ANKARA ÜNĠVERSĠTESĠ FEN BĠLĠMLERĠ ENSTĠTÜSÜ YÜKSEK LĠSANS TEZĠ. V772 HER ETKĠN ÇĠFT YILDIZ SĠSTEMĠNĠN IġIKÖLÇÜM ANALĠZĠ.

Transkript

1 ANKARA ÜNĠVERSĠTESĠ FEN BĠLĠMLERĠ ENSTĠTÜSÜ YÜKSEK LĠSANS TEZĠ V772 HER ETKĠN ÇĠFT YILDIZ SĠSTEMĠNĠN IġIKÖLÇÜM ANALĠZĠ Neslihan ALAN ASTRONOMĠ VE UZAY BĠLĠMLERĠ ANABĠLĠM DALI ANKARA 2008 Her hakkı saklıdır

2 ÖZET Yüksek Lisans Tezi V772 her etkin çift yıldız sisteminin ıģıkölçüm analizi Neslihan ALAN Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı DanıĢman: Doç. Dr. Fehmi EKMEKÇĠ Bu tez çalıģmasında, kromosferik aktif bir çift sistem olan V772 Her in 3 Temmuz 2006 ile 3 Eylül 2007 tarihleri arasında Ankara Üniversitesi Gözlemevi ndeki (AÜG) 30 cm lik Maksutov teleskobu ve TÜBĠTAK Ulusal Gözlemevi ndeki (TUG) 40 cm lik Cassegrain teleskobu kullanılarak elde edilen B, V ve R bandı ıģık eğrileri sunulmaktadır. IĢık eğrisi analizleri Wilson-Devinney (WD) programı (2004 versiyonu) aracılığıyla yapıldı ve her bir bileģen üzerinde bir leke olmak üzere iki lekeli çözüm sonucunun gözlemsel ıģık eğrileri ile uyumlu olduğu bulundu. Bu çözüm sonucunda bileģenlerin sıcaklıkları T 1 =5900 K, T 2 =4500 K, kütleleri M 1 =1,15 M, M 2 = 0,68 M, yarıçapları, R 1 = 0,9 R, R 2 = 0,61 R, q= 0,59, i= 75,6 olarak elde edildi. V772 Her sisteminin ıģık eğrisi analizinden elde edilen dinamik ve fiziksel parametrelerinin, daha önce diğer yazarlar tarafından bulunan değerler ile yaklaģık olarak uyumlu oldukları görüldü. Ek olarak sistemin 1981 yılında alınmıģ üç IUE-Newsips tayfı NASA nın IUE arģivinden elde edilerek incelendi. Tayflarda kromosfer ve geçiģ bölgesinde oluģan salma çizgileri görüldü. Salma çizgi akıları Gauss profili fit iģlemine dayanarak hesaplandı. Bu tayflarda görülen salma çizgileri sistemin moröte etkinliğine bağlı olarak değerlendirilmeye çalıģıldı. Ancak bu verilerin az olması nedeniyle, sistemin ıģık eğrileriyle beraber, salma çizgi akılarının zamana veya yörünge evresine bağlı değiģimine iliģkin yorum yapılabilecek seviyede bilgi elde edinilemedi. Kasım 2008, 71 sayfa Anahtar Kelimeler: Etkinlik, örten çift, V772 her i

3 ABSTRACT Master Thesis Photometric analysis of an active binary system V772 her Neslihan ALAN Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Sciences Supervisor: Assoc. Prof. Dr. Fehmi EKMEKÇĠ In this thesis, B,V and R light curves of chromospherically active binary V772 Her obtained between July 3, 2006 and September 3, 2007 by using 30 cm Maksutov Telescope of Ankara University Observatory (AUG) and 40 cm Cassegrain Telescope of TUBITAK National Observatory (TUG) are presented. Light curve analyses were made by means of Wilson-Devinney (WD) program (Version of 2004) and the achieved result with two spots located on each component of the system is found to be well fitted the observational light curves. This analyses reveals that the temperatures, masses and radii of the components are T 1 = 5900 K, T 2 = 4500 K, M 1 =1,15 M, M 2 =0,68 M, and R 1 = 0,9 R, R 2 = 0,61 R, respectively. The mass ratio and orbital inclination are found to be q=0,59 and, i=75,6, respectively. Dynamical and physical parameters of V772 Her, obtained by this light curve analyses, are found to be in agreement with those obtained previously by other authors. In addition, three IUE-Newsips spectra, acquired in 1981, obtained from the NASA IUE archive were analyzed. The spectra show emission lines originating in the chromosphere and transition region. The emission line fluxes were computed based on Gaussian profile fitting procedures. Emission lines seen in these spectra were tried to evaluate according to system s ultraviolet activity. But, it could not be possible to obtain enough information on the flux variability in time or orbital phase from these spectra to evaluate with the light curves of the system. November 2008, 71 pages Key Words: activity, eclipsing binary, V772 her ii

4 TEġEKKÜR Tez çalıģmamın her aģamasında, beni yönlendiren, çok kıymetli vaktini bana her zaman ayırabilen, bilgi, öneri ve desteğini hiç bir zaman esirgemeyen danıģman hocam sayın Doç. Dr. Fehmi EKMEKÇĠ ye, (Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi) hayatımın her aģamasında, maddi manevi her konuda beni destekleyen, her zaman yanımda olan canım aileme ve en sıkıntılı zamanlarımda yardımları ve desteğiyle bana güç veren Doğu BOZALĠOĞLU na en içten duygularımla teģekkür ederim. Tezimi hazırlamam sırasında bilgi, öneri ve yardımlarını esirgemeyen Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü ndeki bütün değerli hocalarıma ve araģtırma görevlisi arkadaģlarım Gökhan GÖKAY ile Mesut YILMAZ a teģekkür ederim. Neslihan ALAN Ankara, Kasım 2008 iii

5 ĠÇĠNDEKĠLER ÖZET...i ABSTRACT... ii TEġEKKÜR... iii SĠMGELER DĠZĠNĠ... v ġekġller DĠZĠNĠ... vi ÇĠZELGELER DĠZĠNĠ... viii 1. GĠRĠġ RS CVn Türü Örten Çift Yıldızlar V772 HER ETKĠN ÇĠFT YILDIZ SĠSTEMĠ Sistemin Fotometrik ve Tayfsal Özellikleri Sistem Hakkında Yapılan Bazı Önemli ÇalıĢmalar FOTOMETRĠK GÖZLEMLER AÜG Gözlemleri Maksutov Teleskobu ile Yapılan Gözlemler Kreiken Teleskobu ile yapılan gözlemler TUG Gözlemleri IġIK EĞRĠLERĠNĠN WILSON-DEVINNEY PROGRAMI ĠLE ANALĠZĠ AÜG Gözlemlerinin Analizi TUG Gözlemlerinin Analizi IUE TAYFLARI VE ANALĠZLERĠ SONUÇ VE TARTIġMA KAYNAKLAR EKLER Ek 1 V772 Her in 2006 gözlem döneminde AÜG deki Maksutov teleskobu ile B ve V bantlarında elde edilen diferansiyel parlaklık değerleri Ek 2 V772 Her in 2007 gözlem döneminde TUG daki 40 cm lik Schmidt- Cassegrain teleskopla B ve V bantlarında elde edilen diferansiyel parlaklık değerleri ÖZGEÇMĠġ iv

