Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

DEĞİŞEN YILDIZLAR Parlaklığı sabit olmayan yıldızlara değişen yıldızlar denir. Onlar iki büyük gruba ayrılabilir: 1- Dıştan değişen veya geometrik değişen.

Benzer bir sunumlar


... konulu sunumlar: "DEĞİŞEN YILDIZLAR Parlaklığı sabit olmayan yıldızlara değişen yıldızlar denir. Onlar iki büyük gruba ayrılabilir: 1- Dıştan değişen veya geometrik değişen."— Sunum transkripti:

1 DEĞİŞEN YILDIZLAR Parlaklığı sabit olmayan yıldızlara değişen yıldızlar denir. Onlar iki büyük gruba ayrılabilir: 1- Dıştan değişen veya geometrik değişen yıldızlar. Bunlarda ışık değişimi dıştan bir sebebe bağlıdır. Örten değişen yıldızlarda olduğu gibi. 2- İçten değişen veya fiziksel değişen yıldızlar. Bunlarda ışık değişiminin nedeni, yıldızın fizik şartlarının değişmesidir (sıcaklık, çap, yoğunluk değişimi gibi). Önceki bölümde örten değişen yıldızların özelliklerini gördük. Bu bölümün konusu içten değişen yıldızların incelenmesidir. Bunlar da değişim sınıfına göre iki sınıfa ayrılıyorlar: a) Pulsasyon yapan değişenler b) Patlayan değişenler

2 DEĞİŞEN YILDIZLAR Dıştan Değişen (geometrik değişen yıldızlar)

3 Pulsasyon yapanlar parlaklıklarında oldukça düzenli bir değişim gösterirler. Sıcaklık, yoğunluk ve radyal hız ışık değişimi ile birlikte düzenli bir şekilde değişir. Bütün bu değişimler, yarıçapın ortalama bir konum etrafında pulsasyon yani salınım yaptığı kabul edilerek açıklanabilir. Patlayan değişen yıldızlar çok daha az düzenli bir değişim gösterirler; parlaklıkları ani bir şekilde artar ve değişim genellikle pulsasyon yapanlara nazaran çok daha büyüktür. Parlaklık değişimi bir patlama ile açıklanır. Çünkü tayflarındaki bütün çizgiler büyük bir yaklaşma hızı vermektedir, bu da yıldıza ait gazın dışarı atıldığını gösterir. Ancak iki sınıf arasındaki ayırım böyle net değildir, çok düzensiz pulsasyon yapan değişen yıldızlar bulunduğu gibi, belli zaman aralıkları ile patlamaların tekrarlandığı patlayan değişenler de vardır. DEĞİŞEN YILDIZLAR

4 Bir değişen yıldızın özellikleri onun ışık eğrisi (zamanın fonksiyonu olarak görünen parlaklığını veren eğri), yani bu eğrinin periyodu ve genliği (minimum ve maksimum kadirler arasındaki fark) ile belirlenmiştir. Ayrıca bu özellikler, yıldızın HR diyagramındaki yerine sıkı sıkıya bağlıdır. Bütün değişenler HR diyagramında anakol dışında bulunurlar. Anakol, yıldızın yaşamı süresince en uzun kaldığı yerdir. O halde değişkenlik, gelişerek anakoldan uzaklaşmış bir yıldızın hayatının nispeten kısa bir devresine eşlik eden veya henüz büzülme halinde bulunan genç bir yıldızın bu evresine eşlik eden bir olaydır. Başka bir deyişle, değişkenlik öyle bir olaydır ki bir yıldızın hayatının geçiş evrelerine (ki bu evrelerde o, az veya çok kararsız bir durumda bulunur) eşlik eder. Değişen yıldızların, bütün galaktik yıldızların sayısının yaklaşık milyonda biri kadar olduğu tahmin edilmektedir. Popülasyon I ve Popülasyon II ye dahil değişen yıldızlar bilinmektedir. Değişen PopI yıldızları ile değişmeyen PopI yıldızları arasındaki oran dır. PopII için de oran aynıdır.

5 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların İsimlendirilmesi Bir takımyıldızda ilk keşfedilmiş değişen yıldızlar, R den başlayarak bir harf ve sonra takım yıldızın adı ile isimlendirilmiştir. Örneğin; R Sagittarii, S Sagittarii ve böylece Z Sagittarii e kadar, sonra RR, RS, RT,...RZ; SS, ST,...SZ ve bu şekilde ZZ ye kadar devam ediliyor. Sonra tekrar AA,..AZ, BB, BC,...BZ şeklinde devam ederek QZ ye kadar geliniyor. Böylece 334 kombinasyon var. Fakat bazı takım yıldızlarda değişen yıldız sayısı çok fazladır, eğer 334 den fazla yıldız varsa o zaman V335, V336,.... şeklinde devam ediyor. V den sonra bir sayı ve takım yıldızın adı yazılır. Örneğin V367 Cygni gibi.

6 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi Görsel, fotoğrafik ve fotoelektrik olarak gözlenebilirler. Onların parlaklıkları, teleskobun alanında bulunan değişmeyen belli sayıda yıldızın (bunlara mukayase yıldızları denir) parlaklıkları ile karşılaştırılır. Değişen bir yıldızın sadece parlaklığı değil, aynı zamanda onun renk ölçeğinin de değiştiği bulunmuştur; bu da yıldızın sıcaklığının da değiştiğini gösterir. En sağlıklı gözlemler fotoelektrik gözlemlerdir, 0 m.001 lik hata verirler, yani 0 m m.03 lik bir değişimi bile ölçebiliriz. Halbuki görsel ve fotoğrafik gözlemler, ancak kadirden büyük bir değişimi değerlendirebilirler. Işık eğrisini çizerken, kadir değerleri zamanın fonksiyonu olarak koordinat sistemine işaretlenir. Zaman Jülyen günü ve günün kesri olarak gösterilir. Pulsasyon yapan ve patlayan değişen yıldızlar da kendi içlerinde bazı alt sınıflara ayrılırlar, her sınıf o sınıftaki prototip (yani ilk defa keşfedilmiş veya en parlak) yıldızın ismini alır.

