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
Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında tarafından gözlemlenmiştir.
Açıklama
1784 yılı ortalarına kadar nova ve süpernovalar hariç, bilinen değişen yıldız sayısı sadece beş tane idi. Bunlardan dördü bugün Mira değişenleri olarak adlandırılan grubun üyesiydiler. Geriye kalan biri ise bir (örten çift yıldızdı) (Algol). 10 Eylül 1784'te , η Aquilae'nin, hemen ardından ise δ Cephei'nin ışık değişimine sahip olduğunu keşfetmişlerdir. δ Cep ve η Aql bugün Sefe'ler olarak sınıfladığımız, dönemleri sırası ile 5.4 ve 7.2 gün olan zonklayan değişenlerdir. "Sefe (Sefeid)" terimi uzunca bir süre, örten değişenler hariç, düzenli-sürekli tekrarlayan ışık değişimine sahip ve dönemi 35 günden kısa olan tüm değişen yıldızlar için kullanılmıştır. Ancak bu sınıflamanın birbirinden çok farklı evrim aşamasında ve karakterde yıldızlar içerdiği görülünce, öncelikle dönemi 1 günden kısa olan ve genellikle RR Lyr türü değişenler sınıfına giren yıldızlar ayrılmıştır. Bunun ardından Tip-II Sefe'leri ve RV Tauri değişenleri bağımsız birer grup oluşturacak şekilde sınıflanmıştır. Geriye kalan yıldızlar ise literatürde "δ Cephei değişenleri", "Tip-I Sefeleri" veya “Klasik Sefeler” olarak adlandırılan ve günümüzde kısaca sadece “Sefeler” adını alan grubu oluşturmuşlardır. Shapley 1914'te, Sefe'lerin karmaşık ışık değişimlerinin, çapsal olmayan zonklamalardan kaynaklandığını söylemiştir. Ancak, daha sonra Eddington Sefe'lerde zonklamaların çapsal doğrultuda olduğunu ispatlamıştır.
Sefe'ler son derece düzenli tekrarlayan ve 1 gün ile 70 gün arasında değerler alabilen dönemlere sahiptirler. Bazı uç örneklerinde dönem değeri 200 güne kadar ulaşabilmektedir. Hertzsprung (1926, BAN, 3, 115), dönemleri 3-40 gün arasında olan Sefe'ler üzerine yaptığı bir araştırmada, ışık eğrilerinin dönem büyüklüğüne bağlı olarak biçim değiştirdiğini göstermiştir. Hertzsprung-Russell diyagramı (Hertzsprung Dizisi) olarak bilinen bu ilişkiye göre dönemleri 8-10 gün arasında olan tüm Sefe'lerin ışık eğrisi maksimumlarında çift tepeli yapılar izlenmektedir. Dönemi bundan kısa olanlarda iniş kolu üzerinde, uzun olanlarda ise çıkış kolu üzerinde "çıkıntılar (bump)" görülmektedir. Ayrıca dönemi 20 günden uzun olanlarda çıkış kolu belirgin bir şekilde diktir. İzlenen çıkıntı yapısının dönemle olan bu ilişkisi, temel zonklama modunun, ikinci harmoniği ile yaptığı girişimden kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak temel dönemi aynı olan iki Sefeid değişeninin ışık eğrileri biçim olarak (çıkıntılarının görüldüğü evre) aynı olmaktadır.
