Değişken yıldız nedir? Bu yıldızın parlaklığı neden periyodik olarak değişiyor?
Değişken bir yıldız, parlaklığı ve elektromanyetik radyasyonu kararsız olan, genellikle değişen ve diğer fiziksel değişikliklerin eşlik ettiği bir yıldızı ifade eder.
Gece gökyüzündeki yıldızlara baktığımızda, genellikle bu yıldızların parlaklığının nispeten kararlı olduğunu ve milyarlarca yıl boyunca nükleer yakıtlarını bir gün hızında yaktığını düşünüyoruz. Sadece hayatın son aşamasında yıldızın görünümü değişecek, kırmızı bir dev olacak ve sonunda hayatına son verecek.
Ancak birçok yıldız için "değişim" normal yaşamlarının bir parçasıdır. Avrupa Uzay Ajansı (Avrupa Uzay Ajansı) ünlü bir değişken yıldız olan RS Puppis'i muhteşem bir şekilde sergiledi.Parlaklığı zamanla değişiyor ve bu büyülü etkiyi çevredeki materyallerden yansıyan ışıkta gösteriyor. Çeşitlilik.
Öyleyse değişken yıldız nedir? Parlaklığı nasıl değişir? Bu soruyu üç farklı perspektiften yanıtlayabiliriz: tarihsel perspektif, bilimsel perspektif veya fiziksel perspektif.
Tarihsel olarak
Eski zamanlardan beri insanlar gökyüzündeki yıldızların sabit bir ışık noktası olduğuna inanıyorlardı. Nadiren, bir nova veya süpernova gibi felaket bir olay geçici olarak parlatılmış bir nesne üretecektir, ancak bu yaygın değildir ve insanlık tarihinde çıplak gözle görülebilen yalnızca birkaç süpernova olayı olmuştur.
1596 Ağustos'unda David Fabrizius, aniden parlayan bir yıldız keşfetti.Ekim sonunda parıldayan yıldız tamamen gözden kayboldu ve ilk başta yeni bir yıldız olduğunu düşündü. Ancak tuhaf olan şey, bu ışık noktasının 1609'da aynı yerde yeniden ortaya çıkması ve novae ve süpernovaların daha önce karardıktan sonra bu kadar kısa bir süre içinde yeniden ortaya çıkmamış olması; bu yüzden Fabrisius'un keşfettiği şey parladı Yıldızı hiç de yeni bir yıldız değil, doğada değişken bir parlaklıkla insanlık tarihinde keşfedilen ilk yıldızdır. Lily değişken yıldız veya Mira değişken yıldız.
Bununla birlikte, o zamanki bilimsel koşullar bu kadar nadir bir astronomik fenomeni inceleyemiyordu, sadece nadiren görünmekle kalmıyor, aynı zamanda gözlemlemek de zordu.
Bu nedenle, insanlar yaklaşık iki asırdır aradıkları ve bu tür 10 yıldız buldukları için, değişken yıldızlar ilk başta evrende son derece nadir görülüyordu, ancak bilim ve teknolojinin gelişmesi ve astrofotografi ile değişken yıldızlar daha az gizemli hale geldi. Keşiflerin sayısı da önemli ölçüde arttı.
Henrietta Levitt, 1893'te Harvard Gözlemevi'nde çalışmaya geldi ve değişken yıldızları incelemeye başladı. 1913'te Küçük Macellan Bulutu'nda 1.000'den fazla değişmez keşfetti.
Dikkatli bir çalışma sonucunda Levitt, bu değişken yıldızların bazı özel özelliklere sahip olduğunu buldu.Örneğin, en yüksek ortalama parlaklığa sahip değişken yıldızların en uzun parlaklık değişim döngüsüne sahip oldukları, yani bir darbe döngüsünü (en karanlıktan en karanlığa) tamamlamanın daha fazla zaman aldığı anlamına geliyor. Işık, sonra en parlaktan en karanlığa).
En parlak değişken yıldızın değişim süresi genellikle birkaç aydır.Parlaklık azaldığında değişim süresi de kısalacaktır.En karanlık değişken yıldız bir günde bir darbe periyodunu tamamlayabilir.
Yukarıdaki özelliklere dayanarak Levitt, Cepheid değişken yıldızlarının ortalama parlaklığı ile nabız periyodu arasında açık bir ilişki olduğunu buldu.
