Sefe değişeni: Revizyonlar arasındaki fark

'''Sefe değişkeni''' veya '''Sefe''', saltık [[aydınlatma gücü]] ile [[değişim]] süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir [[değişken yıldız]]lar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan [[Delta Sefe]] [[1784]] yılında [[John Goodricke]] tarafından gözlemlenmiştir.

 

1784 yılı ortalarına kadar nova ve süpernovalar hariç, bilinen değişen yıldız sayısı sadece beş tane idi. Bunlardan dördü bugün Mira değişenleri olarak adlandırılan grubun üyesiydiler. Geriye kalan biri ise bir [[örten çift yıldız]]dı ([[Algol]]). 10 Eylül 1784'te [[Edward Piggot]], η Aquilae'nin, hemen ardından [[John Goodricke]] ise δ Cephei'nin ışık değişimine sahip olduğunu keşfetmişlerdir. δ Cep ve η Aql bugün Sefe'ler olarak sınıfladığımız, dönemleri sırası ile 5.4 ve 7.2 gün olan zonklayan değişenlerdir. "Sefe (Sefeid)" terimi uzunca bir süre, örten değişenler hariç, düzenli-sürekli tekrarlayan ışık değişimine sahip ve dönemi 35 günden kısa

olan tüm değişen yıldızlar için kullanılmıştır. Ancak bu sınıflamanın birbirinden çok farklı

çıkış kolu üzerinde "çıkıntılar (bump)" görülmektedir. Ayrıca dönemi 20 günden uzun olanlarda çıkış kolu belirgin bir şekilde diktir. İzlenen çıkıntı yapısının dönemle olan bu ilişkisi, temel zonklama modunun, ikinci harmoniği ile yaptığı girişimden kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak temel dönemi aynı olan iki Sefeid değişeninin ışık eğrileri biçim olarak (çıkıntılarının görüldüğü evre) aynı olmaktadır.

 

1912 yılında [[Henrietta Leawitt]]<ref>1912, HC, no:173</ref>, [[Küçük Macellan Bulutu|KMB]]'de gözlediği Sefe'lerin parlaklıklarının, dönemlerinin logaritması ile doğru orantılı olarak arttığını keşfetmiştir. Bu bağıntı, [[Küçük Macellan Bulutu|KMB]]'deki Sefe'lerin kabaca bizden uzaklıklarının aynı olduğu varsayımı ve [[Küçük Macellan Bulutu|KMB]]'nin bilinen uzaklığı (60 [[parsek|kpc]]) kullanılarak, [[mutlak parlaklık]] ile dönem arasındaki bir ilişkiye dönüştürülmüştür. ''Dönem-Parlaklık bağıntısı <math>PL</math>'' adı verilen bu ilişki sayesinde, sadece dönemini belirlemek ve yıldızlararası sönümleme etkisini dikkate alarak, gözlenen bir Sefe değişeninin ve dolayısıyla üyesi olduğu yıldız topluluğunun uzaklığını bulabilmek mümkün olmuştur. Böylece dönemden elde edilen mutlak parlaklık ile [[Görünen parlaklık|gözlenen parlaklık]];

 

: <math> E(B-V)=-(0.27) \log_{10}{P} + (0.41) (V-J) - 0.26 \,. </math><ref name=majaess2008>Majaess D. J., Turner D. G., Lane D. J. (2008). [http://arxiv.org/abs/0808.2937 ''Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parameterization and 2MASS photometry''], MNRAS</ref>

 

 

Sefe'lerin büyük bir bölümü temel modda zonklama yaparken, bir kısmı da ilk harmonikte zonklamaktadır. İlk harmonikte zonklayanları daha düşük genliğe ve sinüs eğrisine daha yakın ışık eğrilerine sahiptirler. Dönemleri 2-4 gün arasındadır ve tüm Sefe'ler arasında sayıca oranları %30 civarındadır. Bir salınımın temel veya harmonik modda gerçekleştiği, ışık eğrilerinin fourier dönüşümleri ile analiz edilmesi sonucu ortaya çıkmaktadır.

