Galaksiler ve Özellikleri
Galaksi - Vikipedi
Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli ...
sefe değişkenlerini
1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen, Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının yanı sıra evrenin boyutu hakkındaki " Büyük Tartışma" o döneme damgasını bırakmıştı. Konu ancak yeni bir teleskop kullanan Edwin Hubble’ın 1920’lerin başlarındaki çalışmaları sayesinde sonuca bağlandı. Bazı spiral bulutsuların dış kesimlerinde bireysel yıldız toplulukları olduğu ayrıntılarını gözlemlemeyi başaran Hubble, bazı <anchor>sefe değişkenlerini</anchor> tanımlayabildi ki, bu da kendine bulutsuların uzaklığını hesaplayabilme imkânı verdi. Böylece bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı.[34] Hubble ayrıca, 1936’da, hâlâ kullanımda olan bir biçimsel galaksi sınıflandırma sistemini ( Hubble düzeni) ortaya atmıştır.[35]
Sefe değişeni - Vikipedi
Ana menü

Ana menü

kenar çubuğuna taşıgizle

Gezinti

Katılım

Ara

Görünüm

Kişisel araçlar

## İçindekiler

kenar çubuğuna taşıgizle

İçindekiler tablosunu değiştir

# Sefe değişeni

58 dil

Türkçe

Araçlar

Araçlar

kenar çubuğuna taşıgizle

Eylemler

Genel

Yazdır/dışa aktar

Diğer projelerde

Görünüm

kenar çubuğuna taşıgizle

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), 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_İkililer "Çift yıldız") ( 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.

## Dönem-Parlaklık bağıntısı

1912 yılında Henrietta Leawitt,[1] 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 PL{\displaystyle PL}{\displaystyle PL} 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;

mv−Mv=5log⁡(d)−5+Av{\displaystyle m_{v}-M_{v}=5\log(d)-5+A_{v}\,}{\displaystyle m_{v}-M_{v}=5\log(d)-5+A_{v},}

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.

5log10⁡d=V+(4.42)log10⁡P−(3.43)(B−V)+7.15.{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(4.42)\log _{10}{P}-(3.43)(B-V)+7.15\,.}{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(4.42)\log _{10}{P}-(3.43)(B-V)+7.15,.}:[2]E(B−V)=−(0.27)log10⁡P+(0.41)(V−J)−0.26.{\displaystyle E(B-V)=-(0.27)\log _{10}{P}+(0.41)(V-J)-0.26\,.}{\displaystyle E(B-V)=-(0.27)\log _{10}{P}+(0.41)(V-J)-0.26,.}[2]

## 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.

## Tip-II Sefe'ler

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:

- BL Her türü yıldızlar: dönemleri 8 günden kısa ve GCVS de CWB olarak kodlananlar.
- W Vir türü yıldızlar: dönemleri 8 günden uzun ve GCVS de CWA olarak kodlananlar.

Diethelm[3] ise dönemi 1-3 gün arasında olanları üç gruba ayırmıştır:

- RRd: düzgün ışık eğrisine sahip olanlar.
- CW veya W Vir: çıkış kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.
- BL Her: iniş kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.

Bu gruplamaya ait adlandırma, yine Diethelm[4] 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[5] dönemleri 13-20 gün arasında olan Tip-II Sefe'lerini ışık eğrisi
biçimlerine göre ikiye ayırmıştır:

- Maksimumlarında düzlükler bulunanlar.
- Maksimumları eğrisel olanlar.

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.

### Örnekler

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.

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.

## Ayrıca bakınız

## Kaynakça

## Dış bağlantılar

Sefeler ve sefe benzerleri

Mavi-Beyaz tayflı değişenler

Diğer







.jpg)

Patlayan

Patlayan ikili

Diğer

Dönen

Küremsi olmayan

Yıldız lekeleri

Gizli kategoriler:

Vikipedi® (ve Wikipedia®) kâr amacı gütmeyen kuruluş olan Wikimedia Foundation, Inc. tescilli markasıdır.