EGE ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ (YÜKSEK LİSANS TEZİ) BAZI HIZLI DÖNEN AKTİF YILDIZLARIN ÇOK RENK IŞIKÖLÇÜMÜ Orkun ÖZDARCAN Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Bilim Dalı Kodu: 402.02.01 Sunuş Tarihi: 23 Aralık 2005 Tez Danışmanı: Prof. Dr. Serdar EVREN BORNOVA-İZMİR
Orkun ÖZDARCAN tarafından YÜKSEK LİSANS tezi olarak sunulan Bazı Hızlı Dönen Aktif YıldızlarınÇok Renk Işıkölçümü başlıklı bu çalışma E.Ü. Lisansüstü Eğitim ve Öğretim Yönetmeliği ile E.Ü. Fen Bilimleri Enstitüsü Eğitim ve Öğretim Yönergesi nin ilgili hükümleri uyarınca tarafımızdan değerlendirilerek savunmaya değer bulunmuş ve. tarihinde yapılan tez savunma sınavında aday oybirliği / oyçokluğu ile başarılı bulunmuştur. Jüri Üyeleri: İmza Jüri Başkanı :...... Raportör Üye:...... Üye :...... II
ÖZET BAZI HIZLI DÖNEN AKTİF YILDIZLARIN ÇOK RENK IŞIKÖLÇÜMÜ ÖZDARCAN, Orkun Yüksek Lisans Tezi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Tez Yöneticisi: Prof. Dr. Serdar EVREN Aralık 2005, 67 Sayfa Geri tayf türü yıldızlarda dönme hızları genelde ön tayf türü yıldızlara kıyasla daha küçüktür. Buna karşın yapılan tayfsal ve fotometrik gözlemlerde bu duruma ters düşen yıldızlar keşfedilmiştir. Bu yıldızlar, ışınım gücü sınıfı göz önüne alındığında beklenenden daha büyük dönme hızlarına sahip yıldızlardır. Geri tayf türü olmalarından dolayı yüzey konveksiyon bölgesine sahip olan bu yıldızlarda, büyük dönme hızlarının konveksiyon bölgesi ile etkileşmesi sonucu yüksek düzeyde ve karmaşık aktivite yapıları ortaya çıkar. Özellikle tek yıldızlarda gözlenen yüksek dönme hızları ve buna bağlı olarak yüksek aktivite düzeyi ilgi çekici bir araştırma konusudur. Bu çalışmada aktiftek-genç yıldızlar olan V889 Her ve V383 Lac ın UBVR fotometrik gözlemleri yapılmıştır. Yıldızların yüzeylerinde görülen manyetik aktivite kaynaklı ışık değişimlerinin dönemleri araştırılmıştır. V889 Her yıldızının aktivite yapısı ile ilişkili fotometrik dönem değişimi bulunurken, V383 Lac yıldızında olası bir dönem değişiminden şu an için söz etmek zordur. Fotometrik dönem değişimi araştırmalarında sağlıklı sonuçlar elde edebilmek için gözlemlerde göz önüne alınması gereken önemli noktalar tartışılmıştır. III
ABSTRACT MULTI-COLOUR PHOTOMETRY OF SOME RAPIDLY ROTATING ACTIVE STARS ÖZDARCAN, Orkun Msc. In Astronomy Superviser: Prof. Dr. Serdar EVREN December 2005, 67 Pages In late type stars, rotational velocities are generally slower than earlier type stars. However, there are some stars which were discovered by spectroscopic and photometric observations, behave in a contrary manner to this situation. If their luminosity classes are considered, it is seen that these stars have higher rotational rates than expected. They also have surface convection zones because of their late spectral types and as a result of interaction between convective envelopes and higher rotational rates, complex and higher level of magnetic activities are seen. Higher rotational rates and higher level of magnetic activities are interesting research areas, especially in single stars. In this thesis, UBVR photoelectric photometry of young active single stars V889 Her and V383 Lac were given. Periods of light variations on stars surfaces caused by magnetic activity were investigated. For V889 Her, photometric period variation related to the activity structure were found, but it is hard to say a probable period variation for V383 Lac. Critical points, which should be taken into consideration in observations for getting better results in photometric period variation are discussed. IV