 

Sefe türü R TrA (P=3.389287 gün) ve S Sge (P=8.382173 gün) yıldızlarının ışık eğrileri görülmektedir. R TrA’da maksimum ışık profilinin minimumdakine oranla daha dar olması, Sefe ışık eğrilerinde izlenen genel bir özelliktir. S Sge ise çift tepeli Sefe ışık eğrileri için güzel bir örnektir. SS CMa, P=12.358 günlük dönemi ile, çıkıntıların görülme yerlerine ilişkin

sınır bölgededir. Dolayısıyla çıkıntının etkisi hem çıkış hem de iniş kolunda görülmektedir. T

Mon, P=27.0197 gün döneme sahiptir ve uzun dönemli Sefe'lerde çıkış kolunun aşırı dik oluşuna güzel bir örnektir. P=127.6 gün döneme sahip HV821 yıldızında, dönem uzadıkça ışık eğrilerinin biçim olarak sinüs eğrilerine ne ölçüde yaklaştığı açıkça izlenebilmektedir. U TrA (temel dönem P=2.568423) ise temel dönem ile ilk harmoniğin girişimi sonucu ışık eğrisinin çevrimden çevrime nasıl değiştiğini gösteren çarpıcı bir örnektir.

 

Tip-II Sefe'leri, (klasik) Sefe'lerin düşük kütleli türevleri olarak tarif edilebilirler. Geçmiş literatürde birbirinden farklı çok sayıda isimlendirme ile anılmışlardır. Genel olarak

[[W Virginis]] yıldızları olarak bilinen bu grup GCVS de CW kodlaması ile gösterilmiş ve iki alt gruba ayrılmıştır:

* '''CW veya W Vir: çıkış kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.'''

* '''BL Her: iniş kolunda çıkıntı (bump) bulunanlar.'''

kodlamasının bugünkü literatürde çift-modlu [[RR Lyrae]]'lar için kullanıldığı hatırlanmalıdır.

 

klasik Sefe'ler için ortaya konan "Hertzsprung dizisi"ni takip etmektedir. Ancak çıkıntının

(bump) iniş veya çıkış kolunda bulunmasını ayıran sınır-dönem değeri 1.5 gün civarındadır. Kwee <ref>1967, BAN, 19, 260</ref> dönemleri 13-20 gün arasında olan Tip-II Sefe'lerini ışık eğrisi

Özellikle küresel kümelerde ve Macellan Bulutları'nda yer alan Tip-II Sefeleri için de dönem parlaklık ilişkisi olduğu bulunmuştur. Ancak Tip-II Sefe'leri için bu bağıntının eğimi daha düşük ve saçılma daha fazladır. Ayrıca belli bir dönem değeri için Tip-II Sefe'lerinin klasik Sefe'lere oranla daha düşük mutlak parlaklıklara sahip olduğu açıkça görülmektedir.

 

Kwee'nin eğrisel maksimumlu Tip-II Sefe'lerine örnek olarak CS Cas (P=14.74 gün), düz

maksimumlulara örnek olarak W Vir'in (P=17.27 gün) ışık eğrileri verilebilir. Hertzsprung dizisine iki örnek olarak BL Her (P=1.307443, çıkıntı iniş kolunda) ve KZ Cen'in (P=1.51997, simetrik maksimum, belirgin bir çıkıntı izlenemiyor) ışık eğrileri verilebilir.

Genel olarak Tip-II Sefe'leri ile klasik Sefe'ler, sadece ışık eğrilerine bakılarak ayırdedilemezler. Galaktik konumları, dikine hızları, ışınım güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ve kimyasal bileşimleri bu ayırımın yapılabilmesini sağlamaktadır.

 

* [[Hubble sabiti]]

* [[RR Lyrae değişeni]]

 

== Kaynakça ==

<references />

 

 

[[Kategori:Sefe değişenleri| ]]

[[io:Cepheid-varianti]]

[[it:Variabile Cefeide]]

[[ko:세페이드 변광성]]

[[lb:Cepheiden]]