Kataklizmik değişen yıldızlar

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız (beyaz cüce) ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.

Dev yıldızın Roche lobundan yüksek açısal momentumlu madde dejenere yıldıza doğru akar ve dejenere yıldızın çevresinde bir disk oluşturur. Yoldaş yıldız her zaman değil ama çoğunlukla anakol yakınında veya üzerinde olan geç tip bir yıldız olabilir. Ayrıca yoldaşın dev bir yıldız veya beyaz cüce olduğu durumları da vardır. Çiftin tamamı bizim Güneş sistemi büyüklüğünde bir sistem içine sığabilir.

1) Madde yığılmasının ışık eğrileri üzerindeki doğasının incelenmesi, küçük kütleli nötron yıldızları ve X-ışını çiftlerinde olduğu gibi kısa süreli patlamalar hakkında birçok ipucu verirler.

2) Kütle transferi ile yığılma diskinin fiziğini çalışmak için Kataklizmik Değişenler en pratik cisimlerdir. Çünkü diskler, yeryüzünden daha az ulaşılabilir nötron yıldızı çiftlerine zıt olarak daha kolay incelenebilir. Ayrıca diskin spektrumundan, kütle akım hızının bir fonksiyonu olarak disklerin evrimi üzerinde modellere ulaşılabilir. Diskler, kendisinden gezegenlerin türediği erken Güneş nebulasının oluşumunda da önemli bir rol oynamaktadır.

3) Kataklizmik Değişenlerin çeşitli patlama türleri vardır. Bu çeşitli patlamalar, dev kırmızı yıldızlardan transfer edilen kütle kararsızlıkları ve diskte var olan kararsızlıklardan kaynaklanır. Bu patlamalar ise bize yeni araştırma olanakları verir.

4) Kataklizmik Değişenlerde oluşan patlamalar ya da yüksek hızlı rüzgârlar biçimindeki radyal dış akışlar, çizgisel ivmeli rüzgâr teorilerini araştırılmasında bir laboratuvar görevi yapar.

7) Kataklizmik Değişenlerin, patlamaları ve manyetik alanlarından dolayı bunlar bize birçok ipuçları sağlamıştır. Manyetik alan varlığının gelişme süreci üzerindeki etkisini gözden geçirmek için iyi bir araç durumundadır.

8) Nova patlamalarından önce beyaz cücelerin evrimsel geçmişleri hakkında da birçok bilgiyi bize kazandırırlar. Bunun yanında Kataklizmik Değişenler nova patlamaları için bir çalışma zemini olarak bilinmektedirler.

Gözlemsel ya da teorik yollarla elde edilmiş olan bu bilgiler daha da sıralanabilir. Robinson (1976) ve Warner (1976) 'ın yüksek enerji araştırmaları Kataklizmik Değişenler için o denli bilgi ortaya koydu ki, 1980'lerde manyetik Kataklizmik Değişenlerin keşfi ve çeşitli disk kararsızlığı modelleri gelişmesine neden oldu. İnceleme alanların çok gelişmesinden dolayı, araştırmalar doğal olarak Kataklizmik Değişenlerin daha özel davranışları üzerinde yoğunlaştı.

Çift sistemin, iki bileşeni arasındaki mesafe yeterince küçük olursa (büyük yoldaşın çapından küçük olursa) kütleçekim kuvvetinin ürettiği çok büyük gel-git kuvveti oluşur. Ayrıca iki yıldızın yüksek yörüngesel hızlarından dolayı önemli merkezkaç kuvvetlerine sahiptirler. İki yıldızın birbirine yaklaşımı ise sınırlıdır, yani iki yıldız arasındaki mesafe limitlidir. Bu limitin aşılması durumunda, normal koşullar altında büyük bileşenin L1 Lagrange noktası civarında beyaz cüceye kütle akımı başlar. Transfer edilen kütle yüksek açısal momentumlu olup, yoğun yıldızı çevreleyen disk civarında toplanır. Diskin kütle toplamasından dolayı buna yığılma diski denir. Transfer edilen kütle, yığılma diskinin en dış tabakalarına akar ve parlak sıcak lekenin oluşmasına neden olur.