7 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi

8 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi

9 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi Mira Omicron Ceti

10 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira, Omicron Ceti Right Ascension02 : 19 : 20.7 (h:m:s) Declination-02 : 58 : 39 (deg:m:s) Distance400 (ly) Visual brightness (mag) Period (days) Spectra typeM7IIIe Mira was the second variable and the first pulsating one to be discovered, on August 13, 1596 by David Fabricius ( ), a disciple of Tycho Brahe and amateur astronomer, and then regarded as a nova because it appeared and faded from view later. Before its discovery, prediscovery sightings have been recorded, first by Hipparchus (134 B.C.), then in 1070 by Chinese observers, and possibly in 1592 and/or 1594 by Korean observers. In 1603, it was seen, measured and cataloged by Johann Bayer in his Uranometria as star of 4th magnitude, and labelled Omicron Ceti by him. R.H. Allen (1899) reports that its discoverer, Fabricius, observed it again on February 15, Its periodic variability was only discovered by Jan Fokkens (Johann Phocylides) Holwarda ( ) of Friesland/Holland, who discovered it again in 1638 and observed it subsequently in the years following; he derived a period of about 11 months (first derived 1639). Johann Hevelius observed it from 1659 to 1682, inserted it in his monumental work, Prodomus Astronomiae, and christened it "Mira", "the Wonderful", in his Historiola Mirae Stellae of The period of Mira was first determined more acurately by Ismail Bouillaud of Paris to be 333 days, only about 1 day deviating from the modern value, no wonder because this period is subject to small irregular variations.R.H. Allen (1899) William Herschel found its brightness "almost equal to Aldebaran" (0.85 mag) on November 6, 1779, and its color being a deep garnet like Mu Cephei in According to Allen, S.C. Chandler gave its maxima in the 1890s as varying between 1.7 and 5.0 mag (1897: 3.0 mag), and the minima between 8,0 and 9.5. Mira is the brightest and most famous long-period pulsating variable in the sky, and gave the name to this whole class of stars. It changes its brightness normally between maxima of about 3rd magnitude and minima of about mag 10, but occasionally brighter maxima up to mag 2.0 are observed (e.g. by William Herschel), or fainter when Mira stays at about magnitude 5. At a distance of about 400 light years, this corresponds to absolute magnitudes of about near the maxima and +4.7 near its minima, so giant cool Mira is only about as, or even less luminous than our sun near its minima, but brightens up to about 700 and occasionally even over 1500 solar luminosities near the maximum of its cycle. Mira is also the dominant component of a double star, which is separated by only 0.6 arc seconds. As the companion orbits Mira in about 400 years, it has now just once orbited the star since Fabricius discovered its variability. The linear distance was given as about 70 Astronomical Units, i.e. 70 times the distance between Earth and Sun. The companion is probably a white dwarf in interaction with Mira, which is surrounded by an accretion disc of material which it has captured away from the red giant Mira, and which may well be brighter than the companion star itself. This companion has a brightness which also varies, between 9.5 and 12 visual magnitudes (its variable star designation is VZ Ceti). Its variation is rather complicated: A slow variation of about 13 years period is superimposeds by rapid fluctuations over minutes, and occasionally a rare flare of some minutes duration. CZ is currently coming even closer to Mira, to about 0.1 arc seconds at its periastron in 2001; their separation has been about 1.7 arc seconds around Would the companion be closer, this system would be classified as a symbiotic star (like R Aquarii).R Aquarii The membership in a binary makes Mira interesting because it allows for a variety of physical investigations, such as mass determination. Astronomers using the Hubble Space Telescope have determined Mira's angular diameter as about 60 milli-arc seconds, corresponding to 700 times the linear diameter of our sun. Mira A (yellow, right) is shedding material (green) that flows into a disk (red) around Mira B (blue, left).

11 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi

12 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi

13 DEĞİŞEN YILDIZLAR Değişen Yıldızların Gözlemi

14 DEĞİŞEN YILDIZLAR TypePrototypeM V (mag. ) Spectral Class Pulsation Period Range Characteristic Period Amplitude (mag. ) Classical (Pop I) Cepheids  Cephei -0.5 to -6F6 to K21 d to 50 d 5 d to 10 d Population II Cepheids W Virginis0 to -3F2 to G62 d to 45 d 12 d to 28 d RR Lyrae starsRR Lyrae0.5 to 1A2 to F61.5 h to 24 h 0.5 d 0.5 – 1.5 Long-Period variables o Ceti (Mira) 1 to -2M1 to M6130 d to 500 d 270 d 2.5 RV Tauri starsRV Tauri-3G, K20 d to 150 d 75 d Beta (Cep) Canis Majoris stars  Canis Majoris -3B1, B24 h to 6 h 5h5h 0.2 – 0.3 Semiregular red variables  Herculis -1 to -3K, M, R, N, S100 d to 200 d 100 d 1 Dwarf Cepheids  Scuti 4 to 2A to F1 h to 3 h 2h2h Pulsasyon Yapan Yıldızlar

15 DEĞİŞEN YILDIZLAR Uzun periyotlular ve Mira Cetilerin aynı özelliklere sahip oldukları görülüyor; yalnız değişim dönemleri farklıdır. Ayrıca uzun periyotlu değişen yıldızların uzay hızları ortalama olarak 90 km/sn nin üzerinde bunun için bunların Pop II oldukları, halbuki Mira Ceti yıldızlarının uzay hızları ortalama 40 km/sn dir, bunun için bunların Pop I yıldızları oldukları kabul ediliyor.  Cepheiler,  Scutiler, RR Lyraeler ve Cepheidlere (  Cepheid den geliyor, bu sınıfın ilk keşfedilen yıldızı) düzgün değişenler de denir; çünkü onların ışık değişimi çok düzgün ve periyotları sabittir.

16 DEĞİŞEN YILDIZLAR  Cepheidler B0-B3 sınıfları arasında ve III, IV parlaklık sınıfından yıldızlardır. Yani onlar çok sıcak ve parlak olup genç yıldızlardır.  Cephei (veya  Canis Major) yıldızları anakolun en üst kısmında (fakat onun üzerinde değil) yer alırlar, dolayısıyla onlar galaktik diskin genç populasyonuna dahildirler ve anakoldan dışarı doğru gelişmeye başlamaktadırlar. Genlik daima çok küçüktür. Işık değişimine, peryodik radyal hız değişimi eşlik eder; her ikisinin periyodu da aynıdır. Radyal hızın bu değişimi, gözlemciye dönük yarı yüzün peryodik olarak yaklaşıp uzaklaştığını yani yıldızın büzülüp genişlediğini gösterir.

17 DEĞİŞEN YILDIZLAR The second brightest star in the constellation Cepheus and the prototype Beta Cephei star. Its Arabic name (also spelled “Alphirk”) may refer to “the two stars” (the other being Alderamin) or may come from a phrase meaning “flock of sheep.” A giant B star, Alfirk’s chief period is 4.57 hours, during which it varies from magnitude 3.16 to 3.27 and back. Like all Beta Cephei stars, however, Alfirk pulsates with many periods at once, smaller changes taking place with a variety of other periods between four and five hours, in addition to 6- and 12-day rotational modulations. It is also a Be star that sheds matter and has a magnetic field about 100 times stronger than Earth’s. Beta Cephei has a hot corona that radiates about 2,000 times more X- ray power than the Sun – activity thought to be related to the star's advanced stage of evolution. Two smaller, dimmer A stars accompany it: the inner, about 45 AU away with an orbital period of some 90 years; the outer, easily seen in a small telescope, at least 2,400 AU away with a period of at least 30,000 years. CepheusBeta Cephei starAlderaminB starBe starA stars  Cephei Visual magnitude3.23 Absolute magnitude-3.08 Spectral typeB2III Surface temperature K Luminosity L sun Mass12 M sun Distance595 light-years PositionR.A. 21h 28m 39.6s, Dec. +70° 33' 39"

18 DEĞİŞEN YILDIZLAR RR Lyrae’ler Bunlara kısa periyotlu Cepheidler de denir. RR Lyraeler en çok rastlanan değişen yıldızlardır. A0 ve F0 tayf türleri arasında bulunan yıldızlardır. Onların salt parlaklıkları 0 m -0 m.6 civarındadır; küresel kümelerde çok bulunurlar, fakat galaktik haloda da tek olarak bulunurlar. HR diyagramındaki yerleri küresel küme diyagramlarının karakteristiği olan yatay kol üzerindedir. Onların bu konumu, gelişimin çok ileri bir evresinde olduklarını gösterir. Periyotları 1 günden küçüktür ve genlikleri 0 m.5-1 m.5 arasındadır. Radyal hız eğrisi ışık eğrisi ile aynı periyoda sahiptir.

19 DEĞİŞEN YILDIZLAR XZ Cygni (RR Lyr type variable)

20 DEĞİŞEN YILDIZLAR Blazhko Effect of RR Lyr

21 DEĞİŞEN YILDIZLAR Yearly rate of RR Lyr maxima observation over one century

22 DEĞİŞEN YILDIZLAR Cepheidler δ Cepheiδ Cephei is the prototype Cepheid variable. It was discovered to be variable by John Goodricke in It varies between 3 m.5 and 4 m.3 over a period around 5.4 days.Cepheid variable John Goodricke 1784 Periyotları gün arasında, fakat çoğunun periyodu 5 gün civarındadır. Işık eğrisinin genliği 0 m.5 ila 2 m arasındadır.

