Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Keşif
1638'de Johannes Holwarda Omicron Ceti'nin 11 aylık sürelerle zonkladığını keşfetti; 1596'da David Fabricius Omicron Ceti'yi bir nova olarak nitelendirmişti. 1642 yılında Johannes Hevelius tarafından Mira (Latince "mükemmel") adı verildi.
İkinci olarak Algol, 1669 yılında Geminiano Montanari tarafından değişen olarak tanımlandı. , 1784 yılında değişen için doğru bir tanımlama yaptı. Daha sonra 1686 yılında 'yi ve 1704 yılında 'yı keşfetti ve bunları diğerleri izledi. 1786 yılına gelindiğinde on değişen yıldız biliniyordu. John Goodricke, Delta Cephei ve 'yı keşfetti. Değişen yıldızların keşfi 1850 yılından ve özellikle de 1890 yılından sonra, fotografi tekniğinin gelişmesiyle büyük bir hızla artmıştır.
Değişen türleri
Değişenlik için en yaygın tür parlaklık değişimidir ama diğer türlerde de tayflarda çok özel değişiklikler meydana gelir. Gök bilimciler, gözlemledikleri tayf değişikliklerini ışık eğrisi verileri ile birleştirerek yeni tanımlamalar yapmışlardır.
Değişen yıldız gözlemleri
Değişen yıldız gözlemleri, bir ekseninde görünür parlaklık (kadir), diğerinde birimi genellikle Jülyen Günü (JG) olan zaman cinsinden ışık eğrisi denen bir grafik üzerine işaretlenir. Y-ekseninde parlaklık ölçeği aşağıdan yukarı doğru artacak şekilde ve X-ekseninde gün, soldan sağa artacak şekilde çizilir. Yıldızların dönemsel davranışları hakkındaki bilgiler, yörünge dönemleri ve yıldız patlamalarının düzenlilik ya da düzensizlik derecesi, ışık eğrisinden yararlanılarak bulunabilir. Işık eğrisinin daha ayrıntılı incelenmesi, gök bilimcilerin yıldızların kütlelerini ya da boyutlarını hesaplamasını sağlar. Onlarca yıllık gözlem verileri, bir yıldızın değişim dönemini açığa çıkartır. Hatta bu durum, yıldızın yapısal değişikliğinin bir işareti bile olabilir.
Değişen yıldızların kısa zaman ölçeklerinde (veya anlık) oluşan değişimlerine ait parametreler, evrimleri boyunca daha uzun zaman ölçekli değişimler de gösterebilmektedir. Örneğin bileşenleri arasında madde alışverişi olan kısa dönemli bir çift yıldızın fotometrik ve tayfsal gözlemlerinde bu etkinliğe ilişkin izler kısa zaman ölçeklerinde değişimler yaratırken, uzun vadede sistemin yörünge döneminin değişim göstermesine neden olacaktır. Delta Scuti (δ Scuti) türü zonklayan bir değişenin, zonklama döneminin süresi, yıldız evrimleştikçe göstereceği çap değişiminden etkilenecektir. Değişen yıldızların tipik fotometrik parametrelerinin, uzun zaman ölçekleri içinde izlenmesi, parlaklık ve renk değişimine neden olan fiziksel süreçlerin daha iyi anlaşılmasını sağlayacaktır. Ancak eldeki gözlemsel veri miktarı, bu anlamda bir irdeleme için henüz yeterli boyutlarda değildir ve gözlemlerin büyük bir kısmı gelecek kuşaklara miras olarak bırakılmaktadır. Bu açıdan bakıldığında değişen yıldızların uzun zaman aralığına dağılmış kesintisiz gözlemlerinin yapılması ve bu gözlemlerin sistematik olarak arşivlenmesi büyük önem taşımaktadır.
Günümüzde birçok uluslararası hakemli dergiler, değişen yıldızlar üzerine yapılmış çalışmaları yayına kabul ederken, fazla yer tuttuğu gerekçesi ile orijinal gözlem verilerini yayınlamaktan kaçınmaktadır. Bu ise zaman içinde eldeki orijinal gözlem verisinin bir şekilde kaybolmasına yol açmaktadır. Bunu önlemek amacı ile Uluslararası Astronomi Birliği IAU'nun (International Astronomical Union) komisyonları uzun süreden beri değişen yıldızların yayınlanmamış fotometrik gözlemlerinin arşivlenmesini üstlenmişlerdir. Viyana Gözlemevi'nden M. Breger'in önderliğinde başlayan ve şu anda 'nden E. Schmidt ile devam eden bu organizasyon, gözlemlerin elektronik formatta CDS (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg) veri tabanı yolu ile arşivlenmesini ve dağıtımını gerçekleştirmektedir. Arşivde yer alan yıldızların gözlemlerine ilişkin bilgiler düzenli olarak IBVS (Information Bulletin of Variable Stars, Konkoly Obs., Budapest) periyodiğinde yayınlanmaktadır. Değişen yıldızlar konusunda genel taramalar yapmak ve bilgi erişimi sağlamak için çeşitli kataloglar ve elektronik veri tabanları mevcuttur. Bunlardan en önemlileri:
- GCVS Kataloğu (General Catalogue of Variable Stars)[1]11 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ADS veri tabanı (Astrophysics Data System – NASA)[2] 19 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- SIMBAD veri tabanı (Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data)[3]7 Aralık 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- CDS veri tabanı (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg)[4] 26 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Ayrıca çok sayıda amatör organizasyon, değişen yıldızların sistematik gözlemlerinin yapılması ve arşivlenmesi konusunda çalışmaktadır. Bu organizasyonların katkısı göz ardı edilemeyecek ölçüde büyüktür. Bunlardan en önemlileri;
- AAVSO (American Association of Variable Star Observers)[5]2 Şubat 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- BAAVSS (British Astronomical Association – Variable Star Section)[6] 3 Mayıs 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- AFOEV (Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables)[7] 21 Nisan 1999 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- RASNZ (Royal Astronomical Society of New Zealand)[8] 27 Kasım 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne)[9]14 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- IAPPP (International Amateur Professional Photoelectric Photometry)[11] 29 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- BBSAG (Bedeckungsveränderlichen-Beobachter der Schweizerischen Astronomische Gesellschaft)[12] 29 Ekim 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- VSNET (International Mailing List on Variable Stars)[13][]
- CAS (Czech Astronomical Society – Variable Star Section)[14] 11 Mayıs 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- B.R.N.O. – O-C Gateway [15] 15 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Open European Journal on Variable stars [16] 3 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- MEDUZA
- Krakow Observatory (Kreiner's (O-C) Catalogue)[18] 15 Şubat 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Krakow Observatory Minima Database [19] 15 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire)[20] 20 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- VSOLJ (Variable Star Observers League in Japan)[21] 24 Ağustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Eclipsing Binary Observers [22] 23 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Değişen yıldızlar konusunda tüm dünya astronomları tarafından oluşturulan resmi organizasyonu ise Uluslararası Astronomi Birliği IAU'nun iki komisyonu yürütmektedir:
- 27. Komisyon, Commission 27. Variable Stars [23] 23 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- 47. Komisyon, Commission 42. Close Binary Stars [24] 3 Mayıs 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Değişen yıldızların isimlendirilmesi
Değişen yıldız isimleri, Uluslararası Astronomi Birliği (I.A.U.) tarafından atanan bir komite tarafından belirlenir. Adlandırma, bir takımyıldız içindeki değişen yıldızların keşfedilme sırasına göre yapılır. Bulunan yıldızın eğer Yunan harfi ile başlayan ismi varsa, yıldız o adla anılmaya devam eder. Aksi takdirde, bir takımyıldızdaki ilk değişen yıldız R harfi ile adlandırılır, ondan sonraki S olur ve bu şekilde Z'ye kadar devam eder. Bir sonraki yıldız RR olarak isimlendirilir, sonra RS'den RZ'ye kadar; SS'den SZ'ye kadar adlandırma devam eder ve böylece ZZ'ye gelinir. Bundan sonra alfabede başa dönülür ve AA, AB ile başlayıp QZ'ye kadar devam eder. J harfinin kullanılmadığı bu sistem 334 ismi kapsar. Samanyolu'ndaki bazı takımyıldızlarda o kadar çok değişen yıldız vardır ki, bunlar için ek terimler gerekmektedir. QZ'den sonraki değişenler V335, V336 vb. olarak adlandırılırlar. Sonra yıldızları simgeleyen harfler takımyıldızın latince adının –in hali ile birleştirilir. En yaygın olarak, AAVSO'ya yollanacak raporlarda zorunlu olduğu gibi, üç harflik kısaltma kullanılır.
