Sefe değişeni

Sefe değişkeni veya Sefe, saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.

Açıklama

1784 yılı ortalarına kadar nova ve süpernovalar hariç, bilinen değişen yıldız sayısı sadece beş tane idi. Bunlardan dördü bugün Mira değişenleri olarak adlandırılan grubun üyesiydiler. Geriye kalan biri ise bir örten çift yıldızdı (Algol). 10 Eylül 1784'te Edward Piggot, η Aquilae'nin, hemen ardından John Goodricke ise δ Cephei'nin ışık değişimine sahip olduğunu keşfetmişlerdir. δ Cep ve η Aql bugün Sefe'ler olarak sınıfladığımız, dönemleri sırası ile 5.4 ve 7.2 gün olan zonklayan değişenlerdir. "Sefe (Sefeid)" terimi uzunca bir süre, örten değişenler hariç, düzenli-sürekli tekrarlayan ışık değişimine sahip ve dönemi 35 günden kısa olan tüm değişen yıldızlar için kullanılmıştır. Ancak bu sınıflamanın birbirinden çok farklı evrim aşamasında ve karakterde yıldızlar içerdiği görülünce, öncelikle dönemi 1 günden kısa olan ve genellikle RR Lyr türü değişenler sınıfına giren yıldızlar ayrılmıştır. Bunun ardından Tip-II Sefe'leri ve RV Tauri değişenleri bağımsız birer grup oluşturacak şekilde sınıflanmıştır. Geriye kalan yıldızlar ise literatürde "δ Cephei değişenleri", "Tip-I Sefeleri", veya “Klasik Sefeler” olarak adlandırılan ve günümüzde kısaca sadece “Sefeler” adını alan grubu oluşturmuşlardır. Shapley 1914'te, Sefe'lerin karmaşık ışık değişimlerinin, çapsal olmayan zonklamalardan kaynaklandığını söylemiştir. Ancak, daha sonra Eddington Sefe'lerde zonklamaların çapsal doğrultuda olduğunu ispatlamıştır.
Sefe'ler son derece düzenli tekrarlayan ve 1 gün ile 70 gün arasında değerler alabilen dönemlere sahiptirler. Bazı uç örneklerinde dönem değeri 200 güne kadar ulaşabilmektedir. Hertzsprung (1926, BAN, 3, 115), dönemleri 3-40 gün arasında olan Sefe'ler üzerine yaptığı bir araştırmada, ışık eğrilerinin dönem büyüklüğüne bağlı olarak biçim değiştirdiğini göstermiştir. Hertzsprung-Russell diyagramı (Hertzsprung Dizisi) olarak bilinen bu ilişkiye göre dönemleri 8-10 gün arasında olan tüm Sefe'lerin ışık eğrisi maksimumlarında çift tepeli yapılar izlenmektedir. Dönemi bundan kısa olanlarda iniş kolu üzerinde, uzun olanlarda ise çıkış kolu üzerinde "çıkıntılar (bump)" görülmektedir. Ayrıca dönemi 20 günden uzun olanlarda çıkış kolu belirgin bir şekilde diktir. İzlenen çıkıntı yapısının dönemle olan bu ilişkisi, temel zonklama modunun, ikinci harmoniği ile yaptığı girişimden kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak temel dönemi aynı olan iki Sefeid değişeninin ışık eğrileri biçim olarak (çıkıntılarının görüldüğü evre) aynı olmaktadır.

Genel Özellikler

Sefei'ler göreli olarak genç yıldızlardır. Genel olarak F, G, K türü üstdevlerdir. Dönemleri 2 gün civarında olanlar, Güneş'in kütlesinin 5 katı kütleye sahiptir ve yaşları 108 yıl civarındadır. Daha büyük kütleli Sefe'lere doğru gidildikçe dönem uzamakta ve yaş küçülmektedir. 40 gün dönemli Sefe'ler kabaca 15 güneş kütlesine ve 107 yıl civarında bir yaşa sahiptirler.
Sefe'lerin büyük bir bölümü temel modda zonklama yaparken, bir kısmı da ilk harmonikte zonklamaktadır. İlk harmonikte zonklayanları daha düşük genliğe ve sinüs eğrisine daha yakın ışık eğrilerine sahiptirler. Dönemleri 2-4 gün arasındadır ve tüm Sefe'ler arasında sayıca oranları %30 civarındadır. Bir salınımın temel veya harmonik modda gerçekleştiği, ışık eğrilerinin fourier dönüşümleri ile analiz edilmesi sonucu ortaya çıkmaktadır.

Örnekler

Sefe türü R TrA (P=3.389287 gün) ve S Sge (P=8.382173 gün) yıldızlarının ışık eğrileri görülmektedir. R TrA’da maksimum ışık profilinin minimumdakine oranla daha dar olması, Sefe ışık eğrilerinde izlenen genel bir özelliktir. S Sge ise çift tepeli Sefe ışık eğrileri için güzel bir örnektir. SS CMa, P=12.358 günlük dönemi ile, çıkıntıların görülme yerlerine ilişkin sınır bölgededir. Dolayısıyla çıkıntının etkisi hem çıkış hem de iniş kolunda görülmektedir. T Mon, P=27.0197 gün döneme sahiptir ve uzun dönemli Sefe'lerde çıkış kolunun aşırı dik oluşuna güzel bir örnektir. P=127.6 gün döneme sahip HV821 yıldızında, dönem uzadıkça ışık eğrilerinin biçim olarak sinüs eğrilerine ne ölçüde yaklaştığı açıkça izlenebilmektedir. U TrA (temel dönem P=2.568423) ise temel dönem ile ilk harmoniğin girişimi sonucu ışık eğrisinin çevrimden çevrime nasıl değiştiğini gösteren çarpıcı bir örnektir.

Örnekler

Klasik sefelere örnek olarak; Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris ve Delta Cephei gösterilebilir.
Kwee'nin eğrisel maksimumlu Tip-II Sefe'lerine örnek olarak; CS Cassiopeiae (P=14.74 gün), düz maksimumlulara örnek olarak W Virginis'in (P=17.27 gün) ışık eğrileri gösterilebilir. Hertzsprung dizisine iki örnek olarak BL Herculis (P=1.307443, çıkıntı iniş kolunda) ve KZ Centauri'nin (P=1.51997, simetrik maksimum, belirgin bir çıkıntı izlenemiyor) ışık eğrileri gösterilebilir.
Cüce sefelere örnek olarak; Delta Scuti ve SX Phoenicis gösterilebilir.
Genel olarak Tip-II Sefe'leri ile klasik Sefe'ler, sadece ışık eğrilerine bakılarak ayırdedilemezler. Galaktik konumları, dikey hızları, ışınım güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ve kimyasal bileşimleri bu ayırımın yapılabilmesini sağlamaktadır.