Bu tür bir korelasyon, bugün sık sık bahsettiğimiz Zhou-Guang ilişkisidir.Bu büyük keşfin, kozmolojinin gelişimi üzerinde ölçülemez bir etkisi vardır. Değişken yıldızların anlaşılmasının bilimsel işlevi ve önemi hakkında konuşalım.
Bilimsel rolü ve önemi
Levitt'in araştırdığı değişken yıldızlar Küçük Macellan Bulutu'ndadır. Küçük Macellan Bulutu, Dünya'dan 199.000 ışıkyılı uzaklıkta, ancak boyutu yalnızca yaklaşık 7.000 ışıkyılı. Küçük boyutlarından dolayı, tüm bu değişken yıldızların Dünya'dan aşağı yukarı aynı uzaklıkta olduğunu düşünüyoruz. Görünür parlaklıktaki fark, değişken yıldızın içsel parlaklığındaki farklılığa karşılık gelir, bu nedenle, iç parlaklık ile değişken yıldızın periyodu arasındaki ilişkiyi uzaklık ve parlaklık arasındaki ilişkiye dayanarak hesaplayabiliriz.
Bunu bildiğimizde, bir dahaki sefere başka bir galakside değişken bir yıldız bulduğumuzda, değişken yıldızın gerçekte ne kadar sahip olduğunu bilmek için yalnızca değişken yıldızın parlaklığının değişim periyodunu ölçmemiz ve ardından değişken yıldızın görsel olarak ne kadar parlak göründüğünü ölçmemiz gerekiyor ve sonra Parlaklık ve mesafe arasındaki zayıflama ilişkisine dayanarak, bu değişken yıldızın aslında bizden ne kadar uzakta olduğunu hesaplayabiliriz.
Şimdi mesafeleri ölçebilen bu nesnelere standart mum diyoruz yani sadece bir mumun ne kadar parlak olduğunu bilmemiz ve sonra ne kadar parlak göründüğünü ölçmemiz gerekiyor, mumun bizden ne kadar uzakta olduğunu bilebiliriz. .
Cepheid değişken yıldızlarının Zhouguang ilişkisine hakim olduktan sonra, standart bir mumumuz var. Bu şekilde, evrendeki galaksilerin bizden uzaklığını ölçmek için kullanabiliriz.Ewin Hubble, aslında bizden çok uzak olan bağımsız bir galaksi olan 1920'lerde spiral bulutsuyu ölçmek için değişken yıldızlar kullandı. Ancak o zaman insanlar evrenin sadece Samanyolu olmadığını anladılar, aynı zamanda Samanyolu'na benzer birçok yıldız adası da var.
Evrende birçok değişken yıldız türü vardır ve renkleri ve parlaklıkları büyük ölçüde değişir. Levitt tarafından keşfedilen Cepheid değişken yıldızlarına ek olarak, düşük kütleli ve kısa dönemli RR Lyrae değişken yıldızlar, kırmızı dev değişken yıldızlar (Mira gibi), beyaz cüceleri yenen yıldızlar ve diğer birçok değişken yıldız vardır.
Ama en önemlisi, bu değişken yıldızların periyodik değişimlerinin evrende rahatlıkla gözlemlenebilmesi ve dönemler ile mutlak parlaklıkları arasında çok net bir korelasyon olması, bu nedenle değişken yıldızlar, evrenin uzaklık merdiveninin en önemli bileşenlerinden biridir.
Elbette yakın mesafeden mesafeyi ölçmek için daha iyi bir yolumuz var.İlk ustalaştığımız paralaks yöntemidir, yani dünya bir yıl içinde güneşin yörüngesinde döndüğünde, yıldızın uzaklığını belirlemek için gökyüzündeki yıldızın konumu değişir. Yöntem yalnızca 1600 ışıkyılı uzaklıktaki yıldızlara uygulanabilir.
Bu nedenle, dünyadan 1600 ışıkyılı uzaklıkta, genellikle paralaks ölçümü kullanıyoruz, ancak daha uzun mesafelerde değişken yıldızlar kullanıyoruz ve ölçülen mesafe 100 milyon ışık yılını aştı!