Bu terminolojik sistem ilk defa 1800'lerin ortalarında tarafından ortaya atılmıştır. Argelander'in bu sıralamaya büyük R ile başlamasının iki nedeni vardı: Küçük harfler ve alfabenin ilk sırasındaki harfler diğer cisimlere ayrılmış; büyük harfler ve alfabenin sonlarındaki harfler kullanılmamıştı. Ayrıca Argelander yıldız değişkenliğinin nadir bir olay olduğunu ve bir takımyıldız içinde 9'dan fazla değişen yıldızın yer alamayacağını düşünüyordu (bugün bunun kesinlikle doğru olmadığını biliyoruz).
Sınıflandırma
İki çeşit değişen yıldız vardır: Bünyesel (intrinsic) ve dıştan değişenler (extrinsic).
- Bünyesel değişen yıldızlar: Değişkenliği yıldızın içinde ya da yıldız sistemindeki fiziksel değişiklikten oluşur ve iki alt gruba ayrılır.
- Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır.
- Kataklizmik veya patlayan değişenler, ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.
- Dıştan değişen yıldızlar: başka bir yıldızın örtmesi ya da yıldız sistemindeki dönmeden kaynaklanan tutulma nedeniyle ortaya çıkar ve iki altgruba ayrılır.
- Örten ikililer, yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur.
- Dönen değişenler, ışıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden (yıldız lekeleri) kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönen yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.
Bünyesel değişen yıldızlar
Türlere ait örnekler bu bölüm içerisinde verilmiştir.
Zonklayan değişen yıldızlar
Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır. Zonklamalar, radyal (merkezden yayılan) ya da radyal olmayan şekildedir. Radyal atımlı bir yıldızın biçimi küresel kalır, oysaki radyal olmayan atımlar yapan bir yıldız, dönemsel olarak küresellikten sapabilir. Aşağıdaki zonklayan değişken yıldız tipleri, atım dönemleri, kütleleri ve yıldız etrafındaki evrimsel durumları ile atım karakterleri bakımından birbirlerinden ayrılabilir.
Sefeler ve sefe benzeri değişenler
1 ila 70 günlük dönemler halinde ve 0.1 ila 2 kadir parlaklığı arasında zonklarlar. Bu dev yıldızlar maksimum kadirde iken yüksek ışınımda ve F tayf sınıfında, minimum kadirde ise G'den K'ya kadarki tayf konumundadır. Bir Sefe'nin tayf sınıfı harfi ne kadar sonra ise, dönemi de o kadar uzundur. Sefeler, dönem / parlaklık bağlantısına uyarlar ve parlak ve kısa dönemlidirler.
Delta Sefe değişenleri
Parlaklıklarındaki değişim 0,1 ila 2 kadir farkı arasında olur. Bu değişim önce ani bir artış, sonra yavaş bir azalma olarak görülür. Sefelerin uzaklıklarıyla, mutlak parlaklıkları (belirli bir uzaklıktan (10 parsek), ölçülen parlaklık) arasında bir ilişki vardır. Bu nedenle gökadaların ya da küresel kümelerin uzaklıkları ölçülürken, içlerinde bulunan bu yıldızlardan yararlanılır.
W Virginis değişenleri
W Virginis değişenleri hem hale 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. W Virginis değişenlerinin 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.
RR Lyrae değişenleri
Kısa dönemli (0.05 ile 1.2 gün), zonklayan, genellikle A sınıfı tayflı beyaz dev yıldızlardır. Sefelerden daha yaşlı ve daha az kütlelidirler. RR Lyrae yıldızlarının değişim genliği 0.3 ile 2 kadir arasındadır.
Delta Scuti değişenleri
Delta Scuti (δ Scuti) yıldızları, dönemleri 0.3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0.001 kadirden 0.8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki "karasızlık kuşağı" içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir.
SX Phoenicis değişenleri
PopII üyesi zonklayan A2-F5 altcüceleri (Çoğul dönemli).
Erken tayf (O ve B) Mavi-beyaz değişenler
Beta Cephei (β 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. Bu grubun, 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.
PV Telescopii değişenleri
Helyum üstdevleri, Bp yıldızlarıdır.
Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler
Dönemleri 30 ile 1000 gün arasında değişen zonklayan kırmızı dev ya da üstdevlerdir. Tayfları genellikle M, R, C ya da N türündendir. Mira ve Yarı Düzenli diye 2 alt sınıfı vardır.
Mira değişenleri
Bu kırmızı dev değişenler 80 ila 1000 gün arası döneme sahiptir ve görünür parlaklıkları 2.5 kadirden fazla değişir.
Yarı düzenli değişenler
Yarı düzenli ya da düzensiz aralıklarla ışık değişikliği dönemleri gösteren dev ya da üst devlerdir. Dönemleri 30 ila 1000 gün arasındadır ve parlaklık değişimleri 2.5 kadirden azdır.
Yavaş düzensiz değişenler
Çoğu kırmızı dev olan bu yıldızlar, zonklayan türdendir. Adından da belli olduğu gibi ışık değişiklikleri genellikle dönemsel olmayıp, bazen de belli belirsiz bir dönemleri vardır.
RV Tauri değişenleri
Karakteristik ışık eğrileri derinden sığa değişen minimumlar gösteren sarı üst devlerdir. Dönemleri, 30 ile 150 gün aralığında iki derin minimum ile tarif edilir. Parlaklık değişimleri 3 kadir kadar olabilir. Bunların bazıları yüzlerceden binlerce güne kadar sürebilen uzun dönem değişkenliği gösterirler. Genellikle tayf sınıfları G ile K arasındadır.
