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
W Ursae Majoris değişeni ışık eğrilerinde izlenen neredeyse eşit derinlikli iki minimum ve süreklilik gösteren ışık değişimleri ile karakterize edilmektedirler. Eşit minimum derinlikleri, bileşen yıldızların eşit yüzey sıcaklığına sahip olduklarının bir göstergesidir. "değen çiftler" olarak da bilinen bu sistemlerin bileşenleri birbirine çok yakındır. Bunun doğal sonucu olarak birbirlerine uyguladıkları ileri düzeyde karşılıklı tedirginlik kuvvetleriyle, küresellikten önemli ölçüde sapmış bileşenler içermektedirler. Yörünge dönemleri oldukça kısadır ve 7 saat – 1 gün arasında değerlere sahiptir.
Bu sistemler için hesaplanan kütle oranları daima 1'den farklıdır. Bu durumda merkezlerinde hidrojen yakan anakol yıldızları için ortaya konan kütle-ışınım-yarıçap bağıntısı dikkate alındığında, iki bileşenin yüzey sıcaklıklarının farklı olması gerekmektedir. Bu koşul ışık eğrisinde izlenen iki minimum derinliklerinin farklı olmasını ve bu tür örten çiftlerin EB-türü grupta yer almasını gerektirmektedir. Neredeyse eşit derinlikli minimumlara sahip ışık eğrileri veren W UMa'ların bu aykırı durumu, ancak "değme" olgusunun dikkate alınması ve bir "ortak zarf" ile sarılmış olmaları halinde açıklanabilmektedir. Konvektif yapıya sahip bu zarf boyunca, etkin bir ısı dağıtımının var olması sayesinde iki bileşen yaklaşık olarak aynı yüzey sıcaklığında görünmektedir. Bu sürecin modellenmesi oldukça güçtür. Teorik araştırmalar, W UMa zarflarında izlenen "ısısal değme" yapısının zaman zaman bozulduğunu göstermektedir. Bu durumun gerçekte var olduğuna dair en önemli kanıt, yaklaşık W UMa'larla aynı yörünge dönemine ve bileşen kütlelerine sahip EB-türü sistemlerin gözlenmesidir.
Aslında W UMa bileşenlerinin, doğrudan tek anakol yıldızları ile karşılaştırması yapılamaz. Çünkü her iki bileşenleri de, birbirleri arasındaki ışınım aktarımından dolayı standart kütle ışınım bağıntısına uymazlar. Göreli olarak kısa olan yörünge dönemleri, W UMa yıldızlarını, fotometrik gözlemlerin en fazla tercih edilen hedefi durumuna getirmiştir. Literatürde mevcut gelişmiş ışık eğrisi sentezi modelleriyle (Wilson-Devinney yöntemi gibi), ışık eğrileri çözümlenebilmekte ve bileşenlere ait kesirsel geometrik parametrelerin yanı sıra, yörünge eğimi, kütle oranı ve bileşenlerin yüzey sıcaklıkları belirlenebilmektedir. Bu analiz sonuçlarının dikine hız eğrisi çözümleriyle birleştirilmesi durumunda, bileşenlerin salt boyutları da hesaplanabilmektedir. Bileşenlerin yüksek yörünge hızlarına sahip olmaları nedeniyle tayfsal çizgileri oldukça genişlemiştir. Bu nedenle dikine hız hesaplamalarında "çapraz korelasyon (cross-correlation)" tekniklerinin yanında "genişleme fonksiyonu (broadening function)" yaklaşımları daha sağlıklı sonuçlar vermektedir. W UMa türü değişenler gösterdikleri belirgin fiziksel farklılıklarına göre W ve A türü olmak üzere iki alt gruba ayrılmaktadır. İki alt grup arasındaki temel farklılıklar şöyle sıralanabilir:
| A-türü | W-türü |
|---|---|
| Değme derecesi daha fazla (ortak zarf daha ince) | Değme derecesi daha az (ortak zarf daha ince) |
| A-F tayf türünde bileşenler | G-K tayf türünde bileşenler |
| Daha büyük kütleli bileşen yıldızlar | Daha düşük kütleli bileşen yıldızlar |
| Ana bileşen daha büyük kütleli ve sıcak | Ana bileşen daha küçük kütleli ve sıcak |
| Derin minimum (I. Min) transit ile oluşur | Derin minimum (I. Min) örtme ile oluşur ince) |
| Kütle oranı küçük (daha fazla evrimleşmiş) | Kütle oranı büyük (daha az evrimleşmiş) |
A ve W türü arasında birkaç ay veya yıl zaman ölçeğinde tür değişimi gösteren örnekler de mevcuttur (TZ Boo, 44i Boo gibi).
