Astrosismoloji. Ders 6 : HR Diyagramı Üzerinde Zonklayan Yıldızlar - V

Transkript

1 Astrosismoloji Ders 6 : HR Diyagramı Üzerinde Zonklayan Yıldızlar - V

2 Kırmızı Dev Yıldızlarda Güneş Benzeri Salınımlar CoRoT/Kepler Öncesi (ing. Pre-CoRoT/Kepler Era) Konvektif zarfa sahip bütün yıldızlarda güneş benzeri, stokastik salınımlar bekleriz. Miralar ve SR yıldızları gibi çok genişlemiş atmosfere sahip, ısı enerjisiyle sürülen (κmekanizması) yüksek genlikli değişimin gözlendiği yıldızlarda bu tür salınımları gözlemek zor olsa da kırmızı dev yıldızlarda bu mümkündür. Her ne kadar daha önce bu tür yıldızlarda Güneş-benzeri salınımların gözlendiğine dair iddialar olmuşsa da (α Boo: Smith vd. (1987), Innis vd. (1988), Merline vd. (1999), β Oph: Hatzes & Cochran (1994), Edmonds & Gilliland (1996), α UMa (Buzasi vd. 2000) ilk genel kabul gören, açık gözlem sonucu Frandsen vd. (2002) tarafından ξ Hya yıldızı için verilmiştir. Daha sonra Kallinger vd. (2005) GSC yıldızının Hubble verisinde, Setiawan vd. (2006) HD32887 (K4 III) ve HD81797 (K3 II-III) yıldızlarında Güneş benzeri salınımların varlığını ortaya koymuştur. Gough & Houdek (2002) çekirdekle genişlemiş zarf arasındaki dramatik yoğunluk farkının radyal olmayan modları çok daha fazla sönümleyeceği (ing. damping) öngörüsünde bulundular. Bu öngörü bu tür yıldızlarda sadece radyal modların gözlenebilir genliklere ulaşan fotometrik değişimler yaratabileceği anlamına gelebilir! Buna karşın Hekker vd. (2006) dört zonklayan dev yıldızın dikine hız gözlemleri üzerinde gerçekleştirdikleri çapraz korelasyon analizinde, bu yıldızlardaki değişimin ancak radyal olmayan salınımların varlığıyla açıklanabileceğini öne sürmüştür.

3 Kırmızı Dev Yıldızlarda Güneş Benzeri Salınımlar CoRoT/Kepler Devri Yerden yakın zamanlı yapılan tayfsal gözlemler (Aerts vd. 2008) ve CoRoT gözlemleri (Michel vd. 2008) Kırmızı Dev Yıldızlar'ın da düşük frekanslarda, düşük genlikli salınımlarının olduğunu, ancak mümkünse daha uzun süreli, kesintisiz gözlemlere ihtiyaç duyulduğunu ortaya koydu. Bedding vd. (2010) Kepler Q1 verilerine dayanarak Kepler Kataloğunda (KIC, Latham vd. 2005) kırmızı dev olarak kodlanmış 1500 yıldızın astrosismolojik analizini gerçekleştirdiler. İnceledikleri yıldızların %20'sinde > %1'in üzerinde genliklerde M-türü dev salınımları (Mira ve SR) gözledikleri için bunları elediler. Kalan yıldızlardan 1000 kadarında düşük frekanslarda salınım frekansları, 700 kadarında büyük ayrışmayı (ing. large separation) hesaplayacak kadar yüksek genlikli frekansları tespit ettiler. Bedding vd. (2010) çalışmalarında bu yıldızlardan kırmızı devler kolunun (RGB) dibinde yer alan düşük ışınım güçlü Kırmızı Devlere (νmax > 100 μhz) odaklanmayı tercih ettiler. Bu yıldızlar için sismolojik parametreleri hesapladılar (νmax, Δν, δν).

