ÇOK HIZLI DÖNÜCÜ AP 118 ve AP 124 YILDIZLARININ IġIKÖLÇÜMÜ ve LEKE AKTĠVĠTESĠ

Transkript

1 Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul ÇOK HIZLI DÖNÜCÜ AP 118 ve AP 124 YILDIZLARININ IġIKÖLÇÜMÜ ve LEKE AKTĠVĠTESĠ Hasan Ali DAL, Esin SĠPAHĠ Ege Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, EÜ Kampüsü, Fen. Fak. C Blok, 35100, Bornova, İZMİR ali.dal@ege.edu.tr, esin.sipahi@mail.ege.edu.tr Özet: Bu çalışmada, çok hızlı dönücü olan AP 118 ve AP 124 yıldızlarının gözlem sezonunda Ege Üniversitesi Gözlemevi nde elde edilmiş ışıkölçümü ve leke aktivitesine ilişkin elde edilen ilk sonuçlar sunuldu. AP 124 yıldızı üzerindeki aktif yapıların kısa zaman aralığında hızla değiştiği görüldü. Dönem analizleri AP 124 yıldızının fotometrik döneminin 0 g,1746 ile 0 g,2113 aralığında değiştiğini gösterir. Yaklaşık iki aylık zaman diliminde elde edilen gözlemlerinin modellenmesi ile yıldız yüzeyinde benzer etkinlikte ve benzer boyutta iki aktif bölgenin olduğu görüldü. Yıldız yüzeyinde lekeli bölgeler arasındaki ~90 lik boylam farkının gözlem sezonu boyunca korunduğu görüldü. 1.GiriĢ Güneş yüzeyinde görülen manyetik aktivite yapılarının geri tür yıldızlarda da ortaya çıktığı Wilson (1978) tarafından belirlenmiştir. Wilson (1978) tarafından yürütülen Ca II H, K projesi Güneş Yıldız İlişkisi (Solar Stellar Connection) adı verilen yeni bir alanın oluşmasına neden olmuştur. Geri tayf türünden yıldızlarda aktivite düzeyinin bir belirteci olarak Ca II H, K akıları, yıldızların B-V renk ölçeğine göre değişim gösterir. Bu değişimde yıldızların iki farklı bölgede toplandıkları görülür. Bu, önemli bir sonucu ortaya koyar. Bu sonuca göre genç ve yaşlı yıldızlar birbirinden ayrılarak iki farklı alanda toplanmakta ve aralarında belirgin bir boşluk oluşmaktadır. Vaughan Preston Boşluğu olarak adlandırılan (Vaughan ve Preston, 1980) bu boşluğun nedeni yıldızların yaşıdır. Skumanich (1972) 1 tarafından FCaII H, K v t şeklinde tanımlanan ve geri tayf türünden yıldızların aktivite düzeylerinin, yıldızınların dönme hızıyla orantılı ve yaşıyla ters orantılı olduğunu gösteren ilişki gözönüne alındığında Vaughan Preston Boşluğu nun yıldızların yaşı nedeniyle ortaya çıktığı söylenebilir. Yıldızların yaşına göre manyetik aktivite düzeyinin belirlenmesi için özellikle tek yıldızlar önemlidir. Çiftlik etkisinin görülmediği bu yıldızlarda, manyetik aktivite düzeyi ile yaş arasındaki ilişki incelenebilir li yılların başında genç açık kümelerde geri tayf türünden tek yıldızların keşfi, bu açıdan önemlidir. İlk olarak, Van Leeuwen ve ark. (1982), fotometrik gözlemlerde Pleiades kümesinde K cüceleri arasında 0,25 gün dolayında dönemlere sahip yıldızlar ifade etmiştir. Yazarlar tarafından elde edilen bu kısa dönemler, tayfsal gözlemlerle de desteklenmiştir. Bu yıldızlarda elde edilen vsin i ölçümleri, yıldızların beklenenden çok hızlı döndüklerini göstermiştir (Soderblom, 1983; Stauffer ve ark., 1984; Stauffer ve Hartman, 1987). Alpha Per (Melotte 20) ve IC 2391 kümelerinde G ve K tayf türünden anakol yıldızları arasında da yüksek hızlarda dönen cüceler bulunmuştur (Stauffer ve ark., 1989a; Stauffer ve ark., 1989b). Yüksek dönme hızına sahip olan bu genç tek yıldızlar, Çok Hızlı Dönücüler (Ultrafast Rotators, UFRs) olarak adlandırılmıştır. AP 118 (C1 Melotte ) ve AP 124 (C1 Melotte ), Yerel Grup (Local Association) üyesi olan Alpha Per kümesinde yer alan iki UFR dir. Yerel Grup üyesi kümelerin yaşları 20 ile 150 milyon yıl arasında değişir (Montes ve ark., 2001). Bilinen en 215

