Herhangi bir yıldıza değişken denilebilir; parlaklığı ve hatta rengi zamanla değişir. Ancak bu değişiklikler o kadar yavaş gerçekleşir ki hiçbir insan hayatı bunları tespit etmeye yetmez. Antik çağlardan beri yıldızlı gökyüzünün değişmezliğin ve sonsuzluğun sembolü olarak görülmesi sebepsiz değildir.
Ancak görünüşte sabit olan yıldız dünyasında bile birçok istisna vardır. Bu, parlaklıkları nispeten kısa sürede değişen ve bu değişiklikler astronomik aletler kullanılarak kaydedilebilen büyük bir yıldız grubudur.
Değişkenler, parlaklıklarını en az bir kez değiştiren "yanıp sönen" yıldızlardır. Ancak değişkenlerin çoğu parlaklıklarını periyodik olarak değiştiriyor ve bu da böyle bir yıldızın yakınında veya iç kısmında olağandışı fiziksel süreçlerin meydana geldiğini gösteriyor.
Yıldızların parlaklıklarındaki değişiklikler, dünya atmosferindeki farklı sıcaklıklara sahip hava kütlelerinin hareketi nedeniyle oluşan titremelerle karıştırılmamalıdır. Uzaydan bakıldığında yıldızlar parıldamıyor ve parlaklıklarındaki dalgalanmalar kaydediliyorsa karşımızda bir değişken var.
Yıldız canavarı
Kahraman takımyıldızında, gökbilimciler tarafından iyi bilinen, ikinci büyüklükte parlak bir yıldız olan Algol vardır. Bu isim Arapça'dan "canavar" olarak çevrilmiştir ve Perseus'un ortaçağ görüntülerinde bu yıldız, Gorgon Medusa'nın kopmuş başının "gözü" rolünü oynamıştır. Ve bu sebepsiz değil - uzun zaman önce, yaklaşık üç Dünya günü periyodikliği olan Algol'ün parlaklığını aniden neredeyse bir buçuk büyüklükte, yani üç buçuk kat azalttığı fark edilmişti!
Bu "göz kırpmanın" nedenini tam olarak bulmak ancak günümüzde mümkün oldu. Algol'ün alışılmadık derecede yakın iki yıldızdan oluşan bir sistem olduğu ortaya çıktı - Algol A ve Algol B, aralarındaki mesafe Dünya'dan Güneş'e olan mesafeden 16 kat daha az. Daha az kütleli Algol B, Algol A'dan daha büyüktür, ancak altdev, parlaklık açısından ana dizideki yıldız ortağı Algol A'dan çok daha sönüktür. Dünyadaki bir gözlemci için daha parlak bir yıldız, daha az parlak bir yıldız tarafından "örtüldüğünde", sistemden gelen toplam ışık miktarı önemli ölçüde azalır.
Bu tür değişkenlere -ki çift yıldızlar arasında oldukça fazla sayıda vardı- optik veya tutulma değişkenleri denir.
Delta Cepheus'un Gizemi
Başka bir şey de ikili olmayan, ancak periyodik olarak parlaklıklarını büyük ölçüde değiştiren yıldızlardır. Açıkçası burada önemli olan yıldızın hareketinin doğası değil, derinliklerinde meydana gelen karmaşık süreçlerdir. Gökbilimciler tarafından incelenen bu yıldızlardan ilki Delta Cephei'ydi; parlaklığını 5 gün 9 saatte tam bir yıldız büyüklüğü kadar değiştiriyor. Bu yıldızın spektrumu üzerine yapılan çalışmalar, çizgilerinin periyodik olarak kırmızı ya da mor bölgeye doğru kaydığını göstermiştir. Tek bir yıldız söz konusu olduğunda bu, yüzeyinin ya gözlemciden hızla uzaklaştığı ya da ona hızla yaklaştığı anlamına gelir; yıldız titreşir, büyür ve düşer ve aynı zamanda yüzeyin rengini ve sıcaklığını değiştirir. Üstelik çapı en az Güneşimizin kırk çapına eşitse, en fazla bir anda dört Güneş çapı kadar artar.
Delta Cephei ve benzeri yıldızların derinliklerinde neler oluyor?
Astrofizikçiler bu tür yıldızların teorik bir modelini oluşturmayı başardılar. Delta Cephei'nin derinliklerinde, yıldızın çekirdeğinde salınan enerjiyi biriktiriyor gibi görünen, özel özelliklere sahip bir madde tabakası vardır. Katman, içindeki enerji miktarı maksimuma ulaştığında, biriken enerjinin tamamını anında “yukarı doğru” serbest bırakır. Böyle bir "enerji şokundan" yıldızın dış katmanları ya ısınır ya da soğur, buna göre sıkışır veya genişler. Aynı zamanda Delta Cephei, minimum parlaklığında bizimkiyle aynı spektral sınıfa ait olup, maksimum parlaklığında yüzey sıcaklığı 10 bin derecenin üzerinde olan beyaz bir yıldıza dönüşür.
Evrenin Deniz Fenerleri
20. yüzyılın başında yaklaşık 2.400 değişken yıldız keşfeden Amerikalı gökbilimci Henrietta Leavitt (1868-1921), değişken yıldızların parlaklıklarındaki değişim periyodu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi keşfetti: periyot ne kadar uzun olursa, o kadar yüksek olur. parlaklık. Periyodu ölçtükten sonra artık parlaklığı belirlemek ve bunu bilerek yıldıza olan mesafeyi ölçmek mümkün oldu.
Böylece, Delta Cephei gibi yıldızlar (bunlara Cepheidler deniyordu) gökbilimciler için, araştırmacıların değişkenlerin bulunduğu yıldız sistemlerine olan mesafeleri belirleyebildikleri bir tür işaret ışığı haline geldi. Sefeidlerin çoğu sarı süperdevler sınıfına ait olduğundan ve çok fazla enerji yaydığından, çok uzak mesafelerde ve hatta diğer galaksilerde bile görülebilirler.
