Değişen Yıldızlar (Örten Çiftler, Cepheid Değişenleri)

Yıldızlar gökyüzünde hep aynı şiddette parlamazlar. “Değişen yıldızlar” (variable star) olarak nitelenen içlerinden bazıları, düzenli veya düzensiz olarak parlaklık değişimi gösterir.

Bunun birkaç nedeni var; Tek zannettiğimiz yıldız gerçekte bir “çift yıldız” olabilir. Dolayısıyla bakış açımız da uygunsa, daha sönük olan diğerinin önünden geçerken parlaklığı düşürür, arkasına geçtiğinde parlaklık artar.

Üstteki kapak fotoğrafında gördüğünüz ilüstrasyonda örneklenen; “Örten çift yıldızlar” olarak nitelenen bu yıldızların en bilinen örneği, değişimleri gözle bile takip edilebilen Algol yıldızıdır. Algol, yaklaşık 69 saat arayla bakış açımıza göre birbirinin önünden geçen iki yıldızdan oluşur ve parlaklığı bu periyotta (geçişin olduğu 10 saatlik süre için) 2.5 kat azalır. Yandaki animasyonda, Algol’un parlaklık değişiminin hızlandırılmış çekimle alınmış bir görüntüsünü görüyorsunuz. Bizden yaklaşık 92 ışık yılı uzaklıkta bulunan yıldız, çıplak gözle  rahatlıkla görülebildiği için, bu değişim 1600’lü yıllardan beri gökbilimciler tarafından takip ediliyor.   

Cepheid” (sefeid veya sefe) olarak sınıflandırılan bazı değişen yıldızlar ise, ömrünün son aşamalarına gelmiş (kırmızı dev), bir şişip bir büzüşen yıldızlardır. Bazı cepheid yıldızlarında ise, yıldızın merkez çekirdeği çevresinde birikmiş olan helyum katmanı zaman zaman nükleer reaksiyona girerek yıldızı parlaklaştırır. Fakat bu reaksiyonun yarattığı dışa doğru ışınım basıncı yıldızı genişlemeye zorladığı için, helyum katmanındaki basınç düşer ve bir süre sonra reaksiyon sona erer. Bu durumda, yıldız eski parlaklığına geri döner ve milyonlarca yıl buyunca böyle tekrarlanır durur. Yaşanan süreçle ilgili daha detaylı bilgi için bu yazımızı okumalısınız. 

Değişken Yıldızlar V838
Fotoğrafta, büzülüp genişleyerek şiddetli parlaklık değişimleri gösteren, 20.000 ışık yılı uzaktaki V838 Mon yıldızı görülüyor. Yıldızın çevresindeki bulutsu, parlaklık değişimleri sırasında kütlesinin önemli bir bölümünü çevreye saçmasıyla oluşmuştur (Fotoğraf: NASA/ESA Hubble Teleskobu).

 

Ölüm döşeğinde olmayıp, sağlıklı günlerini yaşayan kimi dev yıldızlar için de durum bazen yukarıdaki cepheid değişenleri gibidir. Yıldızın çekirdeğinde çok büyük bir alanda gerçekleşen şiddetli nükleer reaksiyon yıldızın dış katmanlarını dışa doğru iter ve genişletir. Bu durumda yıldızın kütlesinin çekirdeğe uyguladığı kütleçekim basıncı azalır ve çekirdekteki reaksiyonlar da azalan basınçla birlikte yavaşlar. Hal böyle olunca, yıldızın parlaklığında düzenli bir azalma meydana gelir.

Kütlesi çok fazla olan bazı dev yıldızlar ise, biraz daha şanssızdır. Çekirdekte meydana gelen enerjinin yarattığı ışınım basıncı o kadar fazla olur ki,  genişleyen dış katmanları yıldızdan koparak ayrılır. Yıldızdan ayrılan bu büyük miktardaki gaz, çevresini sararak yıldızın dışarıdan görülen parlaklığında düzensiz biçimde  azalmaya sebep olur. Bu parlaklık azalması bazen öyle boyutlarda olur ki, yeryüzünden bakıldığında en parlak yıldızlardan biri olarak görünmesine rağmen, sonradan tümüyle görünmez hale gelebilir. Bir süre sonra yıldızı örten gaz katmanı dağılır ve yıldız yeniden daha parlak görünmeye başlar. Bu durumun en bilinen örneği, Eta Carinae yıldızıdır.

Düzenli bir periyot dahilinde parlaklıkları değişen yıldızlar gökbilim için oldukça önemli. Çünkü bu parlaklık değişimleri sayesinde uzaklıklarını hesaplamak çok kolay olur. Onun içindir ki, gökbilimciler galaksi ve yıldız kümelerinin uzaklığını hesaplamadan önce, oralarda bulunan değişen yıldızları tespit etmeye çalışırlar. Bunlardan birkaç tane bulduktan sonra uzaklığı ölçmek (elbette bilim insanları için) zaten çocuk oyuncağı sayılır… 

Hazırlayan: Zafer Emecan
Düzenleyen: Prof. Dr. İbrahim Küçük