Dönem-Parlaklık bağıntısı
1912 yılında ,KMB'de gözlediği Sefe'lerin parlaklıklarının, dönemlerinin logaritması ile doğru orantılı olarak arttığını keşfetmiştir. Bu bağıntı, KMB'deki Sefe'lerin kabaca bizden uzaklıklarının aynı olduğu varsayımı ve KMB'nin bilinen uzaklığı (60 kpc) kullanılarak, mutlak parlaklık ile dönem arasındaki bir ilişkiye dönüştürülmüştür. Dönem-Parlaklık bağıntısı 
adı verilen bu ilişki sayesinde, sadece dönemini belirlemek ve yıldızlararası sönümleme etkisini dikkate alarak, gözlenen bir Sefe değişeninin ve dolayısıyla üyesi olduğu yıldız topluluğunun uzaklığını bulabilmek mümkün olmuştur. Böylece dönemden elde edilen mutlak parlaklık ile gözlenen parlaklık;
şeklindeki "uzaklık modülü" formülünde yerine konarak doğrudan uzaklık hesaplanabilmektedir. Yakın zaman içerisinde, Macellan Bulutları'ndaki Sefe değişenleri üzerine yapılan çalışmalar, dönem-parlaklık bağıntısında görülen saçılmanın, sıcaklık (veya renk ölçeği) parametresinin dikkate alınması ile yok edilebileceğini göstermiştir. Dolayısıyla bu ilişki aslında "dönem-parlaklık-renk (PLC)" arasında bir bağıntıdır. PL ve PLC bağıntıları gökadamızda uzaklığı iyi bilinen genç kümelerde yer alan Sefeid değişenleri ile duyarlı bir şekilde mutlak parlaklığa kalibre edilmiş durumdadır.
![image]()
:![image]()
Genel Özellikler
Sefei'ler göreli olarak genç yıldızlardır. Genel olarak F, G, K türü üstdevlerdir. Dönemleri 2 gün civarında olanlar, Güneş'in kütlesinin 5 katı kütleye sahiptir ve yaşları 108 yıl civarındadır. Daha büyük kütleli Sefe'lere doğru gidildikçe dönem uzamakta ve yaş küçülmektedir. 40 gün dönemli Sefe'ler kabaca 15 güneş kütlesine ve 107 yıl civarında bir yaşa sahiptirler.
Sefe'lerin büyük bir bölümü temel modda zonklama yaparken, bir kısmı da ilk harmonikte zonklamaktadır. İlk harmonikte zonklayanları daha düşük genliğe ve sinüs eğrisine daha yakın ışık eğrilerine sahiptirler. Dönemleri 2-4 gün arasındadır ve tüm Sefe'ler arasında sayıca oranları %30 civarındadır. Bir salınımın temel veya harmonik modda gerçekleştiği, ışık eğrilerinin fourier dönüşümleri ile analiz edilmesi sonucu ortaya çıkmaktadır.
Örnekler
Sefe türü R TrA (P=3.389287 gün) ve S Sge (P=8.382173 gün) yıldızlarının ışık eğrileri görülmektedir. R TrA’da maksimum ışık profilinin minimumdakine oranla daha dar olması, Sefe ışık eğrilerinde izlenen genel bir özelliktir. S Sge ise çift tepeli Sefe ışık eğrileri için güzel bir örnektir. SS CMa, P=12.358 günlük dönemi ile, çıkıntıların görülme yerlerine ilişkin sınır bölgededir. Dolayısıyla çıkıntının etkisi hem çıkış hem de iniş kolunda görülmektedir. T Mon, P=27.0197 gün döneme sahiptir ve uzun dönemli Sefe'lerde çıkış kolunun aşırı dik oluşuna güzel bir örnektir. P=127.6 gün döneme sahip HV821 yıldızında, dönem uzadıkça ışık eğrilerinin biçim olarak sinüs eğrilerine ne ölçüde yaklaştığı açıkça izlenebilmektedir. U TrA (temel dönem P=2.568423) ise temel dönem ile ilk harmoniğin girişimi sonucu ışık eğrisinin çevrimden çevrime nasıl değiştiğini gösteren çarpıcı bir örnektir.