Alfa Cygni değişenleri
GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A süperdevleri α Cygni değişenleri olarak adlandırılmış ve zonklayan yıldızlar sınıfına sokulmuştur. Bu grupta sadece B ve A türü üstdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır.
Zonklayan beyaz cüceler
Çapsal olmayan zonklamalar yapan beyaz cücelerdir. Işık değişim dönemleri 30 saniye ile 25 dakika arasında değerlere sahiptir. V bandında ışık değişim genlikleri 0.2 kadir mertebesine kadar ulaşabilmektedir. ZZ Ceti değişenleri gösterdikleri tayf türlerine göre GCVS de 3 alt gruba ayrılmışlardır:
- ZZA: hidrojen soğurma çizgili DA tayf türündeki beyaz cüceler (ZZ Cet gibi)
- ZZB: helyum soğurma çizgili DB tayf türündeki beyaz cüceler (V777 Her gibi)
- ZZO: Sürekli tayf veya PNNV ("değişken gezegenimsi bulutsu çekirdeği") yapılı DO tayf türündeki beyaz cüceler (GW Vir gibi)
Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar
Ön yıldızlar
Anakol öncesi yıldızlar (PMS), yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.
Herbig Ae/Be yıldızları
Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan (Herbig Ae/Be yıldızlarının), T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve morötesi bölge tayflarında izlenen salma çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cygni profiline sahip yapılar, kızılötesi ve milimetre-altı dalgaboylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar.
Orion değişenleri
Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Orionis türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak "Orion Değişenleri" veya "Orion Popülasyonu" da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından "Bulutsu değişenleri" olarak da adlandırılmışlardır.
FU Orionis değişenleri
FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır.
Ana kol değişenleri
Wolf-Rayet değişenleri
Etkin sıcaklıkları 30000-50000 °K arasında olan, oldukça yüksek ışınım gücüne sahip genç Pop I üyesi yıldızlardır. Tayflarında, yüksek iyonizasyon seviyelerine ait geçişlerle oluşmuş, oldukça geniş ve şiddetli C, N, O, He ve Si salma çizgileri hakimdir. Soğurma tayfları ise normal O-B türü yıldızlara benzemektedir.
Parıltılı yıldızlar
Kromosfer ve koronalarında çok şiddetli süreçlerle oluşan püskürmeler (flare) sonucu ışık değişimi gösteren yıldızlar.
Devler ve üstdevler
Büyük yıldızlar nispeten maddelerini kolayca kaybederler. Bu nedenle patlamalar dev ve üstdev yıldızlar arasında çok yaygındır.
Parlak mavi değişenler (LBV)
Tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan 'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.
Gama Cassiopeiae değişenleri
(γ Cas) değişenleri; üstdev olmayan, hızlı dönen ve emisyon çizgilerine sahip B sınıfı yıldızlardır. Düzensiz dalgalanmaları 1,5 kadirin üzerindedir.
R Coronae Borealis değişenleri
Nadir, parlak, hidrojen fakiri, karbon zengini üst devler olup, zamanlarının çoğunu maksimum parlaklıkta geçiren, bazen de düzensiz aralıklarla 9 kadir kadar sönebilen yıldızlardır. Sonra yavaşça birkaç aydan bir yıla kadar olan dönemde yeniden maksimum parlaklıklarına ulaşırlar. Bu grubun üyelerinin tayf türleri F'den K'ya ve R'ye kadar değişir.
Patlayan ikili yıldızlar
RS Canum Venaticorum değişenleri
Ca II'nin H&K salmasına sahip yakın çiftlerdir.
Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar
Patlayan değişenler olarak da bilinirler. Adının işaret ettiği gibi ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.
Süpernovalar
Bu dev yıldızlar ani ve dramatik değişimler gösterir ve bir felaket patlaması sonunda parlaklıkları 20 kadir ya da daha fazla artabilir.
Novalar
Bu yakın çift yıldız sistemleri, birincil yıldızı etrafında madde biriken bir beyaz cüce ve ikincil yıldızı düşük kütleli (güneşimizden biraz daha soğuk) bir ana kol yıldızından oluşur. İkincilden akan maddenin zamanla birikip beyaz cücenin yüzeyinde nükleer patlama yaratarak yanmasıyla sistemin parlaklığı bir ila birkaç yüz gün süresince 7 ila 16 kadir arasında artar. Patlamadan sonra yıldız yıllar içinde yavaş yavaş eski parlaklığına döner. Maksimum parlaklık civarında yıldızın tayfı A ya da F dev yıldızları gibidir.
Cüce novalar
Güneşimizden biraz daha soğuk bir kırmızı cüce, bir beyaz cüce ve onu çevreleyen bir birikim diskinden oluşan, birbirlerine yakın çiftlerdir. Beyaz cücenin dengede olmayan diskten çektiği madde nedeniyle parlaklık 2 ila 6 kadir arasında artabilir. U Geminorum, Z Camelopardalis ve SU Ursae Majoris yıldızları olmak üzere üç alt sınıfları vardır:
- U Geminorum yıldızları, minimum parlaklıkta geçen sessizlik (etkinsizlik) devresinden sonra birdenbire parlarlar. Yıldızına göre bu olay 30-500 günde bir olur ve 5-20 gün kadar sürer.
- Z Camelopardalis yıldızları, fiziksel olarak U Geminorum yıldızlarına benzerler. "Hareketsiz duruş" diye adlandırılan bir sabit parlaklık evresiyle bölünen ve tekrarlanan değişimler gösterirler. Hareketsizlik evresi, maksimum ile minimum arasında yaklaşık üçte bir parlaklık seviyesinde çakılı olarak birkaç tekrar boyunca sürer.
- SU Ursae Majoris yıldızları, fiziksel olarak Geminorum yıldızlarına benzer. Sistemin 2 değişik parlaması vardır; biri sönük, sık ve 1-2 günlük kısa süreli; diğeri parlak, daha seyrek ve 10-20 gün süren “süper parlama” şeklindedir. Süper parlamalar sırasında küçük dönemsel değişimler (süper tepeler) belirir.
Z Andromedae değişenleri
Simbiyotik (ortak yaşayan) yıldızlardır.
Dış etkenli değişen yıldızlar
Yıldızın dışında gerçekleşen fiziksel süreçlerle oluşan değişimlerdir.
Dönel değişen yıldızlar
Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönel yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.
Küresel olmayan yıldızlar
Eliptik değişenler
Eliptik değişenler, tutulma göstermeyen çift yıldız sistemleridir. Bileşenlerinden biri veya her ikisi de karşılıklı tedirginlik kuvvetleri etkisi altında, birbirlerini birleştiren doğrultu boyunca uzamış ve "dönel eliptik" şeklini almıştır. Bu şekilde bir geometriye sahip bileşen yıldızlar, bir yörünge dönemi boyunca çift minimum ve çift maksimumlu bir ışık eğrisi vermektedir. İleri ölçüde şekil bozulmasına uğramış bileşenlerin sivri uçlarına yakın bölgelerinde (L1 noktası yönünde) daha güçlü kenar kararması etkisi gösterdikleri izlenmiştir ve bu bölgelerin oluşturduğu minimumlar göreli olarak daha derin olabilmektedir.
