Değişen yıldız

Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken, ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.

1638'de Johannes Holwarda Omicron Ceti'nin 11 aylık sürelerle zonkladığını keşfetti; 1596'da David Fabricius Omicron Ceti'yi bir nova olarak nitelendirmişti. 1642 yılında Johannes Hevelius tarafından Mira (Latince "mükemmel") adı verildi.

İkinci olarak Algol, 1669 yılında Geminiano Montanari tarafından değişen olarak tanımlandı. John Goodricke, 1784 yılında değişen için doğru bir tanımlama yaptı. Daha sonra 1686 yılında G. Kirch Chi Cygni'yi ve 1704 yılında G. D. Maraldi R Hydrae'yı keşfetti ve bunları diğerleri izledi. 1786 yılına gelindiğinde on değişen yıldız biliniyordu. John Goodricke, Delta Cephei ve Beta Lyrae'yı keşfetti. Değişen yıldızların keşfi 1850 yılından ve özellikle de 1890 yılından sonra, fotografi tekniğinin gelişmesiyle büyük bir hızla artmıştır.

Değişenlik için en yaygın tür parlaklık değişimidir ama diğer türlerde de tayflarda çok özel değişiklikler meydana gelir. Gök bilimciler, gözlemledikleri tayf değişikliklerini ışık eğrisi verileri ile birleştirerek yeni tanımlamalar yapmışlardır.

Değişen yıldız gözlemleri, bir ekseninde görünür parlaklık (kadir), diğerinde birimi genellikle Jülyen Günü (JG) olan zaman cinsinden ışık eğrisi denen bir grafik üzerine işaretlenir. Y-ekseninde parlaklık ölçeği aşağıdan yukarı doğru artacak şekilde ve X-ekseninde gün, soldan sağa artacak şekilde çizilir. Yıldızların dönemsel davranışları hakkındaki bilgiler, örten çift yıldızların yörünge dönemleri ve yıldız patlamalarının düzenlilik ya da düzensizlik derecesi, ışık eğrisinden yararlanılarak bulunabilir. Işık eğrisinin daha ayrıntılı incelenmesi, gök bilimcilerin yıldızların kütlelerini ya da boyutlarını hesaplamasını sağlar. Onlarca yıllık gözlem verileri, bir yıldızın değişim dönemini açığa çıkartır. Hatta bu durum, yıldızın yapısal değişikliğinin bir işareti bile olabilir.

Değişen yıldızların kısa zaman ölçeklerinde (veya anlık) oluşan değişimlerine ait parametreler, evrimleri boyunca daha uzun zaman ölçekli değişimler de gösterebilmektedir. Örneğin bileşenleri arasında madde alışverişi olan kısa dönemli bir çift yıldızın fotometrik ve tayfsal gözlemlerinde bu etkinliğe ilişkin izler kısa zaman ölçeklerinde değişimler yaratırken, uzun vadede sistemin yörünge döneminin değişim göstermesine neden olacaktır. Delta Scuti (δ Scuti) türü zonklayan bir değişenin, zonklama döneminin süresi, yıldız evrimleştikçe göstereceği çap değişiminden etkilenecektir. Değişen yıldızların tipik fotometrik parametrelerinin, uzun zaman ölçekleri içinde izlenmesi, parlaklık ve renk değişimine neden olan fiziksel süreçlerin daha iyi anlaşılmasını sağlayacaktır. Ancak eldeki gözlemsel veri miktarı, bu anlamda bir irdeleme için henüz yeterli boyutlarda değildir ve gözlemlerin büyük bir kısmı gelecek kuşaklara miras olarak bırakılmaktadır. Bu açıdan bakıldığında değişen yıldızların uzun zaman aralığına dağılmış kesintisiz gözlemlerinin yapılması ve bu gözlemlerin sistematik olarak arşivlenmesi büyük önem taşımaktadır.

