olan içsel S yıldızları ve ikili bir sistemde kütle aktarımı yoluyla oluşan dışsal S yıldızları.
İçsel S-tipi yıldızlar, asimptotik dev kolun en parlak bölümünde bulunur ve bu evre, ömürlerinde bir milyon yıldan daha az süren bir aşamadır. Birçoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır. Dışsal S yıldızları ise daha sönük, daha uzun ömürlü ve genellikle daha küçük genlikli yarı düzenli veya düzensiz değişen yıldızlardır. S yıldızları nispeten nadirdir; içsel S yıldızları benzer parlaklıktaki asimptotik dev kol yıldızlarının %10’undan daha azını oluştururken, dışsal S yıldızları tüm kırmızı devler içinde daha da küçük bir orana sahiptir.
Spektral özellikler
Soğuk yıldızlar, özellikle de (M sınıfı) yıldızlar, güçlü (TiO) moleküler bantlar gösterirler. Bu soğuk yıldızların küçük bir kısmı, aynı şekilde zirkonyum oksit (ZrO) bantlarını da güçlü bir biçimde gösterir. Görsel tayflarda açıkça tespit edilebilen ZrO bantlarının varlığı, bir S-tipi yıldızın belirtisidir.
Başlıca ZrO serileri şunlardır:
- α serisi mavi renkte, 464,06 nm, 462,61 nm ve 461,98 nm
- β serisi sarı renkte, 555,17 nm ve 571,81 nm
- γ serisi kırmızı renkte, 647,4 nm, 634,5 nm ve 622,9 nm
Bir S yıldızının orijinal tanımı, ZrO bantlarının düşük dağılımlı fotoğrafik tayf plakalarında kolayca tespit edilebilir olmasıydı, fakat daha modern tayflar çok daha zayıf ZrO'ya sahip birçok yıldızın tanımlanmasına olanak tanır. Normal M sınıfı yıldızlarla S yıldızları arasında yer alan MS yıldızlarının ZrO bantları neredeyse tespit edilemez düzeydedir, fakat bunun dışında normal M sınıfı tayf özelliklerine sahiptirler. Karbon yıldızları ile S yıldızları arasında yer alan SC yıldızları ise zayıf veya tespit edilemeyen ZrO bantlarına sahiptir, fakat güçlü sodyum D çizgileri ve tespit edilebilir fakat zayıf C2 bantları gösterirler.
S yıldızlarının tayfları, normal M sınıfı devlerin tayflarından başka farklılıklar da gösterir. Soğuk devlerin karakteristik TiO bantları, benzer sıcaklıktaki M yıldızlarına kıyasla çoğu S yıldızında zayıflamış ve bazılarında tamamen yok olmuştur. YO bantları, SrI çizgileri, BaII çizgileri ve LaO bantları gibi s-süreci izotoplarına bağlı özellikler ve ayrıca sodyum D çizgileri çok daha güçlüdür. Bununla birlikte, VO bantları yoktur veya çok zayıftır. S-süreci nötron yakalamasının bir sonucu olarak 5. periyot elementi olan Teknesyum'dan (Tc) gelen tayf çizgilerinin varlığı da beklenir, fakat S yıldızlarının önemli bir kısmında Tc'ye dair hiçbir iz yoktur. Güçlü Tc çizgileri gösteren yıldızlara bazen Teknesyum yıldızları denir ve bu yıldızlar M, S, C veya ara sınıflar olan MS ve SC olabilir.
Bazı S yıldızları, özellikle de Mira değişenleri, güçlü hidrojen emisyon çizgileri gösterir. Hβ emisyonu, normal bir M yıldızındaki Balmer serilerinin diğer çizgilerine kıyasla genellikle olağanüstü derecede güçlüdür, fakat bunun nedeni aksi takdirde Hβ emisyonunu seyreltecek olan TiO bandının zayıflığından kaynaklanır.
