ış 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.

1912 yılında Henrietta Leawitt, KMB'de gözlediği Sefe'lerin parlaklıklarının, dönemlerinin logaritması ile doğru orantılı olarak arttığını keşfetmiştir. Bu bağıntı, KMB'deki Sefe'lerin kabaca bizden uzaklıklarının aynı olduğu varsayımı ve KMB'nin bilinen uzaklığı (60 kpc) kullanılarak, mutlak parlaklık ile dönem arasındaki bir ilişkiye dönüştürülmüştür. "Dönem-Parlaklık bağıntısı formula_1" adı verilen bu ilişki sayesinde, sadece dönemini belirlemek ve yıldızlararası sönümleme etkisini dikkate alarak, gözlenen bir Sefe değişeninin ve dolayısıyla üyesi olduğu yıldız topluluğunun uzaklığını bulabilmek mümkün olmuştur. Böylece dönemden elde edilen mutlak parlaklık ile gözlenen parlaklık;

şeklindeki "uzaklık modülü" formülünde yerine konarak doğrudan uzaklık hesaplanabilmektedir. Yakın zaman içerisinde, Macellan Bulutları'ndaki Sefe değişenleri üzerine yapılan çalışmalar, dönem-parlaklık bağıntısında görülen saçılmanın, sıcaklık (veya renk ölçeği) parametresinin dikkate alınması ile yok edilebileceğini göstermiştir. Dolayısıyla bu ilişki aslında "dönem-parlaklık-renk (PLC)" arasında bir bağıntıdır. PL ve PLC bağıntıları gökadamızda uzaklığı iyi bilinen genç kümelerde yer alan Sefeid değişenleri ile duyarlı bir şekilde mutlak parlaklığa kalibre edilmiş durumdadır.

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.

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.

Tip-II Sefe'leri, (klasik) Sefe'lerin düşük kütleli türevleri olarak tarif edilebilirler. Geçmiş literatürde birbirinden farklı çok sayıda isimlendirme ile anılmışlardır. Genel olarak
W Virginis yıldızları olarak bilinen bu grup GCVS de CW kodlaması ile gösterilmiş ve iki alt gruba ayrılmıştır:
Diethelm ise dönemi 1-3 gün arasında olanları üç gruba ayırmıştır:
Bu gruplamaya ait adlandırma, yine Diethelm tarafından kısa sürede "RRd → AHB1, CW → AHB2 ve BL Her → AHB3" şeklinde değiştirilmiştir. Burada RRd
kodlamasının bugünkü literatürde çift-modlu RR Lyrae'lar için kullanıldığı hatırlanmalıdır.

Tip-II Sefe'leri hem halo 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. Tip-II Sefe'lerin 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. Kwee dönemleri 13-20 gün arasında olan Tip-II Sefe'lerini ışık eğrisi
biçimlerine göre ikiye ayırmıştır:
Özellikle küresel kümelerde ve Macellan Bulutları'nda yer alan Tip-II Sefeleri için de dönem parlaklık ilişkisi olduğu bulunmuştur. Ancak Tip-II Sefe'leri için bu bağıntının eğimi daha düşük ve saçılma daha fazladır. Ayrıca belli bir dönem değeri için Tip-II Sefe'lerinin klasik Sefe'lere oranla daha düşük mutlak parlaklıklara sahip olduğu açıkça görülmektedir.

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.






Fergana Karahanlı Devleti

Fergana Karahanlı Devleti, Tarihteki kurulmuş Türk devletlerinden biridir.

Doğu Karahanlının otorite boşluğu sebebiyle Fergane havzası ve Kaşgar çevresi bir süre Karahanlı sülaleleri tarafından bağımsız yönetildi. Ardından bu devlet Harezmşahlar'ın egemenliğine girmiştir.

Fergana Karahanlıları hükümdarları
Nasr Tegin (1013) 
Mansur Abul Muzaffer (1013 - 1024) 
Mumahhed Ain ad-Davla (1041 - 1052) 
İbrahim (1059) 
Abdül-Mumin (-) 
Ali (-) 
el-Hasan (-) 
Hüseyin Celal (1132 - 1156) 
Mahmud Togan Han (1156 - 1164) 
İbrahim Arslan Han (1164 - 1178) 
Nasr (1178 - ?) 
Muhammed (? - 1182) 
Kadir Han (? - 1209) 
Mahmud (? - 1213)




Nova

Nova, bir beyaz cüce üzerinde görülen kataklismik nükleer patlamadır, yıldızın ani ışımasına sebep olur. Novalar diğer ışıma fenomenleri süpernovalar ya da parlak kırmızı nova ile karıştırılmamalıdır. novanın bir çift yıldız sistemindeki beyaz cüce üzerinde olduğu düşünülür.