23 Radyal hız eğrisi genellikle ışık eğrisinin tam tersidir; yani ışık maksimum iken radyal hız minimumdur, ışık minimum iken radyal hız maksimum olur. Radyal hızın minimum olması demek yaklaşma hızının maksimum olması demektir. Şekil, Radyal hız eğrisi integre edildiği zaman, yıldızın yarıçapının ortalama bir değere nazaran  R değişimi elde edilir. Şekildende görülüyor ki pulsasyon hızı sıfır olduğu zaman, yarıçap maksimum veya minimumdur. Radyal hız maksimum veya minimum olduğu zaman ise yarıçap ortalama değere sahiptir. O halde yıldızın parlaklığı maksimum ve minimum iken yarıçapı aynıdır, demekki parlaklık değişiminin nedeni yarıçap değişimi değildir. Yapılan taysal çalışmalar yıldızın sıcaklığının da değiştiğini göstermektedir. Şekilden de görüldüğü gibi parlaklıkla beraber sıcaklıkta artmaktadır. O halde parlaklığın değişmesinin nedeni sıcaklık değişimidir. DEĞİŞEN YILDIZLAR

24

25 Cepheidlerin tayfı F5-K2 arasındadır. Işığın maksimumunda tayf genellikle F0-G0 arasındadır, minimumda ise G0-K0 arasındadır. Tayfsal değişimin ve radyal hız eğrisinin genliği, ışık eğrisinin genliği arttıkça artar. Cefeidlerin ortalama tayf türü, periyotları değişir. P~1 gün için A, P~2 gün için F5 ve P~30 gün için G5 tir. Klasik cepheidler aynı tayf türündeki anakol yıldızlarından daha parlaktırlar. Onların salt parlaklıkları -2 m ve -6 m arasındadır. Bu nedenle sarı dev veya süperdev yıldızlardır. Salt parlaklıkları büyük olduğu için aynı uzaklıktaki diğer yıldızlardan daha kolay görülürler. DEĞİŞEN YILDIZLAR

26 The second Cepheid variable to be identified and the prototype for the category known as Type I Cepheids, or Delta Cephei stars. With a change in apparent magnitude of 3.5 to 4.4 over a period of days, Delta Cep’s entire range of variability can be followed with the naked eye. At a declination of +58°, Delta makes a perfect target for northern observers, especially those who see Cepheus as a circumpolar constellation. Also, it lies conveniently between two bright stars that shine close to each end of its range of variability: Zeta Cep (magnitude 3.6) and Epsilon Cep (magnitude 4.2). For those observing with binoculars or a modest telescope, Delta Cep's companion stars can be discerned. A seventh magnitude mate is located 41" from the variable itself and is thought to be physically associated with it. A second nearby star of 13th magnitude, located 20.9" from Delta, is most likely a line-of-sight object.Cepheid variableDelta Cephei stars Cepheus Visual magnitude4.07 (mean) Absolute magnitude-3.26 Spectral typeG2Ib Distance950 light-years Position R.A. 22h 29m 12s, Dec. +58° 25' 08"

27 DEĞİŞEN YILDIZLAR

28

29 Cepheidler: Polaris

30 Polaris is a trinary system, consisting of a large yellow Cepheid variable (α UMi A), orbited by a bright yellow dwarf (α UMi B) at a distance of about 2400 AU (360 billion kilometers, or 224 billion miles). Polaris B can be seen with even a modest telescope and was first noticed by William Herschel in In 1929, it was discovered by examining the spectrum of Polaris A that it had another very close dwarf companion (variously α UMi P, α UMi a or α UMi Ab). In January 2006, NASA released images from the Hubble telescope, directly showing all three members of the Polaris trinary system. The nearer dwarf star is in an orbit of only 18.5 AU (2.8 billion km [1]; about the distance from our Sun to Uranus) from Polaris A, explaining why its light is swamped by its close and much brighter companion.[2]trinary systemCepheid variable yellow dwarfAUkilometersmilesWilliam HerschelspectrumNASAHubble telescope[1]SunUranus[2] Polaris is 431 light years (132 pc) from Earth, according to astrometric measurements of the Hipparcos satellite. Concerning the detailed physics, α UMi A is an F7 bright giant (II) or supergiant (Ib). The two smaller companions are: α UMi B an F3V main sequence star, orbiting in 2400 AU distance, and C a very close dwarf on a 18.5 AU orbit. Recent observations show that Polaris may be part of a loose open cluster of type A and F stars.light yearspcastrometricHipparcosmain sequenceopen cluster The giant star of Polaris is a classical Population I Cepheid variable (although it was once thought to be Population II due to its high galactic latitude). Since Cepheids are an important standard candle for determining distance, Polaris (as the closest such star) is heavily studied. Around 1900, the star luminosity varied ±8% from its average (0.15 magnitudes in total) with a 3.97 day period; however, the amplitude of its variation has been quickly declining since the middle of the 20th century. The variation reached a minimum of 1% in the mid 1990s and has remained at a low level. Over the same period, the star has brightened by 15% (on average), and the period has lengthened by about 8 seconds each year.Population ICepheid variablegalactic latitudestandard candle Recent research reported in Science suggests that Polaris is 2.5 times brighter today than when Ptolemy observed it (now 2mag, antiquity 3mag). The astronomer Edward Guinan considers this to be a remarkable rate of change and is on record as saying that "If they are real, these changes are 100 times larger than [those] predicted by current theories of stellar evolution."SciencePtolemystellar evolution DEĞİŞEN YILDIZLAR

31 Because α UMi lies nearly in a direct line with the axis of the Earth's rotation "above" the North Pole — the north celestial pole — Polaris stands almost motionless on the sky, and all the stars of the Northern sky appear to rotate around it. Therefore, it makes an excellent fixed point from which to draw measurements for celestial navigation and for astrometry. The antiquity of its use is attested by the fact that it is found represented on the earliest known Assyrian tablets. At present, Polaris is 0.7° away from the pole of rotation (1.4 times the Moon disc) and hence revolves around the pole in a small circle 1½° in diameter. Only twice during every sidereal day does Polaris accurately define the true north azimuth; the rest of the time it is only an approximation and must be corrected using tables or a rough rule of thumb.EarthNorth Polecelestial navigationastrometry AssyriantabletsMoonsidereal dayazimuthrule of thumb Due to the precession of the equinoxes, Polaris will not always be the pole star. Over tens of thousands of years, perturbations to the Earth's axis of rotation will cause it to point to other regions of the sky, tracing out a circle. Other stars along this circle were the pole star in the past and will be again in the future, including Thuban and Vega. In the near future, Polaris is due to become an even more accurate pole star; the distance between Polaris and the pole will reach a minimum (of just under ½ degree) in 2100.precession of the equinoxesThubanVega In the Northern Hemisphere, it is easy to find Polaris by following the line traced from Merak to Dubhe (β and α Ursae Majoris, also known as the Pointers), the two stars at the end of the bowl of the Big Dipper. One can also follow the central point of the "W" shape of Cassiopeia. Polaris is not visible from the Southern Hemisphere except from an elevated position near the equator.Northern HemisphereMerakDubheUrsae MajorisBig DipperCassiopeiaSouthern Hemisphereequator Polaris's fame as the North Star has given rise to a persistent misconception that it is the brightest star in the sky. Although Polaris is a relatively bright star and is conspicuous since no other stars of similar brightness are close to it, it is nowhere near the brightest; it is actually the 48th brightest star in the night sky. The brightest star in the sky (besides the Sun) is Sirius (see Winter sky and List of brightest stars).SunSiriusWinter skyList of brightest stars There is no real southern pole star. The only star visible to the naked eye that is close to the south celestial pole is the dim Sigma Octantis, sometimes called Polaris Australis. However, the bright Southern Cross (Crux) points fairly accurately towards the south celestial pole.southern pole starnaked eyeSigma OctantisAustralisCrux

