ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ HD YILDIZININ ATMOSFERİK BOLLUKLARI. Kübraözge ÜNAL

Transkript

1 ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ HD YILDIZININ ATMOSFERİK BOLLUKLARI Kübraözge ÜNAL ASTRONOMİ ve UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI ANKARA 2017 Her hakkı saklıdır

2

3

4 ÖZET Yüksek Lisans Tezi HD YILDIZININ ATMOSFERİK BOLLUKLARI Kübraözge ÜNAL Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Danışman: Doç. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY HD yıldızının Å dalgaboyu aralığındaki yüksek çözünürlüğe sahip (R~40 000) tayfları TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi nde bulunan 1.50 metrelik RTT150 teleskobuna bağlı Coude Echelle tayfçekeri kullanılarak elde edildi. Yıldıza ilişkin atmosfer modelleri ATLAS9 ve ATLAS12 ile üretildi. Yıldızın atmosfer parametreleri olan etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi, gözlemsel ve kuramsal H çizgi profilleri karşılaştırılarak belirlendi. Buna göre yıldızın etkin sıcaklığı K ve yüzey çekim ivmesi 3.60 dır. Mikrotürbülans hızı belirlemede, yıldızın tayfında gözlenen Fe II çizgilerinin eşdeğer genişlikleri ile bu eşdeğer genişliklerden ölçülen bollukların eğiminin sıfır olması durumu gözönüne alındı ve 0 kms -1 olarak bulundu. Ayrıca yıldızın [Fe/H] değeri 0.16 dex olarak elde edildi. HD yıldıznın ayrıntılı kimyasal bolluk analizi sonucunda O, Mg, P, S, Sc, Cr, Ti, Mn, Fe, Sr, Y, Yb ve Hg olmak üzere 13 elemente dair bolluklar elde edildi. Buna göre O, Mg ve S Güneş e kıyasla yıldızda daha az iken, Ti ve Cr daha fazladır. Nadir toprak elementlerinden Y ve Yb Güneş e kıyasla yıldızda aşırı boldur. Hg elementine ilişkin çizgilerin yıldızın tayfında gözlenmesi, dahası [Hg/H]=5 ve [Mn/H]=2 olması, onun kimyasal tuhaf bir Civa-Mangan yıldızı olduğunu düşündürmektedir. Ayrıca bu çalışmada, HD in kütlesi ve yaşı, yıldız evrim modelleri ve eş yaş eğrileri kullanılarak M = ve Myr olarak öngörüldü. Eylül 2017, 73 sayfa Anahtar Kelimeler: HD , Atmosferik bolluk analizi, kimyasal tuhaf yıldızlar, HgMn yıldızları ii

5 ABSTRACT Master Thesis ATMOSPHERIC ABUNDANCES OF HD Kübraözge ÜNAL Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Sciences Supervisor: Assoc. Prof. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY The high resolution (R~40 000) spectrum of HD , spanning a wavelength range from 3800 to 7500 Å, was obtained with Coude Echelle spectrograph mounted on the 1.5-m RTT 150 telescope at the TÜBİTAK National Observatory. ATLAS9 and ATLAS12 model atmosphere codes were used in the study. The atmospheric parameters effective temperature and surface gravity were determined by a fitting between observed and synthetic H β line profiles. Accordingly, the effective temperature of the star is K and the surface gravity is In determining the microturbulent velocity, the equivalent widths of the Fe II lines observed in the star spectrum and the slope of the abundances measured from these equivalent widths were taken into account and found to be 0 kms -1. The star s [Fe/H] value was also found to be 0.16 dex. The detailed chemical abundance analysis of HD star obtained abundance of 13 elements including O, Mg, P, S, Sc, Cr, Ti, Mn, Fe, Sr, Y, Yb and Hg. According to this, while O, Mg and S are low in the star compared to the Sun, Ti and Cr are high. The rare earth elements Y and Yb are overabundant in the star compared to the Sun. The existence of lines of Hg in the star's spectrum and its [Hg/H]=5 and [Mn/H]=2 values suggest that it is a chemically peculiar Mercury-Manganese star. The mass and age of HD were predicted from the evolutionary tracks and iscohrones, as M =3.40±0.10 and 280±25 Myr. September 2017, 73 pages Key Words: Atmospheric abundance analysis, chemically peculiar stars, HgMn stars iii

6 ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR Bütün evrenin, canlı cansız her şeyin yapı taşı Atomdur. Atom çekirdeğini oluşturan proton ve nötronların etrafında bir yörüngede dönen elektronlar mevcuttur. Henüz Ortaokul yıllarımda öğrendiğim bu bilgi bende Astronomiye karşı bir ilgi uyandırmıştı. Evrenin temel yapı taşı Atomun içerisindeki elektronlar, Ay, Dünya, Gezegenler, Yıldızlar bir yörünge üzerinde dönüyorlar ve bu hareket ciddi bir enerjinin ortaya çıkmasına neden oluyordu. Çok merak ettiğim ve ilgi duyduğum, Astronomi hayatıma 2009 yılında girdi. Merak ettiğim birçok şeyi öğreniyordum artık. Zamanla öğrendiğim bilgilere karşı artarak devam eden bir sevginin ve bağlılığın oluştuğunu fark ettim. Bu hayatta birçok bilgi öğrenmiştim ama her bilgiyi sevmiyordum. Burada bilgi öğreticisinin yani Öğretmenin rolünün ne kadar önemli olduğunu fark ettim. Hayatta, tek başına meslek sahibi olmak fiilini herkes yapabiliyor ancak herkes mesleğini sevemiyor ve mesleğini severek icra edemiyor. Ben Astronomiyi ve etki alanındaki diğer bilim dallarını seviyorum. Bu engin bilim dalının içerisinde benim için gizemli olan bilmediğim detayları da bir o kadar çok merak ediyorum. Öncelikle artık mesleğim diyebileceğim Astronomiyi bana sevdiren ve emeği olan tüm Hocalarıma teşekkürü bir borç bilirim. Hepinize çok ama çok teşekkür ederim. Yüksek lisans hayatım boyunca, araştırmalarım sırasında benden değerli bilgilerini ve yardımlarını esirgemeyen Prof. Dr. Selim O. SELAM hocama, TÜBİTAK 1001 projesinde yer almamı sağlayan ve bu proje kapsamında analizini yapmış olduğum HD yıldızının tez çalışmam olmasına izin veren Prof. Dr. Berahitdin ALBAYRAK hocama, merak ettiğim her konuda sabırlı bir şekilde cevap veren Dr. Tolgahan KILIÇOĞLU hocama, proje çalışmam boyunca bana yardımcı olan Doç. Dr. Aslı ELMASLI-AKÇAR hocama ve lisans eğitimime başladığım ilk günden bugüne iv

7 akademik anlamda kendimi geliştirmem için katkıda bulunan, değerli önerilerini, desteğini ve özellikle yaşadığım tüm zor zamanlarda anlayışını, sabrını esirgemeyen danışmanım Sayın Doç. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY hocama sonsuz teşekkür ediyorum. Ayrıca aynı projede çalışma imkanı bulduğum sevgili arkadaşlarım Yahya NASOLO ve Zeynep AVCI ya teşekkür ediyorum. Yüksek lisans mezuniyetimi ve tezimin son dönemlerini göremeden hayata veda eden ve biliyorum ki yaşasaydı benimle çok gurur duyacak olan, bana her zaman insanlara karşı dürüst ve saygılı olmamı, hiçbir zaman kimsenin hakkını yememem gerektiğini öğreten maddi manevi her konuda arkamda olan sevgili babam Zafer ÜNAL a, benim ve kardeşlerim için hiçbir fedakarlıktan kaçınmayan, karşılıksız seven, gece gündüz ben ders çalışıyorken beni yalnız bırakmayan sevgili annem Selma ÜNAL a, hayatımın her anında beni yalnız bırakmayan, bana her konuda inanan ve güvenen benden hiçbir konuda desteğini esirgemeyen sevgili halam Selma ÜNAL a, sürekli yanımda olan, beni hep motive ederek huzurlu ve mutlu olmamı sağlayan sevgili kardeşlerim Gözde ve Elif ÜNAL a ve son olarak bütün lisans ve yüksek lisans yaşamım boyunca benden desteğini esirgemeyen, her zor anımızda yanımda olan aile dostumuz sevgili Fatih Enes DEMİRBAŞ a sonsuz teşekkür ediyorum, hepsine minnettarım. Kübraözge ÜNAL Ankara, Eylül 2017 v

8 İÇİNDEKİLER TEZ ONAY SAYFASI ETİK... i ÖZET... ii ABSTRACT... iii ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR... iv SİMGELER ve KISALTMALAR DİZİNİ... viii ŞEKİLLER DİZİNİ... x ÇİZELGELER DİZİNİ... xii 1. GİRİŞ Kimyasal Tuhaf Yıldız Sınıflaması ve Genel Karakteristik Özellikleri HgMn Yıldızları HgMn Yıldızlarında Çizgi Profil Değişimi HgMn Yıldızlarının Manyetik Alanı HgMn Yıldızlarının Çift (Çoklu) Sistem Olma Olasılıkları HgMn Yıldızlarında Bolluk Anormalliklerini Tetikleyen Mekanizmalar HgMn Yıldızlarının Hertzsprung-Russell (H-R) Diyagramındaki Konumları KAYNAK ÖZETLERİ MATERYAL ve YÖNTEM Gözlemler Dikine Hız Düzeltmesi Tayfların Normalizasyonu Eşdeğer Genişlik Ölçümü ve Çizgi Listesi Kimyasal Bolluk Hesabı Atmosfer parametrelerinin belirlenmesi Model atmosferler Bolluk analizi Dönme Hızı ARAŞTIRMA BULGULARI Atmosfer Parametreleri Kimyasal Bolluk Sonuçları Hesaplanan Bolluk Değerlerine İlişkin Hata Hesabı vi