Yıldız lekeleri
Yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır.
FK Comae Berenices değişenleri
FK Com değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Com'un hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır.
BY Draconis değişeni yıldızları
Tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parklaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır.
Manyetik alanlar
Alfa-2 Canum Venaticorum değişenleri
B8p-A7p türü anakol yıldızlarıdır.
SX Arietis değişenleri
Yüksek sıcaklıklı α2 CVn yıldızlarıdır.
Optik değişen atarcalar
Atarcalar, çok hızlı dönen nötron yıldızlarıdır ve sonderece düzgün aralıklarla atmalar (puls) üretmektedirler. Dönemleri 1.558 msn ile 4.308 sn arasındadır. Atarcalar genellikle elektromanyetik tayfın radyo bölgesinde üretikleri atmalar ile farkına varılırlar. Bu nedenle "" olarak adlandırılar. Bunların arasından çok az sayıda örnek, görsel bölgede atmalar gösterir. Radyo ve görsel bölge pulsarlarının, ile karıştırılmaması gerekir. X-ışın atarcaları, adlarından da anlaşılacağı gibi, ışınımlarını (atmalarını) x-ışınları bölgesinde yapan ve çift sistem üyesi olan nötrön yıldızlarıdır.
Örten ikililer
Yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur. Sistemin yörünge dolanım dönemiyle aynı olan tutulmanın dönemi birkaç dakikadan yıllara kadar olabilir.
Algol değişenleri
Algol türü sistemler (EA), örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle) veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı).
Beta Lyrae değişenleri
GCVS'de EB olarak kodlanan bu alt grup, ışık eğrisi biçimine göre yapılmış sınıflamanın bir ürünüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin baş minimum derinlikleri, yan minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur. Baskın tayf türü B-A arasındadır.
W Ursae Majoris değişenleri
Parlaklığı 7.75m ve 8.48m arasında değişen bir çift yıldızdır.
Gezegen geçişleri
Gezegenleri olan yıldızlar, gezegenleri Dünya ile yıldız arasından geçtiğinde parlaklık değişimleri de gösterebilir. Bu değişimler, yıldız yoldaşlarında görülenlerden çok daha küçüktür ve yalnızca son derece hassas gözlemlerle saptanabilir. Örnekler arasında HD 209458 ve ile Kepler Görevi tarafından tespit edilen tüm gezegenler ve gezegen adayları sayılabilir. GCVS'de "EP" olarak sınıflandırılır.
Kaynakça
- ^ Yayın organı: IBVS (Information Bulletin of Variable Stars) IBVS
- ^ Yayın organı: Bibliography & Program Notes on Close Binaries (BPN) vol: 1-65 Bibliography of Close Binaries (BCB) vol: 66-(devam ediyor) bcb 12 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ^ Cox, John P., Theory of Stellar Pulsation, Princeton, (1980)
- ^ pp. 891, 895, Physics of white dwarf stars 21 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
- ^ p. 3525, White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, ed. Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. .
- ^ §1.1, 1.2, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram 27 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248.
- ^ §1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209 26 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.
Ayrıca bakınız
Dış bağlantılar
- The American Association of Variable Star Observers2 Şubat 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- GCVS Variability Types11 Mayıs 2015 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
Degisen yildiz parlakliklari zaman icinde degisen yildizlardir Parlakliklari genelde ya cok gencken ya da cok yasli iken degisir Bunun nedeni ya genisleme daralma puskurme gibi yildizin ic dinamiginden ya da iki ya da daha fazla yildizin birbirlerinin yorungelerinde donerken olusturduklari tutulmalardan kaynaklanan dis dinamiklerden dolayi olusur 2000 yilina kadar 30 000 in uzerinde degisken yildiz bulunup kataloglanmistir Ayrica 14 000 kadar baska yildizda parlaklik degisiminden suphelenilmektedir Gunesimiz ve Kutup Yildizi dahil olmak uzere bircok yildizin yeterli duyarlilikta olculdugunde parlakliklari degismektedir Sefe degiseni yildizlar iceren Uc Bogumlu BulutsuHubble Uzay Teleskobu tarafindan kesfedilen ilk degisen yildiz olan Mira Ceti yildizi Kesif1638 de Johannes Holwarda Omicron Ceti nin 11 aylik surelerle zonkladigini kesfetti 1596 da David Fabricius Omicron Ceti yi bir nova olarak nitelendirmisti 1642 yilinda Johannes Hevelius tarafindan Mira Latince mukemmel adi verildi Ikinci olarak Algol 1669 yilinda Geminiano Montanari tarafindan degisen olarak tanimlandi 1784 yilinda degisen icin dogru bir tanimlama yapti Daha sonra 1686 yilinda yi ve 1704 yilinda yi kesfetti ve bunlari digerleri izledi 1786 yilina gelindiginde on degisen yildiz biliniyordu John Goodricke Delta Cephei ve yi kesfetti Degisen yildizlarin kesfi 1850 yilindan ve ozellikle de 1890 yilindan sonra fotografi tekniginin gelismesiyle buyuk bir hizla artmistir Degisen turleriDegisenlik icin en yaygin tur parlaklik degisimidir ama diger turlerde de tayflarda cok ozel degisiklikler meydana gelir Gok bilimciler gozlemledikleri tayf degisikliklerini isik egrisi verileri ile birlestirerek yeni tanimlamalar yapmislardir Degisen yildiz gozlemleri Degisen yildiz RR Lyrae nin isik egrisi Degisen yildiz gozlemleri bir ekseninde gorunur parlaklik kadir digerinde birimi genellikle Julyen Gunu JG olan zaman cinsinden isik egrisi denen bir grafik uzerine isaretlenir Y ekseninde parlaklik olcegi asagidan yukari dogru artacak sekilde ve X ekseninde gun soldan saga artacak sekilde cizilir Yildizlarin donemsel davranislari hakkindaki bilgiler yorunge donemleri ve yildiz patlamalarinin duzenlilik ya da duzensizlik derecesi isik egrisinden yararlanilarak bulunabilir Isik egrisinin daha ayrintili incelenmesi gok bilimcilerin yildizlarin kutlelerini ya da boyutlarini hesaplamasini saglar Onlarca yillik gozlem verileri bir yildizin degisim donemini aciga cikartir Hatta bu durum yildizin yapisal degisikliginin bir isareti bile olabilir Karina Bulutsusu na gomulu bir degisen yildiz olan Eta Carinae Degisen yildizlarin kisa zaman olceklerinde veya anlik olusan degisimlerine ait parametreler evrimleri boyunca daha uzun zaman olcekli degisimler de gosterebilmektedir Ornegin bilesenleri arasinda madde alisverisi olan kisa donemli bir cift yildizin fotometrik ve tayfsal