Ayrıca herhangi bir görünür desen olmaksızın parlaklıklarını değiştiren değişken yıldızlar da vardır - düzensiz değişkenler ve hatta en sıradan ve kararlı olarak kabul ettiğimiz yıldızlar bile Sefeidlerdir. Örneğin bu Kuzey Yıldızıdır; sadece parlaklığındaki değişiklikler diğer Cepheidlerinki kadar belirgin değildir.
1922'de ünlü Amerikalı gökbilimci Edwin Powell Hubble birkaç Sefeid keşfetti ve değişken yıldızları parlaklık standardı olarak kullanarak bunların mesafesini hesapladı. Böylece astronomi tarihinde ilk kez yıldız sistemimiz dışındaki uzay nesnelerinin varlığı kanıtlandı - Andromeda Bulutsusu'nun Samanyolu'ndan 2,5 milyon ışıkyılı uzaklıkta dev bir sarmal galaksi olduğu ortaya çıktı.
Resimde V838 Monocerotis adı verilen kırmızı bir değişken yıldız gösterilmektedir.
Değişken yıldız, bölgesinde meydana gelen fiziksel süreçlerin bir sonucu olarak parlaklığı zamanla değişen bir yıldızdır. Kesin olarak konuşursak, herhangi bir yıldızın parlaklığı zamanla bir dereceye kadar değişir. Örneğin, salınan enerji miktarı on bir yıllık bir güneş döngüsü boyunca %0,1 oranında değişir; bu, mutlak büyüklükte binde birlik bir değişime karşılık gelir. Değişken, parlaklık değişiklikleri mevcut gözlem teknolojisi düzeyinde güvenilir bir şekilde tespit edilen bir yıldızdır. Bir yıldızı değişken olarak sınıflandırmak için yıldızın parlaklığının en az bir kez değişime uğraması yeterlidir.
Değişken yıldızlar birbirinden çok farklıdır. Parlaklıktaki değişiklikler periyodik olabilir. Ana gözlem özellikleri; periyot, ışığın genliği, ışık eğrisinin şekli ve radyal hız eğrisidir.
Yıldızların parlaklığındaki değişikliklerin nedenleri şunlar olabilir: radyal ve radyal olmayan titreşimler, kromosferik aktivite, yakın ikili sistemdeki yıldızların periyodik tutulmaları, ikili sistemdeki maddenin bir yıldızdan diğerine akışıyla ilişkili süreçler, felaket süpernova patlaması vb. gibi süreçler.
Yıldızların değişkenliği, dünya atmosferindeki havadaki dalgalanmalar nedeniyle ortaya çıkan titremeleriyle karıştırılmamalıdır. Yıldızlar uzaydan bakıldığında göz kırpmazlar.
OKPZ-4 kataloğuna göre değişken yıldız sayısına göre ilk 10 takımyıldızı
İlk değişken yıldız, 1638 yılında Johann Holvarda'nın daha sonra Mira adını alacak olan Omicron Ceti yıldızının 11 aylık bir periyotla titreştiğini fark etmesiyle tespit edildi. Daha önce yıldız, gökbilimci David Fabricius tarafından 1596'da bir nova olarak tanımlanmıştı. 1572 ve 1604'teki süpernova gözlemleriyle birleştirilen bu keşif, Aristoteles ve diğerlerinin felsefecilere öğrettiği gibi, yıldızlı gökyüzünün sonsuza dek değişmeyen bir şey olmadığını kanıtladı. antik çağ. Değişken yıldızların keşfi, on altıncı yüzyılda ve on yedinci yüzyılın başlarında astronomik görüşlerde meydana gelen devrime katkıda bulundu.
1669'da Geminiano Montanari tarafından tanımlanan ikinci değişken yıldız, tutulma değişkeni Algol'dü. Değişkenliğinin nedenlerinin doğru açıklaması 1784 yılında John Goodrike tarafından yapılmıştır. 1686'da gökbilimci Gottfried Kirchi, Chi Cygni yıldızını keşfetti ve 1704'te Giovanni Maraldi sayesinde R Hydrae tanındı. 1786 yılına gelindiğinde 10 değişken yıldız zaten biliniyordu. John Goodrike yaptığı gözlemlerle sayılarına Delta Cephei (δ Cephei) ve Sheliak'ı (β Lyr) ekledi. 1850'den bu yana, bilinen değişken yıldızların sayısı, özellikle de fotoğrafların onları tespit etmenin mümkün olduğu 1890'dan bu yana önemli ölçüde arttı.
Değişken Yıldızlar Genel Kataloğu'nun (2008) son baskısı, kendi galaksimizden 46.000'den fazla değişken yıldızın yanı sıra diğer galaksilerden 10.000 ve diğer 10.000 olası değişkeni listelemektedir.
Değişken yıldızların ilk kataloğu 1786'da İngiliz gökbilimci Edward Pigott tarafından derlendi. Bu katalog 12 nesne içeriyordu: iki süpernova, bir nova, ο Cet tipi 4 yıldız (Mirids), iki Sefeid (δ Cep, η Aql), iki tutulma (β Per, β Lyr) ve P Cyg. XIX'te - XX yüzyılın başlarında. Alman gökbilimciler değişken yıldızların incelenmesinde öncü rolü üstlendiler. İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra, Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) 1946'daki kararıyla, değişken katalogları oluşturma işi Sovyet gökbilimcilerine - Devlet Astronomi Enstitüsü'ne - emanet edildi. P.K. Sternberg (SAI) ve SSCB Bilimler Akademisi Astronomi Konseyi (şimdi INASAN). Yaklaşık her 15 yılda bir, bu kuruluşlar Değişken Yıldızların Genel Kataloğu'nu (GCVS) yayınlamaktadır. Son 4. baskısı 1985'ten 1995'e kadar yayınlandı. OKPZ'nin birbirini izleyen basımları arasındaki aralıklarla ona eklemeler yayınlanır. GCVS'nin oluşturulmasına paralel olarak, parlaklık değişkenliğinden şüphelenilen yıldızların kataloglarının (CSV, İngilizce NSV) oluşturulması için çalışmalar devam etmektedir.
