Beta Lyrae değişeni

Beta Lyrae değişenleri (GCVS'de EB olarak kısaltılır), birincil ve ikincil yıldız örtülmelerinin (yani tutulmalarının) farklı miktarlarda ışık azalmasına neden olması ve ışık eğrilerinin sürekli değişmesiyle karakterize edilen bir örten ikili yıldız türüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birincil ve ikincil minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin birincil minimum derinlikleri, ikincil minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur ve baskın tayf türü B-A arasındadır.

Işık eğrileri

Beta Lyrae için *TESS* verilerinden çizilen bir ışık eğrisi^[1]

EB türü ışık eğrileri, bileşenlerinden en az biri ileri düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış çift sistemler tarafından üretilmektedir. Bileşenlerinden birinin kritik Roche lobunu doldurmuş olduğuna dair güçlü deliller gösterirler. EB türü değişenler arasında da çok farklı evrim durumunda yıldızlar bulunabilmektedir:

Evrimleşmemiş iki anakol yıldızı içeren ve göreli olarak kısa yörünge dönemine sahip sistemler. XY Ursa Majoris örnek olarak gösterilebilir.
Yalnızca biri veya her iki bileşeni de evrimleşmiş ancak kritik Roche loblarını doldurmamış yıldızlardan oluşan sistemler (Zeta Andromedae (ζ And) gibi sistemler).
Yarı-ayrık sistemler. Evrimleşmiş ve kritik Roche lobunu doldurmuş yıldızlardan evrimleşmemiş bileşene doğru bir madde aktarımı söz konusudur. Grubun prototipi Beta Lyrae (β Lyrae) örnek olarak gösterilebilir.
Bir bileşeni ileri düzeyde evrimleşmiş (bir altcüce veya beyaz cüce), diğer bileşeni ise fazlaca evrimleşmemiş ancak elipsoid şekil bozulmasına uğramış sistemler. AP Psc güzel bir örnek olarak verilebilir.

EB olarak sınıflandırılmış bazı sistemler aslında tutulma göstermemektedir. Göstermekte oldukları ışık değişiminin tamamı ileri düzeydeki basıklaşmaya sahip bileşenlerin modülasyon etkisinden kaynaklanmaktadır. Daha şiddetli şekil bozulmasına sahip yıldızın, bileşine bakan yarımküresinde daha fazla kenar kararması etkisi göstermesinden oluşan iki minimumun derinlikleri farklı olmaktadır.

Keşif ve gözlemler

Keşfedilen ilk EB türü sistem, grubun prototipi olan β Lyrae'dir. Algol'ü keşfeden John Goodricke bir yıl sonra 1784'te β Lyr'in ışık değişimi gösterdiğini bulmuştur. Gösterdiği ışık değişimi Algol'den daha karmaşık ve ilginçti. Parlak olan bileşeni Roche lobunu doldurmuş ve karşı bileşenine büyük oranda madde aktarmaktadır. Bu yoğun madde transferi, karşı bileşen çevresinde hem optik hem de geometrik olarak kalın bir yığılma diski oluşturmaktadır. Bu koşullar altında madde alan bileşen, yığılma diski tarafından tamamen sarılmakta ve yıldız görünmez olmaktadır. Madde aktarımının bu derece şiddetli olması, yörünge döneminin göreli olarak büyük bir hızla artmasına neden olmaktadır. Goodricke'in 1784 yılındaki keşfinden bu yana, yörünge dönemi 12.8925 gün değerinden 12.93845 gün değerine %35 gibi bir artış göstermiştir (yaklaşık 210 yılda).

β Lyrae yıldızlarına örnekler

EB türü ışık eğrisine sahip ikili sistemlerden seçilmiş örnekler:

yıldız	türü*	süre (gün)	görünür büyüklük (maks, min)	tayf	uzaklık (ışık yılı)
ζ And	EB/GS/RS	17,7695	3,92-4,14	K1II-III	181
UW CMa	~EB/KE	4,393407	4,84-5,33	O7Ia:fp+OB	~3000
τ CMa	EB	1,28	4,32-4,37	O9Ib	~3000
β Lyr (prototip)	EB	12,913834	3,25-4,36	B8II-IIIep	880
δ Pic	~EB/D	1,672541	4,65-4,90	B3III+O9V	1700
V Pup	EB/SD	1,4544859	4,35-4,92	B1Vp+B3:	1200
PU Pup	EB	2,57895	4,69-4,75	B9	550
υ Sgr	EB/GS	137,939	4,53-4,61	B8pI:+O9V ? (veya F2p?)	~1700
μ¹ Sco	EB/SD	1,44626907	2,94-3,22	B1.5V+B6.5V	800
π Sco	EB	1,57	2,82-2,85	B1V+B2V	460
) EB = Beta Lyrae değişeni; diğer kodlar için bakınız*: Değişen yıldızlar genel kataloğu11 Mayıs 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

Kaynakça

^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. 27 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ekim 2024.

[MAST-1] "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. 27 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ekim 2024.

[1]