Bu değişken yıldızların parlaklığının zamanla nasıl değiştiğini, yani değişim sürelerinin ne kadar uzun olduğunu gözlemleyerek ve daha sonra gözlemlediğimiz değişken yıldızın türünü belirleyerek Samanyolu dışındaki yüz milyonlarca ışığı belirleyebiliriz. Gök cisiminin yılın ötesindeki mesafesi.
Öyleyse, son soru şu: Bu yıldızların parlaklığı neden değişiyor? Ayrıca istikrarlı bir periyodiklik gösterdi,
Fizik nedeni
Bir yıldızın parlaklığı değiştiğinde, genellikle çekirdeğin nükleer füzyon hızının değiştiğini düşünürüz ve daha sonra bu değişiklikler yıldız parlaklığında periyodik değişikliklere neden olmak için yüzeye yayılır. Ama bu durum temelde imkansızdır, her şeyden önce, yıldızın çekirdek füzyon hızı dalgalansa bile, ancak parlaklığı etkilemek için bu döngü en az birkaç yüz bin yıldır, çünkü tipik bir foton, doğumundan itibaren yıldıza yayılmak ister. Yüzey en az yaklaşık 100.000 yaşında.
Ek olarak, bir yıldızın yaşam döngüsü boyunca, çekirdek füzyon hızı değişir, ancak bu, kısa süreli dalgalanmalar olmaksızın büyük bir zaman ölçeğinde gerçekleşir. Aslında, çeşitli değişken yıldız türlerinin çekirdek füzyon hızı sabittir, ancak aynı değildir.
Değişken yıldızların periyodik dalgalanmalarının nedenlerini açıklamak için, yıldızların en dış katmanına bakmamız gerekir.
Bir yıldızın en dış tabakası fotosferdir, fotonlar fotosferden ayrıldıktan sonra yıldızdan kalıcı olarak ayrılırlar, ancak fotosfer özel bir yerdir. Değişken yıldızlar olmayan yıldızlar için, fotosfer nispeten kararlıdır. Yani fotosferde iyonları dışarı doğru iten radyasyon basıncı ve yerçekimi kuvveti birbiriyle dengelenir ve iki kuvvet birbirini götürür. Güneş öyle bir tahmin ama mükemmel bir denge değil.
Güneşin en dış katmanında, radyasyon basıncı ve yerçekimi kuvveti de birbirine zıttır.İter ve çekersiniz, maddenin bu iki kuvvetin dengesi arasında yükselmesine ve düşmesine neden olursunuz, bu nedenle herhangi bir yıldızın en dış katmanında aşağıdaki döngüsel süreç gerçekleşir:
- Radyasyon basıncı belli bir noktada çok büyük hale gelir ve yerçekimi kuvvetini yenerek yıldızın dış şehrinin genişlemesine neden olur.
- Dış şehirdeki malzeme yıldızın merkezinden uzaklaştığında, yerçekimi düşecek, ancak radyasyon basıncının sağladığı itme, yer çekiminden daha hızlı düşecektir.
- Bu nedenle, dış şehir belli bir noktaya kadar genişledikten sonra, yerçekimi radyasyon basıncını yenmiş ve maddeyi geri çekmiştir.
- Kütleçekimsel geri çekme süreci yıldızın dış malzemesinin içe doğru küçülmesine neden olacaktır.
- Sonra, radyasyon basıncı tekrar yükselmeye başladı ve belirli bir noktaya yükseldiğinde yıldızın dış şehrini tekrar dışarı doğru itmeye başladı ve sonra bir döngü oldu!
Güneş için, parlaklık değişiminin yoğunluğu yaklaşık% 0,1'dir.
Ancak değişken yıldızlar için parlaklıkları ve yarıçapları,% 90 veya daha fazlası gibi önemli ölçüde değişebilir! Yarıçap genellikle milyonlarca kilometre, sıcaklık ise binlerce derece değişir!
Bu, değişken yıldız keşfinin tarihçesi, kozmolojideki uygulaması ve parlaklığındaki değişikliğin sebebidir. Aslında normal yıldızlar için yeterli doğrulukta gözlemlersek, her yıldızın parlaklığının bu tür periyodik değişimler yaşayacağını görürüz. Bu evrendeki birçok şey gibi, tek sabit değişimdir.
-
- Neden "başka bir dünya" nın kırmızı cüce etrafında var olma olasılığı daha yüksek olduğu söyleniyor?