6 SĠMGELER DĠZĠNĠ P AB Görsel çift sisteminin yörünge dönemi e AB Görsel çift sisteminin yörünge dıģmerkezliği i AB Görsel çift sisteminin yörünge eğim açısı B Görsel çift sisteminin B bileģeninin yörüngesinin düğümler doğrultusu ile enberi noktası arasındaki açısı M A, M B Görsel çift sisteminin A ve B bileģenlerinin kütleleri AB Görsel çift sisteminin düğümler noktasının durum açısı T AB Görsel çift sisteminin enberinden geçiģ zamanı Mv A \ Mv B Görsel çift sisteminin A ve B bileģenlerinin V bandındaki mutlak parlaklığı a AB Görsel çift sisteminin yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu K A Görsel çift sistemin A (baģ) bileģenine ait dikine hız eğrisinin yarı-genliği K B Görsel çift sistemin B (yoldaģ) bileģenine ait dikine hız eğrisinin yarı-genliği Mv AB Görsel çift sistemin V bandındaki mutlak parlaklığı π Sistemin paralaksı V 0 (V ) Kütle merkezinin uzay hızı Vsini BileĢenlerin izdüģüm ekvatoryal dönme hızı P Tayfsal çift sistemin yörünge dönemi e Tayfsal çift sistemin yörünge dıģmerkezliği Mv Aa \ Mv Ab Tayfsal çift sisteminin bileģenlerinin V bandındaki mutlak parlaklığı i Tayfsal çift sisteminin yörünge eğim açısı log[g Aa \g Ab ] Tayfsal çift sisteminin bileģenlerinin yüzey çekim ivmesi Tayfsal çift sistemin yörüngesinin düğümler doğrultusu ile enberi noktası arasındaki açı M Aa \ M Ab (M 1 \M 2 ) Tayfsal çift sistemin bileģenlerinin kütleleri R Aa \ R Ab (R 1 \R 2 ) Tayfsal çift sistemin bileģenlerinin yarıçapları Te Aa \Te Ab (T 1 \T 2 ) Tayfsal çift sistemin bileģenlerinin etkin sıcaklıkları Mv AaAb Tayfsal çift sistemin V bandındaki mutlak parlaklığı K Aa Tayfsal çift sistemin Aa (baģ) bileģenine ait dikine hız eğrisinin yarı-genliği V r Radyal (dikine) hız M GüneĢ kütlesi, 1.99x10 33 gr R GüneĢ yarıçapı, 6.96x10 5 km α Sağaçıklık δ Dikaçıklık L 1,2 (HLA) BileĢenlerin kesirsel ıģınım güçleri q Kütle oranı (M 2 /M 1 ) SMA Tayfsal çift sistemin yörünge yarı büyük eksen uzunluğu VGA Tayfsal çift sistemin kütle merkezinin hızı 1,2(PHSV1,PHSV2) Tayfsal çift sistemin bileģenlerinin yüzey potansiyelleri v

7 ġekġller DĠZĠNĠ ġekil 1.1 RS CVn türü bir sistem olan DV Psc a ait ıģık eğrisi (Zhang and Zhang 2007)... 3 ġekil 2.1 Tayfsal çiftin parlak bileģeninin Morbey et al. (1977) tarafından elde edilen radyal hız eğrisi... 6 ġekil 2.2 F8-G5 tayf türü aralığındaki anakol yıldızları için log(vsini)-log(lx) grafiği... 8 ġekil 2.3 Bruton et.al. (1989) tarafından incelenen ıģık eğrileri (Sırasıyla Scarfe (1977) tarafından ve Lines tarafından 1986 yılında elde edilen) ġekil 3.1 V772 Her sisteminin AÜG deki Maksutov teleskobu ile 1996 ve 2006 gözlem dönemlerinde elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi ġekil 3.2 V772 Her sisteminin AÜG deki Maksutov teleskobu ile 1996 ve 2006 gözlem dönemlerinde elde edilen V bandındaki ıģık eğrisi ġekil 3.3 V772 Her sisteminin AÜG deki Kreiken teleskobuna bağlı CCD ile elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi ġekil 3.4 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da gözlenen R bandındaki saçılmıģ ıģık eğrisi ġekil 3.5 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi ġekil 3.6 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da elde edilen V bandındaki ıģık eğrisi ġekil 4.1 Sistemin AÜG deki Maksutov teleskobu ile elde edilen B bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği ġekil 4.2 Sistemin AÜG deki Maksutov teleskobu ile elde edilen V bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği ġekil 4.3 AÜG gözlemleri ile eģ-zamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit ġekil 4.4 AÜG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerindeki geometrik görünümleri ġekil 4.5 Sistemin B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin ortak çözümüne göre, B bandındaki ıģık eğrisine yapılan teorik fit ile O-C farklarının grafiği ġekil 4.6 Sistemin B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin ortak çözümüne göre, V bandındaki ıģık eğrisine yapılan teorik fit ile O-C farklarının grafiği ġekil Temmuz 3 Eylül 2007 tarihleri arasında TUG da alınmıģ B bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği ġekil Temmuz 3 Eylül 2007 tarihleri arasında TUG da alınmıģ V bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği ġekil 4.9 TUG gözlemleri ile eģzamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit ġekil 4.10 TUG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerinde lekelerin görünümleri (B bandı için) vi

8 ġekil 4.11 TUG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerinde lekelerin görünümleri (V bandı için) ġekil 5.1 IUE uydusu ile alınmıģ yüksek dispersiyonlu LWR10964 moröte tayfı ġekil 5.2 IUE uydusu ile alınmıģ düģük dispersiyonlu SWP14346 moröte tayfı ġekil 5.3 IUE uydusu ile alınmıģ düģük dispersiyonlu SWP14353 moröte tayfı ġekil 5.4 IUE uydusu ile alınmıģ düģük dispersiyonlu SWP14381 moröte tayfı ġekil 5.5 Sistemin düģük dispersiyon SWP14346 moröte tayfına yapılan Gauss profili fiti ġekil 5.6 Sistemin düģük dispersiyon SWP14353 moröte tayfına yapılan Gauss profili fiti ġekil 5.7 Sistemin düģük dispersiyon SWP14381 moröte tayfına yapılan Gauss profili fiti ġekil 5.8 N V için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.9 O I için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.10 C II için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.11 Si IV için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.12 C IV için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.13 He II için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.14 C I için toplam akının evreye bağlı değiģimi ġekil 5.15 Si II için toplam akının evreye bağlı değiģimi vii

9 ÇĠZELGELER DĠZĠNĠ Çizelge 2.1 ADS11060 görsel çift sisteminin özellikleri (Batten et al. 1979)... 5 Çizelge 2.2 V772 Her tayfsal çift sisteminin, Reglero et al. (1991) ve Batten et al. (1979) dan alınan özellikleri... 5 Çizelge 3.1 Bu çalıģmada ıģık eğrisi analizinde kullanılan ve Maksutov teleskobuna bağlı SSP5-A fotometresi ile elde edilen verilerin gözlem tarihleri Çizelge 3.2 HD ün HIPPARCOS kataloğundan alınan özellikleri Çizelge 3.3 HD un HIPPARCOS kataloğundan alınan özellikleri Çizelge 3.4 Bu çalıģmada WD analiz programında kullanılan TUG verilerinin elde edildiği gözlem tarihleri Çizelge ve 2007 gözlemlerinden elde edilen minimum zamanları ve hataları Çizelge 4.1 IĢık eğrisi analizinde kullanılan girdi parametrelerinin değerleri Çizelge 4.2 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda bulunan parametreleri ve hataları Çizelge 4.3 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda elde edilen leke parametreleri Çizelge 4.4 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda bulunan parametreleri ve hataları Çizelge 4.5 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda B ve V bandı için ayrı ayrı elde edilen leke parametreleri Çizelge 5.1 IUE tayflarına iliģkin bilgiler Çizelge 5.2 Analiz sonucunda hesaplanan salma çizgilerinin toplam akıları ve hataları Çizelge dönemlerinde elde edilen ıģık eğrileri analizleri sonuçlarının literatürdeki değerlerle karģılaģtırılması viii