TEŞEKKÜR Yaptığım bu çalışmada; kendisiyle çalışmamı uygun bulan değerli hocam ve danışmanım Prof. Dr. Serdar EVREN e, emeği geçen tüm hocalarıma, büyüklerime ve arkadaşlarıma; Ege Üniversitesi Gözlemevi nde yapılan tüm çalışmalar boyunca, gözlemevini her zaman kullanıma hazır tutan Murat ARIKAN a ve teknik arızalarda gecesini gündüzüne katarak çalışan gözlemevi Müdür Yardımcısı Uzman İbrahim GÜNDEMİR e; V889 Her yıldızının 1996 2005 yılları arasındaki 10 yıllık gözlem verisini (bir kısmı yayınlanmamış) gönderen Prof. Dr. K. G. Strassmeier e, yine V889 Her yıldızının E. Ü. Gözlemevi nde 1996 1997 yıllarında Prof. Dr. Zeynel Tunca ve arkadaşları tarafından yürütülen Proje No:96/Fen/023 kapsamındaki, 2003 2004 yıllarında kişisel proje çalışma kapsamındaki ve V383 Lac yıldızının 2003 yılında kişisel proje çalışma kapsamındaki yayınlanmamış gözlem verilerini kullanmama izin veren Prof. Dr. Serdar Evren e ve Doç. Dr. Günay Taş a, yüksek lisans öğrenimimde desteğini esirgemeyen Erol TURAN ve ailesine ve beni hiç bir zaman yalnız bırakmayan ve her zaman destek olan aileme sonsuz teşekkür ederim. V
İÇİNDEKİLER ÖZET... ABSTRACT... TEŞEKKÜR... ŞEKİLLERİN DİZİNİ... ÇİZELGELERİN DİZİNİ... Sayfa V VII IX XIII XVII 1 GERİ TAYF TÜRÜNDEN HIZLI DÖNEN YILDIZLAR 1 2 GERİ TAYF TÜRÜNDEN HIZLI DÖNEN YILDIZLARDA 13 AKTİVİTE... 3 GÖZLENEN YILDIZLARIN TARİHÇELERİ... 17 3.1 V889 Her... 17 3.2 V383 Lac 22 4 GÖZLEMLER VE ANALİZLER... 25 4.1 V889 Her... 25 4.2 V383 Lac... 47 5 SONUÇLAR VE TARTIŞMA... 56 KAYNAKLAR.. 60 ÖZGEÇMİŞ 65 VI
ŞEKİLLER DİZİNİ Şekil Sayfa 1.1 Anakol boyunca yıldızların ortalama eşlek dönme hızları 3 1.2 Pleiades kümesindeki yıldızların (B V) 0 dönme hızı (vsini) değerleri... 5 1.3 Hyades kümesindeki yıldızlar için (B V) dönme hızı (vsini) değerleri 5 2.1 91 Geri tayf türünden yıldız için S ölçeğinin B-V değerlerine göre değişimi 14 3.1.1 V889 Her e ilişkin Li çizgisini gösteren tayf profili..... 19 3.1.2 V889 Her e ilişkin 1994 yılı ışık eğrisi 20 3.2.1 V383 Lac a ilişkin Li çizgisini gösteren tayf profili 22 3.2.2 V383 Lac a ilişkin 1995 yılı ışık eğrisi 24 4.1.1 V889 Her e ilişkin 1996 yılı C1- C2 parlaklık değişimi 29 4.1.2 V889 Her e ilişkin 1997 yılı C1- C2 parlaklık değişimi 29 4.1.3 V889 Her e ilişkin 2003 yılı C1- C2 parlaklık değişimi 30 4.1.4 V889 Her e ilişkin 2004 yılı C1- C2 parlaklık değişimi 30 4.1.5 V889 Her e ilişkin 2005 yılı C1- C2 parlaklık değişimi 31 4.1.6 V889 Her in 1996 2005 yılları arasında ki 10 yıllık V süzgeci verisi... 32 4.1.7 V889 Her in 1996 yılı renk değişimi 33 4.1.8 V889 Her in 1997 yılı renk değişimi 33 4.1.9 V889 Her in 2003 yılı renk değişimi. 34 4.1.10 V889 Her in 2004 yılı renk değişimi. 34 4.1.11 V889 Her in 2005 yılı renk değişimi. 35 VII
ŞEKİLLER DİZİNİ (Devam) Şekil Sayfa 4.1.12 V889 Her in 1996 2005 yılları arasında ki 10 yıllık V süzgeci verisi ve P=11.22 yıl dönem değerine sahip kuramsal eğri.... 36 4.1.13 V889 Her için 1996 2005 yılları arasındaki V süzgeci gözlem verilerinden P=11.22 yıl dönem değerinin temsil ettiği değişimin arındırılmasından sonra kalan artıklar..... 36 4.1.14 V889 Her in 1996 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 38 4.1.15 V889 Her in 1997 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 38 4.1.16 V889 Her in 1998 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 38 4.1.17 V889 Her in 2000 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 39 4.1.18 V889 Her in 2002 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 40 4.1.19 V889 Her in 2003 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 40 4.1.20 V889 Her in 2004 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 41 4.1.21 V889 Her in 2005 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri... 41 VIII
