Astrometrik (Konumölçümsel) çiftler
Bazı yıldızlar, zaman içinde defalarca gözlendiğinde, uzay hareketlerinde bir "bozunum" veya "dalgalanma" görülür. Eğer bu gözlenen değişim dönemli bir olay ise, bu tedirginliğin görünmeyen yoldaş bir bileşenin çekimsel etkisi nedeniyle gerçekleştiğini sonucuna varabiliriz. Bu durumda elimizde görünür bir yıldız ve çok daha sönük bir yoldaş yıldızın ortak bir kütle merkezi etrafında yörüngede hareket ettiği bir sistem vardır. Bu yolla belirlenen çift sistemlere, astrometrik çift sistemler adı verilir.
Diyagram Sirius sisteminin 80 yıl boyunca uzay hareketini göstermektedir. Parlak yıldız Sirius A'nın gösterdiği hafif dalgalanmalar ya da salınımlar, onun sönük beyaz cüce yoldaşı Sirius B'nin varlığından kaynaklanmaktadır. Sirius ilk önce bir astrometrik çift olarak belirlenmiş, ancak günümüzdeki gözlem olanaklarının yeterli olması nedeniyle her iki yıldız ayrı ayrı görülebildiği için artık bir görsel sistem olarak kabul edilmektedir.
Uzun zaman aralıklarını kapsayan gözlemlere olan gereksinim ve konum ile uzay hareketi ölçümlerindeki belirsizlikler nedeniyle, göreceli olarak çok az sayıda astrometrik çift sistem belirlenebilmiştir. Kuşkusuz bu durum yeni nesil uzay tabanlı konumölçüm görevleri sayesinde değişecektir. Astrometrik çift olarak bilinen en iyi örnek Sirius'tur. 1844 yılında Friedrich Bessell, Sirius'un uzay hareketinde bir dalgalanma olduğunu belirtmiştir. Bu durumdan hareketle Bessell, şimdi Sirius A olarak adlandırılan görünen yıldızın, sönük olduğu için görünmeyen bir yoldaş yıldız Sirius B'ye sahip olması gerektiği sonucuna varmıştır. Bu yoldaş bileşen Alcon Clark tarafından 1862'de teleskopla gözlendi ve şu anda sönük beyaz cüce olarak bilinmektedir. Procyon, yani ?lfa Canis Minoris (Büyük Köpek), önce astrometrik bir çift sistem olarak belirlenen bir başka yıldızdı. Onun da şimdi teleskopla görülebilen beyaz cüce bir yoldaşı bulunmaktadır.
Örten çift yıldızlar
Bir çift sistemi belirlemenin üçüncü yöntemi ışıkölçüm kullanmaktır. Birçok yıldız, görünen parlaklıklarında dönemli bir değişim gösterir. Bu değişim iki ana nedenle olabilir. Bu, kendi parlaklığında bir değişiklik olan tek bir yıldız olabilir. Bu tür yıldızlara zonklayan değişkenler denir. İkinci olasılık, bunun yörünge düzleminin bakış doğrultumuzla uygun bir açı yapıyor olması nedeniyle bileşenlerin dönemli olarak birbirini örtmesi sonucu ışık değişimi gösteren bir çift sistem olmasıdır. Bu sistemlere örten çift yıldızlar adı verilir.
Böyle bilinen birkaç bin sistem bulunmaktadır ve bunların çoğu aynı zamanda tayfsal çifttir. Bazıları da görsel çiftlerdir. Saptanan ilk çift sistem Algol, yani Beta Perseus, ayrıca değişen parlaklığı nedeniyle Demon (iblis) yıldızı olarak da bilinmekteydi. Tayfsal çiftlerde olduğu gibi, bir örten çift sistemdeki iki yıldız fiziksel olarak birbirine yakındır ve genellikle birbirlerini çekimsel olarak bozup etkilerler. Bir yıldızdan diğerine kütle aktarılabilir ve bunun sonucunda da "Algol paradoksu" olarak bilinen durum ortaya çıkar. Bu paradoks, çift sistemdeki bileşenlerin evrim durumlarına bakıldığında, evriminin ileride olması gereken yıldızın geride olduğunu ve diğer bileşenin de evriminde geri olması gerekirken daha ileride olduğunu söyler. Çünkü tek yıldızların evrimi doğrudan kütlelerine bağlıdır. Bu nedenle kütle alan bir yıldızın evrimi hızlanacak ve kütle kaybeden bir yıldızın da evrimi yavaşlayacaktır.
