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
Tansık (Mira) değişeni, adını Tansık (Mira) yıldızından alıp, ileri derecede al renge, 100 günden uzun atma süresine ve 1'den yüksek mutlak parlaklığa sahip, zonklayan değişen yıldızlar sınıfıdır.
Mira en parlak iken görünen kadiri 3 ile 5 arasında (Çıplak gözle görülebilir.), en sönük iken 8 ile 10 kadir arasındadır. M tipi kırmızı dev olan Mira 330 günlük bir dönemle zonklar, yarıçapı % 50, parlaklığı 7 kadir kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme demektir. Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde ya da daha kırmızı (R, N, S ile gösterilen tayf türünden) devlerdir. Dönemleri 100 gün ile birkaç yıl arasındadır.
Genel özellikler
Uzun Dönemli Değişenler – "LPV (Long-Period Variables)" olarak da bilinen Mira'lar, oldukça iyi çalışılmış ve homojen bir grub oluşturan zonklayan kırmızı değişenlerdir. Bu grubun üyeleri GCVS’de üç temel "ölçüt (kriter)" ile betimlenmiştir:
- Tayf türleri Me, Se veya Ce dir
- Görsel veya fotografik ışık değişim genlikleri 2.5 kadir üzerindedir.
- Dönemleri 80-1000 gün arasındadır.
Mira'lar, tayf türlerinden de anlaşılacağı gibi, atmosferlerinde bol miktarda moleküler bant soğurmaları gerçekleştiren soğuk yıldızlardır. Atmosferleri oksijence zengin olanlar Me, karbonca zengin olanlar Ce ve her iki element bolluğu açısında arada yer alanlar ise Se olarak kodlanmıştır. Salma çizgili tayf yapısı bu gruba ait yıldızların ortak karakteristiğidir ve zonklama kökenli şok dalgalarının açık belirtecidir. Bu tür yıldızlar için ortaya konan 2.5 kadirlik genlik limiti aslında gelişigüzel ortaya konmuş bir ölçüttür. Tüm karakteristikleri Mira'lar ile aynı olmasına karşın, genliklerinin 2.5 kadirden düşük olması nedeniyle bazı yıldızların SRa türü yıldızlar olarak sınıflandırıldıklarını bir önceki bölümde görmüştük. Mira'lar, ışınımlarının büyük bir kısmını elektromanyetik tayfın kızılöte bölgesinde yapmaktadırlar. Değişim dönemlerinin oldukça uzun olması, Mira’ların oldukça büyük yarıçaplı yıldızlar olduğunun bir göstergesidir. GCVS’de dönemler için ortaya konan üst limit çok anlamlı değildir. Evrimsel açıdan Mira’larla aynı durumda bulunan ve dönemleri 1000- 2000 gün arasında olan yıldızlar bilinmektedir. Bu yıldızlar, "OH/IR kaynakları" olarak bilinen bir grubun alt sınıfını oluşturan, görsel bölgede karşılıkları bulunmayan, çevreleri kalın ve hızla genişleyen toz kabukla sarılı güçlü kızılötesi kaynaklarıdır.
Mira'lar göstermekte oldukları ilginç karakterleri nedeniyle, yıldız astrofiziğinin en ilgi çekici cisimleridir. Her şeyden önce, yıldız evriminde çok hızlı geçilen bir evrede bulunmaktadırlar. H-R diyagramında asimptotik dev kolunun uç noktalarında yer alırlar ve bir sonraki aşamalarına geçişte, H-R diyagramını boydan boya hızla katederek Gezegenimsi bulutsu aşamasına ulaşırlar. Mira'ların ışık değişim dönemleri için elde edilmiş çeşitli korelasyonlardan, hangi popülasyon türüne üye oldukları ortaya çıkarılabilmektedir. Dönemleri 200 gün civarındaki Mira'ların tamamı yaşlı popülasyon üyesi yıldızlar olup, göreli olarak metalce daha zengin küresel kümelerde yer almaktadırlar. Daha uzun dönemli Mira'ların kütlesi daha büyük ve metal bolluğu daha fazladır. Popüler beklentilerin aksine, Mira'ların yaşlandıkça sistematik olarak dönemlerinin uzaması söz konusu değildir. Mira'ların da kendilerine özgü bir dönem-parlaklık bağıntısı mevcuttur ve uzaklık göstergesi cisimleri olarak kullanılmaktadırlar. PL bağıntıları, bolometrik ışınım gücü veya yakın-kızılötesi parlaklıkları (K bandı parlaklıkları) cinsinden ifade edilmektedir.