Tip-II Sefe'ler
Tip-II Sefe'leri, (klasik) Sefe'lerin düşük kütleli türevleri olarak tarif edilebilirler. Geçmiş literatürde birbirinden farklı çok sayıda isimlendirme ile anılmışlardır. Genel olarak yıldızları olarak bilinen bu grup GCVS de CW kodlaması ile gösterilmiş ve iki alt gruba ayrılmıştır:
- BL Her türü yıldızlar: dönemleri 8 günden kısa ve GCVS de CWB olarak kodlananlar.
- W Vir türü yıldızlar: dönemleri 8 günden uzun ve GCVS de CWA olarak kodlananlar.
Diethelm ise dönemi 1-3 gün arasında olanları üç gruba ayırmıştır:
- RRd: düzgün ışık eğrisine sahip olanlar.
- CW veya W Vir: çıkış kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.
- BL Her: iniş kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.
Bu gruplamaya ait adlandırma, yine Diethelm tarafından kısa sürede RRd → AHB1, CW → AHB2 ve BL Her → AHB3 şeklinde değiştirilmiştir. Burada RRd kodlamasının bugünkü literatürde çift-modlu RR Lyrae'lar için kullanıldığı hatırlanmalıdır.
Tip-II Sefe'leri hem halo hem de kalın disk popülasyonlarında yer alan yıldızlardır. Kütleleri 0.6 M civarında ve dönemleri 0.75-40 gün arasındadır. Çapsal zonklayan bu yıldızların da tayflarında dönem başına, içten yüzeye yayılan şok dalgalarının etkisi görülmektedir. Tip-II Sefe'lerin ışık eğrisi biçimlerinin, zoklama dönemine bağımlılığı, klasik Sefe'ler için ortaya konan "Hertzsprung dizisi"ni takip etmektedir. Ancak çıkıntının (bump) iniş veya çıkış kolunda bulunmasını ayıran sınır-dönem değeri 1.5 gün civarındadır. Kwee dönemleri 13-20 gün arasında olan Tip-II Sefe'lerini ışık eğrisi biçimlerine göre ikiye ayırmıştır:
- Maksimumlarında düzlükler bulunanlar.
- Maksimumları eğrisel olanlar.
Özellikle küresel kümelerde ve Macellan Bulutları'nda yer alan Tip-II Sefeleri için de dönem parlaklık ilişkisi olduğu bulunmuştur. Ancak Tip-II Sefe'leri için bu bağıntının eğimi daha düşük ve saçılma daha fazladır. Ayrıca belli bir dönem değeri için Tip-II Sefe'lerinin klasik Sefe'lere oranla daha düşük mutlak parlaklıklara sahip olduğu açıkça görülmektedir.
Örnekler
Klasik sefelere örnek olarak; , , , , Polaris ve Delta Cephei gösterilebilir.
Kwee'nin eğrisel maksimumlu Tip-II Sefe'lerine örnek olarak; (P=14.74 gün), düz maksimumlulara örnek olarak 'in (P=17.27 gün) ışık eğrileri gösterilebilir. Hertzsprung dizisine iki örnek olarak (P=1.307443, çıkıntı iniş kolunda) ve 'nin (P=1.51997, simetrik maksimum, belirgin bir çıkıntı izlenemiyor) ışık eğrileri gösterilebilir.
Cüce sefelere örnek olarak; Delta Scuti ve gösterilebilir.