GCP'nin dördüncü baskısı son "kağıt" baskısı olmaya devam ediyor. 21. yüzyılda diğer birçok astronomi kataloğu gibi GCVS de elektronik ortamda tutulmakta ve VisiER sisteminde Değişken Yıldızlar Genel Kataloğu adı altında bulunmaktadır. 3 bölümden oluşur: değişen yıldızların kataloğu, değişkenliğinden şüphelenilen yıldızların kataloğu ve galaksi dışı değişkenlerin kataloğu.
Değişken yıldızlar için modern gösterim sistemi, 19. yüzyılın ortalarında Friedrich Argelander tarafından önerilen sistemin geliştirilmiş halidir. 1850'de Argelander, henüz isimlerini almamış değişken yıldızlara, her takımyıldızdaki keşif sırasına göre R'den Z'ye kadar harflerle isimlendirmeyi önerdi. Örneğin R Hydrae, Hydra takımyıldızındaki keşif süresi açısından ilk değişken yıldızdır, S Hydrae ikincidir vb. Böylece her takımyıldız için 9 değişken atama, yani 792 yıldız ayrılmıştır. Argelander'ın zamanında böyle bir rezerv oldukça yeterli görünüyordu. Bununla birlikte, 1881'de takımyıldız başına 9 yıldız sınırı aşıldı ve E. Hartwig, aşağıdaki prensibe göre terminolojiye iki harfli tanımlamaların eklenmesini önerdi:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
Örneğin RR Lyr. Ancak bu sistem çok geçmeden bir dizi takımyıldızdaki tüm olası seçenekleri tüketti. Daha sonra gökbilimciler iki harfli ek notasyonlar eklediler:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
El yazısında I harfiyle karıştırılmaması için J harfi iki harfli kombinasyonlardan çıkarılmıştır. Ancak iki harfli gösterim sistemi kendini tamamen tükettikten sonra, takımyıldızı belirten basit bir yıldız numaralandırması kullanmaya karar verildi; örneğin 335 numarasıyla başlayarak, örneğin V335 Sgr. Bu sistem günümüzde hala kullanılmaktadır. Değişken yıldızların çoğu Yay takımyıldızında keşfedildi. Argelander'ın sınıflandırmasında son sıranın 1989 yılında Z Recisus yıldızı tarafından işgal edilmesi dikkat çekicidir.
Değişken yıldızların incelenmesinin tarihi boyunca, onların yeterli sınıflandırmasını oluşturmak için defalarca girişimlerde bulunulmuştur. Az miktarda gözlem materyaline dayanan ilk sınıflandırmalar, yıldızları esas olarak ışık eğrisinin şekli, parlaklık değişikliklerinin genliği ve periyodu gibi benzer dış morfolojik özelliklere göre gruplandırdı. Daha sonra sayının artmasıyla birlikte Bilinen değişken yıldızlar arasında benzer morfolojik özelliklere sahip grupların sayısı da arttı, bazı büyük olanlar daha küçük olanlara bölündü. Aynı zamanda teorik yöntemlerin gelişmesi sayesinde sınıflandırmanın yalnızca dış, gözlemlenebilir işaretlere göre değil, aynı zamanda şu veya bu tür değişkenliğe yol açan fiziksel süreçlere göre de yapılması mümkün hale gelmiştir.
Sözde değişken yıldız türlerini belirlemek. prototipler, belirli bir tür için değişkenlik özellikleri standart olarak kabul edilen yıldızlardır. Örneğin RR Lyr tipi değişken yıldızlar.
Değişken yıldızların aşağıdaki sınıflara bölünmesi 19. yüzyılda Gouzeau (Fransızca: Jean-Charles Houzeau de Lehaie) tarafından önerilmiştir:
Parlaklığı sürekli artan veya azalan yıldızlar.
Parlaklığında periyodik değişiklikler olan yıldızlar.
Mira Ceti gibi yıldızlar, uzun periyotlara sahip ve parlaklıklarında önemli değişiklikler olan yıldızlardır.
Parlaklığında oldukça hızlı ve düzenli değişiklikler olan yıldızlar. β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae'nin karakteristik temsilcileri.
Algol tipi yıldızlar (β Persei). Çok kısa periyotlu (iki ila üç gün) ve periyodun yalnızca küçük bir kısmını kaplayan son derece hassas parlaklık ölçümlerine sahip yıldızlar. Geri kalan zamanda yıldız en büyük parlaklığını korur. Diğer Algol tipi yıldızlar: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, vb.
Düzensiz parlaklık değişimlerine sahip yıldızlar. Temsilci - η Argus
Yeni yıldızlar.
GCVS-3'te tüm değişken yıldızlar üç büyük sınıfa ayrılmıştır: titreşimli değişkenler, patlamalı değişkenler ve tutulma değişkenleri. Sınıflar türlere, bazı türler ise alt türlere ayrılır.