4 ν nl Güneş'in SOHO üzerindeki GOLF cihazıyla elde edilen Güç Spektrumu ( Golf Science Team). Frekans Ayrışması: Farklı üst tonlardan (radyal düğümlerin sayısı, n) iki salınım modu arasındaki frekans farkını tanımlamak için kullanılır. Büyük Ayrışma (Large Separation, Δν): Aralarında bir üst ton (n-1,n) fark bulunan (birbirini takip eden) aynı dereceden (l) iki farklı salınım modu arasındaki frekans farkıdır (Güneş için 135 μhz). Anakol yıldızları için iyi bir yaklaşıklıkla ortalama yoğunluğun karekökü ile orantılıdır (Ulrich 1986) Küçük Ayrışma (Small Separation, δν): Aralarında bir üst ton (n-1,n) ve iki derece (l-2,l) fark olan iki farklı salınım modu arasındaki frekans farkıdır (Güneş için 9 μhz). Bu parametre çekirdeğin yapısı ve yıldızın yaşına duyarlıdır. Yüksek radyal basamak (n) ve düşük dereceden (l) akustik mod (p-modu) frekanslar (Güneş-benzeri salınım frekansları) için asimptotik ilişki (Vandakurov 1967, Tassoul 1980, Gough 1986) şeklinde ifade edilir. Burada ε birimsiz bir sabittir.

5 Echélle diyagramları Frekans spektrumunun Δν0 = < νn l - νn-1 l>nl şeklinde tanımlanan ortalama büyük ayrışma genişliğinde segmentlere ayrılıp üstüste yapıştırılmasıyla oluşturulur. Öncelikle frekans ekseni için uygun bir referans frekans seçilir (ν0). Daha sonra her bir νnl frekansı Δν0 ortalama büyük ayrışmasının cinsinden ifade edilir. νnl = ν0 + kδν0 + ŭnl Daha sonra ŭnl (0 ile Δν0 arasında değişir) x-eksenine, ν0 + kδν0 ise y-eksenine alınır. Δν0 frekans ölçeği (frequency modulo) olarak adlandırılır ve diyagramla birlikte verilir. Her bir derece (l) için bir simge kullanılır ve her bir frekansın genliğini göstermek üzere onun genliğiyle orantılı büyüklükte o dereceye ait bir sembol kulllanılır. Yandaki echélle diyagramında ν0 = 830 μhz, Δν0 = 135 μhz (sayı bir yerden tanıdık geldi mi?)'dir. Simgeler farklı dereceleri (l) göstermektedir. Eğer asimptotik ilişki zonklayan bir yıldız için tam olarak doğru olsa, bu diyagram yanda olduğu gibi aralarında δνl = νnl νn-1 l+2 küçük ayrışması kadar fark olan dik doğrulardan oluşur. Her bir derece için üst üste iki simge arasında ise hep Δν0 ortalama büyük ayrışma frekansı kadar fark olur. Oysa gözlenen durum böyle değildir.

6 Güneş zonklamaları için BiSON verilerine dayalı olarak oluşturulan echélle diyagramı. Burada ν0 = 830 μhz, Δν0 = 135 μhz 'dir. Bu durum yüzey yakınında değişen koşullardan (sıcaklık-basınç, kimyasal kompozisyon, iyonizasyon bölgeleri, konvektif katmanın sınırları, dolayısı ile dalga hızı) kaynaklanmaktadır. Asimptotik ilişkiden bu sapmalara bakarak, Güneş'in iç katmanları konusunda bilgi sahibi olmak mümkün olmuştur.

7 Bir altdev yıldız (1 MGüneş, Z, Gyr) için Echélle diyagramı. Daireler l = 0, üçgenler l = 1, kareler l = 2 modlarını, kırmızı dik doğru radyal modlara (l = 0) yapılan uyumlamayı (fit), kırmızı yatay kesikli doğru maksimum genliğin frekansı (νmax), noktalı mavi doğrular maksimum genliğin olduğu frekans pikinin FWHM değerlerini (0.25 νmax) göstermektedir. l = 0 moduna yapılan fit, asimptotik ilişki gereği Δν ve ε'u verir zira δν0l l = 0 ile l = l arasındaki frekans farkıdır. Örneğin δν 02, l=0 ve l=2 modları arasındaki frekans farkıdır. Diyagramdan da kolayca görülebileceği gibi bu frekans farkı sabit değildir ve artan frekansla azalır (kırmızı oklar). Asimptotik ilişki geçerli olsaydı var olmayacak bu azalışın Elsworth vd. (1990) tarafından yapılan çalışmaya lineer olduğu saptanmıştır.