9 4.4 H-R Diyagramındaki Konumu TARTIŞMA ve SONUÇ KAYNAKLAR EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri ÖZGEÇMİŞ vii

10 SİMGELER DİZİNİ Am-Fm Metalik Çizgili Yıldızlar Ap/Bp Manyetik A Yıldızları/Manyetik B Yıldızları (B-V) Renk Ölçeği B z Manyetik Alan c Işık hızı ( kms -1 ) CP Kimyasal Tuhaf Yıldızlar CP1 Metalik Çizgili Yıldızlar CP2 Manyetik Ap/Bp yıldızları CP3 HgMn Yıldızları CP4 Helyumca Fakir Yıldızlar DG Doppler Görüntüleme EHe Aşırı Helyum Yıldızları ESO Avrupa Güney Gözlemevi (ing. European Southern Observatory) EW Eşdeğer Genişlik HFS Aşırı İnce Yapı Bölünmesi (ing. hyperfine splitting) HgMn Civa-Mangan Yıldızları L Işınım Gücü L Güneş in Işınım Gücü log g Yüzey Çekim İvmesi LSD En Küçük Kareler Yöntemi LTE Yerel Termodinamik Denge M Kütle M Günes in Kütlesi m v Görünen Parlaklık M v Mutlak Parlaklık NIST Ulusal Standartlar ve Teknoloji Enstitüsü (National Instute of Standart and Tecnology) R Yıldızın Yarıçapı roap Hızlı Dönen Manyetik A Yıldızları S/G Sinyal/Gürültü SB Çift Yıldızlar SB1 Görsel Tayfsal Çift Yıldızlar SB2 Çift Çizgili Tayfsal Çift Yıldızlar Si Silisyum Yıldızları SrCrEu Stronsiyum Krom Evropyum Yıldızları T et Etkin Sıcaklık V göz Gözlemdel Tayftan Hesaplanan Dikine Hızı V helio Güneş Merkezine İndirgenmiş Dikine Hızı VLT Çok Büyük Teleskop (Very Large Telescope) V r Dikine Hız Z Metal Bolluğu λ Boo Lamda Bootis Metalce Fakir Yıldızlar λ Dalgaboyu Gözlenen Dalgaboyu λ göz viii

11 λ lab ν sini ξ Laboratuvar Dalgaboyu Dönme Hızı Mikrotürbülans Hızı ix

12 ŞEKİLLER DİZİNİ Şekil 1.1 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak kimyasal tuhaf yıldızların rastlantı sıklığı Şekil 1.2 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde kimyasal tuhaf yıldızların göreli sıklığı... 4 Şekil 1.3 Açık yıldız kümelerinde yer alan kimyasal tuhaf yıldızların birkaç sınıfının H-R diyagramı....8 Şekil 1.4 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişim örnekleri Şekil 1.5 AR Aur un tayfında gözlenen çizgi profil değişimi Şekil 1.6 Fe II Å çizgisinden elde edilen AR Aur un Fe bolluk haritası Şekil 1.7 Y II 4900 Å çizgisinden elde edilen AR Aur un Y bolluk haritası Şekil 1.8 HD yıldızının Y bolluk haritası Şekil 1.9 AR Aur için dönme döneminin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alanın ölçümleri Şekil Eri ve 66 Eri için dönme evresinin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alan ölçümleri Şekil 1.11 Çift sistem üyesi HgMn yıldızları Şekil 1.12 Tet - element bolluk dağılımı Şekil 1.13 Hg için log g bolluk grafiği Şekil 1.14 HgMn ve Am yıldızları konumunu gösteren H-R diyagramı Şekil 2.1 HD yıldızının ölçülen UV akısı grafiği Şekil 2.2 λ7774 Å daki üçlü O I çizgisinin sergilemiş olduğu asimetrik yapı Şekil 2.3 HD Yıldızının tayfında gözlenen Ca II K ve üçlü Mg II 4481 A çizgilerinin yapısı Şekil 2.4 HD yıldızının UV ve mavi bölge tayfında gözlenen asimetrik yapıları Şekil 2.5 HD yıldızın bugüne kadar hesaplanan dikine hızı değerleri Şekil 3.1 HD yıldızı için yapılan dalgaboyu kalibrasyon örneği Şekil 3.2 HD yıldızının Å aralığındaki normalize tayfı Şekil 3.3 Eşdeğer genişlik ölçümünün temsili çizimi Şekil 3.4 HD yıldızının Å dalgaboyu aralığına uygulanan kuramsal Gaussian profil çakıştırmaları Şekil 3.5 HD yıldızının λ4960 Å λ5020 Å dalgaboyu aralığında gerçekleştirilen çizgi tanısı Şekil 3.6 HD yıldızının kimyasal bolluk analizi için kullanılan algoritma Şekil 3.7 HD yıldızı ATLAS9 (a) ve ATLAS12 (b) ile üretilmiş olan model atmosfer örneği Şekil 4.1 HD in Hβ profil fiti x

13 Şekil 4.2 HD yıldızının atmosferinde tespit edilen atomik türlere ait bolluk grafiği Şekil 4.3 λ4588 Å λ4589 Å dalgaboyundaki P II elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği Şekil 4.4 λ4205 Å, λ4206 Å ve λ4207 Å Mn elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği ve elde edilen bolluk değerleri Şekil 4.5 HD yıldızının H-R diyagramı üzerindeki konumu Şekil 5.1 HD ile HD yıldızlarının bolluklarının karşılaştırılması Şekil 5.2 λ5300 Å λ5360 Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar Şekil 5.3 λ4195 Å λ4220 Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar xi

14 ÇİZELGELER DİZİNİ Çizelge 1.1 Anakolun üzerinde konumlanan kimyasal tuhaf yıldızlar... 1 Çizelge 1.2 Farklı yıldız tipleri için çift olma olasılığı Çizelge 3.1 HD yıldızının gözlemsel özellikleri Çizelge 3.2 Fe elementi için Fuhr ve Wiese (2006) tarafından yapılan harf notasyonu Çizelge 3.3 HD için hesaplanan Eşdeğer genişlik değerleri ve harf notasyonu. 42 Çizelge 4.1 HD yıldızının atmosfer parametreleri Çizelge 4.2 HD yıldızının ayrıntılı olarak gerçekleştirilen bolluk analiz sonuçları Çizelge 4.3 Sıcaklığın fonksiyonu olarak üretilen BCv Çizelge 4.4 HD yıldızına ilişkin mutlak parametreler xii

15 1. GİRİŞ Kimyasal tuhaf yıldızlar (CP) erken F ile B tayf türü aralığında kuvvetli manyetik alanlara sahip yıldızlar olup yavaş dönme, hızlı salınımlar, fotometrik/tayfsal değişim ve Güneş bolluklarından oldukça farklı bolluklar sergilemeleriyle karakterize edilmektedirler. CP yıldızlarını ilk kez Preston (1974) dört alt sınıfa (CP1-4) ayırmıştır. Daha sonra ise, Smith (1996a) bu yıldızları, fiziksel ve kimyasal karakteristiklerine göre altı alt sınıf olarak gruplamıştır. Preston (1974) sınıflamasına ek olarak yapılan son sınıflama (Çizelge 1.1) λ Boo ve Helyumca zengin yıldızları da barındıracak şekilde genişletilmiştir. Şekil 1.3 de CP yıldızlarının üç grubunun, atom numarasına karşılık Güneş e göre bolluk değerleri gösterilmiştir. Çizelge 1.1 Anakolun üzerinde konumlanan kimyasal tuhaf yıldızlar (Smith 1996) Sınıflama Adı Preston Sınıflaması Tayfsal karakteristiği Tayf Türü Sıcaklık (K) λ Boo - Zayıf MgII ve zayıf metaller A0-F Am- Fm CP1 Zayıf CaII ve/veya ScII, metalik çizgiler A0-F Bp-Ap CP2 Sr, Cr, Eu ve/veya Si B6-F HgMn CP3 HgII ve/veya MnII B6-A He-fakir CP4 Zayıf He B2-B He-zengin - HeI B Genel olarak CP yıldızları manyetik ve manyetik olmayan yıldızlar olarak bir grup oluşturmaktadırlar. Manyetik grup, genellikle (10000 K civarında) soğuk SrCrEu ve sıcak Si yıldızlarının alt tiplerini kapsayan Bp-Ap yıldızları olarak adlandırılan grubu kapsamaktadır. Manyetik olmayan grupta yer alan yıldızlar ise, K den daha düşük sıcaklıklara sahip Am-Fm ve λ Boo yıldızları ve K civarında da HgMn yıldızlarıdır. Yaklaşık K'nın üzerindeki sıcaklıklarda CP yıldızlarına daha az rastlanmaktadır. HgMn yıldızları, He-fakir yıldızların heterojen bir karışımıyla birleşir. Bu yıldızların üyelerinin bazıları zayıf ya da mevcut olmayan manyetik alan özelliklerine sahiptir ve sıcak HgMn yıldızlarında gözlenen P, Xe, Ga çizgileri bu yıldızlarda güçlüdür. Buna karşın diğerlerinde, manyetik Bp-Ap yıldızlarında olduğu gibi güçlü Ti, Sr ve Si çizgilerine vardır. Yüksek etkin sıcaklıklarda da, çizgi profil 1