Titreşen değişkenler, değişkenliği içlerinde meydana gelen süreçlerden kaynaklanan yıldızları içerir. Bu süreçler yıldızın parlaklığında ve bununla birlikte yıldızın diğer özelliklerinde - yüzey sıcaklığı, fotosfer yarıçapı vb. - periyodik değişikliklere yol açar. Titreşimli değişkenlerin sınıfı aşağıdaki türlere ayrılır:
Uzun periyotlu Sefeidler (Cep), periyotları 1 ile ~70 gün arasında değişen, yüksek parlaklığa sahip yıldızlardır. İki alt türe ayrılmıştır:
Klasik Sefeidler (Cδ) - Galaksinin düz bileşeninin Sefeidleri
W Başak (CW) yıldızları, Galaksinin küresel bileşeninin Cepheidleridir.
Yavaş yanlış değişkenler (L)
Mira Ceti (M) tipi yıldızlar
Yarı düzenli değişkenler (SR)
RR Lira (RR) türündeki değişkenler
RV Tauri Değişkenleri (RV)
β Cephei veya β Canis Majoris (βC) değişkenleri
δ Kalkan tipi değişkenler (δ Sct)
Değişken ZZ Ceti - titreşimli beyaz cüceler
Manyetik değişkenler α² Canes Venatici (αCV)
Patlayan değişken yıldızlar. Bu sınıf, gözlemler sırasında parlaklıklarını düzensiz olarak veya bir kez değiştiren yıldızları içerir. Patlayan yıldızların parlaklığındaki tüm değişiklikler, yıldızlarda, onların çevresinde meydana gelen patlayıcı süreçlerle veya yıldızların kendi patlamalarıyla ilişkilidir. Değişken yıldızların bu sınıfı iki alt sınıfa ayrılır: dağınık bulutsularla ilişkili düzensiz değişkenler ve hızlı düzensiz olanların yanı sıra nova ve nova benzeri yıldızlardan oluşan bir alt sınıf.
UV Ceti (UV) tipi değişkenler, önemli genlikte kısa süreli parlamalar yaşayan spektral sınıf d Me'nin yıldızlarıdır.
UVn tipi yıldızlar - yaygın bulutsularla ilişkili UV yıldızlarının bir alt türü
BY Draconis (BY) değişkenleri, değişken genlik ve değişen ışık eğrisi şekliyle parlaklıkta periyodik değişiklikler sergileyen geç spektral tipteki emisyon yıldızlarıdır.
Yanlış değişkenler (I). a, b, n, T, s endeksleriyle karakterize edilir. a indeksi, yıldızın O-A spektral sınıfına ait olduğunu, b indeksi F-M spektral sınıfını belirtir, n, dağınık bulutsularla bağlantıyı sembolize eder, s - hızlı değişkenlik, T, bir T Tauri yıldızının emisyon spektrumu karakteristiğini tanımlar. Bu nedenle, Isa adı, erken spektral tipte hızlı, düzensiz bir değişkene atanır.
Yeni yıldızlar (K)
Hızlı yeni (Na)
Yavaş yeni (Nb)
Çok yavaş yeni (Nc)
Tekrarlanan yeni (Nr)
Nova benzeri yıldızlar (Nl)
Simbiyotik Tip Z Andromeda Değişkenleri (ZAnd)
Northern Crown R tipi değişkenler (RCB)
U İkizler (UG) tipi değişkenler
Zürafa Z Tipi Değişkenler (ZCam)
Süpernova (SN)
Dorsoid S tipi değişkenler (SD)
γ Cassiopeia (γC) tipi değişkenler
Tutulan değişken yıldızlar, toplam parlaklığı zaman içinde periyodik olarak değişen iki yıldızdan oluşan sistemleri içerir. Parlaklıktaki değişimin nedeni, yıldızların birbirleri tarafından tutulmaları veya yakın sistemlerde karşılıklı çekim etkisi ile şekillerinin değişmesi olabilir, yani değişkenlik, fiziksel değişkenlikle değil, geometrik faktörlerdeki değişikliklerle ilişkilidir.
Algol tipi tutulma değişkenleri (EA) - ışık eğrileri tutulmaların başlangıcını ve sonunu kaydetmenize olanak tanır; Tutulmalar arasındaki aralıklarda parlaklık neredeyse sabit kalır.
β Lyrae (EB) tipi tutulma değişkenleri - Tutulmalar arasında da dahil olmak üzere parlaklığı sürekli değiştiren elipsoidal bileşenlere sahip çift yıldızlar. İkincil bir minimuma kesinlikle uyulmaktadır. Adet dönemleri genellikle 1 günden uzundur.
W tipi Büyük Ayı (EW) tutulma değişkenleri, F ve sonraki spektral sınıflardaki yıldızların temas sistemleridir. 1 günden kısa sürelere sahiptirler ve genlikleri genellikle 0,8 m'den azdır.
Elipsoidal değişkenler (Ell), tutulma göstermeyen ikili sistemlerdir. Yıldızın gözlemciye bakan yayan yüzeyinin alanındaki değişiklikler nedeniyle parlaklıkları değişir.
OKPZ'nin üçüncü ve dördüncü basımlarının yayınlanması arasında geçen süre boyunca gözlem materyalinin yalnızca miktarı değil, kalitesi de arttı. Bu, yıldız değişkenliğine neden olan fiziksel süreçler hakkında bir fikir vererek daha ayrıntılı bir sınıflandırmanın getirilmesini mümkün kıldı. Yeni sınıflandırma 8 farklı değişken yıldız sınıfını içeriyor.