8 Karma Mod (ing. Mixed Modes) Mod Çarpışması (ing. Mode Bumping) Kaçınılan Örtüşme (ing. Avoided Crossings) Konvektif zarfı olan yıldızlar evrimleştikçe zarf genişler ve akustik modların (p-modları) frekansı azalır. Aynı zamanda çekim modlarının (g-modları) frekansları artar, çünkü çekirdek giderek sıkışık hale gelir. Sonunda bazı pve g-modlarının frekansları birbirine çok yaklaşır ve bu yaklaşma çekirdek civarında g-, zarfta p-modu karakteristiklerine sahip karma modlar (f-modları) oluşturur. Bu özellikleri karma modların çekirdeğin yapısının çalışılması için kullanılmalarını sağlar. Bu modlar her ne kadar frekansça birbirine çok yaklaşsa da birbirlerini kesmez ve örtüşmezler. Bu kavram kaçınılan örtüşme (ing. avoided crossing) olarak adlandırılır ve özünde bir kuantum mekanik kavramıdır (Neuman & Wigner 1929). Asimptotik ilişkiden uzaklaşıldığı için bu modların frekansları Echélle Diyagramları'nda önemli ölçüde kaymış olarak görülür. Akustik (p) ve çekim (g) modlarının bu şekilde etkileşmesi mod çarpışması (ing. mode bumping) terimiyle kavramlaştırılmıştır (Christensen-Dalsgaard vd. 1995). Mod çarpışması sadece radyal olmayan modları (l = 1 ve l = 2) etkiler; bu nedenle de küçük ayrışma (δν) değerlerinin hesaplanmsında zorlukla karşılaşılır.

9 p- g- ve f-modlarının frekanslarının mod derecesine (l) göre değişimi

10 Ölçeklendirme Bağıntıları (ing. Scaling Relations) Maksimum genliğin olduğu frekans Büyük ayrışma Konvektif zarf bölgesi Konvektif çekirdek bölgesi ZAMS Klasik kararsızlık kuşağının soğuk taraftaki limitinden daha sıcak modeller (Z = 0.017) gri, ZAMS noktalı kırmızı eğri ile gösterilmiştir. Ayrıca evrim yolları üzerindeki keskin dönüşler işaretlenmiştir. (White vd. 2011)

11 Ölçeklendirme Bağıntıları (ing. Scaling Relations) White vd Sıcaklık ve metal bolluğunun ölçeklendirme bağıntılarına etkisi

12 C-D Diyagramı - I White vd : CoRoT yıldızları o: Kepler yıldızları : Yer gözlemleri o: Kepler devleri İzokronlar 0 Gyr 6 Gyr 12 Gyr Evrim yolları (sağ üstten sol alta doğru)

13 C-D Diyagramı - I White vd. 2011

14 C-D Diyagramı - II White vd Z = Z = Z = 0.028

15 C-D Diyagramının Özellikleri CD-II'nin üzerinde izokronların yatay olması Δν büyük ayrışmasının iyi bir yaş belirteci olduğunu göstermektedir. δν02 yerine başka bir küçük ayrışma (örn. δν01) da kullanılabilir. Ancak dev yıldızlarda δν01 kaçınılan örtüşmeler (ing. avoided crossings) nedeniyle asimptotik ilişkiden önemli ölçüde sapar. C-D diyagramı özellikle M < 1.5 MGüneş yıldızlar için faydalıdır, zira düşük kütlelerde evrim yolları birbirlerinden önemli ölçüde ayrılırlar. Altdev ve devlerde evrim yolları birbirlerine oldukça yaklaşmıştır. Bu tür yıldızların C-D diyagramındaki yerleri yaş ve kütlelerinin iyi bir belirteci olmaz. Anakol yıldızları için kütle belirleme hassasiyeti %1-5 düzeyindedir. Yaş özellikle dev yıldızlar için daha da problemlidir. Metal bolluğunun açık etkisi, söz konusu yıldızlar için metal bolluğunun spektroskopik yöntemlerle belirlenmesinin gerekliliğine işaret etmektedir.