gozlemlerinde bu etkinlige iliskin izler kisa zaman olceklerinde degisimler yaratirken uzun vadede sistemin yorunge doneminin degisim gostermesine neden olacaktir Delta Scuti d Scuti turu zonklayan bir degisenin zonklama doneminin suresi yildiz evrimlestikce gosterecegi cap degisiminden etkilenecektir Degisen yildizlarin tipik fotometrik parametrelerinin uzun zaman olcekleri icinde izlenmesi parlaklik ve renk degisimine neden olan fiziksel sureclerin daha iyi anlasilmasini saglayacaktir Ancak eldeki gozlemsel veri miktari bu anlamda bir irdeleme icin henuz yeterli boyutlarda degildir ve gozlemlerin buyuk bir kismi gelecek kusaklara miras olarak birakilmaktadir Bu acidan bakildiginda degisen yildizlarin uzun zaman araligina dagilmis kesintisiz gozlemlerinin yapilmasi ve bu gozlemlerin sistematik olarak arsivlenmesi buyuk onem tasimaktadir Gunumuzde bircok uluslararasi hakemli dergiler degisen yildizlar uzerine yapilmis calismalari yayina kabul ederken fazla yer tuttugu gerekcesi ile orijinal gozlem verilerini yayinlamaktan kacinmaktadir Bu ise zaman icinde eldeki orijinal gozlem verisinin bir sekilde kaybolmasina yol acmaktadir Bunu onlemek amaci ile Uluslararasi Astronomi Birligi IAU nun International Astronomical Union komisyonlari uzun sureden beri degisen yildizlarin yayinlanmamis fotometrik gozlemlerinin arsivlenmesini ustlenmislerdir Viyana Gozlemevi nden M Breger in onderliginde baslayan ve su anda nden E Schmidt ile devam eden bu organizasyon gozlemlerin elektronik formatta CDS Centre de Donnees Astronomiques de Strasbourg veri tabani yolu ile arsivlenmesini ve dagitimini gerceklestirmektedir Arsivde yer alan yildizlarin gozlemlerine iliskin bilgiler duzenli olarak IBVS Information Bulletin of Variable Stars Konkoly Obs Budapest periyodiginde yayinlanmaktadir Degisen yildizlar konusunda genel taramalar yapmak ve bilgi erisimi saglamak icin cesitli kataloglar ve elektronik veri tabanlari mevcuttur Bunlardan en onemlileri GCVS Katalogu General Catalogue of Variable Stars 1 11 Kasim 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde ADS veri tabani Astrophysics Data System NASA 2 19 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde SIMBAD veri tabani Set of Identifications Measurements and Bibliography for Astronomical Data 3 7 Aralik 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde CDS veri tabani Centre de Donnees Astronomiques de Strasbourg 4 26 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde Ayrica cok sayida amator organizasyon degisen yildizlarin sistematik gozlemlerinin yapilmasi ve arsivlenmesi konusunda calismaktadir Bu organizasyonlarin katkisi goz ardi edilemeyecek olcude buyuktur Bunlardan en onemlileri AAVSO American Association of Variable Star Observers 5 2 Subat 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde BAAVSS British Astronomical Association Variable Star Section 6 3 Mayis 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde AFOEV Association Francaise des Observateurs d Etoiles Variables 7 21 Nisan 1999 tarihinde Wayback Machine sitesinde RASNZ Royal Astronomical Society of New Zealand 8 27 Kasim 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde BAV Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft fur Veranderliche Sterne 9 14 Subat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde IAPPP International Amateur Professional Photoelectric Photometry 11 29 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde BBSAG Bedeckungsveranderlichen Beobachter der Schweizerischen Astronomische Gesellschaft 12 29 Ekim 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde VSNET International Mailing List on Variable Stars 13 olu kirik baglanti CAS Czech Astronomical Society Variable Star Section 14 11 Mayis 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde B R N O O C Gateway 15 15 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde Open European Journal on Variable stars 16 3 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde MEDUZA Krakow Observatory Kreiner s O C Catalogue 18 15 Subat 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde Krakow Observatory Minima Database 19 15 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde GEOS Groupe Europeen d Observation Stellaire 20 20 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde VSOLJ Variable Star Observers League in Japan 21 24 Agustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde Eclipsing Binary Observers 22 23 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde Degisen yildizlar konusunda tum dunya astronomlari tarafindan olusturulan resmi organizasyonu ise Uluslararasi Astronomi Birligi IAU nun iki komisyonu yurutmektedir 27 Komisyon Commission 27 Variable Stars 23 23 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde 47 Komisyon Commission 42 Close Binary Stars 24 3 Mayis 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde Degisen yildizlarin isimlendirilmesiDegisen yildiz isimleri Uluslararasi Astronomi Birligi I A U tarafindan atanan bir komite tarafindan belirlenir Adlandirma bir takimyildiz icindeki degisen yildizlarin kesfedilme sirasina gore yapilir Bulunan yildizin eger Yunan harfi ile baslayan ismi varsa yildiz o adla anilmaya devam eder Aksi takdirde bir takimyildizdaki ilk degisen yildiz R harfi ile adlandirilir ondan sonraki S olur ve bu sekilde Z ye kadar devam eder Bir sonraki yildiz RR olarak isimlendirilir sonra RS den RZ ye kadar SS den SZ ye kadar adlandirma devam eder ve boylece ZZ ye gelinir Bundan sonra alfabede basa donulur ve AA AB ile baslayip QZ ye kadar devam eder J harfinin kullanilmadigi bu sistem 334 ismi kapsar Samanyolu ndaki bazi takimyildizlarda o kadar cok degisen yildiz vardir ki bunlar icin ek terimler gerekmektedir QZ den sonraki degisenler V335 V336 vb olarak adlandirilirlar Sonra yildizlari simgeleyen harfler takimyildizin latince adinin in hali ile birlestirilir En yaygin olarak AAVSO ya yollanacak raporlarda zorunlu oldugu gibi uc harflik kisaltma kullanilir Bu terminolojik sistem ilk defa 1800 lerin ortalarinda tarafindan ortaya atilmistir Argelander in bu siralamaya buyuk R ile baslamasinin iki nedeni vardi Kucuk harfler ve alfabenin ilk sirasindaki harfler diger cisimlere ayrilmis buyuk harfler ve alfabenin