ŞEKİLLER DİZİNİ (Devam) Şekil Sayfa 4.1.22 V889 Her in yıllara göre ortalama parlaklık değişimi 42 4.1.23 V889 Her in yıllara göre ışık eğrisi genliği değişimi. 43 4.1.24 V889 Her in yıllara gore fotometrik dönem değişimi 45 4.2.1 V383 Lac a ilişkin 2003 yılı C1-C2 parlaklık değişimi. 48 4.2.2 V383 Lac a ilişkin 2005 yılı C1-C2 parlaklık değişimi 49 4.2.3 V383 Lac 2003 ve 2005 yıllarına ilişkin V süzgeci gözlemleri 50 4.2.4 V383 Lac ın 2003 yılı renk değişimi 51 4.2.5 V383 Lac ın 2005 yılı renk değişimi 51 4.2.6 V383 Lac ın 2003 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri 52 4.2.7 V383 Lac ın 2005 yılına ilişkin gözlem noktaları ve gözlem noktalarını en iyi temsil eden kuramsal eğri 53 4.2.8 V383 Lac ın 2003 yılına ilişkin gözlem noktaları ve 2003 yıl için bulunan dönemin iki katı ile evrelendirilen kuramsal eğri 54 IX
ÇİZELGELER DİZİNİ Çizelge Sayfa 3.1.1 V889 Her in astrofiziksel parametreler. 21 4.1.1 V889 Her, mukayese ve denet yıldızlarına ait isimler.. 26-27 4.1.2 V889 Her, mukayese ve denet yıldızlarına ait bazı veriler. 27 4.1.3 V889 Her in yıllara göre dönem analizi sonuçları.... 37 4.2.1 V383 Lac, mukayese ve denet yıldızlarına ait isimler.. 46-47 4.2.2 V383 Lac, mukayese ve denet yıldızlarına ait bazı veriler. 47 4.2.3 V383 Lac yıllara göre dönem analizi sonuçları. 52 X
1. Geri Tayf Türünden Hızlı Dönen Yıldızlar H-R diyagramında yıldızların dönme hızları incelendiğinde tayf türüne göre değişim olduğu görülür. Bu dönme hızlarını belirlemek için yapılan gözlemlerde yıldızın salt dönme (eşlek dönme hızı, v eşlek ) hızı değil, yıldızın dönme ekseninin bakış doğrultumuzla yaptığı eğime (i açısı) göre sin i çarpanı kadar düşük hız değerleri (v sin i değerleri) ölçeriz. Bu da zaman zaman analizlerde hatalı sonuçlara ve yorumlara neden olabilir. Buna rağmen, gözlenen v sin i değerlerinden H-R diyagramında anakol boyunca dönme hızlarının rastgele olmayan bir biçimde değişim gösterdiği bulunmuştur. Anakol boyunca geri tayf türlerine doğru gidildikçe dönme hızlarında azalma olduğu ortaya çıkmıştır. Anakol boyunca ön tayf türü yıldızlardan geri tayf türünden yıldızlara doğru gidildikçe yıldızların dönme hızlarının azaldığı çok önceden keşfedilmiştir (Abt ve Hunter 1962; Slettebak 1966). Gözlem aletlerinin duyarlıkları o tarihlerde geri tayf türünden soğuk yıldızların dönme hızlarını ölçmek için yetersiz olduğundan durum F den daha geri tayf türünden yıldızlarda açıklığa kavuşamamıştır. Bu nedenle geri tayf türünden yıldızlar arasında düşük dönme hızlarına sahip olanlar üzerine incelemeler yapmak teknik olarak mümkün olmamıştır. İlerleyen yıllarda gelişen teknoloji ve ilerleyen gözlem teknikleriyle birlikte soğuk yıldızların dönme hızları daha sağlıklı bir biçimde ölçülmeye başlanmıştır (Smith 1980; Vaughan ve ark. 1981). Bu andan itibaren elde edilen veriler, anakol üzerinde geri tayf türlerine doğru dönme hızlarının azalmaya devam ettiğini göstermiştir. Ön tayf türü yıldızlarda 150 km s -1 olan ortalama dönme hızları 1.5 Güneş kütlesine (M ) sahip yıldızlarda XI
(~F0 tayf türü) 10 km s -1 değerine düşer (Kawaler 1988). F0 dan daha geri tayf türlerine doğru azalma yavaşça devam eder. Bernacca ve Perinotto (1974) 1000 yıldızın dönme hızlarının istatistiğini yaparak anakol üzerinde dönme hızlarının nasıl değiştiğini göstermişlerdir. B5 ten daha ön tayf türlerinde, küme yıldızlarının alan yıldızlarından daha büyük dönme hızlarına sahip olduğu, alan yıldızlarının hızlarında ise azalma olduğunu ortaya çıkmıştır. B5 ve A8 tayf türleri arasında küme ve alan yıldızlarının hızlarının birbirine benzer olduğu görülmüştür. A8-F0 tayf türü civarında ise; A8 tayf türünde alan yıldızlarında, F0 tayf türünde ise küme yıldızlarında dönme hızlarının azalmaya başladığı gözlenmiştir. Alan yıldızları ve küme yıldızları, dönme hızları olarak farklı noktalarda kırılma gösterirler (Şekil 1.1). Kırılma noktalarından sonra iki eğri arasında kalan alan, frenleme bölgesi olarak adlandırılmıştır. Küme yıldızları alan yıldızlarından daha genç olduklarından dolayı, geri tayf türünden yıldızlar için; anakola gelene kadar frenlemeye uğramış yıldızların anakol yaşamları boyunca da frenlemeye maruz kaldıkları