Astrosismoloji. Ders 4 : HR Diyagramı Üzerinde Zonklayan Yıldızlar - III

Transkript

1 Astrosismoloji Ders 4 : HR Diyagramı Üzerinde Zonklayan Yıldızlar - III

2 Anakol Civarı B-Tayf Türü Bölgesinde Değişen Yıldızlar Anakol civarındaki B-tayf türünden yıldızlarda κ-mekanizmasıyla zonklamaların kaynağı olan Fe-grubu elementlerin iyonizasyon bölgesinin derinliği bu tür yıldızlardaki zonklamaların modunu seçer. Yüksek kütleli ve ışınım gücü yüksek tarafta, iyonizasyon bölgesi yüzeye daha yakındır ve düşük basamaktan radyal p-modları ve l < 6 için radyal olmayan g-modları gözlenirken; daha düşük kütleli ve ışınım güçlü tarafta ise tüm p-modları ve l > 6 için radyal olmayan modlar gözlenir (Dziembowski & Pamyatnykh 1993). Bu zonklama karakteristiği farklılıkları nedeniyle anakol B-tayf türü civarında iki farklı kararsızlık bölgesi vardır. Yüksek ışınım gücünde β Cep kararsızlık bölgesi ve düşük ışınım gücünde SPB kararsızlık bölgesi. Buna ek olarak bazı β Cep yıldızlarının SPB karakteristiğinde düşük frekanslı zonklamalar gösterdiği de gözlenmiştir (Le Contel vd. 2001, Chapellier vd. 2006, De Cat vd. 2007, Pigulski & Pojmanski 2008, Handler 2009). Bu yıldızlar da β Cep / SPB melezleri olarak bilinir. Bunlara ek olarak bir de bu her iki grup ve melezleri içinde yer alıp tayflarındaki Balmer çizgilerinde emisyon gözlenen yıldızlar vardır ki bunlara da Zonklayan Be yıldızları denir.

3 Yavaş Zonklayan B Yıldızları (Slowly Pulsating B Stars, SPB) γ Dor yıldızlarınınkine benzer karakteristikte (g-modu) ancak daha uzun dönemli (0.3 3 gün) zonklayan yıldızlardır. Yüksek basamaktan radyal olmayan g-modlarında zonklarlar. Bir kısmı Myron Smith ve grubunun 1970'lerin sonunda önerdiği 53 Per grubunun soğuk yıldızlarıdır. Bu grubun sıcak yıldızları da β Cep yıldızlarındaki p-modu salınımlarını gösterdikleri gerekçesiyle β Cep grubunda kabul edilirler. Bu nedenle 53 Per artık referans verilmeyen (obsolete) bir değişen yıldız grubu haline gelmiştir. Kütle Aralığı: 2 M - 7 M SPB yıldızlarının büyük çoğunluğu bulundukları yere göre yavaş dönen yıldızlardır (De Cat 2002, Balona vd. 2011)) Fotometrik Genlik ΔV < 0 m.1 Salınım Kaynağı (Driver): Demir grubu elementlerin kısmi iyonizasyon bölgelerindeki (T ~ 200 kk) donukluk değişimlerinden kaynaklanan κ-mekanizması ile zonklarlar (Z bump). Salınımın kaynağının bulunması OPAL projesi çerçevesinde bu grup elemenlerin iyonizasyonun ancak bu sıcaklıklarda gerçekleştiğinin anlaşılmasıyla gerçekleşebilmiş (Livermore & Seaton 1996)

4 B yıldızları için (Z = 0.02'de) HR diyagramı üzerinde κ-mekanizması ile domine edilen teorik kararsızlık bölgesi. Alttaki şekil, salınım dönemlerinin sıcaklığa göre değişimini göstermektedir. p-modunda salınan β Cep yıldızları ile farklılık açıkça görülmektedir Pamyatnykh (1999).

5 β Cephei Yıldızları Yaklaşık bir yüzyıldır B-tayf türünden zonklayan, genç Pop-I anakol yıldızları olarak bilinmekle birlikte anakolu terketmek üzere olan bazı yıldızları ve bazı devleri de içerirler. Kütle Aralığı: 8 M - 18 M Düşük basamaktan p- ve g-modlarında salınırlar. Zonklama dönemleri P pul ~ 2 8 saat Büyük bölümü çoklu döneme sahip ışık ve çizgi profili değişimleri gösterirler (Stankov & Handler 2005). B bandındaki ışık değişimleri R bandındaki ışık değişimlerine kıyasla daha büyük genliklere sahiptir ve aralarında 0.25'lik bir evre farkı bulunur. Adyabatik salınımlarda bu türden bir evre farkının gözlenmesi beklenen bir şeydir (Dupret vd. 2003). Hızlı dönen yıldızlardır. Fotometrik Genlik ΔV ~ 0 m.01 0 m.3 Salınım Kaynağı (Driver): Demir grubu elementlerin kısmi iyonizasyon bölgelerindeki (T ~ 200 kk) donukluk değişimlerinden kaynaklanan κ-mekanizması ile zonklarlar (Z bump).