10 1. GĠRĠġ Genel olarak yıldızlar arasındaki uzaklık çok büyük olduğundan, birinin diğeri üzerindeki çekimsel ve ıģımasal etkileri yok denecek kadar azdır. Fakat öyle yıldızlar vardır ki bunlar birbirlerine fiziksel olarak bağlıdır. Böyle bir yapının en basiti çift yıldızdır. Çift yıldızlar, çekimsel kuvvetlerle birbirine bağlı olan ve ortak bir kütle merkezi etrafında Kepler yasalarına göre yörünge hareketi yapan iki yıldızdan oluģan sistemlerdir. Çift yıldızlar astrofizikte, tek yıldızlara kıyasla daha çok bilgi sunmaları bakımından daha büyük bir öneme sahiptirler. Örneğin herhangi bir gök cisminin kütlesinin doğrudan belirlenebilmesi, en az iki cisim arasında ölçülebilen bir kütle çekim kuvvetinin varlığını gerektirir. Kütle, yıldızların evriminin anlaģılabilmesi bakımından temel parametredir, dolayısıyla çift yıldızlar yardımıyla bileģen yıldızların kütleleri, bu sayede de evrim durumları hakkında bilgi sahibi olabilmekteyiz. Bununla birlikte bileģen yıldızların yarıçap, ıģınım gücü gibi temel parametreleri de hesaplanabilmektedir. Çift yıldızlar yardımıyla belirlenen fiziksel parametreler ile tek yıldızların fiziksel özellikleri de belirlenebilmektedir. Bazı çift yıldızların yörünge düzlemleri, gözlemciye öyle bir açı altında yönlenmiģ durumdadır ki, gözlemci, bileģenlerin yörünge hareketleri boyunca birbirlerini dönemli olarak örtmesi sonucu meydana gelen tutulmalar yüzünden çift yıldızda bir ıģık değiģimi gözler. Tutulmalardan kaynaklanan etkilerin izlendiği böylesi yakın çift yıldız sistemlerine Örten DeğiĢen Yıldızlar ya da Örten Çift Yıldızlar denir. 1.1 RS CVn Türü Örten Çift Yıldızlar RS CVn türü yıldızlar geç tayf türünden ve manyetik aktivitesi yüksek olan yıldızlardır. Bu türden yıldızlar çift sistemin bileģenlerinden biri olduğu durumda, bazı gözlemsel özellikleri bakımından diğer çift yıldızlardan ayrılırlar. Bu gruptaki çift yıldızların ilk 1

11 örneği RS CVn olduğu için, aynı gözlemsel özellikleri gösteren çift yıldızlara RS CVn türü yıldızlar denmiģtir (Rodonò 1980). GCVS (General Catalogue of Variable Stars) değiģen yıldız kataloğunda RS olarak kodlanan RS CVn türü sistemlerde gözlenen en önemli ıģık değiģimi, yıldızın yüzeyinde boylamsal harekete sahip olan ve rasgele dağılmıģ GüneĢ benzeri soğuk lekelerin, bileģenin yüzey-parlaklık dağılımını bozmasından kaynaklanmaktadır. Özellikleri Hall (1976) tarafından ortaya konan RS CVn türü çift sistemler, Ģöyle tanımlanmıģtır: Bu sistemlerin sıcak bileģeni F veya G tayf türündendir. Kuvvetli Ca II H ve K salması gösterirler. Kütle oranları genellikle 1 yöresindedir. Tutulma gösteren RS CVn lerin fotometrik gözlemlerinden bileģenlerin kütle ve yarıçapları hakkında bilgi edinilebilir. Genellikle evrimleģmiģ, ancak Roche ĢiĢimlerini henüz doldurmamıģ bileģenlere sahiptirler. Yoğun koronal X-ıĢın yayımı, kuvvetli kromosferik moröte salmalar, güçlü radyo ıģınımı, kırmızıöte artık ıģınım, kuvvetli rüzgarla kütle kaybı ile yörünge dönemi değiģimi, ıģık eğrilerinde leke kökenli modülasyonlar ve ortalama parlaklıkta değiģimler bu sistemlerin ortak özellikleridir. Lekelerden kaynaklanan dönme modülasyonu etkisi, ıģık eğrilerinde izlenen en baskın değiģim türüdür ve kendini sinüs benzeri dalga biçimlerinde gösterir. ġekil 1.1 de DV Psc a ait ıģık eğrisinde (Zhang and Zhang 2007) bu yapı açık bir Ģekilde görülmektedir. Bilinen RS CVn lerin lekeli yıldızlarının %20 si eģ-dönme göstermemektedir ve leke kökenli dalganın dönemi, yörünge döneminden oldukça farklı olabilmektedir. Geri kalan %80 inde ise dalga dönemi yörünge dönemine çok yakındır. Aradaki küçük fark, genellikle lekeli bileģenin göstermekte olduğu diferansiyel dönme özelliklerinden (enleme bağlı dönme hızı farklılığı) kaynaklanmaktadır. 2

12 Evre ġekil 1.1 RS CVn türü bir sistem olan DV Psc a ait ıģık eğrisi (Zhang and Zhang 2007) Evre Dalga biçimi bozulma için ölçülmüģ genlikler V bandında 0,01 ile 0,6 kadir arasında farklı değerler alabilmektedir. 0,5 kadire varan genlikler, lekeli yıldızın belirli bir yarım küresine ait yüzey alanının %50 sinin karanlık lekelerle kaplı olmasını gerektirmektedir. RS CVn yıldızlarında izlenen en belirgin olgular, büyük karanlık lekeler, kuvvetli salma çizgileri, güçlü koronal ıģınım, kuvvetli rüzgar ve dönem değiģimi aynı zamanda fotosferik ve kromosferik etkinliğin belirteçleridir. Yıldız etkinliği, dinamo kuramı na göre derin dıģ konvektif katmana sahip ve hızlı dönen yıldızlarda ortaya çıkmaktadır (Parker 1955). Dolayısıyla RS CVn türü etkinlikler farklı evrim durumunda bulunan çok sayıda tek veya çift yıldızda ortaya çıkabilmektedir. 3

13 2. V772 HER ETKĠN ÇĠFT YILDIZ SĠSTEMĠ RS CVn türünden tayfsal bir çift sistem olan V772 Her, Aitken (1920) tarafından bildirildiğine göre; 1843 yılında Otto Struve tarafından görsel bir çift sistemin üyesi olarak keģfedilmiģtir. Dönemi yaklaģık 20 yıl olan bu görsel çiftin bileģenleri, belirli dönemlerde birbirlerinden maksimum ayrıklığa ulaģmakta, belirli dönemlerde ise birbirlerine ayırt edilemeyecek kadar yakın olmaktadırlar. Bu yüzden görsel çift sistem, zaman zaman çift veya tek yıldız gibi gözlenmiģtir. 2.1 Sistemin Fotometrik ve Tayfsal Özellikleri V772 Her (HD , BD , SAO 85723, HIP 88637), ADS görsel çift yıldızının parlak bileģeni olup, Strassmeier et. al. (1993) kataloğunda belirtildiği gibi RS CVn türü tek çizgili bir tayfsal çift yıldız sistemidir. Sistemin HIPPARCOS kataloğundan (ESA 1997) alınan verilere göre sağaçıklığı 18 sa 05 dk 49,7 sn, dikaçıklığı +21º 26' 45,6", V bandı parlaklığı 7 m,07, tayf türü G2 V ve renk ölçeği B V= 0 m,654 Ģeklindedir. Çizelge 2.1 ve Çizelge 2.2 de sırasıyla görsel çift sistemin ve tayfsal çift sistemin özellikleri verilmiģtir. 4

14 Çizelge 2.1 ADS11060 görsel çift sisteminin özellikleri (Batten et al. 1979) P AB 20,25 yıl ± 0,64 gün a AB 0,248'' ± 0,005'' e AB 0,958 ± 0,001 V 0-22,82 ± 0,19 (km/s) i AB 82,7 ± 2 K A 17,95 ± 0,94 (km/s) B 3,0 ± 0,5 K B 33,38 ± 0,24 (km/s) M A \ M B 1,63 \ 0,88 (M ) Tayf Türü (A\B) G0 V \ G5 V AB 271,9 ± 0,5 π 0'',024 ± 0'',001 T AB 1978,43 Vsini 75 / 18 (km / sn) Mv A \ Mv B 4 m,4 \ 5 m,1 Mv AB 3 m,97 Çizelge 2.2 V772 Her tayfsal çift sisteminin, Reglero et al. (1991) ve Batten et al. (1979) dan alınan özellikleri P 0,8795 gün ± 25 2 e 0,045 ± 0,012 2 M Aa \ M Ab 1,09 \ 0,63 (M ) 1 Mv Aa \ Mv Ab 4,90 / 8,14 1 R Aa \ R Ab 0,90 \ 0,58 (R ) 1 i 76,2 ± 0,7 1 Tayf Türü G1 V / K6 V 1 log [g Aa \g Ab ] (cgs) 4 m,56 / 4 m,71 1 log[te Aa \Te Ab ] 3,77 / 3,61 ( K) 1 Uzaklık 32 pc ± 4 pc 1 Mv AaAb 4 m, Reglero et al. (1991), 2 Batten et al. (1979) 5