Dev yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranına bağlı olarak, sıcak lekenin parlaklığı belirli zaman aralıklarında yavaşça azalabilir ya da sabit kalır. Yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranı genelde sabittir, fakat bu transfer edilen maddenin disk boyunca dağılımı homojen değildir. Kütle transferi çok yüksek ya da çok düşük olur ise, disk sadece o zaman kararlı bir denge durumunda olabilir; orta değerlerde ise disk her iki denge durumu arasında hızlı değişimler yapmaya zorlanır. Kataklizmik Değişenlerde kuvvetli ve zayıf X-ışını salma durumlarına göre iki kütle akım geometrisi üretilmiştir. Birinci halde X-ışını, disk ile dejenere yıldız arasında salınır. Hızlı yörüngesel dönme hareketleri nedeniyle transfer edilen kütle disk tabakalarında aşırı dağılmaya zorlanır ve sonuç olarak bu tabakalar arasında X–ışını üretimi olur. İkinci halde, maddenin dejenere yıldız üzerine hızlı akması maddeye bir kinetik enerji kazandırır. Bu kinetik enerjinin disk tabakalarının yüzeyinde serbest kalmasıyla güçlü şoklar oluşur ve X–ışını salınır . Her iki tip modelde kuvvetli ve zayıf X–ışını verme durumu tamamen madde akımının çeşitliliğine ve miktarına göre değişecektir.

Kataklizmik Değişenler çift yıldız sistemleri olduklarından, bunlar yörüngenin belli evreleri ve konumları için birbirlerini örtebilir, yani bir tutulma oluşturabilirler. Kataklizmik Değişenlerin birçok tutulmalarından diskin iki boyutlu görüntüsünü elde etmek mümkün olmuştur. Ayrıca yığılma diskinin yüzey parlaklık özelliklerinin çıkarılmasını sağlamıştır. Disk kararsızlık modeline göre, patlama en dış diskte başlar ve ilk olarak en dış diskte bir parlama oluşur. Patlamanın başlangıcında disk daha küçük yarıçaplara düşer. Kütle transfer yoğunluğu (madde akım oranı) artıkça disk yeni bir denge yarıçapına doğru genişlemeye başlamaktadır.

Pulsasyon yapanlar, parlaklıklarında oldukça düzenli bir değişim gösterirler. Karşıt olarak ise Patlayan Değişenler çok az düzenli değişim gösterirler; parlaklık ani bir şekilde artar (novalar gibi) veya azalır (R Coronae Borealis tipleri gibi).

1960'lı yıllarda Patlayan Değişen yıldızlara yeni bir alt sınıf daha eklendi. Bu sınıf Kataklizmik Değişen Yıldızlar olarak adlandırıldı. Bunların ışık eğrileri, dönem, renk (sıcaklık), patlama davranışları ve diğer bazı parametre öğeleri incelendiğinde çeşitli alt sınıfları keşfedildi.

İlk değişen yıldızın 13 Ağustos 1596'da İtalyan Fabricius tarafından keşfedilmesinden sonra, günümüze kadar geçen zaman içinde birçok değişen yıldız türü keşfedilmiştir. Bunlardan biri de Kataklizmik Değişen yıldızlardır, yani ani patlayan yıldızlardır. 1960'ta ilk cüce nova’nın keşfi ile başlayan bu tür yıldızların tarihi, birçok araştırma alanı için bir laboratuvar niteliği taşır. Birçok araştırmacı bu sistemlerin evrimi ile ilgili birçok bilgiye ulaşılmasında katkıda bulunmuşlardır. Örneğin; madde yığılmaları üzerinde yapılan çalışmalar, disk fiziği, nötron yıldızları, beyaz cüceler, X–ışını çiftleri için yapılan çalışmalar, yıldızlarda manyetik alanların varlığı ve nova patlamaları ile ilgili araştırmalar bu tür değişen yıldızların ne derece önemli olduklarını göstermektedir.

1960'ta Gaposchkins, U Geminorum'un sürekli patlama davranışını incelediğinde bunun farklı bir değişen yıldız olduğunu keşfetti. O tarihten bu yana U Geminorum gibi yakın çift sistemlerde, dev yoldaş yıldızdan madde akımları ile kütle kazanan beyaz cüceli sistemler "Kataklizmik Değişenler" olarak bilinir. İlk cüce nova olan U Geminorum'un 1855'de keşfedilmesine rağmen, kütle transferi sonucu beyaz cücenin etrafına toplanan maddenin bir disk oluşturması konusunda bir yüzyıl kadar hiç çalışılmamıştır. Kraft, 1990'da, 1950 – 1965 yılları arasında gökbilim gözlemleri ve teorik fizikçilerin ortaya çıkardığı verilerden yararlanarak bu tür yıldızlar için modern bir taslak oluşturdu.