32 DEĞİŞEN YILDIZLAR

33

34

35

36 Periyot-Parlaklık Bağıntısı Amerikalı astronom H. Leavit, 1912 de Macellan (yıldız sistemlerinin) bulutlarının Cepheidlerini inceleyerek onların periyotlarının, görünen parlaklıklarının artmasıyla arttığını keşfetti. Macellan bulutlarındaki yıldızların hepsi pratik olarak bizden aynı uzaklıkta kabul edilebilir (çünkü bulutların boyutları uzaklıklarının yanında küçüktür) o halde görünen parlaklık salt parlaklıktan bir sabit kadar farkeder. Demekki uzun periyotlu cepheidler, aynı zamanda daha parlaktırlar. En zor problem, bu bağıntının sıfır noktasını bulmaktır. Mesele bugün çözülmüş sayılabilir, çünkü kümeler ait bazı Cepheidler bilinmektedir. Kümenin belli bir tayf türüne sahip anakol üzerindeki bütün yıldızlarının, bize yakın yıldızlardan aynı tayf türünden olanlarla aynı salt parlaklığa sahip olduğunu kabul ederek kümenin HR diyagramında cepheidlerin konumundan salt parlaklıkları çıkarılabilir. Bu bağıntının önemi hemen anlaşılır. Bir kümede yada yakın bir galakside gözlenen bir Cepheidin ışık eğrisinden peryodu tayin edilebilir, Periyot-Parlaklık bağıntısından da cepheidin salt parlaklığı ve buradan da uzaklığı bulunur. Bu metod sayesinde, içinde Cepheidlerin tanınması mümkün olacak kadar yakın dış galaksilerin uzaklığını bulmak mümkün oldu. Yalnız 1950 yılına doğru, Cepheidlerin gerçekte iki alt sınıfa ayrıldığı keşfedildi: (1) Klasik Cepheidler veya Cephei türü (2) W Virginis türü.

37 DEĞİŞEN YILDIZLAR This diagram shows Henrietta Leavitt's graph of data for the SMC During the late 1800s/early 1900s, Edward Pickering, director of Harvard College Observatory, hired many women to function as "computers" to reduce astronomical data. Pictured here is one of Pickering's many cheap hires, Henrietta Swan Leavitt. In addition to recognizing the Period-Luminosity relation, Leavitt is credited with discovering about 2400 variables during the course of her work.Harvard College Observatory Periyot-Parlaklık Bağıntısı

38 DEĞİŞEN YILDIZLAR Leavitt, Henrietta Swan ( ) y=ax+b RR LyraeCepheid mass M sun mass 3-18 M sun. Pop IIPop I Core He burning Periyot-Parlaklık Bağıntısı

39 DEĞİŞEN YILDIZLAR Periyot-Parlaklık Bağıntısı

40 Klasik Cepheidlerin sayısı daha çoktur, tamamen galaktik düzlem üzerinde toplanmışlardır ve birkaç genç açık kümede bulunurlar. PopI yıldızlarıdırlar, parlak O ve B yıldızlarının evrimleşmesi sonucu meydana gelmişlerdir. W Virginisler ise galaktik haloya dağılmışlardır ve birkaç küresel kümede bulunurlar. PopII yıldızlarıdırlar. Bunlar aynı peryoda sahip klasik Cepheidlerden yaklaşık 2 m kadar daha az parlaktırlar. Böylece, gerçekte farklı iki periyot-parlaklık bağıntısının olduğu anlaşılmıştır: biri PopI Cepheidleri için, diğeri PopII Cepheidleri içindir ki Virginislerin yeri grafikte RR Lyraelerin oluşturduğu kol ile uygun düşmektedir, RR Lyraeler de halo’nun yaşlı PopII yıldızlarındandır. Periyot-parlaklık bağıntısı Klasik Cepheidler için Mv= LogP, W Virginisler için Mv= LogP şeklinde ifade edilebilir. DEĞİŞEN YILDIZLAR

41  Scutiler F tayf türünden düzgün değişen küçük bir gruptur. Genlikleri 0 m.1-0 m.2 arasında, periyotları bir kaç saattir. Pop I yıldızlarıdırlar. Salt parlaklık yaklaşık 0 m ile -2 m arasındadır. RV Tauri Değişenleri, Yarı Düzgün ve Uzun Periyotlu Değişenler Bu değişen yıldızlar periyodu 50 gün ile yüzlerce gün arasında olup, değişimleri cepheidlerden ve diğer kısa periyotlu değişen yıldızlardan çok daha az düzgündür. Onların tayfları K, M, C ve S tayf türlerine aittir ve genellikle tayflarında salma çizgileri vardır. Galaksi içindeki yerlerinden ve hareketlerinden, RV Tauri ve yarı düzgün değişenlerin PopII ye ait oldukları sanılmaktadır. RV Tauri değişenleri, W Virginisler ile birlikte PopII Cepheidleri olarak kabul edilirler. Bu iki tip birbirinin devamıdır yani esas olarak aynı tiptir. W Virginis yıldızların periyodu gün, RV Taurilerin periyodu gün arasındadır. Uzun peryotlulardan P>200 gün olanlar disk popülasyonuna ve 150 gün

42 DEĞİŞEN YILDIZLAR A type of pulsating variable that shows small, regular light variations, with an amplitude of to 0.9 magnitude and a period of 0.25 to 5 hours. Delta Scuti stars are Population I objects of spectral type A0 to F5 and lie in the lower part of the instability strip, either on the main sequence or among the subgiants and giants. Although superficially like low-luminosity Delta Cephei stars, and sometimes still known by the old name dwarf Cepheid, they display both radial pulsation and non-radial pulsation modes simultaneously. They are closely related to both SX Phoenicis stars and AI Velorum stars. The prototype of the class, Delta Scuti itself, is a widespread triple system at a distance of 187 light-years. Delta Scuti A (spectral class F2, visual magnitude 4.71, luminosity 33 times that of the Sun, mass 2.3 solar masses) has two main periods of 4.65 and 4.48 hours with others of 2.79, 2.28, 2.89, and hours; its overall change in luminosity is only 0.2 magnitudes.pulsating variablePopulation I instability strip Delta Cephei starsradial pulsationnon-radial pulsation SX Phoenicis starsAI Velorum stars  Scuti

43 DEĞİŞEN YILDIZLAR pulsation of stars showing radial and nonradial oscillations.

44 DEĞİŞEN YILDIZLAR  Scuti type variables

45 DEĞİŞEN YILDIZLAR RV Tauri A luminous yellow supergiant pulsating variable, the light curve of which shows alternating deep and shallow minima with a period (measured between one deep minimum and the next) of 30 to 150 days and a brightness range of up to four magnitudes. The spectral type is typically F to G at minimum and G to K at maximum. RV Tau stars seems to be intermediate between the Cepheid variables and Mira variables. They probably represent the low mass, and at least in some cases the low metallicity, portion of stars that are in transition from the asymptotic giant branch (AGB) to white dwarfs.pulsating variablelight curvespectral typeCepheid variablesMira variablesmetallicityasymptotic giant branchwhite dwarfs Because of their previously high mass-loss rates, many will probably become planetary nebulae. Others, however, may evolve so slowly that the envelopes may dissipate before becoming photoionized. Since the transition from the AGB to the white dwarf stage of stellar evolution isn't well understood, RV Tau stars stand as a potential bridge across this evolutionary gap. This post-AGB phase of stellar evolution is short, astronomically speaking, lasting only a few thousand years.planetary nebulae