15 2.2 Sistem Hakkında Yapılan Bazı Önemli ÇalıĢmalar Görsel çiftin yörünge elemanları ilk olarak Aitken (1923) tarafından belirlenmiģtir enberi geçiģinden sonra bu parametreler, Van Biesbroeck (1954) tarafından güncellenmiģtir. Daha sonra Morbey et al. (1977) tarafından görsel çift sistemin bir bileģeninin, dönemi yaklaģık 0.88 gün olan tayfsal bir çift sistem olduğu bulunmuģtur. Bu çalıģmada elde edilen tek çizgili radyal hız eğrisi ġekil 2.1 de görülmektedir. km/sn HD (Tayfsal Çift) V r Evre ġekil 2.1 Tayfsal çiftin parlak bileģeninin Morbey et al. (1977) tarafından elde edilen radyal hız eğrisi Scarfe (1977) tarafından sistemin fotoelektrik ıģıkölçümü yapılmıģ ve geceden geceye, tayfsal yörüngedeki evre ile iliģkili 0 m,05 mertebesinde değiģimler gözlenmiģtir. Ayrıca 0 m,05 lik çok sığ bir tutulma gözlenmiģtir. 6

16 Batten et al. (1979) tarafından üçlü sistemin 1978 deki enberi geçiģi sırasında yüksek ayırma güçlü tayfsal gözlemleri yapılmıģtır. Bu gözlemlerle uzun dönemli çiftin görsel gözlemleri birleģtirilerek yörünge elemanları belirlenmiģtir. Ayrıca sistemin toplam kütlesi 2,51 M ve paralaksı 0'',024 olarak bulunmuģtur. Batten et al. (1979) tarafından tayfsal çift sistemin parlak bileģeni ile görsel çiftin yoldaģ bileģenine ait tayf aynı anda gözlenebilmiģ ve sırasıyla tayf türlerinin yaklaģık olarak G0 ve G5 olduğu bulunmuģtur. Tayfta çizgisi görünmeyen bileģen için bulunan kütlenin ise M1 tayf türü ile uyumlu olduğu bulunmuģ ve üç bileģenin de muhtemelen anakol üzerinde veya yakınlarında olabileceği saptanmıģtır. Bu çalıģmada sistemin yaģı [Li/Ca] oranından yıl olarak belirlenmiģtir. Fekel (1981) tarafından yapılan yapılan çalıģmada ise sistemin yaģı 10 8 yıl olarak bulunmuģtur. Batten et al. (1979) tarafından yapılan gözlemler sonucunda görsel çift sistemin döneminin 20 yıldan biraz daha fazla olduğu ve bileģenlerin maksimum açısal ayrıklığının yaklaģık 0'',5 olduğu saptanmıģtır. Ayrıca çok büyük dıģmerkezliğin (0,96), enberi civarında ani hız değiģimlerine neden olduğu ve bunun da bir kaç hafta için iki bileģenin hızları arasındaki farklılığın oldukça büyük değerlere ulaģmasına neden olduğu ileri sürülmüģtür. Stern and Skumanich (1983) tarafından sistemin Einstein uydusu ile elde edilen X-ıĢın verileri ve IUE uydusu ile elde edilen moröte gözlemleri incelenmiģtir. 0,2 4,0 kev aralığında gözlenen X-ıĢın akısı kullanılarak bulunan X-ıĢın luminositesi ~ 4x erg s -1 düzeyinde olmuģtur. X-ıĢın akısında, bir yörünge döneminin yarısı kadar olan bir süre içinde büyük bir değiģim olmadığı tespit edilmiģtir. Stern ve Skumanich tarafından yapılan bu çalıģmada, Pallavicini et al. (1981) tarafından saptanan L x ~ (vsini) 2 bağıntısından faydalanılarak, V772 Her den elde edilen sonuçlarla bazı geç F ve G türü yıldızların dönme hızlarına karģılık X-ıĢın luminositesi grafiği oluģturulmuģ ve V772 Her sisteminin dönme hızının da X-ıĢın luminositesinin de grafikteki diğer yıldızlara göre çok yüksek olduğu görülmüģtür. Bu grafik ġekil 2.2 de gösterilmektedir. Üç adet moröte düģük dispersiyonlu IUE tayfının analizi ile ölçülen 7

17 geçiģ bölgesi salma çizgilerinin, X-ıĢını verileri ile uyumlu oldukları görülmüģ ve bu geçiģ bölgesi salma çizgilerinin gün bazında yaklaģık %50 lik bir değiģime uğradıkları saptanmıģtır. C IV ve He II çizgileri değiģimi açıkça gösterirken N V ve Si IV çizgilerinde bu kadar açık bir değiģim göstermediği vurgulanmıģtır. ġekil 2.2 F8-G5 tayf türü aralığındaki anakol yıldızları için log(vsini)-log(lx) grafiği ġekilde, V772 Her içi boģ kare ile, Stern et al. (1981) den elde edilen tek ve çift Hyades yıldızları içi dolu çemberler ve kare ile, Pallavicini et al. (1981) den elde edilen tek yıldızlar içi boģ çemberler ile gösterilmekte olup, aģağı ok Johnson (1981) üst limitini; içi noktalı çember ise GüneĢ i temsil etmektedir. 8

18 Bakos and Tremko (1984) tarafından sistemin 6 yıl süreli fotometrik gözlemleri yapılmıģtır. Bu gözlemlerden, sistemin sistematik ıģık değiģimleri gösterdiği bulunmuģtur. IĢık eğrisinde kısa zaman ölçekli değiģimler, uzun zaman ölçekli değiģimler ve flare etkinliğine dayalı değiģimlerin varlığı belirtilmiģtir. Gözledikleri bu karmaģık ıģık değiģimlerinin sebebini sadece G tayf türündeki yıldız üstündeki flare etkinliğinin basit bir modeliyle açıklanamayacağını ifade etmiģlerdir. Ayrıca genç bir yıldız sistemi üzerinde çalıģıldığını ve bu sistemde düzensiz olağanüstü değiģimlerin oluģabileceğini vurgulamıģlardır. Bruton et al. (1989), APT (Automatic Photoelectric Telescope) den elde edilen fotometrik verilere ek olarak, Scarfe (1977) tarafından elde edilen ve Lines tarafından 1986 yılında elde edilen ıģık eğrilerini incelemiģtir. Scarfe ve Lines a ait ıģık eğrileri ġekil 2.3 te gösterilmektedir. Bruton un bu çalıģmasında, tutulma dıģı etkileri (leke ve basıklık etkisi) bulabilmek için ıģık eğrisinin minimum bölgeleri çıkartılarak, kalan kısmı periyot-bulma (Hall et al. 1986) programı ile analiz edilmiģtir. Analiz sonucunda leke dalgasının periyodu yaklaģık olarak 0,88 gün olarak bulunmuģtur. IĢık eğrisinde tutulma dıģında görülen en belirgin değiģimlerin senkronize dönen baģ bileģenin yüzeyindeki lekelerden kaynaklandığı tespit edilmiģtir. Bu lekelerin baģ bileģen ile eģ dönme gösterdikleri bulunmuģtur. Ayrıca lekenin etkisinin dalgaboyu arttıkça azaldığı belirtilmiģtir. Basıklık etkisinin de az olduğu bulunmuģtur. Sistemin dönem analizinden, tayfsal çift için dönem değiģiminin olmadığı belirlenmiģtir. B bileģeninin etrafında dolanan tayfsal çiftin yörünge hareketinden dolayı oluģan ıģık-zaman etkisinin önemli düzeyde olduğu görülmüģ ve bu etki tayfsal çiftin yörünge efemerisinin en iyi Ģekilde hesaplanabilmesi için çıkarılmıģtır. 9