2 Çok Hızlı Dönücü AP 118 ve AP 124 Yıldızlarının Işıkölçümü ve Leke Aktivitesi büyük eşlek dönme hızına sahip UFR lerden olan bu iki yıldıza ilişkin parametreler Çizelge 1 de verildi. Çizelge 1. Değişen yıldızlara ilişkin, literatürde yer alan parametreler (1 Messina ve ark. (2001), 2 O'Dell ve Collier Cameron (1993), 3 Stauffer ve ark. (1989b), 4 Bouvier (1996)). Yıldız B-V P rot (gün) Genlik vsini (kms -1 ) Kaynak AP 118 0,71 0,81 0,31 0, , 2, 3 AP 124 1,15 1,27 0,18 0, , 4 Bouvier (1996) tarafından Alpha Per kümesine ait 7 çok hızlı dönücü yıldızın fotometrik gözlemleri sunulmuştur. AP 118 ve AP 124 yıldızlarının yer aldığı programda, 7 yıldızın leke aktivitesi sergilediği gösterilmiştir. Elde edilen ışık eğrilerinin şekillerinin kısa zaman aralığında değiştiği görülmüştür. Özellikle, en büyük eşlek dönme hızına sahip olduğu bilinen AP 100 ( vsin i 205kms -1 ) yıldızının ışık eğrisinde geceden geceye değişimler görülmüştür. Işık eğrilerinde kısa zaman aralıklarında görülen bu değişimler, UFR yıldızlarında sıklıkla rastlanır. O'Dell ve Collier Cameron (1993), AP 118 yıldızının fotometrik döneminin 7,6 saat olduğunu bulmuştur. Bouvier (1996) tarafından yapılan çalışmada ise fotometrik dönem 8,0 saat verilmiştir. AP 124 yıldızının fotometrik gözlemi ilk kez Bouvier (1996) tarafından yapılmıştır ve fotometrik dönem 4,4 saat olarak belirlenmiştir. Yazar çalışmasında AP 124 yıldızının ışık eğrisi genliğinin, U bandında 0 m,20, I bandında 0 m,08 olduğunu ifade etmiştir. 2. Gözlemler ve Analizler Gözlemler Ege Üniversitesi Gözlemevi nde Yüksek Hızlı Üç Kanallı Fotometre kullanılarak 48cm Cassegrain teleskobu ile standart Johnson BVR süzgeçlerinde yapıldı. Program yıldızlarının kimlikleri Çizelge 2 de verildi. Çizelge 2. Program yıldızlarının kimlikleri (1 SIMBAD Veri Tabanı, 2 Bu Çalışma, 3 Elde edilen renk ölçeğine göre tayf türleri: Tokunaga (2000)). Yıldız Adı Tayf Türü Kaynak Değişen AP 118 9,010 1,150 K2 1 Mukayese BD ,350 1,950 K5? 1 Denet SAO ,310 1,190 K0 1 Değişen AP 124 9,038 1,200 K6 2, 3 Mukayese SAO ,813 1,127 K5 2, 3 Denet SAO ,704 1,214 K6 2, 3 Program yıldızlarının gözlem gecelerinde elde edilen atmosferik sönükleştirme katsayıları kullanılarak tüm gözlem noktaları atmosferik sönükleştirmeden arındırıldı. Ayrıca AP 124 yıldızının gözlemlerinde mukayese ve denet yıldızı, Oja (1996) dan seçilen standart yıldızlarla birlikte gözlendi ve Hardie (1962) tarafından tanımlanan yöntemle standart parlaklık düzeneğine dönüştürüldü. AP 118 yıldızının gözlem zamanı yetersiz olduğu için, bu yıldız ve mukayeselerinin standart gözlemi yapılamadı. Program yıldızlarının tüm gözlem noktalarının zamanları Güneş merkezine indirgendi. Her iki değişen yıldızın mukayese ve denet yıldızlarının diferansiyel parlaklık değişimi incelendiğinde, gecelik hata sınırlarının üzerinde düzenli bir değişim görülmedi. 216