Sistemin iki yıldızı birbirine yeteri derecede yakınsa madde beyaz cücenin üstüne eşi olan yıldızdan düşebilir. Kontrolsüz bir füzyon reaksiyonu başlar ve nova yıldızın üstüne hidrojen dökülmesiyle oluşur.

Geliştirme

Eğer beyaz cücenin yakın bir eşi varsa, roche lobundan akan, beyaz cüce eşinin dış atmosferinden düzenli olarak madde alacaktır. eşi bir ana sıra yıldızı olabilir ya da bir kırmızı dev ya da bir kırmızı deve genişliyor olabilir. Beyaz cücenin yüzeyindeki yakalanan gazlar bir CNO çevrimi yolu ile yanmaya başlar.

Helyum novası

Helyum novası önerilen bir kategoridir, hidrojen hatları içermez, beyaz cücenin helyum kabuğunun patlamasıyla oluşabilir. 1989'da Kato, Saio and Hachisu tarafından önerilmiştir. İlk helyum nova adayı 2000 yılında gözlenen V445 puppis'dir. sonrasında ise dört nova patlaması helyum novası olarak önerilmiştir.

Oluşma oranı ve astrofiziksel önemi

Astronomlara göre samanyolunda her yıl 30 ile 60 arası, yaklaşık olarak 40 nova görülür. samanyolunda keşfedilen novaların sayısı ise oldukça düşüktür, yılda 10. Andromeda galaksisinde ise her yıl 20 mag. dan büyük 25 nova keşfedilmiştir. Diğer yakın galaksilerde ise daha küçük sayılar görülmüştür.

Nova ejecta nebula spektroskopik gözlemi göstermiştir ki helium, carbon, nitrogen, oxygen, neon, and magnesium bakımından zengindirler. yıldızlararası ortama novanın katılımı büyük değildir. Nova bir süpernovanın 1/50 si bir kırmızı dev ya da superdevin 1/200 ü kadar madde sağlar.

RS ophiuchi gibi tekrarlayan novalar nadirdir.

Alt türleri

Işık eğrisi hızı gelişimine göre sınıflandırılır.

NA: hızlı novadır, ani parlaklık artışıdır, 100 günde 3 mag. parlaklık düşüşü görülür, parlaklığın 1/16 sına düşüş.

NB: yavaş nova, 150 veya daha fazla günde 3 mag. düşme görülür.

NC: çok yavaş nova. bu tip nova normal novadan oldukça farklıdır. Örnegin Wolf-rayet yıldızı gibi özellikler sergileyen oluşumdaki bir gezegensel nebula gibi.

NR/RN: tekrarlayan nova, 10-80 yıl ara ile ayrılmış iki veya daha fazla patlama novaları gözlenmiştir.

Bilinen on galaktik tekrarlayan nova vardır.

Ekstragalaktik nova

M31 deki nispeten yaygındır. Her yıl M31 de bir çift düzine nova keşfedilmiştir. Astronomik telegram merkez bürosu M31, M33, M81 deki novaları izlemektedir.

Patlama birkaç saat içinde olur, sonra haftalar, aylar, belki de yıllar sonra hemen hemen eski düzeyine ulaşır. Patlamalar tekrarlanabilir. Patlamada, kütlesinin on binde birinden az bir kısmını genişleyen kabuk olarak dışarıya atar. Örneğin; 1918 de patlayan Nova Aquilae parlaklığını + 5 den - 8 kadir'e (13 kadir) artırdı, attığı gazın hızının 1700 km/s ye ulaştığı gözlendi.

Gözlemler novaların, bileşenlerden birisi beyaz cüce olan çift yıldız olduklarını göstermektedir; diğer yıldız bir kırmızı devdir ve atmosferi genişlemektedir. Genişleyen maddenin bir kısmı beyaz cücenin kütle çekimi alanına girer ve beyaz cüce üzerine dökülür. Hidrojenini daha önce tüketmiş olan beyaz cüce, yeni toplanan ve hidrojence zengin gazı yeterince biriktirince, yüzeyde çekirdek tepkimeleri başlar, ısınan gaz patlamalı olarak atılır, sonunda beyaz cüce eski durumuna döner. İşlem tekrarlanabilir.

Novaların diğer bir sınıfı da tekrarlanan novalardır. Bu novalar, tarihi zamanlarda sadece bir patlama göstermesiyle bilinen klasik novaların tam tersidir. Düzensiz aralıklarla ç