801.526 Astrosismoloji

801.526 Astrosismoloji
Ders 4 :
HR Diyagramı Üzerinde
Zonklayan Yıldızlar - III
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.
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 < 0m.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)
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).
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 Ppul ~ 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 ~ 0m.01 – 0m.3
✔ Salınım Kaynağı (Driver): Demir grubu elementlerin
kısmi iyonizasyon bölgelerindeki (T ~ 200 kK) donukluk
değişimlerinden
kaynaklanan
zonklarlar (Z bump).
κ-mekanizması
ile
β Cep yıldızı 12 Lac'ın farklı gözlemevlerinde elde edilip birleştirilmiş Strömgren fotometrisi
Handler vd. (2006)
Farklı bantlar ve zamanlardaki genlik farklılıklarına dikkat ediniz!
Zonklayan Be Yıldızları
(Pulsating Be Stars)
✔ 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
Zonklayan Be
yıldızları
(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/vc > 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).
Zonklayan Be yıldızı HD 163868'in MOST ışık eğrileri. Alttaki ışık eğrisi 4 günlük bir
pencerinin genişletilmiş halidir.
Walker vd. (2005)
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 (3.5-20 gün-1)
çok belirgin salınımlarıyla ayırt etmek kolaylıkla mümkündü.
✔ B-tayt türünden yavaş zonklayan yıldızlar (SPB) ise düşük frekanstaki (f < 23 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).
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)
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 pmodlarının 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 11973705 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)
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 (133-271 km/s) tipik B-yıldızlarınınkine (73-144 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)
B-Tayf Türünden Değişen Grupları
CoRoT Gözlemleri
Kiel Diyagramı (Teff – 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.
B-Tayf Türünden Değişen Grupları
Kepler Gözlemleri
Kiel Diyagramı (Teff – 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)
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).
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).
Anakol Öncesi Yıldızlarda Zonklamalar
(ing. Pulsating Pre-Main-Sequence Stars, PMS)
Anakol öncesi δ Sct Kuşağı (Ripepi vd. 2006)
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 163830'un
(m ~9.3m) MOST ışık eğrisi
(Aerts vd. 2006)
✔ Gözlemlerin halen sürmekte olduğu
teleskop Yavaş Zonklayan B-tipi Süperdev
yıldızların da kaşifidir.
✔ Parlak yıldızların (m > 6m) 1ppm
duyarlılığında
gözlemlerini
yaparken
m
duyarlılığı 16
yıldızlar için 1mmag
seviyesine kadar iner.
✔ 55
Cnc
e'nin
geçiş
gözlemlerini
gerçekleştirerek
gezegenin
varlığını
doğrulayan teleskoptur.
HD 80606b'nin (m ~9m) MOST geçiş ışık
eğrisi (Roberts vd. 2013)
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.
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 10526294: 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