sonucuna varılmıştır. H-R diyagramında ön tayf türlerinden geri tayf türlerine doğru gittikçe ortalama dönme hızlarının azalması ve F0 tayf türündeki keskin azalma; manyetik aktivite (yüzey aktivitesi), yıldızların F0 tayf türünden daha geri tayf türlerine doğru Hidrojen konveksiyon bölgesi geliştirmeleri, daha geri tayf türlerine doğru konveksiyon bölgelerinin derinleşmesi ve manyetik aktivitenin neden olduğu manyetik yıldız rüzgarlarıyla açısal momentum kaybının ortaya çıkması ile açıklanmıştır (Schatzman 1962). Fakat F5 tayf türü civarında durumun karmaşık bir hale geldiği ortaya çıkmıştır. Durumun karmaşıklaşmasının nedeni F5 XII
tayf türünden daha geri tayf türlerinde dönme hızının yaş gibi başka parametrelere göre de değişim göstermesidir (Gray 1982). Şekil 1.1 Anakol boyunca yıldızların ortalama eşlek dönme hızları. Düşey eksen ortalama eşlek dönme hızı (km s -1 ), yatay eksen tayf türüdür (Bernacca ve Perinotto 1974). Geri tayf türünden soğuk anakol yıldızlarında açısal momentum kaybı genelde manyetize yıldız rüzgarlarıyla gerçekleşir. F0 dan geri tür yıldızlarda (M<1.5 M ) yıldızın yüzeyi altında gelişen Hidrojen konveksiyon bölgesi yıldızda manyetik aktiviteye neden olur. Yüzey altında Hidrojen konveksiyon bölgesine sahip olan yıldızlarda yüzey aktivitesi yıldızın normal bir özelliği haline gelir. Yıldızda, konveksiyon tarafından üretilen dalgaların ısıtmasıyla kuvvetli manyetik yıldız rüzgarları ortaya çıkar (Gilman 1974). Bu yıldız rüzgarlarıyla yıldızın yüzeyinden dışarı akan madde, yıldızın dışında, manyetik alanın maddeyi yönlendiremeyeceği uzaklığa kadar yıldız ile beraber dönmeye zorlanır. XIII
Bu da küçük bir kütle kaybına rağmen oldukça büyük bir açısal momentum kaybına neden olur (Schatzman 1962). Bu süreç yavaş ama sürekli bir süreçtir ve yıldızın dönme hızında zamanla azalmaya neden olur (Gray 1982). Hızlı dönen soğuk yıldızlarda manyetik alan daha kuvvetli olacağından yüzey aktivitesinin düzeyi de yüksektir. Bu da aktivite sonucu ortaya çıkan açısal momentum kaybının hızlanmasına neden olur. Böylece bir yıldız popülasyonunda başlangıç dönme hızları farklı olsa bile tüm dönme hızları zamanla belirli bir değere yakınsar (Soderblom ve ark. 2001). Genç açık yıldız kümelerinden özellikle 75 milyon yıl yaşındaki Pleiades ve 700 Milyon yıl yaşındaki Hyades (Barry ve ark. 1987) kümelerinde gözlenen geri tayf türünden anakol yıldızları arasında 1 M yıldızların dönme hızları incelendiğinde, Pleiades te medyan dönme hızı 10 km s -1, Hyades te ise medyan dönme hızının 7 km s -1 olduğu ortaya çıkmıştır (Soderblom 1998). Pleiades te herhangi bir kütlede dönme hızı dağılımı büyüktür ve dönme hızları yıldızın renginden veya kütlesinden bağımsızdır. Hyades te ise herhangi bir kütlede dönme hızındaki dağılım Pleiades te gözlenene göre daha düşüktür ve dönme hızları ile renk (veya kütle) arasında sıkı bir ilişki olduğu göze çarpar (Şekil 1.2 ve 1.3). Pleiades ten Hyades e doğru yaş ve dönme hızları olarak evrim göz önüne alındığında, medyan hızlarındaki küçük değişime rağmen dönme hızlarında büyük azalmalar olduğu görülür. Bu bir anlamda büyük miktarda açısal momentum kaybı anlamına da gelir. XIV
Şekil 1.2 Pleiades kümesindeki yıldızların (B-V) 0 dönme hızı (v sin i) (km s -1 ) değerleri (Soderblom ve ark. 1993). Şekil 1.3 Hyades kümesindeki yıldızlar için (B-V) dönme hızı v sin i (km s -1 ) değerleri. İçi boş daireler Kraft (1965, 1967) tarafından yapılan ölçümler, içi dolu daireler ise Radick ve ark. (1987) tarafından yapılan ölçümlerdir. Ters üçgenler v sini değeri için üst limiti gösterir (Soderblom ve ark. 1993). XV