16 Rastlantı oranı değişimi ve güçlü manyetik alana sahip olan Helyumca zengin yıldızlar bulunmaktadır. CP olgusu, önemli oranda kütle kaybetmeye başlayan en sıcak (25000 K) He-zengin yıldızlarda son buluyor gibi görünmektedir. Tabii ki, bu yıldızlar yüksek etkin sıcaklık ve ışınım gücüne sahip yıldızlardır. Bu yıldız gurubu, OBC/OBN ve Wolf-Rayet yıldızları gibi yıldız türleri ni de kapsamaktadır (Smith 1996). Ancak, bu yıldızların, CP yıldızlarının aksine yüzeylerinde nükleer yanma ürünlerini sergiledikleri çift sistemlerde kütle aktarımı, çekirdekten gelen materyalin yüzey katmanları ile karışımı veya anakol sonrası evrimlerinin son aşamalarında gerçekleşen aşırı kütle kayıpları gibi düşünülmektedir (Willis 1991). Kimyasal tuhaf yıldızlar, anakolun üzerinde konumlanan yıldız popülasyonunun önemli bir bölümünü oluşturmaktadır. Bu yıldızların tayf türüne göre rastlantı oranı şekil 1.1 de gösterilmiştir. Şekil 1.1 oluşturulurken, belli bir parlaklık aralığında olan bütün süperdev (ışınım sınıfı I ve II) ve salma çizgili, kabuk, Puppis ( Del), Scuti yıldızları dâhil edilmemiş olup, dev yıldızlar dâhil edilmiştir. Çünkü birçok CP yıldızının, anormal derecede zayıf He I çizgileri nedeniyle ışınım sınıfı III olarak belirlenmiştir. Ayrıca V 6 m daha sönük yıldızların gözlenmesi zor olduğu için parlaklık limiti olarak bu değer kabul edilmiştir. Tayf Türü Şekil 1.1 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak kimyasal tuhaf yıldızların rastlantı sıklığı (Smith 1996a) Parlak yıldızlar kataloğunda yer alan parlaklık limiti V 6 m (dışı çizgili olan) ve V 6 m.5 (gölgeli) olan bütün yıldızlar hesaba katılmıştır. Bütün kimyasal tuhaf yıldızlar için rastlantı sıklığı en sondaki panelde özetlenmiştir. 2

17 CP yıldızlarının büyük bir çoğunluğu yavaş dönen yıldızlardır. Dönme olgusu da, yıldızların birçok özelliği ile ilişkilendirilmektedir. Dönme, yıldızların kütle ve evrimsel durumunun güçlü bir fonksiyonudur ve incelenen yıldızlarla ilgili bilgi elde etmek için kullanılabilmektedir. Tek anakol yıldızları arasında, sıcaklığa bağlı olarak iki dönme hızı sistemi mevcuttur. Birincisi, 6200 K civarında sıcaklıklara sahip yıldızlar (geç F- tipi ve 1.3M ʘ kütleye sahip yıldızlar) için esas alınan bir hız sistemidir. Bu hız sistemi Kraft kırılması (Kraft 1967) olarak bilinir ve manyetik rüzgarları oluşturmak için gerekli olan önemli bir yüzey konvektif bölgesinin varlığına bağlıdır. Bu manyetik rüzgarların açısal momentum kaybında önemli bir rol oynadığına inanılmaktadır. Diğeri ise, 6200 K den daha sıcak erken tayf türü yıldızlar için geçerli olan bir hız sistemidir. Bu yıldızlar genellikle hızlı dönmektedirler. Buna rağmen erken anakol yıldızları arasında, özellikle geç B, A ve erken F türü yıldızlardan yavaş dönenleri aşırı fazladır. H-R diyagramının bu bölgesindeki, yavaş dönen yıldızlar kimyasal bileşimlerine göre normallikten sapma eğilimi göstermektedir. Bu türden yıldızlar çift tepeli (ing. bimodal distibution) bir hız dağılımı sergilemektedir. Çift tepeli dağılım ilk kez Van den Heuvel (1968) tarafından tartışılmıştır. Onun araştırmaları sonucunda birçok B ve A türü yıldızlar arasında dönme hızlarının iki farklı maksimum (çift tepeli) değer gösterdiğini vurgulamıştır. Bu çalışmaya göre, bu yıldızların dönme hızlarının dağılımında birinci maksimum değeri neredeyse sıfıra yakın, ikinci maksimum değeri de neredeyse 150 kms -1 civarındadır. Anakolun yukarısındaki erken B ve F tayf türü arasında konumlanan yıldızların % i bir veya birden çok elementin bolluk tuhaflıklarıyla karakterize edilmektedir. Aynı tayf türüne sahip normal yıldızlara göre, CP yıldızlarının (λ Boo ve He-zengin yıldızlar hariç) dönme hızları alışılmadık derecede düşüktür. Manyetik Bp-Ap yıldızlarının alt grupları arasında dönme hızlarında farklılıklarının olduğu Wolff (1983) tarafından açıklanmıştır. Wolff (1983) Si-grubu yıldızların hızlı döndüğünü (ν sini 100 km s -1 ), SrCrEu-grubunun ise bu özelliği göstermediğini belirtmiştir. Ayrıca bütün olarak Bp- Ap sınıfında kütlenin düşmesiyle de dönme hızlarında azalma görülmektedir. Her ne kadar göreli olarak çok az He-zengin yıldız biliniyorsa da dönme hız dağılımları aynı tayf türüne sahip normal B yıldızlarıyla uyumlu olduğu düşünülmektedir. λ Boo yıldızlarının dönme hızları normal A yıldızlarıyla karşılaştırılabilir hızlardır (Abt ve 3

18 Göreli sıklığı (%) Kesir (%) Morrel 1995). Bunun sonucunda anormal derecede yavaş dönen yıldızların çoğunun CP yıldızları olduğu ortaya çıkmıştır. Bu yıldızlarda gözlenen tuhaflıkların arkasında yatan mekanizmalara düşük dönme hızları da dahil edilmiştir (Martin vd. 2017). Abt (1970), CP yıldızlarında dönme hızının düşmesiyle kümelerdeki çift sistem sayısının arttığını belirtmiştir. Kimyasal tuhaf yıldızlar, normal anakol yıldızlarına göre genellikle daha düşük dönme hızlarına sahip olduklarından, CP yıldızları arasındaki çift yıldızların varlığı normal anakol yıldızlarından daha yüksek oranda olması beklenmektedir. CP yıldızları bu yönüyle, yıldız yüzeyindeki kimyasal elementlerin homojen olmayan dağılımını açıklamak için gerekli olan atmosferik kararlılıkla ilişkili olabilmektedir. Abt (1970) tarafından bulunan dönme hızı ve çift olma sıklığı arasındaki ilişkiye aykırı olarak, CP yıldızları arasındaki çift sistemlerin görülme sıklığı normal yıldızlara göre daha fazladır (Jaschek ve Jaschek 1976). Jaschek ve Gomez (1970), M tayf türüyle B tayf türü arasında bulunan anakol yıldızlarının %47±5'lik kısmının çift sistem olduğunu göstermişlerdir. Gerbaldi vd. (1985) CP yıldızların alt grupları arasında çift sistem olma eğilimini belirlemiş ve He-zayıf, Si, SiCr ve SiSr yıldızları arasında çift sitem üyesi olma eğilimin az rastlandığını, buna karşın soğuk CP yıldızları ve HgMn yıldızlarının çift olma sıklığının, normal anakol yıldızlarından farklı olmadığını belirtmiştir. Şekil 1.2 de CP yıldızlarının ve normal yıldızların çift olma olasılıklarının bir özeti verilmiştir. Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift Am-Fm, Bp-Ap ve HgMn yıldızlarının çift olma olasılıkları şekil 1.2.a da sunulmuştur. Şekil 1.2.b de ise normal ve CP yıldızlarının döneme karşılık görülme sıklıkları verilmiştir (Smith 1996a). Tayf Türü Şekil 1.2.a.Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde kimyasal tuhaf yıldızların göreli sıklığı b. Dönemin bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde bulunan normal ve kimyasal tuhaf yıldızların kesirsel oranı (Smith 1996a). 4 Dönem (gün)