3 Delta Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul HJD ( ) HJD ( ) HJD ( ) ġekil 1. AP 118 yıldızının 31 Ocak 2007 gözlem gecesinde elde edilen ışık ve renk değişimleri. AP 118 yıldızı 31 Ocak 2007 gözlem gecesinde 4,12 saat gözlendi. BVR süzgeçlerinde elde edilen ışık değişimleri Şekil 1 de verildi. Şekil den de görüldüğü gibi yıldız sinüs benzeri bir ışık değişimi sergiler. Yıldızın ışık ve renk değişimleri birlikte incelendiğinde bu değişimlerin eş yönlü olduğu görülür. Yıldız parlarken renkler mavileşir, yıldızın parlaklığı azalırken renkler de kırmızılaşır. Bu durum yıldız ışığında ortaya çıkan sinüs benzeri değişimin, yıldız yüzeyindeki aktif bölgelerden kaynaklandığını gösterir. AP 124 yıldızı iki aylık zaman diliminde toplam dört gece gözlendi. V süzgecinde elde edilen gözlem verisine dönem analizi uygulandı. Dönem analizi için Stellingwerf (1978) tarafından tanımlanan ve temeli istatistiksel analize dayanan Phase Dispersion Minimization (PDM) yöntemi kullanıldı. Verinin dönem analizinden (1) eşitliğiyle verilen ışık öğeleri bulundu. V süzgecinde elde edilen tüm ışık eğrilerinin evrelendirilmesinde bu öğeler kullanıldı. HJD = , g,1892(2) E (1) Burada T 0, ilk gözlem gecesinde elde edilen ilk noktanın HJD sidir. Bununla birlikte, arka arkaya gelen gözlemlerde elde edilen ışık değişimleri karşılaştırıldığında, hemen hemen her gecede elde edilen eğrilerininfarklı olduğu görülür. Bu değişimler gözönüne alınarak, gözlem verisi dört ayrı veri setine ayrıldı. Set A, B, C ve D olarak adlandırılan setlerin ışık ve renk değişimleri Şekil 2 de verildi. AP 124 yıldızının ışık ve renk değişimleri incelendiğinde, genelde bu değişimlerin zıt yönlü olduğu görülür. Parlaklık azalırken renkler mavileşmekte, parlaklık artarken renklerde kırmızılaşma görülür. Bu, yıldız yüzeyindeki lekelerin çevresindeki faküla yapılarının daha baskın olduğunun belirtecidir. 217

4 V-R V-R V-R V-R Çok Hızlı Dönücü AP 118 ve AP 124 Yıldızlarının Işıkölçümü ve Leke Aktivitesi a) Set A b) Set B c) Set C d) Set D ġekil 2. AP 124 yıldızının V süzgecindeki ışık ve renk değişimleri. 218

5 Dönem (gün) V (Mak. - Ort. - Min.) Genlik Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul Set Çizelge 3. Her bir veri setine ilişkin dönem analizinden elde edilen parametreler. Ort. HJD ( ) B-V V ort V min Genlik Her bir veri setinin ayrı ayrı dönem analiziyle elde edilen ortalama rengi, V süzgeci için ortalama ve minimum parlaklık düzeyleri, genlikleri ve leke minimum evreleri Çizelge 3 de verildi. Her veri seti için PDM yöntemiyle elde edilen dönemler de Çizelge 3 ün son kolonunda verildi. Çizelge 3 te verilen bu parametrelerin zamanla değişimi ise Şekil 3 de görülmektedir. min Dönem (gün) Set A 54080,301 1,204 9,039 9,049 0,021 0,75 0,2113 ± 0,0889 Set B 54093,339 1,207 9,046 9,054 0,017 0,78 0,1746 ± 0,0607 Set C 54114,284 1,198 9,043 9,049 0,013 0,58 0,1850 ± 