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
Wolf-Rayet yıldızları (ayrıca WR yıldızları), evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte (20 güneş kütlesinden fazla) yıldızlardır ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10−14'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10−5güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.
Büyük kütleli bir yıldızın rüzgârı, yıldızın dış hidrojen zarfının tümüyle soyulmasına neden olur. Böylece yıldızın merkezinde milyonlarca yıl termo-nükleer reaksiyonlarla üretilen ağır elementler ortaya çıkar. Pek alışılmamış bu cisimler hâlen değişik oranlarda kütle kaybeden ve tayflarında helyuma ilave olarak; karbon, oksijen ve nitrojen çizgileri bulunduran yıldızlardır. İlginç olan çoğu yıldızın tayfında görülen hidrojen çizgilerinin, Wolf–Rayet yıldızlarında görülememiş olmasıdır. Bu da yukarıda bahsedildiği gibi yıldızda gözlenen kuvvetli rüzgârların yıldızın dış hidrojen zarfının yıldızlararası ortama atılması ile açıklanabilir.
Büyük kütleli anakol yıldızların, evrimlerinin ileri aşamalarında soğuk süperdev bir yıldız mı, yoksa kuvvetli yıldız rüzgârı sonucu dış hidrojen zarfını kaybetmiş bir Wolf–Rayet yıldızı mı olacağı belli değildir. Bilinen tek şey, parlak süperdev yıldızlarının evrimlerinin son aşamalarında süpernova patlaması gerçekleştirecekleridir.
Gözlem ve sınıflandırma
İlk kez 1866 yılında Charles Wolf ve Georges Rayet tarafından keşfedilen bu tür yıldızlar için, 2 boyutlu tayf sınıflamasına sonradan iki alt grup eklenmiştir. Buna göre:
- WC → WC4-WC9 tayflarında C ve O'nin salma çizgileri daha baskın olan WR yıldızları.
- WN → WN2-WN9 tayflarında N ve He'un salma çizgileri daha baskın olan WR yıldızları.
Wolf-Rayet (WR) yıldızlarının büyük çoğunluğu çift çizgili tayfsal çift yıldız sistemlerinin üyesidir. Bileşen yıldızları çoğunlukla normal O veya B türü yıldızlardır. Ancak bunların arasında çok az sayıda örten çift sistem bulunmaktadır. İstatistiksel olarak çift sistem sayısının yüksek oluşu, ister istemez, bir WR yıldızının tek başına oluşup oluşamayacağı sorusunu akla getirmektedir. Bu soruya günümüzde hâlen net bir cevap verilebilmiş değildir.
Bilinen WR yıldızlarının yaklaşık yarısı birkaç 0.01 kadir mertebesinde ışık değişimi gösterirken, geri kalanlar ise kabaca 0.005 kadir aralığında sabit ışığa sahiptir. Oluşan değişimlerin bazıları sistemlerin yörünge evresi ile bağımlılık göstermektedir ve bileşenler arası örtme ve karşılıklı çekim etkilerinden kaynaklanmaktadır. Diğer değişimler ise şiddetli ve düzensiz kütle kaybı ve bu kayıp sırasında oluşan dış zarf ile içindeki yıldızların ışınım etkileşmelerinden kaynaklanmaktadır. Değişimlere ilişkin zaman ölçekleri ve yarattıkları ışık genlikleri çeşitlilik göstermektedir. Atarca + WR bileşenlerinden oluşma sistemlerde milisaniye-saniye düzeyinde değişimler gözlenirken, flare ve zonklamalarla dakika-saat mertebesinde ışık değişimleri ortaya çıkmakta, genel kütle kaybı ve etkileşimler sonucu saat birkaç gün (hatta yıl) mertebesinde ışık değişimleri izlenmektedir. Bu değişimlerin ışık genlikleri zaman içerisinde farklılıklar gösterebilirken, çoklu dönemli yapılar da görülebilmektedir. Örneğin WN5 türü yıldızının, yörünge evresine (Pyör=3g.766) göre oluşturulmuş yıllık ışık eğrilerinde, değişimlerde oluşan farklılıklar açıkça izlenebilmektedir (parlaklık ekseninde iki ölçek çizgisi arası 0m.01 dir). WR yıldızları, gösterdikleri bazı fotometrik değişimler açısından LBV yıldızlarına çok benzemektedir evrim durumlarını ve bu fotometrik benzerlikleri irdeleyerek, WR yıldızlarının LBV sonrası (post-LBV) cisimler olduğunu önermişlerdir.
