HERAKLES Otomatik Avlı kalıcı sunucu. 19 Haziran'da açılıyor. Atius & Wizard güvencesiyle hemen kayıt ol, ön kayıt ödülleri aktif. HEMEN TIKLA!
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 sefeiddir. Sefeidlerin dönemleri genel olarak 1 gün ile 70 gün arasındadır. Dönemi bir günden küçük olan sefeidler RR Lyrae yıldızları adıyla bilinirler.
Sefeidler zonklayan, yani büzülüp genişleyen üstdev ya da dev yıldızlardır. Örneğin; δ Cephei'nin yarıçapı % 6 değişir; bu, R = 60 R; 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 yi verir. M = m + 5 - 5 log r bağıntısından 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 denir. En 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 kadir kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme demektir. Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde ya da 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 ışık eğrileri yoktur, dönemleri de kararsızdır; 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 Tauri diye bilinen genç yıldızlardır; çevrelerinde yaygın bulutsular bulunur. Bunların değişme nedeni zonklama değildir, çevrelerinde ve atmosferlerindeki değişimlerdir. Aslında L = 4πR2σT4 bağıntısına göre yarıçapında ve/veya sıcaklığında hissedilir değişim gösteren tüm yıldızlar, değişen yıldız sayılabilir.
Sefeidler zonklayan, yani büzülüp genişleyen üstdev ya da dev yıldızlardır. Örneğin; δ Cephei'nin yarıçapı % 6 değişir; bu, R = 60 R; 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 yi verir. M = m + 5 - 5 log r bağıntısından 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 denir. En 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 kadir kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme demektir. Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde ya da 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 ışık eğrileri yoktur, dönemleri de kararsızdır; 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 Tauri diye bilinen genç yıldızlardır; çevrelerinde yaygın bulutsular bulunur. Bunların değişme nedeni zonklama değildir, çevrelerinde ve atmosferlerindeki değişimlerdir. Aslında L = 4πR2σT4 bağıntısına göre yarıçapında ve/veya sıcaklığında hissedilir değişim gösteren tüm yıldızlar, değişen yıldız sayılabilir.