16 ε Diyagramı : CoRoT yıldızları o: Kepler yıldızları : Yer gözlemleri o: Kepler devleri White vd. 2011

17 ε Diyagramı White vd. 2011

18 Evrimleşmiş Büyük Kütleli (M > 9 MGüneş) Yıldızlarda Zonklamalar Büyük kütleli yıldızlar çekirdekleri dejenere olmadan demire kadar bütün elementleri yakarlar. ZAMS'ten ayrılmalarından itibaren (TAMS, RGB ve tekrar ZAMS yönünde geri giderken) ciddi miktardaki kütle kaybederler. Ancak ışınım güçleri neredeyse sabit kalır. L / M oranı bu nedenle sürekli artar. Bu artış yıldızın Eddington limitine (hidrostatik dengede bir yıldızın kütlesine göre sahip olabileceği en büyük ışınım gücü) yaklaşmasına neden olur. Bu limite yakın bir yıldızın kararlı kalması mümkün değildir. Yüksek dönme hızı kaynaklı karışma (ing. mixing) ve meridyonel hareketler, konveksiyon etkinliği, konvektif overshooting ve yüksek kütle kaybının henüz sismik modellerde yerini almamış olmasından dolayı bu yıldızlar hakkındaki bilgi sınırlı kalmaktadır. Büyük kütleli yıldızlar hakkında daha geniş bilgi için bkz. Heydari-Malayeri vd. (2004), Humphreys & Stanek (2005), Ignace & Gayley (2005),Saio vd. (2006), Godart vd. (2008), Bresolin vd. (2008)

19 Dönemli Değişen B ve A Süperdevleri (PVSG) A Süperdevleri (α Cygni Yıldızları) Bulundukları kümeler için çok iyi birer yaş ve uzaklık belirtecidirler (ing. standard candle). 10gün < P0 < 100gün, 0m.01 < ΔV < 0m.1 Salınım Kaynağı (Driver): He-III ve daha ağır elementlerin kısmi iyonizasyon bölgeleri kaynaklı κmekanizması tuhaf modlar (ing. strange modes) B Süperdevleri L > 5 Lgüneş, M > 20 MGüneş SPB karakteristiğinde gücünde SPB'lerde zonklamalar gözlenen (bu ışınım g-modlarının gözlenmesi beklenmez) 1gün < P0 < 25gün Salınım Kaynağı (Driver): He-III ve daha ağır elementlerin kısmi iyonizasyon bölgeleri kaynaklı κmekanizması Bu yıldızlarda yıldız rüzgarlarıyla kütle kaybının da sismik modellere dahil edilmesi gerekmektedir.

20 B2 / B3-Ib/II yıldızı HD 98419'un ışık değişimi (Perryman 1997)

21 Çok Parlak B Süperdevleri (LBVs: Luminous Blue Variables) LBVs Birkaç yüzyıl ya da bin yıl dönemli devasa patlamalar nedeniyle değişimler (ΔV > 2m). Yıldız bu sırada Eddington limitini aşabilir (η Carinae 1841, P Cygni 1600). 10gğn < Perupt < 40gün dönemli daha küçük patlamalar nedeniyle değişimler (ΔV ~ 1-2m) (S Dor, AG Car, R127) Düşük şiddetli düzensiz patlamalar nedeniyle değişimler (ΔV ~ 0m.5). PVSG tipi p-modu salınımları ve düşük frekanslı g-modu salınımları (Lamers vd. 1998) Salınım Kaynağı (Driver): He-III ve daha ağır elementlerin kısmi iyonizasyon bölgeleri kaynaklı pulses). κ-mekanizması (ing. thermal