Bu iki küme ile beraber 50 milyon yıl yaşındaki α Per kümesi de (Stauffer ve ark. 1993) göz önüne alındığında ortaya çıkan başka bir sonuç da, α Per kümesinde G tayf türünde çok sayıda hızlı dönen anakol yıldızı bulunmasına rağmen, Pleiades te bu sayının azalması ve Hyades te ise hızlı dönen G tayf türü anakol yıldızının bulunmamasıdır. Bununla beraber Pleiades teki az sayıda bulunan G tayf türü yıldıza karşın çok sayıda hızlı dönen K tayf türü anakol yıldızı vardır. Hyades te ise K tayf türü yıldızlar düşük dönme hızlarına sahiptir. Kümelerin gözleminden elde edilen bu verilere bakarak hızlı dönen G yıldızlarının dönme hızlarının daha çabuk azaldığını söyleyebiliriz. Hızlardaki azalma için zaman ölçeğinin Pleiades ve Hyades kümeleri arasındaki yaş farkından daha büyük olmaması beklenir. Tüm bunlar, manyetik frenlemeyle yalnız konvektif zarfın yavaşladığı sonucuna işaret eder (Stauffer ve Hartmann 1986). Küçük kütleli yıldızlarda, eğer yıldız derin bir konvektif zarfa sahipse bu zarf yıldızın tamamının eylemsizlik momentinin, dolayısıyla açısal momentumunun büyük bir kısmını içerir. Yıldız rüzgarlarının neden olduğu açısal momentum kaybı ile konvektif zarfın eylemsizlik momenti kıyaslandığında yıldızın yavaşlamasının daha uzun zaman alacağı ortaya çıkar (Kawaler 1988). Yalnız konvektif zarfın yavaşlaması, açısal momentum kaybının konvektif zarftan gerçekleştiği anlamına gelir. Burada yıldızın radyatif merkezinin, konvektif zarfından daha farklı hızlarla döndüğü kabul edilir. İki bölgenin birbiri ile bağlantısının kuvvetine bağlı olarak merkez bölgesinde depolanan açısal momentum konvektif zarfı az veya çok miktarda besler. Bu olay, yalnız bir tek yıldızı ele alırsak, konvektif zarfın yavaşlamadan bir süre daha hızlı dönmesini sağladığına işaret XVI
eder. Anakol boyunca farklı tayf türlerindeki (veya kütledeki) yıldızları göz önüne alırsak, merkez bölgesinin açısal momentumca zarfı besleme miktarına bağlı olarak bir süre sonra her iki bölge arasında denge durumu oluşur ve katı cisim dönmesi ortaya çıkar, yani iki katman arasındaki hız farkı ortadan kalkar. Modellere göre, hız fakının ortadan kalkmasının 300 Milyon yıl yaşına kadar gerçekleşmesi beklenir. Ancak bu düşüncenin doğrulanabilmesi için 200 milyon yıl ve civarında yaşlara sahip kümelerin gözlenmesi gereklidir (Soderblom ve ark. 1993, Soderblom 1998). Soderblom ve ark. (2001) bu sürecin en fazla 100 milyon yılda tamamlanması gerektiğini belirtmişlerdir. Bu çerçevede Güneş hakkında; merkez kısmının dönme olarak dış katmanlardan ayrı davranış sergilediği ve yalnız dış katmanların açısal momentum kaybettiği söylenmiştir (Soderblom 1983). Lazrek ve ark. (1996) merkez bölgesinin katı cisim gibi döndüğünü, dönme hızının, Güneş in konvektif zarfından daha yavaş olmadığını belirtmişlerdir. Merkez bölgesinin tamamının (özellikle 0.1 R den daha küçük bölgede) konvektif zarftan daha hızlı döndüğü de iddia edilememiş çünkü eldeki veriler bunu kanıtlamada yetersiz kalmıştır. Güneş göz önüne alındığında; G2 tayf türünden, 4.6 milyar yıl yaşında ve eşlek dönme hızı v eşlek = 2 km s -1 olan bir anakol yıldızı olduğu görülür. Küresel özellikler olarak (tayf türü, ışınım gücü sınıfı, kütle, yarıçap, etkin sıcaklık gibi) kendisine benzer ama yaş olarak farklı yaşlardaki yıldızlara bakıldığında dönme hızlarında farklılık olduğu görülür. Güneş (4.6 milyar yıl) ile beraber Pleiades (75 milyon yıl), Ursa Major (300 milyon yıl) ve Hyades (700 milyon yıl) (Barry ve ark. 1987) kümelerindeki yıldızların gözlemlerinden, yıldızların yaşları ve XVII