sonlarindaki harfler kullanilmamisti Ayrica Argelander yildiz degiskenliginin nadir bir olay oldugunu ve bir takimyildiz icinde 9 dan fazla degisen yildizin yer alamayacagini dusunuyordu bugun bunun kesinlikle dogru olmadigini biliyoruz SiniflandirmaIki cesit degisen yildiz vardir Bunyesel intrinsic ve distan degisenler extrinsic Bunyesel degisen yildizlar Degiskenligi yildizin icinde ya da yildiz sistemindeki fiziksel degisiklikten olusur ve iki alt gruba ayrilir Zonklayan degisenler yuzey katmanlarinda donemsel genisleme gosteren yildizlardir Kataklizmik veya patlayan degisenler ara sira yuzey tabakalarinda ya da derinliklerinde termonukleer etkilesimler sonucu zaman zaman cok guclu patlamalar gorulur Distan degisen yildizlar baska bir yildizin ortmesi ya da yildiz sistemindeki donmeden kaynaklanan tutulma nedeniyle ortaya cikar ve iki altgruba ayrilir Orten ikililer yorunge duzlemleri bakis cizgimize yakin ciftli sistemlerdir Uyeleri duzenli olarak birbirlerini orterler ve gorunur parlakliklarinda belirgin azalmalar olur Donen degisenler isiklarinda yuzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bolgelerden yildiz lekeleri kaynaklanan ufak degisiklikler gosterirler Donen yildizlar genellikle ciftli sistemlerdir Bunyesel degisen yildizlarHertzsprung Russell diyagrami icindeki bunyesel ic etkenli degisen turleri Turlere ait ornekler bu bolum icerisinde verilmistir Zonklayan degisen yildizlar Zonklayan degisenler yuzey katmanlarinda donemsel genisleme gosteren yildizlardir Zonklamalar radyal merkezden yayilan ya da radyal olmayan sekildedir Radyal atimli bir yildizin bicimi kuresel kalir oysaki radyal olmayan atimlar yapan bir yildiz donemsel olarak kuresellikten sapabilir Asagidaki zonklayan degisken yildiz tipleri atim donemleri kutleleri ve yildiz etrafindaki evrimsel durumlari ile atim karakterleri bakimindan birbirlerinden ayrilabilir Sefeler ve sefe benzeri degisenler 1 ila 70 gunluk donemler halinde ve 0 1 ila 2 kadir parlakligi arasinda zonklarlar Bu dev yildizlar maksimum kadirde iken yuksek isinimda ve F tayf sinifinda minimum kadirde ise G den K ya kadarki tayf konumundadir Bir Sefe nin tayf sinifi harfi ne kadar sonra ise donemi de o kadar uzundur Sefeler donem parlaklik baglantisina uyarlar ve parlak ve kisa donemlidirler Delta Sefe degisenleri Parlakliklarindaki degisim 0 1 ila 2 kadir farki arasinda olur Bu degisim once ani bir artis sonra yavas bir azalma olarak gorulur Sefelerin uzakliklariyla mutlak parlakliklari belirli bir uzakliktan 10 parsek olculen parlaklik arasinda bir iliski vardir Bu nedenle gokadalarin ya da kuresel kumelerin uzakliklari olculurken iclerinde bulunan bu yildizlardan yararlanilir W Virginis degisenleri W Virginis degisenleri hem hale 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 W Virginis degisenlerinin 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 RR Lyrae degisenleri Kisa donemli 0 05 ile 1 2 gun zonklayan genellikle A sinifi tayfli beyaz dev yildizlardir Sefelerden daha yasli ve daha az kutlelidirler RR Lyrae yildizlarinin degisim genligi 0 3 ile 2 kadir arasindadir Delta Scuti degisenleri Delta Scuti d Scuti yildizlari donemleri 0 3 gunden kisa A veya F tayf turunden birkac 0 001 kadirden 0 8 kadire kadar gorsel bolge genliklerine sahip zonklayan degisenlerdir H R diyagramindaki karasizlik kusagi icinde yer alirlar d Scuti lerin H R diyagramindaki konumlari ustten klasik sefeler alttan ise zonklayan beyaz cucelerle sinirli genis bir alandir Bu derece genis bir alanda yildiz cesitliligi oldukca fazladir ve en genc disk populasyonlarindan yasli halo yildizlarina kadar farkli yildizlar d Scuti turu degisenler grubuna girebilmektedir SX Phoenicis degisenleri PopII uyesi zonklayan A2 F5 altcuceleri Cogul donemli Erken tayf O ve B Mavi beyaz degisenler Beta Cephei degisenleri Beta Cephei b 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 Bu grubun 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 PV Telescopii degisenleri Helyum ustdevleri Bp yildizlaridir Uzun donemli ve Yari duzenli degisenler Donemleri 30 ile 1000 gun arasinda degisen zonklayan kirmizi dev ya da ustdevlerdir Tayflari genellikle M R C ya da N turundendir Mira ve Yari Duzenli diye 2 alt sinifi vardir Mira degisenleri Bu kirmizi dev degisenler 80 ila 1000 gun arasi doneme sahiptir ve gorunur parlakliklari 2 5 kadirden fazla degisir Yari duzenli degisenler Yari duzenli ya da duzensiz araliklarla isik degisikligi donemleri gosteren dev ya da ust devlerdir Donemleri 30 ila 1000 gun arasindadir ve parlaklik degisimleri 2 5 kadirden azdir Yavas duzensiz degisenler Cogu kirmizi dev olan bu yildizlar zonklayan turdendir Adindan da belli oldugu gibi isik degisiklikleri genellikle donemsel olmayip bazen de belli belirsiz bir donemleri vardir RV Tauri degisenleri Karakteristik isik egrileri derinden siga degisen minimumlar gosteren sari ust devlerdir Donemleri 30 ile 150 gun araliginda iki derin minimum ile tarif edilir Parlaklik degisimleri 3 kadir kadar olabilir Bunlarin bazilari yuzlerceden binlerce gune kadar surebilen uzun donem degiskenligi gosterirler Genellikle tayf siniflari G ile K arasindadir Alfa Cygni degisenleri GCVS tanimlamasina gore yuksek isinim guclu ve isik degisimi gosteren B ve A superdevleri a Cygni degisenleri olarak adlandirilmis ve zonklayan yildizlar sinifina sokulmustur Bu grupta sadece B ve A turu ustdevler degil ayni evrimsel duruma sahip olduklari gerekcesiyle O turu buyuk kutleli yildizlar ve daha gec tur yildizlar da yer almaktadir Zonklayan beyaz cuceler Capsal olmayan zonklamalar yapan beyaz cucelerdir Isik degisim donemleri 30 saniye ile 25 dakika arasinda degerlere sahiptir V bandinda isik degisim genlikleri 0 2 kadir mertebesine kadar ulasabilmektedir ZZ Ceti degisenleri gosterdikleri tayf turlerine gore GCVS de 3 alt gruba ayrilmislardir ZZA hidrojen sogurma cizgili DA tayf turundeki beyaz cuceler ZZ Cet gibi ZZB helyum sogurma cizgili DB tayf turundeki beyaz cuceler V777 Her gibi ZZO Surekli tayf veya PNNV degisken gezegenimsi bulutsu cekirdegi yapili DO tayf turundeki beyaz cuceler GW Vir gibi Kataklizmik patlayan degisen yildizlar On yildizlar Anakol oncesi yildizlar PMS yildizlararasi ortamdaki Yildizlararasi madde Interstellar Medium ISM maddelerden