Örnekler
, dışsal bir S yıldızının çıplak gözle görülebilen bir örneğidir. Kendisi gibi değişen yıldız olma ihtimali olan daha sıcak bir yoldaşla sistemde yer alan yavaş düzensiz bir değişen yıldızdır.
Mira değişeni olan , içsel bir S yıldızıdır. Maksimum parlaklığına yakın olduğunda gökyüzündeki en parlak S-tipi yıldızdır. Bazen ara MS türünü andıran, zirkonyum, titanyum ve vanadyum oksitlerinin özelliklerini içeren, S6 ila S10 civarında değişen bir geç tip spektruma sahiptir. ve gibi diğer belirgin Mira değişenlerinden bazıları da S-tipi yıldızlardır, ayrıca adlı tuhaf yarı düzenli değişen de bu sınıfa dahildir.
Çıplak gözle görülebilen bir "ara" MS yıldızı olan ο1 Ori, DA3 beyaz cüce yoldaşa sahip küçük genlikli bir yarı değişen yıldızdır. Tayf türü S3.5/1-, M3III(BaII) veya M3.2IIIaS olarak verilmektedir.
Kaynakça
- ^ a b c Keenan, Philip C. (1954). "Classification of the S-Type Stars". Astrophysical Journal. Cilt 120. s. 484. Bibcode:1954ApJ...120..484K. doi:10.1086/145937.
- ^ MacConnell, D. J. (1979). "Discoveries on Southern Red-Sensitive Objective-Prism Plates – Part Two – New Ms-Stars Carbon-Stars and Sc-Stars". Astronomy and Astrophysics Supplement. Cilt 38. s. 335. Bibcode:1979A&AS...38..335M.
- ^ Boeshaar, P. C.; Keenan, P. C. (1979). "The problem of spectral classification of stars in the sequence S-SC-C". Spectral Classification of the Future. Ricerche Astronomiche. 9. s. 39. Bibcode:1979RA......9...39B.
- ^ a b c Keenan, P. C.; Boeshaar, P. C. (1980). "Spectral types of S and SC stars on the revised MK system". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 43. s. 379. Bibcode:1980ApJS...43..379K. doi:10.1086/190673
![image]()
. - ^ Brown, Jeffery A.; Smith, Verne V.; Lambert, David L.; Dutchover, Edward; Hinkle, Kenneth H.; Johnson, Hollis R. (1990). "S stars without technetium – the binary star connection". Astronomical Journal. Cilt 99. s. 1930. Bibcode:1990AJ.....99.1930B. doi:10.1086/115475.
- ^ Ake, Thomas B.; Johnson, Hollis R.; Perry, Benjamin F. (1988). "Companions to peculiar red giants: HR 363 and HR 1105". In ESA. Cilt 281. s. 245. Bibcode:1988ESASP.281a.245A.
- ^ a b Stephenson, C. B. (1984). "A General Catalogue of Galactic S-Stars – ED.2". Publications of the Warner and Swasey Observatory. Cilt 3. s. 1. Bibcode:1984PW&SO...3....1S.
- ^ Ake, Thomas B.; Johnson, Hollis R. (1988). "A white dwarf companion to the main-sequence star 4 Omicron(1) Orionis and the binary hypothesis for the origin of peculiar red giants". Astrophysical Journal. Cilt 327. s. 214. Bibcode:1988ApJ...327..214A. doi:10.1086/166183
![image]()
. - ^ Sato, K.; Kuji, S. (1990). "MK classification and photometry of stars used for time and latitude observations at Mizusawa and Washington". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Cilt 85. s. 1069. Bibcode:1990A&AS...85.1069S.
- ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; ve diğerleri. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. Cilt 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
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
S tipi yildiz veya sadece S yildizi atmosferinde yaklasik olarak esit miktarda karbon ve oksijen bulunan soguk bir dev yildizdir Bu sinif ilk olarak 1922 de tarafindan o zamanlar kaynaklandigi bilinmeyen alisilmadik sogurma cizgilerine ve sahip yildizlar icin tanimlanmistir Zirkonyum monoksit ZrO bantlari S yildizlarinin ayirt edici bir ozelligidir Hubble Uzay Teleskobu tarafindan cozumlenen yakin bir yoldasa sahip bir S tipi yildiz ve Mira degisenidir Karbon yildizlarinin atmosferlerinde oksijenden daha fazla karbon bulunur M sinifi devler gibi cogu yildizin atmosferi oksijen acisindan karbona gore daha zengindir ve bu yildizlar oksijen zengini yildizlar olarak adlandirilir S tipi yildizlar karbon yildizlari ile normal devler arasinda bir ara grubu temsil eder Bu yildizlar iki sinifa ayrilabilir Spektrumlarini fuzyon urunleri ve s sureci elementlerinin yuzeye tasinmasina borclu olan icsel S yildizlari ve ikili bir sistemde kutle aktarimi yoluyla olusan dissal S yildizlari Icsel S tipi yildizlar asimptotik dev kolun en parlak bolumunde bulunur ve bu evre omurlerinde bir milyon yildan daha az suren bir asamadir Bircogu uzun donemli degisen yildizlardir Dissal S yildizlari ise daha sonuk daha uzun omurlu ve genellikle daha kucuk genlikli yari duzenli veya duzensiz degisen yildizlardir S yildizlari nispeten nadirdir icsel S yildizlari benzer parlakliktaki asimptotik dev kol yildizlarinin 10 undan daha azini olustururken dissal S yildizlari tum kirmizi devler icinde daha da kucuk bir orana sahiptir Spektral ozelliklerSoguk yildizlar ozellikle de M sinifi yildizlar guclu TiO molekuler bantlar gosterirler Bu soguk yildizlarin kucuk bir kismi ayni sekilde zirkonyum oksit ZrO bantlarini da guclu bir bicimde gosterir Gorsel tayflarda acikca tespit edilebilen ZrO bantlarinin varligi bir S tipi yildizin belirtisidir Baslica ZrO serileri sunlardir a serisi mavi renkte 464 06 nm 462 61 nm ve 461 98 nm b serisi sari renkte 555 17 nm ve 571 81 nm g serisi kirmizi renkte 647 4 nm 634 5 nm ve 622 9 nm Bir S yildizinin orijinal tanimi ZrO bantlarinin dusuk dagilimli fotografik tayf plakalarinda kolayca tespit edilebilir olmasiydi fakat daha modern tayflar cok daha zayif ZrO ya sahip bircok yildizin tanimlanmasina olanak tanir Normal M sinifi yildizlarla S yildizlari arasinda yer alan MS yildizlarinin ZrO bantlari neredeyse tespit edilemez duzeydedir fakat bunun disinda normal M sinifi tayf ozelliklerine sahiptirler Karbon yildizlari ile S yildizlari arasinda yer alan SC yildizlari ise zayif veya tespit edilemeyen ZrO bantlarina sahiptir fakat guclu sodyum D cizgileri ve tespit edilebilir fakat zayif C2 bantlari gosterirler S yildizlarinin tayflari normal M sinifi devlerin tayflarindan baska farkliliklar da gosterir Soguk devlerin karakteristik TiO bantlari benzer sicakliktaki M yildizlarina kiyasla cogu S yildizinda zayiflamis ve bazilarinda tamamen yok olmustur YO bantlari SrI cizgileri BaII cizgileri ve LaO bantlari gibi s sureci izotoplarina bagli ozellikler ve ayrica sodyum D cizgileri cok daha gucludur Bununla birlikte VO bantlari yoktur veya cok zayiftir S sureci notron yakalamasinin bir sonucu olarak 5 