19 Evre Evre ġekil 2.3 Bruton et.al. (1989) tarafından incelenen ıģık eğrileri (Sırasıyla Scarfe (1977) tarafından ve Lines tarafından 1986 yılında elde edilen) Reglero et al. (1991) tarafından sistemin o zamana kadar yapılmıģ gözlemsel verilerine ilaveten yeni gözlemsel veriler kullanılarak sistemin fiziksel parametreleri daha duyarlı Ģekilde elde edilmiģ ve farklı aktivite göstergelerinin gözlenmiģ değerleri analiz edilmiģtir. Bu çalıģmada sistemin fiziksel parametrelerini elde etmek ve farklı aktivite göstergelerinin davranıģlarını analiz etmek için ubvy fotometrisi ve Ca II çizgilerinin tayfsal analizi yapılmıģtır. Sistemin A bileģeninin (tayfsal çift sistem) birinci minimumunun analizi, mevcut radyal hız ölçümleriyle ve fotometriden elde edilen verilerle birleģtirilmiģ ve bunun sonucunda V772 Her in, bileģenleri ZAMS (Sıfır YaĢ Anakol) çizgisine çok yakın üçlü bir sistem olduğu belirtilmiģtir. GüneĢ bileģimine sahip standart evrim yolları ile incelenerek sistemin çok az evrimleģtiği görülmüģtür. BileĢenlerin aģırı yüksek dönme hızları, yaģ ve tayfsal sınıflanması, kromosferin, yıldızın konvektif bölgesinden kaynaklanan dinamoların neden olduğu ısısal olmayan (non-thermal) mekanizmalarla ısıtılarak Ģiddetli manyetik etkinlik gösterdiği varsayımını desteklediği belirtilmiģtir. Aktif kromosferlerin varlığının tutulmalar dıģında fotometrik değiģimlerle birleģmesinin yıldız yüzeyleri üzerinde aktivite merkezlerinin (lekeler) varlığını gösterdiği belirtilmiģtir. Daha önce öne sürülen ve bileģenler arasında kütle transferi ile çarpma noktasındaki tek bir sıcak lekenin varlığını kabul eden modelin gerçekçi gözükmediği vurgulanmıģtır. Tayfsal ve fotometrik verilerden elde edilen dönme dönemleri arasındaki uyuģmanın, tutulma gösteren tayfsal çift sistemde (A) senkronize dönmenin varlığını gösterdiği belirtilmiģtir. Sonuç olarak da V772 Her in üç tane az evrimleģmiģ, geç tayf türünden, yüksek dönme hızlarına sahip ve atmosferlerinde aktif bölgeler bulunan yıldızdan oluģtuğu bildirilmiģtir. 10

20 3. FOTOMETRĠK GÖZLEMLER 3.1 AÜG Gözlemleri Ankara Üniversitesi Gözlemevi nde (AÜG) yapılan fotometrik gözlemler, Kısım ve Kısım de özetlendiği sırasıyla Maksutov teleskobu ve Kreiken teleskobu ile yapıldı Maksutov Teleskobu ile Yapılan Gözlemler V772 Her tek çizgili tayfsal çift sisteminin Ankara Üniversitesi Gözlemevi ndeki 30 cm çapındaki Maksutov teleskobuna bağlı SSP5-A fotometresi ile, 2006 yılının 3 Temmuz - 4 Eylül tarihleri arasında toplam 14 gece boyunca, B ve V bantlarında fotometrik gözlemleri yapıldı. Sistemin ayrıca Maksutov teleskobu ile 1996 yılının 31 Temmuz ve 15 Eylül tarihlerinde yapılan iki gecelik gözlemi de, 2006 yılında yapılan yeni gözlemlerle beraber değerlendirildi. Ancak 2006 yılında yapılan gözlemlerden yalnızca 7 gecelik veri bu çalıģmada kullanılabildi. Yapılan gözlemlerin yarısı gözlem esnasında hava koģullarının uygun olmaması nedeniyle Wilson-Devinney (WD) programı ile yapılan analizde kullanılamadı. IĢık eğrisi analizinde kullanılan verilerin elde edildiği gözlem tarihleri Çizelge 3.1 de verilmektedir. Çizelge 3.1 Bu çalıģmada ıģık eğrisi analizinde kullanılan ve Maksutov teleskobuna bağlı SSP5-A fotometresi ile elde edilen verilerin gözlem tarihleri Gözlem Tarihi 31 Temmuz Eylül Temmuz Temmuz Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos

21 Maksutov teleskobu ile yapılan gözlemlerde mukayese yıldızı olarak HD kullanıldı. Bu mukayese yıldızına iliģkin HIPPARCOS (ESA 1997) kataloğundaki bilgiler Çizelge 3.2 de verilmektedir. IĢık eğrisi analizinde kullanılan gözlemler için gecelik kadir hataları mukayese yıldızının parlaklığının istatistiksel olarak değiģimi dikkate alınarak hesaplandı. Hesaplanan bu gecelik kadir hataları B bandı için 0 m,014 ile 0 m,036 arasında ve V bandı için de 0 m,015 ile 0 m,037 arasındadır. Gözlemlerden elde edilen diferansiyel parlaklıkların 0,002 lik evre aralığına göre ortalaması alınarak ıģık eğrileri oluģturuldu. Bu Ģekilde oluģturulan B ve V bandı ıģık eğrileri sırasıyla ġekil 3.1 ile ġekil 3.2 de verilmektedir. Çizelge 3.2 HD ün HIPPARCOS kataloğundan alınan özellikleri HD (HIP88604) V Bandı Parlaklığı 6 m,18 B-V 1 m,241 Tayf Türü K3 III (2000) 18 sa 05 dk 30 sn,13 (2000) ' 47",8 0,25 0,30 m B 0,35 0,40 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 3.1 V772 Her sisteminin AÜG deki Maksutov teleskobu ile 1996 ve 2006 gözlem dönemlerinde elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi 12

22 m V 0,80 0,84 0,88 0,92 0,96 1,00 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 3.2 V772 Her sisteminin AÜG deki Maksutov teleskobu ile 1996 ve 2006 gözlem dönemlerinde elde edilen V bandındaki ıģık eğrisi Kreiken Teleskobu ile yapılan gözlemler Ankara Üniversitesi Rasathanesi ndeki 40 cm çapındaki Cassegrain teleskoba (Kreiken Teleskobu) bağlı Apogee ALTA U47 CCD kamera kullanılarak, 2007 yılının 4 Ağustos 31 Ağustos tarihleri arasında toplam 7 gece B-V-R bantlarında sistemin gözlemleri yapıldı. Bu teleskop ile yapılan gözlemlerde mukayese yıldızı olarak, V772 Her sistemi ile aynı CCD karesinde gözlenebilen HD kullanıldı. HD un HIPPARCOS (ESA 1997) kataloğundan alınan bazı bilgileri Çizelge 3.3 te verilmektedir. Çizelge 3.3 HD un HIPPARCOS kataloğundan alınan özellikleri HD (HIP 88624) V Bandı Parlaklığı 7 m,60 B-V 0 m,297 Tayf Türü F0 (2000) 18 sa 05 dk 41 sn,56 (2000) ' 34",81 13

23 m Ancak Kreiken teleskobu ile yapılan gözlemlerden elde edilen veriler bir ıģık eğrisini tamamlayacak yeterlilikte olmamakla birlikte, gözlemler sırasında hava koģullarının uygun olmaması yüzünden veriler aģırı Ģekilde saçıldı(bkz. ġekil 3.3). Bu nedenle Kreiken teleskobuna bağlı CCD ile elde edilen verilerle, WD programı kullanılarak ıģık eğrisi analizi yapılamadı. Örnek olarak Kreiken teleskobu ile elde edilen B bandı ıģık eğrisi ġekil 3.3 te gösterilmektedir. -0,20-0,16-0,12-0,08-0,04 4 Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos Ağustos ,00 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 3.3 V772 Her sisteminin AÜG deki Kreiken teleskobuna bağlı CCD ile elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi 3.2 TUG Gözlemleri TÜBĠTAK Ulusal Gözlemevi ndeki (TUG) 40 cm çapındaki Schmidt-Cassegrain teleskoba bağlı ALTA U47 CCD kamera kullanılarak, 2007 yılının 4 Mayıs - 3 Eylül tarihleri arasında toplam 14 gecede B-V-R bantlarında sistemin gözlemleri yapıldı. Bu gözlemlerde de mukayese yıldızı olarak daha önce Kısım de katalog bilgisi verilen HD kullanıldı. TUG da elde edilen 14 gecelik veriden yalnızca 7 tanesi WD programı ile yapılan analizde kullanılabildi. Diğer gecelerde elde edilen veriler hava koģullarının uygun 14

