RR LYRAE TÜRÜ DEĞİŞEN YILDIZLAR TUBA ÇETİN 1051410159

GENEL ÖZELLİKLERİ RR Lyrae yıldızlarının mutlak parlaklığı bilinmemektedir. Dönemleri 0.2-1.0 gün arasında değişen, özel, bünyesel değişen bir yıldız türüdür. En çok rastlanan değişen yıldız türüdür. Tayf türleri A0-F0 aralığındadır. Küme değişenleri olarak bilinen RR Lyraelerin mutlak parlaklıkları 0m bölgesindedir. UX Nor bilinen en uzun dönemli RR Lyrae yıldızıdır. Dönemi 2.4 gün bölgesindedir

Hidrojen merkezden dışa dogru genişlemekte ve merkezde helyum karbona dönüşecek şekilde nükleer füzyon süreçleri olmaktadır. Hertzsprung-Russell diyagramında küresel küme diyagramının karakteristiği olan yatay kol üzerinde bulunurlar.

GÖKBİLİMİNDEKİ ÖNEMİ H. Shapley küresel kümelerin dağılımını incelemiş büyük çoğunluğunun yay takım yıldızı doğrultusunda toplandığını görmüş ve bu RR Lyrae türü değişen yıldızları görünür parlaklıklarına göre sınıflara ayırmış ve her parlaklıkta kaç yıldız olduğunu saymıştır. Yatay eksene görünür parlaklık, düşey eksenede yıldız sayısını yerleştirmiş ve 17m-18m görünür parlaklığında yıldızların maksimum olduğunu saptayarak şu sonuca varmıştır : Bu görünür parlaklıktaki RR Lyrae’ ler gökada merkezinde bulunmaktadır.

RR LYRAE’ LERİN DÖNEM DAĞILIMI Yüksek metal bolluğuna sahip kümelerde, RR Lyrae türü değişen yıldızlara rastlanmamaktadır. Gökada ve farklı metal bolluğuna sahip kümelerdeki dönem dağılımı belirgin farklar farklar göstermektedir. Bu da RR Lyrae yıldızlarının tamamıyla homojen bir grup meydana getirmediğini gösterir Bu yıldızlar başlangıçta çok farklı süreçler sonucu oluşur.

RR LYRAE YILDIZLARININ SINIFLANDIRILMASI Işık eğrilerinin özelliklerine göre sınıflandırılabilirler. Bu alt sınıflar a, b, c olarak ayrılırlar. Bu sınıflarda kısaca RRa, RRb, RRc olarak gösterilir. a türünden RR Lyrae’ lerin dönemi 0.48 gün, b türünden olanlarında 0.32 gün mertebesinde olmaktadır. a türlerinin sayısı, diğer türlerin sayısının yaklaşık 4 katıdır. Lub tarafından yapılan araştırmada 90 tane RR Lyrae yıldızı için 6 renkte ışık eğrileri elde edilmiştir.

Bu alt sınıflamayı Bailey yaptığı için a, b, c türlerine aynı zamanda Bailey türü denir. a ve b türleri yalnız genlik bakımından farklıdır. c türü yıldızlar ise sinüs biçiminde ışık değişimi gösterirler. b türü yıldızların genlikleri küçük, dönemleri uzundur.

FİZİKSEL ÖZELLİKLERİ RRab türü yıldızlar, tüm türden degişen yıldızlar arasında en homojen tür olarak görülüyordu. O nedenle öbek II bölgelerinin iyi bir belirteci olabilecekleri ve gökadanın yapısının anlaşılmasında iyi rol oynayabilecekleri düşünülüyordu. Bu yıldızların salt parlaklıkları Mv=μ 0.6 μ 0.3, Mb=+1.0 bölgesinde olup döneme zayıf bir biçimde bağlıdır. RRa türü yıldızların çoğunda H soğurma çizgilerinden elde edilen tayf türü maksimum parlaklıkta A7, minumum parlaklıkta F5 bölgesindedir.

CaII nin K çizgisinden elde edilen tayf türü, yıldızdan yıldıza değişiklik göstermektedir. Metal ölçeği için Preston minumum evresi için verilen; ΔS=10[sp(H)-sp((CaII)] ifadesi kullanılır. Burada; ΔS=0 durumu CaII çizgilerinin kuvvetli ve metal bolluğunun göreli olarak fazla olması anlamına gelmekte iken, ΔS=10 durumu ise bu çizgilerin zayıf ve metal bolluklarının az olması anlamına gelmektedir.

ATMOSFERİK ZONKLAMADAKİ DÜZENSİZLİKLER Gözlenen profillerin modelini yapabilmek için, fotosfer üzerindeki 40-50 atmosferik kütle katmanının dikkate alınması gerekli olmuştu. En yüksek atmosferik bölge, bu modellerde düşük yoğunluklu olarak düşünülmüştür. (zonklama evresine bağlı olarak logρ=-13 ile -15 arasında) Bu da Hα gibi profillerin hesaplanabilir olması anlamına gelmektedir. Bu, RR Lyrae'in Blazhko dönemi boyunca Hidrojen salma çizgisinin şiddetinin değişimi ile uyuşmaktadır.

İkincil şok, serbest düşen bir dış atmosferik katman ile, yukarı doğru hareket eden fotosfer katmanının çarpışmasına bağlıdır. Bu şok, metalik çizgilerin yarı genişliklerinin (FWHM) genişlemiş olması ve zayıf Hidrojen salmasının varlığı ile saptanmıştır.

RADYAL HIZ EĞRİLERİ Tam bir dönem içerisinde, 2 ayda üç tane birbirini izleyen hız değişimi görülmüştür. ψ=25.40 evresindeki üç gecelik gözlemde, gözlenen hız kayması ϕ=0.3 evresinde yaklaşık 4 km/sn. Yani bu kayma, tüm zonklama genliğinin % 7’si kadardır. Kayma aynı zamanda 0.6 – 0.8 zonklama evre aralığında görülen, çift hız maksimumu esnasında da görülmektedir. Eğri bozulmaları, bazen Blazhko fazındaki gibi büyük olmasına rağmen, örneğin ψ=15.42 ve ψ=25.40 eğrileri tamamen farklı şekiller göstermektedir

FWHM DEĞİŞİMİ Bu eğrilerde görülen birinci özellik, aynı şekilde davranarak (düşerek ve yükselerek), zonklama fazlarıyla beraber pik yapmalarıdır. İkinci özellik, dönme ve zonklama etkileri ile açıklanan, maksimum lüminosite (ϕ=0.00) den hemen sonra gerçekleşmeleri ve sonuncusu ise, (ϕ=0.70) ikinci şok diye adlandırılan, bir düşey şokun yayılması sebebiyle ikinci ivmelenme sırasında oluşur. FWHM fotosferde gerçekleşen türbülans, hız ve sıcaklık değişimine bağlıdır.

Zonklama yapan yıldızlardaki hız alanı değişimi, öncelikle şok dalgalarının atmosferde yayılması sırasında FWHM’de de değişikliğe sebep olur. Örneğin ϕ=0.80-0.90 arasındaki FWHM kayması, ψ=24.98 ve ψ=25.40da 6 km/sn. mertebesinde ve ψ=25.47de 10 km/sn yöresindedir.

KAYNAKLAR www.google.com.tr Vikipedia.org Ankara.edu.tr/ögrenci_tezleri www.ödevarsivi.com Yıldız astrofiziğine giriş cilt 1

http://www.oyun1game.com yayıncı TEŞEKKÜRLER