periyot elementi olan Teknesyum dan Tc gelen tayf cizgilerinin varligi da beklenir fakat S yildizlarinin onemli bir kisminda Tc ye dair hicbir iz yoktur Guclu Tc cizgileri gosteren yildizlara bazen Teknesyum yildizlari denir ve bu yildizlar M S C veya ara siniflar olan MS ve SC olabilir Bazi S yildizlari ozellikle de Mira degisenleri guclu hidrojen emisyon cizgileri gosterir Hb emisyonu normal bir M yildizindaki Balmer serilerinin diger cizgilerine kiyasla genellikle olaganustu derecede gucludur fakat bunun nedeni aksi takdirde Hb emisyonunu seyreltecek olan TiO bandinin zayifligindan kaynaklanir Ornekler dissal bir S yildizinin ciplak gozle gorulebilen bir ornegidir Kendisi gibi degisen yildiz olma ihtimali olan daha sicak bir yoldasla sistemde yer alan yavas duzensiz bir degisen yildizdir Mira degiseni olan icsel bir S yildizidir Maksimum parlakligina yakin oldugunda gokyuzundeki en parlak S tipi yildizdir Bazen ara MS turunu andiran zirkonyum titanyum ve vanadyum oksitlerinin ozelliklerini iceren S6 ila S10 civarinda degisen bir gec tip spektruma sahiptir ve gibi diger belirgin Mira degisenlerinden bazilari da S tipi yildizlardir ayrica adli tuhaf yari duzenli degisen de bu sinifa dahildir Ciplak gozle gorulebilen bir ara MS yildizi olan o1 Ori DA3 beyaz cuce yoldasa sahip kucuk genlikli bir yari degisen yildizdir Tayf turu S3 5 1 M3III BaII veya M3 2IIIaS olarak verilmektedir Kaynakca a b c Keenan Philip C 1954 Classification of the S Type Stars Astrophysical Journal Cilt 120 s 484 Bibcode 1954ApJ 120 484K doi 10 1086 145937 MacConnell D J 1979 Discoveries on Southern Red Sensitive Objective Prism Plates Part Two New Ms Stars Carbon Stars and Sc Stars Astronomy and Astrophysics Supplement Cilt 38 s 335 Bibcode 1979A amp AS 38 335M Boeshaar P C Keenan P C 1979 The problem of spectral classification of stars in the sequence S SC C Spectral Classification of the Future Ricerche Astronomiche 9 s 39 Bibcode 1979RA 9 39B a b c Keenan P C Boeshaar P C 1980 Spectral types of S and SC stars on the revised MK system Astrophysical Journal Supplement Series Cilt 43 s 379 Bibcode 1980ApJS 43 379K doi 10 1086 190673 Brown Jeffery A Smith Verne V Lambert David L Dutchover Edward Hinkle Kenneth H Johnson Hollis R 1990 S stars without technetium the binary star connection Astronomical Journal Cilt 99 s 1930 Bibcode 1990AJ 99 1930B doi 10 1086 115475 Ake Thomas B Johnson Hollis R Perry Benjamin F 1988 Companions to peculiar red giants HR 363 and HR 1105 In ESA Cilt 281 s 245 Bibcode 1988ESASP 281a 245A a b Stephenson C B 1984 A General Catalogue of Galactic S Stars ED 2 Publications of the Warner and Swasey Observatory Cilt 3 s 1 Bibcode 1984PW amp SO 3 1S Ake Thomas B Johnson Hollis R 1988 A white dwarf companion to the main sequence star 4 Omicron 1 Orionis and the binary hypothesis for the origin of peculiar red giants Astrophysical Journal Cilt 327 s 214 Bibcode 1988ApJ 327 214A doi 10 1086 166183 Sato K Kuji S 1990 MK classification and photometry of stars used for time and latitude observations at Mizusawa and Washington Astronomy and Astrophysics Supplement Series Cilt 85 s 1069 Bibcode 1990A amp AS 85 1069S Samus N N Durlevich O V ve digerleri 2009 VizieR Online Data Catalog General Catalogue of Variable Stars Samus 2007 2013 VizieR On line Data Catalog B GCVS Originally Published in 2009yCat 102025S Cilt 1 Bibcode 2009yCat 102025S