24 olmaması nedeniyle ıģık eğrisi analizinde kullanılamayacak kadar saçıldı. Bu veriler yalnızca minimum zamanı hesaplamak için kullanıldı. IĢık eğrisi analizinde kullanılan veriler ile ilgili gözlem tarihleri Çizelge 3.4 te verilmektedir. Ayrıca TUG da elde edilen B-V-R bantlarından R bandı verisi de çok fazla saçıldığından, bu veriler ıģık eğrisi analizinde kullanılamadı. Bu saçılmıģ veriler ġekil 3.4 te gösterilmektedir. Çizelge 3.4 Bu çalıģmada WD analiz programında kullanılan TUG verilerinin elde edildiği gözlem tarihleri Gözlem Tarihi 15 Temmuz Temmuz Temmuz Temmuz Eylül Eylül Eylül ,00 mr -0,90-0,80-0,70-0,60-0,50-0,40 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre 03 Haziran Temmuz Temmuz Temmuz Temmuz Eylül Eylül Haziran Eylül 2007 ġekil 3.4 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da gözlenen R bandındaki saçılmıģ ıģık eğrisi Bu gözlemler Maxim DL programı ( Son EriĢim Tarihi: ) kullanılarak indirgendi. Ancak Maxim DL programının gecelik 15

25 kadir hatasını vermemesi nedeniyle, veriler bir kez de c-munipack programı ( Son EriĢim Tarihi: ) ile indirgendi ve gözlemlerdeki hataların ortalama olarak B bandında 0 m,001 V bandında ise 0 m,002 düzeyinde olduğu görüldü. Gözlemlerden elde edilen diferansiyel parlaklıkların 0,001 lik evre aralığına göre ortalaması alınarak ıģık eğrileri oluģturuldu. Bu Ģekilde oluģturulan B ve V bandı ıģık eğrileri sırasıyla ġekil 3.5 ile ġekil 3.6 da verilmektedir. -0,16-0,12 m B -0,08-0,04 0,00 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 3.5 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da elde edilen B bandındaki ıģık eğrisi -0,56-0,52 m V -0,48-0,44-0,40 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 3.6 V772 Her sisteminin 2007 yılında TUG da elde edilen V bandındaki ıģık eğrisi 2006 yılında AÜG de Maksutov teleskobu ile elde edilen ıģık eğrileriyle (ġekil 3.1 ve ġekil 3.2) 2007 yılında TUG da elde edilen ıģık eğrileri (ġekil 3.5 ve ġekil 3.6) 16

26 karģılaģtırıldığında Maksutov teleskobu ile elde edilen ıģık eğrisinin daha fazla saçıldığı tespit edilmiģtir. TUG da elde edilen verilerdeki gecelik kadir hataları Maksutov ile elde edilenlerden çok daha düģük seviyededir. Hem 2006 hem de 2007 yıllarında elde edilen ıģık eğrilerinin, maksimumlardaki parlaklık seviyelerindeki farklılık, minimumların iniģ ve çıkıģ kollarındaki asimetrik yapılar, birinci minimum derinliğindeki değiģim ile ikinci minimumun yerinin belirsiz olması, sistemde ıģık eğrisinin tutulma dıģı kısmını etkileyen bazı yapıların (fotosferik leke gibi) olduğunu göstermektedir ve 2007 yıllarında gözlenen ıģık eğrilerinden, Kwee and van Woerden (1959) yöntemi kullanılarak 5 adet yeni minimum zamanı hesaplandı. Hesaplanan yeni minimum zamanları Çizelge 3.5 te verilmektedir. Bu yeni minimum zamanları Bruton et al. (1989) un makalesinde yer alan minimum zamanları ile birleģtirilerek sistemin yeni ıģık elemanları belirlendi. Belirlenen yeni ıģık elemanları: Min I (HJD)= ,2899(± 0,0046) + 0, (± 0, ) E Ģeklindedir. Bu çalıģmada, ıģık eğrilerinin evreleri belirlenen bu yeni ıģık elemanlarına göre hesaplanmıģtır. Çizelge ve 2007 gözlemlerinden elde edilen minimum zamanları ve hataları Tarih Tür Minimum Zamanı Hatası 24 Ağustos 2006 I ,3819 0, Eylül 2007 I 4 Haziran 2007 I 6 Mayıs 2007 I 18 Temmuz 2007 I , , , ,4383 0,0002 0,0002 0,0001 0,

27 4. IġIK EĞRĠLERĠNĠN WILSON-DEVINNEY PROGRAMI ĠLE ANALĠZĠ Tutulma gösteren yakın çift yıldızların ıģık eğrileri, kenar kararması, çekim kararması, basıklaģma ve çekim etkisi, yansıma etkisi, aktif yıldızlardaki leke etkileri gibi birçok etkiyi içeren karmaģık yapılardır. IĢık eğrilerinin çözümü için Roche modeline dayalı sentetik ıģık eğrisi yöntemleri geliģtirilmiģtir. Sentetik ıģık eğrisi yöntemlerinde, çift yıldız modeli için pek çok parametre hesaplarda göz önünde bulundurulur. Daha sonra bu model ile, bazen deneme-yanılma bazen de diferansiyel düzeltme yöntemi ile gözlenen ıģık eğrisini en iyi Ģekilde temsil etmesi için çalıģılır. Ġyi bir uyuģma sağlandığında, sentetik eğrinin parametreleri çift yıldız sisteminin parametreleri olarak kabul edilir. Bu yaklaģımla ıģık eğrisi çözümü yapan Wilson-Devinney, Nightfall gibi programlar geliģtirilmiģtir. Bu çalıģmada, ıģık eğrileri PHOEBE ( Son EriĢim Tarihi: ) programı ile analiz edildi. UNIX iģletim sistemi altında çalıģan bir program olan PHOEBE, Wilson-Devinney (WD) ıģık eğrisi analiz programının görsel bir arayüzüdür. Wilson and Devinney (1971) tarafından oluģturulan WD analiz programı, Roche geometrisini esas almakta ve ıģık eğrilerindeki leke etkisi, kenar karaması, çekim karaması, üçüncü ıģık katkısı gibi parametreleri de dikkate alarak modelleme yapılabilmektedir. IĢık eğrileri ile dikine hız eğrilerini eģ zamanlı olarak çözebilmektedir. PHOEBE arayüzü, FORTRAN dilinde yazılmıģ bir program olan WD için kullanım kolaylığı sağlayarak, kullanıcıya zaman kazandırmaktadır. Bu arayüz Wilson tarafından da desteklenmekte olup Andrej Prsa tarafından geliģtirilmiģtir (Prsa and Zwitter 2006). V772 Her etkin çift yıldız sisteminin yıllarında yapılan gözlemlerinden elde edilen ıģık eğrileri, radyal hız verileri (Morbey et al. 1977) ile birlikte, PHOEBE programıyla eģzamanlı olarak çözüldü. Sistem, bileģenleri henüz anakolda olan, genç yıldızlardan oluģmaktadır. Sistemin literatür taramasına bakıldığında kütle aktarımın olmadığı, ayrık bir sistem olduğu görüldü (Batten et al. 1979, Reglero et al. 1991). Bu nedenle sistemin ıģık eğrisi analizi yapılırken iki bileģeninin de Roche ĢiĢimini doldurmadığı, ayrık çift modu olan Mod 2 (Detached Binary) seçildi. BileĢenlerin kenar 18