46 DEĞİŞEN YILDIZLAR There are two main varieties of RV Tau stars: the RVa types, of which R Scuti is an example, maintain a roughly constant mean brightness; RVb types, which include RV Tau itself, have long-term (600- to 1,500-day) periodicity. Infrared studies suggest that RV Tau stars have dusty circumstellar shells, which may be initiated by pulsation via a shock wave. Based on the seemingly smooth transition between the RVa and RVb stars, the two groups may not be physically distinct. The RVb stars may be in an active phase in which the dust shell is replenished by dust formation close to the star. The dust may be swept out with this gaseous outflow, and in the absence of fresh dust production the star will become an RVa, with a much less dense shell. The RVa-types may have thinner dust shells or have concentration of dense dust located at large radii.R Scuti RV Tauri stars are giants which are probably between a Delta Cepheid and a Mira variable. They pulsate semi-regularly with a main and a minor maximum. Many of them are surrounded by a dust cloud. This kind of stars is poorly explored and the known facts are rare. RV Tauri itself has a period of about 79 days.Delta CepheidMira The prototype of these variables, RV Tauri is an RVb type variable which exhibits brightness variations between magnitudes +9.8 and with a formal period of 78.7 days.RV Tauri RV Tauri stars may be post-AGB objects. They are thought to be mostly binaries with dust possibly confined to a disc.post-AGB RV Tauri

47 DEĞİŞEN YILDIZLAR RV Tauri type variables: RVa

48 DEĞİŞEN YILDIZLAR RV Tauri type variables: RVb

49 DEĞİŞEN YILDIZLAR RV Tauri type variables: RVb

50 DEĞİŞEN YILDIZLAR

51 Namemax. magnitude min. magnitudeperiod [days] MK spectral class R Sct G0Iae-K2p(M3)Ibe U Mon F8eVIb-K0pIb(M2) AC Her F2pIb-K4e(C0,0) IW Car F7-8 R Sge G0Ib-G8Ib CE Vir G-K V0820 Cen K0e RU Cen A7Ib-G2pe AR Pup F0I-II-F8I-II TW Cam F8Ib-G8Ib AR Sgr F5e-G6 CT Ori F9 EQ Cas Fp(R) SS Gem F8Ib-G5Ib TT Oph G2e-K0 BR Tel G5 SX Cen F5-G3/5Vp TX Oph F5e-G6e TX Per Gp(M2)-K0e(M2) UZ Oph G2e-G8(M2) EP Lyr A4Ib-G5p variables of RV Tauri type (brighter mag 10.0 in maximum)

52 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira (Omicron Ceti) Mira and its companion star as seen from a hypothetical planet. Mira A (yellow, right) is shedding material (green) that flows into a disk (red) around Mira B (blue, left).

53 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira Variable A cool giant star of spectral type Ke, Me, Se, or Ce (with molecular bands) that pulsates with a period of 80 to 1,000 days and varies in brightness by 2.5 to 11 magnitudes. Mira stars, also known as long- period variables, are named for their prototype, Mira (Omicron Ceti). Another well known example is R Leonis. The brightness, large amplitude, and distinctive properties of Mira stars make them so easy to find that more of them are known than any other type of variable star. They occupy the high luminosity portion of the asymptotic giant branch in the Hetzsprung-Russell diagram, along with semi-regular variables. Mira stars have masses similar to that of the Sun but, owing to their much greater size, have a feeble gravitational hold on the material in their outer layers which, as a consequence, escapes into space in the form of a strong stellar wind at a rate of about 10-7 to 10-6 solar mass per year. Material thus shed accumulates around the star as an extensive circumstellar shell. The rate of mass loss is such that the Mira stage can only last about a million years before the aging star evolves to become a white dwarf surrounded by a planetary nebula. The Sun itself is destined to become a Mira star within the next few billion years.spectral typelong- period variablesMiraR Leonisasymptotic giant branchHetzsprung-Russell diagramsemi-regular variablesstellar windwhite dwarfplanetary nebula

54 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira (Omicron Ceti)

55 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira (Omicron Ceti) HST ultraviolet image of Mira AB. Scale: 1.2 arcsec per side. An artist's impression of Mira and its companion. Show Mira.Mov Chandra X-ray image of Mira AB. Scale: 1.2 arcsec per side.

56 DEĞİŞEN YILDIZLAR Mira (Omicron Ceti) Cetus: is a constellation of the southern sky, in the region known as the Water, near other watery constellations like Aquarius, Pisces, and Eridanus.constellation WaterAquariusPiscesEridanus This constellation's most notable star is Mira (ο Ceti), the first variable star to be discovered. Its discovery in 1596 by David Fabricius.star Mira variable star1596 David Fabricius Righ. Asc:1.42 h Declination:−11.35°

57 DEĞİŞEN YILDIZLAR Patlayan Değişen Yıldızlar Bu sınıfta, kuvvetli ve ani parlaklık değişimine uğrayan yıldızlar toplanmıştır. Tayflarında genel olarak mora kaymış soğurma çizgileri görülür. Kayma miktarı yıldızın yüzey tabakalarının saniyede yüzlerce kilometre hızla gözlemciye doğru atılmış olduğunu gösterir. Çeşitli türlerin özellikleri şöyledir: U Geminorum Türü Değişenler Genellikle minimum ışık halinde bulunurlar, ara sıra parlaklıkları birkaç saat içinde 5 m kadar aniden artar. Birkaç gün içinde eski parlaklıklarına dönerler. Patlamalar düzensiz olmakla beraber bir yıldız için çok fazla değişmez. Bir yıldız için durgun faz 20 gün - 2 yıl arasındadır. Bu yıldızların mutlak parlaklıkları yaklaşık +6 m ve +10 m arasında değişir. Bunlar A-F türleri arasında alt cücelerdir. Patlamalar arasındaki zaman aralığı ne kadar uzunsa genlik de o kadar büyük olmalıdır. Tayf minimumda salam çizgileri gösterir, maksimumda bunlar kaybolur. Tayf değişimleri ve ışık eğrileri novalarınkine benzediğinden bazan bunlara cüce-novalar da denir.

58 DEĞİŞEN YILDIZLAR On the left is a 20-second exposure of U GEM before outburst and on the right is a 20-second exposure of U GEM after the start of an outburst. Images were taken by AAVSO member Arne Henden, USRA/USNO, using a SITe 1024x1024 backside illuminated CCD with a V filter on the U.S. Naval Observatory 1.0-m telescope in Flagstaff, AZ. These frames are arcsec per pixel, oriented so that pixel (1,1) is northeast.USNO U Gem

59 DEĞİŞEN YILDIZLAR Take a look at this light curve of two U GEM outbursts. Notice it has two types of outbursts, one narrow and one long and a bit brighter U Gem

60 DEĞİŞEN YILDIZLAR U Gem is a dwarf nova type cataclysmic variable. It is a compact, interacting binary system made up of a primary star which is a dense, small, hot white dwarf, and a secondary star that is a cool, red (M spectral type) main sequence star. The two stars orbit around each other at very high speeds. It takes 4 hours and 11 minutes for the stars to spin around one another. Just imagine the earth orbiting around the Sun at such a speed! In this system, the secondary star is so close to the primary that it loses material from its surface towards the primary. This material collects in a disk, called an accretion disk, around the primary. At quasiperiodic intervals - in U Gem, about every 100 days or so - instability that occurs in the accretion disk or in the secondary star triggers an increased amount of matter to accrete (fall) onto the primary (white dwarf), creating the explosions (called eruptions or outbursts) that cause the system to brighten up. It is like an atom bomb exploding! U Gem

61 DEĞİŞEN YILDIZLAR The soft X-ray intensity of the cataclysmic variable U Gem during the late part of a long outburst seen in The orbital period is clearly indicated by the variable profile dips. These are caused by absorption of the soft X-rays in gas which splashes out of the orbital plane at the point where the accretion stream from the secondary star hits the accretion disc. By the third observation the main dip has become very broad and a narrow dip half an orbital period away has developed. U Gem

62 DEĞİŞEN YILDIZLAR U Gem Each image was one minute in length and was taken through a V filter. Darks, flats and biases used. There are some interesting cosmic ray hits.

