Değişen yıldız belirtmesi

Değişen yıldız belirtmesi, astronomi'de değişen yıldız'lara verilen özel bir tanımlayıcıdır. 17. yüzyılda Bayer (1572'den 1625'e kadar) tüm parlak yıldızları kataloglarken, takımyıldız adlarının kısaltmaları önüne eski yunan alfabesinin harflerini koyarak bir adlandırma yoluna gitmiştir. Yunan alfabesinin harfleri yeterli olmayınca bu adlandırmaya Latin alfabesinin küçük harfleri ve daha sonra da büyük harfleri ile devam etmiştir. Fotoğraf filminin astronomide kullanılmaya başlaması ile gözlenen yıldız sayısındaki hızlı artış sonucu, Hevelius ve Flamsteed, harflerle yapılan adlandırmanın yeterli olmayacağını düşünerek, bir takımyıldızdaki üyeleri sağ açıklık sırasına dizmişler ve takımyıldız adının önüne (1 den başlayarak) sayıları koyarak yıldızları adlandırmayı tercih etmişlerdir. Argelander, 19. yüzyıl ortasında "Bonner Durchmunsterung (1855)" kataloğu ve haritalarını oluştururken, çok sayıda ışık değişimi gösteren yıldızın var olduğunu görmüş ve bunların düzenli bir şekilde adlandırılması gerektiğini düşünmüştür. Argelander değişen yıldızların adlandırılması için arayış içinde iken Latin alfabesinin küçük harfleri tükenmiş, büyük harflerin ise bir kısmı kullanılmış durumdaydı. Alfabenin sonuna yakın harfler hiçbir takımyıldız üyesi için kullanılmamıştı. Argelander öncelikle, bir takımyıldızda 9 dan fazla değişen keşfedilemeyeceği düşüncesi ile Latin alfabesinin R, S, T, U, V, W, X, Y, Z harflerini takımyıldız isminin "in" halinin önüne koyarak adlandırmaya başlamıştır. Ancak yeterli olmadığını görünce, aynı harflerin ikili kombinasyonlarını kullanmıştır:

RR	RS	RT	RU	...	RY	RZ
SR	SS	ST	SU	...	SY	SZ
TR	TS	TT	TU	...	TY	TZ
UR	US	UT	UU	...	UY	UZ
...	...	...	...	...	...	...
ZR	ZS	ZT	ZU	...	ZY	ZZ

Burada dikkat edilmesi gereken kural, ikili kombinasyonların harflerinin yer değiştirmiş şekillerinin kullanılmaması gerektiğidir (tabloda açık mavi olarak gölgelenmiş olanlar). Bu kombinasyonlar da yeterli olmayınca Latin alfabesinin ilk harfinden başlayarak kalanlar için yine ikili kombinasyonlardan isim türetilmiştir:

AA	AB	AC	AD	...	AY	AZ
BA	BB	BC	BD	...	BY	BZ
CA	CB	CC	CD	...	CY	CZ
DA	DB	DC	DD	...	DY	DZ
...	...	...	...	...	...	...
QA	QB	QC	QD	...	QY	QZ

Burada dikkat edilmesi gereken kural ise J harfine ait kombinasyonların tamamının kullanılmamış olmasıdır. Bu şekilde tek ve ikili harf kombinasyonlarından oluşma adlandırma sisteminde her takımyıldız için 334 olasılık ortaya çıkmıştır. Zaman geçtikçe Hollandalı astronom Nijland harflerin tükenmekte olduğunu görüp, değişen yıldızların adlandırılmasında da sayılara dayalı bir sisteme geçilmesinin uygun olacağını teklif etmiştir. Önerisine göre her takımyıldızdaki değişen yıldızlar;

V<değişen numarası> <takımyıldız isminin "in" hali>

şeklindeki bir formata uyacak biçimde adlandırılacaktı. Buna göre R Aquilae, V1 Aquilae olacaktı. Ancak Nijland'ın öneride bulunduğu zamana kadar birçok değişen yıldızın harflerden oluşma adları yaygın olarak kullanılmıştı, hatta bunlardan bazıları ortak özellikler gösteren değişenleri bir sınıf olarak ifade etmek için prototip ismi olarak da kullanılmıştı (W UMa yıldızları, δ Scuti değişenleri gibi). Bunun üzerine Nijland'ın önerisi şu şekilde kabul gördü: Her takımyıldız için 334 adet harf kombinasyonları tükenince adlandırmaya V335, V336, ..... şeklinde sayı sistemi ile devam edilecekti. Bu adlandırma şekli bugün de hâlen kullanılmaktadır.