28 kararma sabitleri logaritmik yasa dikkate alınarak Van Hamme (1993) den belirlendi. Analizler sırasında kullanılan girdi parametreleri, Reglero et al. (1991) tarafından yapılan sistemin tayfsal ve fotometrik çalıģması ile Morbey et al. (1977) tarafından yapılan tayfsal çalıģmasından alındı. Girdi parametlerinin bu çalıģmalardan alınmasındaki temel sebep, bu çalıģmaların ikisinin de tayfsal analizlere dayanması ve Reglero et al. (1991) makalesinin sistemin en son detaylı tayfsal ve fotometrik çalıģması olmasıdır. Birinci ve ikinci bileģenin yansıma katsayıları olarak konvektif yıldızlar için sabit olan, 0,5 değeri kullanıldı. Çekim kararma sabiti olarak da yine konvektif yıldızlar için sabit olan 0,32 değeri kullanıldı. Analizde kullanılan baģlangıç parametrelerinin değerleri ve hangi kaynaktan alındıkları Çizelge 4.1 de verilmektedir. Çizelge 4.1 IĢık eğrisi analizinde kullanılan girdi parametrelerinin değerleri Yarı-Büyük Eksen Uzunluğu (SMA) 1 Kütle Merkezinin Hızı (VGA) 2 4,654 R - 19,91 km/sn Yörünge Eğim Açısı (i) 1 76,2 Kütle Oranı (q) (M 2 /M 1 ) 1 0,578 Birinci BileĢen Sıcaklığı (T 1 ) 1 Ġkinci BileĢen Sıcaklığı (T 2 ) 1 Birinci BileĢenin Çekim Ġvmesi (logg 1 ) 1 Ġkinci BileĢenin Çekim Ġvmesi (logg 2 ) K 4100 K 4,56 (cgs) 4,71 (cgs) 1 Reglero et al. (1991), 2 Morbey et al. (1977) 4.1 AÜG Gözlemlerinin Analizi V772 Her in AÜG de yapılan 425 B bandı gözlem verisi ile 410 V bandı gözlem verisi normalize ıģınım akısına dönüģtürülerek Wilson-Devinney analiz programında kullanıldı. B ve V bantlarındaki ıģık eğrileri WD programında beraber değerlendirildi. Radyal hız verileri ile birlikte eģ-zamanlı çözüm yapıldı. Çözüm yapılırken önce sistemin yarı-büyük eksen uzunluğu (SMA), sistemin kütle merkezinin hızı (VGA), yörünge eğim açısı (i), kütle oranı (q), baģ bileģenin yüzey potansiyeli (PHSV 1 ), yoldaģ 19

29 bileģenin yüzey potansiyeli (PHSV 2 ), baģ bileģenin B ve V bantları için kesirsel ıģınım gücü (HLA[1], HLA[2]) parametreleri serbest bırakılarak hesap yapıldı. Ancak gözlemsel ıģık eğrisinde minimum iniģ ve çıkıģlarındaki asimetriler ve maksimum seviyelerindeki parlaklık farkları leke modellemesi yapılmasını gerektirdi. B ve V bandı ıģık eğrileri için en iyi teorik çözüm her bir bileģene birer soğuk leke yerleģtirilerek elde edildi. Birinci minimum iniģ ve çıkıģlarındaki çöküntünün sebebinin baģ bileģen üzerindeki bir leke olduğu düģünülerek baģ bileģen yüzeyinde bir leke modellemesi yapıldı. Ġkinci minimum iniģ ve çıkıģ kollarındaki büyük çöküntü, ikinci minimumdan önceki maksimum seviyesinin (0,25 evresi) daha düģük oluģu yoldaģ bileģende büyük bir soğuk leke varlığı olarak yorumlandı(bkz. ġekil 3.1 ve ġekil 3.2). Ancak ikinci minimumun sığ bir yapıya sahip oluģu ve minimum ortasının belirsizliği yoldaģ bileģendeki bu soğuk lekenin büyük bir kısmının tutulma ortasında örtülmesini gerektirmektedir. Bu nedenle yoldaģ bileģen yüzeyine de bu koģulları sağlayan büyük bir soğuk leke modellemesi yapıldı. Yapılan leke modellemesinden sonra teorik ıģık eğrisinin gözlemsel ıģık eğrisiyle uyumlu hale geldiği görüldü ve baģlangıçta serbest bırakılan parametreler (SMA, VGA, i, q, PHSV 1, PHSV 2, HLA[1] ve HLA[2]) tekrar serbest bırakıldı. Diferansiyel düzeltmeler yapıldıktan sonra, T 2 yoldaģ bileģenin sıcaklığı olmak üzere, diğer parametreler sabit tutulup, yalnızca i ve T 2 parametreleri serbest bırakılarak çözüm yapıldı ve bu Ģekilde gözlemsel ıģık eğrisini en iyi temsil eden teorik ıģık eğrisi elde edildi. Elde edilen sonuç parametreleri Çizelge 4.2 de verilmektedir. Analiz sonucunda B bandı için teorik eğrinin gözlemsel eğriden olan fark karelerinin toplamı (O-C) 2 =0, düzeyinde olurken, V bandı için bu değer (O- C) 2 =0, düzeyinde oldu. B ve V bantlarındaki gözlemsel ıģık eğrilerine yapılan teorik fitler ile O-C grafikleri ġekil 4.1 ve ġekil 4.2 de verilmektedir. IĢık eğrileri ile eģzamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit ise ġekil 4.3 te verilmektedir. 20

30 O-C Normalize Akı Çizelge 4.2 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda bulunan parametreleri ve hataları Parametre Değeri Hata SMA (R ) 4,72 0,11 VGA (km/sn) -18,97 0,19 i ( ) 75,33 0,67 q (=M 2 /M 1 ) 0,593 0,023 Ω 1 5,887 2,061 Ω 2 5,840 2,014 T 2 ( K) 4490,62 257,63 T 1 ( K) 5900 Kütle (M ) [M 1 \ M 2 ] 1,15 \ 0,68 Yarıçap (R )[R 1 \ R 2 ] 0,90 \ 0,61 IĢınım Gücü [L 1 \ L 2 ] 11,36 \ 1,28 1,04 1,02 Gözlemsel Teorik 1,00 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,05 0,00-0,05 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 ġekil 4.1 Sistemin AÜG deki Maksutov teleskobu ile elde edilen B bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği Evre 21

31 Birinci BileĢen Vr (km/sn) O-C Normalize Akı 1,04 1,02 Gözlemsel Teorik 1,00 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,05 0,00-0,05 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 4.2 Sistemin AÜG deki Maksutov teleskobu ile elde edilen V bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği V γ V γ = -18, ,8-0,6-0,4-0,2 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 Evre ġekil 4.3 AÜG gözlemleri ile eģ-zamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit 22

32 Yapılan analiz sonucunda elde edilen leke parametreleri Çizelge 4.3 te verilmektedir. Çözüm sonucunda ortaya çıkan, sistemin geometrisi ise farklı evreler için ġekil 4.4 de gösterilmektedir. Çizelge 4.3 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda elde edilen leke parametreleri Birinci BileĢen Yüzeyindeki Leke Ġkinci BileĢen Yüzeyindeki Leke Enlem (rad) 1,99 2,30 Boylam (rad) 0,15 0,50 Açısal Çap (rad) 0,38 1,07 Sıcaklık Faktörü 0,92 0,65 0,00 Evresi 0,25 Evresi 0,50 Evresi 0,75 Evresi ġekil 4.4 AÜG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerindeki geometrik görünümleri 23

33 O-C Normalize Akı 4.2 TUG Gözlemlerinin Analizi V772 Her in TUG da elde edilen 911 B bandı gözlem verisi ile 912 V bandı gözlem verisi normalize ıģınım akısına dönüģtürülerek Wilson-Devinney analiz programında kullanıldı. TUG da elde edilen gözlem verilerine de radyal hız verileri ile birlikte çözüm yapıldı. Analiz yapılırken, ilk önce 2006 yılında AÜG deki Maksutov teleskobu ile elde edilen gözlem verilerinde olduğu gibi, B ve V bantlarındaki ıģık eğrileri birlikte çözülmeye çalıģıldı. Ancak B ve V bandı ıģık eğrileri karakteristiklerindeki farklılıklar nedeniyle ortak çözümde iki gözlemsel eğriye de uygun teorik bir fit elde edilemedi. Bu yüzden, B ve V bandı için, renge bağlı değiģimleri dikkate almak üzere yalnızca leke parametrelerinin değiģtiği iki ayrı çözüm üzerinde duruldu. B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin birlikte çözülmeye çalıģıldığında oluģan teorik eğriler ve bu eğrilerin gözlemsel eğrilenden olan farkları sırasıyla ġekil 4.5 ve ġekil 4.6 da verilmektedir. Ortak çözümde hatalar, B bandı için (O-C) 2 = 0, düzeyinde, V bandı için ise (O-C) 2 = 0, düzeyinde oldu. 1,02 1,00 Gözlemsel Teorik 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,03 0,00-0,03 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 4.5 Sistemin B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin ortak çözümüne göre, B bandındaki ıģık eğrisine yapılan teorik fit ile O-C farklarının grafiği 24