yeni olusmus ve merkezlerinde nukleer tepkimeleri baslatacak sicakliga henuz erismemis yildizlardir Dolayisiyla cekimsel buzulme sonucu sikisan yildiz maddesinin sagladigi enerji ile isinim yapmaktadirlar Herbig Ae Be yildizlari Herbig Ae Be yildizi Herbig tarafindan 1960 yilinda genel ozellikleri ortaya konan Herbig Ae Be yildizlarinin T Tauri yildizlari ile onemli olcude benzer yanlari vardir Gorsel ve morotesi bolge tayflarinda izlenen salma cizgileri kuvvetli kutle atimlarini isaret eden P Cygni profiline sahip yapilar kizilotesi ve milimetre alti dalgaboylarinda izlenen ve cevrelerinde onemli olcude tozdan olusma cevresel maddenin varligina isaret eden siddetli artik isinimlar gozlenen ortak ozelliklerdir Ayrica uzaydaki konumlari acisindan da T Tauri yildizlari ile benzerlik gostermektedirler ve genel olarak karanlik bulutsu bolgelerinde yer almaktadirlar Orion degisenleri Fiziksel anlamda birbirinden pek de farkli olmayan bazi yildizlar ayri alt gruplar olusturmuslardir Ornegin RW Aur turu degisenler GCVS de IS kodlu ile T Tauri yildizlari olarak adlandirilan GCVS de INT kodlu dusuk kutleli PMS yildizlari arasinda fiziksel acidan hicbir fark yoktur FU Orionis turu degisenler GCVS de FU kodlu ise evrimlerinin ozel bir safhasinda yer alan T Tauri yildizlaridir Bu turden degisenlere bazen genel olarak Orion Degisenleri veya Orion Populasyonu da denmektedir Cunku Orion yildiz olusum bolgesinde bahsedilen tum turlerden yildiz bulabilmek mumkundur Bu yildizlarin cogu halen olustuklari bulutsularin icinde yer aldiklarindan Bulutsu degisenleri olarak da adlandirilmislardir FU Orionis degisenleri FU Orionis turu yildizlarda gorulen patlamalar cevrelerindeki yigilma disklerinde olusan kararsizliklardan kaynaklanmaktadir Genellikle P Cygni profili gosteren salma cizgilerinin analizi sonucunda T Tauri yildizlarinin birkac 100 km sn mertebesinde yildiz ruzgarlarina sahip olduklari anlasilmistir Ana kol degisenleri Wolf Rayet degisenleri Etkin sicakliklari 30000 50000 K arasinda olan oldukca yuksek isinim gucune sahip genc Pop I uyesi yildizlardir Tayflarinda yuksek iyonizasyon seviyelerine ait gecislerle olusmus oldukca genis ve siddetli C N O He ve Si salma cizgileri hakimdir Sogurma tayflari ise normal O B turu yildizlara benzemektedir Pariltili yildizlar Kromosfer ve koronalarinda cok siddetli sureclerle olusan puskurmeler flare sonucu isik degisimi gosteren yildizlar Devler ve ustdevler Buyuk yildizlar nispeten maddelerini kolayca kaybederler Bu nedenle patlamalar dev ve ustdev yildizlar arasinda cok yaygindir Parlak mavi degisenler LBV Tayflari ve parlakliklarinda ongorulemeyen ve kimi zaman dramatik degisiklikler gosteren buyuk kutleli evrimlesmis yildizlardir Bu ozel degiskenlik turunu ilk kez gosteren ve Buyuk Macellan Bulutu nun en parlak yildizlarindan biri olan un ardindan S Doradus degisenleri olarak da belirtilmistir Olaganustu derecede nadirdirler Degisen Yildizlarin Genel Katalogu nda GCVS SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardir ve bunlarin bir kismi artik LBV olarak kabul edilmemektedir Gama Cassiopeiae degisenleri g Cas degisenleri ustdev olmayan hizli donen ve emisyon cizgilerine sahip B sinifi yildizlardir Duzensiz dalgalanmalari 1 5 kadirin uzerindedir R Coronae Borealis degisenleri Nadir parlak hidrojen fakiri karbon zengini ust devler olup zamanlarinin cogunu maksimum parlaklikta geciren bazen de duzensiz araliklarla 9 kadir kadar sonebilen yildizlardir Sonra yavasca birkac aydan bir yila kadar olan donemde yeniden maksimum parlakliklarina ulasirlar Bu grubun uyelerinin tayf turleri F den K ya ve R ye kadar degisir Patlayan ikili yildizlar RS Canum Venaticorum degisenleri Ca II nin H amp K salmasina sahip yakin ciftlerdir Kataklizmik veya patlayan degisen yildizlar Patlayan degisenler olarak da bilinirler Adinin isaret ettigi gibi ara sira yuzey tabakalarinda ya da derinliklerinde termonukleer etkilesimler sonucu zaman zaman cok guclu patlamalar gorulur Supernovalar Bu dev yildizlar ani ve dramatik degisimler gosterir ve bir felaket patlamasi sonunda parlakliklari 20 kadir ya da daha fazla artabilir Novalar Bu yakin cift yildiz sistemleri birincil yildizi etrafinda madde biriken bir beyaz cuce ve ikincil yildizi dusuk kutleli gunesimizden biraz daha soguk bir ana kol yildizindan olusur Ikincilden akan maddenin zamanla birikip beyaz cucenin yuzeyinde nukleer patlama yaratarak yanmasiyla sistemin parlakligi bir ila birkac yuz gun suresince 7 ila 16 kadir arasinda artar Patlamadan sonra yildiz yillar icinde yavas yavas eski parlakligina doner Maksimum parlaklik civarinda yildizin tayfi A ya da F dev yildizlari gibidir Cuce novalar Gunesimizden biraz daha soguk bir kirmizi cuce bir beyaz cuce ve onu cevreleyen bir birikim diskinden olusan birbirlerine yakin ciftlerdir Beyaz cucenin dengede olmayan diskten cektigi madde nedeniyle parlaklik 2 ila 6 kadir arasinda artabilir U Geminorum Z Camelopardalis ve SU Ursae Majoris yildizlari olmak uzere uc alt siniflari vardir U Geminorum yildizlari minimum parlaklikta gecen sessizlik etkinsizlik devresinden sonra birdenbire parlarlar Yildizina gore bu olay 30 500 gunde bir olur ve 5 20 gun kadar surer Z Camelopardalis yildizlari fiziksel olarak U Geminorum yildizlarina benzerler Hareketsiz durus diye adlandirilan bir sabit parlaklik evresiyle bolunen ve tekrarlanan degisimler gosterirler Hareketsizlik evresi maksimum ile minimum arasinda yaklasik ucte bir parlaklik seviyesinde cakili olarak birkac tekrar boyunca surer SU Ursae Majoris yildizlari fiziksel olarak Geminorum yildizlarina benzer Sistemin 2 degisik parlamasi vardir biri sonuk sik ve 1 2 gunluk kisa sureli digeri parlak daha seyrek ve 10 20 gun suren super parlama seklindedir Super parlamalar sirasinda kucuk donemsel degisimler super tepeler belirir Z Andromedae degisenleri Simbiyotik ortak yasayan yildizlardir Dis etkenli degisen yildizlarYildizin disinda gerceklesen fiziksel sureclerle olusan degisimlerdir Donel degisen yildizlar Isiklarinda yuzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bolgelerden yildiz lekeleri kaynaklanan ufak degisiklikler gosterirler Donel yildizlar genellikle ciftli sistemlerdir Kuresel olmayan yildizlar Eliptik degisenler Eliptik degisenler tutulma