63 DEĞİŞEN YILDIZLAR A portion of the SS Cygni light curve from the AAVSO International Database displaying interchanging bouts of wide and narrow outbursts. SS Cyg SS Cyg, like all other cataclymic variables, consists of a close binary system. One of the components is a red dwarf-type star, cooler than our Sun, while the other is a white dwarf. Studies suggest that the stars in the SS Cyg system are separated (from surface to surface) by "only" 100,000 miles or less. In fact, the stars are so close that they complete their orbital revolution in slightly over 6 1/2 hours! Astronomically speaking, SS Cyg is also fairly close by, being a distance of 90 to 100 light years from its Earth-bound admirers (Burnham, 1978). The inclination of the system has been calculated to be about 50 degrees, yielding a respective component mass of Mwd = 0.60 solar mass and Mms = 0.40 solar mass (Honey, et al., 1989). SS Cyg's bright appearance, frequent outbursts, and location in the sky seem to be almost a recipe for a successful variable star!

64 DEĞİŞEN YILDIZLAR

65

66

67

68 Soru: Bir nova gözlendikten bir yıl sonra etrafındaki kabuğun çapının 2” kadar genişlediği bulunuyor. Bu novanın tayfı alındığında 4481 Å dalga boyundaki Mg II soğurma çizgisinde mora doğru 13 Å’luk bir kayma gözlendiğine göre bu novanın uzaklığı nedir? Dünya Nova’nın kabuğu genişlerken bakış doğrutusu boyunca genişleme hızı ile bakış doğrultusuna dik doğrultudaki genişleme hızı birbirine eşittir. V R = V t Çözüm:

69 DEĞİŞEN YILDIZLAR R Coronae Borealis Türü Değişenler Bunların ışık eğrileri, kabaca U Geminorum tipindekilerin tersidir. Gerçekten onlar genellikle maksimum ışık halinde bulunuyorlar ve düzensiz aralıklarla parlaklıkları aniden 2 m -3 m hatta 9 m azalıyor. Minimumda salma çizgileri görülmektedir. Bu da onların tayfını U Geminorum tipindekilerin tayfına benzer kılmaktadır. Onların parlaklıklarındaki ani azalmaları açıklamak için ortaya atılan bir hipoteze göre onlar gaz bulutları ve karbon partikülleri fırlatmaktadırlar, gerçekten R Coronae Borealisler karbon bakımından çok zenginlerdir. Atılan karbon parçacıkları yıldızı karartmaktadır. Bunlarda H nin bolluğu düşük, C’nun ki ise yüksektir.

70 DEĞİŞEN YILDIZLAR R Coronae Borealis (R CrB) has been a favorite with observers ever since its discovery nearly 200 years ago by the English amateur, Edward Pigott. Located inside the bright circlet of stars that form the Northern Crown, R CrB is usually easy to find with binoculars or even the unaided eye at 6th magnitude. R Coronae Borealis (R CrB) Alpha: Delta: V=5.9 kadir

71 DEĞİŞEN YILDIZLAR R Coronae Borealis (R CrB) R Coronae Borealis is the prototype star of the R Coronae Borealis (RCB) type variables. These hydrogen-deficient and carbon-rich F or G supergiants go into "outburst" not by brightening like other variables, but by fading! R CrB spends most of its time at maximum around magnitude 6, and at irregular intervals it experiences deep declines of up to 8 magnitudes. The decline is sharp. It may drop several magnitudes in a few weeks. The star may remain faint for an extended period of time or have several recoveries and declines in succession. Often the final rise back to maximum light is slow, taking several months to a year.

72 DEĞİŞEN YILDIZLAR R Coronae Borealis (R CrB)

73 DEĞİŞEN YILDIZLAR A Look at R CrB This year [1996] marks the bicentennial of the discovery of the variability of R Coronae Borealis. The R Coronae Borealis (RCB) stars are distinguished from other hydrogen-deficient objects by their spectacular dust-formation episodes. They may decline by up to 8 magnitudes in a few weeks, revealing a rich emission-line spectrum. Their atmospheres have unusual abundances with very little hydrogen and an overabundance of carbon and nitrogen. The RCB stars are thought to be the product of a final helium shell flash or the coalescence of a binary white-dwarf system. Dust may form in non-equilibrium conditions created behind shocks caused by pulsations in the atmospheres of these stars. The RCB stars are interesting and important, first because they represent a rare, or short-lived stage of stellar evolution, and second because these stars regularly produce large amounts of dust so they are laboratories for the study of dust formation and evolution.

74 DEĞİŞEN YILDIZLAR What is Happening? R Coronae Borealis stars stay at maximum and then intermittently experience fluctuating minima because carbon-rich dust clouds periodically obscure the photosphere of the star. R Coronae Borealis, when exposed, is a star that usually shines around 6th magnitude, and it is during this time that the star is at "maximum". At highly irregular time intervals that are unpredictable as of yet, the star enters a deep minimum. The minimum is caused by a dust cloud of amorphous carbon (extinction curves have confirmed that the dust causing the decline is carbon-rich), which eclipses the photosphere of R CrB, preventing an observer from seeing the entirety of the star's luminosity. Each successive drop in brightness within a decline is caused by new dust formation. These episodes of dust formation seem to occur on successive pulsational cycles of the star, although this is hard to prove. There are different explanations of the formation and evolution of the dust clouds and it is not quite predictable yet when, why, or how they form. Eventually, the dust cloud moves out of the way, re-exposing the photosphere of the star as it returns to "maximum".

75 DEĞİŞEN YILDIZLAR RCB dust-cloud ejection and evolution (based on a figure by [Clayton 1996]). If a dust cloud is ejected in the line of sight it initially obscures the star, then becomes more transparent as it expands. The outer cool dust shell is regulalrly replenished by these ejected clouds. It re-radiates stellar flux in the infrared, so that even when the star is obscured in the line of sight, the shell continues to reflect the pulsations at the stellar surface.Clayton 1996 R Coronae Borealis (R CrB)

76 DEĞİŞEN YILDIZLAR THE EVOLUTIONARY STATUS OF RCBS Nuclear processes within stars first convert hydrogen to helium, then helium to carbon, and eventually to heavier elements. RCB surfaces consist primarily of a mixture of helium and carbon-rich layers, with a trace of hydrogen. Single-star evolution does not normally succeed in mixing such different layers of a star, so special models have been proposed to explain their origin. In one model, a low-mass star which has finished its evolution as a red giant contracts to become a white dwarf, passing through a phase when it illuminates a planetary nebula. It may happen that sufficient unprocessed helium remains on the surface of the white dwarf that nuclear reactions can be reignited. The star then expands suddenly to become a helium-burning red giant for a second time. Convection will thoroughly mix the outer layers of this star to give the mixture of helium and carbon seen in RCBs. This model is sometimes known as the Final Flash (FF) or last thermal pulse (LTP) model ([Iben et al. 1983]).Iben et al In another model, it is supposed that two white dwarfs are in orbit around one another. Over a long timescale ( years), either gravitational radiation or magnetic braking will make the orbit decay and the stars will spiral in towards one another. If one star is a helium white dwarf (HeWD), and the other a carbon/oxygen white dwarf (COWD), the HeWD will be cannibalized by the more massive COWD. This helium will be capable of initiating new nuclear reactions and, like the previous model, the star will expand to become a helium-burning giant, with a helium- and carbon- rich surface. This model is sometimes known as the Double Degenerate (DD) or Merged Binary White Dwarf (MBWD) model ([Webbink 1984], [Iben & Tutukov 1984]).Webbink 1984Iben & Tutukov 1984 It is difficult to resolve which model is correct, if either, because RCBs show a range of surface compositions, and the crucial carbon abundance is not well known. However it is agreed that RCBs probably have a degenerate carbon-oxygen core containing upwards of 90% of the mass of the star. Their energy comes from a nuclear- burning shell at the bottom of a tenuous helium-carbon envelope (Fig. 3). Whilst the core has a radius of approximately, the star has an overall radius of some.3 Fig. 3.