34 O-C Normalize Akı 1,02 1,00 Gözlemsel Teorik 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,04 0,00-0,04 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil 4.6 Sistemin B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin ortak çözümüne göre, V bandındaki ıģık eğrisine yapılan teorik fit ile O-C farklarının grafiği B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerine ayrı ayrı çözümler yapılırken, tıpkı 2006 verilerinin analizinde olduğu gibi önce sistemin yarı-büyük eksen uzunluğu (SMA), sistemin kütle merkezinin hızı (VGA), yörünge eğim açısı (i), kütle oranı (q), baģ bileģenin yüzey potansiyeli (PHSV 1 ), yoldaģ bileģenin yüzey potansiyeli (PHSV 2 ), baģ bileģenin kesirsel ıģınım gücü (HLA) parametreleri serbest bırakılarak hesap yapıldı. TUG da elde edilen B ve V bandı ıģık eğrilerinde, 2006 yılında Maksutov teleskobu ile elde edilen ıģık eğrilerindekine benzer yapılar bulunmaktadır. Bu nedenle bu ıģık eğrileri WD programı ile çözülürken Kısım 4.1 dekine benzer iģlemler yapıldı. Bu ıģık eğrilerinin çözümünde de her iki bileģene birer soğuk leke yerleģtirilerek en iyi teorik eğriler elde edildi. Birinci minimum iniģ ve çıkıģlarındaki çöküntünün sebebinin baģ bileģen üzerindeki soğuk bir leke olduğu düģünülerek baģ bileģen yüzeyinde soğuk bir leke modellemesi yapıldı. Ġkinci minimum iniģ ve çıkıģ kollarındaki büyük çöküntü, ikinci minimumdan önceki maksimum seviyesinin (0,25 evresi) daha düģük oluģu yoldaģ bileģende büyük bir leke varlığı olarak yorumlandı (ġekil 3.5, ġekil 3.6). Ancak ikinci minimumun sığ 25

35 bir yapıya sahip oluģu ve minimum ortasının belirsizliği yoldaģ bileģendeki bu lekenin büyük bir kısmının tutulma esnasında örtülmesini gerektirmektedir. Bu nedenle yoldaģ bileģen yüzeyine de bu koģulları sağlayan büyük bir soğuk leke modellemesi yapıldı. Yapılan leke modellemesinden sonra baģlangıçta serbest bırakılan parametreler (SMA, VGA, i, q, PHSV 1, PHSV 2 ve HLA) tekrar serbest bırakıldı. Diferansiyel düzeltmeler yapıldıktan sonra, T 2 yoldaģ bileģenin sıcaklığı olmak üzere, diğer parametreler sabit tutularak yalnızca i ve T 2 parametreleri serbest bırakılarak çözüm yapıldı. Elde edilen sonuç parametreleri Çizelge 4.4 de verilmektedir. Analiz sonucunda B bandı için teorik eğrinin gözlemsel eğriden olan fark karelerinin toplamı (O-C) 2 =0, düzeyinde olurken, V bandı için bu değer (O-C) 2 =0, düzeyinde oldu. B ve V bantlarındaki gözlemsel ıģık eğrilerine yapılan teorik fitler ile O-C grafikleri ġekil 4.7 ve ġekil 4.8 de gösterilmektedir. IĢık eğrileri ile eģzamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit ise ġekil 4.9 da gösterilmektedir. Çizelge 4.4 Sistemin PHOEBE analizi sonucunda bulunan parametreleri ve hataları Parametre Değeri Hata SMA(R ) 4,72 0,11 VGA (km/sn) -18,46 0,16 i ( ) 75,6 0,7 q (M 2 /M 1 ) 0,593 0, ,853 2, ,907 2,768 T 2 ( K) T 1 ( K) 5900 Kütle (M ) [M 1 \ M 2 ] 1,15 \ 0,68 Yarıçap (R )[R 1 \ R 2 ] 0,90 \ 0,61 IĢınım Gücü [L 1 \ L 2 ] 11,58 \ 1,14 26

36 O-C Normalize Akı O-C Normalize Akı 1,02 1,00 Gözlemsel Teorik 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,03 0,00-0,03 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil Temmuz 3 Eylül 2007 tarihleri arasında TUG da alınmıģ B bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği 1,02 1,00 Gözlemsel Teorik 0,98 0,96 0,94 0,92 0,90 0,88 0,05 0,00-0,05 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 Evre ġekil Temmuz 3 Eylül 2007 tarihleri arasında TUG da alınmıģ V bandı ıģık eğrisine yapılan teorik fit ve teorik fitin gözlemsel eğriden olan fark grafiği 27

37 Birinci BileĢen Vr (km/sn) V γ V γ = -18, ,8-0,6-0,4-0,2 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 Evre ġekil 4.9 TUG gözlemleri ile eģzamanlı çözülen radyal hız eğrisine yapılan teorik fit B ve V bantlarındaki ıģık eğrilerinin ayrı ayrı analizleri sonucunda elde edilen leke parametreleri Çizelge 4.5 de verilmektedir. B ve V bantları için farklı leke parametrelerine göre, sistemin çeģitli evrelerdeki geometrisi, ġekil 4.10 ve ġekil 4.11 de verilmektedir. Çizelge 4.5. Sistemin PHOEBE analizi sonucunda B ve V bandı için ayrı ayrı elde edilen leke parametreleri Birinci BileĢen Yüzeyindeki Leke Ġkinci BileĢen Yüzeyindeki Leke B Bandı V Bandı B Bandı V Bandı Enlem (rad) 1,99 1,99 1,55 1,85 Boylam (rad) 0,31 0,27 0,62 0,50 Açısal Çap (rad) 0,44 0,44 1,25 1,10 Sıcaklık Faktörü 0,92 0,90 0,45 0,50 28

38 0,00 Evresi 0,25 Evresi 0,50 Evresi 0,75 Evresi ġekil 4.10 TUG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerinde lekelerin görünümleri (B bandı için) 0,00 Evresi 0,25 Evresi 0,50 Evresi 0,75 Evresi ġekil 4.11 TUG gözlemlerinin analiz sonuçlarına göre sistemin 0.00, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerinde lekelerin görünümleri (V bandı için) 29

39 Akı (erg cm -2 s -1 Å -1 ) AKI (ERG/CM 2 /S/A) 5. IUE TAYFLARI VE ANALĠZLERĠ V772 Her sisteminin 1981 yılında IUE uydusu aracılığı ile alınmıģ dört adet moröte tayfından düģük dispersiyonda alınan üç tanesinin analizi yapılabildi. Tayflara iliģkin bilgiler Çizelge 5.1 de verilmektedir. Yüksek dispersiyonda alınan bir tayf ise (LWR10964), akılardaki ölçüm hataları büyük olduğundan analiz edilemedi. ġekil 5.1 de akı hataları büyük olan LWR10964 tayfı verilmektedir. ġekil 5.2, ġekil 5.3 ve ġekil 5.4 te ise sistemin düģük dispersiyonlu diğer moröte tayfları gösterilmektedir. Çizelge 5.1 IUE tayflarına iliģkin bilgiler IUE Tayfı Tarih Poz Süresi (sn) Dispersiyon SWP ,518 DüĢük SWP ,755 DüĢük SWP ,819 DüĢük LWR ,656 Yüksek Spektral Akı Akı Hatası Kötü Piksel Dalgaboyu (Å) DALGA BOYU (ANGSTROM) ġekil 5.1 IUE uydusu ile alınmıģ yüksek dispersiyonlu LWR10964 moröte tayfı 30