Değişen yıldız isimleri, Uluslararası Astronomi Birliği (I.A.U.) tarafından atanan bir komite tarafından belirlenir. Adlandırma, bir takımyıldız içindeki değişen yıldızların keşfedilme sırasına göre yapılır. Bulunan yıldızın eğer Yunan harfi ile başlayan ismi varsa, yıldız o adla anılmaya devam eder. Aksi takdirde, bir takımyıldızdaki ilk değişen yıldız R harfi ile adlandırılır, ondan sonraki S olur ve bu şekilde Z'ye kadar devam eder. Bir sonraki yıldız RR olarak isimlendirilir, sonra RS'den RZ'ye kadar; SS'den SZ'ye kadar adlandırma devam eder ve böylece ZZ'ye gelinir. Bundan sonra alfabede başa dönülür ve AA, AB ile başlayıp QZ'ye kadar devam eder. J harfinin kullanılmadığı bu sistem 334 ismi kapsar. Samanyolu'ndaki bazı takımyıldızlarda o kadar çok değişen yıldız vardır ki, bunlar için ek terimler gerekmektedir. QZ'den sonraki değişenler V335, V336 vb. olarak adlandırılırlar. Sonra yıldızları simgeleyen harfler takımyıldızın latince adının –in hali ile birleştirilir. En yaygın olarak, AAVSO'ya yollanacak raporlarda zorunlu olduğu gibi, üç harflik kısaltma kullanılır.

Bu terminolojik sistem ilk defa 1800'lerin ortalarında Friedrich Argelander tarafından ortaya atılmıştır. Argelander'in bu sıralamaya büyük R ile başlamasının iki nedeni vardı: Küçük harfler ve alfabenin ilk sırasındaki harfler diğer cisimlere ayrılmış; büyük harfler ve alfabenin sonlarındaki harfler kullanılmamıştı. Ayrıca Argelander yıldız değişkenliğinin nadir bir olay olduğunu ve bir takımyıldız içinde 9'dan fazla değişen yıldızın yer alamayacağını düşünüyordu (bugün bunun kesinlikle doğru olmadığını biliyoruz).

Dıştan değişen yıldızlar: başka bir yıldızın örtmesi ya da yıldız sistemindeki dönmeden kaynaklanan tutulma nedeniyle ortaya çıkar ve iki altgruba ayrılır.

Dönen değişenler, ışıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden (yıldız lekeleri) kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönen yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.

Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır. Zonklamalar, radyal (merkezden yayılan) ya da radyal olmayan şekildedir. Radyal atımlı bir yıldızın biçimi küresel kalır, oysaki radyal olmayan atımlar yapan bir yıldız, dönemsel olarak küresellikten sapabilir. Aşağıdaki zonklayan değişken yıldız tipleri, atım dönemleri, kütleleri ve yıldız etrafındaki evrimsel durumları ile atım karakterleri bakımından birbirlerinden ayrılabilir.

1 ila 70 günlük dönemler halinde ve 0.1 ila 2 kadir parlaklığı arasında zonklarlar. Bu dev yıldızlar maksimum kadirde iken yüksek ışınımda ve F tayf sınıfında, minimum kadirde ise G'den K'ya kadarki tayf konumundadır. Bir Sefe'nin tayf sınıfı harfi ne kadar sonra ise, dönemi de o kadar uzundur. Sefeler, dönem / parlaklık bağlantısına uyarlar ve parlak ve kısa dönemlidirler.

Parlaklıklarındaki değişim 0,1 ila 2 kadir farkı arasında olur. Bu değişim önce ani bir artış, sonra yavaş bir azalma olarak görülür. Sefelerin uzaklıklarıyla, mutlak parlaklıkları (belirli bir uzaklıktan (10 parsek), ölçülen parlaklık) arasında bir ilişki vardır. Bu nedenle gökadaların ya da küresel kümelerin uzaklıkları ölçülürken, içlerinde bulunan bu yıldızlardan yararlanılır.

W Virginis değişenleri hem hale hem de kalın disk popülasyonlarında yer alan yıldızlardır. Kütleleri 0.6 M􀁾 civarında ve dönemleri 0.75-40 gün arasındadır. Çapsal zonklayan bu yıldızların da tayflarında dönem başına, içten yüzeye yayılan şok dalgalarının etkisi görülmektedir. W Virginis değişenlerinin ışık eğrisi biçimlerinin, zoklama dönemine bağımlılığı, klasik Sefe'ler için ortaya konan "Hertzsprung dizisi"ni takip etmektedir. Ancak çıkıntının (bump) iniş veya çıkış kolunda bulunmasını ayıran sınır-dönem değeri 1.5 gün civarındadır.

