SW Sextantis değişeni

SW Sextantis değişenleri, kataklizmik değişen yıldızların bir alt grubudur. Bu sistemler; bir kırmızı cüceden bir beyaz cüceye kütle aktarımının yaşandığı ve bu aktarım sonucunda beyaz cücenin etrafında kararlı bir yığılma diskinin oluştuğu ikili yıldız sistemleridir. SW Sextantis yıldızları, emisyon çizgilerinin yapısıyla diğerlerinden ayrılır. Manyetik olmayan kataklizmik değişenlerin aksine bu sistemlerdeki hidrojen ve helyum çizgileri, yörüngenin 0,5 evresi civarındaki kısa bir an haricinde, çift tepeli bir görünüm sergilemez.

Özellikler

SW Sextantis yıldızları, 2,8 ila 4 saat arasında değişen bir yörünge periyoduna sahiptir. Bu sistemlerin çoğu, örten değişen yıldızları tarayan araştırmalarla keşfedilmiştir; dolayısıyla araştırmaların doğası gereği bu sistemlerin yörünge düzlemi Dünya'ya neredeyse tam yandan görünür. Tayfları, kalıcı olarak iyonize olmuş bir yığılma diskinin varlığına işaret eden özelliklerle birlikte, patlama evresindeki bir cüce novanın tayfına benzer. Yoldaş yıldızdan diske sürekli bir madde akışı vardır ve disk içindeki sürtünme, sistemin optik dalga boylarında ışık yaymasına neden olur. Düşük yörünge eğikliğine sahip SW Sextantis sistemlerini tespit etmek ise daha zordur. Çünkü bu sistemleri tespit edebilmek için araştırmayı yalnızca örten değişenlerle kısıtlamadan, çok sayıda yıldız spektrumunu incelemek gerekir. Ancak yapılan araştırmalar, SW Sextantis yıldızlarına dair bazı gözlemlenen özelliklerin tesadüfi sonuçlar olabileceğine işaret etmektedir. Bu durumun, incelemelerin yalnızca yüksek yörünge eğikliğine sahip sistemlerden oluşan bir örneklem grubuyla sınırlı kalmasından kaynaklanabileceği düşünülmektedir.

Gözlemlerde hidrojenin (özellikle Balmer serileri) ve helyumun emisyon çizgileri tespit edilir. Hızla dönen bir diskin kenarlarından yayılan ışıktaki Doppler kaymasının normalde yaratması beklenen çift tepeli yapı, bu çizgilerde gözlemlenmez. Bunun yerine çizgilerin kanatları, kaynağın hız dağılımının saniyede 4000 kilometreye ulaşabileceği kadar genişlemiş bir haldedir. Ancak, yörüngelerinin 0,5 evresi civarındaki kısa bir süre boyunca SW Sextantis yıldızlarının emisyon çizgileri çift tepeli hale gelir ve bu durum, sınıfın tanımlayıcı bir özelliğidir. Örten sistemlerde, tutulmanın yaşandığı minimum ışık anında emisyon çizgileri neredeyse hiç tespit edilemez. Bunun nedeni, beyaz cücenin ve yığılma diskinin merkezi bölümünün yoldaş kırmızı cücenin arkasında kalmasıdır.

Ultraviyole dalga boylarında yapılan gözlemler, beyaz cüceden gelen emisyon çizgilerini ortaya çıkarır. Bu çizgiler, alışılmadık derecede yüksek bir sıcaklığa ve dolayısıyla yüksek bir yığılma oranına işaret eder. Ayrıca, diskteki emisyon çizgilerinden hesaplanan radyal hız ile beyaz cüceden hesaplanan radyal hız birbiriyle uyuşmamaktadır.

SW Sextantis sistemlerinin yörünge periyodu daima, kataklizmik değişenlerin karakteristik bir özelliği olan "periyot boşluğu"nun (period gap) hemen üzerindedir ve bu durum, söz konusu sistemler için ortak bir evrimsel sürece işaret ediyor olabilir.

Yorumlanması

SW Sextantis yıldızlarını açıklayan modeller, hem yüksek kütle aktarım oranını hem de periyot boşluğunun hemen üzerindeki periyot dağılımını açıklamak zorundadır. Kataklizmik değişenlere ilişkin standart teori, kütle aktarım oranının manyetik alanlar kaynaklı açısal momentum kaybı tarafından belirlendiğini öne sürer. Bu teoriye göre yoldaş yıldızın rüzgarı, iyonize plazmayı uzaya savurur. Bu plazma, manyetik alan çizgileri boyunca hareket ederek yıldızın dönüşünü takip etmeye zorlanır. Manyetik alan, kaçan bu plazmayı ivmelendirdiği için yıldızın kendi dönüşü yavaşlar. Sonuç olarak, ikili yıldız sisteminin toplam açısal momentumu azalır ve bu etki, sistem içindeki maddenin yeniden düzenlenmesiyle birleşerek yörünge yarıçapının daralmasına ve kütle aktarım oranının kararlı kalmasına neden olur.

Bu modele göre, yoldaş kırmızı cücenin çekirdeği yörünge periyodundan daha hızlı döner. Kütle aktarımı yıldızın yarıçapının küçülmesine yol açtıkça, açısal momentumun korunumu yasası gereği daha hızlı dönmeye başlar ve böylece, dinamo etkisinin daha güçlü bir manyetik alan üretmesine neden olur. Artan bu manyetik alan da frenleme etkisini ve dolayısıyla kütle aktarım oranını yükseltir.

SW Sextantis yıldızlarına dair bir başka yorum ise yüksek kütle aktarım oranının yalnızca geçici bir evre olduğudur. RR Pictoris, XX Tauri ve V728 Scorpii gibi bazı klasik novaların yörünge periyotlarının periyot boşluğunun hemen üzerinde olması, "kış uykusu modeli" (hibernation model) ile açıklanmaktadır. Bu modele göre, bir nova patlamasının ardından aşırı ısınan beyaz cüce, yoldaş kırmızı cüceyi de ısıtarak kütle aktarım oranını geçici olarak yükseltir. Beyaz cüce zamanla soğudukça kırmızı cüce büzülür ve kütle aktarım oranı çok düşük seviyelere iner. Nihayetinde yörünge açısal momentumunun kaybı, yıldızların tekrar yakınlaşmasına neden olur ve kütle aktarımı yeniden başlar. Bu modele göre SW Sextantis yıldızları, bir kataklizmik değişenin yaşam döngüsünde bir nova patlamasından ya hemen önceki ya da hemen sonraki bir aşamayı temsil etmektedir.

Örnekler

• PX Andromedae
• DW Ursae Majoris
• LS Pegasi
• BB Doradus
• SW Sextantis (prototip)
• V533 Herculis

Heidelberg'deki Max Planck Astronomi Enstitüsü'nden Donald W. Hoard, literatürde adı geçen SW Sextantis yıldızlarının bir listesini ve bu yıldızları tanımlamak için kullanılan özelliklerin bir açıklamasını güncel olarak tutmaktadır.