19 1.1 Kimyasal Tuhaf Yıldız Sınıflaması ve Genel Karakteristik Özellikleri λ Boo yıldızları: Tayfları ilk kez Morgan vd. (1943) tarafından tanımlanmıştır. A0 ile daha erken tayf aralığında bulunan λ Boo yıldızları, zayıf Mg II λ 4481 Å çizgisi ve Ca II K (λ3933 Å) çizgisiyle karakterize edilirken, A0-F0 tayf aralığında bulunanlar ise, Hidrojen çizgisiyle ve zayıf metalik çizgilerle karakterize edilmektedir. Yüksek dönme hızına sahip (ν sini 100 km s -1 ) bu yıldızların çoğu Fe grubu (Cr, Mn, Ti, V, Fe, vs. ve 2 dex kadar az; Venn ve Lambert 1990, Holweger ve Stürenburg 1991) ve daha ağır elementlerin (Ba, Sr, vs.) düşük bolluklarına sahiptir. Dahası, λ Boo yıldızları Güneş benzeri CNO bollukları gösteren erken A ve F tipi Pop I yıldızlardır. Bu yıldızların kimyasal özelliklerinin, yıldız çevresindeki bir kabuktan ya da yıldızlararası dağılan bir buluttan tükenmiş metal gazın birikmesiyle (ing. accretion) sığ yıldız yüzeyindeki konveksiyon bölgelerinin etkileşiminden (ing. contamination) kaynaklandığına inanılmaktadır (Kochukhov 2009). H-R diyagramında bulundukları bölge Scuti kararsızlık kuşağı ile kısmen de olsa çakışmaktadır. λ Boo yıldızları, metalce fakir yıldızlar olmasına karşın zonklama doğasını anlamak için yapılan gözlemler açısından, umut verici hedefler haline getirmektedir. Özellikle, bu yıldızların astrosismik araştırmaları, yıldızların temel parametrelerini sınırlamak ve yıldız iç bölgelerinin ortalama metal içeriğini belirlemek açısından önemlidir. Yüksek derecede radyal olmayan zonklamalar sergilemektedirler (Bohlender vd. 1999). δ Scuti kararsızlık kuşağı içerinde bulunan zonklayan λ Boo yıldızları (en az % 70) normal yıldızlara göre daha önemlidir (Paunzen 2002). Ayrıca klasik δ Scutilerin aksine, sıklıkla temel modda ve yüksek overton modunda zonklama eğilimi içerisindedirler. Am-Fm yıldızları: Metalik çizgili yıldızlar, ilk kez Titus ve Morgan (1940) tarafından farklı bir sınıf olarak tanımlanmıştır. Roman vd. (1948) tarafından da MK sınıflama sistemine dahil edilmiştir. Erken A ve erken F-tipi yıldızlardan oluşan bir gruptur. Bu yıldızlar kendi arasında 3 sınıfa ayrılmaktadır. Birincisi klasik Am yıldızları (63 Tau; ka2hf0mf3 sınıfı), ikincisi sıcak Am yıldızları ve üçüncüsü ise, birçok geç A tipi ve erken F tipi dev ve alt dev yıldızların oluşturduğu farklı K-çizgisi ve metal çizgisi 5

20 sergileyen yıldızlar ( Puppis tipi) sınıfıdır. Bu yıldızların tayflarında Ca ve/veya Sc çizgileri zayıf ve Güneş e göre bollukları az, Fe ve Fe grubu elementleri ise nispeten güçlü ve Güneş e göre fazla bolluk göstermektedir. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormalliklerinin nedeninin farklı türdeki atomların çekim tortulaşması (ing. gravitational settling) ve ışınım ivmelenmesi (ing. radiation acceleration) arasındaki etkileşimin sonucu olduğu düşünülmektedir. Sonuç olarak, kimi elementler yukarı doğru hareket ederken kimileri de az miktarda karışımın olmasıyla aşağı doğru yerleşmektedir. Dönme, konveksiyon veya meridiyonal dolaşım nedeniyle aksi yönde oluşan karışım difüzyondan ötürü elementlerin doğal ayrımını (ing. natural segregation) yok etmektedir. A tipi yıldızlarda konveksiyon, çok ince bir alt yüzey katmanı ile sınırlıdır. Bu da yavaş dönen A yıldızlarında difüzyon sürecinin engellenmeden devam etmesi anlamına gelmektedir (Balona vd. 2015). Am yıldızları δ Scuti kararsızlık kuşağında bulunmasına rağmen zonklama sergilememektedir. Bu yıldızlarda He II iyonizasyon bölgesi, atomik difüzyondan ötürü helyumdan tamamen arındırılmıştır. Böylece atomik difüzyon, yani ışınım yükselmesi (ing. radiation levitation) ve özellikle çekim tortulaşması nedeniyle helyumun tamamen tükenmesiyle bu yıldızlarda zonklamaların tetiklenmesi önlemiştir (Catanzaro ve Ripepi 2014). Am yıldızı anakoldan ayrıldığında, He II iyonizayon bölgesi yıldızın daha iç bölgelerine doğru kayar ve bir miktar He kalıntısının bulunduğu katmanlara ulaşır. Bu olay, düşük genlikli δ Scuti zonklamalarının uyarılmasına izin verir. Am benzeri kimyasal tuhaflık gösteren evrimleşen δ Scuti değişenleri Puppis yıldızları olarak bilmektedir (Kochukhov 2009). Bp-Ap yıldızları: Kimyasal tuhaf yıldızların bir alt grubu olarak bilinen Preston (1974) sınıflamasına göre manyetik Ap / Bp veya CP2 yıldızları, yüzeylerinde güçlü, kararlı, küresel olarak organize olan manyetik alanlara sahiptir. Bu yıldızlar, anakol A ve B yıldızlarıdır ve tayflarında birçok elemente (ör., Si, Sr, Cr, Eu, He vs.) ait çizgiler anormal derecede güçlü ya da zayıf yapılar sergilemektedir (Hubrig vd. 2010). Sınıflandırma bakımından bu grup, tayfsal olarak tanımlanmış birkaç özel tuhaflığın birleşimini (λ4200-si, Si-sıcak Bp, Si-Cr-Eu-soğuk Ap, Sr-Cr-Eu ve Sr yıldızları) içermektedir (Jaschek ve Jaschek 1958, Osawa 1965). 6

21 Güneş'ten başka bir yıldızdaki manyetik alanın ilk tespiti CS Vir yıldızında Babcock (1947) tarafından gerçekleştirilmiştir. Babcock (1947) bu yıldızlardaki boylamsal manyetik alanı belirlemiştir. Günümüzde, boylamsal manyetik alan ölçümleri 100'den fazla yıldız için elde edilememiştir. Manyetik olarak yarılan çizgilerin çözünürlüğü, yeterince güçlü bir manyetik alan ve yeterince yavaş dönme gerektirmektedir (Schöller ve Hubrig 2015). Manyetik olarak yarılan çizgilerin çözümünü Babcock (1960), Babcock yıldızı HD de ilk kez keşfetmiştir. Bu yıldızlar genel olarak, geniş ölçüde organize olmuş manyetik alana sahiptir. Bu manyetik alan tayfsal çizgilerdeki dairesel kutuplaşma gözlemleri ile tespit edilebilmektedir. Tüm gözlenebilir değişimler (çeşitli fotometrik bantlardaki parlaklıklar, tayfsal çizgi eşdeğer genişlikleri, manyetik alan) aynı döneme ve anormal çizgi gücüne sahip element bolluklarına (3-5 dex) karşılık gelmektedir (Hubrig vd. 2010). Bu alanların, dinamo tarafından üretilen veya daha önceki bir evrim aşamasında yıldızlararası ortamdan edinilen manyetik akının fosil kalıntıları olduğuna inanılmaktadır. kg mertebesinde alanlar, yıldız atmosferlerini daha da dengeler ve kimyasal elementlerin dağılmasını kolaylaştırır. Dolayısıyla manyetik Ap / Bp yıldızları, CP yıldızları arasında kimyasal anormalikleri en fazla sergileyen yıldızlardır. Ayrıca, Ap / Bp yıldızlarının küresel manyetik alan topolojilerinin eş yönlü olmayan (ing. anisotropic) karakterinden dolayı, atomik difüzyon süreci, yıldız yüzeyinin farklı bölümlerinde farklı çalışır ve önemli ölçüde yatay ve dikey kimyasal bolluk gradyentleriyle sonuçlanır (Michaud 1981, Babel ve Michaud 1991). Manyetik Ap/Bp yıldızlarının atmosferindeki kimyasal bakımdan homojen olmayan yapılar, bu yıldızların fotometrik, tayfsal ve spektrofotometrik yöntemler aracılıyla elde edilen verilerinden belirlenebilmektedir. Bu yıldızların atmosferlerindeki homojen olmayan kimyasal yapılar, yıldızın manyetik alan karakteristiklerinin değişimiyle aynı dönemde tekrarlanan bir değişim göstermektedir. Bu tutarlı değişim genelde eğik dönme modeli (ing. oblique rotator model, Stibbs 1950) olarak anılmaktadır. Bu modelle yüzey kimyasal ve manyetik alan dağılımlarının sabit olduğu vurgulanmıştır. Bu yıldızlarda gözlemlenen değişimlerin tek sebebi, yıldızın gözlemi sırasında (tayfsal 7

22 Bolluk Faktörü olarak) homojen olmayan yüzey yapısının, dönme modülasyonu yönünün, uzaktaki bir gözlemcinin bakış doğrultusunda olmasıdır (Kochukhov 2016). Atom numarası Şekil 1.3 Am-Fm, soğuk Ap ve HgMn yıldızlarının Güneş e göre element bollukları. Çemberler optik bölge tayfından elde edilen bollukları, kareler ve oklar IUE tayfından elde edilen bollukları ve üst limitleri ifade etmektedir (Smith 1996a) Ap yıldızlarının bir diğer türüde, 5-21 dakikalık dönemlerle ve birkaç m değerine sahip tipik genlikle yaklaşık 40 tane hızlı salınan (Ap yıldızlarının bir alt grubu) roap yıldızlarıdır (6600 K T et 8200 K). Yüksek overtonda, düşük dereceli, radyal olmayan p-modlarında zonklarlar. roap yıldızları, astrosismoloji çalışmak için ideal cisimlerdir. Gözlemlenen frekans tayflarını asimptotik zonklama teorisiyle (Tassoul 1990) -Asimptotik zonklama teorisi, zonklayan yıldızlarda p ve g modlarının zonklama doğasını açıklamayı öngören teoridir- karşılaştırarak, dönme dönemlerini, sıcaklıklarını, parlaklıklarını, yarıçaplarını, kütlelerini, atmosferik yapısını, evrim 8