Püsküren değişen yıldızlar, kromosferlerindeki ve koronalarındaki şiddetli süreçler ve parlamalar nedeniyle parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır. Parlaklıktaki değişiklik genellikle zarftaki değişiklikler veya değişken yoğunluktaki yıldız rüzgarı şeklindeki kütle kaybı ve/veya yıldızlararası ortamla etkileşim nedeniyle meydana gelir. Titreşen değişken yıldızlar, yüzey katmanlarında periyodik genişleme ve daralma sergileyen yıldızlardır. Titreşimler radyal veya radyal olmayabilir. Bir yıldızın radyal titreşimleri şeklini küresel bırakırken, radyal olmayan titreşimler yıldızın şeklinin küreselden sapmasına neden olur ve yıldızın komşu bölgeleri zıt fazlarda olabilir. Dönen değişken yıldızlar, yüzey üzerindeki parlaklık dağılımı düzgün olmayan ve/veya elipsoidal olmayan bir şekle sahip olan, bunun sonucunda yıldızlar döndüğünde gözlemcinin onların değişkenliğini kaydeden yıldızlardır. Yüzey parlaklığındaki homojensizlikler, noktalardan veya sıcaklıktan ya da eksenleri yıldızın dönme ekseniyle çakışmayan manyetik alanların neden olduğu kimyasal homojensizliklerden kaynaklanabilir.
Kataklismik (patlayıcı ve nova benzeri) değişken yıldızlar. Bu yıldızların değişkenliği, yüzey katmanlarındaki (novalar) veya içlerindeki derinlerdeki (süpernovalar) patlama süreçlerinin neden olduğu patlamalardan kaynaklanmaktadır.
Tutulan ikili dosyalar
Sert X-ışını emisyonuna sahip optik değişken ikili sistemler
Diğer sembollere sahip değişkenler
Yeni değişken türleri, kataloğun yayınlanması sırasında keşfedilen ve bu nedenle daha önce yayınlanmış sınıflara girmeyen değişkenlik türleridir.
Sınıf 1 ve 5 örtüşüyor - RS ve WR değişkenlik türlerine sahip yıldızlar bu sınıfların her ikisine de aittir.
OKPZ-4 kataloğuna göre türe göre değişken yıldız sayısı
Bildiğiniz gibi Güneşimiz de tamamen eşit bir şekilde parlamıyor, ancak aktivitesini biraz değiştiriyor. Her 11 yılda bir Güneş üzerindeki güneş lekelerinin sayısı ve etkinliği artar. Tabii ki, Güneş'in titreşimleri, nova ve süpernova şöyle dursun, Sefeidlerin titreşimleriyle karşılaştırılamaz. Bu nedenle Güneşimiz kalıcı bir yıldızdır.
Değişken yıldızlar
Gökyüzünde parıldayan yıldızlar ilk bakışta sabit gibi görünse de birçoğunun görünen parlaklığının zamanla değiştiği ortaya çıkıyor. Yıldız daha parlak ve daha sönük hale gelir. Bu tür yıldızlara değişken yıldızlar denir. Bazı değişken yıldızlar için parlaklık kesinlikle periyodik olarak değişir. Bazıları için az ya da çok periyodik olarak değişirken, diğerleri için tamamen kaotik bir şekilde değişir. Beklenmedik bir şekilde parıldayan yıldızlar var. Birkaç gün önce fotoğraflarda zar zor görülebilen bir yıldız varken, bugün çıplak gözle görülebilen parlak bir yıldız var. Birkaç ay sonra yıldızın parlaklığı yeniden düşer. Bazı yıldızlarda tekrarlanan parlamalar yaşandı. Çok hızlı parlama yapan yıldızlar var. Birkaç dakika içinde yıldız yüzlerce kat daha parlak hale gelir ve bir saat sonra orijinal durumuna döner.
Çeşitli değişken yıldızların parlaklık dalgalanmalarının genlikleri, yıldız büyüklüğünün birkaç yüzde biri kadar değişir. Yıldız büyüklüğü, yıldızların görünür parlaklığının bir özelliğidir. Armatürlerin büyüklüğünü belirleme katsayısı 2.512'dir. Büyüklük sisteminin sıfır noktası geleneksel olarak Kuzey Yıldızı bölgesindeki, kuzey kutup serisi adı verilen bir grup yıldız tarafından belirlendi. Görünen büyüklüğün yıldızın büyüklüğü ile hiçbir ilgisi yoktur. Bu terimin tarihsel kökenleri vardır ve yalnızca bir yıldızın parlaklığını karakterize eder. En parlak yıldızların büyüklüğü sıfır, hatta negatiftir. Örneğin Vega ve Capella gibi yıldızların büyüklüğü yaklaşık olarak sıfırdır ve gökyüzümüzün en parlak yıldızı Sirius'un büyüklüğü eksi 1,5'tur. Büyüklük üstte küçük Latin harfi m ile gösterilir ("büyüklük" kelimesinden - büyüklük). Gözle görülemeyen yıldızlar için aynı büyüklük ölçeği kullanılır. 15-17 büyüklüğe kadar. Teknolojinin gelişmesi ve yıldızların parlaklığını kaydeden alıcıların gelişmesiyle birlikte genlikleri çok küçük ve kısa periyotlu yeni değişken yıldızların keşfedilmesi mümkün hale geldi. Galactica Galaksisinde keşfedilen değişken yıldızların toplam sayısı. Diğer galaksilerden farklı olarak adı büyük harfle yazılmıştır. yaklaşık 40.000 ve diğer galaksilerde Galaksi, 5000'den fazla büyük bir dönen yıldız sistemidir. Değişken yıldızları belirtmek için, yıldızın bulunduğu takımyıldızı belirten Latin harfleri kullanılır. Bir takımyıldız içinde değişken yıldızlara sırasıyla bir Latin harfi, iki harfin birleşimi veya bir sayıyla birlikte V harfi atanır. Örneğin: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Değişken yıldızlar üç büyük sınıfa ayrılır: titreşen, patlayan (patlayıcı) ve gölgelenen. Titreşen yıldızların parlaklıkları yumuşak bir şekilde değişir. Yarıçaptaki ve yüzey sıcaklığındaki periyodik değişikliklerden kaynaklanır. Yıldızlar büzüldükçe sıcaklık artar. Sıcaklıktaki bir artış parlaklıkta bir artışa yol açar. Parlaklık, yarıçapın azalmasına rağmen bir yıldızın birim zamanda yaydığı toplam enerjidir. Titreşimli yıldızların periyotları bir günün kesirlerinden (RR Lyrae tipi yıldızlar) onlarca (Cepheidler) ve yüzlerce güne (Mirids - Mira Ceti tipi yıldızlar) kadar değişir. Cepheidler ve RR Lyrae yıldızlarında periyodiklik inanılmaz bir doğrulukla korunur. Parlaklığında yarı düzenli veya kaotik değişiklikler olan değişken yıldızlarda, titreşimler daha güçlü olmasına rağmen düzensiz olarak meydana gelir. Tüm Sefeidler devdir, büyük parlaklığa sahip yıldızlardır, birçoğu süperdevdir, bunlar en yüksek parlaklığa sahip yıldızları içerir. Miridlere uzun dönemli değişen yıldızlar denir. Parlaklıklarındaki değişikliklere sıcaklıklarındaki değişiklikler de eşlik eder. Mira Ceti en büyük haliyle neredeyse Kuzey Yıldızı kadar parlaktır. Bu türden değişken yıldızlar aynı zamanda süperdev yıldızlardır. Yaklaşık 14 bin titreşimli yıldız keşfedildi.