Işık eğrisi
WN5+O6 bileşenlerinden oluşma V444 Cygni örten çift sisteminin ışık eğrisi (Pyör=4g.2). İçi boş semboller U bandı verilerini, dolu olanlar ise kızılötesi K bandı verilerini temsil etmektedir. V444 Cygni sisteminde tutulmaların var olması, WR yıldızı etrafındaki genişlemiş atmosfer yapısının belirlenmesi açısından çok önemlidir. Buna göre WR yıldızının O6 yıldızı tarafından örtüldüğü yan minimuma ilişkin derinlik ve genişliklerin artan dalga boyu ile nasıl büyüdüğü dikkat çekicidir. O6 yıldızının yarıçapı, WN5 yıldızının yarıçapından 4.5 kat daha büyük olup kütlesi ise 26 M dir. WN5 yıldızı ise kesin olmamakla birlikte 10 M civarında bir kütleye sahiptir. V444 Cygni sisteminin geometrik modelinden de WN5 yıldızı, dışarı atılan kütle tarafından oluşturulmuş, içte daha parlak bir kabuk ve bunun dışında ikinci bir elektron kabuğu ile sarılmıştır. Bilinen WR bileşenli diğer örten çiftler ise CV Ser, V1676 Cygni, V1696 Cygni, GP Cephei, CX Cephei ve CQ Cephei'dir. Bunlardan CV Ser (Pyör=29g.7) 1963 yılından beri 9.7-10.4 kadir aralığında tutulmalar gösterirken, 1970 yılında bu değişim birden kaybolmuştur. Böylece örten çift olmadığı ve ışık eğrisinde izlenen tutulmaların, aslında WR bileşeni etrafında genişlemiş atmosfer yapısının belli bölümlerinin bileşen yıldız tarafından yörünge hareketi boyunca örtülmesi ile meydana geldiği anlaşılmıştır. Bazı WR yıldızlarında flare etkinlikleri de gözlenmektedir. Küçük Macellan Bulutu'nda (KMB) yer alan en parlak WR yıldızı, 'in (OB?+WN3) Temmuz 1994'te kaydedilen parlamasında yıldız bu püskürme ile parlaklığını 3 kadir kadar arttırmış, tayfı ise H ve He un P Cyg profillerini gösteren tipik bir LBV tayfına dönüşmüştür.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
Dış bağlantılar
- [1]26 Kasım 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Some Wolf-Rayet stars in binaries are close enough that we can image a rotating "pinwheel nebula" showing the dust generated by colliding winds in the binary system, from Aperture Masking Interferometry observations.