23 durumlarını ve manyetik alan geometrisini belirlemek mümkündür. H-R diyagramında, aynı bölgede bir arada bulunan diğer tüm soğuk Ap yıldızlarının durumunun aksine tayfsal çift olduğu bilinen bir roap yıldızı yoktur (Schöller vd. 2012). Tüm bunlara ek olarak, en güçlü manyetik alanlar daha büyük kütleli yıldızlarda ve hızlı dönen yıldızlarda bulunmaktadır. Dönme dönemi 1000 günü aşan tüm yıldızlarda 6.5 kg den az bir manyetik alan mevcuttur. Yıldız diski üzerinde ortalama boylamsal manyetik alanın sıfır olmadığı bulgusundan yola çıkarak, manyetik alanın daha büyük ölçekte organize olması gerektiği, yani bir dipol veya bir dipol ile bir dörtlü kutbun üst üste binmesi gerektiği sonucu ortaya çıkmıştır. Ap yıldızlarının manyetik alanı önemli bir dipol benzeri bileşene sahiptir. Bir dipol için, boylamsal manyetik alan ile <Bz> / <B> manyetik alan modülü arasındaki oran 0.3, bir kuadropol için 0.05'dir. Manyetik alan tüm yıldız yüzeyini homojen olarak kaplar, yani alan kuvvetinin yıldız üzerindeki dağılımı oldukça dar olur (Schöller ve Hubrig 2015). Manyetik alanlar, yıldızın dış katmanlarının yapısı üzerinde ciddi etkilere sahip ve manyetik olarak kontrol edilen rüzgarlardan ve element bolluk katmanlaşmasından sorumludur. Bu yıldızlar için anormal atmosfer yapısına kanıt olarak, soğuk Ap yıldızlarındaki Bidrojen Balmer çizgilerinin profillerinin geleneksel modellerle uyuşturulamaması gösterilmektedir (Ryabchikova vd. 2002). Bu aynı zamanda Balmer çizgi polarimetresi ile boyuna manyetik alan tayini üzerinde potansiyel bir etkiye sahiptir. Hidrojen Balmer çizgilerinin çekirdek kanat anormalliği (Cowley vd. 2001), Balmer çizgilerinin bir etkin sıcaklık ile uyumsuzluğuna yol açmaktadır. Örneğin, HD965 yıldızının H β çizgisine en iyi fiti oluşturmak için, çizginin çekirdeği T et = 5500K ve kanatlar için T et = 7000K varsayması gerektiği önerilmiştir (Hubrig vd. 2012). Ayrıca, Bp-Ap ve He-fakir yıldızların yaklaşık %50 sinde G manyetik alan belirlenmiştir. Sadece He-fakir yıldızların Sr-Ti ve Si alt grupları arasında manyetik alan değişiklik göstermektedir. HgMn yıldızlarında zayıf da olsa manyetik alan bulunmaktadır (Hubrig vd. 2012). λ Boo yıldızlarında manyetik alan mevcut değildir (Bohlender ve Landstreet 1990). HgMn yıldızları: λ3984 Å daki Hg II çizgisini, ilk kez Bidelman (1962) Yengeç takım yıldızı üyesi κ Cancri yıldızının tayfında gözlemiştir. Güçlü Hg II (λ3984 Å) çizgisinin 9

24 ve/veya Mn II çizgisinin HgMn yıldızlarının tayfsal karakteristiği olduğu ilk kez Jaschek ve Jaschek (1987) tarafından belirtilmiştir. Helyumca fakir yıldızlar: Bu yıldızlar, kimyasal olarak heterojen bir grubu temsil etmektedir. Prototipi 3 Cen A yıldızı olup tayflarında P, Kr ve Ga elementlerinin aşırı bolluklarıyla, C, O, Mg, S ve He elementlerinin eksikliğiyle karakterize edilmektedir (Smith 1996a). Bu yıldızlar, son zamanlarda manyetik, büyük kütleli ve erken tür yıldızların başlıca yeni bir alt sınıfı olarak ortaya çıkmıştır. Massive Stars (MiMeS) Survey Component, OBA türü yıldızların yaklaşık %10'unun manyetik alanlar barındıracağını ortaya koymuştur (Grunhut vd. 2012). Bu alanlar, manyetik kutuplarda yüzlerce G ile birkaç kg arasında değişen ve ışınıma maruz kalmış iyonize rüzgarları yıldız manyetosferleri içinde sınırlarlar (ud-doula ve Owocki 2002). Bu yıldızlar P bakımından zengin, He bakımından ise fakir yıldızlardır. Helyumca zengin yıldızlar: Anormal derecede güçlü He çizgilerine sahip erken tür yıldızların iki farklı sınıfı vardır. Biri, küçük kütleli aşırı Helyum yıldızları (ing. extreme Helium stars, EHe), diğeri ise; orta kütleli He yıldızlarıdır. EHe yıldızları, A ve B tayf türü küçük kütleli, hidrojeni eksik nadir rastlanan süperdev yıldızlardır. Atmosferleri karbon, azot, neon ve helyum bakımından oldukça zengindir. Bu yıldızlarda helyum en bol elementtir, karbon genellikle ikinci en bol bulunurken, hidrojen ise Güneş e göre neredeyse 100 (veya daha fazla) kat kadar tükenmiştir. Günümüzde sadece 18 EHe yıldızı bilinmektedir. Bu kadar nadir rastlanmasının bir sebebi, alışılmadık bir süreçle üretilmesi gerektiği anlamına geliyorken bir diğer sebebi ise, çok kısa ömürlü bir evrim evresinde olabileceği ya da her iki durumun birden gerçekleşmesidir (Kupfer vd. 2017). Şimdiye kadar bilinen çift sistem EHe yıldızı bulunmamakta ve küçük genlikli zonklamalardan kaynaklanan radyal hız değişimleri yaygın olarak görülmektedir (Jefferey 2008). EHe nin kimyasal bileşimleri, hidrojen ve helyum yanmasıyla üretilen yüksek ölçüde işlenmiş maddeyi işaret eder. Bu yıldızların evrimleriyle ilgili iki teori ileri sürülmüştür. Bu teorilerden biri, çift dejenere model (DD), iki beyaz cüceyi içeren bir çift sistemin birleşmesiyle açıklanmaktadır (Webbink 10

25 1984). Bir diğeri de son flaş modeli (FF), bir post-agb yıldızında termal flaş evresi geç gelişir. Bu da yıldızı genişlemeye ve post-agb kolunu yeniden başlatmaya zorlar (Iben vd. 1983). Bir diğer He-zengin olan yıldız türü de orta kütleli B2 tayf türü anakol yıldızlarıdır. Bu türden yıldızlar, hidrojene göre He ( He ) göreli bolluğunun 0.3 ve 10 dex arasında değişimiyle karakterize edilmektedir. Bu açıdan He-zengin yıldızlar, EHe yıldızlarından oldukça farklı olup normal B yıldızlarıyla sürekli olarak karıştırılmaktadır. 1.2 HgMn Yıldızları HgMn yıldızları erken A ve geç B türü, yavaş dönen (v sini ~ 29 kms -1, Abt vd. 1972), etkin sıcaklıkları K, mikrotürbülansları kms -1 (Adelman 1994) ve ışınım sınıfı III ile V arasında değişen ve karakteristik olarak M ʘ aralığında kütleye sahip (Adelman vd. 2003) yıldızlar olarak tanımlanır (Smith 1996, Landstreet 1998). Tayfsal olarak Hg (6 dex kadar; Heacox 1979, Cowley vd. 2006) ve Mn (3 dex kadar; Aller 1970) elementlerinde görülen aşırı bolluklarla karakterize edilir. Ayrıca tayflarında Bi, Xe, Eu, Gd, Br, P, Sr, Zr, Rh, Yb, W, Pb, Ga, Be, Y, Pt, Re, Os, Ir, Au ve Tl gibi elementlere ilişkin bolluk fazlalığı (>2 dex); He, N, Mg, Al, Ni, Zn ve Co için ise düşük bolluklar (<0.5 dex) görülmektedir. C, O, Si, S, Ca, Cr ve Fe bu yıldızlarda Güneş bolluklarındadır (Takada ve Hidai 1991, Schöller vd. 2010). Tahmini sayıları ~ olarak 200 civarındadır. HgMn yıldızlarının 2/3 den fazlasının tayfsal çift (SB) olduğu bilinmektedir (Hubrig ve Mathys 1995). Ayrıca çok sayıda üçlü ya da dörtlü sistem üyesi HgMn yıldızı vardır (Cole vd. 1992, Isobe 1991, Castelli ve Hubrig 2004). Pourbaix vd. (2004), 9. Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits isimli geç B türü yıldızlar için oluşturulan katalogda yavaş dönen (v sini <70 kms -1 ), V~7m ve yörünge dönemi 3 20 gün arasında olan tayfsal çiftler ile HgMn yıldızları arasında bir ilişki olduğunu belirtmiştir. Buna ek olarak, Hubrig vd. (2012) tarafından yavaş dönen geç B türü çiftlerin de çoğunun HgMn olmasının muhtemel olduğu ifade edilmiştir. 11