Miraların hangi modda zonkladıkları (temel veya ilk harmonik) henüz kesinlik kazanmamıştır. Temel modda zonkladıklarına ilişkin güçlü teorik deliller bulunurken, gözlemsel belirteçler zonklamalarının ilk harmonikte gerçekleştiğine işaret etmektedir. Mira değişenleri 10−8 – 10−4 M/yıl mertebesinde hızlarla kütle kaybı gösteren yıldızlardır ve kütle kaybı nedenleri de net olarak henüz ortaya konmuş değildir. Ancak kütle kayıp hızları istatistik olarak, zonklama dönemi, bolometrik ışık değişim genliği ve ışık eğrisinin biçimi ile korelasyonlar göstermektedir. En yaşlı Mira'ların çevresi kaybettikleri kütle ile sarılmış durumdadır. Bu yapı görsel bölgede olması gerekenden daha sönük görünmelerine, ancak güçlü kızılöte kaynakları gibi davranmalarına neden olmaktadır. Dönemi en uzun olan Mira'lar, kütlece en büyük ata-yıldızlardan evrimleşmişlerdir; kütle kayıp hızları daha büyük ve buna bağlı olarak çevrelerini saran kabuk yapıları daha kalındır. Bu kabukların bazılarında SiO, H2O ve/veya OH moleküllerince son derece dar bantlarda mikrodalga salmaları ("maser ışınımı") yapılmaktadır. Bu nedenle bu cisimlere "maserler" de denmektedir.
Işık eğrisi
Mira ışık eğrileri genelde çevrimden çevrime değişimler göstermektedir. Özellikle birbirini takip eden çevrimlerde maksimum ışıkta bir kadiri geçen parlaklık farkları oluşabilmektedir. Minimum ışıkta da benzer değişimler çevrimden çevrime izlenmektedir. Bazı Mira'lar belirgin dönem değişimine sahiptir. Özellikle R Aql ve R Hya bu duruma en güzel örnek verilebilecek Mira'lardır. Dönem değişimlerine neden olarak, ani gerçekleşen "kabukta helyum yanmaları" ("helium shell flashes") gösterilmektedir.
Ayrıca bakınız
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
Tansik Mira degiseni adini Tansik Mira yildizindan alip ileri derecede al renge 100 gunden uzun atma suresine ve 1 den yuksek mutlak parlakliga sahip zonklayan degisen yildizlar sinifidir Mira degisenlerinin prototipi olan Mira yildizi Mira en parlak iken gorunen kadiri 3 ile 5 arasinda Ciplak gozle gorulebilir en sonuk iken 8 ile 10 kadir arasindadir M tipi kirmizi dev olan Mira 330 gunluk bir donemle zonklar yaricapi 50 parlakligi 7 kadir kadar degisir bu isinim gucunde 600 kat degisme demektir Binlerce Mira uzun donemli degisen yildiz bilinmektedir Hepsi de M tipinde ya da daha kirmizi R N S ile gosterilen tayf turunden devlerdir Donemleri 100 gun ile birkac yil arasindadir Genel ozelliklerUzun Donemli Degisenler LPV Long Period Variables olarak da bilinen Mira lar oldukca iyi calisilmis ve homojen bir grub olusturan zonklayan kirmizi degisenlerdir Bu grubun uyeleri GCVS de uc temel olcut kriter ile betimlenmistir Tayf turleri Me Se veya Ce dir Gorsel veya fotografik isik degisim genlikleri 2 5 kadir uzerindedir Donemleri 80 1000 gun arasindadir Mira lar tayf turlerinden de anlasilacagi gibi atmosferlerinde bol miktarda molekuler bant sogurmalari gerceklestiren soguk yildizlardir Atmosferleri oksijence zengin olanlar Me karbonca zengin olanlar Ce ve her iki element bollugu acisinda arada yer alanlar ise Se olarak kodlanmistir Salma cizgili tayf yapisi bu gruba ait yildizlarin ortak karakteristigidir ve zonklama kokenli sok dalgalarinin acik belirtecidir Bu tur yildizlar icin ortaya konan 2 5 kadirlik genlik limiti aslinda gelisiguzel ortaya konmus bir olcuttur Tum karakteristikleri Mira lar ile ayni olmasina karsin genliklerinin 2 5 kadirden dusuk olmasi nedeniyle bazi yildizlarin SRa turu yildizlar