gostermeyen cift yildiz sistemleridir Bilesenlerinden biri veya her ikisi de karsilikli tedirginlik kuvvetleri etkisi altinda birbirlerini birlestiren dogrultu boyunca uzamis ve donel eliptik seklini almistir Bu sekilde bir geometriye sahip bilesen yildizlar bir yorunge donemi boyunca cift minimum ve cift maksimumlu bir isik egrisi vermektedir Ileri olcude sekil bozulmasina ugramis bilesenlerin sivri uclarina yakin bolgelerinde L1 noktasi yonunde daha guclu kenar kararmasi etkisi gosterdikleri izlenmistir ve bu bolgelerin olusturdugu minimumlar goreli olarak daha derin olabilmektedir Yildiz lekeleri Yildiz lekeleri yigilma disklerinde kararsizlik manyetik kokenli flare aktivitesi veya cift yildiz bileseni olarak cevresel madde tarafindan ortme ortulme olaylaridir FK Comae Berenices degisenleri FK Com degisenleri hizli donen dev yildizlardir ve isik degisimleri yuzey parlaklik dagilimlarinin tekduze olmamasindan kaynaklanmaktadir Yuzey parlaklik dagilimini tekduzelikten saptiran temel etki soguk gunes benzeri fotosferik lekelerdir Gec tur hizli donen dev yildizlardir ve bu nedenle ileri duzeyde kromosferik etkinlik de gosterirler Grubun prototipi FK Com un hizli donmesi goz onune alinarak W UMa turu degen cift yildizlarin birbirleri icine girmesi sonucu olustuklarina inanilmaktadir BY Draconis degiseni yildizlari Tayflarinda hidrojen salma cizgileri ile karakterize olan dKe ve dMe tayf turunden gec tur cuce yildizlardir Bu yildizlarda izlenen parklaklik degisimi tekduze olmayan yuzey parlaklik dagilimlarindan kaynaklanmaktadir Fotosferlerine oranla daha soguk olan gunes benzeri leke bolgelerinin yildizin yarimkurelerinden birinde daha fazla yer almasi halinde donme modulasyonu etkisiyle isik degisimi ortaya cikmaktadir Manyetik alanlar Alfa 2 Canum Venaticorum degisenleri B8p A7p turu anakol yildizlaridir SX Arietis degisenleri Yuksek sicaklikli a2 CVn yildizlaridir Optik degisen atarcalar Atarcalar cok hizli donen notron yildizlaridir ve sonderece duzgun araliklarla atmalar puls uretmektedirler Donemleri 1 558 msn ile 4 308 sn arasindadir Atarcalar genellikle elektromanyetik tayfin radyo bolgesinde uretikleri atmalar ile farkina varilirlar Bu nedenle olarak adlandirilar Bunlarin arasindan cok az sayida ornek gorsel bolgede atmalar gosterir Radyo ve gorsel bolge pulsarlarinin ile karistirilmamasi gerekir X isin atarcalari adlarindan da anlasilacagi gibi isinimlarini atmalarini x isinlari bolgesinde yapan ve cift sistem uyesi olan notron yildizlaridir Orten ikililer Yorunge duzlemleri bakis cizgimize yakin ciftli sistemlerdir Uyeleri duzenli olarak birbirlerini orterler ve gorunur parlakliklarinda belirgin azalmalar olur Sistemin yorunge dolanim donemiyle ayni olan tutulmanin donemi birkac dakikadan yillara kadar olabilir Algol degisenleri Algol turu sistemler EA orten cift yildizlarin isik egrisi bicimlerine gore yapilan siniflamanin bir grubunu teskil etmektedirler Tutulmalar disindaki isik siddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak degisimler basiklik ve yansima etkilerinden kaynaklanmaktadir Buna bagli olarak tutulma baslama ve bitis zamanlari gozlenen isik egrileri uzerinden dogrudan hesaplanabilmektedir Aralarinda cok farkli minimum derinlikleri gosteren sistemler bulunmaktadir 0 01 kadirden birkac kadire kadar Genelde minimum derinlikleri esit degildir Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine esit olan Algol turu sistemler de mevcuttur Bazi orneklerinde ikinci minimum derinligi son derece sigdir yildizlardan birinin cok soguk olmasi nedeniyle veya hic gorunmez yuksek yorunge basikligindan dolayi Beta Lyrae degisenleri GCVS de EB olarak kodlanan bu alt grup isik egrisi bicimine gore yapilmis siniflamanin bir urunudur Tutulmalar disindaki isik degisiminde kesikli yapilar yoktur ve surekli bir degisim soz konusudur Bu kosullar altinda tutulma baslangici ve bitisini isik egrisinden kestirebilmek oldukca zordur GCVS deki onerilere gore EB ve EW turleri arasindaki ayrim birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasindaki farka bakilarak yapilmaktadir Buna gore EB turu sistemlerin bas minimum derinlikleri yan minimum derinliklerine gore oldukca fazladir Yorunge donemleri genelde 1 gunden daha uzundur Baskin tayf turu B A arasindadir W Ursae Majoris degisenleri Parlakligi 7 75m ve 8 48m arasinda degisen bir cift yildizdir Gezegen gecisleri Gezegenleri olan yildizlar gezegenleri Dunya ile yildiz arasindan gectiginde parlaklik degisimleri de gosterebilir Bu degisimler yildiz yoldaslarinda gorulenlerden cok daha kucuktur ve yalnizca son derece hassas gozlemlerle saptanabilir Ornekler arasinda HD 209458 ve ile Kepler Gorevi tarafindan tespit edilen tum gezegenler ve gezegen adaylari sayilabilir GCVS de EP olarak siniflandirilir Kaynakca Yayin organi IBVS Information Bulletin of Variable Stars IBVS Yayin organi Bibliography amp Program Notes on Close Binaries BPN vol 1 65 Bibliography of Close Binaries BCB vol 66 devam ediyor bcb 12 Subat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde Cox John P Theory of Stellar Pulsation Princeton 1980 pp 891 895 Physics of white dwarf stars 21 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde D Koester and G Chanmugam Reports on Progress in Physics 53 1990 pp 837 915 p 3525 White dwarfs Gilles Fontaine and Francois Wesemael in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics ed Paul Murdin Bristol and Philadelphia Institute of Physics Publishing and London New York and Tokyo Nature Publishing Group 2001 ISBN 0333750888 1 1 1 2 Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature Surface Gravity Diagram 27 Aralik 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde Quirion P O Fontaine G Brassard P Astrophysical Journal Supplement Series 171 2007 pp 219 248 1 Detection of non radial g mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429 1209 26 Subat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde T Nagel and K Werner Astronomy and Astrophysics 426 2004 pp L45 L48 Ayrica bakinizDegisen yildizlar diziniDis baglantilarThe American Association of Variable Star Observers2 Subat 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde GCVS Variability Types11 Mayis 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde