Önceki iki yazımızda değişen yıldız türlerinden söz ettik. Tüm yıldızlara bakıp, yaşamlarını nasıl geçirdiklerini çözümleyebilirsek, aslında yıldızların yaşam süreleri içinde belirli zamanlarda değişmez olarak görüldüklerini, ancak farklı aşamalarda çeşitli değişimler gösterdiklerini görebiliriz. Buradan, yıldızların tümünün değişen yıldız olarak tanımlanabileceği bir yaşam kesiti olabileceği sonucunu çıkarabiliriz. Bu yazımızda diğer bazı değişen yıldız türlerini anlatacağız.

Dışsal (dış etki ile) değişen yıldızlar

Bu tür değişen yıldızlarda görülen ışık değişimleri doğrudan yıldızın kendisinden kaynaklanmaz. Değişim ya dış bir süreç nedeniyle ya da yıldızın dönmesine bağlı bir değişim olarak gözlenir. Bu tür iki ana grup vardır: Örten Çift Yıldızlar ve Dönen Değişen Yıldızlar.

Çift yıldızlar

Çift yıldızların da sınıflanmış birden çok alt türü vardır. Bu türler genellikle gözlenme yöntemlerine göre sınıflandırılırlar. Alt türler ise: Görsel Çiftler, Tayfsal Çiftler, Astrometrik (Konumölçümsel) Çiftler, Örten Çiftler ve Sıradışı Çiftler.



Görsel Çiftler

Bu tür çiftler, bileşen yıldızların bir teleskopla ayrı ayrı çözülebildiği ikili sistemlerdir. Uzun zaman aralıklarını kapsayan gözlemler yapılarak sistem üyelerinin göreli konumları belirlenir. Zamanla toplanan bu veriler kullanılarak sistemin yörünge hareketi çizilir ve bileşenlerin yörüngeleri hesaplanır.

Görsel çifler göreli olarak bize yakın olan, bileşen yıldızların ayrı ayrı çözülebileceği sistemlerdir. Diğer çiftlere göre bileşen yıldızları fiziksel olarak birbirine uzak olurlar. Güneş-Dünya uzaklığının (1 Astronomik Birim, 1AB) birkaç yüz katı kadar ayrık olabilirler. Bileşen yıldızlar çekimle birbirine bağlıdırlar ancak madde alışverişi yapacak kadar etkileşimde bulunmazlar. Parlak bileşen "A", diğeri "B" soneki ile adlandırılır. Üç ya da dört bileşenli olan sistemler de vardır. 1.000'den az sayıda görsel çift sistem bilinmektedir.

Gece gökyüzünde gördüğümüz birçok bilinen parlak yıldız aslında görsel çifttir. 1,338 parsek (1 parsek = 3,26 ışıkyılı) uzaklıktaki Alfa Centauri adlı yıldız, Alfa Cen A ve Alfa Cen B olarak etiketlenmiş ve aralarında Uranüs ile Güneş arasındaki uzaklıktan biraz daha fazla, yaklaşık 23 AB uzaklık bulunan iki yıldızla görsel bir çifttir. Birbiri etrafındaki dönüşleri yaklaşık olarak 80 yılda tamamlanmaktadır. Onlara eşlik eden 3. yıldız Proxima Cen bize en yakın yıldızdır ve sistemde Alfa Cen C olarak da adlandırılmaktadır. Bize uzaklığı 4,22 ışıkyılıdır (1,295 parsek). 1915'te keşfedilmesinden çok sonra, sistemin kütle merkezinden çok daha uzakta bulunan ve sistemin 3. bir üyesi olduğu düşünülmüştür. Ancak son zamanlardaki gözlemler, çekimsel olarak diğer iki yıldıza bağlı olmayabileceğini düşündürmektedir.

Bu çizimde, Alfa Cen A ve B ikili sisteminin görünür göreli yörüngesi görülmektedir. Parlak bileşen Alfa Cen A eksenlerin ortasında görülmekte ve sönük bileşen Alfa Cen B'nin ona göre hareketi gösterilmiştir. Gerçekte, her iki yıldız ortak bir kütle merkezi etrafında döner. B bileşeninin A'ya göre farklı yıllardaki yerleri işaretlenmiştir.