Takımyıldız sınırları bu adlandırmalarda önemli rol oynamaktadır, dolayısıyla sınırların belirgin bir şekilde ortaya konması gerekmektedir. Buna göre, mevcut adlandırmayı da bozmayacak şekilde, 1930 yılında, IAU'nun gözetiminde, DELPORTE yaptığı bir çalışma ile takımyıldızların sınırlarını ekvatoryal koordinat sisteminde (α,δ), 1875.0 epoğuna göre belirledi. Kabul edilen son hali ile adlandırma işlemi, IAU'nun 27. komisyonunun bir alt çalışma grubu (GCVS'yi hazırlayan Rus grup) tarafından sürdürülmektedir. Bu nedenle "GCVS belirtmesi" olarak da bilinmektedir. Aday değişenlerin, değişim türü belirlendikten sonra adları verilmekte ve listeler halinde IBVS'de ilan edilmektedir. Bu listelere CDS'den elektronik olarak da ulaşabilmek mümkündür.

Diğer belirtmeler

Bu arada çeşitli kuruluş ve organizasyonlar değişen yıldızlar için, yakın tarihe kadar kendi isimlendirme yöntemlerini de kullanmışlardır. II. Dünya Savaşı başına kadar "Astronomischen Nachrichten" editörleri, olası değişenleri geçici olarak bir sıra numarası ve araya nokta koyarak keşif yılı ile adlandırmışlardır (173.1937, 46.1925 gibi). Bunun yanında sistematik gökyüzü tarama gözlemleri yapan çok sayıda gözlemevi de değişen yıldızlar için kendi isimlendirmelerini tercih etmişlerdir. Bir örnek olarak, en çok değişen yıldız keşfinin gerçekleştiği Harvard Üniversitesi Gözlemevi'nde, takımyıldız adı kullanılmaksızın sadece Harvard kelimesinin baş harfi H veya "Harvard Variable"in baş harfleri HV ile başlayan ve devamında sıra numarasından oluşan bir sistem tercih edilmiştir (H#### veya HV####). Nova ve Süpernovalar ise bu konuda bir ayrıcalığa sahip olup, verilmekte olan GCVS adlarına rağmen, klasikleşmiş bir adlandırma ile anılırlar. Buna göre;

Novalar

N <takımyıldız adının kısaltması> <keşif yılı>

Nova kelimesinin baş harfi, görüldüğü takımyıldız isminin kısaltması ve bunları takip eden keşif yılından oluşma bir formatla adlandırılırlar. Bu adlandırma hâlen, GCVS ismi verilene kadar novaların geçici adlandırılması için kullanılmaktadır. Örnek:

N Cyg 1600

N Sgr 1900 = AT Sgr

N Sgr 1933 = V373 Sgr

Süpernovalar

SN <keşif yılı> < takımyıldız adının kısaltması> veya SN <keşif yılı><küçük harfler>

Novalara benzer bir isimlendirme kullanılmaktadır ancak, keşif yılı ile takımyıldız isminin kısaltması yer değiştirmiştir. Ayrıca süpernova kelimesini simgeleyen SN harflerini takip eden keşif yılı ve hemen peşine o yıl içinde keşfedilen sayıyı simgelemek üzere sıralı harflerden oluşan bir adlandırma şekli de yaygın olarak kullanılmaktadır. Örnek:

SN 1572 Cas = B Cas

SN 1604 Oph = V843 Oph

SN 1987a

Ayrıca bakınız

• Yıldız kataloğu

Kaynakça

• "The names and catalogues of variable stars", Les étoiles variables - The variable stars, 21 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 6 Kasım 2005