Değişken yıldızların ikinci sınıfı patlayıcıdır veya aynı zamanda patlayan yıldızlardır. Bunlar arasında öncelikle süpernovalar yer alır. Süpernovalar, yıldız patlamaları sonucu gökyüzünde ortaya çıkan en parlak yıldızlardır. Yeni novalar, parlaklıkları aniden yüzlerce, binlerce ve bazen milyonlarca kat artan yıldızlar, tekrarlanan novalar, U İkizler yıldızlarıdır. Nova benzeri ve simbiyotik yıldızlar. Tüm bu yıldızlar, parlaklıkta ani bir artışla birlikte, patlayıcı nitelikteki tek veya tekrarlanan patlamalarla karakterize edilir. Bu yıldızların birçoğu yakın ikili sistemlerin bileşenleridir ve bu tür sistemlerdeki bileşenler etkileşime girdiğinde şiddetli süreçler ortaya çıkar. değişken yıldız uydusu
Daha önce gerçekten yeni yıldızların yeniden ortaya çıktığı düşünülüyordu. Ancak bu yıldızlar daha önce de vardı; yıldızlı gökyüzünün daha önce çekilen fotoğraflarında sönük yıldızlar olarak görünüyorlar.
Yeni yıldızların bazıları (ve belki de tümü) tekrar tekrar parlıyor. Yani özel, kararsız bir duruma sahip olan çok sıcak yıldızlar, saniyede yüzlerce kilometreye varan bir hızla aniden parlayıp boyutlarını büyütebilirler. Bir flaş sırasında dış gaz katmanları yırtılır ve büyük bir hızla uzaya fırlar. Zamanla bu gazlar dağılır.
Nadir durumlarda süpernova patlamaları da gözlemlenir. Bir parlama sırasındaki parlaklıklarının Güneş'in parlaklığından onlarca ve yüz milyonlarca kat daha fazla olması bakımından farklılık gösterirler. Şu anda gökbilimciler ve fizikçiler, süpernova patlamaları gibi görkemli bir olaya hangi fiziksel nedenlerin neden olduğu sorusunu çözmek için çok çalışıyorlar.
İkincisi, patlayan yıldızlar arasında genç, hızlı, düzensiz değişen yıldızlar, UV Ceti tipi yıldızlar ve bir takım ilgili nesneler bulunur. Açık patlamaların sayısı 2000'i aşıyor.
Titreşen ve patlayan yıldızlara fiziksel değişken yıldızlar denir, çünkü görünür parlaklıklarındaki değişiklikler üzerlerinde meydana gelen fiziksel süreçlerle ilişkilidir. Bu, yıldızın sıcaklığını, rengini ve bazen boyutunu değiştirir.
Değişken yıldızların üçüncü sınıfı, gölgeli değişkenleri içerir. Bunlar yörünge düzlemi görüş hattına paralel olan ikili sistemlerdir. Yıldızlar ortak bir ağırlık merkezi etrafında hareket ederken dönüşümlü olarak birbirlerini gölgede bırakırlar ve bu da parlaklıklarında dalgalanmalara neden olur.
Algol yıldızının ışık eğrisi. Yatay süreyi saat cinsinden gösterir
Algol uydusu hareket diyagramı
Yakın sistemlerde, toplam parlaklıktaki değişiklikler yıldızların şeklindeki bozulmalardan kaynaklanabilir. Tutulan ikililerin parlaklık değişim periyotları birkaç saatten onlarca yıla kadar değişir. Galakside bu tür 4.000'den fazla yıldız bilinmektedir.
Ayrıca küçük, ayrı bir değişken yıldız sınıfı da vardır - manyetik yıldızlar. Büyük bir manyetik alana ek olarak yüzey özelliklerinde de güçlü homojensizlikler vardır. Yıldızın dönüşü sırasındaki bu tür homojensizlikler parlaklıkta bir değişikliğe yol açar.
Yaklaşık 20.000 yıldız için değişkenlik sınıfı belirlenmemiştir.