Yakınımızdaki diğer bir görsel çift sistem, Canis Major (Büyük Köpek) takımyıldızındaki çok bilinen, gökyüzünün en parlak görülen yıldızı olan Sirius'dur. Parlak bileşen Alfa CMa A,  -1,43 kadirdir. Onun yoldaşı olan Alfa CMa B çok sönük bir yıldızdır. 8,44 kadir parlaklığındaki bir beyaz cücedir. Bu sistemin çift olduğu ilk olarak konumölçüm gözlemleri ile belirlenmiştir ve sönük bileşen olan beyaz cüce ancak 1862 yılında görülebilmiştir.



Bazı yıldızlar teleskop ile bakıldığında birbirine yakın görünürler ancak aslında çekimsel olarak bir bağları yoktur ve yüzlerce parsek ya da daha fazla birbirlerinden uzakta olabilirler. Böyle bakış doğrultusunda çift görünen yıldızlara "optik çiftler" denir ve gerçek çift yıldız değillerdir.

Tayfsal Çift Yıldızlar

Çoğu çift yıldız sisteminin, günümüzdeki teleskoplarla görsel olarak çözümlenmesi çok zordur. Diğerleri ise ayrı ayrı çözümlenemeyecek kadar birbirine yakındır. Çift yıldız sistemlerinin çoğu, tayf çizgilerinde görülen Doppler kaymaları ile belirlenmiştir. Bunlara tayfsal çift yıldız denir.

Eğer bir çift yıldız sisteminin bileşenleri çözümlenemediyse, onun tayfı her bir bileşen yıldızdan gelen tayfın bir birleşimi olacaktır. Bu yıldızlar kütle merkezi etrafında dolanıyorlarken, örneğin A yıldızı bize doğru geliyorken B yıldızı bizden uzaklaşıyor olabilir. Bu nedenle, A'nın tayfı daha yüksek frekanslara (yani daha kısa dalga boylarına) kayarken, B'nin tayfı kırmızıya kayar. Yıldızlar bizim bakış doğrultumuza dik olarak hareket ediyorsa, hiçbir Doppler kayması gözlemeyiz. Bu durumda çizgiler ortalama konumlarında kalırlar. Yıldızlar yörüngede ilerledikçe, A yıldızı bizden uzaklaşmaya başlayacak ve böylece tayf çizgileri kırmızıya doğru kayacaktır. Benzer biçimde bu kez B yıldızının tayfındaki çizgiler maviye doğru kayacaktır.

Bir çift yıldızın tayfsal olarak belirlenmesi birkaç etkene bağlıdır. Öncelikle, sistemin yörünge düzlemi bizim bakış doğrultumuza göre dik ise, herhangi bir Doppler kayması gözleyemeyiz. Bu durumda sistem çift yıldız olarak algılanamayacaktır. Eğer bileşen yıldızların kütlesi düşük ve/veya bileşen yıldızlar birbirlerinden çok uzaksa, dönem çok uzun olur ve yörüngedeki hareket hızları da yavaş olacaktır. Bu da algılanma şansını azaltacaktır. Bazı sistemlerde bileşenlerden biri çok sönük olabilir ve bu bileşenin ortak tayfa katkısı çok azdır. Bu durumda yalnızca tek bir bileşenin çizgilerinin dönemli olarak kaymaları görülür.

Tayf çizgilerindeki kaymaların zamana karşı çözümlemesi ile, bileşen yıldızlarının dikine hızları hakkında bilgi edinilebilir.

Tayfsal çift yıldızlarda bileşen yıldızlar genellikle birbirlerine oldukça yakındırlar ve gelgit etkileşimleri nedeniyle kütle alışverişi yapabilirler. Yörünge dönemleri birkaç saat ile aylar mertebelerinde olabilir ve birçok sistemde bileşenlerin birbirinden ayrıklığı 1 AB'den azdır.

İlk keşfedilen tayfsal çift sistem 1889 yılında Mizar ya da ? Ursae Majoris'dir (Büyük Ayı). Aslında Mizar önceden görsel bir çift olarak biliniyordu, ancak iki yıldızın parlak olanı Mizar A'nın tayfsal çözümlemesi onun aslında bir tayfsal çift yıldız olduğunu gösterdi. Sonraki gözlemler ise, diğer yıldız Mizar B'nin de başka bir tayfsal çift olduğunu ve böylece sistemin tamamının dört yıldızdan oluştuğunu ortaya çıkardı. Günümüzdeki gözlem teknikleriyle Mizar A'nın bileşenleri de ayrı ayrı gözlenebilmektedir.
Görüldüğü gibi pek çok farklı türde değişen yıldız bulunmaktadır. Sonraki yazımızda, diğer türleri kısaca tanıtmayı sürdüreceğiz.

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