Ca II H, K salma akıları arasında ters bir ilişki olduğu ortaya çıkmıştır. Ca II H, K salma akıları soğuk yıldızlarda manyetik aktivite düzeyini belirlemek için çok uygun belirteçlerdir. Yapılan gözlemlerde genç açık kümelerdeki geri tür yıldızların alan yıldızlarına göre daha fazla Ca II salması gösterdiği ve daha hızlı döndüğü ortaya çıkmıştır. Ayrıca farklı kümelerede bulunan benzer yıldızların Ca II salma akılarında ve dönme hızlarında farklılıklar olduğu göze çarpmış, en fazla Ca II salma akısına sahip ve en hızlı dönen yıldızların Pleiades te, yani incelenen kümeler içinde en gencinde bulunduğu ortaya çıkmıştır (Wilson 1963). Bu ilişki ilk olarak Wilson (1963, 1966) tarafından önerilmiş, Kraft (1967) tarafından geliştirilmiştir. Skumanich (1972), Wilson ve Kraft ın çalışmalarını temel alarak önerilen ilişkiyi matematiksel olarak ortaya koymuştur. Skumanich, yıldız anakolda evrimleştikçe, yani yaşı ilerledikçe dönme hızının ve Ca II H, K salma akılarının (dolayısıyla aktivite düzeyinin), yaşın kareköküyle ters orantılı olarak azalacağını göstermiştir. F Ca II Ca II salma akısını, v dönme hızını ve t yaşı göstermek üzere, Skumanich (1972) tarafından ifade edilen ilişkiyi F CaII v t 1/ 2 şeklinde yazabiliriz. Yıldızın yaşının ilerlemesiyle dönme hızındaki azalma açısal momentum kaybından ileri gelir. Genç yıldızlar henüz yeteri kadar açısal momentum kaybetmedikleri için yüksek dönme hızlarına sahip iken, alan yıldızlarının bir çoğu yaşları ilerlediği için genç yıldızlara göre daha fazla açısal momentum kaybetmişlerdir ve dönme hızları azalmıştır. Genç yıldızların tümü Skumanich (1972) tarafından verilen yasaya bire bir uymaz. Eğer Skumanich yasası Pleiades ten daha genç yıldızlar için ekstrapole edilirse, bu yıldızlar için çok büyük dönme XVIII
hızları elde edilir. Bu büyük dönme hızları modellerden beklenen hızlardan çok çok büyük olduğu için anlamsızdır. Bu nedenle Pleiades ten daha genç yıldızlar Skumanich yasasına uymazlar. Pleiades ten daha genç yıldızlar için yapılan v sin i gözlemleri hız ve yaş arasındaki ilişkinin göreli olarak düz olduğuna işaret eder (Soderblom 1983). Gray (1982) eğer anakola yeni gelen yıldızlar, anakoldan evrimleşen ön tür (B veya A tayf türü gibi) yıldızlarda olduğuna benzer şekilde kuvvetli frenlemeye uğruyorlarsa, ancak bu kuvvetli frenlemeden sonra ve Güneş benzeri manyetik alanın kontorlü altına girdikten sonra Skumanich yasasına uyacaklarını belirtmiştir. Görülmesi beklenen kuvvetli frenlemenin olası fiziksel nedenlerini de açıklamıştır (bkz. Gray 1982). Bu durumda yukarıda anlatılanlara uygun olarak anakol öncesi yıldızların (dolayısıyla Pleiades ten daha genç yıldızların) Skumanich yasasına uymaları beklenmez. Alan yıldızları arasında genç yıldızlar da vardır. Bunlar büyük dönme hızlarından, yüksek Li bolluklarından ve yüksek Ca II H, K salma akılarından, yani kromosferik aktivite düzeylerinden kendilerini belli eder (Skumanich 1972). Bu tür yıldızların, alan yıldızı gibi görünmelerine rağmen genelde yerel grup üyeleri olduğu ortaya çıkmıştır. Bir küme ile birlikte gözlenememeleri, ya dağılan bir kümenin ardından kalan yıldızlar olmalarına, veya yakın bir kümeden kaçmış yıldızlar olmalarına ya da yakın bir yerdeki yıldız oluşum bölgesinden kaçmış olabilecekleri ihtimallerine bağlanabilir (Jeffries 1995). Gökada içinde, geniş bir bölgeye yayılmış olup aynı kinematik özellikleri taşıyan ama çekimsel olarak bağlı olmayan yıldızlardan oluşmuş geniş gruba süper küme adı verilir. Süper kümenin Güneş komşuluğuna uzanan ve XIX
tüm gökyüzünde gözlenebilen bölümüne ise hareketli grup adı verilir (Asiain ve ark. 1999). En iyi bilinen hareketli gruplar Pleiades Hareketli Grubu (20-150 Milyon yıl), IC 2391 (35 Milyon yıl), Ursa Major Grubu (Sirius Süper Kümesi 300 Milyon yıl) ve Castor Hareketli Grubu (200 Milyon yıl) dur. Bu grupların içinde Pleiades hareketli grubu (yerel grup) göreli daha gençtir. Güneş komşuluğundaki parlak B yıldızlarının çoğu, güneyde Sco-Cen ve kuzeyde Cas-Tau bölgeleri dahil olmak üzere gökyüzünde geniş bir alan kaplar. Bu gruptaki yıldızlar aynı zamanda gökada merkezinden radyal doğrultuda hız gradiyenti göstermektedirler. Bu gruba daha sonraları Pleiades süper kümesi adı verilmiştir (Eggen 1992). Geri tayf türünden hızlı dönen yıldızlar arasında yalnız genç anakol yıldızları yoktur. Ön tayf türlerinden