6 β Cep yıldızı 12 Lac'ın farklı gözlemevlerinde elde edilip birleştirilmiş Strömgren fotometrisi Handler vd. (2006) Farklı bantlar ve zamanlardaki genlik farklılıklarına dikkat ediniz!

7 Zonklayan Be Yıldızları (Pulsating Be Stars) Zonklayan Be yıldızları B-tayf türünden zonklayan, genç Pop-I anakol yıldızlarıdır ve tayflarının Balmer serisi çizgilerinde emisyon gözlenir. Balmer serisi çizgilerinde gözlenen bu emisyon yıldızı çevreleyen bir diskin (ing. circumstellar disk) varlığına bağlanır (Porter & Rivinius 2003). Bu disk yapısı çift sistemlerde bulunan Be yıldızlarında Roche yüzeyinin aşılması ve kütle transferi, kritik dönme hızına (bu hızdan sonra yıldız ekvatorundan kütle kaybeder) yakın hızlarla dönmeleri (Townsend vd. 2004), manyetik alan çizgilerinden kütle kaybetmeleri (Townsend & Owocki 2005) ve zonklama modlarınn yaptığı vuru (ing. beat) (Rivinius vd. 2003) gibi pek çok farklı nedenle oluşmuş olabilir (Smith vd. 2000). Diskin varlığının yıldızın evrimiyle bir ilişkisi olup olmadığı bilinmemektedir (Aerts vd. 2010). Zonklama karakteristikleri açısından β Cep ve SPB yıldızlarına büyük benzerlik gösterirler. Bu nedenle HR diyagramı üzerinde bu yıldzlarla aynı bölgede yer alırlar ve onların hızlı dönmeleri (v/v c > 0.7) nedeni ile onların kompleks analogları olarak tanımlanırlar (Townsend vd. 2004). Salınım Kaynağı (Driver): Demir grubu elementlerin kısmi iyonizasyon bölgelerindeki (T ~ 200 kk) donukluk değişimlerinden kaynaklanan κ-mekanizması ile zonklarlar (Z bump).

8 Zonklayan Be yıldızı HD 'in MOST ışık eğrileri. Alttaki ışık eğrisi 4 günlük bir pencerinin genişletilmiş halidir. Walker vd. (2005)

9 B Tayf Türünden Zonklayan Yıldızlara İlişkin Kepler Gözlemleriyle Ulaşılan Yeni Sonuçlar Yer tabanlı gözlemler, hatta MOST* (Microvariability and Oscillation of Stars) ve CoRoT (COnvection ROtation et Transits planétaires) uzay teleskoplarıyla elde edilen ışık eğrilerinde β Cep yıldızlarını yüksek frekanstaki ( gün -1 ) çok belirgin salınımlarıyla ayırt etmek kolaylıkla mümkündü. B-tayt türünden yavaş zonklayan yıldızlar (SPB) ise düşük frekanstaki (f < 2-3 gün -1 ) salınımlarından kolayca ayrılabiliyordu. Yüksek frekanslı salınımlarının yanı sıra düşük frekansta da (0.5 2 gün -1 ) düşük genlikli birkaç modu gözlenen β Cep yıldızları ise β Cep / SPB melezleri olarak adlandırılıyordu. Kepler periyodogramları ise bambaşka bir resme işaret ediyor. Düşük frekanslı tarafta çok sayıda tepe (ing. peak) yüksek frekanslı taraftaysa düşük genlikli ve izole birkaç tepe gözleniyor (Balona vd. 2011). Bu yıldızlar ne β Cep'lere benziyor (çünkü yüksek frekanstaki tepelerin genlikleri düşük ve düşük frekansta çok sayıda tepe var), ne SPB'lere benziyor (zira yüksek frekansta düşük genlikli tepeler var), ne de β Cep / SPB melezlerine benziyor (zira bu tür melezlerin düşük frekansta, izole, düşük genlikli birkaç tepe içeren β Cep'lere benzediği düşünülüyordu).