- [2]2 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Wolf-Rayet Stars: Spectral Classifications
- [3]15 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde . ApJ 525:L97-L100 Nov. 10, 1999. Monnier, Tuthill & Danchi: Pinwheel Nebula Around WR98a (PDF)
- [4]10 Haziran 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde . ApJ Jan. 3,2005. Dougherty, et al.: High Resolution Radio Observations of the Colliding Wind Binary WR140 (PDF)
- [5]18 Aralık 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde . A catalog of northern Wolf-Rayet Stars and the Central Stars of Planetary Nebulae (Harvard)
- [6]23 Mayıs 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Scientists See Supernova in Action
- [7]30 Ekim 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Big Old Stars Don't Die Alone (NASA)
Wikimedia Commons'ta Wolf-Rayet yıldızları ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur
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
Wolf Rayet yildizlari ayrica WR yildizlari evrim gecirmis olaganustu buyuklukte 20 gunes kutlesinden fazla yildizlardir ve kutlelerini 2000 km s hizina ulasabilen cok yegin yildiz ruzgari nedeniyle kaybetmektedirler Kendi yildizimiz kutlesinin her yil 10 14 unu kaybederken Wolf Rayet yildizlarinda bu deger 10 5gunes kutlesidir Bu yildiz turlerinin sicakligi genelde 25 000 ile 50 000 K arasindadir Wolf Rayet yildizi WR 124 etrafindaki M1 67 bulutsusu Hubble Uzay Teleskobu fotografi Buyuk kutleli bir yildizin ruzgari yildizin dis hidrojen zarfinin tumuyle soyulmasina neden olur Boylece yildizin merkezinde milyonlarca yil termo nukleer reaksiyonlarla uretilen agir elementler ortaya cikar Pek alisilmamis bu cisimler halen degisik oranlarda kutle kaybeden ve tayflarinda helyuma ilave olarak karbon oksijen ve nitrojen cizgileri bulunduran yildizlardir Ilginc olan cogu yildizin tayfinda gorulen hidrojen cizgilerinin Wolf Rayet yildizlarinda gorulememis olmasidir Bu da yukarida bahsedildigi gibi yildizda gozlenen kuvvetli ruzgarlarin yildizin dis hidrojen zarfinin yildizlararasi ortama atilmasi ile aciklanabilir Buyuk kutleli anakol yildizlarin evrimlerinin ileri asamalarinda soguk superdev bir yildiz mi yoksa kuvvetli yildiz ruzgari sonucu dis hidrojen zarfini kaybetmis bir Wolf Rayet yildizi mi olacagi belli degildir Bilinen tek sey parlak superdev yildizlarinin evrimlerinin son asamalarinda supernova patlamasi gerceklestirecekleridir Gozlem ve siniflandirmaIlk kez 1866 yilinda Charles Wolf ve Georges Rayet tarafindan kesfedilen bu tur yildizlar icin 2 boyutlu tayf siniflamasina sonradan iki alt grup eklenmistir Buna gore WC WC4 WC9 tayflarinda C ve O nin salma cizgileri daha baskin olan WR yildizlari WN WN2 WN9 tayflarinda N ve He un salma cizgileri daha baskin olan WR yildizlari Wolf Rayet WR yildizlarinin buyuk cogunlugu cift cizgili tayfsal cift yildiz sistemlerinin uyesidir Bilesen yildizlari cogunlukla normal O veya B turu yildizlardir Ancak bunlarin arasinda cok az sayida orten cift sistem bulunmaktadir Istatistiksel olarak cift sistem sayisinin yuksek olusu ister istemez bir WR yildizinin tek basina olusup olusamayacagi sorusunu akla getirmektedir Bu soruya gunumuzde halen net bir cevap verilebilmis degildir Bilinen WR yildizlarinin yaklasik yarisi birkac 0 01 kadir mertebesinde isik degisimi gosterirken geri kalanlar ise kabaca 0 005 kadir araliginda sabit isiga sahiptir Olusan degisimlerin bazilari sistemlerin yorunge evresi ile bagimlilik gostermektedir ve bilesenler arasi ortme ve karsilikli cekim etkilerinden kaynaklanmaktadir Diger degisimler ise siddetli ve duzensiz kutle kaybi ve bu kayip sirasinda olusan dis zarf ile icindeki yildizlarin isinim etkilesmelerinden kaynaklanmaktadir Degisimlere iliskin zaman olcekleri ve yarattiklari isik genlikleri cesitlilik gostermektedir Atarca WR bilesenlerinden olusma sistemlerde milisaniye saniye duzeyinde degisimler gozlenirken flare ve zonklamalarla dakika saat mertebesinde isik degisimleri ortaya cikmakta genel kutle kaybi ve etkilesimler sonucu saat birkac gun hatta yil mertebesinde isik degisimleri izlenmektedir Bu degisimlerin isik genlikleri zaman icerisinde farkliliklar gosterebilirken coklu donemli yapilar da gorulebilmektedir Ornegin WN5 turu yildizinin yorunge evresine Pyor 3g 766 gore olusturulmus yillik isik egrilerinde degisimlerde olusan farkliliklar acikca izlenebilmektedir parlaklik ekseninde iki olcek cizgisi arasi 0m 01 dir WR yildizlari gosterdikleri bazi fotometrik degisimler acisindan LBV yildizlarina cok benzemektedir evrim durumlarini ve bu fotometrik benzerlikleri irdeleyerek WR yildizlarinin LBV sonrasi post LBV cisimler oldugunu onermislerdir Isik egrisiWN5 O6 bilesenlerinden olusma V444 Cygni orten cift sisteminin isik egrisi Pyor 4g 2 Ici bos semboller U bandi verilerini dolu olanlar ise kizilotesi K bandi verilerini temsil etmektedir V444 Cygni sisteminde tutulmalarin var olmasi WR yildizi etrafindaki genislemis atmosfer yapisinin belirlenmesi acisindan cok onemlidir Buna gore WR yildizinin O6 yildizi tarafindan ortuldugu yan minimuma iliskin derinlik ve genisliklerin artan dalga boyu ile nasil buyudugu dikkat cekicidir O6 yildizinin yaricapi WN5 yildizinin yaricapindan 4 5 kat daha buyuk olup kutlesi ise 26 M dir WN5 yildizi ise kesin olmamakla birlikte 10 M civarinda bir kutleye sahiptir V444 Cygni sisteminin geometrik modelinden de WN5 yildizi disari atilan kutle tarafindan olusturulmus icte daha parlak bir kabuk ve bunun disinda ikinci bir elektron kabugu ile sarilmistir Bilinen WR bilesenli diger orten ciftler ise CV Ser V1676 Cygni V1696 Cygni GP Cephei CX Cephei ve CQ Cephei dir Bunlardan CV Ser Pyor 29g 7 1963 yilindan beri 9 7 10 4 kadir araliginda tutulmalar gosterirken 1970 yilinda bu degisim birden kaybolmustur Boylece orten cift olmadigi ve isik egrisinde izlenen tutulmalarin aslinda WR bileseni etrafinda genislemis atmosfer yapisinin belli bolumlerinin bilesen yildiz tarafindan yorunge hareketi boyunca ortulmesi ile meydana geldigi anlasilmistir Bazi WR yildizlarinda flare etkinlikleri de gozlenmektedir Kucuk Macellan Bulutu nda KMB yer alan en parlak WR yildizi in OB WN3 Temmuz 1994 te kaydedilen parlamasinda yildiz bu puskurme ile parlakligini 3 kadir kadar arttirmis tayfi ise H ve He un P Cyg profillerini gosteren tipik bir LBV tayfina donusmustur Ayrica bakinizUstunnova Gama isin patlamalari Starburst gokada Wolf Rayet bulutsusu WR 104Kaynakca Beals C S 1933 Classification and temperatures of Wolf Rayet stars The Observatory Cilt 56 ss 196 197 10 Mart 2017 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 10 Eylul 2007 Moffat 1989 Physics of Luminous Blue Variables Dordrecht Kluwer acad Publ s 229 Dis baglantilar 1 26 Kasim 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde Some Wolf Rayet stars in binaries are close enough that we can image a rotating pinwheel nebula showing the dust generated by colliding winds in the binary system from Aperture Masking Interferometry observations 2 2 Eylul 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde Wolf Rayet Stars Spectral Classifications 3 15 Eylul 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde ApJ 525 L97 L100 Nov 10 1999 Monnier Tuthill amp Danchi Pinwheel Nebula Around WR98a PDF 4 10 Haziran 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde ApJ Jan 3 2005 Dougherty et al High Resolution Radio Observations of the Colliding Wind Binary WR140 PDF 5 18 Aralik 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde A catalog of northern Wolf Rayet Stars and the Central Stars of Planetary Nebulae Harvard 6 23 Mayis 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde Scientists See Supernova in Action 7 30 Ekim 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde Big Old Stars Don t Die Alone NASA Wikimedia Commons ta Wolf Rayet yildizlari ile ilgili coklu ortam belgeleri bulunur