evrimleşerek H-R diyagramında devler bölgesine gelmiş olan yıldızlar vardır. Bu yıldızlar anakolda B ve A gibi ön tayf türü olan ve yüksek dönme hızlarına sahip yıldızlardır ve evrimleşerek bu bölgeye gelirler. Devler bölgesindeki yıldızlarda G5 tayf türü civarında dönme hızlarında tıpkı anakol yıldızlarında olduğu gibi keskin bir azalma görülür. Bu azalmanın nedeni yine anakol yıldızlarında olduğu gibi G5 tayf türünden itibaren daha geri tayf türlerine doğru yıldızların konvektif zarf geliştirmesidir. Bu durumda, konvektif zarf ve yıldızın dönme hızı etkileşerek yıldızda manyetik aktiviteyi ortaya çıkarır ki bu da anakol yıldızlarındaki duruma benzer olarak açısal momentum kaybıyla beraber dönme hızında azalmaya neden olur. Dönme hızındaki azalmanın başka bir nedeni de yıldızın devler bölgesine evrimleşmesiyle beraber yarıçapının artmasıdır. Bu artış yıldızın eylemsizlik momentinde de artışa neden olacağından XX
devler bölgesine doğru evrim sırasında sürekli ama yavaş bir biçimde açısal momentum kaybı söz konusu olur (Gray 1982). Tüm bunlara rağmen bir dev yıldız bir anakol yıldızından daha hızlı döner, çünkü dev yıldız ön tayf türü bir anakol yıldızı olarak yaşamına başlamıştır. Dolayısıyla anakolda dönme hızı zaten yüksektir. Yıldız devler bölgesine evrimleştiğinde ise dönme hızında azalma olur, ancak bir anakol yıldızına göre hala yüksek hızda döner. Bu da geri tayf türünden bir yıldız olmasına rağmen yüksek dönme hızı göstermesini açıklar. Az sayıda da olsa bazı istisna dev yıldızlar vardır ki bunların dönme hızları çok yüksektir. FK Comae yıldızı bu istisnalara bir örnektir. Bir G5 III yıldızı olan FK Comae vsini > 155 km s -1 dönme hızına sahiptir (Korhonen ve ark. 1999). Bir dev yıldız olmasına karşın bu kadar hızlı dönmesini açıklayabilmek için, yıldızın W UMa türü bir çift sistemin birleşmesi sonucu çiftin çevresinde optikçe kalın ve dönen bir zarfın oluşması düşünülmektedir. Diğer FK Comae türü yıldızlar FK Comae kadar hızlı dönmezler. Onlar için düşünülen senaryo ise, yüksek dönme hızına sahip bir anakol A yıldızının açısal momentumunu koruyarak basitçe evrimleşmesi sonucu var olmalarıdır. Devler bölgesinde bulunan diğer bir yıldız grubu da anakol öncesi yıldızlardan oluşur. Bu yıldızlara T Tauri yıldızları denir. Henüz anakola ulaşamamış, yani merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatamamış yıldızlardır. Henüz oluşum evresinde oldukları için etraflarında madde toplanma diski bulunur. Yıldızın dönme hızı, yalnız başlangıç açısal momentumu tarafından değil, aynı zamanda toplanma diskinin etkisiyle de belirlenir. Eğer disk yıldızın etrafından kısa bir zaman ölçeğinde dağılırsa yıldızın dönmesi daha serbest hale geleceğinden anakol XXI
yaşamına hızlı dönücü olarak, hatta Ultra Hızlı Dönücü olarak başlayabilir. Buna karşın disk uzun zaman ölçeğinde dağılırsa yıldız anakola bir yavaş dönücü olarak gelecektir (Soderblom 1998). Geri tayf türünden hızlı dönen yıldızların ışıkölçümleri, Güneş e benzer tür olmaları nedeniyle (örneğin konvektif zarfa sahip olmaları, Soderblom 1998), ışık değişimlerinin nedenini anlamak bakımından oldukça önemlidir. Bu yıldızlar üzerine yapılacak fotometrik çalışmalar, 1966 da Olin Wilson tarafından Mount Wilson gözlemevinde başlatılan Ca II H & K projesi ile ortaya çıkan Güneş-yıldız ilişkisi çerçevesinde, bu yıldızların yüzey özelliklerinin ve manyetik aktivitelerinin Güneş te gözlenen yüzey özellikleri ve aktivitelere benzeyip benzemediği, aralarında ne tür bir ilişki bulunabileceği veya bu tip ilişkilerin olasılığı gibi soruları yanıtlamakta çok faydalı bilgiler verecektir. Buna ek olarak bu yıldızların tayfsal gözlemleri ile bulunan dönme hızı değerleri ile elde edilen ışıkölçüm verilerinin birleştirilmesi daha sağlıklı sonuçlar verecektir. Genç kümelerdeki geri tayf türünden yıldızların dönme hızlarının