W UMa çiftleri için iyi tanımlanmış bir dönem-renk ilişkisi mevcuttur. Daha kırmızı olan W-türü sistemler daha düşük yörünge dönemleri gösterirken (0.22-0.4 gün), daha mavi A-türü sistemler daha uzun yörünge dönemlerine (0.4-0.8 gün) sahiptir. Hemen hemen tüm EW sistemlerinde dönem değişimi gözlenmektedir. İzlenen dönem değişimlerini büyük ölçüde baş bileşenden ana bileşene aktarılmakta olan kütle (ışınım) doğurmaktadır. Ayrıca 3. bileşenin varlığından kaynaklanan çevrimsel yapılı dönem değişimleri ve manyetik etkinlik kökenli kaotik değişimler de izlenmektedir. Düşük ışınım güçleri nedeniyle daha çok Güneş komşuluğundaki yakın galaktik örnekleri bilinmektedir. Ancak son yıllarda gelişen tekniklerle küresel kümelerde ve yakın dış galaksilerdeki (BMB, KMB) örnekleri de keşfedilmeye başlanmıştır. Gökadamız için yapılan teorik hesaplamalar sonucu, tayf türü geç A ile erken K türü arasındaki tüm anakol yıldızlarının 500 de birinin W UMa türü yakın çift sistemlerin üyesi olması gerekmektedir. Yörünge eğimi kökenli seçim etkisinden arındırılmış galaktik dağılımlarından, ağırlıklı olarak yaşlı disk popülasyonu üyesi oldukları ortaya çıkmıştır. Ortalama yaşları 109 yıl mertebesindedir. Bileşenleri anakol yıldızı olan kısa dönemli RS CVn’lerin W UMa çiftlerinin atası olduğu düşünülmektedir.
W UMa'ların çoğunda izlenen sistemden kütle ve açısal momentum kaybı ile ileride "Mavi Aykırılar (Blue Stragglers)" olarak adlandırılan yaşlı ve büyük kütleli anakol yıldızlarına veya hızlı dönen (çift çekirdekli oldukları iddia edilen) lekeli türü dev yıldızlara evrimleşecekleri düşünülmektedir.
Keşif
İlk keşfedilen W UMa-türü örten çift 'dır. Işık değişimi gösterdiği ilk kez Paul tarafından 1888’de bulunmuştur. GCVS’de listelenen EW türü sistem sayısı 750'nin üzerindedir ve bu sayı hızla artmaktadır (Hipparcos uydusu gözlemlerinin bu sayıya önemli ölçüde katkısı olmuştur). Seçilmiş örnekler:
- ER Ori: P=0.4234 gün, F8
- AE Phe: P=0.3624 gün, G0 (O’Connel etkisi, karanlık leke)
- 44i Boo: P=0.2678 gün, G2 (O’Connel etkisi, karanlık leke, hızlı değişim).
Kaynakça
- ^ Mochnacki; Eggleton, P.P.; Pringe, J.E. (1985), Interacting Binaries, Reidel Acad. Pub. Dordrecht, s. 51
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
W Ursae Majoris degiseni isik egrilerinde izlenen neredeyse esit derinlikli iki minimum ve sureklilik gosteren isik degisimleri ile karakterize edilmektedirler Esit minimum derinlikleri bilesen yildizlarin esit yuzey sicakligina sahip olduklarinin bir gostergesidir degen ciftler olarak da bilinen bu sistemlerin bilesenleri birbirine cok yakindir Bunun dogal sonucu olarak birbirlerine uyguladiklari ileri duzeyde karsilikli tedirginlik kuvvetleriyle kuresellikten onemli olcude sapmis bilesenler icermektedirler Yorunge donemleri oldukca kisadir ve 7 saat 1 gun arasinda degerlere sahiptir Bu sistemler icin hesaplanan kutle oranlari daima 1 den farklidir Bu durumda merkezlerinde hidrojen yakan anakol yildizlari icin ortaya konan kutle isinim yaricap bagintisi dikkate alindiginda iki bilesenin yuzey sicakliklarinin farkli olmasi gerekmektedir Bu kosul isik egrisinde izlenen iki minimum derinliklerinin farkli olmasini ve bu tur orten ciftlerin EB turu grupta yer almasini gerektirmektedir Neredeyse esit derinlikli minimumlara sahip isik egrileri veren W UMa larin bu aykiri durumu ancak degme olgusunun dikkate alinmasi ve bir ortak zarf ile sarilmis olmalari halinde aciklanabilmektedir Konvektif yapiya sahip bu zarf boyunca etkin bir isi dagitiminin var olmasi sayesinde iki bilesen yaklasik olarak ayni yuzey sicakliginda gorunmektedir Bu surecin modellenmesi oldukca guctur Teorik arastirmalar W UMa zarflarinda izlenen isisal degme yapisinin zaman zaman bozuldugunu gostermektedir Bu durumun gercekte var olduguna dair en onemli kanit yaklasik W UMa larla ayni yorunge donemine ve bilesen kutlelerine sahip EB turu sistemlerin gozlenmesidir Aslinda W UMa