Kısa dönemli (0.05 ile 1.2 gün), zonklayan, genellikle A sınıfı tayflı beyaz dev yıldızlardır. Sefelerden daha yaşlı ve daha az kütlelidirler. RR Lyrae yıldızlarının değişim genliği 0.3 ile 2 kadir arasındadır.

Delta Scuti (δ Scuti) yıldızları, dönemleri 0.3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0.001 kadirden 0.8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki "karasızlık kuşağı" içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir.

Beta Cephei (β Cephei) değişenleri, kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır. Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları hâlen uğraştırmaktadır.

Dönemleri 30 ile 1000 gün arasında değişen zonklayan kırmızı dev ya da üstdevlerdir. Tayfları genellikle M, R, C ya da N türündendir. Mira ve Yarı Düzenli diye 2 alt sınıfı vardır.

Yarı düzenli ya da düzensiz aralıklarla ışık değişikliği dönemleri gösteren dev ya da üst devlerdir. Dönemleri 30 ila 1000 gün arasındadır ve parlaklık değişimleri 2.5 kadirden azdır.

Çoğu kırmızı dev olan bu yıldızlar, zonklayan türdendir. Adından da belli olduğu gibi ışık değişiklikleri genellikle dönemsel olmayıp, bazen de belli belirsiz bir dönemleri vardır.

Karakteristik ışık eğrileri derinden sığa değişen minimumlar gösteren sarı üst devlerdir. Dönemleri, 30 ile 150 gün aralığında iki derin minimum ile tarif edilir. Parlaklık değişimleri 3 kadir kadar olabilir. Bunların bazıları yüzlerceden binlerce güne kadar sürebilen uzun dönem değişkenliği gösterirler. Genellikle tayf sınıfları G ile K arasındadır.

GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A süperdevleri α Cygni değişenleri olarak adlandırılmış ve zonklayan yıldızlar sınıfına sokulmuştur. Bu grupta sadece B ve A türü üstdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır.

Anakol öncesi yıldızlar (PMS), yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.

Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan Herbig Ae/Be yıldızlarının, T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve morötesi bölge tayflarında izlenen salma çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cygni profiline sahip yapılar, kızılötesi ve milimetre-altı dalgaboylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar.

Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Orionis türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak "Orion Değişenleri" veya "Orion Popülasyonu" da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından "Bulutsu değişenleri" olarak da adlandırılmışlardır.

FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır.

Etkin sıcaklıkları 30000-50000 °K arasında olan, oldukça yüksek ışınım gücüne sahip genç Pop I üyesi yıldızlardır. Tayflarında, yüksek iyonizasyon seviyelerine ait geçişlerle oluşmuş, oldukça geniş ve şiddetli C, N, O, He ve Si salma çizgileri hakimdir. Soğurma tayfları ise normal O-B türü yıldızlara benzemektedir.

Tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.

Gama Cassiopeiae (γ Cas) değişenleri; üstdev olmayan, hızlı dönen ve emisyon çizgilerine sahip B sınıfı yıldızlardır. Düzensiz dalgalanmaları 1,5 kadirin üzerindedir.

Nadir, parlak, hidrojen fakiri, karbon zengini üst devler olup, zamanlarının çoğunu maksimum parlaklıkta geçiren, bazen de düzensiz aralıklarla 9 kadir kadar sönebilen yıldızlardır. Sonra yavaşça birkaç aydan bir yıla kadar olan dönemde yeniden maksimum parlaklıklarına ulaşırlar. Bu grubun üyelerinin tayf türleri F'den K'ya ve R'ye kadar değişir.

Patlayan değişenler olarak da bilinirler. Adının işaret ettiği gibi ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.

Bu dev yıldızlar ani ve dramatik değişimler gösterir ve bir felaket patlaması sonunda parlaklıkları 20 kadir ya da daha fazla artabilir.

