RS Canum Venaticorum değişeni

RS Canum Venaticorum değişenleri, GCVS'de RS olarak kodlanmış bir değişen yıldız türüdür.

Tanımlanma[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu gruba ilk dikkat çeken kişi Otto Struve (1946) olmuştur ama RS CVn kriterlerinin tanımlanması için bir dizi gözlemsel özellikleri ilk defa resmen teklif eden Oliver'dir (1974). Tanımlanma ise ilk kez, bugün de kullanıldığı gibi Hall tarafından ortaya konulmuştur (1976).^[1]

Grubun prototipi RS CVn, 1914 yılında W. Ceraski tarafından bir örten çift olarak keşfedilmiştir. Işık eğrilerinin tutulmalar dışında kalan kısımlarında izlenen dalga biçimi bozulma yapısı, ilk kez Kron tarafından 1952 yılında doğru olarak açıklanmıştır. Tutulma göstermeyen ilk örnek olarak keşfedilen RS CVn türü değişen λ Andromedae'dır. 1930 yılında W. A. Calder tarafından ışık değişimi gösterdiği tespit edilmiştir. RS CVn sistemlere örnek olarak 4 tane tutulma göstermeyen sistem seçilmiştir:

1) V1762 Cyg: K1IV, P_yör=28,59 gün. Belirli zamanlarda düzgün bir sinüs eğrisini andıran ışık eğrisi, bazen çift dalgalı yapılar göstermektedir. K-türü bileşenin karşılıklı yarım küresi üzerinde yer alan iki hakim leke bölgesine sahip olduğu anlaşılmıştır.

2) V1764 Cyg: K1III, P_yör=40,14 gün. Işık değişiminin büyük bir kısmı elipsoidal değişimden kaynaklanmaktadır. V bandında ışık değişim genliği 0,125 kadir kadardır. Dalga biçimi bozulmanın genliği yıldan yıla değişim göstermektedir ve 0,02-0,09 kadir değerleri arasındadır. Dalga dönemi, yörünge döneminden %0,65 daha kısadır.

3) V1149 Ori: G5, P_yör=53,58 gün. Işık değişiminin keşfinden bu yana leke dalgasının genliği, V bandında 0,05 kadirden, 0,4 kadir değerine artmıştır. Zaman içerisinde tek ve çift dalgalı yapılar göstermektedir.

4) DN UMa: A3Vn, P_yör=7,492 gün. Işık eğrisinde farklı zamanlarda çift ve tek leke dalgası açıkça görülmektedir. Işık değişim genliği zaman zaman V bandında 0,32 kadir değerine kadar ulaşabilmektedir.

Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Özellikleri tespit edilen RS CVn türü sistemlerin sıcak bileşeni, F veya G tayf türündendir ve kuvvetli Ca II H&K salması gösterirler. Genellikle evrimleşmiş ancak Roche lobunu henüz doldurmamış bileşenlere sahiptirler. Yoğun koronal x-ışını yayımı, kuvvetli morötesi salma çizgileri, kuvvetli rüzgarla kütle kaybı, yörünge dönemi değişimi, ışık eğrilerinde leke kökenli modülasyonlar ve ortalama parlaklıkta değişim, gösterdikleri ortak özelliklerdir.

Bu tür yıldızlar, büyük yıldız lekelerine neden olabilecek aktif renk yuvarına sahip ikili yıldızlardır.^[1] Bu lekelerin parlaklık değişimlerine neden olduğuna inanılmaktadır.^[1] Lekelerden kaynaklanan modülasyon etkisi, ışık eğrilerinde izlenen en baskın değişim türüdür ve kendini sinüs benzeri dalga biçimlerinde gösterir. Bilinen RS CVn'lerin %20'sinde lekeli yıldız eş-dönme göstermemektedir ve leke kökenli dalganın dönemi, yörünge döneminden oldukça farklıdır. Geri kalan %80'inde ise dalga dönemi yörünge dönemine çok yakındır. Aradaki küçük fark, genellikle lekeli bileşenin göstermekte olduğu diferansiyel dönme özelliklerinden (enleme bağlı farklı dönme hızı) kaynaklanmaktadır. Bazı sistemler örten ikili oldukları için parlaklık değişimleri gösterirler. Tipik parlaklık dalgalanması 0,2 kadir civarındadır.

RS CVn türü etkinlikler farklı evrim durumunda bulunan çok sayıda bireysel veya çift yıldızda ortaya çıkabilmektedir, bunlar;

I. RS CVn türü çift yıldızlar,

II. Geç tayf türünden lekeli bir yıldız ve beyaz cüce veya altcüce bir yoldaş içeren çift yıldızlar,

III. BY Dra değişenleri,

IV. UV Ceti değişenleri,

V. Güneş benzeri tek anakol yıldızları,

VI. T Tauri değişenleri (anakol öncesi yıldızlar),

VII. W UMa değişenleri,

VIII.FK Com yıldızları,

IX. Yavaş dönen devler (tek yıldız),

X. Yarı-ayrık Algol türü çiftlerin Roche lobunu doldurmuş soğuk alt dev bileşenleri,

XI. Yaşlı novaların ve kataklizmik değişenlerin soğuk bileşenleri,

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Doç. Dr. Selim O. SELAM - Değişen Yıldızların Fotometrik Özellikleri 9 Kasım 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

^ ^a ^b ^c Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (8). Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society. s. 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008.

Konuyla ilgili yayınlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Doç. Dr. Selim O. SELAM - Değişen Yıldızların Fotometrik Özellikleri 9 Kasım 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Eaton,J.A. and Hall,D.S. 1979, Astrophys. Jour., 227, 907.
Hall,D.S. 1976, in IAU Colloquium No. 29, "Multiple Periodic Variable Stars" (D. Reidel: Boston), p. 278-348.
Oliver,J. P. 1974, Ph.D. Dissertation, University of California at Los Angeles.
Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
Struve,O. 1946, Ann. d'Astrophys, 9, 1.

[B24-1] Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (8). Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society. s. 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008.

[1]

RS Canum Venaticorum değişeni nedir?, RS Canum Venaticorum değişeni anlamı nedir?, RS Canum Venaticorum değişeni ne demektir?