26 1.2.1 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişimi İlk kez çizgi profil değişimi, Wahlgren vd. (2001) ve Adelman vd. (2002) tarafından çift sistem üyesi olan α And yıldızında tespit edilmiş olup, bu değişimin yıldızın çiftinden kaynaklanmadığı belirtilmiştir. Buna ek olarak, yıldızda tespit edilen profil değişimine, dönme dönemi 2.8 gün olan ve yıldızın ekvator bölgesinde yoğunlaşan, λ3984 Å dalgaboyunda gözlenen Hg nın eşit olmayan bir yüzey dağılımı sergilemesinin neden olduğu vurgulanmıştır. λ3984 Å daki Hg II çizgi profil değişimi, yıldızın dönme ekvatoru boyunca yerleşen yüksek kontrastlı civa lekelerini açığa çıkaran bir Doppler Görüntüleme kodu ile yorumlanmıştır. Son yapılan çalışmalarda (ör. Nunez vd. 2011), çizgi profili değişiminin bir istisna olmaktan ziyade HgMn yıldızlarının genel bir karakteristiği ve bu değişime homojen olmayan bir kimyasal element dağılımının neden olduğu ve çoğu HgMn yıldızında bir veya daha fazla kimyasal elementin eşit bir şekilde dağılmadığı gösterilmiştir. Farklı elementlere ait çizgilere ilişkin profil değişimlerinin incelenmesi için VLT (Very Large Telescope) teleskobuna bağlı UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) ve ESO nun 2.2 metrelik teleskobuna bağlı FEROS (Fiberfed Extended Range Optical Spectrograph) tayfçekerleriyle HgMn yıldızlarının tayfları elde edilmiştir. Şekil 1.4 de, bu çalışmada yer alan birkaç HgMn yıldızındaki farklı elementlere ait çeşitli tayf çizgilerinin değişimleri gösterilmiştir. Hubrig vd. (2006) tarafından örten çift olan AR Aur yıldızının yüksek sinyal/gürültülü ve yüksek çözünürlüklü 9 adet UVES tayfının incelenmesi sonucunda, gözlenen çizgi profil değişiminin (lekele kaynaklı çizgi profil değişimi) daha önce α And yıldızında gözlenen yapılardan bir farkı olmadığı belirtilmiştir. AR Aur yıldızı, (HD 34364, B9V+B9.5V) 4 x 10 6 yıl yaşında, 4.13 günlük yörünge dönemine sahip sıfır yaş anakol yıldızı olup, kimyasal tuhaflık olgusunun evrimsel yönleri üzerine çalışmak için iyi bir örnektir. Şekil 2.2' de, AR Aur un tayfında gözlenen dönme dönemi boyunca birkaç elementin çizgi profil değişiminin davranışı gösterilmiştir. Zr II, Nd III, Pt II ve He I çizgilerinin zayıf görünmesine rağmen, yine de değişimleri tespit edilmiştir. Y II, Pt II, Hg II, Sr II 12

27 ve Nd III'nin çizgi profillerinin davranışında dönme dönemi boyunca oldukça benzer değişimler gözlenmiştir (Hubrig 2011). Şekil 1.4 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişim örnekleri (Hubrig vd. 2011) Her bir grafikte, orta panel alt panelle aynı ölçektedir. 13

28 Normalize akı RV (kms -1 ) RV (kms -1 ) Dalgaboyu (Å) Dalgaboyu (Å) Şekil 1.5 P = 4.13 günlük dönme dönemiyle sıfır yaş anakol örten çift AR Aur un tayfında gözlenen çizgi profil değişimi (Hubrig vd. 2011) a.y II, b. Zr II, c. Pt II λ Å, d. Hg II λ Å. Dönme evresi yukarıdan aşağıya doğru artmaktadır (bkz. a. Sağ taraftaki alt köşede bulunan hata çubukları, çizgi profillerinin standart hatalarını belirtmektedir. Görüntülemek amacıyla dikey yönde sağa doğru tayf kaydırılmıştır. Hubrig vd. (2010) tarafından AR Aur yıldızının çizgi profil değişimleri Doppler Görüntüleme koduyla incelenmiştir. Bunun için, Fe ve Y elementlerine ait Fe II Å ve Y II Å dalgaboyundaki çizgi örtüşmesi olmayan çizgileri seçilmiştir ve dönme dönemi boyunca bu çizgilerin farklı değişimleri sergilediği gözlenmiştir. Bu çizgilere ilişkin değişimler şekil de gösterilmiştir. Fe ve Y dağılım haritalarının dört yıl boyunca incelenmesi sonucunda, birkaç lekede Fe'nin dex kadar ve Y'nin dex'e kadar aşırı bolluklar gösterdikleri tespit edilmiştir ten 2009 yılına kadar, en yüksek Fe aşırı bolluk oranına sahip lekelerin konumu ve şekli incelendiğinde, lekelerin yavaşça değişim sergilediği gözlenmiş olup, Fe aşırı bolluk oranının seviyesinin, özellikle evrelerinde ekvatora yakın bir yerde yerleşen lekelerde ve evrelerinde kutup bölgelerine yerleşen lekelerde çizgi profil değişimlerinin gözlendiği belirlenmiştir. Y haritalarında, lekelerin konumu, şekli ve aşırı bollukların evrimi çok daha belirgin bir şekilde kendini göstermektedir. Özellikle 0 evresinde gözlenen en büyük aşırı bollukların yıldızın yüzeyinde kuşak/kemer şekline sahip bir bölgede açığa çıkmıştır. Briquet vd. (2010) tarafından SB1 sistem üyesi olan HD HgMn yıldızının 113 tayfının, dikine hızı ve eşdeğer genişliklerinin çözümlenmesi sonucunda P= 9.54 günlük bir dönem değişimi sergilediği belirlenmiştir. Y, Ti ve Sr yüzey dağılımları Doppler Görüntüleme tekniği kullanılarak 14

29 çözümlenerek, bu teknik ile elde edilen sonuçlar Ti II, Sr II ve YII' nin yüzey dağılımlarında belirgin değişiklikler olduğunu ortaya koymaktadır. Dahası bu yapılar oldukça hızlı bir dinamik kimyasal leke evrimine neden olan ışınımsal zarflara sahip yıldızlarda bugüne kadar iyi anlaşılmayan fiziksel süreçlerin varlığına işaret etmektedir. Tüm Ti, Sr ve Y bolluk haritaları, düşük ve yüksek bolluklu kırık halkaları andıran bir yapı ortaya koymaktadır. Bu yapılara bir örnek olarak şekil 1.8 de Y II nin 4883 Å ve 4900 Å dan elde edilen haritaları gösterilmiştir. Haritalarda, 45º açıdan kutba uzanan yüksek bolluk bölgesi ile kırık bolluk halkaları görülmektedir. Y bolluğu dağılımı, evreleri civarında yüksek enlemli düşük bolluk noktasını göstermektedir. Ekvatoryal bölgede düşük bolluklara sahip lekeler bir kuşak şeklinde ve yüksek bolluk yapılarıyla ekvatorun altındaki bölgelerde baskındır. Y haritalarının ortalama bolluğu dex olup Güneş e kıyasla oldukça boldur (Güneş in Y bolluğu dex). Evre= 0.00 Evre= 0.25 Evre= 0.00 Evre = 0.25 Evre = 0.50 Evre = 0.75 Evre = 0.50 Evre = 0.75 Şekil 1.6 Fe II Å çizgisinden elde edilen AR Aur un Fe bolluk haritası (Hubrig vd. 2011) 15

30 Enlem Enlem Evre = 0.00 Evre = 0.25 Evre = 0.00 Evre = 0.25 Evre = 0.50 Evre = 0.75 Evre = 0.50 Evre = 0.75 Şekil 1.7 Y II 4900 Å çizgisinden elde edilen AR Aur un Y bolluk haritası (Hubrig vd. 2011) Tüm bunlara ek olarak, yıldızın ışınım bölgelerinde farklı dinamik süreçler meydana gelebilmektedir. Diferansiyel dönme, manyetik alan ve meridiyonal dolaşım arasındaki etkileşim kimyasal lekelerin dinamik evriminin oluşumunda önemli bir rol oynayabilmektedir. Y II 4883 ve 4900 Å Evre Şekil 1.8 HD yıldızının Y bolluk haritası. Renkler, atomların ve iyonların toplam sayı yoğunluğuna göre bolluğunu göstermektedir (Hubrig vd. 2011) 16