0,0681 Set D 54138,323 1,193 9,026 9,049 0,047 0,60 0,1975 ± 0, ġekil 3. AP 124 yıldızının her bir veri setine ilişkin ışık eğrilerinden belirlenen parametrelerin değişimi. Sol üst panelde, V süzgecindeki ortalama parlaklık düzeyinin değişimi görülürken, sağ üst panelde V süzgecindeki genlik değişimi görülür. Sol alt panelde her set için ayrı ayrı elde edilen dönemin değişimi, sağ alt panelde ise yine her set için ayrı ayrı elde edilen B-V renk değişimi görülmektedir. AP 124 yıldızının gözlemlerinden elde edilen dört veri setindeki V rengindeki ışık eğrileri kullanılarak yıldızın yüzeyindeki lekeli bölgeler modellendi. Bunun için Binary Maker V3.0 programının (Bradstreet, 2002) Tek Yıldız Leke Modu kullanıldı. Bu çalışma kapsamında elde edilen ortalama B-V değeri kullanılarak Tokunaga (2000) dan sıcaklık ve yarıçap değerleri alındı. B-V = 1 m,20 değerine karşılık yıldız K6 tayf türünden ve yüzey sıcaklığı 4.300K olarak görülür. Bu renk ölçeği için verilen yarıçap değeri ise 0,70R dir. Bu çalışmada elde edilen P = 0,1892 günlük dönem ve yarıçap gözönüne alındığında, yıldızın eşlek dönme hızının yaklaşık 190kms -1 olması beklenir. Burada önemli nokta, çok hızlı dönen ve genç bir yıldız olması nedeniyle yarıçapının beklenenden büyük olabileceği ihmal edilerek yarıçapta her hangi bir genişlemenin olmadığı kabul edildi. 2 R sini vsini 190 kms -1 (2) P rot 219

6 Yeğinlik (V) Yeğinlik (V) Yeğinlik (V) Yeğinlik (V) Çok Hızlı Dönücü AP 118 ve AP 124 Yıldızlarının Işıkölçümü ve Leke Aktivitesi Messina ve ark. (2001) ndan alınan değerlerle oluşturulan (2) eşitliği yardımıyla yıldızın i açısının yaklaşık 90 olması gerektiği hesaplandı. Binary Maker programı ile oluşturulan ışık eğrisi modellerinde bu i değeri kullanıldı. Çizelge 4. Işık eğrilerinin Binary Maker V3.0 programının Tek Yıldız Leke Modu kullanılarak elde edilen leke parametreleri. Parametreler Parametre T (K) g i ( ) Değeri ,32 0,65 90 Birinci Leke Set Enlem ( ) Boylam ( ) Yarıçap ( ) T spot / T yüzey Set A ,990 Set B ,990 Set C ,990 Set D ,980 Ġkinci Leke Set Enlem ( ) Boylam ( ) Yarıçap ( ) T spot / T yüzey Set A ,985 Set B ,990 Set C ,990 Set D ,980 a) Set A b) Set B c) Set C d) Set D ġekil 4. AP 124 yıldızının her bir veri setine ilişkin ışık eğrilerinin Binary Maker V3.0 programının Tek Yıldız Leke Modu kullanılarak elde edilmiş modelleri. İçi dolu noktalar, gözlem noktalarını gösterirken düz çizgi Binary Maker modelini temsil eder. Elde edilen modellere ilişkin girdi ve leke sonuç parametreleri Çizelge 4 de listelendi ve ışık eğrisi modelleri Şekil 4 de verildi. Oluşturulan bu modeller değerlendirildiğinde, yıldızın üzerinde iki ayrı aktif bölgenin olduğu görülür. Bu bölgeler arasında yaklaşık 90 lik boylam farkı vardır. Her iki bölgedeki yapıların büyüklüğü ve etkinliği birbirine benzerdir. Bununla birlikte modellerde sıcaklık faktörünün neredeyse hiç değişmemesi nedeniyle ışık 220

