Değişen yıldızlar
Bunlar, ışınım güçleri yani parlaklıkları zamanla değişen yıldızlardır; kiminin değişimi gelişigüzel, kiminin düzenlidir. Parlaklık dikey eksen, zaman yatay eksen olmak üzere çizilen grafiğe, ışık eğrisi denir. Işık eğrisinin biçimi değişen yıldızın çeşidini belirler.
Sefeidler: Adını değişen olarak ilk keşfedilen Cepheus takım yıldızında 3. kadir yıldız δ Cephei den alır. Parlaklığı hemen hemen 1 kadir değişir. Bu, ışınım gücünde 2 kat değişim demektir. Işık eğrisi her 5.4 günde bir düzenli olarak kendini tekrar eder. Kutup yıldızı dört günde bir 0.1 kadir değişen bir başka seteiddir. Sefeidlerin dönemleri genel olarak 1 gün ile 70 gün arasındadır. Dönemi bir günden küçük olan sefeidler RR Lyrae yıldızları adıyla bilinirler.
Seleidler zonklayan, yani büzülüp genişleyen üstdev ya da dev yıldızlardır. Örneğin; ö Cephei’nin yarıçapı % 6 değişir; bu, R = 60 Ro olduğundan, 2.4 milyon km lik değişim demektir. Işınım değişiminin nedeni hem bu yarıçap değişimi hem de sıcaklık değişimidir (Şekil 4.20). Bugün binlerce sefeid değişeni bilinmektedir. Bunlar astronomide en önemli gök cisimleri arasındadırlar, çünkü uzaklık göstergesi olarak kullanılırlar.
Sefeidlerin ışınım değişim peryotları (dönemleri) arttıkça (ortalama) parlaklıkları da artar. 1912 de keşfedilen bu bağıntıya, sefeidlerin dönem- parlaklık bağıntısı denir. Bu bağıntı astronomide çok önemli uzaklık bulma yöntemi oluşturmuştur. Bir galaksi içinde bir sefeid varsa onun ışık eğrisi, ışık eğrisinden ortalama parlaklığı m ve Peryodu P bulunur. Peryot - parlaklık bağıntısı salt parlaklık M y. verir. M = m + 5 – 5 log r bağlantısından da uzaklık r hesaplanır. Bu yolla, milyonlarca ışık yılı ötedeki, galaksilerin uzaklıkları bulunmuştur.
Bir başka değişen yıldız çeşidi Mira Ceti yıldızlarıdır; bunlara, “uzun dönemli değişen yıldızlar” da denirin iyi bilinen örneği Mira’nın kendisidir (0 Ceti) , Mira en parlak iken görünen kadiri 3 ile 5 arasında (Çıplak gözle görülebilir) en sönük iken 8 ile 10 kadir arasındadır. M tipi kırmızı, dev olan Mira 330 günlük bir dönemle zonklar, yarıçapı %50, parlaklığı 7 kadır kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme Emekli, Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde yada daha kırmızı, (R, N, S ile gösterilen tayf türünden) devlerdir. Dönemleri 100 gün ile birkaç yıl arasındadır. Bir başka değişen yıldız grubu, yarı düzenli değişen yıldızlardır. Bunlar; M, R, S, N, tayf türünden soğuk yıldızlardır. Kararlı şık eğrileri yoktur, dönemleri de karasızdır; ortalama bir “çevrim” den söz edilebilir. Bu çevrim 20 günden birkaç yıla kadardır. Parlaklıkları 0- 1 kadirden 3 – 4 kadir’e kadar değişebilir.
Soğuk (M ve daha soğuk) yıldızların bir kısmı tamamen düzensiz değişen yıldızlardır. Değişme nedeni karmaşık zonklama sayılmaktadır. Bir başka düzensiz değişen yıldızlar, T Taun diye bilinen genç yıldızlardır; çevrelerinde yaygın bulutsular bulunur. Bunların değişme nedeni zonklama değildir, çevrelerinde ve atmosferlerindeki değişimlerdir. Aslında L = 4nR2nT4 bağıntısına göre yarıçapında ve/veya sıcaklığında hissedilir değişim gösteren tüm yıldızlar, değişen yıldız sayılabilir.
Novalar: Nova (yeni yıldız)lar, beklenmedik bir anda birden parlayan (bazen gözle görülmediği hâlde görülecek kadar parlak hâle gelen), ışık şiddetini belkıde binlerce kat arttıran yıldızlardır. Patlama birkaç saat içinde olur, sonra haftalar, aylar, belki de yıllar sonra hemen hemen eski düzeyine ulaşır. Sonra bu patlama 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 hızı 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, işlem tekrarlanabilir.
Süpernovalar: Kasım 1572′de Tycho Brahe, çevresindeki yıldızlardan çok parlak yeni bir yıldız gördü ve onun parlaklığının kaydını tuttu. Parlaklığı – 4 kadire ulaştı, Venüs’ten daha parlak idi ve gündüz görülebiliyordu. 100 gün sonra Vega parlaklığına düştü, Mart 15741e gözden tamamen kayboldu. Benzer bir olayı Kepler kaydetti. Kepler’m süpernova’sı Ekim 1604 de patladı, -2.5 kadire ulaştı, 1605 kışında da görülmez oldu. Kendi galaksimizde en son gözlenen süpernova budur. Diğer galaksilerde, gözlenen süpernovaların en parlak anında hemen hemen galaksilerin toplam parlaklığına denk parlaklığa ulaştıkları görüldü. Bunların gerçek doğası ancak 1930′lardan sonra anlaşılmaya başladı. Süpernova olayı, yıldızın yaşamının sonuna yaklaşırken patlayıp tümüyle yok olması olayıdır, bu sırada 10 milyar Güneş’e denk enerji açığa çıkmaktadır. Bunlardan birisi, Vega’nın uzaklığında (25 ışık yılı ötede) patı asaydı 100 tane dolunay parlaklığında olurdu. Bugüne kadar, patlama öncesinde ve patlama sonrasında iyi gözlenen tek süpemova )9QTde 160000 ışık yılı ötede, Büyük Macellan Bulutu’nda patlayan süpernovadır. Bunun gözlemleri hâlâ sürdürülmektedir; gözlenen özellikleri ağır elementlerin yıldızlarda üretildiğini, patlayan maddenin yüksek hızlarla uzaya yayıldığını savunan kuramlarla uyuşmaktadır.