Sefe değişeni

Sefe değişeni, belirli bir sürede düzenli olarak şişip büzülen ve bu nedenle parlaklığı döngüsel değişen dev bir yıldızdır. Parlaklık değişim süresi (periyot) ne kadar uzunsa yıldız gerçekte o kadar parlaktır; bu ilişki sayesinde Sefe değişenleri uzaklık ölçmede "kozmik mezura" gibi kullanılır.

Nasıl işler?

Sefe değişeni, sıradan bir yıldızın yaşamında kısa süren bir evreden geçen kütleli bir sarı süperdevdir. Yıldızın dış katmanlarında helyum iyonlaşır. İyonlaşan gaz ışığa karşı donuk hâle gelir, ısıyı tutar, katman şişer. Genişleyince soğur, helyum yeniden toplanıp saydamlaşır, ısı kaçar ve katman geri çöker. Bu kendi kendini besleyen döngüye kappa mekanizması denir. Periyotlar günlerden aylara kadar sürebilir; çoğu birkaç gün ile elli gün arasındadır.

Uzaklık ölçüsü şöyle hesaplanır. Sefe değişeninin periyodu ölçülür; bu, gerçek parlaklığı verir. Gökyüzünde görünen parlaklığıyla karşılaştırınca ne kadar uzak olduğu hesaplanır: aynı lamba iki kat uzaktaysa dörtte biri kadar parlak görünür. Böylece yüz milyon ışık yılını aşan uzaklıktaki galaksilere kadar mesafe belirlenebilir. Dünya yakınlarındaki Sefe değişenlerinin uzaklıkları ise Gaia gibi paralaks ölçümleriyle doğrulanır.

Örnekler

Adını veren Delta Cephei, yaklaşık 5,37 günlük bir periyoda sahiptir. Kutup Yıldızı (Polaris) de bir Sefe değişenidir; periyodu yaklaşık 4 gündür, ama titreşim genliği çok küçüktür ve çıplak gözle fark edilmez. Bunlar yakınlarımızda olan örneklerdir. Hubble Uzay Teleskobu, uzak galaksilerdeki Sefe değişenlerini ölçerek evrenin genişleme hızını ölçmeye çalışan SH0ES projesinde kullanıldı. Sonuç saniyede megaparsek başına yaklaşık 73 kilometre çıktı; kozmik mikrodalga artalan ışınımından hesaplanan yaklaşık 67 ile uyuşmaz. Bu "Hubble gerilimi" bugün kozmolojinin en önemli tartışmalarından biridir.

Tarihçe

Sefe türünün ilk üyesi olan Eta Aquilae'nin değişkenliğini Eylül 1784'te Edward Pigott fark etti; birkaç ay sonra John Goodricke, türe adını veren Delta Cephei'nin değişkenliğini keşfetti. Dönüm noktası ise Harvard Gözlemevi'nde çalışan Henrietta Swan Leavitt'tir. Leavitt, Macellan Bulutları'ndaki 1.777 değişen yıldızın fotoğraf plakalarını inceledi; 1908'de parlak olanların periyodunun daha uzun olduğunu bildirdi, 1912'de ise 25 Sefe üzerinde bu ilişkiyi kesin biçimde ortaya koydu. Aynı bulutun yıldızları yaklaşık aynı uzaklıkta olduğundan, bu ilişki gerçek parlaklığa dönüştürülebiliyordu.

1923-1924'te Edwin Hubble, Andromeda "bulutsusu"ndaki bir Sefe değişenini bulup uzaklığını hesapladı ve bunun Samanyolu'nun dışında ayrı bir galaksi olduğunu gösterdi. Kısa bir süre sonra evrenin genişlediğinin keşfine giden yol da açılmış oldu. 1950'lerde Walter Baade, iki farklı Sefe türü olduğunu bulup bilinen uzaklık ölçeğini yaklaşık ikiye katladı.

Sefe değişenleri sayesinde ölçülen uzaklıklar, kozmik mesafe merdiveninin ikinci basamağıdır. Merdivenin ilk basamağı, yakındaki yıldızların paralaks ölçümleridir; üçüncüsü ise Sefe'lerle ayarlanan Ia türü süpernovalardır ve bunlar milyarlarca ışık yılına kadar ulaşır. Bu zincirde herhangi bir basamağın hatası, evrenin genişleme hızına yansır. Bu yüzden gökbilimciler, James Webb Uzay Teleskobu ile Sefe ölçümlerini başka standart mumlarla karşılaştırarak olası sistematik hataları araştırıyor. Şimdilik gözlemler Sefe ölçümlerinin güvenilir olduğunu, gerilimin çözülmeden devam ettiğini gösteriyor. Henrietta Leavitt'in küçük bir fotoğraf plakası üzerindeki titiz çalışması, bugün kozmolojinin temelini oluşturan bir ölçüm yöntemine dönüştü; bu, bilimde dikkatli gözlemin gücünün güzel bir örneğidir. Bu konudaki araştırmalar, yeni nesil teleskoplar ve daha duyarlı dedektörlerle her yıl biraz daha derinleşiyor ve bildiklerimizi sürekli sınıyor; bu da konuyu bilimin en canlı alanlarından biri hâline getiriyor.

İlgili terimler

• Değişen yıldız
• Standart mum
• Hubble sabiti
• Galaksi
• Paralaks