10 O : Kepler SPB yıldızları : Kepler β Cep / SPB hibritleri : B-tayf türünden olup zonklamayanlar - - : β Cep kararsızlık bölgesi - - : SPB kararsızlık bölgesi - : δ Scuti kararsızlık bölgesi * : Be yıldızına benzer salınım gösterenler : Kimyasal tuhaf yıldızlar? : Be yıldızları (hiçbirinde emisyon gözlenmemiş!) Yer tabanlı tayfsal gözlemlerle temel parametreleri belirlenmiş ve Kepler tarafından gözlenen B tayf türünden anakol yıldızları (Balona vd. 2011)

11 B Tayf Türünden Zonklayan Yıldızlara İlişkin Kepler Gözlemleriyle Ulaşılan Yeni Sonuçlar Kepler gözlemleriyle melezleri de ikiye ayırmak mümkün. Düşük genlikte de olsa p-modlarının gözlenmesine karşın g-modlarının baskın olduğu grup SPB / β Cep melezleri, düşük frekanstaki p- modlarının yüksek genlikte ve baskın olduğu grup ise SPB / β Cep melezleri olarak adlandırılır (Balona vd. 2011). Kepler SPB yıldızlarının Fourier frekans spektrumları (Balona vd. 2011) Kepler SPB / β Cep melezlerinin Fourier frekans spektrumları (Balona vd. 2011) KIC yıldızının frekans spektrumu. Mavi kısa aralıklı (short cadence), kırmızı uzun aralıklı (long cadence) veri kullanılarak elde edilmiştir. Kesikli çizgi Nyquist frekansını göstermektedir (Balona vd. 2011)

12 B Tayf Türünden Zonklayan Yıldızlara İlişkin Kepler Gözlemleriyle Ulaşılan Yeni Sonuçlar Kepler gözlemleriyle daha önce hiç gözlenmemiş ilginç bir grup da gözlendi. Bu grupta yer alan yıldızların frekans spektrumlarında çeşitli frekansların çevresinde gruplaşmalar (ing. frequency groupings) gözleniyor. Bu gruplaşmaların a) yıldız dönmesi b) yıldızı çevreleyen maddenin neden olduğu parlaklık dağılımı düzensizlikleri c) her iki etkinin kombinasyonu kaynaklı olabilecekleri düşünülüyor. Kepler ile gözlenen bu yıldızlardan dönme hızı bilinenlerin hızları ( km/s) tipik B-yıldızlarınınkine ( km/s) kıyasla yüksek, ancak sayıları az olduğu için bir genellemek yapmak mümkün değil (Balona vd. 2011). Eğer çevresel madde varsa tayflarında emisyon gözlenmesi beklenir, ancak bunlardan sadece bir Be yıldızı (mukayese için Be yıldızlarının dönme hızları 350 km/s civarındadır). Çeşitli frekanslarda gruplaşmalar gözlenen Kepler B-yıldızları (Balona vd. 2011)

13 B-Tayf Türünden Değişen Grupları CoRoT Gözlemleri Kiel Diyagramı (T eff log g düzlemi) üzerinde β Cep kararsızlk kuşağı açık gri, SPB kararsızlık kuşağı koyu gri, δ Sct kararsızlık kuşağı mavi, TAMS sonrası g-modu zonklamalar gösteren yıldızların bulunduğu bölge mor renkte gösterilmiştir (Pápics 2013). Gösterilen yıldızların büyük bölümünün parametreleri CoRoT gözlemleriyle elde edilmiştir.

14 B-Tayf Türünden Değişen Grupları Kepler Gözlemleri Kiel Diyagramı (T eff log g düzlemi) üzerinde farklı iki metal bolluğu ve iki donukluk teorisi için β Cep kararsızlk kuşağı kalın kesiksiz eğriler, SPB kararsızlık kuşağı ince eğriler ile gösterilmiştir. Belirlenen yıldız grupları yukarıda listelenmiştir (Lehmann vd. 2011)

15 Anakol Öncesi Yıldızlarda Zonklamalar (ing. Pulsating Pre-Main-Sequence Stars, PMS) Yeni doğan yıldızlar kütlelerine bağlı olarak radyatif (Herbig Ae/Be) ya da konvektif (T Tauri yıldızları) olarak büzülerek anakola doğru gelirken belirli bir kütle aralığında (1.5-5 M güneş ) olanlar kararsızlık kuşağının içinden geçerler. Bu sırada aktivite ve çevresel maddeyle etkileşimin yanı sıra zonklamalar nedeniyle de değişim gösterirler. Dönemi 1.5 saat ile 7.5 saat arasında değişen ve genelde temel modda salınımlar olarak gözlenen bu salınımların büyük bir bölümü δ Sct türü (%80) p-modu salınımlarıdır. Ayrıca γ Dor tipi g-modu salınımlar, δ Sct / γ Dor melezleri, hatta B-tayf türünden zonklayanlara dahi rastlanır (Casey vd. 2013). Hem radyal hem de radyal olmayan modlarda 18 dk 5 saat arası dönemler (5 80 gün -1 frekansta) ile düzenli / düzensiz salınımlar gösterirler. Bu yıldızlardaki çevresel materyal: 1) Balmer serisi çizgilerde emisyon gözlenmesine 2) Spektral enerji dağılımında (SED) kızılötesi artığa 3) Periyodik olmayan disk-yıldız tutulmalarına yol açar (UX Ori türü değişenler).