77 DEĞİŞEN YILDIZLAR RW Aurigae ve T Tauri Tipi Yıldızlar Bunlar yaklaşık 3 m lik hızlı ve düzensiz değişimler gösterirler. Tayf türü F-M arasında olup salma çizgileri vardır. Daima yıldızlararası bulutlarla birliktedir. Salt parlaklık, genel olarak +3 ile +5 civarındadır ve HR diyagramında altdevler bölgesinde bulunurlar. Bu yıldızlar çok genç kümelerde bulunmaktadır ve bu kümelerin en parlak yıldızları, O tipinden olup henüz anakol üzerindedir; T Tauri ve RW Aurigae yıldızları O yıldızlarından defa daha az parlak olduklarına göre onlar gelişmekte olan ve henüz anakola gelmemiş yıldızlardır, yani henüz çekimsel büzülme evresindedirler. Bu hipotez onların yoğun bir bulutsu içinde bulunması ile de doğrulanmaktadır.

78 DEĞİŞEN YILDIZLAR Observing T Tauri T Tauri's location can be found relatively easily in the night sky. Starting from the Pleides then jumping to the "V"-shape feature of the Hyades, T Tauri is located near epsilon Tauri - the star that forms the opening of the "V" figure with the bright star Aldebaran.

79 T Tauri Stars DEĞİŞEN YILDIZLAR

80 T Tauri stars (TTS) are a class of variable stars named after their prototype - T Tauri. They are found near molecular clouds and identified by their optical variability and strong chromospheric lines.starsT Tauri molecular cloudsvariabilitychromospheric T Tauri stars are pre-main sequence stars - the youngest visible F,G,K,M spectral type stars (<2 Solar mass). Their surface temperatures are similar to those of main sequence stars of the same mass, but they are significantly more luminous because their radii are larger. Their central temperatures are too low for hydrogen burning. Instead, they are powered by gravitational energy released as the stars contract towards the main sequence, which they reach after about 100 million years. They typically rotate with a period between one and twelve days, compared to a month for the Sun, and are very active and variable.pre-main sequence starsspectral typeSolar massmain sequence hydrogen burningmain sequence Spectrum of T Tauri T Tauri Stars DEĞİŞEN YILDIZLAR

81 Drawing of a T-Tauri star with a circumstellar accretion disk T Tauri stars (TTS) are a class of variable stars named after their prototype - T Tauri. They are found near molecular clouds and identified by their optical variability and strong chromospheric lines.starsT Taurimolecular cloudsvariabilitychromospheric T Tauri stars are pre-main sequence stars - the youngest visible F,G,K,M spectral type stars (<2 Solar mass). Their surface temperatures are similar to those of main sequence stars of the same mass, but they are significantly more luminous because their radii are larger. Their central temperatures are too low for hydrogen burning. Instead, they are powered by gravitational energy released as the stars contract towards the main sequence, which they reach after about 100 million years. They typically rotate with a period between one and twelve days, compared to a month for the Sun, and are very active and variable.pre-main sequence starsspectral typeSolar massmain sequencehydrogen burningmain sequence There is evidence of large areas of starspot coverage, and they have intense and variable X-ray and radio emissions (approximately 1000 times that of the Sun). Many have extremely powerful stellar winds. Another source of brightness variability are clumps (protoplanets and planetesimals) in the disk, surrounding T Tauri star.starspotX-rayradiostellar windsprotoplanetsplanetesimals

82 DEĞİŞEN YILDIZLAR Their spectra show a higher lithium abundance than the Sun and other main sequence stars because lithium is destroyed at temperatures above 2,500,000 K. From a study of lithium abundances in 53 T Tauri stars, it has been found that lithium depletion varies strongly with size, suggesting that "lithium burning" by the P-P chain, during the last highly convective and unstable stages during the pre-main sequence later phase of the Hayashi contraction may be one of the main sources of energy for T Tauri stars. Rapid rotation tends to improve mixing and increase the transport of lithium into deeper layers where it is destroyed. Stars generally increase their rotation rates as they age, through contraction and spin-up, as they conserve angular momentum. This causes an increased rate of lithium loss with age. Lithium burning will also increase with higher temperatures and mass, and will last for at most a little over 100 Myr (100 megayears = 100,000,000 years).lithiumP-P chainpre-main sequenceHayashi contraction The P-P chain for Lithium burning is as follows (unstable) It will not occur in stars with a mass of less than 60 Jupiters. In this way, the rate of lithium depletion can be used to calculate the age of the star.

83 DEĞİŞEN YILDIZLAR Roughly half of T Tauri stars have circumstellar disks, which in this case are called protoplanetary disc because they are probably the progenitors of planetary systems like the solar system. Circumstellar discs are estimated to dissipate on timescales of up to 107 years. Most T Tauri stars are in binary star systems. In various stages of their life, they are called Young Stellar Objects (YSOs). It is thought that the active magnetic fields and strong solar wind of Alfvén waves of T Tauri stars are one means by which angular momentum gets transferred from the star to the protoplanetary disc. A hypothesised T Tauri stage for our Solar System would be one means by which the angular momentum of the contracting Sun was transferred to the protoplanetary disc and hence, eventually to the planets.circumstellar disks protoplanetary discplanetary systemsbinary starYoung Stellar Objectsmagnetic fieldssolar windAlfvén wavesangular momentumprotoplanetary discSolar Systemangular momentumSunprotoplanetary discplanets Analogs of T Tauri stars in the higher mass range (2-8 Solar mass) - A and B spectral type pre-main sequence stars, are called Herbig Ae/Be stars. More massive (>8 Solar mass) stars in pre-main sequence stage are not observed, because they evolve very quickly: when they become visible (i.e. disperses surrounding circumstellar gas and dust cloud), the hydrogen in the center is already burning and they are main sequence objects.Solarspectral typepre-main sequence starsHerbig Ae/Be stars pre-main sequencemain sequence

84 DEĞİŞEN YILDIZLAR Young T Tauri stars images: Solar systems in formation

85 This is a 3 color image of the young T Tauri Binary UY Aur. Note the blue (a 1.2 um image from UHAO) green (1.6 um AO image) and red (2.1 um UHAO image). The disk size is 450 AU. It is thought that as these disks condence they form planetary systems, hence it is important to image these disks at high resolution. The resolution in this 12x12" image is 0.15" FWHM (20 AU). For more information about our UY Aur paper see Close et al. 1998, ApJ, 499, June 1 DEĞİŞEN YILDIZLAR Young T Tauri stars images: Solar systems in formation

86 DEĞİŞEN YILDIZLAR Spectacular Mass Loss Events in Young Stars

87 DEĞİŞEN YILDIZLAR Flare ve Flash Yıldızları (veya UV Ceti tipi) K ve M tipi cüce yıldızlar olup, parlaklıklarında birkaç dakika içinde 2 m - 3 m kadirlik ani artmalar gösterirler; maksimum parlaklık dakika kadar sürer ve bu sırada salma çizgileri kaybolur. Bu değişim güneşteki flare mekanizmasına benzetiliyor, yalnız burada toplam ışınıma (L) daki değişim on kat veya daha fazladır. Güneşte böyle büyük bir değişim yoktur. Muhtemelen bunlar da T Tauri yıldızları gibi genç yıldızlardır, fakat kütle parlaklık bakımından daha küçüktürler. Flare on UV Ceti, observed by T. Cragg (CR), January 23, 1959.

88 DEĞİŞEN YILDIZLAR

89 Luyten (UV Ceti) A double of red dwarfs. The fainter of them, UV Ceti, is a flare star with heavy eruptions, which can increase its luminosity five times within a minute. It is the prototype Flare Star. Planets haven't been discovered so far, but are possible if close to the according star. Constellation: Cetus Distance: light-years Orbit period of L726-8 A and B: 200 yearsred dwarfs Planets A Spectral class: M5.5e Visual magnitude: Luminosity: * Sun Mass: 0.12 * Sun Diameter: 0.15 * Sun Radial velocity: 29 km/sec L726-8 B (UV Ceti) Spectral class: M6e Visual magnitude: Luminosity: * Sun Mass: 0.1 * Sun Diameter: 0.14 * Sun Radial velocity: 32 km/sec Main Sequence Lifetime: 1 Trillion Years

90 This plot shows the apparent relative orbit of the binary system α Cen A and B. In this diagram, the brightest component, α Cen A is shown in the centre of the axes so that the motion of the dimmer component, α Cen B around it is plotted. In reality both stars orbit a common centre of mass. The predicted positions for B relative to A for the current orbit are shown by year. The plot is apparent because it is a sky projection and relative because the more massive (primary) component is assumed to be the centre of motion. Many prominent stars in our night sky are in fact visual binary systems. α Centauri, pc distant is in fact a visual binary with the two stars labelled α Cen A and α Cen B separated by a distance of about 23 Astronomical Units, slightly greater than the distance between Uranus and the Sun. They orbit each other with a period of 80 years. A third star, Proxima Cen, currently the closest star to us at a distance of 4.22 ly or pc is also called α Cen C. For many years since its discovery in 1915 it was thought to be a third member of the system at a much greater distance from the system's centre of mass. Recent observations, however, suggest it may not be gravitationally bound to the other two. DEĞİŞEN YILDIZLAR Alpha Centauri

91 The Sun And Its Nearest Neighbours Sun Alpha Centauri A Alpha Centauri B Proxima ColorYellow OrangeRed Spectral typeG2 K1M5 Temperature5800 K 5300 K2700 K Mass Radius Brightness Distance (light-years) Age (billion years) ~1? DEĞİŞEN YILDIZLAR Alpha Centauri

92 Terrestrial Life Conditions: Questions for Any Star Sun Alpha Centauri A Alpha Centauri B Proxima On the main sequence ?Yes Of the right spectral type ?Yes MaybeNo Constant in brightness ?Yes No Old enough ?Yes No? Rich in metals ?Yes ? Has stable planetary orbits ?Yes Could planets form ?Yes?? Do planets actually exist ?Yes??? Small rocky planets possible ?Yes Yes? Planets in the life zone ?YesMaybe No DEĞİŞEN YILDIZLAR Alpha Centauri

93 DEĞİŞEN YILDIZLAR Apparent motion of Proxima Centauri over 15 years. Proxima (Alpha Centauri C) is a very cool and very dim, main sequence red dwarf (M5.5Ve) that appears to have only 12.3 percent of Sol's mass and 14.5 percent of its diameter (ESO press releases of 3/15/03 and 2/22/02; and Doyle and Butler, 1990, page 337). With a visual luminosity that has reportedly varied between and of Sol's (based on a distance of 4.22 light-years)the star is as much as 19,000 times fainter than the Sun, and so if it was placed at the location of our Sun from Earth, the disk of the star would barely be visible. It is chromosperically active with a rotation period of /- 1.5 days and appears to be between five and six billion years old (Guinan and Morgan, 1996).3/15/03 2/22/02Doyle and Butler, 1990Guinan and Morgan, 1996 The star is located roughly a fifth of a light-year from the AB binary pair and, if gravitationally bound to it, may have an orbital period of around half a million years. According to Anosova et al (1994), however, its motion with respect to the AB pair is hyperbolic. Accounting for infrared radiation, the distance from Proxima where an Earth-type planet would be "comfortable" with liquid water is around 0.02 to 0.06 AU (Endl et al, 2003, in pdf) -- much closer than Mercury's orbital distance of about 0.4 AU from Sol -- with an orbital period of two to 16 days. Hence, the rotation of such a planet would probably be tidally locked so that one side would be in perpetual daylight and the other in darkness. Three star spots may have been observed recently with the Hubble Space Telescope (Benedict et al, 1998).Anosova et alpdfBenedict et al, 1998 Alpha Centauri

94 DEĞİŞEN YILDIZLAR

95 Süpernovalar Bunlar da novalar gibi fakat çok daha büyük ölçekte patlamar gösterirler.Salt parlıkları -16 m, -20 m e kadar yükselir. Bizim galaksimizde son 1000 yıl içinde 3 süpernova gözlendiği tarihsel kayıtlardan biliniyor. Çin kayıtlarından 1054 te bir süpernova gözlendiği ve görünen parlaklığının -4 m e ulaştığı ve gündüz bile görülebildiği anlaşılıyor. Daha sonra 1572 de Tycho ve 1604 te Kepler birer süpernova gözlemişlerdir. Teleskobun keşfinden sonra diğer galaksilerde de birçok süpernova gözlenmiştir. Süpernovalar maksimuma çok hızlı bir çıkış gösterirler ve sonra bir ay içinde parlaklıkları 2 m - 3 m düşer daha sonra da parlaklık yavaş yavaş azalır. İki tür süpernova vardır; bunlar ışık eğrileri ve tayfları bakımından birbirlerinden farklıdırlar. I. tür süpernovaların orta ve küçük ölçekli yıldızların, II. tür süpernovaların ise büyük kütleli yıldızların evrimleşmesi ile meydana geldikleri kabul edilmektedir.

96 DEĞİŞEN YILDIZLAR The adjacent image shows a type 1A supernova, Supernova 1994D, which exploded on the outskirts of the galaxy NGC 4526 (an S0 galaxy in the Virgo cluster). The supernova is the bright star at the lower left. Tip I süpernova

97 DEĞİŞEN YILDIZLAR Tip I süpernova Multiwavelength X-ray image of SN 1572 or Tycho's Nova, the remnant of a Type Ia supernova.X-ray SN 1572Tycho

98 DEĞİŞEN YILDIZLAR This plot of luminosity (relative to the Sun) versus time shows the characteristic light curve for a Type Ia supernova. The peak is primarily due to the decay of Nickel (Ni), while the later stage is powered by Cobalt (Co). Tip I süpernova

99 DEĞİŞEN YILDIZLAR Tip II süpernova Süpernova 1987A

100 DEĞİŞEN YILDIZLAR Süpernova 1987A

101 DEĞİŞEN YILDIZLAR Süpernova

102 DEĞİŞEN YILDIZLAR Crab Nebula Tip II Supernova

103 DEĞİŞEN YILDIZLAR This graph of the luminosity (relative to the Sun) as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.

104 DEĞİŞEN YILDIZLAR

105 Büyük kütleli bir yıldızın Süpernova’ya dönüşmesinden hemen önceki iç yapısı:

106 DEĞİŞEN YILDIZLAR

107

108 CRAB PULSARI Saniyede 30 kez donüyor yılında patlamış dev bir yıldızın kalıntısı.

109 Bir başka Pulsar Saniyede 0.7 kez donüyor.

110 Bir başka Pulsar Saniyede 11 kez donüyor.

111 Bir başka Pulsar Saniyede 174 kez donüyor.

112 Bir başka Pulsar Saniyede 642 kez donüyor.

113 DEĞİŞEN YILDIZLAR


"DEĞİŞEN YILDIZLAR Parlaklığı sabit olmayan yıldızlara değişen yıldızlar denir. Onlar iki büyük gruba ayrılabilir: 1- Dıştan değişen veya geometrik değişen." indir ppt

Benzer bir sunumlar


Google Reklamları