EGE ÜN VERS TES FEN B L MLER ENST TÜSÜ (YÜKSEK L SANS TEZ )

Transkript

1 EGE ÜN VERS TES FEN B L MLER ENST TÜSÜ (YÜKSEK L SANS TEZ ) K MYASAL TUHAF YILDIZLARIN METAL BOLLUKLARININ GÖZLEMSEL ÖZELL KLER ÜZER NE ETK S VE YAYILMA MEKAN ZMASININ VER ML L ÜZER NE Suzan DO AN Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dal Bilim Dal Kodu: Sunu Tarihi: Tez Dan man : Prof. Dr. Mutlu YILDIZ Bornova- ZM R

2 III Suzan Do an taraf ndan YÜKSEK L SANS tezi olarak sunulan Kimyasal Tuhaf Y ld zlar n Metal Bolluklar n n Gözlemsel Özellikler Üzerine Etkisi Ve Yay lma Mekanizmas n n Verimlili i Üzerine ba l kl bu çal ma E.Ü. Lisansüstü E itim ve Ö retim Yönetmeli i ile E.Ü. Fen Bilimleri Enstitüsü E itim ve Ö retim Yönergesi nin ilgili hükümleri uyar nca taraf m zdan de erlendirilerek savunmaya de er bulunmu ve tarihinde yap lan tez savunma s nav nda aday oybirli i/oyçoklu u ile ba ar l bulunmu tur. Jüri Üyeleri: mza Jüri Ba kan : Prof. Dr. E. Rennan Pekünlü Raportör Üye: Prof. Dr. Mutlu Y ld z Üye : Prof. Dr. Hüseyin Erbil

3 V ÖZET K MYASAL TUHAF YILDIZLARIN METAL BOLLUKLARININ GÖZLEMSEL ÖZELL KLER ÜZER NE ETK S VE YAYILMA MEKAN ZMASININ VER ML L ÜZER NE DO AN, Suzan Yüksek Lisans Tezi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Tez Yöneticisi: Prof. Dr. Mutlu YILDIZ Ocak 2008, 63 Sayfa Bu çal mada kimyasal tuhaf y ld zlar n bir alt s n f olan HgMn y ld zlar nda yay lma i leminin, y ld zlar n fiziksel parametrelerine ba l l ara t r lm t r. HgMn y ld zlar n n Civa ve Mangan bolluklar n n öncelikle parlakl k ve renkle olan de i imi incelenmi tir. Bu incelemelere göre Civa bollu u renk-parlakl k diyagram nda k rm z tarafa do ru artmaktad r, Mangan bollu u ise Civa n n tersine azalmaktad r. Ayr ca Civa bollu unun salt parlakl k artt kça azalma e iliminde oldu u görülmü tür. kinci olarak, yay lma i leminin y ld zlar n temel özellikleri ile olan ili kisini ara t rmak için modeller arac l yla tek HgMn y ld zlar n n temel özellikleri (kütle, yar çap, ya, etkin s cakl k, n mgücü ve bolometrik düzeltme) hesaplanm ve element bolluklar n n y ld z kütlesi, ya ve s cakl ile olan de i imi ara t r lm t r. Bu incelemelerden, özellikle Civa bolluklar n n zamanla artma e iliminde oldu u görülmü tür. Ayr ca y ld z kütlesi ve etkin s cakl artt kça Civa bolluklar azalma göstermektedir. Mangan bolluklar ise temel özelliklerden ba ms z gibi görünmektedir. Kuramsal B-V de erleri ile gözlemsel B-V de erleri kar la t r larak HgMn y ld zlar n n, modellerin (normal y ld zlar n) sahip oldu u (B-V)-T e ili kisinden farkl bir ili kiye sahip oldu u bulunmu, bir HgMn y ld z n n ayn s cakl ktaki bir modele (normal bir y ld za) göre daha k rm z olaca sonucu elde edilmi tir. Anahtar sözcükler: Kimyasal tuhaf y ld zlar, HgMn y ld zlar, yay lma, element bolluklar.

4 VII ABSTRACT ON THE EFFECT OF METAL ABUNDANCES ON THE OBSERVATIONAL PROPERTIES OF CHEMICALLY PECULIAR STARS AND EFFICIENCY OF DIFFUSION MECHANISM DO AN, Suzan MSc in Astronomy and Space Science Supervisor: Professor Mutlu YILDIZ January 2008, 63 pages In this dissertation, dependence of diffusion process on physical parameters in HgMn stars, which are the subgroup of Chemically Peculiar stars, is studied. First, the change of Mercury and Manganese abundances of HgMn stars with absolute magnitude and color are investigated. Mercury abundances increase through the red regions of Color-Magnitude diagram. Contrary to Mercury abundances, Mangan abundances decreases through the red regions of Color-Magnitude diagram. Secondly, fundamental parameters (mass, radius, luminosity, age, effective temperature and bolometric correction) of single HgMn stars are calculated by using models to research a relation between diffusion mechanism and fundamental parameters. The change of element abundances with stellar mass, age and temeperature is investigated. It s seen that Mercury abundances tend to increase with time. This result is in good agreement with diffusion theory. Also, Mercury abundances tend to decrease with increasing stellar mass and temperature. No exact correlation is confirmed between Mn abundance and fundamental parameteres of HgMn stars. By comparing theoretical B-V values with observational B-V values, it s found that HgMn stars have different (B-V)-T e relation from that of the models (normal stars). HgMn stars seem to be redder than the models (normal stars) which have the same effective temperature. Keywords: Chemically peculiar stars, HgMn stars, diffusion, element abundances.

5 IX TE EKKÜR Bu çal ma sürecinde bilgi ve görü lerinden yararland m Tez Dan man m Prof. Dr. Mutlu YILDIZ a ve yüksek lisans ö renimim boyunca maddi destek veren Türkiye Bilimsel ve Teknolojik Ara t rma Kurumu na (Proje No:104T138) te ekkür ederim.

6 XI Ç NDEK LER Sayfa ÖZET.V ABSTRACT...VII TE EKKÜR. IX 1. G R.1 2. K MYASAL AÇIDAN TUHAF YILDIZLAR Genel Özellikler Yay lma Kuram C VA-MANGAN (HgMn) YILDIZLARI HgMn Y ld zlar n n Gözlemsel Özellikleri Yay lma leminin Salt Parlakl k ve B-V ye Ba l l Civa bollu unun (B-V) rengine ba l l Civa bollu unun salt parlakl a ba l l Mangan bollu unun (B-V) rengine ba l l... 30

7 XII Ç NDEK LER (devam) Sayfa Mangan bollu unun salt parlakl a ba l l HgMn YILDIZLARININ EVR M DURUMLARI VE YAYILMA LEM Kimyasal Tuhaf Y ld zlar n n Evrim Durumlar HgMn Y ld zlar n n Evrim Durumlar Civa ve Mangan Bolluklar n n Zamana Ba l l HgMn YILDIZLARININ TEMEL ÖZELL KLER Yay lma leminin Kütle, Ya ve S cakl a Ba l l HgMn Y ld zlar n n Renkleri SONUÇLAR 51 YARARLANILAN KAYNAKLAR 55 ÖZGEÇM.63

8 XIII EK LLER D Z N ekil Sayfa 3.1 HgMn y ld zlar n n Renk-Parlakl k Diyagram HgMn y ld zlar için B-V ye kar Civa bolluklar HgMn y ld zlar n n salt parlakl klar na kar Civa bolluklar Mangan bollu u saptanm olan HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram HgMn y ld zlar n n B-V sine kar l k Mangan bolluklar Salt parlakl a kar Mangan bolluklar Schaller in z=0.02 için elde etti i evrim yollar ve HgMn y ld zlar HgMn y ld zlar ve t=224 my izokronu B-V den bulunan kütlelere kar Civa bolluklar S cakl ktan bulunan kütlelere kar Civa bolluklar B-V den bulunan ya lara kar Civa bolluklar.. 44

9 XIV EK LLER D Z N (Devam) ekil Sayfa 5.4 Etkin s cakl ktan bulunan ya lara kar Civa bolluklar Modellerden hesaplanan etkin s cakl klara kar Civa bolluklar Farkl çal malarda tayf gözlemlerinden elde edilmi olan etkin s cakl klara kar Civa bolluklar HgMn y ld zlar n n modelden hesaplanan ve gözlemlerden elde edilen B-V renklerinin kar la t r lmas... 48

10 XV Ç ZELGELER D Z N Çizelge Sayfa 2.1 Kimyasal aç dan tuhaf y ld zlar için Preston un yapt s n fland rma HgMn y ld zlar n n farkl çal malarda gözlemsel yollardan elde edilmi olan özellikleri Çift çizgili tayfsal çift sistem oldu u bilinen HgMn y ld zlar n n literatürde bulunan k oranlar ve bile enlerin ayr t r lm parlakl klar HgMn y ld zlar nda farkl salt parlakl k aral klar nda Civa bollu unun (B-V) ye ba l l HgMn y ld zlar nda farkl B-V aral klar nda Civa bollu unun salt parlakl a ba l l HgMn y ld zlar nda farkl salt parlakl k aral klar nda Mangan bollu unun B-V ye ba l l HgMn y ld zlar nda farkl B-V aral klar nda Mangan bollu unun salt parlakl a ba l l HgMn y ld zlar n n salt parlakl k ve B-V de erlerinden hesaplanan temel özellikleri...40

11 XVI Ç ZELGELER D Z N (Devam) Çizelge Sayfa 5.2 HgMn y ld zlar n n salt parlakl k ve tayf çal malar ndan elde edilen etkin s cakl k de erlerinden hesaplanan temel özellikleri...41

12 1 1. G R Günümüzden yakla k olarak iki yüzy l öncesine kadar Güne i ve di er y ld zlar olu turan maddeye ili kin hiçbir bilgimiz yoktu. Güne in hangi elementlerden olu tu una dair ilk çal malar 18. yüzy l n ba lar nda ünlü fizikçi Fraunhofer n yapm oldu u tayfsal gözlemlerdir y l nda Kirchhoff ve Bunsen in, günümüzde Kirchoff yasalar olarak bilinen, maddenin n mla etkile imine dair deneysel yollarla elde ettikleri üç yasan n bulunmas n n ard ndan Güne te bulunan elementlere dair ilk bilgiler türetildi. Bugün biliyoruz ki, y ld zlar çok büyük oranda Hidrojen den olu maktad r. Hidrojen den sonra en bol bulunan element ise Helyum dur. Kimyasal içeri ini en iyi bildi imiz y ld z olan Güne in atmosferinin yakla k olarak %74 ü Hidrojen, %25 i Helyum dan olu maktad r. Geri kalan yakla k %2 lik k sm n ise ba ta Oksijen (O), Karbon (C), Azot (N), Silisyum (Si) olmak üzere a r elementler olu turur. Di er y ld zlar n kimyasal içeri i ise ço unlukla Güne inki ile benzer kabul edilir. Y ld zlar n kimyasal içeri ine ili kin do rudan bilgi türetmenin yegane yolu tayfsal gözlemlerdir. Y ld z tayflar sürekli bir zemin üzerinde pek çok karanl k çizgiler (ya da bantlar) ile bazen parlak çizgilerden olu ur. Bu çizgiler bize y ld zda bulunan elementler ve bunlar n miktar na ili kin bilgiler sunar. Gözlenen tayf çizgilerinin, elementlerin laboratuvarda elde edilmi çizgileri ile kar la t r lmas yoluyla hangi çizginin hangi elemente ait oldu unu tespit etmek mümkündür. Ancak y ld zlarda element bolluklar n belirlemenin

13 2 oldukça zor bir süreç oldu unu da belirtmek gerekir. Günümüzde birçok y ld z n yüksek çözünürlüklü tayflar elde edilebilmekte, böylelikle element bolluklar na ili kin bilgilerimiz gün geçtikçe hem nicelik hem de nitelik olarak artmaktad r. Y ld zlar, tayflar nda görülen elementlere ve bunlar n çizgi ye inliklerine göre alt s n flara ayr l rlar ve her tayf türünün kendine özgü birtak m özellikleri vard r. Ancak, baz y ld zlar n tayflar nda ayn tayf türünden y ld zlar n tayflar na göre elementten elemente farkl la malar gözlenmektedir. Bunlar A ve B-tipi y ld zlar olup tayflar nda baz elementlerin çizgileri normal A ve B y ld zlar nda gözlenenlere göre çok daha iddetlidir. Bu y ld zlar Kimyasal Açıdan Tuhaf Yıldızlar olarak adland r l rlar. Kimyasal tuhaf y ld zlar n tayflar ndaki iddetli çizgilerin, elementlerin y ld z yüzeyinde birikmi olmas ndan kaynakland dü ünülmektedir ve Michaud (1970) taraf ndan geli tirilen yay lma (difüzyon) kuram bu durumu aç klayabilen biricik kuramd r li y llardan bugüne kadar kimyasal tuhaf y ld zlarda yay lma i lemine ili kin birçok kuramsal çal ma yap lm t r. Bu çal malarda farkl elementlerin difüzyon hesaplar yap lm, tuhaf y ld zlarda gözlenen bolluk tuhafl klar n n yay lma i lemi ile olu turulup olu turulamayaca tart lm ve bu tuhafl klar n gözlenebilmesi için gerekli zaman ölçekleri hesaplanm t r. Bu çal malara Michaud (1970), Michaud ve ark. (1974), Alecian (1986), Babel (1993), Seaton (1999), Turcotte (2003), Alecian ve Stift (2006) örnek verilebilir.

14 3 Literatürde kuramsal çal malar n yan s ra tuhaf y ld zlar n tayf analizinden element bolluklar n n saptand birçok gözlemsel çal ma da yer almaktad r. Drake ve ark. (2005), Dolk ve ark. (2003), Dworetsky (2004), Woolf ve Lambert (1999), Adelman (1990, 1996) ve Ryabchikova (1998) bunlardan birkaç d r. Bu tezde kullan lan gözlemsel veriler büyük oranda bu kaynaklardan al nm t r. Tuhaf y ld zlara ili kin pek çok gözlemsel verinin bulunmas bize yay lma kuram n test etme ve kuramsal hesaplamalara ili kin birtak m k staslar koyma olana verir. Buradan yola ç k larak bu çal mada kimyasal tuhaf y ld zlar n bir alt s n f olan Civa-Mangan (HgMn) y ld zlar ele al nm ve bu y ld zlarda yay lma i leminin y ld zlar n fiziksel parametrelerine ba l l n incelemek amaçlanm t r. Çal man n ilk a amas nda gözlemsel verilerden yola ç k larak birtak m ili kiler türetmek hedeflenirken, ikinci a amas nda gözlemsel veriler ile modellerden elde edilen özellikler aras nda bir ili ki olup olmad ara t r lm t r. Bu ba lamda yay lma i leminin zamana ba l l n ara t rmak, tuhaf y ld zlarda element bolluklar ndan y ld z n ya na ili kin bilgi türetmek aç s ndan büyük önem ta r. kinci bölümde kimyasal tuhaf y ld zlar ve yay lma i lemi ile ilgili olarak gerekli görülen bilgilerin verilmesinin ard ndan, üçüncü bölümde HgMn y ld zlar n n farkl çal malarda elde edilmi olan gözlemsel özellikleri (parlakl k, Civa ve Mangan bolluklar, s cakl k vd.) derlenmi ve ilk olarak element bolluklar n n salt parlakl k ve renk ile de i imi incelenmi tir. Dördüncü bölümde Schaller in (1992) y ld z modelleri kullan larak HgMn y ld zlar n n evrim durumlar ve bolluklar n zamana ba l l incelenmi tir. Be inci bölümde HgMn y ld zlar n n gözlemsel

15 4 özelliklerinden Y ld z (2007) taraf ndan elde edilen modeller arac l yla kütle, ya, s cakl k gibi temel özellikleri hesaplanm ve yay lma i leminin bu özelliklere ba l olup olmad ara t r lm t r. Gözlemsel verilerle kuramsal sonuçlar kar la t r l rken y ld zlar n i) B-V rengi, ii) etkin s cakl dikkate al nm t r. Ayr ca HgMn y ld zlar n n normal y ld zlardan farkl (B-V)-T e ili kisine sahip olduklar bulunmu tur. Son olarak alt nc bölümde, elde edilen sonuçlar özetlenmi tir.

16 5 2. K MYASAL AÇIDAN TUHAF YILDIZLAR 2.1. Genel Özellikler Erken tayf türünden y ld zlar n baz lar n n tayflar na bak ld nda ayn tayf türünden y ld zlar n tayflar na göre birtak m farkl l klar gösterdi i bilinmektedir. Bunlar A ve B-tipi y ld zlar olup tayflar nda kimi elementlerin çizgileri ayn tayf türünden normal y ld zlarda gözlenenlere göre çok iddetlidir. Baz a r elementler ve nadir toprak elementlerinin (Sr, Eu, Cr, Y) beklenenden çok daha iddetli çizgilerini veren bu y ld zlar, kimyasal aç dan tuhaf y ld zlar ya da k saca CP (chemically peculiar) y ld zlar olarak adland r l r (Preston, 1974). Çizgi ye inliklerinin yüksek olmas ile ilgili olarak yap labilecek ilk yorum, yüksek ye inliklerin bu elementlerin bu y ld zlarda bol bulunmas ndan kaynakland eklinde olacakt r. Ancak çizgi ye inliklerindeki fazlal klardan y ld z n element bollu unu sorumlu tutmak, bu y ld zlarda söz konusu elementlerin normal bir y ld zdakinden kat daha fazla olmas n beklemek anlam na gelir ki, bu da pek olas bir durum gibi görünmemektedir. Bu durumda tayf çizgilerindeki tuhafl klar n, iddetli çizgi veren elementlerin büyük olas l kla y ld z yüzeyinde baz bölgelerde birikmi olmalar ndan kaynakland dü ünülmektedir (Michaud, 1970). Yay lma (difüzyon) kuram tuhaf y ld zlar n yüzeyindeki homojen olmayan element da l m n oldukça iyi aç klamaktad r. Ayr ca küme üyesi olan tuhaf y ld zlar n da gözlenmi olmas bu y ld zlarda farkl evrimsel süreçlerin i ledi inin bir göstergesidir (Bkz. Preston, 1974; Young ve Martin, 1973; Hubrig ve Schwan, 1991).

17 6 Çünkü tuhaf y ld zlar n yüzeylerindeki kimyasal içerik kümenin di er üyelerinden farkl l klar göstermektedir. Oysa küme y ld zlar ayn anda ve ayn ham maddeden olu tuklar ndan, ayn veya çok benzer kimyasal içeri e sahip olmalar beklenir. O halde tuhaf y ld zlarda beliren bu farkl l klar büyük olas l kla bir tak m fiziksel süreçlerle sonradan olu maktad r. olan Ke fedilen ilk kimyasal tuhaf y ld z A tayf türünden bir tek y ld z 2 CVn dir. Antonio Mauri 1897 de bu y ld z n tayf nda daha önce hiçbir A y ld z n n n tayf nda görülmemi türden tuhaf çizgiler gözlemledi (Wolff, 1983; Pöhnl ve ark, 2003). Bu y ld z n tayf nda bir kez iyonla m Silisyum (Si II) çizgileri çok iddetli, Potasyum (K) çizgileri ise çok zay ft. Bundan sonra acayip tayfl ba ka A y ld zlar da ke fedilince bu tip y ld zlar CVn türü y ld zlar ya da Ap (A-peculiar, tuhaf A) y ld zlar olarak adland r lmaya ba land y l nda Belopolski 2 2 CVn nin tayf çizgilerinin iddetinin zamanla de i im gösterdi ini, hatta kimilerinin bazen görünüp bazen kayboldu unu gözlemledi. Sonraki gözlemler iddetleri de i im gösteren çizgilerin Krom (Cr), Stronsiyum (Sr), Öropyum (Eu) gibi nadir toprak elementlerine ait oldu unu ortaya koydu. Daha sonra bu tür anomalilerin yaln zca A tayf türünden de il, baz B tayf türünden y ld zlarda da görüldü ü ortaya ç km t r. Bunlar n yan nda demir grubu elementlerin iddetli çizgilerini içeren ba ka bir tuhaf y ld z grubu daha ke fedildi ve bunlar Am/Fm (metalik A/F) y ld zlar olarak s n fland r ld (Wolff, 1983; Romanyuk, 2007).

18 Tablo 2.1. Kimyasal aç dan tuhaf y ld zlar n etkin s cakl klar, tayf türleri ve manyetik yap lar gözönünde bulundurularak Preston (1974) taraf ndan yap lan s n fland rma. Tablo Kurtz ve Martinez in (2000) ortaya koydu u baz küçük de i iklikler dikkate al narak Romanyuk (2007) taraf ndan güncellenmi tir. 7 Etkin s cakl k (K) Manyetik y ld zlar Ap SrCrEu A3-F0 Ap Si B8-A2 Helyumca fakir Si, SrTi B3-B7 Helyumca zengin B1-B2 Manyetik olmayan y ld zlar Am, Boo A0-A1 Ap HgMn B6-B9 Helyumca fakir PGa B4-B li y llarda bu y ld zlarda görülen tayfsal tuhafl klar n nedeni aç kl a kavu maya ba lad. Tuhaf y ld zlar n tayflar nda görülen iddetliçizgiler, bu y ld zlar n yüzeylerinde birtak m fiziksel süreçler sonucu kimyasal tuhafl klar olu mas ndan kaynaklan yordu (Michaud, 1970). Buradan yola ç karak Preston (1974) bu y ld zlar CP y ld zlar (Chemically Peculiar- Kimyasal aç dan tuhaf) olarak adland rd ve tayf nda tuhafl klar gösteren tüm y ld zlar bu isim alt nda toplad (Romanyuk, 2007). Günümüze kadar kimyasal aç dan tuhaf y ld zlara ili kin birçok s n fland rma yap lm t r. Genel olarak bak ld nda kimyasal tuhaf y ld zlar manyetik yap lar na ve tayfta iddetli çizgi veren elementlere göre alt s n flara ayr l rlar. Bu s n flar ço unlukla iddetli çizgi veren elementin ad n al rlar. Si, SrCrEu, HgMn y ld zlar gibi. Bununla birlikte

19 8 her grubun belirli etkin s cakl k aral klar nda yer ald görülür. Tuhaf y ld zlar n etkin s cakl k ve manyetik alan durumlar göz önünde tutularak Preston (1974) taraf ndan yap lan s n fland rma Kurtz ve Martinez in (2000) yapt baz küçük de i iklikler de dikkate al narak Tablo 2.1 de gösterilmektedir (Romanyuk, 2007). Bununla birlikte kimyasal tuhaf y ld zlar için Preston un (1974) yapm oldu u bir di er adland rma da yayg n biçimde kullan lmaktad r: CP1: Am y ld zlar (Metal çizgili y ld zlar) CP2: Manyetik Ap ve Bp y ld zlar CP3: HgMn y ld zlar CP4: Helyumca fakir B y ld zlar Tuhaf y ld zlar n baz alt s n flar nda manyetik alan iddetleri oldukça yüksektir. A ve B tayf türünden normal y ld zlarda manyetik alan iddetleri 150 Gauss u geçmezken, Ap/Bp y ld zlar nda Gauss aras nda de i ir (Landstreet, 1982). Yer ve Güne yüzeyindeki manyetik alan 1 Gauss ve güne lekelerinde ise 1000 Gauss mertebesindedir. Bu de erlerle kar la t r ld nda Ap/Bp y ld zlar n n ne denli kuvvetli manyetik alanlara sahip oldu u anla labilir. Bunlarla birlikte ölçülebilir manyetik alanlara sahip olmayan tuhaf y ld zlar da vard r (örn. Am, HgMn y ld zlar ). A ve B türü y ld zlar aras nda kimyasal aç dan tuhafl klar gösteren y ld z oran epeyce fazlad r. Tuhaf y ld z oran tayf türlerine göre de i mekle birlikte genel olarak bak ld nda erken tip y ld zlar n %25 nin CP y ld z oldu u görülmektedir (Smith, 1996). Bu oran A6 tayf türünde %50 yi a p maksimum de erine ula maktad r. Tuhaf y ld zlar n

20 9 derlendi i en genel katalog Renson ve ark. n 1991 de olu turduklar Ap/Bp ve Am/Fm Y ld zlar Katalo u dur. Bu katalogda yakla k 6700 y ld z ve bu y ld zlar n baz gözlemsel özellikleri bulunmaktad r Yay lma Kuram Tuhaf y ld zlarda baz elementler y ld z yüzeyinde homojen olmayan bir da l m gösterirler. Yukar da belirtti imiz gibi, bu homojen olmayan yap y en iyi yay lma kuram aç klar. Y ld zlarda yay lma i lemi genel olarak, (i) homojenle me, (ii) s cakl k gradyenti, (iii) bas nç gradyenti ve (iv) n msal sürüklenme olmak üzere dört olguya dayan r. Bunlardan ilki, günlük hayat m zda da kar la t m z bir olgudur. Bir odan n bir kö esine parfüm s kt m z dü ünelim. Parfüm odan n di er bölgelerine de yay lacak ve bir süre sonra odan n içindeki da l m homojen hale gelecektir. Kö eye s k lm olan parfümün kokusu odan n her yerinden al nabilecektir. Bu olay homojenle menin s k rastlanan örne idir. kinci olarak, s cakl k gradyentinin yay lmay nas l etkiledi ini görebilmek için ortam n s cakl ile ortamda bulunan parçac klar n h zlar aras ndaki ili kiye bakmak gerekir. Bir ortamda parçac k ba na dü en s sal kinetik enerjiyi ortam n s cakl belirler. Her bir parçac n sahip oldu u kinetik enerji için, kt m i V i (1) 2 2 e itli ini yazabiliriz. Burada k Boltzman sabiti, T sistemin s cakl, m i parçac n kütlesi, V i parçac n h z d r. Buradan da görülece i üzere, T

21 10 s cakl ndaki sistem içinde bulunan farkl kütlelere sahip parçac klar n h zlar da farkl olur. Büyük kütleli parçac klar n h zlar küçük kütleli parçac klar nkinden daha dü üktür. Kütlesi küçük olan n hareket kabiliyeti daha fazla olacakt r. Ba ka bir deyi le, atom a rl az olan parçac klar bulunduklar yeri daha çabuk terk etme özelli ine sahiptir. Bas nç gradyentini burada ele alaca m z haliyle, bas nc n yükseklikle de i imi olarak tan mlayabiliriz. Bas nç gradyentinin yay lma üzerindeki rolünü aç klayabilmek için, a r ve hafif parçac klardan olu mu iki farkl atmosfer hayal edelim ve bunlarda bas nc n yükseklikle nas l de i ti ine bakal m. Molekül a rl büyük olan parçac klardan olu mu atmosferde bas nç gradyenti, hafif parçac klardan olu mu atmosferin bas nç gradyentine göre daha keskin olur. Yani a r parçac klardan olu mu atmosferde bas nc n yükseklikle de i imi h zl d r, hafif parçac klardan olu an atmosferde ise bas nç yükseklikle daha yava de i ir. Y ld z atmosferlerinde a r ve hafif parçac klar bir arada bulunurlar. Bu durumda molekül a rl büyük olan elementler merkeze do ru gömülme e ilimi gösterirken, molekül a rl küçük olan elementler y ld z n daha üst katmanlar na do ru ilerleyebilirler (Böhm-Vitense, 1989; Y ld z, 2007a). Ancak tuhaf y ld zlarda bunun tam tersi bir durum söz konusudur. Bu tip y ld zlar n yüzeylerinde baz a r elementlerin birikmi oldu u gözlenmektedir. Bu durumda a r elementlerin merkeze do ru gömülmesine engel olacak z t bir etkiden bahsetmek gerekir ki bu da n msal sürüklenmedir. I n msal sürüklenme, fotonlar n atoma çarpa çarpa onu yüzeye do ru sürüklemesi olarak tan mlanabilir. Y ld zlarda net enerji ak merkezden yüzeye do rudur. Erken tip y ld zlarda merkezde üretilen

22 11 enerji yüzeye n m yoluyla ta n r. Fotonlar merkezde üretilen enerjiyi yüzeye do ru ta rken parçac klarla etkile ime girerler ve onlara momentum aktar rlar. Etkile im so urma ve yeniden salma eklindedir. Parçac klar (atomlar ya da iyonlar) her so urma i leminde yüzeye do ru momentum kazan r. Salma i leminde ise foton geli igüzel bir do rultuda sal naca ndan parçac n toplam momentumuna net bir etkisi olmaz. Böylelikle parçac klar foton so urup sald kça yüzeye do ru sürüklenir. Sürüklenme i lemi s ras nda farkl elementler farkl iddette itilirler. Burada itmenin iddeti foton so urup salma s kl na ba l d r. En fazla foton so uran ve yeniden salan element, en büyük itmeye maruz kal r. Bunu da elementin atom a rl ve elektron dizilimi belirler. Elektron say s fazla olan elemente daha çok foton çarpar. Baz a r elementler bu ekilde y ld z n yüzeyine sürüklenir (Böhm-Vitense, 1989; Y ld z, 2007a). Yukar da birbirine z t etki eden iki mekanizmadan sözedildi: Çekimsel gömülme ve n msal sürüklenme. Bir elementin merkeze mi yoksa yüzeye do ru mu yönelece ini bu iki kuvvet aras ndaki yar belirler. Tuhaf y ld zlarda baz a r elementler için çekim kuvveti radyatif kuvvete yenik dü er, bu elementler n m yoluyla y ld z yüzeyine ta n r ve baz bölgelerde birikir. Dolay s yla tuhaf y ld zlarda baz elementlerin normal y ld zlara oranla daha bolmu gibi gözlenmesinin sebebi, bu elementlerin bu y ld zlarda gerçekten de daha fazla bulunmas de il, y ld z yüzeyine ta nm ve burada birikmi olmalar d r (Michaud, 1970). Belirtmemiz gerekir ki; elementlerin ayr mas ancak y ld zda kar t rma i leminin etkilerinin yay lma i leminin yan nda zay f kald

23 12 durumda gerçekle ir. H zl dönen y ld zlarda Eddington çevrimi, y ld z n iç ve d katmanlar birbirine kar t r r. Bu da h zl dönen y ld zlarda yay lma mekanizmas n n etkin olamayaca anlam na gelir. Ancak tuhaf y ld zlar, kendi tayf türünden normal y ld zlara göre oldukça dü ük dönme h zlar na sahiptir. Ayr ca A/B tayf türünden y ld zlarda konvektif katman oldukça ince oldu undan konveksiyonun yay lmay engelleyici bir rol oynamas beklenmez. Michaud ya (1970) göre y ld z atmosferi yeterince sakin ise yay lma i lemi gözlenen tuhafl klara yol açabilmektedir. Dü ük dönme h zlar ve derin olmayan konvektif katmanlar nedeni ile tuhaf y ld zlarda yay lma mekanizmas n n rahat çal abilece i dü ünülmektedir. Tuhaf y ld zlarda yay lma i lemi sonucunda ne tür tuhafl klar n görülebilece ine ili kin 1970 li y llardan bugüne pek çok kuramsal hesaplamalar yap lm t r. Bu hesaplamalar temelde süreklilik denklemini çözmeye dayan r. Düzlem-paralel durumda, x y ld z merkezinden olan uzakl k olmak üzere süreklilik denklemi öyle yaz l r: N t N( V D V W ) 0 x (2) Burada N parçac klar n say sal yo unlu u, V D difüzyon h z, V W kütle kayb h z n (örn. y ld z rüzgar n n h z ) göstermektedir (Alecian, 1986). Yay lma süreci esas olarak zamana ba l bir süreçtir. Tuhaf y ld zlarda zamana ba l yay lma i lemi, bu y ld zlarda ne tür element ayr malar n n olu abilece i ve bunun sonucunda hangi zamanda hangi tuhafl klar n gözlenebilece ini belirler. Ba ka bir deyi le, bir y ld z n yüzeyinde belli bir t an nda gözlenen bolluk anomalileri, yay lma i leminin verilen t

24 13 zaman içinde üretti i element ayr mas n n bir sonucudur. Bu ayr ma sürecini hesaplamak, süreklilik denklemini çözmeyi gerektirir. Bu denklemin çözümü için farkl çal malarda farkl yöntemler geli tirilmi tir. Burada birkaç kuramsal hesaplamaya de inebiliriz: Michaud ve ark. (1974) Civa bollu undaki fazlal klar n msal sürüklenme yoluyla aç klayabilen bir model olu turmu tur. Alecian (1986) zamana ba l yay lma için bir yöntem geli tirip örnek olarak Mangan bolluklar için hesap yapm t r. Babel (1993) y ld zda kütle kayb n n etkisini de hesaba katarak kuramsal hesaplamalar yap p bunlar gözlemlerle kar la t rm t r. Bu alanda en güncel çal malardan biri ise Alecian ve ark. n (2006) 28 element için yapm oldu u difüzyon h z hesaplamalar d r.

25 14 3. C VA-MANGAN (HgMn) YILDIZLARI 3.1. HgMn Y ld zlar n n Gözlemsel Özellikleri HgMn y ld zlar B-türü tuhaf y ld zlar içinde en çok çal lm s n ft r. Bu y ld zlar etkin s cakl klar yakla k olarak ile K aras nda de i en, manyetik alanlar ço unlukla ölçülemeyecek kadar zay f olan ya da hiç olmayan B-tipi tuhaf y ld zlard r (Preston, 1974; Shorlin ve ark., 2002). HgMn y ld zlar n Morgan (1933) A-tipi tuhaf y ld zlar n tayfsal s n flamas üzerine yapt çal ma esnas nda ke fetmi tir. Çal mas nda bu tip y ld zlarda gözlenen iddetli Mangan (Mn II) çizgilerine dikkat çekmi tir. HgMn y ld zlar n n en belirgin özelli i olan 3984 Å da gözlenen iddetli Civa (Hg II) çizgisini ise ilk kez Bidelman 1962 de tespit etmi tir. Bugün biliyoruzki, HgMn y ld zlar tayflar nda Mn I ve Mn II ile Hg II nin çok iddetli çizgilerini veren tuhaf y ld zlard r. Bu y ld zlarda elde edilen Civa bollu u Güne te gözlenenden kat, Mangan bollu u ise 600 kat daha fazlad r (Woolf ve Lambert, 1999). Burada HgMn y ld zlar n n yaln zca ad n ald klar elementlerin de il, bunlar n yan nda ba ka elementlerde de bolluk anomalileri gösterdi ini belirtmemiz gerekir. Bu durum tuhaf y ld zlar n tüm alt s n flar için geçerlidir. HgMn y ld zlar nda Civa ve Mangan n yan s ra Platin (Pt), Stronsiyum (Sr) ve Gallium (Ga) bolluklar nda da fazlal k gözlenmektedir. Ayr ca Helyum (He), Alüminyum (Al), Azot (N) ve Kobalt (Co) bollu u normal y ld zlarda gözlenen bolluklara göre daha azd r (Woolf ve Lambert, 1999; Jomaron, 1999).

26 15 HgMn y ld zlar n n B tipi y ld zlardaki oran oldukça fazlad r. Manyetik olmayan B y ld zlar n n %16 s, yava dönen y ld zlar n da %70 i HgMn y ld z d r (Wolff ve Preston, 1978). Bununla birlikte yüksek dönme h zlar na do ru gidildikçe HgMn özelli i gösteren y ld zlar n say s nda da azalma görülmektedir: 5 km/s den daha yava dönen HgMn y ld zlar n n say s n n normal y ld z say s na oran %70 iken, 100 km/s lik dönme h zlar nda bu oran s f ra dü üyor. Dönme h z ile kimyasal tuhafl k aras ndaki ili ki birçok çal mada ele al nan bir konu olmu tur. Smith (1996) yava dönen A-y ld zlar n n neredeyse tamam n n kimyasal bak mdan tuhaf oldu unu söylemektedir. Bu durum yava dönmenin erken tip y ld zlarda kimyasal tuhafl n olu abilmesi için yeterli bir ko ul olup olmad sorusunu akla getirir. B- y ld zlar nda ise durum biraz daha farkl d r. 100 km/s den daha h zl dönen HgMn y ld z yoktur ancak, dönme h z 40 km/s den küçük olup da HgMn özelli i göstermeyen B y ld zlar n n da var oldu u bilinmektedir. O halde, yava dönmenin kimyasal tuhafl klar n olu umunda gerekli bir ko ul oldu u ancak, tek ba na yeterli olmad sonucuna varmak mümkündür (Wollf ve Preston, 1978). HgMn y ld zlar manyetik yap göstermeyen tuhaf y ld zlar olarak s n fland r lmaktad r. Bu y ld zlar n manyetik alan durumlar ile ilgili olarak yap lan ilk çal malarda bu y ld zlarda çok zay f ama ölçülebilir manyetik alanlar oldu u öne sürülmü tür (Babcock, 1958). Daha sonraki çal malar bu tip y ld zlarda manyetik alan varsa bile birkaç 100 Gauss tan daha az iddette oldu u sonucuna var lm t r (Borra and Landstreet, 1980; Landstreet, 1980; Borra ve ark., 1982;). Yak n zamanlarda HgMn y ld zlar nda manyetik alan problemi Mathys ve

27 16 Hubrig in (1995) tayfsal çift olan 74 Aqu da 3.6 kg luk manyetik alan ölçmesiyle yeniden gündeme gelmi tir (Smith, 1996). Son olarak, B, A ve F türü normal ve tuhaf y ld zlar n yüksek duyarl kl manyetik alan ölçümlerini yapan Shorlin ve ark. n n (2002) ele alm oldu u 10 HgMn y ld z nda ölçülebilir iddette manyetik alanlar n bulunmad sonucunu elde etmi tir. Son y llarda birçok HgMn y ld z n n tayf analizi yap lm ve element bolluklar saptanm t r. Smith (1997) ile Wolff and Lambert (1999a) çok say da HgMn y ld z n n Civa bolluklar n belirlemi tir. Çal malar nda özellikle Hg II 3984 çizgisi üzerine yo unla m lard r. Bunun yan nda baz y ld zlar için Hg I 4358 çizgisine de bak lm t r. Ayr ca Profitt ve ark. (1999) ile Wahlgren ve ark. (1995) Hg III çizgilerini de içeren yüksek çözünürlüklü tayf analizleri yapm t r. Çok say da HgMn y ld z n n bolluk analizinin yap ld en güncel çal ma ise Dolk et al. a (2003) aittir. Bu çal mada Hg I 4358 ile Hg II 3984 ve 6149 çizgilerine bak lm t r. Ayr ca Jomaron (1999) 24 y ld z n Mangan bollu unu tespit etmi tir. Bunlarla birlikte Ryabchikova ve ark. (1996, 1999), Adelman ve ark. (1990, 1996, 1998, 2006), Zverko (1997); And, 112 Her, Lupi, 33 Gem, 53 Tau, Her, 46 Dra ve AR Aur gibi iyi bilinen HgMn y ld zlar n n tek tek ele al n p bolluk analizlerinin yap ld çal malardan birkaç d r. Bu çal mada Smith (1997), Adelman (1996), Ryabchikova (1998, 1999), Wolff ve Lambert (1999), Jomaron ve ark. (1999) ve Dolk un (2003) Hg II 3984A çizgisinden elde etmi olduklar Civa bolluklar ile Adelman (1996) ve Jomaron un (1999) MnI ve MnII çizgilerinden elde

28 17 etmi olduklar Mangan bolluklar n n ortalamalar ele al nm t r. Tablo 3.1 de, çal lan HgMn y ld zlar n n Civa ve Mangan bolluklar listelenmektedir. Element bolluklar, A log A el H log( A el ) 12 (3) eklinde logaritmik ölçekte ve Hidrojen bollu una oranlanm hali ile verilmi tir. Bunlarla birlikte 61 HgMn y ld z n n Hipparcos tan al nan baz gözlemsel özellikleri (parlakl k, uzakl k, vb.) ile çe itli tayf çal malar ndan elde edilmi olan etkin s cakl k ve log g de erleri de Tablo 3.1 de sunulmaktad r. HgMn y ld zlar n n A-B tayf türünden y ld zlar aras nda en yava dönen y ld zlar oldu u bilinmektedir (Wolff ve Preston, 1978). Bununla birlikte bu y ld zlarda mikrotürbülans de erleri normal y ld zlara göre çok dü üktür (Adelman, 1994). Bu özellikler HgMn y ld zlar n n atmosferlerinin oldukça sakin oldu una i aret etmektedir. Bu nedenle HgMn y ld zlar n n yay lma kuram n test etmek için ideal birer laboratuvar oldu unu söylemek mümkündür (Smith, 1996). Buradan hareketle bu çal mada HgMn y ld zlar nda yay lma i leminin y ld zlar n salt parlakl k ve B-V rengine ba l l incelenmi, daha sonra modeller arac l yla bu y ld zlar n temel özellikleri hesaplanarak, yay lma i leminin kütle, ya ve s cakl a göre nas l bir de i im gösterdi ine bak lm t r.

29 18 Tablo 3.1 HgMn y ld zlar n n farkl çal malarda gözlemsel yollardan elde edilmi olan teklik/çiftlik, parlakl k, renk, k z lla ma, uzakl k, Civa ve Mangan bolluklar, etkin s cakl k ve çekim ivmesi gibi özellikleri. Element bolluklar logaritmik ölçekte verilmi tir. No HD HR sim T/Ç V B-V E(B-V) M v Plx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak A 15 And A SB , 3, A 89 AV Scl A SB , 5, Psc Ç , 5, Phe Ç , 5, Per T , Tau SB? , A Eri A SB , B Eri B SB , T , B Eri B SB , SB Lep T , 5, 7

30 No HD HR sim S/B V B-V E(B-V) M v Plx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak A 1728 AR Aur A SB , A 1800 SB , 5, Gem T , 7, Cma T , T , 7, Ç , 7, Cmi T , T , T , A 3361 SB , Hya T , 8, Cnc SB , A 3623 Cnc SB , 5, 7 19

31 20 No HD HR sim S/B V B-V E(B-V) M v Plx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak A 4072 SB , 5, T , T , Crv SB , l Cen SB , A - SB , Boo T , A 5883 Lup A SB , 5, B 5883 Lup B SB , A 5971 CrB SB , 5, Her T , 5, T , A 6023 Her SB , 7, 8

32 No HD HR sim S/B V B-V E(B-V) M v Plx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak Her T , 5, A 6520 SB , SB , SB , Dra T , SB? , 7, T , T , A Dra A SB , B Dra B SB , A Her SB , 5, T , 5, SB , 5 21

33 22 No HD HR sim S/B V B-V E(B-V) M v Plx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak Ç , 5, Aql T , 5, SB , 7, A 7694 AV Cap SB , T , 5, SB , Aqr T , A Aql SB , Peg T , Scl T , 5, 7 Tablo 3.1 için kaynaklar: (1)Hipparcos ESA 1997; (2) Berghoefer ve ark., 1996; (3) Ryabchikova, 1998; (4) Ryabchikova, 1999; (5) Dolk, 2003; (6) Wahlgren, 2002; (7) Jomaron, 1999; (8) Woolf ve Lambert, 1999; (9) Adelman, 2001; (10) Nordström, 1994; (11) Adelman ve Pintado, 2000; (12) Smith, 1997.

34 Yay lma leminin Salt Parlakl k ve Renge Ba l l Genel olarak tuhaf y ld zlarda kimyasal tuhafl n kayna çekimsel gömülme ve n msal sürüklenme ise yay lman n y ld z kütlesine ve zamana ba l l n bekleriz. Çünkü i) çekimsel gömülme çekim ivmesine, çekim ivmesi de kütleye ba l d r; ii) n msal sürüklenme foton da l m na, foton da l m da bir bak ma y ld z n evrimine (zamana) ba l d r. Bu bölümde HgMn y ld zlar nda Civa ve Mangan bolluklar n n salt parlakl k ve B-V rengine göre de i imi incelenecektir. Tuhaf y ld zlarda bolluk anomalileri kütleye ve/veya zamana ba l ise, element bolluklar n n salt parlakl k ve renge göre de i im göstermesini umabiliriz. Salt parlakl k y ld z n kütlesine, renk ise y ld z n s cakl na ba l d r. Bununla birlikte y ld zlar evrimle tikçe hem parlakl k hem de renk de i ime u rar. Anakol ömrü boyunca y ld zlar n parlakl klar zamanla artarken, s cakl klar giderek azal r. Ele alm oldu umuz erken tip y ld zlar n evrim yollar na bak lacak olursa B- V nin zamanla de i iminin salt parlakl ktaki de i imden daha fazla oldu u görülür. O halde B-V deki de i im zaman n bir fonksiyonu, salt parlakl ktaki de i im ise esas olarak kütlenin bir fonksiyonu olarak sembolize edilebilir. Element bolluklar parlakl k ve/veya B-V rengine ba l ise, renkparlakl k diyagram nda dikey ve/veya yatay do rultuda de i im görmeyi bekleriz. Yukar da belirtildi i üzere renk-parlakl k diyagram nda B-V rengi boyunca (yatay do rultudaki) de i im zamanla olan de i ime i aret edecektir. Salt parlakl k boyunca (dikey do rultudaki) de i im ise hem kütlenin hem de zaman n bir fonksiyonu olacak ancak, kütleye daha çok

35 24 ba l olacakt r. Civa ve Mangan bolluklar n n renk-parlakl k diyagram nda B-V rengi ve salt parlakl k ile nas l de i im gösterdi ini görebilmek için, parametrelerden birini sabit tutmak amac yla, belli bir salt parlakl k aral ele al n p bu aral kta yer alan HgMn y ld zlar n n element bolluklar n n B-V rengi ile nas l de i ti ine bak lacak, benzer ekilde belli bir B-V aral ele al n p bolluklar n bu kez salt parlakl a ba l l incelenecektir. Bu inceleme önce Civa sonra da Mangan bolluklar için yap lacakt r. ekil 3.1 HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram

36 Civa bollu unun (B-V) rengine ba l l Civa bolluklar saptanm olan HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram ekil 3.1 de görülmektedir. Bu renk-parlakl k diyagram olu turulurken Hipparcos un uzakl k verileri kullan lm t r. Tek y ld zlar için bu de erler aynen al nm, ancak çift y ld zlar için birtak m düzeltmeler yap lm t r. Ele al nan objelerin yakla k olarak %60 çift sistemdir. Bunlar n da bir k sm çift çizgili (SB2) bir k sm da tek çizgili tayfsal çift (SB1) y ld zd r. Burada tek çizgili tayfsal çift sistemlere ili kin yap lan çal malar bu tip sistemler için k oran (l 1 /l toplam ) s n r n n minimum %90 civar nda oldu unu göstermektedir. Yani birinci bile enin toplam k oran ndaki pay bu de erden büyük ise ikinci bile enin çizgisi görülmemektedir. Bu k oran ndan, tek çizgili tayfsal çiftlerde birinci bile enin parlakl n n sistemin parlakl ndan 0 m.08 kadar sönük olmas gerekti i sonucu ç kar. Sonuç olarak tek çizgili tayfsal çift y ld zlar için, m m 0.08 (4) 1 m top eklinde bir düzeltme yap lm t r. Çift çizgili tayfsal çift y ld zlar için yayg n olarak kullan lan yöntem, bile enleri ikiz gibi kabul ederek her ikisinin de ayn parlakl a sahip oldu unu varsaymakt r (Örn. Hubrig ve ark., 2000). Bu da toplam parlakl a 0.75 kadirlik bir düzeltme yapmak anlam na gelir. Burada ise yaln zca, bile enleri ikiz oldu u bilinen sistemler için 0.75 kadirlik düzeltme yap lm, di er sistemler için bile enlerin literatürde verilen k oranlar kullan larak birinci ve ikinci bile enin parlakl klar ayr t r lm t r. Diyagramda kimyasal tuhafl k gösteren bile enin parlakl kullan lm t r. Çift çizgili tayfsal çift

37 26 Tablo 3.2 Çift çizgili tayfsal çift sistem oldu u bilinen HgMn y ld zlar n n literatürde bulunan k oranlar ve bile enlerin ayr t r lm parlakl klar. HD l A /l BB m top m A m BB M A M BB HgMn Aç klama A ve B A A ve B B ? A A A A A A A ve B A A A A ve B A A A 19 1 Bile enlerin parlakl klar Pan et al.,1992'den al nm t r. 2 I k oran 6350 Å için 12 (Wahlgren, 2002) ve 3984 Å için yine 12'dir (Dolk, 2003). Burada da V band için k oran 12 kabul edilmi tir. 3 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti i k oran kullan lm t r. 4 Catanzaro'ya (2004) göre bile enler neredeyse ikizdir (M a /M b =0.98, R a /R b =0.99). Bile enlerin parlakl klar e it kabul edilmi tir. 5 Catanzaro'ya (2004) göre bile enler ikizdir (M a /M b =1, R a /R b =1). Bile enlerin parlakl klar e it kabul edilmi tir. 6 Bile enlerin parlakl klar Nordstrom, 1994'ten al nm t r. 7 Harman'a (1997) göre H beta çizgisi için k oran 2.45, 6402 Å çizgisi için k oran 2.34'tür. Bu k oranlar n n ortalamas al nm t r. 8 Hubrig'e (1996) göre ikiz kabul edilip bile enlerin parlakl klar e it al nm t r. 9 Ryabchikova'n n (1998) V band için k oran kullan lm t r. 10 Harman'a (1997) göre 4520 Å çizgisi için k oran 5.45, 6402 Å çizgisi için k oran 5.01'dir. Bu k oranlar n n ortalamas al nm t r. 11 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti i k oran kullan lm t r. 12 I k oran Dworetsky'den (1971) al nm t r. 13 Harman'a (1997) göre 4520 Å çizgisi için k oran 2.7, 6402 Å çizgisi için k oran 2.46'd r. Bu k oranlar n n ortalamas al nm t r. 14 Zavala'ya göre (2007) bile enlerin parlakl k fark 2.57' dir. I k oran buradan türetilmi tir. 15 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti i k oran kullan lm t r. 16 Adelman' n (1998) 5000 Å için türetti i k oran kullan lm t r. 17 Ryabchikova vd.'nin (1996) 5000 Å için türetti i k oran kullan lm t r. 18 I k oran Catanzaro'dan (2003) al nm t r. 19 I k oran Catanzaro'dan (2006) türetilmi tir.

38 27 ekil 3.2 B-V ye kar civa bolluklar. K rm z tarafa do ru civa bollu unun artma e ilimi oldu u görülüyor. sistemler için k oranlar ve bile enlerin ayr ayr parlakl klar Tablo 3.2 de sunulmaktad r. Yukar da belirtilen düzeltmeler gözönünde tutularak elde edilen renk-parlakl k diyagram na bak ld nda y ld zlar n salt parlakl klar n n kabaca -1.5 ile 1.5 kadir aras nda, B-V renklerinin ise ile 0.04 aras nda de i ti i görülmektedir (Bkz. ekil 3.1). lk olarak Civa bollu u ile B-V rengi aras nda bir ili ki olup olmad n görebilmek için bu diyagramda belli bir salt parlakl k aral seçilmi tir. Burada incelemeyi belli bir aral kta yapmam z n sebebi de i kenlerden birini sabit tutmakt r. Seçilen salt parlakl k aral (-0.9 < M v < -0.3) renk-parlakl k diyagram nda yatay çizgilerle belirtilmi tir. ekil 3.2 de ise bu aral kta

39 28 yer alan y ld zlar n civa bolluklar B-V ye göre noktalanm t r. Görüldü ü üzere Civa bolluklar azalan B-V ile (yani k rm z tarafa do ru) artma e ilimi göstermektedir. B-V boyunca de i im zamanla olan de i ime i aret eder. Bu e ilim civa bolluklar n n y ld z evrimle tikçe artma e ilimi gösterdi ine i arettir. Bu aral k için bulunan e im 19 dur. Farkl salt parlakl k aral klar ele al nd nda benzer sonuçlar elde edilmekte, yaln zca e imler de i mektedir. Farkl salt parlakl k aral klar nda Civa bollu unun B-V ye göre de i imi Tablo 3.3 te verilmi tir. Civa bollu u tüm aral klarda artan B-V ile artma e ilimindedir ancak, de i imin en keskin oldu u aral k salt parlakl n en yüksek oldu u aral kt r. Dü ük salt parlakl k aral klar na do ru e imler küçülmektedir. Buradan, büyük kütleli y ld zlarda bollu un zamanla de i iminin küçük kütlelere k yasla daha h zl oldu u sonucunu ç karmak mümkündür. Tablo 3.3 HgMn y ld zlar nda farkl salt parlakl k aral klar nda Civa bollu unun (B- V) ye ba l l. Salt Parlakl k Aral log(hg/h)/ (B-V) -0.9 < M v < < M v < < M v <

40 Civa bollu unun salt parlakl a ba l l Civa bollu unun salt parlakl kla nas l de i ti ini görebilmek için renk-parlakl k diyagram nda bu kez belirli bir B-V aral (-0.11 < B-V < -0.08) seçiyoruz. Bu aral ktaki HgMn y ld zlar n n civa bolluklar n n salt parlakl kla de i imi ekil 3.3 te gösterilmi tir. ekil 3.3 te parlakl k artt kça civa bolluklar n n azalma e ilimi gösterdi i görülmektedir. Salt parlakl k boyunca de i im esas olarak kütleyle ili kilidir. O halde gözlenen civa bolluklar n n artan parlakl k ile azalmas, bolluklar n büyük kütleli y ld zlara do ru azalma e ilimi gösterdi ine i aret eder. Ancak burada salt parlakl k boyunca de i imin zamana da ba l oldu unu belirtmemiz gerekir. Çünkü salt parlakl k ekil 3.3 Seçilen B-V aral nda yeralan HgMn y ld zlar n n salt parlakl klar na kar civa bolluklar. Parlakl k azald kça civa bolluklar n n artma e ilimi gösterdi i görülmektedir.

41 30 Tablo 3.4 HgMn y ld zlar nda farkl B-V aral klar nda Civa bollu unun salt parlakl a ba l l. B-V Aral < B-V < < B-V < < B-V < log(hg/h)/ M v artt kça yani büyük kütleli y ld zlara do ru y ld zlar n ortalama ya da dü er. Farkl B-V aral klar seçilip benzer inceleme yap ld nda e ilimin ayn oldu u görülmektedir. Seçilen aral klar ve bu aral klar için elde edilen e imler Tablo 3.4 te verilmi tir Mangan bollu unun (B-V) rengine ba l l ekil 3.4 te mangan bollu u bilinen HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram görülmektedir. Civa bolluklar için yapm oldu umuz incelemeye benzer ekilde Mangan bolluklar saptanm olan HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram nda belirli bir salt parlakl k aral seçiyoruz. Seçilen salt parlakl k aral ekil 3.4 te belirtilmi tir. Bu salt parlakl k aral nda yeralan HgMn y ld zlar n n mangan bolluklar n n B- V rengi ile olan de i imine bak ld nda Mangan bollu unun artan B-V ile (k rm z tarafa do ru) azald görülmektedir ( ekil 3.5). B-V do rultusundaki de i imin zamanla ili kili oldu u dü ünülürse, y ld z n Mangan bollu unun zamanla azald söylenebilir. Farkl salt parlakl k aral klar için Mangan bolluklar n n B-V ile de i imi Tablo 3.5 te sunulmaktad r.

42 31 ekil 3.4 Mangan bollu u saptanm olan HgMn y ld zlar n n renk-parlakl k diyagram. Burada bulunan ili ki, civa bollu u için elde edilenin tam tersidir. Bollu un zamanla artmas kuram ile uyum içerisindedir. Peki Mangan bollu unun zamanla azalmas n n sebebi ne olabilir? Burada gözönünde tutmam z gereken bir nokta var: Ele al nan HgMn y ld zlar n n bir k sm altdevdir. Dolay s yla bu y ld zlar n konvektif katmanlar n n derinle mi olmas n bekleriz. Bu durumda y ld zlar evrimle tikçe y ld z n yüzeyi ile iç katmanlar konveksiyon yoluyla birbirine kar yor olabilir. E er kar t rma i lemi mevcut ise yüzeydeki anormal element bolluklar zamanla azal r ve yay lma i leminin etkisi zay flar. Elbette bu durum

43 32 ekil 3.5 Seçilen salt parlakl k aral nda yeralan y ld zlar n B-V sine kar l k Mangan bolluklar. K rm z tarafa do ru Mangan bolluklar azalmaktad r. ancak y ld z n yüzeyi ile daha iç katmanlar aras ndaki bolluk fark çok keskin ise gerçekle ebilir. Bolluk fark n n az olmas durumunda Mangan bollu undaki dü ü de kaydade er olmaz Mangan bollu unun salt parlakl a ba l l Mangan bolluklar n n salt parlakl kla nas l de i ti ini görebilmek için renk-parlakl k diyagram nda bir (B-V) aral seçiyoruz. Seçilen aral k(-0.11 < B-V < -0.08) ekil 3.4 te gösterilmi tir. ekil 3.6 da ise bu aral kta yeralan y ld zlar n salt parlakl klar na kar l k Mangan bolluklar

44 33 ekil 3.6 Salt parlakl a kar Mangan bolluklar. çizilmi tir. Mangan bolluklar ile salt parlakl k aras nda belirgin bir ili ki oldu u söylenemez. E im s f ra çok yak nd r, ayr ca noktalar oldukça saç lm bir görüntü olu turmaktad r. Bu incelemeye göre Mangan bolluklar ile salt parlakl k dolay s yla da kütle aras nda bir ili kinin varl ndan bahsetmek pek de mümkün görünmemektedir. Farkl B-V aral klar için elde edilen e imler Tablo 3.6 da verilmi tir.

45 34 Tablo 3.5 HgMn y ld zlar nda farkl salt parlakl k aral klar nda Mangan bollu unun B- V ye ba l l. Salt Parlakl k Aral log(mn/h)/ (B-V) < M v < < M v < < M v < Tablo 3.6 HgMn y ld zlar nda farkl B-V aral klar nda Mangan bollu unun salt parlakl a ba l l. B-V Aral log(mn/h)/ M v < B-V < < B-V <

46 35 4. HgMn YILDIZLARININ EVR M DURUMLARI VE YAYILMA LEM 4.1. Kimyasal Tuhaf Y ld zlar n Evrim Durumlar Kimyasal tuhaf y ld zlar n evrim durumlar n ara t rmak, gözlenen tuhafl klar n y ld z ya amlar n n hangi basama nda olu tu una dair bilgi edinmek aç s ndan önemlidir. Buradan, kimyasal tuhafl klar n olu abilmesi için gerekli zaman ölçe ine dair fikir sahibi olmak mümkün olabilir. Bu y ld zlar n evrim durumlar uzun y llard r tart mal bir konu olmu tur (Pöhnl ve ark., 2003). çlerinde, evrim durumlar en çok çal lm olan grup CP2 yani manyetik Ap/Bp y ld zlar d r. Oetken (1984) manyetik CP y ld zlar n n anakol ömrünün son basamaklar nda yerald klar n dolay s yla tuhafl klar n ancak anakol ömrünün sonlar na do ru ortaya ç kt n öne sürmü tür ve bu hipotez daha sonra Hyades ve UMa kümelerindeki tuhaf y ld zlar çal an Hubrig ve Schwan (1991) ile Hubrig ve Mathys in (1994) elde etti i sonuçlarla desteklenmi tir. Sonralar, Hubrig et al. (2000) kimyasal tuhafl klar n anakol ömrünün %30 unu tamamlam olan y ld zlarda görüldü ü sonucuna ula m t r. Gomez in (1998) bulgular ise yukar da bahsedilenlerden farkl d r. Gomez, çal mas nda yakla k 1000 tane CP y ld z n n Hertzsprung- Russell (HR) diyagram n olu turmu ve bu y ld zlar n t pk normal y ld zlar gibi anakol band n n tamam nda yeralmakta oldu unu göstermi tir. Bununla birlikte North (1993), North ve ark. (1997) ve Wade de (1997) CP y ld zlar n n anakol band n n her basama nda görüldü üne ili kin bulgular elde etmi tir. Pöhnl ve ark. (2003) genç tuhaf y ld zlar n da var olup olmad n ara t rmak için genç (ya lar 100