Genel olarak Tip-II Sefe'leri ile klasik Sefe'ler, sadece ışık eğrilerine bakılarak ayırdedilemezler. Galaktik konumları, dikey hızları, ışınım güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ve kimyasal bileşimleri bu ayırımın yapılabilmesini sağlamaktadır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- SEDS: Variable Stars21 Mayıs 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ^ 1912, HC, no:173
- ^ a b Majaess D. J., Turner D. G., Lane D. J. (2008). Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parameterization and 2MASS photometry 29 Temmuz 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., MNRAS
- ^ 1983, A&Ap, 124, 108
- ^ 1990, A&Ap, 239, 186
- ^ 1967, BAN, 19, 260
Dış bağlantılar
- Cepheid Variable Photometry and Radial Velocity Archive9 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
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
Sefe degiseni veya Sefe Cepheid saltik aydinlatma gucu ile degisim sureleri arasinda yuksek ilinti bulunan ozel bir degisken yildizlar sinifinin uyelerine verilen addir Turlerinin ornegi olan Delta Sefe 1784 yilinda tarafindan gozlemlenmistir Samanyolu gokadasinda bilinen en parlak sefe degisen yildizlarindan biridir fotograf Hubble Uzay TeleskobuAciklama1784 yili ortalarina kadar nova ve supernovalar haric bilinen degisen yildiz sayisi sadece bes tane idi Bunlardan dordu bugun Mira degisenleri olarak adlandirilan grubun uyesiydiler Geriye kalan biri ise bir orten cift yildizdi Algol 10 Eylul 1784 te h Aquilae nin hemen ardindan ise d Cephei nin isik degisimine sahip oldugunu kesfetmislerdir d Cep ve h Aql bugun Sefe ler olarak sinifladigimiz donemleri sirasi ile 5 4 ve 7 2 gun olan zonklayan degisenlerdir Sefe Sefeid terimi uzunca bir sure orten degisenler haric duzenli surekli tekrarlayan isik degisimine sahip ve donemi 35 gunden kisa olan tum degisen yildizlar icin kullanilmistir Ancak bu siniflamanin birbirinden cok farkli evrim asamasinda ve karakterde yildizlar icerdigi gorulunce oncelikle donemi 1 gunden kisa olan ve genellikle RR Lyr turu degisenler sinifina giren yildizlar ayrilmistir Bunun ardindan Tip II Sefe leri ve RV Tauri degisenleri bagimsiz birer grup olusturacak sekilde siniflanmistir Geriye kalan yildizlar ise literaturde d Cephei degisenleri Tip I Sefeleri veya Klasik Sefeler olarak adlandirilan ve gunumuzde kisaca sadece Sefeler adini alan grubu olusturmuslardir Shapley 1914 te Sefe lerin karmasik isik degisimlerinin capsal olmayan zonklamalardan kaynaklandigini soylemistir Ancak daha sonra Eddington Sefe lerde zonklamalarin capsal dogrultuda oldugunu ispatlamistir Sefe ler son derece duzenli tekrarlayan ve 1 gun ile 70 gun arasinda degerler alabilen donemlere sahiptirler Bazi uc orneklerinde donem degeri 200 gune kadar ulasabilmektedir Hertzsprung 1926 BAN 3 115 donemleri 3 40 gun arasinda olan Sefe ler uzerine yaptigi bir arastirmada isik egrilerinin donem buyuklugune bagli olarak bicim degistirdigini gostermistir Hertzsprung Russell diyagrami Hertzsprung Dizisi olarak bilinen bu iliskiye gore donemleri 8 10 gun arasinda olan tum Sefe lerin isik egrisi maksimumlarinda cift tepeli yapilar izlenmektedir Donemi bundan kisa olanlarda inis kolu uzerinde uzun olanlarda ise cikis kolu uzerinde cikintilar bump gorulmektedir Ayrica donemi 20 gunden uzun olanlarda cikis kolu