22 LBV yıldızı AG Car'ın ışık değişimi (Sterken 1995)

23 WR123 yıldızının MOST verisi (Lefevre vd. 2005)

24 Altcüce Yıldızlar (ing. Subdwarfs, sd) Aynı tayf türünden bir anakol yıldızına göre 1m.5 2m daha sönük olan yıldızlardır. Gerard Kuiper tarafından 1939'da daha önce geçiş beyaz cüceleri (ing. intermediate white dwarfs) olarak adlandırılan, tayflarında anakol yıldızları için normal olmayan yapılar gösteren yıldızlara altcüce yıldızlar adı verilmiştir. Esasen yıldız evriminde bir aşamayı temsil etmezler! Soğuk altcüceler (ing. cool subdwarfs) enerjilerini çekirdekte Hidrojen yakarak üreten G-M tayf türünden yıldızlardır. Görece düşük parlaklıklarının nedeni Helyum'dan daha ağır elementlerle zenginleştirilmemiş, düşük metal bolluklu kimyasal kompozisyonlarıdır. Düşük metal bolluğu, donukluğu düşürür ve bu da bu tür yıldızlarda ışınım basıncını azaltır ve zarf genişlemez. Daha kompakt, daha sıcak ve ışınım gücü aynı tayf türünden bir yıldıza göre bu nedenle daha düşük olan bir yıldız olur. Bu yapıları morötede daha fazla ışınım yapmalarına (ing. ultraviolet excess) neden olur. Sıcak altcüce (ing. hot subdwarf) terimi çekirdekleri Helyum yakmaya başlamadan önce dış Hidrojen katmanlarını kaybeden, evrimleşmiş O-B tayf türü yıldızları anlatmak için kullanılır. Bu yıldızlar bulundukları yer itibarı ile ileri yatay kol yıldızları (ing. extreme horizontal branch) olarak da adlandırılırlar. Dış katmanlarını neden kaybettikleri tam olarak anlaşılabilmiş değildir. Çift sistem üyesi olmaları, yıldız atlı bir yoldaşla etkileşmeleri, beyaz cüce çarpışmalarıyla oluşmuş olmaları gibi öneriler getirilmiştir.

25 P-modu Değişen Altcüce B Yıldızları (p-mode Variable Subdwarf B Stars, sdbv) 1997'de Güney Afrika'da yapılan gözlemlerde bir sdb yıldızında 114 s. dönemli değişimlerin olduğunun anlaşılmasıyla farkedilmişlerdir. Genişlemiş Balmer ve zayıf Helyum çizgileri gözlenen bu yıldızlar K sıcaklık, log g ~5-6 aralığında yüzey çekim ivmelerine sahip olup M < 0.5 MGüneş kütlelidirler. Kırmızı dev kolunun tepesinde üst Hidrojen katmanlarını kaybettikleri için kabukta Hidrojen yakamazlar ve yatay p-modu kola oturmak yerine ileri yatay kol denen bölgeye doğrudan gelir ve hidrostatik dengede Helyum yakarlar. Helyumca ve silikon gibi elementlerce fakir olmaları yaşlı, küçük kütleli Pop-I yıldızları olarak değerlendirmelerini desteklemektedir. Küçük kütleli beyaz cücelerin atalarıdırlar yılı itibarı ile bilinen 300 civarında sdb yıldızından 30 civarındakiler saniye arası çoklu dönemlerle 0m.001 0m.3 arası genliklerde değişimler göstermektedirler. Salınım Kaynağı (Driver): Atomik difüzyon süreçleriyle zarfta yükselen demirin salınımın üretildiği bir iyonizasyon katmanında Z = 0.04'e ulaşınca neden olduğu donukluk kaynaklı κ-mekanizmasıyla salınırlar (Charpinet vd. 1997).

26 Kısa dönemli sdbv değişenlerinin prototipi EC14026'nın ışık eğrisi 1 mma = 1 mmag * 2.5 loge = mmag Kilkenny vd. (1997) EC14026'nın frekans spektrumu Kilkenny vd. (1997) 4 prototip p-modu sdbv yıldızının LAPOUNE (CFHT'de bağlı 3 kanallı fotometre) ve FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) Işık Eğrileri Gilles Fontaine

27 G-modu Değişen Altcüce B Yıldızları (g-mode Variable Subdwarf B Stars, sdbv) (PG Betsy Yıldızları) Dönemleri p-modu sdbv'lere göre daha uzun dönemlerle yüksek basamaktan g-modlarında görece daha düşük genliklerle salınırlar. p-modu sdbv'ler ile aralarındaki ilişki γ Dor δ Sct, β Cep SPB ilişkisine benzer. Henüz az sayıda bulunmuş olsa da çalışmalar sürmektedir (Ostensen (2006), Huber vd. (2008)). Salınım Kaynağı (Driver): Demirin iyonizasyon bölgesinde p-modu metal bolluğunun yeterli olması durumunda (Fontaine vd. 2003) l = 1, l = 2 radyal olmayan modları uyartılabilir. g-p modu sdbv karşılaştırması (Fontaine vd. 2003)