Değişken yıldızlar gökbilimciler tarafından çok dikkatli bir şekilde incelenmektedir. Parlaklık, spektrum ve diğer miktarlarda gözlemlenen değişiklikler, bir yıldızın parlaklık, yarıçap, sıcaklık, yoğunluk, kütle gibi temel özelliklerini belirlemenin yanı sıra atmosferlerin yapısını ve çeşitli gaz akışlarının özelliklerini incelemeyi mümkün kılar. Çeşitli yıldız sistemlerindeki değişken yıldızların gözlemlerinden bu sistemlerin yaşını ve yıldız popülasyonunun türünü belirlemek mümkündür. Sefeidler için keşfedilen dikkat çekici “periyod-parlaklık” ilişkisi, yıldızın gerçek parlaklığını ve dolayısıyla belirlenen periyoda göre ona olan uzaklığı hesaplamayı mümkün kılıyor. Çok uzak bir yıldız kümesinde bir Sefeid keşfedilirse, parlaklığındaki ve dolayısıyla parlaklığındaki değişim periyodu gözlemlerle ölçülür. Ve bundan sonra, bu Cepheid'in hangi mesafede bulunduğunu hesaplamak kolaydır, eğer belirli bir parlaklıkta bize parlaklığıyla şu büyüklükte bir yıldız olarak görünürse. Kümenin boyutları, ne kadar büyük olursa olsun, ona olan mesafeye kıyasla önemsizdir, bu da kümenin içerdiği tüm yıldızların bizden yaklaşık olarak aynı uzaklıkta olduğu anlamına gelir. Bu şekilde Galaksimizin uzak kısımlarına ve diğer galaksilere olan mesafeler ölçüldü. Modern gözlemler bazı değişken çift yıldızların X-ışını radyasyonunun kozmik kaynakları olduğunu göstermiştir.
Titreşen yıldızlar genişler ve büzülür, büyür ve küçülür, daha sıcak ve daha soğuk, daha parlak ve daha sönük hale gelir. Bu yıldızların fiziksel özellikleri öyledir ki, tıpkı gökyüzünde atan kalpler gibi, sanki salınıyor veya atıyormuşçasına bir durumdan diğerine ve geriye doğru hareket ederler.
Sefeid değişken yıldızlar
Amerikalı gökbilimci Henrietta Leavitt, Sefeidlerin dönem-parlaklık ilişkisine sahip olduğunu keşfetti. Bu terim, parlaklık periyodu ne kadar uzun olursa (ardışık parlaklık zirveleri arasındaki aralık), yıldızın ortalama gerçek parlaklığının da o kadar yüksek olacağı anlamına gelir. Bu nedenle, Sefeid değişken bir yıldızın günler ve haftalar boyunca değişen görünen büyüklüğünü ölçerseniz ve ardından parlaklık değişiminin periyodunu belirlerseniz, yıldızın gerçek parlaklığını kolayca hesaplayabilirsiniz.
Bu neden gerekli? Ve sonra bir yıldızın gerçek parlaklığını bilerek ona olan mesafeyi belirleyebilirsiniz. Sonuçta bir yıldız ne kadar uzaktaysa o kadar sönük görünür ama yine de aynı gerçek parlaklığa sahip aynı yıldızdır.
Uzaktaki sönük yıldızlar ters kare kanununa uyarlar. Bu, bir yıldızın 2 kat daha uzakta olması durumunda 4 kat daha sönük görüneceği anlamına gelir. Ve eğer bir yıldız 3 kat daha uzaktaysa, 9 kat daha sönük görünür. Yıldız 10 kat daha uzaktaysa 100 kat daha sönük görünür.
Son zamanlarda medyada Hubble Uzay Teleskobu'nun yardımıyla Evrenin ölçeğini ve yaşını belirlemenin mümkün olduğuna dair haberler çıktı. Aslında bu, Cepheid değişken yıldızlarının Hubble teleskopunun kullanıldığı bir çalışmanın sonucudur. Bu Sefeidler uzak galaksilerde bulunur. Ancak gökbilimciler parlaklıklarındaki değişimi gözlemleyerek ve parlaklık değişimi periyodu ile parlaklık arasındaki ilişkiyi kullanarak bu galaksilere olan mesafeyi belirlediler.
RR Lyrae yıldızları
RR Lyrae yıldızları Cepheidlere benzer ancak onlar kadar büyük veya parlak değildir. Bazıları Samanyolu gökadamızdaki küresel bir yıldız kümesinde yer alır ve parlaklık değişim periyodu ile parlaklık arasında da bir ilişki vardır.
Küresel kümeler, Samanyolu'nun oluşumu sırasında doğan eski yıldızlarla dolu devasa küresel oluşumlardır. Bunlar, yalnızca 60-100 ışıkyılı genişliğinde, birkaç yüz binden bir milyona kadar yıldızın "paketlendiği" uzay alanlarıdır. Gökbilimciler, RR Lyrae yıldızlarının parlaklığındaki değişiklikleri gözlemleyerek bu tür yıldızlara olan mesafeyi tahmin edebilirler. Ve eğer bu yıldızlar küresel kümeler halindeyse, o zaman bu küresel kümelere olan mesafe belirlenebilir.
Bir yıldız kümesine olan mesafeyi bilmek neden bu kadar önemlidir? İşte nedeni. Bir kümede bulunan tüm yıldızlar aynı anda ortak bir buluttan oluşmuştur. Ve hepsi aynı kümede oldukları için Dünya'dan yaklaşık olarak aynı uzaklıkta bulunuyorlar. Bu nedenle bilim insanları bir kümedeki yıldızlar için H-R diyagramı oluştururken farklı yıldızlara olan uzaklık farklılıklarından kaynaklanan hatalar olmayacaktır. Ve yıldız kümesine olan mesafeyi biliyorsak, diyagramda gösterilen tüm büyüklükler parlaklığa, yani yıldızın saniyede yaydığı enerjinin yoğunluğuna dönüştürülebilir. Ve bu değerler doğrudan teorik verilerle karşılaştırılabilir. Astrofizikçilerin yaptığı da tam olarak budur.