belirgin bir sekilde diktir Izlenen cikinti yapisinin donemle olan bu iliskisi temel zonklama modunun ikinci harmonigi ile yaptigi girisimden kaynaklanmaktadir Sonuc olarak temel donemi ayni olan iki Sefeid degiseninin isik egrileri bicim olarak cikintilarinin goruldugu evre ayni olmaktadir Donem Parlaklik bagintisi1912 yilinda KMB de gozledigi Sefe lerin parlakliklarinin donemlerinin logaritmasi ile dogru orantili olarak arttigini kesfetmistir Bu baginti KMB deki Sefe lerin kabaca bizden uzakliklarinin ayni oldugu varsayimi ve KMB nin bilinen uzakligi 60 kpc kullanilarak mutlak parlaklik ile donem arasindaki bir iliskiye donusturulmustur Donem Parlaklik bagintisi PL displaystyle PL adi verilen bu iliski sayesinde sadece donemini belirlemek ve yildizlararasi sonumleme etkisini dikkate alarak gozlenen bir Sefe degiseninin ve dolayisiyla uyesi oldugu yildiz toplulugunun uzakligini bulabilmek mumkun olmustur Boylece donemden elde edilen mutlak parlaklik ile gozlenen parlaklik mv Mv 5log d 5 Av displaystyle m v M v 5 log d 5 A v seklindeki uzaklik modulu formulunde yerine konarak dogrudan uzaklik hesaplanabilmektedir Yakin zaman icerisinde Macellan Bulutlari ndaki Sefe degisenleri uzerine yapilan calismalar donem parlaklik bagintisinda gorulen sacilmanin sicaklik veya renk olcegi parametresinin dikkate alinmasi ile yok edilebilecegini gostermistir Dolayisiyla bu iliski aslinda donem parlaklik renk PLC arasinda bir bagintidir PL ve PLC bagintilari gokadamizda uzakligi iyi bilinen genc kumelerde yer alan Sefeid degisenleri ile duyarli bir sekilde mutlak parlakliga kalibre edilmis durumdadir 5log10 d V 4 42 log10 P 3 43 B V 7 15 displaystyle 5 log 10 d V 4 42 log 10 P 3 43 B V 7 15 E B V 0 27 log10 P 0 41 V J 0 26 displaystyle E B V 0 27 log 10 P 0 41 V J 0 26 Genel OzelliklerSefei ler goreli olarak genc yildizlardir Genel olarak F G K turu ustdevlerdir Donemleri 2 gun civarinda olanlar Gunes in kutlesinin 5 kati kutleye sahiptir ve yaslari 108 yil civarindadir Daha buyuk kutleli Sefe lere dogru gidildikce donem uzamakta ve yas kuculmektedir 40 gun donemli Sefe ler kabaca 15 gunes kutlesine ve 107 yil civarinda bir yasa sahiptirler Sefe lerin buyuk bir bolumu temel modda zonklama yaparken bir kismi da ilk harmonikte zonklamaktadir Ilk harmonikte zonklayanlari daha dusuk genlige ve sinus egrisine daha yakin isik egrilerine sahiptirler Donemleri 2 4 gun arasindadir ve tum Sefe ler arasinda sayica oranlari 30 civarindadir Bir salinimin temel veya harmonik modda gerceklestigi isik egrilerinin fourier donusumleri ile analiz edilmesi sonucu ortaya cikmaktadir Ornekler Sefe turu R TrA P 3 389287 gun ve S Sge P 8 382173 gun yildizlarinin isik egrileri gorulmektedir R TrA da maksimum isik profilinin minimumdakine oranla daha dar olmasi Sefe isik egrilerinde izlenen genel bir ozelliktir S Sge ise cift tepeli Sefe isik egrileri icin guzel bir ornektir SS CMa P 12 358 gunluk donemi ile cikintilarin gorulme yerlerine iliskin sinir bolgededir Dolayisiyla cikintinin etkisi hem cikis hem de inis kolunda gorulmektedir T Mon P 27 0197 gun doneme sahiptir ve uzun donemli Sefe lerde cikis kolunun asiri dik olusuna guzel bir ornektir P 127 6 gun doneme sahip HV821 yildizinda donem uzadikca isik egrilerinin bicim olarak sinus egrilerine ne olcude yaklastigi acikca izlenebilmektedir U TrA temel