Transcript 801.526 Astrosismoloji Ders 6 : HR Diyagramı Üzerinde Zonklayan

801.526 Astrosismoloji
Ders 6 :
HR Diyagramı Üzerinde
Zonklayan Yıldızlar - V
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) GSC09137−03505 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.
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).
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.
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 Δν ortalama
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.
Bir altdev yıldız (1 MGüneş, 0.014 Z, 10.78 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 δν02, 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.
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.
p- g- ve f-modlarının frekanslarının mod derecesine (l) göre değişimi
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)
Ölçeklendirme Bağıntıları
(ing. Scaling Relations)
White vd. 2011
Sıcaklık ve metal bolluğunun ölçeklendirme bağıntılarına etkisi
White vd. 2011
∆: CoRoT yıldızları
o: Kepler yıldızları
◊: Yer gözlemleri
o: Kepler devleri
C-D Diyagramı - I
İzokronlar
0 Gyr
6 Gyr
12 Gyr
Evrim yolları
(sağ üstten sol alta doğru)
White vd. 2011
C-D Diyagramı - I
White vd. 2011
C-D Diyagramı - II
Z = 0.011
Z = 0.017
Z = 0.028
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.
ε Diyagramı
∆: CoRoT yıldızları
o: Kepler yıldızları
◊: Yer gözlemleri
o: Kepler devleri
White vd. 2011
ε Diyagramı
White vd. 2011
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)
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.
B2 / B3-Ib/II yıldızı HD 98419'un ışık değişimi (Perryman 1997)
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
LBV yıldızı AG Car'ın ışık değişimi (Sterken 1995)
WR123 yıldızının MOST verisi (Lefevre vd. 2005)
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.
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 23000-25000 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.
✔ 2010 yılı itibarı ile bilinen 300 civarında sdB yıldızından 30
civarındakiler 80-600 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).
Kısa dönemli sdBV değişenlerinin prototipi
EC14026'nın ışık eğrisi
1 mma = 1 mmag * 2.5 loge = 1.08574 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
G-modu Değişen Altcüce B Yıldızları
(g-mode Variable Subdwarf B Stars, sdBV)
(PG 1716+426 “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)
Kompakt Zonklayıcılar
(ing. Compact Oscillators)
Prototip 5 kompakt cismin
CFHT teleskobuna bağlı
LAPOUNE ışık eğrileri
(©Gilles Fontaine)
Beyaz Cüceler
(ing. White Dwarfs, WD)
✔
80 000 K – 200 000 K aralığına yayılmış pek çok farklı türden (zonklayan - zonklamayan, gezegenimsi
bulutsu içinde olan – olmayan) WD yıldızı bulunmaktadır (McCook & Sion 1999).
✔
DO Yıldızları 45 000 K – 80 000 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) 30 000 K – 45 000 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 12 000 K – 30 000 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 – 10 000 K sıcaklık aralığında olsalar da 4500 K ya da 170 000 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).
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 iyonizasyon bölgeleri
kaynaklı κ-mekanizması
(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, 100-1000 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).
DOV Yıldızı PG 1707+427 'nin WET ışık eğrisi
(Kawaler vd. 2004)
DBV Yıldızı PG 1456+103 'ün WET ışık eğrisi
DAV Yıldızı G29-38 'in WET ışık eğrisi
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.
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)
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