28 Kompakt Zonklayıcılar (ing. Compact Oscillators) Prototip 5 kompakt cismin CFHT teleskobuna bağlı LAPOUNE ışık eğrileri ( Gilles Fontaine)

29 Beyaz Cüceler (ing. White Dwarfs, WD) K K aralığına yayılmış pek çok farklı türden (zonklayan - zonklamayan, gezegenimsi bulutsu içinde olan olmayan) WD yıldızı bulunmaktadır (McCook & Sion 1999). DO Yıldızları K K sıcaklık aralığında, He-II'nin güçlü çizgilerini barındıran tayflara sahip bu nedenle Helyum atmosferli beyaz cüceler olarak bilinen yıldızlardır. O harfi O tayf türünden gelmekle birlikte O tayf türüne göre daha sıcak yıldızlardır. DB Boşluğu (ing. DB Gap) K K sıcaklık aralığında fazla Helyum atmosferli beyaz cüce bulunamamıştır (Liebert 1986, Eisenstein vd. 2006). Yüksek kütle çekimi nedeniyle ağır elementler çökerken hidrojenin yükselmesiyle katmanlaşan atmosfere sahip yıldızlar DB boşluğunun mavi tarafını (~45000 K), He-I / He-II iyonizasyon bölgesi ile üst atmosferin arayüzünde oluşan konvektif katmanın katkısıyla helyumu yukarı çıkarıp, hidrojeni batıran bir mekanizmaya sahi yıldızlar DB boşluğunun kırmızı tarafını oluştururlar. Alternatif bir açıklama için bkz. Shibahashi (2005). DB Yıldızları K K sıcaklık aralığında, tayflarında He-I'in güçlü çizglerini barındıran ancak H ve Z çizgilerini varsa dahi az miktarda içeren yıldızlardır. Yine Helyum atmsoferlidirler, anakol B yıldızlarına göre farklı sıcaklıklarda olabilmekle birlikte onlar gibi nötral He (He-I) çizgileri baskındır. DA Yıldızları 7400 K K sıcaklık aralığında olsalar da 4500 K ya da K gibi uç sıcaklık değerlerine sahip nadir örnekleri de bulunmaktadır. Tayf türü adlandırması yine tayfsal benzerlik kriteri nedeniyle yapılmaktadır. Galakside çok fazla sayıda bulunan bu yıldızlar M > 9 MGüneş yıldızların kalıntılarıdır ve sönük olmaları nedeniyle keşfedilmiş olanların sayısı azdır (~10000, %80 DA, %8 DB, SDSS Kataloğu, Eisenstein vd. 2006).

30 Beyaz Cüce Zonklayıcılar DOV Zonklayıcıları (GW Vir Yıldızları): Gezegenimsi bulutsu içinde bulunanları PNNV olarak bilinen DO beyaz cüceleridir. 7dk < P < 30dk dönemlerle Ca ve O'nin kısmi bölgeleri kaynaklı κ-mekanizması iyonizasyon (Starrfield vd. 1984) nedeniyle salınırlar. DBV Zonklayanları (V777 Her YIldızları) Aynı mekanizmayla, bu katmanların (Ca ve O kısmi iyonizasyon DOV bölgeleri) daha derinde olması nedeniyle düşük frekanslı g-modlarında olarak salınan beyaz cücelerdir. Pek çok modda birden salındıkları için ışık eğrileri ve frekans analizlerinde mod çiftleşmesi (ing. mode coupling), vuru (ing. beat) gibi olgulara sıkça rastlanır. DAV DB Boşluğu Zonklayanları (ZZ Ceti Yıldızları) Konveksiyon tarafından sürülen, saniye ZZ Ceti Yıldızları arası dönemli çoklu modda zonklamalara sahiptirler (Brickhill 1991a, Goldreich & Wu 1999, Wu & Goldreich 1999). Genlikleri ile dönemleri arasında bir ilişki bulunmaktadır (Clemens 1994).