7 Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul eğrilerindeki değişimin nedeninin, lekeli bölgelerin alanlarının ve birbirine göre konumlarındaki değişimlerin olduğunu düşünmekteyiz. 3. UlaĢılan Ġlk Sonuçlar Bu çalışma kapsamında, genç açık yıldız kümesi Alpha Per in iki geri tür yıldızı olan AP 118 ve AP 124 yıldızlarının fotometrik ışıkölçümü yapılarak elde edilen gözlem verileri üzerinden fotometrik dönem analizi yapıldı. Gözlemlerden elde edilen ışık eğrileri Binary Maker programı ile modellendi. AP 118 yıldızının bir gecelik ışıkölçümünden yıldızın sinüs benzeri ışık değişimi gösterdiği görüldü. Bu yıldızın ışık ve renk değişimleri birbiriyle paralel değişim sergiler. Yıldız parlarken renk mavileşir, yıldız sönükleştiğinde renk kırmızılaşır. Diğer yıldız AP 124 ise iki aylık zaman diliminde toplam dört gece gözlendi. V süzgecinde elde edilen verisi üzerinden PDM yöntemi ile dönem analizi yapıldı ve yıldızın dönemi 0,1892 gün olarak bulundu. Her bir veri seti üzerinden ayrı ayrı yapılan dönem analizinde yıldızın fotometrik döneminin 0,175 ile 0,211 gün aralığında değiştiği görüldü. Bu dönemler, Bouvier (1996) tarafından verilen değerlerle de uyumludur. Literatürde AP 124 yıldızının V rengindeki ışık değişiminin genliği 0 m,14 olarak verilmektedir. Bu çalışma kapsamında, elde edilen genlikler ise oldukça küçük değerdedir. İki aylık gözlem süresinde elde edilen ışık değişimlerinin genliklerinde değişimler açıkça görülür. Genlikteki bu değişimler, yıldız yüzeyinde aktif bölgelerin hızla değiştiğinin bir göstergesidir. Yıldızın ışık eğrilerinde genlik artarken yıldızın ortalama parlaklığı da artar. Ayrıca B-V renk ölçeği de mavileşir. Yıldızın ışık eğrileri üzerinden oluşturulan modeller, yıldız yüzeyinde iki ayrı aktif bölgenin varlığını gösterir ve bu bölgeler arasında 90 lik boylam farkı olduğu görülür. Yıldız yüzeyindeki aktif bölgeler etkinliğini zaman zaman değiştirir. Yıldız yüzeyindeki aktif bölgeler yüzey manyetik alanının en iyi belirteçlerindendir. Çok hızlı dönücü yıldızların ışık eğrileri büyük ölçekli aktif bölgelerin varlığını gösterir. Bu alandaki bilgilerimizi arttırmak için daha fazla çok hızlı dönücü yıldızın fotometrik gözlemlerine gereksinim vardır. Kaynaklar - Bouvier, J., 1996, A&AS, 120, Bradstreet, D. H., 2002, BAAS, 34, Hardie, R. H., 1962, in Astronomical Techniques, ed.w.a.hiltner (Chicago: Univ. Chicago Press), Messina, S., Rodonó, M. and Guinan, E. F., 2001, A&A, 366, Montes, D., López-Santiago, J., Gálvez, M. C., Fernández-Figueroa, M. J., De Castro, E., Cornide, M., 2001, MNRAS, 328, 45 - O'Dell, M. A., Collier Cameron, A., 1993, MNRAS, 262, Oja, T., 1996, BaltA, 5, Skumanich, A., 1972, ApJ, 171, Soderblom, D. R., 1983, ApJS, 53, 1 - Stauffer, J. R., Hartmann, L. W., 1987, ApJ, 318, Stauffer, J. R., Hartmann, L. W., Jones, B. F., 1989b, ApJ, 346, Stauffer, J. R., Hartmann, L. W., Jones, B. F., McNamara, B. R., 1989a, ApJ, 342, Stauffer, J. R., Hartmann, L. W., Soderblom, D. R., Burnham, N., 1984, ApJ, 280, Stellingwerf, R.F., 1978, ApJ, 224, Tokunaga, A. T., 2000, Allen s Astrophysical Quantities, Fouth Edition, ed. A.N.Cox (Springer), p Van Leeuwen, F., Meys, J. J. M., Alphenaar, P, 1982, IBVS, Vaughan, A. H., Preston, G. W., 1980, PASP, 92, Wilson, O. C., 1978, ApJ, 226,