16 Anakol Öncesi Yıldızlarda Zonklamalar (ing. Pulsating Pre-Main-Sequence Stars, PMS) Anakol öncesi zonklamalar gösteren yıldızlar. Mavi ve Kırmızı eğriler sırasıyla ZAMS ve anakola girişi, siyah doğrular δ Sct kararsızlık kuşağını göstermektedir (Casey vd. 2013).

17 Anakol Öncesi Yıldızlarda Zonklamalar (ing. Pulsating Pre-Main-Sequence Stars, PMS) Anakol öncesi δ Sct Kuşağı (Ripepi vd. 2006)

18 MOST (Microvariability and Oscillation of Stars) Uzay Teleskobu 30 Haziran 2003'te uzay gönderilen 15 cm. çapında (yörüngedeki en küçük teleskop) olup bir Maksutov teleskobu yapısındadır ve Kanada'nın ilk uzay teleskobudur. Zonklayan değişenleri 60 güne varan uzun sürelerle gözlemesi açısından kritik öneme sahipti. Aynı zamanda astrosismolojiye özel geliştirilmiş ilk uzay görevi olması bakımından da önem taşır. SPB türü HD 'un (m ~9.3 m ) MOST ışık eğrisi (Aerts vd. 2006) Gözlemlerin halen sürmekte olduğu teleskop Yavaş Zonklayan B-tipi Süperdev yıldızların da kaşifidir. Parlak yıldızların (m > 6 m ) 1 ppm duyarlılığında gözlemlerini yaparken duyarlılığı 16 m yıldızlar için 1 mmag seviyesine kadar iner. 55 Cnc e'nin geçiş gözlemlerini gerçekleştirerek gezegenin varlığını doğrulayan teleskoptur. HD 80606b'nin (m ~9 m ) MOST geçiş ışık eğrisi (Roberts vd. 2013)

19 Ödev 5 Teslim Tarihi: 23 Mart 2014, 12:00 Evrimleşmiş yıldızlar için HR Diyagramı üzerinde kararsızlık bölgelerini ve yıldız gruplarını gösteriniz. RR Lyrae yıldızları, Sefeid yıldızları, RV Tauri yıldızları, Mira yıldızları, Kırmızı dev yıldızlar (RGB yıldızları), B ve A Türünden Süperdev yıldızlardaki zonklama karakteristiklerini (radyal / radyal olmayan, temel ton / üst ton, yüksek / düşük frekans, dönem aralığı, fotometrik genlik, salınımın kaynağı (driver)) kısaca anlatınız.

20 Kaynaklar Townsend, R.H.D., 2004, Be-star rotation: how close to critical?, MNRAS, 359, 189 Balona, L.A. vd., 2011, Kepler observations of the variability in B-type stars, MNRAS, 413, 2403 Lehmann vd. 2011, Spectral Analysis of Kepler SPB and β Cephei Candidate Stars, A & A, 526, A124 McNamara vd., 2012, The Classification of Kepler B-Star Variables, AJ, 143, 101 Pápics, P.I., 2013, Observational asteroseismology of B-type stars on the main sequence with the CoRoT and Kepler satellites, Ph.D. Thesis, Leuven University of Belgium Pápics, P.I. vd. 2014, KIC : A Slowly Rotating B-star with Rotationally Split, Quasi-Equally Spaced Gravity Modes, A & A, 570, A8 Ripepi, V. vd., 2006, δ Scuti Pulsation Among Pre-Main-Sequence Intermediate Stars, MemSAI, 9, 200 Zwintz, K. vd., 2012, γ Doradus Pulsation in Two Pre-Main-Sequence Stars Discovered by CoRoT, A & A, 550, A121 Casey, M.P. vd., 2013, Constraints on Pre-Main-Sequence Evolution From Stellar Pulsations, Precision Asteroseismology Proceedings, IAU Symposium #301