Uzun dönemli değişken yıldızlar
Astrofizikçiler Cepheid ve RR Lyrae değişken yıldızlarından gelen bilgileri işlerken, amatör gökbilimciler Mira Ceti değişkenleri adı verilen uzun dönemli değişken yıldızları gözlemlemekten keyif alıyor. Mira, Omicron Ki yıldızının diğer adıdır.
Mira Ceti gibi değişken yıldızlar Sefeidler gibi titreşir, ancak ortalama 10 ay veya daha fazla süren çok daha uzun parlaklık değişim periyotlarına sahiptirler ve buna ek olarak daha büyük bir parlaklık değişimi genliğine sahiptirler. Mira Ceti'nin parlaklığı maksimum değere ulaştığında çıplak gözle görülebiliyor, parlaklık minimum olduğunda ise teleskopa ihtiyaç duyuluyor. Uzun periyotlu yıldızların parlaklık değişimleri de Sefeidlere göre çok daha düzensiz bir şekilde meydana gelir. Bir yıldızın ulaştığı maksimum büyüklük bir dönemden diğerine büyük ölçüde değişebilir. Yapılması hiç de zor olmayan bu tür yıldızların gözlemleri, bilim adamlarının önemli bilimsel bilgilere ulaşmasını sağlıyor. Siz de değişken yıldızların incelenmesine katkıda bulunabilirsiniz (bu bölümün son kısmında bundan daha detaylı bahsedeceğim).
Değişken yıldızlar parlaklıkları değişen yıldızlardır. Değişken yıldızların bir kısmı parlaklıklarını periyodik olarak değiştirirken, diğerleri parlaklıkta rastgele bir değişim yaşarlar. Periyodik değişken yıldızlar, örneğin, bildiğiniz gibi ikili sistemler olan örtülen değişken yıldızları içerir. Ancak bunların aksine, üzerlerinde meydana gelen fiziksel işlemler nedeniyle parlaklığı değişen onbinlerce tek yıldız bilinmektedir. Bu tür yıldızlara fiziksel değişkenler denir. Keşifleri ve araştırmaları, yıldızların çeşitliliğinin yalnızca yıldızların birbirlerinden kütle, boyut, sıcaklık, parlaklık ve spektrum bakımından farklı olmasıyla değil, aynı zamanda bu fiziksel özelliklerden bazılarının uzun süre değişmeden kalmasıyla da ortaya çıktığını gösterdi. aynı yıldızlar
Sefeidler
Sefeidler çok yaygın ve çok önemli bir fiziksel değişken yıldız türüdür.
Cepheidlerin spektrumları üzerine yapılan bir çalışma, maksimum parlaklığa yakın bu yıldızların fotosferlerinin bize en büyük hızla yaklaştığını ve minimuma yakın bir yerde bizden en büyük hızla uzaklaştıklarını gösteriyor. Bu, Sefeidlerin spektrumundaki çizgi kaymalarının Doppler etkisine dayalı analizinden kaynaklanmaktadır.
Yıldızın fotosferinin hareketiyle ve dolayısıyla büyüklüğündeki değişimle ilk kez karşılaşıyoruz. Aslında Güneş'in ve ona benzeyen diğer yıldızların boyutları pratikte değişmez. Bu nedenle Sefeidler, bu tür durağan yıldızların aksine, durağan olmayan yıldızlardır. Sefeidler periyodik olarak şişen ve büzülen titreşen yıldızlardır. Sefeid titreşirken, fotosferinin sıcaklığı da değişir. Yıldız, maksimum parlaklığında en yüksek sıcaklığa sahiptir.
Uzun periyotlu Sefeidlerin titreşim periyodu ile bu yıldızların parlaklıkları arasında “periyot-parlaklık” adı verilen bir ilişki vardır. Sefeidlerin parlaklığındaki değişim periyodu gözlemlerden biliniyorsa, o zaman “periyot-parlaklık” kullanılır. ilişki, onun mutlak büyüklüğünü belirleyebilir ve daha sonra formülü kullanarak, gözlemlerden görünen büyüklüğünü bilerek Sefeid'e olan mesafeyi hesaplamak kolaydır. Sefeidler dev ve süperdev yıldızlara (yani çok büyük boyutlara ve parlaklığa sahip olanlara) ait oldukları için çok uzak mesafelerden görülebilirler. Uzak yıldız sistemlerinde Sefeidlerin tespit edilmesiyle bu sistemlere olan mesafe belirlenebilmektedir.
Sefeidler en nadir yıldızlar arasında değildir. Pek çok yıldızın yaşamları boyunca bir süre Sefeid olmaları muhtemeldir. Bu nedenle Sefeidleri incelemek yıldızların evrimini anlamak açısından önemlidir.
Diğer fiziksel değişken yıldızlar
Sefeidler birçok fiziksel değişken yıldız türünden sadece bir tanesidir. İlk değişken yıldız 1596 yılında Cetus (Mira Ceti veya Amazing Cetus) takımyıldızında keşfedildi. Bu bir Cepheid değil. Parlaklık dalgalanmaları yaklaşık 350 d'lik bir periyotta meydana gelir ve parlaklık maksimumda 3 m'ye, minimum 9 m'ye ulaşır. Daha sonra Mira Ceti gibi birçok uzun dönemli yıldız keşfedildi.
Bunlar esas olarak "soğuk" yıldızlardır - spektral sınıf M'nin devleri. Bu tür yıldızların parlaklığındaki değişiklik, görünüşe göre yıldızın iç kısmından atmosferin daha yüksek katmanlarına doğru sıcak gazların titreşimi ve periyodik patlamalarıyla ilişkilidir.
Fiziksel değişen yıldızların tümü periyodik değişiklikler göstermez. Yarı düzenli ve hatta düzensiz değişkenlere ait olduğu bilinen birçok yıldız vardır. Bu tür yıldızlar için parlaklık değişimindeki bir modeli fark etmek zor, hatta imkansızdır.