olarak siniflandirildiklarini bir onceki bolumde gormustuk Mira lar isinimlarinin buyuk bir kismini elektromanyetik tayfin kizilote bolgesinde yapmaktadirlar Degisim donemlerinin oldukca uzun olmasi Mira larin oldukca buyuk yaricapli yildizlar oldugunun bir gostergesidir GCVS de donemler icin ortaya konan ust limit cok anlamli degildir Evrimsel acidan Mira larla ayni durumda bulunan ve donemleri 1000 2000 gun arasinda olan yildizlar bilinmektedir Bu yildizlar OH IR kaynaklari olarak bilinen bir grubun alt sinifini olusturan gorsel bolgede karsiliklari bulunmayan cevreleri kalin ve hizla genisleyen toz kabukla sarili guclu kizilotesi kaynaklaridir Mira lar gostermekte olduklari ilginc karakterleri nedeniyle yildiz astrofiziginin en ilgi cekici cisimleridir Her seyden once yildiz evriminde cok hizli gecilen bir evrede bulunmaktadirlar H R diyagraminda asimptotik dev kolunun uc noktalarinda yer alirlar ve bir sonraki asamalarina geciste H R diyagramini boydan boya hizla katederek Gezegenimsi bulutsu asamasina ulasirlar Mira larin isik degisim donemleri icin elde edilmis cesitli korelasyonlardan hangi populasyon turune uye olduklari ortaya cikarilabilmektedir Donemleri 200 gun civarindaki Mira larin tamami yasli populasyon uyesi yildizlar olup goreli olarak metalce daha zengin kuresel kumelerde yer almaktadirlar Daha uzun donemli Mira larin kutlesi daha buyuk ve metal bollugu daha fazladir Populer beklentilerin aksine Mira larin yaslandikca sistematik olarak donemlerinin uzamasi soz konusu degildir Mira larin da kendilerine ozgu bir donem parlaklik bagintisi mevcuttur ve uzaklik gostergesi cisimleri olarak kullanilmaktadirlar PL bagintilari bolometrik isinim gucu veya yakin kizilotesi parlakliklari K bandi parlakliklari cinsinden ifade edilmektedir Miralarin hangi modda zonkladiklari temel veya ilk harmonik henuz kesinlik kazanmamistir Temel modda zonkladiklarina iliskin guclu teorik deliller bulunurken gozlemsel belirtecler zonklamalarinin ilk harmonikte gerceklestigine isaret etmektedir Mira degisenleri 10 8 10 4 M yil mertebesinde hizlarla kutle kaybi gosteren yildizlardir ve kutle kaybi nedenleri de net olarak henuz ortaya konmus degildir Ancak kutle kayip hizlari istatistik olarak zonklama donemi bolometrik isik degisim genligi ve isik egrisinin bicimi ile korelasyonlar gostermektedir En yasli Mira larin cevresi kaybettikleri kutle ile sarilmis durumdadir Bu yapi gorsel bolgede olmasi gerekenden daha sonuk gorunmelerine ancak guclu kizilote kaynaklari gibi davranmalarina neden olmaktadir Donemi en uzun olan Mira lar kutlece en buyuk ata yildizlardan evrimlesmislerdir kutle kayip hizlari daha buyuk ve buna bagli olarak cevrelerini saran kabuk yapilari daha kalindir Bu kabuklarin bazilarinda SiO H2O ve veya OH molekullerince son derece dar bantlarda mikrodalga salmalari maser isinimi yapilmaktadir Bu nedenle bu cisimlere maserler de denmektedir Isik egrisiMira isik egrileri genelde cevrimden cevrime degisimler gostermektedir Ozellikle birbirini takip eden cevrimlerde maksimum isikta bir kadiri gecen parlaklik farklari olusabilmektedir Minimum isikta da benzer degisimler cevrimden cevrime izlenmektedir Bazi Mira lar belirgin donem degisimine sahiptir Ozellikle R Aql ve R Hya bu duruma en guzel ornek verilebilecek Mira lardir Donem degisimlerine neden olarak ani gerceklesen kabukta helyum yanmalari helium shell flashes gosterilmektedir Ayrica bakinizUzun donemli degisen Yariduzenli degisenler