donem P 2 568423 ise temel donem ile ilk harmonigin girisimi sonucu isik egrisinin cevrimden cevrime nasil degistigini gosteren carpici bir ornektir Tip II Sefe lerTip II Sefe leri klasik Sefe lerin dusuk kutleli turevleri olarak tarif edilebilirler Gecmis literaturde birbirinden farkli cok sayida isimlendirme ile anilmislardir Genel olarak yildizlari olarak bilinen bu grup GCVS de CW kodlamasi ile gosterilmis ve iki alt gruba ayrilmistir BL Her turu yildizlar donemleri 8 gunden kisa ve GCVS de CWB olarak kodlananlar W Vir turu yildizlar donemleri 8 gunden uzun ve GCVS de CWA olarak kodlananlar Diethelm ise donemi 1 3 gun arasinda olanlari uc gruba ayirmistir RRd duzgun isik egrisine sahip olanlar CW veya W Vir cikis kolunda cikinti bump bulunanlar BL Her inis kolunda cikinti bump bulunanlar Bu gruplamaya ait adlandirma yine Diethelm tarafindan kisa surede RRd AHB1 CW AHB2 ve BL Her AHB3 seklinde degistirilmistir Burada RRd kodlamasinin bugunku literaturde cift modlu RR Lyrae lar icin kullanildigi hatirlanmalidir Tip II Sefe leri hem halo hem de kalin disk populasyonlarinda yer alan yildizlardir Kutleleri 0 6 M civarinda ve donemleri 0 75 40 gun arasindadir Capsal zonklayan bu yildizlarin da tayflarinda donem basina icten yuzeye yayilan sok dalgalarinin etkisi gorulmektedir Tip II Sefe lerin isik egrisi bicimlerinin zoklama donemine bagimliligi klasik Sefe ler icin ortaya konan Hertzsprung dizisi ni takip etmektedir Ancak cikintinin bump inis veya cikis kolunda bulunmasini ayiran sinir donem degeri 1 5 gun civarindadir Kwee donemleri 13 20 gun arasinda olan Tip II Sefe lerini isik egrisi bicimlerine gore ikiye ayirmistir Maksimumlarinda duzlukler bulunanlar Maksimumlari egrisel olanlar Ozellikle kuresel kumelerde ve Macellan Bulutlari nda yer alan Tip II Sefeleri icin de donem parlaklik iliskisi oldugu bulunmustur Ancak Tip II Sefe leri icin bu bagintinin egimi daha dusuk ve sacilma daha fazladir Ayrica belli bir donem degeri icin Tip II Sefe lerinin klasik Sefe lere oranla daha dusuk mutlak parlakliklara sahip oldugu acikca gorulmektedir Ornekler Klasik sefelere ornek olarak Polaris ve Delta Cephei gosterilebilir Kwee nin egrisel maksimumlu Tip II Sefe lerine ornek olarak P 14 74 gun duz maksimumlulara ornek olarak in P 17 27 gun isik egrileri gosterilebilir Hertzsprung dizisine iki ornek olarak P 1 307443 cikinti inis kolunda ve nin P 1 51997 simetrik maksimum belirgin bir cikinti izlenemiyor isik egrileri gosterilebilir Cuce sefelere ornek olarak Delta Scuti ve gosterilebilir Genel olarak Tip II Sefe leri ile klasik Sefe ler sadece isik egrilerine bakilarak ayirdedilemezler Galaktik konumlari dikey hizlari isinim gucleri veya mutlak parlakliklari ve kimyasal bilesimleri bu ayirimin yapilabilmesini saglamaktadir Ayrica bakinizHubble sabiti RR Lyrae degiseni W Virginis degiseniKaynakcaSEDS Variable Stars21 Mayis 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde 1912 HC no 173 a b Majaess D J Turner D G Lane D J 2008 Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parameterization and 2MASS photometry 29 Temmuz 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde MNRAS 1983 A amp Ap 124 108 1990 A amp Ap 239 186 1967 BAN 19 260Dis baglantilarCepheid Variable Photometry and Radial Velocity Archive9 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde