ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ DOKTORA TEZİ DELTA SCUTİ YILDIZ DD UMA NIN TAYFSAL ANALİZİ. Aslı ELMASLI AKÇAR

Transkript

1 ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ DOKTORA TEZİ DELTA SCUTİ YILDIZ DD UMA NIN TAYFSAL ANALİZİ Aslı ELMASLI AKÇAR ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI ANKARA 2011 Her hakkı saklıdır

2 ÖZET Doktora Tezi DELTA SCUTI YILDIZ DD UMA NIN TAYFSAL ANALĠZĠ Aslı ELMASLI AKÇAR Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı DanıĢman: Prof. Dr. Berahitdin ALBAYRAK EĢ DanıĢman: Dr. Luca FOSSATĠ Bu çalıģmada, yüksek dönme hızına sahip (vsini = 188 km/s) Delta Scuti türü değiģen bir yıldız olan DD UMa nın ilk ayrıntılı tayfsal analizi gerçekleģtirildi. Analizde, Observatoire de Haute-Provence (Fransa) arģiv verisi ile Okayama Astrophysical Observatory (OAO, Japonya) da elde edilen yüksek çözünürlüklü gözlemsel veriler kullanıldı. Yıldızın bu iki farklı gözlemevine iliģkin tayfsal verisinin kapladığı dalgaboyu aralığı ve S/N oranı sırasıyla Å ve Å ile 284 ve dır. OAO daki 1.88 m çaplı teleskoba bağlı HIDES tayfçekeri ile elde edilen zaman-sıralı verilere (R = ) FAMIAS programı (Zima 2008) ile fourier analizi uygulandı. DD UMa nın temel zonklama frekansı (f 1 = c/d) ve dolayısıyla zonklama dönemi gün ( saat) olarak belirlendi. DD UMa nın atmosfer parametrelerini belirleyebilmek için Observatoire de Haute-Provence de 1.93 m çaplı teleskoba bağlı ELODIE tayfçekeri ile elde edilmiģ verinin (R=42.000) içerdiği Hidrojen Balmer serisi çizgileri (H ve H ) kullanıldı. Model atmosfer hesaplaması LLmodel programı (Shulyak ve ark. 2004) ile gerçekleģtirildi ve SYNTH3 programı (Kochukhov 2007) ile sentetik tayf üretildi. Sentetik tayf ile gözlemsel veri çakıģtırılarak, ve ayrca Fe I/II için iyonizasyon denge durumu da dikkate alarak DD UMa nın atmosfer parametreleri T et = 7450 ± 150 K, logg= 3.98 ± 0.2 ve = 2.7 ± 1 km/s olarak belirlendi. Yıldızın dönme hızı, ELODIE ve HIDES tayfçekerleriyle alınmıģ tayflarındaki temiz (unblend) soğurma çizgileri için sırasıyla, 188 ± 14 km/s ve 186 ± 11 km/s olarak hesaplandı. Hızlı dönen bu yıldızın tayfındaki çizgilerin çoğu örtüģmüģ (blend) olduğundan geleneksel olarak kullanılan eģdeğer geniģlik ölçümüne dayalı kimyasal bolluk hesabı yapılamaz. Bu nedenle, DD UMa nın kimyasal bolluk değerlerini hesaplayabilmek için gözlemsel verisini en iyi temsil edebilen sentetik tayf üretilerek karģılaģtırma yapıldı. Ayrıca yıldızın mevcut tayflarından hareketle atmosferinde Fe I, Fe II, Cr I, Cr II, Ti I, Ti II, Ni I, Ca I, Ca II, Mg I, MgII, Sc II, Ba II, Si I, Si II, Mn I, Na I atom ve iyonlarının var olabileceği görüldü. DD UMa yıldızının metal bolluğu ise Z = ± olarak hesaplandı. Z = (Asplund ve ark. 2005) değerine göre DD UMa GüneĢ benzeri bir yıldızdır. DD UMa nın Ursa Major grup üyeliği iki farklı ölçüte (kinematik ve tayfsal) göre irdelendi. HIDES verisinden hesaplanan radyal hız değeri kullanılarak yıldızın U, V ve W uzay hızları hesaplandı. Bu kinematik değerler, Ursa Major grubunun iki farklı bölgesine iliģkin değerler (çekirdek ve uzantısı) ile karģılaģtırıldı. Ayrıca, tayfsal olarak bu çalıģmada hesaplanan kimyasal bolluk değeri ([Fe/H]), Ursa Major grup üyelerinin ortalama [Fe/H] değeri ile mukayese edildi. Böylece DD UMa nın, Ursa Major grubunun uzantısında yer alan bir üye yıldız olduğu belirlendi. Ağustos 2011, 96 sayfa Anahtar Kelimeler: DD UMa, delta scuti, frekans analizi, atmosfer parametreleri, kimyasal bolluk, yıldızların kinematiği i

3 ABSTRACT Ph.D. Thesis SPECTROSCOPIC ANALYSIS OF THE DELTA SCUTI TYPE STAR DD UMA Aslı ELMASLI AKÇAR Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Sciences Supervisor: Prof. Dr. Berahitdin ALBAYRAK Co-Supervisor: Dr. Luca FOSSATĠ In this study, detailed spectral analysis was performed to the fast rotating (vsini = 188 km/s) Delta Scuti star DD UMa. During the analysis, archive data from the Observatoire de Haute-Provence (OHP, France) and high-resolution spectra which were obtained from the Okayama Astrophysical Observatory (OAO, Japan) were used. These two different data sets from two observatories (OAO and OHP) cover a wavelength range of Å and Å and S/N ratio of 284 and , respectively. Fourier analysis with FAMIAS (Zima 2008) was performed to the time-series data (R = ) obtained with the HIDES spectrograph attached to the 1.88 m telescope at OAO. A fundamental frequency of f 1 = c/d, thus a pulsation period of day ( hour) was obtained. In order to determine the atmospheric parameters of DD UMa we used the Hydrogen Balmer lines (H ve H ) of the data obtained from the ELODIE spectrograph (R=42.000), which is attached to the 1.93 m telescope at the Observatoire de Haute-Provence. Model atmospheres were produced with LLmodels program (Shulyak et al. 2004) and converted to synthetic spectra with SYNTH3 (Kochukhov 2007). Fitting synthetic spectra to the observed ones and also taking Fe I/II ionisation equilibrium into consideration yields the atmospheric parameters as T eff = 7450 ± 150 K, logg= 3.98 ± 0.2 and = 2.7 ± 1 km/s. The unblended absortion lines of the ELODIE and HIDES data yield a rotational velocity of 188 ± 14 km/s and 186 ± 11 km/s for DD UMa, respectively. Since the spectral lines of fast rotating stars are mostly blended, we cannot use the classical equivalent width measurements to determine elemental abundances. Thus, we used synthetic spectra fitting technique to perform chemical abundance analysis for DD UMa. Fe I, Fe II, Cr I, Cr II, Ti I, Ti II, Ni I, Ca I, Ca II, Mg I, MgII, Sc II, Ba II, Si I, Si II, Mn I, Na I atomic species are present in the atmosphere of the star. DD UMa s metallicity is Z = ± 0.003, which is close to solar (Z = , Asplund et al. 2005). The Ursa Major group membership of DD UMa was assessed by means of two criteria; kinematic and spectroscopic. The U,V, and W components of space velocity of DD UMa were calculated with the radial velocity derived from HIDES data. These kinematic values were compared with the two subgroups (nucleus and extended stream) of the Ursa Major group. By means of spectroscopy, the chemical abundance derived from this study was compared with the mean [Fe/H] value of Ursa Major group members. As a result, DD UMa is estimated to be a member of the extended stream of the Ursa Major group. August 2011, 96 pages Key Words : DD UMa, delta scuti, frequency analysis, atmospheric parameters, chemical abundances, kinematics of stars ii

4 ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR Tez çalıģmamı yönlendiren, araģtırmalarım esnasında değerli bilgilerini paylaģan ve yurtdıģı için gereken bursları bulmamda yol gösteren, akademik anlamda geliģmem için katkıda bulunan, öneri ve desteğini hiç bir zaman esirgemeyen Ankara Üniversitesi Astrofizik Anabilim Dalı üyelerinden danıģman hocam sayın Prof. Dr. Berahitdin ALBAYRAK a, analiz tekniğini öğrenmem için Open University e (Ġngiltere) davet eden ve orada çok önemli bilgi aktarımında bulunarak beni yönlendiren eģ danıģman hocam Dr. Luca FOSSATĠ ye sonsuz teģekkürlerimi sunarım. Okayama Astrophysical Observatory de (Japonya) gözlem yapabilmek için iletiģim kurmamda öncülük eden ve değerli bilgilerini esirgemeden paylaģan hocam Doç. Dr. Selim O. SELAM a (Ankara Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı üyesi) ve Okayama Astrophysical Observatory de (Japonya) gözlem zamanı boyunca bana her an yardımcı olan Doç. Dr. Hideyuki ĠZUMĠURA ya (NAOJ, Japonya) teģekkür ederim. Bu tez çalıģmasına konu olan Delta Scuti türü zonklayan değiģen yıldızların temeli ve tayfsal olarak fourier analizini öğrenmek amacıyla ERASMUS bursu ile 1 Ekim Haziran 2008 tarihleri arasında Wien Universitat a (Avusturya) ve hızlı dönen DD UMa nın kimyasal bolluk analizini öğrenmek amacıyla 24 Ocak-13 ġubat 2010 tarihleri arasından Open University e (Ġngiltere) Ankara Üniversitesi tarafından desteklenerek gittim. Tez yıldızım için Japonya daki Okayama Astrophysical Observatory e proje önerisi sunarak, gözlem zamanın tahsis edilmesinin sevinci ve gururunu yaģadım. DD UMa nın tayfsal gözlemlerini, Japonya da bulunan en büyük teleskobun (1.88m) konuģlandırıldığı Okayama Astrophysical Observatory de, 27 ġubat 5 Mart 2009 tarihleri süresince gerçekleģtirdim. Tezim için hayati önem taģıyan bu ziyaretim National Astronomical Observatory of Japan tarafından 25 ġubat 11 Mart 2009 aralığını kapsayan 15 günlük burs ile desteklendi. Tez çalıģmam boyunca bilgisayar konusunda desteğini, bilgisini ve birikimini hiçbir zaman esirgemeyen Dr. Mesut YILMAZ a, Uzman Özgür BAġTÜRK e ve AraĢtırma Görevlisi Tolgahan KILIÇOĞLU na ve bilimsel düzeyde değerli görüģleriyle katkıda bulunan AraĢtırma Görevlisi ġeyma ÇALIġKAN a, ayrıca teģekkür ederim. Beni her konuda her zaman destekleyen, yüreklendiren ve sabırla yurtdıģı çalıģmalarımdan dönüģümü bekleyen anneme, babama, kardeģime ve eģime en derin duygularımla teģekkür ederim. Aslı ELMASLI AKÇAR Ankara, Ağustos 2011 iii

5 İÇİNDEKİLER ÖZET... i ABSTRACT... ii ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR... iii SİMGELER DİZİNİ... vi ŞEKİLLER DİZİNİ... ix ÇİZELGELER DİZİNİ... xiii 1. GİRİŞ KAYNAK ÖZETLERİ Delta Scuti Yıldızları Delta Scuti türü yıldızlarının sayısı Delta Scuti yıldızların alt grupları Delta Scuti yıldızlarda dönme Değişen yıldızların zonklama doğası Delta Scuti yıldızlarının fotometrik özellikleri Dönem parlaklık bağıntısı Delta Scuti yıldızlarının tayfsal özellikleri Delta Scuti türü yıldızların kimyasal bolluk çalışmaları DD UMa Ursa Major grubu MATERYAL VE YÖNTEM Gözlemsel Veri Okayama Astrophysical Observatory (OAO) High Dispersion Echelle Spectrograph (HIDES) tayfçekeri Observatoire de Haute-Provence (OHP) Tayfsal Verinin Normalizasyonu Yıldız Atmosferi Tayfsal çizgileri genişleten mekanizmalar Atmosfer Modeli Atmosfer Parametrelerinin Belirlenmesi Fotometrik yöntemler...36 iv

6 3.5.2 Hidrojen çizgileri Kimyasal Bolluk Analizi BULGULAR DD DD UMa nın Frekans Analizi DD UMa nın Atmosfer Parametreleri Fotometrik Yöntem Balmer Çizgileri İyonizasyon Dengesi Mikrotürbulans Hızının Denetimi Dönme ve Radyal Hız Değerleri Kimyasal Bolluk Analizi için Çizgi Seçimi ve Sonuçları Kimyasal Bolluk Değerlerine İlişkin Hata Hesabı Kimyasal Bolluk Sonuçlarının Diğer Delta Scuti Yıldızlarının Sonuçları ile Karşılaştırılması DD UMa nın Ursa Major Grup Üyeliği DD UMa nın Mutlak Parametreleri SONUÇ KAYNAKLAR EKLER EK 1 Çizelge 4.6 daki unblended çizgilere ilişkin bilgiler ve hesaplanan bolluk değerleri EK 2 I. (kırmızı sürekli çizgi) ve II. (turuncu sürekli çizgi) seçiminin gözlemsel tayf ile karşılaştırmasına ilişkin örnekler EK 3 ELODIE Tayfından Kimyasal Bolluk Analizi için Seçilen Çizgiler EK 4 HIDES Tayfından Kimyasal Bolluk Analizi için Seçilen Çizgiler 90 EK 5 EK2, EK3 ve EK4 de kullanılan kısaltmaların açık kaynak ifadesi EK 6 DD UMa nın Blend ve Unblended Çizgilerine Yapılan Sentetik Tayf Çakıştırmaları İlişkin örnekler ÖZGEÇMİŞ v

7 SİMGELER DİZİNİ a A V A ji B ij B ji Atom numarası Yarı-genlik (V Bandı) Salma geçiģ olasılığı Soğurma katsayısı Zorla salma olasılığı B v (T ) Planck fonksiyonu c d F F v f 1 g g Ses hızı ( x 10 8 m/s) Uzaklık (pc) Temel mod Akı Temel zonklama frekansı Yüzey çekim ivmesi Çekim modu G Çekim sabiti ( x m 3 kg -1 s -2 ) h H H H H H I He I Planck sabiti ( x Js) Hidrojen Hidrojen alfa Hidrojen beta Hidrojen gamma Nötr Hidrojen Nötr Helyum He II 1 kere iyonize olmuģ Helyum I v k J v K l L L m IĢınım Ģiddeti Boltzman sabiti ( x10-5 Ev/K) Ortalama Ģiddet Kelvin Derece IĢınım gücü GüneĢ in ıģınım gücü Azimut sayısı vi

8 m a m v M v M bol M M n N p P Q R R S v T et V r Z Å Atom kütlesi Görsel parlaklık (V bandı) Mutlak parlaklık (V bandı) Bolometrik Mutlak parlaklık Kütle GüneĢ in kütlesi, 1.99 x gr Çapsal sıra Bolluk Basınç modu Zonklama dönemi Zonklama katsayısı Çözünürlük GüneĢ in yarıçapı, 6.96x10 10 cm Kaynak fonksiyonu Etkin sıcaklık Radyal hız Metal bolluğu Ångström Sağ açıklık Deklinasyon Sönümleme katsayısı Kenar kararma katsayısı Mikrotürbülans hızı ρ Yoğunluk Kappa v Frekans v Soğurma katsayısı Öz hareket v Salma katsayısı Paralaks Hata vii

9 v Saçılma Enlem Azimut açı v v Soğurma çizgisinin profili Salma çizgisinin profili n f 1H 2H c/d S/N HD HR Öz hareketi Paralaks Uyarılma enerjisi Osilatör Ģiddeti Birinci harmonik Ġkinci harmonik cycle/day, çevrim/gün signal/noise, sinyal/gürültü Henry Draper Kataloğu Parlak Yıldızlar Kataloğu HADS Yüksek Genlikli Delta Scuti HIDES High Dispersion Echelle Spectrograph IRAF Image Reduction and Analysis Facility LMC Büyük Macellan Bulutsusu LTE Yerel termodinamik denge NGC New General Kataloğu NGP North Galactic Pole OAO Okayama Astrophysical Observatory OHP Observatoire de Haute-Provence UBV Johnson fotometrik sistemi U, V, W Uzay hız bileģenleri vsini Ekvatoryal izdüģüm dönme hızı uvby Strömgren fotometrik sistemi FAMIAS Frequency Analysis and Mode Identification for Asteroseismology viii

10 ŞEKİLLER DİZİNİ ġekil 2.1 Delta Scuti, Cepheid, Cepheid ve RR Lyrae zonklayan yıldızlarının H-R diyagramı üzerindeki konumları (Carroll ve Ostlie 2006)... 3 ġekil 2.2 Delta Scuti yıldızların parlaklık değiģim genliği ile dönme hızı arasındaki iliģki (Breger 2000)... 6 ġekil 2.3 Yıldızın yüzeyinde farklı l ve m değerlerinin gösterimi (Kurtz 2006) Yıldızın yüzeyindeki mavi bölgeler gözlemciye yaklaģmakta, kırmızı bölgeler ise uzaklaģmaktadır. Ġlk sırada yıldızın kutbuna, orta sırada belirli bir açı ile ve üçüncü sırada ise ekvatoruna bakılmaktadır. Sol sütundan en sağdaki sütuna doğru yıldızın (l,m) değerleri sırasıyla (3,3), (3,2), (3,1) ve (3,0) dır... 7 ġekil Tauri nin soğurma çizgilerindeki profil değiģimleri (Zima vd. 2007)... 9 ġekil 3.1 OAO daki 1.88 m lik teleskop binası ġekil 3.2 OAO daki 1.88 m lik teleskop ġekil 3.3 HIDES mozaik CCD nin Th-Ar lamba tayfı ġekil 3.4 DD UMa için HIDES tayfçekeri ile elde edilen verinin bir order ı ġekil 3.5 OHP de ki 1.93 m çaplı teleskop ġekil 3.6 DD UMa için ELODIE tayfçekeri ile elde edilen verisi ġekil 3.7 ELODIE verisinin Continuum normalisation program ile görünen arayüzü ġekil 3.8 HIDES verisinin bir order inin ELODIE verisi üzerinde kapsadığı dalgaboyu aralığı ġekil 3.9 HIDES tayfının sürekliliğe normalizasyonu ġekil 3.10 ELODIE tayfının sürekliliğe normalizasyonu ġekil 3.11 HIDES ve ELODIE tayfçekeri ile elde edilen verilerin kapsadıkları dalgaboyu aralıklarının karģılaģtırması (ELODIE siyah ve HIDES mavi renklidir) ġekil 3.12 IĢınım geçiģ olasılıkları: soğurma (sol), salma (orta) ve zorla salma (sağ) ix

11 ġekil 3.13 Dönme ekseni ile gözlemcinin bakıģ doğrultusu (z ekseni) arasında i eğim açısı vardır (Gray 1992) ġekil 3.14 Yıldız diskinin üzerindeki Ģeritler boyunca sabittir (Gray 1992) ġekil 3.15 =0.6 için G( ) dönme profilinin Ģekli kalın çizgi ile belirtilmiģtir (3.34) formülündeki ilk bileģen kesik çizgili, ikinci bileģen ise noktalı eğri ile temsil edildi (Gray 1992) ġekil 3.16 Dönmenin bir çizgi profiline etkisi (Gray 1992) ġekil 3.17 DD UMa nın tayfındaki soğurma çizgilerinin farklı dönme hızına göre (vsini=1, 10, 20, 50, 100, 188 km/s) biçimsel değiģimi ġekil 3.18 Hidrojen çizgisinin sıcaklık ve logg ye duyarlılığı (Fossati 2009) ġekil 4.1 DD UMa nın OAO da elde edilen zaman-sıralı tayfları ġekil Å daki FeI çizgisine uygulanan Fourier analizi ġekil 4.3 Çizelge 4.1 deki atmosfer parametre çiftlerine göre üretilen kuramsal H çizgi profillerinin, gözlemsel H çizgi profili ile karģılaģtırması ġekil 4.4 Çizelge 4.1 deki atmosfer parametre çiftlerine göre üretilen kuramsal H çizgi profillerinin, gözlemsel H çizgi profili ile karģılaģtırması ġekil 4.5 T et =7853 K ve logg =4.10 değerleri kullanılarak üretilen sentetik tayfın (sürekli kırmızı çizgi) gözlemsel H çizgi profili ile karģılaģtırması ġekil 4.6 T et =7853 K ve logg =4.10 değerleri kullanılarak üretilen sentetik tayfın H çizgi profili ile karģılaģtırması ġekil 4.7 logg = 4.10 sabit ve T et = 7550, 7650, 7750 ve 7800 K değerleri için üretilen sentetik H çizgi profillerinin (renkli sürekli çizgi) gözlemsel veri ile karģılaģtırması ġekil 4.8 logg = 4.10 sabit ve T et = 7100, 7250, 7350 ve 7450 K değerleri için üretilen sentetik H çizgi profillerinin (renkli sürekli çizgi) gözlemsel veri ile karģılaģtırması x

12 ġekil 4.9 T et = 7350, 7450 ve 7550 K (sabit logg = 4.10) için üretilen sentetik H çizgi profillerinin (sürekli çizgi) gözlemsel veri ile karģılaģtırması ġekil 4.10 T et = 7450 K ( = 2.7 km/s ve Z = 0.0 sabit) ve logg = 3.90, 4.00, 4.10, 4.20 ve 4.30 değerleri için üretilen sentetik tayfın (sürekli çizgi) gözlemsel H çizgi profili ile karģılaģtırması ġekil 4.11 T et = 7450 K ve iki farklı logg değerine göre hesaplanan Fe I ve Fe II bolluk değerleri ġekil 4.12 Fe atomunun bolluk değerlerine iliģkin standard sapmanın mikrotürbülans hızına bağlılığı ġekil 4.13 Tayf çizgilerinin farklı dönme hızlarına göre (vsini = 0, 20 ve 50 km/s) değiģimi ġekil 4.14 Blend olmayan, I. ve II. seçim yöntemiyle belirlenen çizgilere iliģkin boluk değerlerinin karģılaģtırması ġekil 4.15 ELODIE ve HIDES verilerinden hareketle hesaplanan bolluk değerlerinin karģılaģtırması, burada [X] =log(n/n T ) DD UMa - log(n/n T ) 'dır ġekil 4.16 Erspamer ve North (2003) tarafından analizi yapılan Delta Scuti yıldızlarının kimyasal bolluk değerleri ġekil 4.17 Scuti, HD ve 20 CVn yıldızlarının kimyasal bolluk değerlerinin Erspamer ve North (2003) un elde ettiği değerler ile karģılaģtırması ġekil 4.18 Fossati vd. (2008a) nın yedi Delta Scuti yıldızı ile DD UMa nın (içi dolu kırmızı daire) karģılaģtırması ġekil 4.19 Am yıldızı HD ile DD UMa yıldızının bolluklarının karģılaģtırması ġekil 4.20 Kimyasal bolluk analizi yapılmıģ tüm Delta Scuti yıldızları ile DD UMa nın (içi dolu kırmızı daire) karģılaģtırması ġekil 4.21 Erspamer ve North (2003) hariç tüm Delta Scuti yıldızları ile DD UMa nın (içi dolu kırmızı daire) karģılaģtırması ġekil 4.22 Ursa Major üyeleri (içi boģ daire) ve DD UMa (içi dolu kare) için [Fe/H] değerlerinin karģılaģtırması xi

13 ġekil 4.23 Salasnich vd. (2000) nin evrim modelleri ile oluģturulan LogL/L -LogT e grafiği. DD UMa yıldızı dikdörtgen kutunun içinde yer almaktadır ġekil 4.24 Marigo vd. (2008) in izokron modelleri ve DD UMa nın (dikdörtgen) konumu xii

14 ÇİZELGELER DİZİNİ Çizelge 2.1 Delta Scuti yıldızlarının gözlemleri esnasında kullanılan teleskobun çapı, tayfçekerin çözünürlüğü ve belirlenen atomik tür veya element sayısı Çizelge 2.2 Delta Scuti yıldızlarına iliģkin atmosfer parametreleri ve dönme hızları Çizelge 2.3 DD UMa için belirlenmiģ vsini değerleri Çizelge 3.1 OAO daki gözlem gecesi ve verilerine iliģkin bilgiler Çizelge Mart 2009 gecesi OAO daki HIDES tayfçekeri ile elde edilen zaman-sıralı verilerin sırası, HJD zamanı, poz süresi ve S/N değeri Çizelge 4.2 Farklı fotometrik sistemlerin kalibrasyonları ile hesaplanan atmosfer parametreleri Çizelge 4.3 Fe I/Fe II iyonizasyon dengesi Çizelge 4.4 vsini değerini hesaplamak için kullanılan soğurma çizgileri (ELODIE verisi) Çizelge 4.5 vsini değerini hesaplamak için kullanılan soğurma çizgileri (HIDES verisi) Çizelge 4.6 Unblended çizgiler ve onlara iliģkin ortalama bolluk değerleri Çizelge 4.7 ELODIE tayfçekeri ile DD UMa yıldızı için elde edilen tayflardan belirlenen atomik tür/element, bolluk (log N/N T ), bolluk değerinin standart sapması (hata) ve kullanılan çizgi sayısı (#) Çizelge 4.8 HIDES tayfçekeri ile DD UMa yıldızı için elde edilen tayflardan atomik tür/element, bolluk (log N/N T ), bolluk değerinin standart sapması (hata) ve kullanılan çizgi sayısı (#) Çizelge 4.9 ELODIE ve HIDES verilerinden hareketle hesaplanan bolluk değerlerinin GüneĢ bolluklarından olan farkları Çizelge 4.10 Temel parametrelerin, ELODIE ve HIDES verilerindeki demir element bolluğu üzerindeki 1 belirsizliği ve sistematik hataları Çizelge 4.11 DD UMa için paralaks, öz hareket ( ) ve radyal hız değerleri Çizelge 4.12 Ursa Major grubunun çekirdek ve uzantı bölgesi ile DD UMa nın uzay hızları xiii

15 Çizelge 4.13 Ursa Major üyeleri (Ammler-von Eiff ve Guenther 2009) ve DD UMa (bu çalıģma) nın T et, logg, [Fe/H] ve [Fe/H] değerler Çizelge 4.14 DD UMa ya iliģkin parametreler Çizelge 4.15 DD UMa için hesaplanan mutlak parametreler xiv

16 1. GİRİŞ Delta Scuti türü zonklayan değişen yıldızlar, yıldızların iç yapılarının anlaşılmasında astrofizikte ayrıcalıklı bir yere sahiptir. Şöyle ki, yerkabuğundaki kırılmalar sonucu oluşan sismik dalgaların hareketleri yeryüzeyinde depremlerin oluşmasına neden olmaktadır. Bu sismik dalgaların analizi sonucunda da Yer in iç katmanlarının yapısı ve sınırları belirlenmektedir. Benzer şekilde, Delta Scuti türü yıldızların iç katmanlarında meydana gelen hareketler yıldız yüzeyinin salınımına, dolayısıyla yıldızın zonklamasına neden olur. Zonklamaya neden olan bu dalgaların frekansları yıldızın iç katmanlarındaki yoğunluğu, kalınlığı ve yapısı hakkında ipuçları taşımaktadır. Bu frekanslar, yıldızın zaman-sıralı fotometrik ve tayfsal gözlemlerinden belirlenir. Zonklama doğasının anlaşılabilmesi için gözlemsel veriler, kuramsal modeller ile çakıştırılır. Ancak kuramsal modeller oluşturulurken yıldızın belirli girdi parametrelerine (atmosfer parametreleri ve metal bolluğuna) ihtiyaç duyulur. Bu girdi parametreleri de yine yıldızın fotometrik ve tayfsal gözlemlerinden elde edilmektedir. Girdi parametrelerin baştan yanlış belirlenmesi, yıldızın iç yapısına ilişkin sonuçların yanlış olarak yorumlanmasına neden olacaktır. Delta Scuti yıldızları için üretilen zonklama modellerinde iki varsayım yapılmaktadır (Fossati vd. 2008a); 1. Yıldız fotosferindeki elementlerin bolluğu zonklama sürecini etkilemez 2. Delta Scuti yıldızlarının metal bolluğu değeri Güneş inkine yakındır. Zonklama modelleri için yapılan bu iki varsayımın güvenirliğini belirleyebilmek için detaylı kimyasal bolluk analizi yapılmış Delta Scuti yıldızlarının sayıca çok olması gerekir. Fakat, Samanyolu nda 803 tane (Rodriguez vd. 2000a, Soydugan vd. 2006) Delta Scuti yıldızı olmasına rağmen bugüne kadar sadece 27 sinin (~%3.36) ayrıntılı kimyasal bolluk analizi yapılmıştır (Bölüm 2.1.1). Değişen yıldızların iç yapılarının daha iyi anlaşılabilmesi için, kimyasal bolluk analizi yapılmış ve güvenilir parametreleri olanların sayısının artırılması gerekmektedir. 1

17 Delta Scuti yıldızları km/s aralığında farklı ekvatoryal izdüşüm dönme hızlarına sahiptir. Hızlı dönen yıldızların soğurma çizgileri birbirleriyle örtüşmüştür (blend). Bu nedenle, geleneksel yöntem olan çizginin eşdeğer genişlik ölçümü ile bu tür yıldızların kimyasal bolluk değerleri hesaplanamaz. Hızlı dönen yıldızların kimyasal bolluk değerlerini hesaplamak için sentetik tayf çakıştırma yöntemi kullanılmaktadır (Fossati vd. 2007, 2008a). Bu tez çalışmasında yüksek dönme hızına sahip (vsini = 188 km/s) Delta Scuti türü bir değişen yıldız olan DD UMa nın ilk kez ayrıntılı tayfsal analizi gerçekleştirildi. Bu yıldızın yüksek çözünürlüklü gözlemsel verisi Okayama Astrophysical Observatory (OAO, Japonya) ve Observatoire de Haute-Provence den (OHP, Fransa) elde edildi. Yıldızın zonklama frekanslarının belirlenmesinin ardından atmosfer parametreleri hem fotometrik hem de tayfsal gözlemleri kullanılarak hesaplandı. Her iki tür gözlem ile belirlenen atmosfer parametreleri yardımıyla DD UMa nın ayrıntılı atmosfer analizi gerçekleştirildi. Ulaşılan sonuçlar benzer yıldızların ilgili değerleri ile karşılaştırılarak DD UMa nın Delta Scuti ler içerisindeki yeri belirlenmeye çalışıldı. Dahası, DD UMa nın Ursa Major grubu içindeki yeri kinematik ve tayfsal olarak belirlendi. 2

18 2. KAYNAK ÖZETLERİ 2.1 Delta Scuti Yıldızları Delta Scuti yıldızları H-R diyagramı üzerinde, kararsızlık kuşağının klasik Cepheid bölgesinde, A2-F0 V ve A3-F5 III (Kurtz 2000) tayf ve ışınım sınıfı aralığında olup (Şekil 2.1), kısa dönemli ( saat) zonklayan değişen yıldızlardır. Delta Scuti türü yıldızların kütlesi 1.5 ile 2.5 M aralığındadır. Çapsal ve çapsal olmayan basınç (p) ve çekim (g) modları ile zonklama yaparlar. Bu tür yıdızların yüzeyindeki zarf bölgesinde p-modu, daha iç kısımlarda ise g-modu hakimdir. Delta Scuti türü yıldızların konvektif çekirdeğini radyatif bir katman sarmaktadır. Radyatif katman ile fotosfer arasında bulunan zarf bölgesinde ise iki ince katman yer almaktadır. Yüzeye yakın olan H I veya He I katmanında konveksiyon, daha iç katman olan He II iyonizasyon bölgesinde ise κ-mekanizması işlemektedir (Montalbán ve Dupret 2007). Şekil 2.1 Delta Scuti, β Cepheid, Cepheid ve RR Lyrae zonklayan yıldızlarının H-R diyagramı üzerindeki konumları (Carroll ve Ostlie 2006) 3

19 Konvektif çekirdeği olan Delta Scuti türü değişen yıldızların merkezlerinde veya kabuğunda Hidrojen yanmaktadır. Çoğunun evrim durumu anakol/anakol sonrasında olmasına rağmen 36 anakol öncesi Delta Scuti yıldızı (Zwintz 2008) da keşfedilmiştir. Bunlar arasında: NGC 2264 genç kümesindeki V588 Mon ve V599 Mon (Breger 1972), HR5999 (Kurtz ve Marang 1995), HD (Donati vd. 1997, Kurtz ve Müller 1999), IP Per (Ripepi vd. 2006) ve PDS2 (Marconi vd. 2010) yer almaktadır Delta Scuti türü yıldızlarının sayısı δ Scuti nin (2 Sct, HD ) bir değişen yıldız olduğu ilk kez Campbell ve Wright (1900) tarafından radyal hız gözlemleriyle belirlendi. Colacevich (1935), δ Scuti nin radyal hız ve ışık eğrisinden (Fath 1935) hareketle onun β Canis Major türünden bir değişen yıldız olması gerektiğini ileri sürdü. Eggen (1965) DQ Cep, CC And ve ρ Pup yıldızlarının ışık eğrilerinin δ Scuti ninki ile benzer özellikler taşıdığını tespit ederek, bu dört yıldızın Delta Scuti türü değişen olarak nitelenmesini önermiş ve böylece literatüre bu yeni grubu kazandırmıştır. Ocak 2000 tarihine kadar keşfedilen 636 adet Delta Scuti türü değişen yıldız Rodriguez vd. (2000a) tarafından hazırlanan bir katalogda yer almıştır. Diğer yandan Soydugan vd. (2006) ise en az bir bileşeni Delta Scuti türü değişen olan 167 adet çift yıldızın özelliklerini bir araya topladı. Samanyolu dışında başka galaksilerde de Delta Scuti türü değişen yıldızlar keşfedildi. Onların bulunduğu galaksi ve sayıları sırasıyla: Carina dwarf spheroidal galaksisinde 20 (Mateo vd. 1998), LW55 de 8 (Kaluzny ve Rucinski 2003), LMC de 26 (McNamara vd. 2007, DiFabrizio vd. 2005, Kaluzny vd. 2006), düzensiz galaksiler NGC 6822, Fornax, Coma, Leo IV cüce de 100 (Baldacci vd. 2005, Poretti vd. 2008, Greco vd. 2009, Musella vd. 2009, Moretti vd. 2009) ve LMC yönünde 2786 (Poleski vd. 2010) adettir. 4

20 2.1.2 Delta Scuti yıldızların alt grupları Çoğu Delta Scuti yıldızı, düşük genlikli değişim gösteren, p-modu ile zonklayan yıldızlardır. Bununla birlikte Delta Scuti yıldızlarının iki alt grubu (Breger 2000) bulunmaktadır; a) Yüksek Genlikli Delta Scuti yıldızları (High Amplitude Delta Scuti, HADS): Genliği A V 0.30 kadir olan ve çapsal mod ile zonklama yapan yıldızlardır. Pop I ve Pop II (McNamara ve Feltz 1978, Breger 1980) türünden olan bu yıldızların dönme hızları vsini 30 km/s dir. b) SX Phe değişen yıldızları: Yüksek genlikli parlaklık değişimi gösteren Pop II ve yaşlı disk populasyonuna ait metalce fakir yıldızlardır. Alan yıldızları arasında 13 (Rodríguez ve Breger 2001), Blue Straggler (Mavi Aykırı) içeren küresel kümeler ve cüce galaksiler içinde (Rodriguez ve Lopez-Gonzalez 2000b, Jeon vd. 2003, 2004, Mazur vd. 2003) ise yüzden fazla SX Phe yıldızı olduğu keşfedilmiştir. SX Phe yıldızlarının kökeni net olarak bilinmemekle birlikte Pop II türü Mavi Aykırı veya yatay kol evrimini geçmiş yıldızlar olduğu düşünülmektedir (Fu vd. 2008) Delta Scuti yıldızlarda dönme Ekvatoryal izdüşüm dönme hızının (vsini) belirlemesine yönelik çalışmalar, bu yıldızlar için vsini değerinin 0 ile 250 km/s arasında değiştiğini göstermektedir. Yıldızların parlaklık değişim genliği ile dönme hızı arasındaki uyuma bakıldığında, Yüksek Genlikli Delta Scuti (HADS) yıldızlarının yavaş döndükleri (vsini 30 km/s) görülmektedir (Şekil 2.2). Düşük genlikli parlaklık değişimi gösteren Delta Scuti yıldızları için ise genlik ile dönme arasında bir uyum bulunmamaktadır. 5

21 Şekil 2.2 Delta Scuti yıldızların parlaklık değişim genliği ile dönme hızı arasındaki ilişki (Breger 2000) Delta Scuti yıldızlarının dönme hızları ile kimyasal evrimini karşılaştıran bir çalışma henüz yapılmamıştır. Fakat, Delta Scuti yıldızlarıyla benzer zonklama yapan, metalce fakir, ve dönme hızları km/s arasında bulunan λ Boo yıldızların kimyasal evrimini Turcotte ve Charbonneau (1993) inceledi. Buna göre, vsini 150 km/s den daha yavaş dönen λ Boo yıldızlarının iç katmanları için oluşturulan modellerde Ti ve Ca bolluğunun zamanla artış gösterdiği görüldü. Ancak, vsini 150 km/s den daha yüksek hızlarda ise yıldızların atmosferindeki bolluklarının zamanla değişiminin dönmeye karşı duyarsız kaldığı belirlendi. Sonuç olarak, 150 km/s den daha yavaş dönen λ Boo yıldızlarının kimyasal evrimi dönme hızına duyarlıdır Değişen yıldızların zonklama doğası Değişen yıldızların HeII iyonizasyon katmanında kendi kendini uyarabilecek potansiyel bulunmaktadır. Yıldız çekirdeğinde üretilen enerji yüzeye doğru taşınırken, κ-mekanizmasının işlediği bu özel katman büzülerek enerjiyi hapseder ve ardından genişleyerek enerjiyi serbest bırakır. Böylece κ-mekanizması yıldızın zonklamasına neden olmaktadır. Zonklayan yıldızların fotometrik ve tayfsal gözlemlerinin analizi ile yıldızın iç yapısı incelenebilmektedir. İç yapılarına ilişkin bilgiler, zonklama doğasındaki salınım hareketlerinden çıkarılmaktadır. Zonklayan yıldızlarda salınım karakteri, çapsal ve 6

22 çapsal olmayan zonklama olmak üzere ikiye ayrılır. Yıldızın çapsal doğrultuda genişleyip büzülmesiyle, küresel yapısını koruduğu en basit salınım şekline çapsal zonklama denir. Çapsal olmayan zonklamada ise yıldız küresel simetrik yapısını salınım hareketi boyunca koruyamamaktadır. Çapsal zonklama aslında bir yıldızın yapabileceği en basit salınım hareketidir. Bu durumda yıldız bir zonklama çevrimi boyunca küresel simetrik yapısını koruyarak genişler ve daha sonra büzülür. Cepheid, RR Lyrae ve Kırmızı Dev yıldızlar çapsal zonklama yapmaktadır (Aerts 2007). Çapsal doğrultuda meydana gelen bu zonklama, çapsal kuantum numarası n ile karakterize edilir. n (çapsal sıra), yıldızın merkezi ile yüzeyi arasındaki düğüm sayısına karşılık gelmektedir. Merkezinden yüzeyine kadar düğüm sayısı olmayan (n = 0) bir yıldız temel mod F ile zonklamaktadır. Bir düğüm varsa (n = 1) birinci harmonik 1H ile, iki ( n = 2) ise ikinci harmonik 2H modunda zonklama yapar. Çapsal harekete ek olarak bu harekete dik yönde hareket varsa o zaman çapsal olmayan salınım gerçekleşmektedir. Bu durumda salınım modları sadece n ile değil aynı zamanda çapsal olmayan l ve m kuantum numaraları ile karakterize edilmektedir. l (derece): yıldızın yüzeyindeki düğüm çizgilerinin sayısı ve m (azimut sayısı): yıldızın dönme ekseninden geçen çizgi sayısıdır. Şekil 2.3 de farklı l ve m değerlerinin bir yıldızın yüzeyinde oluşturduğu biçimleri göstermektedir (Kurtz 2006). Şekil 2.3 Yıldızın yüzeyinde farklı l ve m değerlerinin gösterimi (Kurtz 2006) Yıldızın yüzeyindeki mavi bölgeler gözlemciye yaklaşmakta, kırmızı bölgeler ise uzaklaşmaktadır. İlk sırada yıldızın kutbuna, orta sırada belirli bir açı ile ve üçüncü sırada ise ekvatoruna bakılmaktadır. Sol sütundan en sağdaki sütuna doğru yıldızın (l,m) değerleri sırasıyla (3,3), (3,2), (3,1) ve (3,0) dır. 7

23 2.1.5 Delta Scuti yıldızlarının fotometrik özellikleri Işık eğrilerinin değişim genliği genelde milikadir (1/1000 kadir) yöresinde olup, HADS larınki ise bir kadir kadar yüksek olabilmektedir. Zonklama dönemleri ise saat arasında değişmektedir. Bu yıldızlar çoğul dönemlilik gösterir ve ışık eğrilerinin analizleri sonucunda zonklama frekansları belirlenir. Delta Scuti yıldızlarının zonklama frekansları 5 ile 35 cycle/day (c/d) değerleri arasındadır. Gözlemsel verilerinin analizi p-modunda zonklama yaptıklarını işaret etmektedir (Poretti 2000). Fotometrik gözlemler ile l = 0 çapsal ve çapsal olmayan l 3 modlar belirlenirken, m kuantum numarası belirlenemez. Tayfsal gözlemlerle ise, hem m hem de yüksek l kauntum numaraları (l = 20 Kennelly vd. 1998) ve ayrıca i eğim açısı hesaplanmaktadır. Bu yıldızların zonklama frekanslarını ve modlarını belirleyebilmek için kampanya gözlemleri düzenlenmektedir. Dünya nın hemen hemen aynı enlemlerinde fakat farklı boylamlarından, yakın tarihlerde yapılan fotometrik gözlemler ile aliasing etkisi en aza indirgenerek yıldızın gerçek zonklama frekansları belirlenmektedir. Bu şekilde yapılan kampanya gözlemleri ile FG Vir in 79 (Breger vd. 2005), 44 Tau nın ise 29 zonklama frekansı (Lenz vd. 2008) belirlendi Dönem parlaklık bağıntısı İlk kez, Miss Leavitt (Leavitt ve Pickering, 1912) Küçük Macellan Bulutsu sundaki Cepheid değişen yıldızlarında zonklama dönemi ile parlaklığı arasında bir ilişki olduğunu tespit etti. Ardından, diğer değişen yıldızlarda da bu ilişkinin varlığı arandı. Delta Scuti yıldızları için de böyle bir bağıntı, Q zonklama sabiti ile oluşturulmaktadır. Bu yıldızların dönem parlaklık bağıntısı şu şekildedir; M bol bol( Güneş ) et et( Güneş ) ( T / T ) 1.67 log( M / M ) M = 3.33log P logQ 10log (2.1) Güneş Burada Q, P, ρ, T et ve M sırasıyla zonklama sabiti, zonklama dönemi, ortalama yoğunluk, etkin sıcaklık ve kütledir. Q ise aşağıdaki bağıntıdan hesaplanır. ρ Q = P (2.2) ρ Güneş 8

24 Tüm Delta Scuti yıldızlarının temel radyal modu için Q=0.033 gün dür. Delta Scuti yıldızların farklı zonklama modları ve harmoniklerinin Q değeri ise ile gün arasında değişmektedir (Breger 2000) Delta Scuti yıldızlarının tayfsal özellikleri Tayf türleri A-F arasında olan bu yıldızların tayfındaki soğurma çizgilerinin durumunu genellikle dönme hızları (vsini) belirlemektedir. Bu tür yıldızların çoğunda metal bolluğu Güneş yöresindedir. Fakat bazı elementlerin Güneş e göre daha zengin veya fakir olması durumunda Am türü de olabilmektedir. Delta Scuti yıldızlarının görsel bölge tayfları yardımıyla genel olarak atmosfer parametreleri hesaplanabilir, soğurma çizgilerinin profil değişimleri incelenebilir, zonklama modları belirlenebilir ve atmosferik kimyasal bolluk değerleri ile metal bolluk değerleri hesaplanabilir. Çapsal olmayan zonklama, yıldızın yüzey parlaklığında, radyal hızında ve sıcaklığında dönemsel değişiklik yaratır (Aerts ve Eyer 2000). Çizgi profil değişimini belirleyebilmek için uzun süreli ve kesintisiz kampanya gözlemlerine ihtiyaç duyulmaktadır. Değişim dönemleri kısa (~3 saat) olan bu yıldızların yüksek frekanslarının da belirlenebilmesi için mümkün olduğunca yüksek çözünürlüklü tayfçekerler ile kısa poz süreli ve yüksek S/N gözlemsel veriler de elde edilmelidir. Bu tür yıldızların zaman-sıralı olarak gözlenmiş kaliteli tayfları incelendiğinde belirli soğurma çizgi profillerinin değişim gösterdiği tespit edilmiştir (Şekil 2.4). Tayfsal ve fotometrik olarak gözlemlerden belirlenmiş her bir zonklama frekansının modlarını tespit edebilmek için çizgi profil değişimleri, zonklamayı karakterize eden l ve m kuantum sayıları ile oluşturulan kuramsal modellerle çakıştırılmalıdır. Şekil Tauri nin soğurma çizgilerindeki profil değişimleri (Zima vd. 2007). 9

25 Delta Scuti türü yıldızların kimyasal bolluk çalışmaları Bu tür yıldızlara yönelik yapılmış ayrıntılı kimyasal bolluk analizi sayısı azdır. Delta Scuti yıldızlarının prototipi olan δ Scuti yi Rachkovskaya (2000), Hui-Bon-Hoa (2000) ve Yushchenko vd. (2005) inceledi. Kimyasal bolluk analizi yapılan diğer Delta Scuti türü yıldızları ise FG Vir (Mittermayer ve Weiss 2003), 28 And (Adelman vd. 2000), 44 Tau (Zima vd. 2007), HD (Bruntt vd. 2008), Praesepe kümesinde bulunan HD 73135, HD 73345, HD 73450, HD 73746, HD73798, HD74028, HD (Fossati vd. 2008a) ve HD , HD138918, HD , HD , HD , HD , HD (Fossati vd. 2008b) dir. Ayrıca, Erspamer ve North (2003), 140 A-F türü yıldızlar arasında yer alan 12 adet Delta Scuti yıldızının (β Cas, 28And, β Leo, ρ Vir, 20 CVn, γ Boo, δ Scu, V1208 Aql, Altair, CN Dra, CC Gru, τ Peg) kimyasal bolluk analizini gerçekleştirdi. Fakat Erspamer ve North (2003), analizleri otomatik yöntem ile yaptıklarından ulaştıkları sonuçların güvenirliği tartışmalıdır. Yukarda adı geçen yıldızların gözlemleri esnasında kullanılan teleskobun çapı, tayfçekerin çözünürlüğü ve belirlenen atomik tür veya element sayısı çizelge 2.1 de listelendi. Söz konusu yıldızların ilgili incelemeler sonucunda hesaplanan atmosfer parametreleri (T et ve logg), dönme hızları (vsini) ve varsa mikrotürbülans hızları (ξ) da çizelge 2.2 sunuldu. Güncel çalışmalardan biri olan Poretti vd. (2010), CoRoT uydusu ile gözlenen sekiz Delta Scuti yıldızının zonklama ve bolluk analizini gerçekleştirdi. Bu sekiz yıldızın hafif elementlerinin bolluğu Güneş inki ile aynı, ağır elementlerin bolluğu ise Güneş e göre daha fazla miktarda olduğunu tespit etti. Ancak, çalışmadaki yıldızların bolluk değerleri henüz yayınlanmadığından bu tez çalışmasında bir karşılaştırma için kullanılamadı. 10

26 Çizelge 2.1 Delta Scuti yıldızlarının gözlemleri esnasında kullanılan teleskobun çapı, tayfçekerin çözünürlüğü ve belirlenen atomik tür veya element sayısı Yıldız Telescope Çapı (m) R Atomik Tür Element Kaynak δ Scu Yushchenko vd. (2005) FG Vir Mittermayer ve Weiss (2003) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD ve ve Fossati vd. (2008b) HD Fossati vd. (2007) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) HD ve Fossati vd. (2008a) 44 Tau Zima vd. (2007) HD Bruntt vd. (2008) 28 And Åmm Adelman vd. (2000) 20 CVn Åmm Kılıçoğlu (2008) Yıldız Telescope Çapı (m) R Element Kaynak β Cas 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) 28 And 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) β Leo 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) ρ Vir 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) 20 CVn 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) γ Boo 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) δ Scu 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) V1208 Aql 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) Altair 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) CN Dra 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) CC Gru 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) τ Peg 1.2 ve ve Erspamer ve North (2003) Çizelge 2.2 Delta Scuti yıldızlarına ilişkin atmosfer parametreleri ve dönme hızları Erspamer ve North (2003)'ın inceledikleri Yıldız T et (K) logg ξ (km/s) vsini (km/s) Yıldız T et (K) logg vsini (km/s) δ Scu β Cas FG Vir And HD β Leo HD ρ Vir HD CVn HD γ Boo HD δ Scu HD V1208 Aql HD Altair HD CN Dra HD CC Gru HD τ Peg HD HD HD HD HD Tau HD And CVn

27 2.2 DD UMa DD UMa (18 UMa) ilk kez, Allengheny Observatory de gerçekleştirilen tayfsal çift yıldız gözlemlerinin listesinde yer almaktadır (Schesinger 1914). Ardından Frost vd. (1929), yılları arasında DD UMa ya ilişkin elde ettiği radyal hız değerlerinin değişim gösterdiğini belirleyerek, onun bir tayfsal çift yıldız olabileceğini ifade etti (V r = km/s). Abt (1965) ise, Aralık 1959-Nisan 1961 tarihleri arasında elde ettiği 13 gecelik tayfsal veriden, DD UMa nın radyal hız değişimi göstermediğini ve dolayısıyla bir tayfsal çift yıldız olmadığını belirledi. Percy (1973) Delta Scuti türü bir yıldız olan HR 3775 ın fotometrik gözlemleri süresince DD UMa yı mukayese yıldızı olarak kullandı. Gözlemlerin analizi sonucunda DD UMa nın ~3 saat dönemli ~0 m.03 genlikli değişim gösterdiğini fark edip onun Delta Scuti türü değişen bir yıldızı olabileceğini ilk kez tespit etti. Horan vd. (1974), DD UMa yı dört gece boyunca 40 cm teleskop ile gözledi ve iki gecelik gözlemlerinden belirlediği parlaklık değişim genliği ve döneminin Percy nin (1973) buldukları ile birebir aynı olduğunu gördü. Diğer iki gecede ise parlaklık değişimi tespit edemedi. Kholopov vd. (1979), 64. değişen yıldızları isimlerdirme listesinde bu yıldızı DD UMa olarak isimlendirdi. DD UMa nın (m V = 4. m 832), parlak, Güneş e yakın (d = 36 pc) ve A tayf türünden bir değişen yıldız olması onu, elektromanyetik tayfın hemen hemen her bölgesinde yapılan toplu araştırmalar için uygun bir aday yıldız yapmıştır. Morötesi bölgede van Duinen vd. (1975), Cucchiaro vd. (1980), Macau-Hercot, (1978), vant Veer-Menneret vd. (1982), Heck vd. (1984), Simon ve Landsman (1997), Meade (1999), Weaver ve Torres-Dodgen (1995) tarafından incelendi. Simon vd. (1995) ise A türü yıldızların x-ışın gözlemleri esnasında DD UMa nın güçlü bir x-ışın kaynağı olmadığını tespit etti. Ancak, DD UMa nın görsel bölgede fotometrik ve tayfsal çalışmaları sınırlı sayıdadır. Yıldızın zonklama dönemini kapsayan bir ışık eğrisi ve/veya analizi henüz bulunmamaktadır. Fotometrik anlamda sadece belirli filtrelerde yapılmış sayım değerleri mevcuttur. Johnson ve Knuckles (1957), DD UMa için UBV de sadece 3 12

28 gözlem noktası elde etti. Bir başka ifadeyle DD UMa için V = 4 m.82, B-V = 0 m.20 U-V = 0 m.09 dir. Strömgren (uvbyβ) gözlemleri ise Eggen (1983), Perry vd. (1987), Gray ve Garrison (1989), Maitzen vd. (1998) taraflarından yapıldı. Yıldızların dönme hızlarının (vsini) belirlenmesine yönelik çalışmalarda, DD UMa sıkça yer almıştır. Yapılan bu türden çalışmalar ve DD UMa için elde edilen dönme hız (vsini) değerleri çizelge 2.3 de listelendi. Çizelge 2.3 DD UMa için belirlenmiş vsini değerleri vsini (km/s) Kaynak 175 Slettebak (1955) 135 Abt ve Moyd (1973) 145 Abt ve Morrell (1995) 104 Russell (1995) 167 Wolff ve Simon (1997) 159 Royer vd. (2002) >155 Bush ve Hintz (2008) 187 Takeda vd. (2009) DD UMa, A tayf türünden yıldızlara yönelik genel amaçlı tayfsal araştırmalarda da hedef yıldızlar içerisinde yer almıştır. Yer aldığı bu tayfsal çalışmaların özeti aşağıdaki gibidir: Smith (1971), A türü yıldızların metal bolluğunu inceledi ve DD UMa nın normal bir A türü cüce yıldızı olduğunu belirtti. Abt ve Moyd (1973), A türü yıldızların dönme hızını ve etrafında kabuk araştırmasına yönelik çalışması DD UMa yı da içermekte olup H β çizgisinden bu yıldızın dönme hızını (vsini) 135 km/s hesapladı ve onun etrafını saran bir kabuğun olmadığını belirtti. Doroshenko vd. (1981), B-A-F tayf türlerine sahip yıldızların Å dalgaboyu aralığını kapsayan düşük çözünürlüklü tayflarını inceledi ve DD UMa nın model atmosfer yöntemiyle etkin sıcaklığını 8500 K ve yüzey çekim ivmesini logg = 4.2 olarak hesapladı. Boehm-Vitense (1978), A ve F türü yıldızıların spektrofotometrik enerji dağılımını inceledi. DD UMa için gözlenmiş enerji dağılımın kuramsal radyatif ve konvektif model çakıştırması yaptı. Radyatif modelden etkin sıcaklığını 7900 K, konvetif modelden ise 8300 K olarak belirledi. Levato ve Abt (1978), UMa grubunun üyelerinin tayf türlerini ve mutlak parlaklıklarını belirledi. 13

29 Onlara göre, Ursa Major grubunun dış uzantısında yer alan DD UMa nın tayf türü A5 V dir. Russell (1995), Delta Scuti yıldızlarında lityum bolluğunu araştırdı. Russell (1995), DD UMa için atmosfer parametrelerini (T et = 8142 K ve logg = 4.19) Strömgren fotometre kalibrasyonu ile belirledi ve vsini değerini 104 km/s olarak hesapladı. Diğer element bolluk değerlerini ise Güneş'e göre [LiI/H] = 2.17, [FeI/H] = 0.55, [CaI/H] = 0.05 buldu. Russell (1995), DD UMa nın ([Fe/H] > 0.5 olan yıldızlar metalce zengin yıldızlardır) metalce zengin bir yıldız olabileceğini ileri sürdü. Takeda vd. (2009), A türü yıldızlarda sodyum bolluğunu araştırdı. Strömgren ubvy fotometrik sistemi ile belirledikleri etkin sıcaklık ve çekim ivmesi değerleri ışığında incelenen yıldızların ATLAS9 (Kurucz 1993) ile atmosfer modellerini hesapladı. Onlar, DD UMa için T et = 7822 K, logg = 4.03 ve ξ = 4 km/s olduğunu belirlediler ve Å dalgaboyu aralığı için uyguladıkları sentetik tayf çakıştırma tekniği ile dönme hızını 187 km/s ve O/H = -0.18, Ca/H = +0.07, Fe/H = +0.08, Ba/H = ve Na/H = bolluk değerlerini belirlediler Ursa Major grubu Yıldızların oluşumu (doğumu), belirli bir bölgede yer alan moleküler bulutların çökmesi sonucunda gerçekleşmektedir. Bu bölgelerdeki yıldızlar galaktik yörünge hareketine katılararak tedirginlik etkilerine maruz kalırlar (Eggen 1996). Tedirginlik etkisi, aynı orijinden gelen bu yıldızların Samanyolu Galaksi ninde farklı bölgelere dağılmasına neden olur. Süperküme, Samanyolu nun farklı bölgelerinde yer alabilen ve birbirine kütlesel çekim kuvvetleri ile bağlı olmayan fakat aynı kinematik özellikleri taşıyan yıldız topluluğudur. Hareketli grup ise Yer den gözlenen süperkümenin parçasına verilen addır (Asiain vd. 1999). Proctor (1869), gökyüzünde rastgele olarak seçilmiş bazı yıldızların özhareketlerini dikkatli bir şekilde incelemesi sonucunda, Ursa Major üye yıldızlarının Güneş in apeksine doğru hareket ettiğini belirledi. Ardından, Huggins (1872), Ursa Major de Büyük Cezve olarak ifade edilen yedi yıldızın radyal hız değerlerini belirledi ve 14

30 onlardan beş tanesinin aynı uzay hızı değerine sahip olduğunu buldu. Ardından, Ursa Major takımyıldızına bu yönde ilgi arttı ve üye yıldızlarının radyal hız ve öz hareketleri incelenmeye başlandı. Ursa Major takımyıldızına üye olmayan ve oldukça uzakta bulunan bazı yıldızlar da (Sirius ve Güney yarımkürede yer alan HD yıldızı gibi) aynı uzay hızına sahiptirler. Ursa Major grubuna ait olan tüm yıldızlar tek bir küme olarak anılmayıp (Wielen 1978) farklı isimler ile bilinmektedir. Örneğin, üyelerinden biri ve en parlak yıldız olan Sirius a yönelik Sirius süperkümesi (Eggen 1994) veya UMa asssasyonu (Fuhrmann 2004) veya Ursa Major (hareketli) grubu olarak adlandırılmıştır yılına kadar bilinen Ursa Major grup üyelerini ve özelliklerini Roman (1949) derledi ve sonra bu yıldız grubunun araştırmaları Eggen (1992) ve Soderblom ve Mayor (1993) tarafından Hipparcos Uydusu öncesi ve Asiain vd. (1999) tarafından ise Hipparcos Uydusu sonrası olarak gerçekleştirdi. Ursa Major takımyıldızının kinematik çalışmaları ise King vd. (2003), Chupina vd. (2006) ile Ammler-von Eiff ve Guenther (2009) tarafından yapıldı. Ammler-von Eiff ve Guenther (2009) Ursa Major grubu için [Fe/H] değerini ± 0.05 olarak hesapladı. Hareketli Ursa Major Grubu, aynı uzay hızına sahip yıldızların oluşturduğu çekirdek bölgesi ve benzer hızlara sahip yıldızların oluşturduğu Ursa Major grubunun uzantısı olmak üzere iki kısma ayrılmaktadır. DD UMa yıldızı, Ursa Major in uzantısının bir üyesi olabileceğinden ilk kez Mohr (1930) söz etti. Ardından, Roman (1949), Mohr (1930) a atıfta bulunarak yıldızın Ursa Major in uzantısının üyesi olduğunu belirtti. King vd. (2003), ise radyal hız değerini (V r = km/s) elde ederek kinematik ve fotometrik olarak Ursa Major grubunun kesin olmamakla birlikte bir üyesi olabileceğini ifade etti. Chupina vd. (2006) Ursa Major grubunun kinematiğini araştırırken, Roman (1949) ve King vd. (2003) e atıfta bulunarak, DD UMa yı Ursa Major grubunun uzantısındaki yıldızlar arasında listeledi. 15

31 3. MATERYAL VE YÖNTEM 3.1 Gözlemsel Veri Günümüzde yer-tabanlı teleskoplar ile yapılan gözlemlere ek olarak uzaydaki uydular ile de gökcisimleri gözlenebilmektedir. Elde edilen tüm bu veriler arşivlenerek bir süre sonra internet aracılığıyla araştırmacıların ortak kullanımına açılmaktadır. Diğer yönden, Dünya nın herhangi bir yerindeki gözlemevine gözlem projesi sunularak, gözlem yapılabilmektedir. Ayrıca, internet üzerinden bir yıldızın daha önce yapılmış benzer gözlemlerinin varlığını sorgulamak ve de onlara ulaşmak da mümkündür. Bu çalışmada her iki yöntem ile; Okayama Astrophysical Observatory de (OAO, Japonya) bizzat gözlem yaparak ve Observatoire de Haute-Provence den (OHP, Fransa) arşiv verisi alınarak, gerekli gözlemsel materyal temin edildi. Her iki gözlemevi verisine ilişkin gözlem araçlarının özellikleri Bölüm de ve ayrıca söz konusu tayfların indirgeme yöntemleri Bölüm 3.2 de anlatıldı Okayama Astrophysical Observatory (OAO) Japonya nın en büyük teleskobuna (çapı=1.88 m, Şekil ) bağlı bulunan yüksek çözünürlüklü High Dispersion Echelle Spectrograph (HIDES) tayfçekeri ile DD UMa yı gözleyebilmek için, 2009A döneminde Spectroscopic Mode Identification of DD UMa and EN UMa başlıklı gözlem projesi ile OAO ya başvuru yapıldı. 09A-12 numaralı bu projeye OAO nun akademik kurulu 27 Şubat 5 Mart 2009 tarihlerine (7 gece) gözlem zamanı tahsis etti. National Astrophysical Observatory Japan (NAOJ) ın uluslararası araştırmacılar için sağladığı 15 günlük burs (24 Şubat-12 Mart 2009) ile Japonya da DD UMa nın tayfsal gözlemleri elde edildi DD UMa yıldızının zaman-sıralı tayfları Å dalgaboyu aralığını kapsamaktadır. Her gözlem gecesinin başında ve sonunda standart kalibrasyonlar olan bias ve flat verileri elde edildi. Her gecenin başlangıcı ve sonunda Th-Ar lamba tayfı alındı ve buna ilave olarak ortalama 3-4 yıldız tayfından sonra da tekrar gözlendi. Amaç, Th-Ar lamba tayfı ile yapılan dalgaboyu kalibrasyonunun duyarlılığını 16