bilesenlerinin dogrudan tek anakol yildizlari ile karsilastirmasi yapilamaz Cunku her iki bilesenleri de birbirleri arasindaki isinim aktarimindan dolayi standart kutle isinim bagintisina uymazlar Goreli olarak kisa olan yorunge donemleri W UMa yildizlarini fotometrik gozlemlerin en fazla tercih edilen hedefi durumuna getirmistir Literaturde mevcut gelismis isik egrisi sentezi modelleriyle Wilson Devinney yontemi gibi isik egrileri cozumlenebilmekte ve bilesenlere ait kesirsel geometrik parametrelerin yani sira yorunge egimi kutle orani ve bilesenlerin yuzey sicakliklari belirlenebilmektedir Bu analiz sonuclarinin dikine hiz egrisi cozumleriyle birlestirilmesi durumunda bilesenlerin salt boyutlari da hesaplanabilmektedir Bilesenlerin yuksek yorunge hizlarina sahip olmalari nedeniyle tayfsal cizgileri oldukca genislemistir Bu nedenle dikine hiz hesaplamalarinda capraz korelasyon cross correlation tekniklerinin yaninda genisleme fonksiyonu broadening function yaklasimlari daha saglikli sonuclar vermektedir W UMa turu degisenler gosterdikleri belirgin fiziksel farkliliklarina gore W ve A turu olmak uzere iki alt gruba ayrilmaktadir Iki alt grup arasindaki temel farkliliklar soyle siralanabilir A turu W turuDegme derecesi daha fazla ortak zarf daha ince Degme derecesi daha az ortak zarf daha ince A F tayf turunde bilesenler G K tayf turunde bilesenlerDaha buyuk kutleli bilesen yildizlar Daha dusuk kutleli bilesen yildizlarAna bilesen daha buyuk kutleli ve sicak Ana bilesen daha kucuk kutleli ve sicakDerin minimum I Min transit ile olusur Derin minimum I Min ortme ile olusur ince Kutle orani kucuk daha fazla evrimlesmis Kutle orani buyuk daha az evrimlesmis A ve W turu arasinda birkac ay veya yil zaman olceginde tur degisimi gosteren ornekler de mevcuttur TZ Boo 44i Boo gibi W UMa ciftleri icin iyi tanimlanmis bir donem renk iliskisi mevcuttur Daha kirmizi olan W turu sistemler daha dusuk yorunge donemleri gosterirken 0 22 0 4 gun daha mavi A turu sistemler daha uzun yorunge donemlerine 0 4 0 8 gun sahiptir Hemen hemen tum EW sistemlerinde donem degisimi gozlenmektedir Izlenen donem degisimlerini buyuk olcude bas bilesenden ana bilesene aktarilmakta olan kutle isinim dogurmaktadir Ayrica 3 bilesenin varligindan kaynaklanan cevrimsel yapili donem degisimleri ve manyetik etkinlik kokenli kaotik degisimler de izlenmektedir Dusuk isinim gucleri nedeniyle daha cok Gunes komsulugundaki yakin galaktik ornekleri bilinmektedir Ancak son yillarda gelisen tekniklerle kuresel kumelerde ve yakin dis galaksilerdeki BMB KMB ornekleri de kesfedilmeye baslanmistir Gokadamiz icin yapilan teorik hesaplamalar sonucu tayf turu gec A ile erken K turu arasindaki tum anakol yildizlarinin 500 de birinin W UMa turu yakin cift sistemlerin uyesi olmasi gerekmektedir Yorunge egimi kokenli secim etkisinden arindirilmis galaktik dagilimlarindan agirlikli olarak yasli disk populasyonu uyesi olduklari ortaya cikmistir Ortalama yaslari 109 yil mertebesindedir Bilesenleri anakol yildizi olan kisa donemli RS CVn lerin W UMa ciftlerinin atasi oldugu dusunulmektedir W UMa larin cogunda izlenen sistemden kutle ve acisal momentum kaybi ile ileride Mavi Aykirilar Blue Stragglers olarak adlandirilan yasli ve buyuk kutleli anakol yildizlarina veya hizli donen cift cekirdekli olduklari iddia edilen lekeli turu dev yildizlara evrimlesecekleri dusunulmektedir KesifIlk kesfedilen W UMa turu orten cift dir Isik degisimi gosterdigi ilk kez Paul tarafindan 1888 de bulunmustur GCVS de listelenen EW turu sistem sayisi 750 nin uzerindedir ve bu sayi hizla artmaktadir Hipparcos uydusu gozlemlerinin bu sayiya onemli olcude katkisi olmustur Secilmis ornekler ER Ori P 0 4234 gun F8 AE Phe P 0 3624 gun G0 O Connel etkisi karanlik leke 44i Boo P 0 2678 gun G2 O Connel etkisi karanlik leke hizli degisim Kaynakca Mochnacki Eggleton P P Pringe J E 1985 Interacting Binaries Reidel Acad Pub Dordrecht s 51