31 DOV Yıldızı PG 'nin WET ışık eğrisi (Kawaler vd. 2004) DBV Yıldızı PG 'ün WET ışık eğrisi DAV Yıldızı G29-38 'in WET ışık eğrisi

32 Çift Yıldızlarda Zonklamalar (ing. Pulsations in Binaries) Yıldızların etkileşmediği durumlarda çift sistem doğasının zonklayan yıldızın parametrelerini hassas belirlemeye yardımcı olması dışında bir etkisi olmaz! (α Cen A, α Cen B, WR86, oea yıldızları) Bu avantaj zaman zaman ortaya çıkmakla birlikte hiç gözlenmediği Güneş-benzeri salınımlar, roap, γ Dor, RR Lyr, Klasik Sefeidler, birkaç tanesinin gözlendiği B-tayf türünden zonklamalar ve kompakt zonklayıcılara, birkaç on tanesinin gözlendiği δ Scuti, Mira ve yarı düzenli değişenlere uzanan bir yelpazede değişiklik gösterir (Pigulski 2006, Lampens 2006). Yıldızların etkileştiği durumlarda (kütle transferi) kütle transferi-zonklama ilişkisi ilgi çekici hale gelir. Ayrıca disk varlığında (X-ışını ve Be çiftleri), diskin gösterdiği salınımlar da ilgi çekicidir. Tedirginlik etkilerinin zonklamalar üzerine yapıtığı etkiler de aktif bir çalışma alanı olmuş durumdadır (Claret vd. 2005, Smeyers & Denis (1971), Saio (1981), Reyniers & Smeyers (2003a,b), Willems & Claret (2005)). Bu etkilerin maksimum olduğu elipsoidal değişen içeren çift sistemler hakkında bir değerlendirme için bkz. Aerts (2007). Tedirginlik etkilerinin var olan zonklamaları etkilemesinin yanı sıra zonklamaları tetikleyebildikleri de uzun zamandır bilinmektedir (Cowling 1941, Kato (1974), Zahn (1975), Savonije & Papaloizou (1984), Kosovichev & Novikov (1992), Diener vd. (1995), Witte & Savonije (1999ab;2001), Savonije & Witte (2002), Willems vd. (2003), Rathore vd. (2005)). Bu şekilde tetiklenen zonklamaların rezonansları, salınım modlarının yanı sıra yörünge dış merkezliliği, yörünge dönemi, bileşen kütle ve büyüklüklerine de bağlıdır.

33 PG 1336'nın VLT ULTRACAM cihazı ile elde edilen ışık eğrisi üzerinde tutulma kaynaklı ışık değişimlerinin yanı sıra, elipsoidal etkiler ve zonklamalar açıkça görülmektedir. Vuckovic vd. (2007)

34 Kaynaklar Bedding, T. vd., 2010, Solar-like Oscillation in Low Luminosity Red Giants First Results from Kepler, ApJ, 713, L176 Baudin, F. vd., 2011, Amplitudes and Lifetimes of Solar-like Oscillatons Observed by CoRoT, A&A, 529, A84 Bedding, T. vd. 2011, Replicated Echelle Diagrams in Asteroseismology A Tool for Studying Mixed Modes and Avoided Crossings, arxiv preprint Christensen-Dalsgaard, J., 2011, Asteroseismology of Red Giants, arxiv preprint Mosser, B., 2011, Red Giants Unveiled, SF2A White, T.R. vd., 2011, Asteroseismic Diagrams from a Survey of Solar-like Oscillations with Kepler, ApJ, 742, L3 White, T.R. vd., 2011, Calculting Asteroseismic Diagrams for Solar-like Oscillations, ApJ, 743, 161 Hekker, S. vd., 2012, Solar-like Oscillation in Red Giants Observed with Kepler, A&A, 544, A90 Miglio, A. vd., 2012, Solar-like Pulsating Stars as Distance Indicators G and K Giants in the CoRoT and Kepler Fields, EPJ Web of Conferences, 19, 5012 Mosser, B. vd., 2012, Characterization of the Power Excess of Solar-like Oscillation in Red Giants with Kepler, A&A, 537, A30 Samadi, R.. vd., 2012, Amplitudes of Solar-like Oscillations in Red Giant Stars, A&A, 543, A120 Mosser, B., 2013, Red Giant Seismology Observations, EPJ Web of Conferences, 43, 3 Mosser, B. vd, 2013, Asymptotic and Measured Large Frequence Separations, A&A, 550, A126 Hekker, S. vd., 2013, CoRoT and Kepler Results on Solar-like Oscillators, Adv. Sp. Res., 1581