Bir sistemi örten çift olarak sınıflandırabilmek için onun ışık eğrisinin elde edilmesi gerekir. Işık eğrisi, zaman içindeki sistemin parlaklığının değişimini gösterir. Işık eğrileri genellikle, yatay eksende tarih ya da farklı bir zaman biriminden çok değişimin "katlanmış" olarak ele alındığı evre biriminde çizilir. Aşağıda, Ege Üniversitesi Gözlemevi'nde 20 Aralık 2013 tarihinde elde edilmiş, V640 Aur adlı yakın örten çift sisteminin ışık eğrisi görülmektedir. Dönemi yeterince kısa olduğu için, evre yerine Jülyen Günü biriminde zamana göre değişim verilmiştir. Düşey eksen ise, bu örten çift yıldızla birlikte gözlenen ve ışığının değişmediği bilinen bir başka yıldızın parlaklığına göre sistemin ışık değişimine ilişkindir.
Bu çift yıldız yaklaşık 8 saatlik döneme sahiptir. Bu nedenle de, Aralık ayında gecelerin uzun olması nedeniyle gözlem süresi 12 saatten fazla olduğu için, bir dönemden daha fazla gözlenebilmektedir. Işık eğrisinde, daha derin görülen ve daha parlak bileşenin örtüldüğü minimum, aynı gece içinde iki kez elde edilebilmiştir.
Örten çiftlerin ışık eğrilerinde, bileşenlerin diğer bilen tarafından örtülmesi nedeniyle dönemli olarak ışık azalmaları görülür. Yıldızlar aynı değilse, parlak olan bileşen örtüldüğünde daha derin olan baş minimum, sönük olan bileşen örtüldüğünde ise yan minimum elde edilir. Bir dönem boyunca bir baş ve bir yan olmak üzere iki minimum gözlenir.
Örten çiftlerin ışık eğrilerinin çözümlemesi, sistemin yörüngesinin dışmerkezliğini (basıklığını), yönelimini ve bakış doğrultumuza göre eğiminin belirlemesini sağlar. Yörünge büyüklüğüne göre yıldızların yarıçapları, her bir tutulmanın oluşma süresi ve iniş ve çıkış süreleri ölçülerek belirlenebilir. Ayrıca bileşenlerin sıcaklıklarının oranı da hesaplanabilir. Bu parametrelerin bazılarının tek yıldızlarda belirlenmesi oldukça zordur. Bu nedenle örten çiftler, çzümleme sonucunda hesaplanabilen bazı temel parametreler nedeniyle yıldızları daha iyi tanımamızı, dolayısı ile evrenle ilgili bilgilerimizin iyileştirilmesini sağlar.
Dönen değişen yıldızlar
Güneşimizin yüzeyinde bazen Güneş lekeleri görülebilir. Bu daha soğuk bölgeler, çevresindeki alanlardan daha koyu renkte görülürler. Güneş dönerken, Güneş lekelerinin yüzey boyunca hareket ettiği gözlenir. Güneşin bir tarafında çok fazla Güneş lekesi görüldüğünde, hiç leke görülmeyen bir yüzeye göre daha düşük ışık çıkışı olur. Bu durum, diğer bazı yıldızlarda da görülür. Bu yıldızların bazıları Güneş'ten çok daha etkin leke değişimi gösterebilmektedirler.
Yıldız lekeleri, etrafındaki bölgelere göre daha parlak ya da daha sönük olabilmektedir. Lekeli bir yıldız döndüğünde, parlaklığı bir miktar değişir. Bu tür davranış sergileyen yıldızlara dönen değişenler denir.
2003 yılı sonlarında Parkes adlı radyoteleskopla keşfedilen en heyecan verici gökcisimlerinden biri, bilinen ilk çift atarca olan PSR J0737-3039'dır. 23 milisaniyelik bir atarca olan PSR J0737-3039A ve her 2,8 saniyede bir dönen bir başka atarca, PSR J0737-3039B, birbirleri etrafında 2,4 saatte bir dönmektedirler. Bu sıradışı sistem gökbilimcileri çok heyecanlandırmıştır. Çünkü Genel Görelilik ve kütleçekim dalgalarını test etmek için inanılmaz iyi bir kaynaktır. Bu çift aynı zamanda bir örten çift sistemdir. Yapılan hesaplamalara göre bu biçimde örten çift olarak birkaç on yıl daha görülebilecek ve sonra farklı açıdan görüleceği için örtme göstermeyecektir.
Değişen yıldızları başka bir çok türü bulunmaktadır. Bunlardan ancak en önemli ve üzerlerinde en çok çalışma yapılan türlerini burada birkaç yazı ile aktarmaya çalıştık.
Kaynak: http://www.atnf.csiro.au/