Bu yakın çift yıldız sistemleri, birincil yıldızı etrafında madde biriken bir beyaz cüce ve ikincil yıldızı düşük kütleli (güneşimizden biraz daha soğuk) bir ana kol yıldızından oluşur. İkincilden akan maddenin zamanla birikip beyaz cücenin yüzeyinde nükleer patlama yaratarak yanmasıyla sistemin parlaklığı bir ila birkaç yüz gün süresince 7 ila 16 kadir arasında artar. Patlamadan sonra yıldız yıllar içinde yavaş yavaş eski parlaklığına döner. Maksimum parlaklık civarında yıldızın tayfı A ya da F dev yıldızları gibidir.

U Geminorum yıldızları, minimum parlaklıkta geçen sessizlik (etkinsizlik) devresinden sonra birdenbire parlarlar. Yıldızına göre bu olay 30-500 günde bir olur ve 5-20 gün kadar sürer.

Z Camelopardalis yıldızları, fiziksel olarak U Geminorum yıldızlarına benzerler. "Hareketsiz duruş" diye adlandırılan bir sabit parlaklık evresiyle bölünen ve tekrarlanan değişimler gösterirler. Hareketsizlik evresi, maksimum ile minimum arasında yaklaşık üçte bir parlaklık seviyesinde çakılı olarak birkaç tekrar boyunca sürer.

SU Ursae Majoris yıldızları, fiziksel olarak Geminorum yıldızlarına benzer. Sistemin 2 değişik parlaması vardır; biri sönük, sık ve 1-2 günlük kısa süreli; diğeri parlak, daha seyrek ve 10-20 gün süren “süper parlama” şeklindedir. Süper parlamalar sırasında küçük dönemsel değişimler (süper tepeler) belirir.

Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönel yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.

Eliptik değişenler, tutulma göstermeyen çift yıldız sistemleridir. Bileşenlerinden biri veya her ikisi de karşılıklı tedirginlik kuvvetleri etkisi altında, birbirlerini birleştiren doğrultu boyunca uzamış ve "dönel eliptik" şeklini almıştır. Bu şekilde bir geometriye sahip bileşen yıldızlar, bir yörünge dönemi boyunca çift minimum ve çift maksimumlu bir ışık eğrisi vermektedir. İleri ölçüde şekil bozulmasına uğramış bileşenlerin sivri uçlarına yakın bölgelerinde (L1 noktası yönünde) daha güçlü kenar kararması etkisi gösterdikleri izlenmiştir ve bu bölgelerin oluşturduğu minimumlar göreli olarak daha derin olabilmektedir.

FK Com değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Com'un hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır.

Tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parklaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır.

Atarcalar, çok hızlı dönen nötron yıldızlarıdır ve sonderece düzgün aralıklarla atmalar (puls) üretmektedirler. Dönemleri 1.558 msn ile 4.308 sn arasındadır. Atarcalar genellikle elektromanyetik tayfın radyo bölgesinde üretikleri atmalar ile farkına varılırlar. Bu nedenle "Radyo Atarcalar" olarak adlandırılar. Bunların arasından çok az sayıda örnek, görsel bölgede atmalar gösterir. Radyo ve görsel bölge pulsarlarının, x-ışını atarcaları ile karıştırılmaması gerekir. X-ışın atarcaları, adlarından da anlaşılacağı gibi, ışınımlarını (atmalarını) x-ışınları bölgesinde yapan ve çift sistem üyesi olan nötrön yıldızlarıdır.

Yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur. Sistemin yörünge dolanım dönemiyle aynı olan tutulmanın dönemi birkaç dakikadan yıllara kadar olabilir.

Algol türü sistemler (EA), örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle), veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı).

GCVS'de EB olarak kodlanan bu alt grup, ışık eğrisi biçimine göre yapılmış sınıflamanın bir ürünüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin baş minimum derinlikleri, yan minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur. Baskın tayf türü B-A arasındadır.

Gezegenleri olan yıldızlar, gezegenleri Dünya ile yıldız arasından geçtiğinde parlaklık değişimleri de gösterebilir. Bu değişimler, yıldız yoldaşlarında görülenlerden çok daha küçüktür ve yalnızca son derece hassas gözlemlerle saptanabilir. Örnekler arasında HD 209458 ve GSC 02652-01324 ile Kepler Görevi tarafından tespit edilen tüm gezegenler ve gezegen adayları sayılabilir. GCVS'de "EP" olarak sınıflandırılır.