Gece gökyüzüne baktığımızda, yıldızların değişimlerini görmemiz çok kolay değildir. Atmosfer etkileri nedeniyle parıldayan ve yanıp sönüyor gibi görülen yıldızların bu görünümü yalnızca gözlenen bir durumdur, yıldızın değişimi ile ilgili değildir. Bir yıldızın değişim gösterip göstermediği, onun zaman içinde yapılan farklı ölçümleri karşılaştırılarak belirlenebilir. Geçmişte, çıplak gözle bile bazı yıldızların zaman içinde parlaklıklarında değişim olduğu gözlenmiş ve buna göre sınıflandırmalar yapılmıştır. Bazı yıldızlar dönemli (periyodik) değişim gösterirler. Kimi yıldızlar hızla parlar ve daha sonra yavaş yavaş parlaklıkları azalır. Bu durum ardarda yinelenebilir. Bazı yıldızlarda bu değişimler birkaç gün içinde gerçekleşirken, bazılarında birkaç saat içinde ya da aylarca, hatta yıllarca süren değişimler görülebilir. Bazı yıldızlar ise, bir kerelik parlama gösterdikten sonra sakin evreye dönebilirler. Bu yıldızların hepsine değişen yıldız diyoruz. Değişen yıldız, parlaklığı (veya yarıçap veya tayf türü gibi diğer fiziksel özellikleri) zaman içinde değişen yıldızdır.

Aslında  tüm yıldızlar, yaşamları boyunca değişen yıldız oldukları bazı evrelerden geçerler. Örneğin Güneş bile bize sabit görünürken pek çok değişim geçirir. Yaşamının sonlarına doğru ise çok fazla bir değişim göstererek bir kırmızı dev yıldıza dönüşeceği öngörülmektedir. Bir çok yıldız Güneş lekeleri gibi olguların neden olduğu değişimler yüzünden parlaklıklarını az da olsa değiştiriler. Değişen yıldız olarak, parlaklığında ölçülebilir bir değişim görülen yıldızlarla ilgileneceğiz.

Sınıflandırma için ilk ölçüt, bir yıldızın içsel (bünyesel) veya dışsal bir değişen olup olmadığıdır. Bünyesel değişenler, parlaklığındaki değişimin, yıldızın içinde gerçekleşen değişimlerden kaynaklandığı yıldızlardır. Örneğin Sefeidler olarak adlandırılan türdeki yıldızlar, iç yapılarında gerçekleşen bazı olaylar nedeniyle zonklama gösterirler. Dışsal değişenler ise yıldızın kendisinden kaynaklanmayan, dışında gerçekleşen başka bir işlem nedeniyle ışık değişimi gösteren değişenlerdir. Bunların en yaygın örneği örten çift yıldızlardır.

Bünyesel değişenler

Bu tür yıldızların ışık değişimi, yıldızın içinde ortaya çıkan değişimler sonucundadır. Yıldızların iç yapısı ve evrim modelleri hakkında çok önemli bilgiler sağlayan, gökbilimciler için son derece önemli yıldızlardır. Uzaklık belirlemede kullanılabilen Sefeidler ve Süpernovalar gibi türler belki de bu grubun en önemlileridir. Bünyesel değişenler, dönemli zonklama gösterip göstermemeleri ve  kataklismik (yıprak) değişkenlerde olduğu gibi patlama ve püskürme gibi olaylar yaşayıp yaşamadıklarına göre ayrıca sınıflandırılırlar.

Zonklayan değişenler

Zonklayan değişenler, dönemli olarak yüzey katmanlarını genişletir ve büzerler. Bu süreç sırasında da boyutlarını, etkin sıcaklıklarını ve tayf özelliklerini değiştirirler. Bu değişimlerin gözlenmesiyle, başka yollarla bilgi edinmenin mümkün olmadığı yıldız iç yapısı ile ilgili çok önemli bilgilere ulaşılabilmektedir. Bu tür yıldızlar, gökada içinde ve dışında uzaklık belirlemede çok önemli bir araç olarak kullanılırlar.

Patlayan veya kataklismik (yıprak) değişenler

Patlayan değişenler, yıldız içerisindeki süreçlerin neden olduğu şiddetli patlamalar nedeniyle parlaklıklarında belirgin ve hızlı değişimler gösteren yıldızlardır. Çok çeşitli patlayan veya kataklismik değişen yıldız türü vardır. Bazı olaylar yıldızın tümüyle ortadan kalkmasına neden olabilirken, bazıları da bir veya daha fazla kez yinelenelebilir.

Süpernovalar

Bir süpernova, parlaklığında ani ve çarpıcı bir artışla tanımlanan, bir yıldızın yaşamının sonunda görülen bir aşamadır. Tipik bir süpernova, yıldızın aşırı parlamasıyla görülür. Bu parlaklık o denli fazla olur ki yıldız, birkaç gün veya birkaç hafta boyunca içinde bulunduğu gökadadaki tüm yıldızlardan daha parlak görülür. Bu nedenle de, yıldızları tek tek seçilemeyecek kadar uzak gökadalarda bile bir süpernova patlaması olduğunda, patlayan yıldızı görmek mümkün olabilmektedir.