31 1.2.2 HgMn yıldızlarının manyetik alanı Genellikle, homojen olmayan kimyasal bolluk dağılımları yalnızca büyük ölçekli organize olan manyetik alana sahip manyetik kimyasal tuhaf yıldızların (Ap ve Bp) yüzeyinde gözlenmektedir. Bu yıldızlarda, belirli elementlerin bolluk dağılımı, dönme eksenine göre düzensiz ve simetrik değildir. Ap ve Bp yıldızlarıyla ilgili çok sayıda çalışma manyetik alan topolojisi ile element dağılımı arasında bir bağlantı olduğunu ortaya koymuştur. Bunun sonucunda, manyetik alanın yapısı, her bir elementin tayf çizgilerini ayrı ayrı kullanarak, manyetik alanın ölçümleriyle incelenebilir. Ancak HgMn yıldızları Ap/Bp yıldızları gibi güçlü geniş ölçekli manyetik alana sahip değildir. Bychkov vd. (2009) tarafından yapılan çalışmaya göre, HgMn yıldızları Am yıldızlarından sonra en zayıf manyetik alana sahip ikincil kimyasal tuhaf yıldız grubudur. Burada sorulması gereken temel soru, manyetik alanın HgMn yıldızlarında gelişen bolluk anormalliklerinde önemli bir rolünün olup olmadığıdır. Çünkü bu sorunun cevabı genellikle çoklu sistemlerde (birden fazla bileşen yıldız içeren sistem) bulunan B tayf türü yıldızların oluşum ve evrimleri boyunca oluşan süreçlerin anlamlandırılması için önem teşkil etmektedir (Hubrig vd. 2011). Son 15 yıldır HgMn yıldızlarının manyetik alanları için çalışmalar yürütülmektedir (Hubrig vd. 1999, Hubrig ve Castelli 2001, Hubrig, North, Schöller ve Mathys 2006, Hubrig vd. 2010). Bu çalışmalarda Mathys (1991) tarafından geliştirilen moment tekniğiyle analizler gerçekleştirilmiştir. Bu teknik ortalama boylamsal manyetik alanın, kuadratik manyetik alan ve geçiş etkisinin (ing. crossover effect) belirlenmesine izin vermektedir. Gerçekleştirilen spektropolarimetrik araştırmalar sonucunda birkaç HgMn yıldızında zayıf manyetik alanların var olduğu tespit edilmiştir. Manyetik alan tespiti için en yaygın yöntem, boylamsal manyetik alanı ölçmek için sol ve sağ polarize ışığa kaydedilen polarimetrik tayfları elde etmektir. Anakolun yukarısındaki yıldızlarda manyetik alanların varlığını incelemek için bir diğer yaklaşım, ortalama kuadratik manyetik alanın değerini belirlemektir. 17

32 HgMn yıldızlarındaki manyetik alanları çalışmak için uygulanan bir başka yöntem ise, iki Fe II çizgisinin (λ ve λ Å) göreli manyetik şiddetlenmesini (ing. intensification) sağlamaktır (manyetik olmayan geç B ve A yıldızlarının % 2.5 aynı eşdeğer genişliğe sahiptir) (Lanz ve Mathys 1993, Hubrig vd. 1999b, Hubrig ve Castelli 2001). Manyetik yıldızlarda bu iki çizginin eşdeğer genişlikleri arasında gözlenen tutarsızlık, manyetik şiddetlenmeye atfedilmektedir. Göreli şiddetlenme, kabaca manyetik alanın kuvveti ile ilişkilendirildiğinden, karmaşık bir yapıya sahip ve polarizasyon ölçümleri ile analiz edilmesi zor olan manyetik alanların tespiti için güçlü bir araçtır. Bu yıldızlarda ilk manyetik alan çalışmaları 17 HgMn yıldızı için Hubrig vd. (2006) tarafından yürütülmüştür. Bu çalışma birkaç yüz Gauss derecesinde bir manyetik alana sahip olduğu belirlenen α And ın çizgi profil değişimini de içermektedir. HgMn yıldızlarının yüzeyinde gözlenen leke yapılarının oluşumundan sorumlu mekanizmanın belirlenmesi için AR Aur un spektropolorimetrik gözlemleriyle, lekelerin (aşırı bolluk sergileyen elementlerin) çok iyi gözlenen bir dönme evresi boyunca bir manyetik alan varlığı araştırılmıştır (Hubrig vd. 2010). Burada Ti, Cr, Fe ve Y çizgilerinin ayrı ayrı manyetik alan ölçümleri yapılmıştır. Bu ölçümler sonucunda, Fe II, Ti II ve Y II için boylamsal manyetik alan birkaç yüz Gauss olarak belirlenirken; Ti çizgisi için kuadratik manyetik alan B = G olarak ölçülmüştür. AR Aur sisteminde, her bileşenin ortalama boylamsal manyetik alanın, şekil 1.9 da dönme çevrimi boyunca değişimleri sunulmuştur. Ayrıca Folsom vd. (2010) tarafından LSD (en küçük kareler dekonvolüsyonu, (ing. Least-Squares deconvolution) yöntemini kullanarak çeşitli elementlerin 1168 çizgisini birleştirerek AR Aur un boylamsal manyetik alanı ölçmüştür. Makaganiuk vd. (2011), ESO 3.6-m teleskopunda HARPS tayf çekerine bağlanmış bir polarimetre kullanarak HgMn yıldızlarındaki manyetik alanlarla ilgili çalışmalar yürütmüştür. Makaganiuk vd. (2012) tarafından HD ün yüzeyindeki farklı leke dağılımlarını gösteren Y, Ti ve Cr elementleri için ortalama profillerini hesaplayarak boylamsal manyetik alanı 8 G den 15 G kadar ulaşabilen hatasıyla G olarak ölçmüştür. 18

33 41 Eri sistemi, yakın bir SB2 çifti ve 5.32" uzaklıkta bulunan bir yoldaştan oluşan üçlü bir sistemdir. SB2 nin iki bileşeni için atmosferik temel parametreleri Dolk vd. (2003) tarafından çalışılmıştır. Birincil bileşenin etkin sıcaklığını T et = K ve ikinci bileşen içinde T et = K olarak belirlemiştir. Birincil ve ikincil tayfların incelenmesi, çeşitli elementlerin çizgi profillerinin açıkça değişken olduğunu ortaya koymuştur. Bu sistemde iki bileşende HgMn tuhaflığı gösteriyor, fakat ilk kez tayf değimi ikincil bileşenin tayfında keşfedilmiştir. Evre Şekil 1.9 AR Aur için dönme döneminin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alanın ölçümleri (Schöller vd. 2013) Y, Fe ve Ti (soldan sağa) elementleri için ayrı ayrı çalışma yürütülmüştür. Sürekli olan çizgi birincil bileşeni, kesikli çizgi ise ikincil bileşeni göstermektedir. İçi dolu daireler 3 ölçümünü gösterir. İki bileşeninde yıldız yüzeyi üzerinde ortalama boylamsal manyetik alanın ulaşılabilir ölçümlerinin dağılımları şekil 1.10 da verilmiştir. Dönme dönemi da birincil tayftaki (AR Aur un gözlemciye bakan yüzeyinin tayf verisi) Ti çizgileri örnekleri ve aynı zamanda evresindeki ikincil tayftaki (Ar Aur un yoldaş yıldıza bakan yüzeyinin tayf verisi) Ti ve Fe çizgilerinin örnekleri kullanılarak 3 değerinin tespiti gerçekleştirilmiştir. Bu ölçümlerde ilginç bir sonuç keşfedilmiştir. Yıldızın yüzeyinde - yoldaş yıldıza bakan yüzünde- düşük bolluklu element lekeleriyle negatif manyetik alan kutbunu gösteriyorken, karşıt yarıkürede yüksek bolluklu element lekeleriyle karışan manyetik alan pozitiftir (Schöller vd. 2013). 19

34 Evre Evre Şekil Eri (sol) ve 66 Eri (sağ) için dönme evresinin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alan ölçümleri (Schöller vd. 2013) Ölçümler Ti ve Fe elementleri için ayrı ayrı çalışılmıştır. Sürekli olan çizgi birincil bileşeni, kesikli çizgi ise ikincil bileşeni göstermektedir. İçi dolu daireler 3 ölçümünü gösterir 1.3 HgMn Yıldızlarının Çift (Çoklu) Sistem Olma Olasılıkları HgMn yıldızlarının kimyasal anomalilerinin gelişmesinden sorumlu mekanizmalar henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Bununla birlikte bu yıldızların bolluk modelleri çift ya da çoklu sistem üyesi olmasıyla bağlantılı olabileceği düşünülmektedir. HgMn yıldızlarının 2/3' ünden fazlası tayfsal çifttir (Hubrig ve Mathys 1995). Çizelge 1.2 de HgMn yıldızları ve diğer A ve B tipi yıldızların çift (çoklu) sistem olma oranları verilmiştir. Sadece Am yıldızları benzer şekilde çift sistem üyesi olma oranları yüksektir. Ayrıca üçlü sistem ya da dörtlü sistemde bulunan HgMn yıldızları da vardır (Schöller vd. 2013). Çizelge 1.2 Farklı yıldız tipleri için çift olma olasılığı Tip Oran Referens SB A ~35% Kouwenhoven vd. (2005) B ~30% Kouwenhoven vd. (2005) Manyetik Ap 43% Carrier vd. (2002) çok az SB2 Manyetik Bp ~20% Renson ve Manfroid (2009) çok az SB2 HgMn ~90% Schöller vd. (2010) 2/3 Am >90% Renson ve Manfroid (2009) >90% roap 24% Schöller vd. (2010) ~45 (2 sinin dışında) 20