Süpernovalara iki farklı mekanizmadan biri neden olur. Birincisinde, bir çift sistemde bileşenlerden biri olan beyaz cüce yıldız etrafında biriken madde, belli bir aşamada yeterli miktarda toplandıktan sonra onun üzerine düşer. Ortaya çıkan kararsızlık bir termonükleer patlamayı tetikler ve bu da  yıldızı patlama ile yok eder. Bu sırada uzaya büyük miktarlarda radyoaktif ve ağır elementler atılır. Termonükleer patlama, maddenin yüksek sıcaklık nedeniyle çekirdek tepkimelerine girerek, çok kısa sürede atomların birleşmesi sonucu daha da fazla enerji üretmesidir. Bu aslında çok büyük ölçekli bir atom bombası patlaması olarak düşünülebilir. Altın, gümüş gibi elementler bu tür yüksek enerjili patlamalar sırasında oluşurlar. Başka bir deyişle, parmağınızda bir altın yüzük varsa, o altın geçmişte patlayarak yok olmuş bir yıldızın patlaması sırasında üretilmiştir.


İkinci işlemde, çekirdeğinde bulunan tüm madde, yıldızın uzun yaşam süresi boyunca çekirdek tepkimeleri ile en son demiri oluşturduktan sonra, artık daha fazla çekirdek tepkimesi yapamayan çok büyük yıldızlarda gerçekleşir. Demirden daha ağır olan elementlerde füzyon (çekirdek birleşmesi) normal yollarla oluşamadığından, ışınım basıncının düşmesi sonucu, çekim ağır basarak yıldız hızla çöker ve bu çökme ile gerçekleşen aşırı ısınma sonucu patlama gerçekleşir. Bu patlamadan sonra yıldızın büyük bölümü uzaya atılırken, kalan çekirdek nötron yıldızı veya kara delik oluşturabilir.

Gözlemsel olarak, süpernovalar tayflarına bakılarak sınıflandırılır. Tip I süpernovası, süpernova olayından kısa süre sonra alınan tayfta hidrojen çizgileri göstermez. Tayflarında Silisyum çizgileri görülenler Tip Ia olarak sınıflandırılır ve bunların yukarıda söz ettiğimiz, etrafında biriken maddenin üzerine düşmesi sonucu termonükleer patlama geçiren beyaz cüceler olduğu düşünülmektedir. Hiçbir Silisyum çizgisi görülmüyorsa, Helyum çizgilerinin kuvvetli veya zayıf olmasına göre Tip Ib veya Ic olarak adlandırılırlar. Bu türler çift yıldızlarda dış tabakaların atılmasından sonra çekirdeğin çökmesi sonucu oluşurlar.


Tip II süpernovalar, ilk alınan tayflarında Hidrojen çizgileri gösterirler. Bunların hepsi, çekirdek yakıtını tüketen büyük kütleli bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi ile oluşurlar. Bunların en iyi bilinen örneği, daha önceki bir yazımızda anlattığımız, 1987A Supernovasıdır. Bu süpernova, 1604'te görülen Kepler'in süpernovasından beri çıplak gözle görülen ilk süpernova idi. Gökadamızdan yaklaşık olarak 50.000 parsek (1 parsek = 3,26 ışıkyılıdır)  uzaklıktaki bir uydu galaksisi olan Büyük Magellan Bulutu'nda bir yıldızın patlamasıyla oluşmuştur. Her yüzyılda gökadamızda iki veya üç yıldızın bu biçimde patlaması beklenmesine karşın, bunlar gökadanın yoğun madde içeren bölgeleri doğrultusunda olduklarında görülemeyebilirler. Bu nedenle de yakınlardaki bir gökadada bir süpernova patlaması, gökbilimciler açısından büyük bir nimettir.

Novalar

Bir nova, bileşenleri birbirine yakın konumda olan bir çift sistemde ortaya çıkar ve birkaç gün içinde 7-16 kadir kadar hızlı ve öngörülemeyen parlaklık artışı ile tanımlanır. Patlamadan sonra birkaç ay içinde, patlama olmadan önceki duruma geri döner. Bu nedenle, nova'ya neden olan olayın orijinal yıldızı yok etmediği düşünülmektedir. Bazı novalar, patlamadan önce görülemeyecek denli sönk iken, patlama sonrası görülebilecek parlaklığa ulaşırlar.
Sonraki yazımızda, nova olarak bilinen bu yıldızların alt türlerini ve farklı tür diğer değişen yıldızları anlatacağız.

Kaynak: http://www.atnf.csiro.au/