35 Schöller vd. (2010) 24 çift, üç tane üçlü ve bir dörtlü sistem, 33 yoldaş aday belirlediğini açıklamıştır. Bu yıldızların çevresinde keşfedilen yıldızların görüntüleri şekil 1.11'de sunulmuştur. Tüm görüntüler logaritmik bir ölçek kullanılarak gösterilmiştir. Schöller vd. (2010) tarafından incelenen 56 HgMn yıldızının, 32 si SB sistemi, 11 olası SB sistemi ve 38 i görsel çift olduğu belirtilmiştir. Olası SB sistemlerinin içinde sadece dört tane yıldız sistemin görsel çift olduğu belirlenmiştir fakat bu yıldızların çiftleri gözlenememiştir. Sadece HD 37752, HD 38478, HD 63975, HD ve HD yıldızlarının çift/çoklu sistem üyesi olmadığı anlaşılmıştır. Bu çalışmanın sonucunda, HgMn yıldızlarının çift/çoklu sistem üyesi olma oranının %91 olduğu vurgulanmıştır. Tokovinin (1997) in farklı tayf tiplerindeki 728 yıldız sistemi içeren bilgileri derlediği yıldız kataloğunda, HgMn yıldızlarını içeren dört çoklu (ing. multiple) sistem bulunmuştur. HgMn yıldızlarının çoklu sistemlerde göreli sıklığı incelendiğinde, B8 ile B9 tayf aralığında kabaca her üç sistemden biri HgMn yıldızı içermelidir (Schöller vd. 2013). Pourbaix vd. (2004), '9. Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits' isimli geç B türü yıldızlar için oluşturulan katalogda yavaş dönen (v sini <70 kms -1 ), V~7 m ve yörünge dönemi 3 20 gün arasında olan tayfsal çiftler ile HgMn yıldızları arasında bir ilişki olduğunu belirtmiştir. Tokovinin (2001) çift (çoklu) sisteme ait olan SB lerin bulunma oranın büyük olasılıkla SB dönemlerine bağlı olduğunu önermiştir. Ona göre günlük dönemlerdeki sistemlerden 1-10 günlük dönemlerdeki yakın çift sistemlerin gözlenme sıklığı çok daha yüksektir. Çift ve çoklu sistem HgMn yıldızlarının araştırılması, yakın çift ve çoklu sistemler arasındaki ilişkiyi anlamada da yardımcı olacaktır. Aynı zamanda, bu sistem üyesi yıldızlar arasındaki dönemlerin aralıklarını, ışınım gücü oranlarını ve yörünge dış merkezliliklerini ve çokluluk hiyerarşisini karşılaştırma imkânı sağlamaktadır. Dahası, B türü yıldızların oluşumunu anlamada da önemlidir (Schöller vd. 2013). 21

36 Şekil 1.11 Çift sistem üyesi HgMn yıldızları (Schöller vd. 2010) 1.4 HgMn Yıldızlarında Bolluk Anormalliklerini Tetikleyen Mekanizmalar Kimyasal tuhaf anakol yıldızlarının bolluk anormallikleri atomik difüzyon süreçlerinden kaynaklanmaktadır (Michaud 1970). Difüzyon atom hareketleriyle maddenin taşınması olayıdır. Homojen olmayan madde difüzyonla homojen hale gelmektedir. Aktif bir difüzyonun meydana gelmesi için, sıcaklık atom hareketine karşı olan enerji engellerini aşacak kadar yüksek olmalıdır. Elementler atomik özelliklerine göre, net ışınım akısı tarafından aşağı ya da yukarı hareket ederler ve katmanlaşırlar. HgMn yıldızları gibi sıcak CP yıldızlarında, bolluk katmanlaşmaları atmosferde ve daha derinlerde meydana gelmektedir. Kararlı atmosfere sahip yıldızlarda, elementler ışınım güçleriyle yeterince güçlü yukarı itildiğinde yıldızından ayrılabilmektedir. Manyetik olmayan yıldızlarda önemli ölçüde aşırı bol olan elementler ya ışınım akısının atmosferin çoğunda büyük olduğu, ancak çizgi oluşum bölgelerinin üstünde belli bir yerde azaldığı (Alecien ve Michaud 1981), ya da zayıf bir yatay manyetik alanın (belirlenmemiş) difüzyon hızının azalmasına neden olacaktır (Alecian 2013). Çünkü ışınım akısı, difüzyon katsayısı olarak; sıcaklık, yoğunluk gibi yerel plazma özelliklerine bağlıdır. Birçok HgMn 22

37 yıldızının yüzeyinde, yatay ve homojen olmayan ağır element dağılımları gözlenmiştir (Adelman vd. 2002). Bu türden homojen olmayan dağılımlar çok zayıf bir manyetik alanın (birkaç Gauss) varlığı şartıyla atomik difüzyon içeren HgMn yıldızı modelleriyle uyumludur. Nitekim, düşük kozmik bolluğa (ve genellikle büyük atom numarasına) sahip elementler, klasik difüzyon modelinin öngördüğü gibi, diğer metallerin homojen bolluk katmanlaşmasının görüldüğü atmosfer tabakalarının üzerindeki yüksek tabakalarda bulutlar oluşturabilir. HgMn yıldızlarının atmosferlerinde gözlenen kimyasal tuhaflıklar ile etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi gibi temel parametreler arasında da bir ilişki bulunmaktadır. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormallikleriyle T et arasındaki bağlantıyı anlamak için, Alecian ve Michaud (1981) Mn elementinin değişen sıcaklıkla nasıl bir bolluk dağılımı sergilediğini incelemişlerdir. Buna göre, düşük etkin sıcaklıklar için sığ bir konveksiyon bölgesinin varlığından dolayı (T et ~10000 K değerinin altında aşırı bollukların bir kesim değeri ile) T et <16000 K olan yıldızlarda Mn elementinin birikmesi gerektiği gösterilmiştir. Ayrıca, aşırı Mn bolluklarının artan sıcaklıkla artması gerektiği de aynı çalışmada ifade edilmiştir. T et >16000 K yıldızlarda, ışınım akısının artmasından dolayı, Mn atomları yıldızın yüzeyinden ayrılabilmektedir. T et >18000 K yıldızlarda ise güçlü yıldız rüzgarları diğer elementlerde olduğu gibi Mn elementinin katmanlaşması engellemektedir. Atomik difüzyon karışım hareketlerine çok duyarlı olduğundan, dönme ve çift sistem üyesi olma bu çerçevede göz önüne alınması gereken önemli parametrelerdir. Bu yıldızlarının % 50 den fazlası çift ya da çoklu sistem üyesidir (Smith 1996a). Bu nedenle tek HgMn yıldızlarıyla, çift ve çoklu sistemlerde keşfedilen HgMn yıldızlarının bolluk dağılımları birçok çalışmada tartışılmıştır (Adelman vd. 2002, Ghazaryan ve Alecian 2016). 23

38 1.4.1 Etkin sıcaklık ile bolluk arasındaki ilişki Yıldızdan yıldıza bolluk tuhaflıklarının artma eğiliminde olmasının temel nedeni, ağır elementlerin atom numarasının artmasıyla bolluk değerlerinin artmasıdır. Bunun nedeni ise; yıldızdan yıldıza sıcaklığın farklılık göstermesidir. Sıcaklık arttıkça HgMn yıldızlarında ağır elementlerin sayısı da artmaktadır. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormalliklerinin etkin sıcaklıkla ilgili olabileceği ilk kez Alecian ve Michaud (1981) tarafından belirtilmiştir ve Mn elementi ile etkin sıcaklık arasında teorik olarak bir ilişki olabileceği öngörülmüştür. Bu teoriye göre, ışınım alanı tarafından desteklenen maksimum Mn bolluğu belirli bir sıcaklık limitine ulaşıncaya kadar T et ile artmalıdır ( K civarında). Smith ve Dworetsky (1993) 'nin teorik ölçümleri, Mn aşırı bolluğunun bir zarf ile sınırlı olduğunu göstermiştir. Şekil 1.12 de 35 elementin bolluk değerlerinin sıcaklıkla ilişkisi gösterilmektedir. Elementlerin bolluk değerleri hesaplanırken, bir element türüne ait çizgi sayısı 5 den az ise bolluk değerleri verilmemiştir. Şekil 1.12 ye bakıldığında ilk göze çarpan yapı Mn nin artan sıcaklıkla artmasıdır Log g ve ν sini ile bolluklar arasındaki ilişki Gerçekleştirilen araştırmalar sonucunda (Ghazaryan ve Alecian, 2016) bu parametreler ile bolluklar (Hg hariç) arasında bir ilişkinin olmadığı tespit edilmiştir. Şekil 1.13 de Hg nin log g ye karşılık bolluk değerleri verilmiştir. Nitekim log g ~3.9 civarında maksimum Hg bolluğu dikkat çekmektedir. v sini ye bakıldığında önemli yapıların dışında ortalama bolluk değerlerinde saçılma görülmüştür. Düşük dönme hızının, karışım süreçlerini bastırması ve atomik difüzyonun HgMn yıldızlarının atmosferlerinde verimli olmasını sağlayan şartlar arasında olması nedeniyle ν sini ile bolluk anormallikleri arasında bir ilişki beklenmemektedir (Ghazaryan ve Alecian 2016). Fossati vd. (2007, 2008) Am yıldızları için ν sini ile bolluklar arasında bir eğilim bulmuştur. Bununla birlikte, Am yıldızlarının bolluk anormalliklerinin atomik difüzyondan kaynaklanmasına rağmen, bu yıldızlar HgMn yıldızlarından daha soğuk ve yüzeysel bir konveksiyon bölgesi bulunmasından dolayı HgMn yıldızlarında meydana gelen element katmanlaşması Am yıldızlarının atmosferinde meydana gelmemektedir. 24

39 Bu yıldızlar için bulunan ν sini ile bolluk arasındaki bağlantı şaşırtıcı değildir; Am yıldızlarındaki yüzeysel konveksiyonun derinliği bireysel Am yıldızlarını geçmişten bugüne kadar belirlenen dönme hızı ile yakından ilgilisi bulunmaktadır (Richer vd. 2000). ε T et (K) Şekil 1.12 HgMn yıldızları için farklı T et değerlerine karşı bolluklar Yatay çizgi =0 (elementlerin temsili Güneş bolluğu sınırı) değerini göstermektedir (Ghazaryan ve Alecian 2016) 25