gözlenmesiyle açısal momentum kaybı ve açısal momentum dağılımının belirlenmesi de olasıdır (Kawaler 1988). Öte yandan bu tür yıldızların dönme hızları büyük olduğununda Doppler Görüntüleme gibi özel tekniklerle yüzey yapılarını çözümlemek ve yorumlamak olasıdır. Işıkölçüm çalışmalarında uzun süreli ve düzenli yapılan gözlemlerden yıldızın fotometrik dönem değişimini araştırmak, soğuk yıldızların, özellikle hızlı dönen geri tayf türünden genç yıldızların yüzeylerindeki manyetik aktivitenin uzun dönemli değişimini ve yıldızın üzerindeki karanlık yapıların değişimini anlamak için çok önemlidir. Geri tür genç yıldızlar üzerinde fotometrik dönem değişimi bulunması, Güneş-yıldız XXII
ilişkisini (Solar-stellar connection) göz önüne alarak yıldız üzerindeki lekelerin Güneş te gözlenene benzer bir şekilde enlemsel olarak göç ettiği sonucunu ortaya çıkartır. Bu göç her zaman yüksek enlemlerden eşleğe doğru olmayabilir. Son yıllarda gözlenen bazı yıldızlarda lekelerin eşleğe değil uçlağa doğru göç ettiği sonucu ortaya çıkmıştır (Alekseev 2004). Bu alışılmadık sonuç yıldızların fotometrik dönem değişimlerinin araştırılması ile ortaya çıkmıştır. 2. Geri Tayf Türünden Hızlı Dönen Yıldızlarda Manyetik Aktivite Soğuk yıldızlarda aktivite, konveksiyon ve dönmenin etkileşmesi ile ortaya çıkar. Konveksiyon ve dönme, manyetik aktiviteden sorumlu olan dinamo mekanizmasının temelidir. Bu iki etkiye göre aktivite düzeyleri olarak yıldızları basitçe kıyaslayabiliriz. Aynı dönme hızına sahip iki yıldızdan, konvektif katmanı derin olan yıldız, sığ olana göre daha aktiftir. Aynı konvektif katman derinliğine sahip iki yıldızdan da hızlı döneni daha aktiftir. Bu kıyaslamalar göz önünde bulundurularak daha karmaşık durumlar için yorumlar yapılabilir. Yıldızlarda aktivite düzeyleri ışıkölçüm gözlemleriyle veya tayfsal gözlemlerle belirlenebilir. Yıldızlar üzerindeki aktiviteyi ışıkölçüm yerine tayfsal gözlemlerle belirlemek daha olasıdır. Tayfsal gözlemlerde Ca II H, K çizgilerinin incelenmesi, gözlenen yıldızın aktifliği hakkında bize net bilgiler verir. Bu tayf çizgileri renkküre (kromosfer) kökenlidir. Eğer bu çizgiler soğurma yerine salma gösteriyorlarsa, yıldızın kromosferik aktif bir yıldız olduğunu söyleyebiliriz. Öte yandan atmosfer dışından yapılan X-ışın gözlemleri XXIII
de bize yıldızların aktif olup olmadığı hakkında güvenilir bilgiler verir. X-ışınları taçküre (korona) kökenlidir. X-ışınları çok yüksek karşıtlığa (kontrast) sahip olduğu için belirlenmesi kolaydır. Eğer bir yıldızı X-ışın gözlemleriyle belirleyebiliyorsak o yıldızın koronal aktif olduğundan kesinlikle emin olabiliriz (Soderblom 1998). Yapılan gözlemlerde, Güneş in, gözlenen Güneş türü yıldızların çoğuna göre düşük manyetik aktivite düzeyine sahip olduğu ortaya çıkmıştır. Güneş in bu özelliği ilerlemiş yaşına göre normaldir çünkü Güneş in Skumanich (1972) tarafından verilen aktivite yaş ilişkisine uyduğu bilinmektedir. Güneş e göre yüksek aktivite düzeyine sahip yıldızların yaşları incelendiğinde, ya bir genç küme üyesi oldukları ya da yerel grup üyesi oldukları görülür. Vaughan (1980) den alınan Şekil 2.1 de durum açıkça görülmektedir. Şekil 2.1 Geri tayf türünden 91 yıldız için Ca II H ve K salma akıları ile belirlenen S ölçeğinin, B-V değerlerine göre değişimi. Düşey eksen logaritmiktir (Vaughan 1980). XXIV
Şekil 2.1 incelendiğinde yıldızların birbirine paralel iki kol üzerinde toplandıkları görülür. Üstteki kolda toplanan yıldızlar genç yıldızlardır ve S ölçekleri büyük olduğundan manyetik aktivite düzeyleri yüksektir. Alttaki kolda ise yaşlı yıldızlar toplanmıştır. Bu yıldızların da S ölçekleri küçük olduğundan manyetik aktivite düzeyleri göreli düşüktür. Yani iki yıldız grubu arasındaki ayrımın temel nedeni yaştır. İki kol arasında kalan bölge ise Vaughan-Preston boşluğu olarak bilinir. Burada boşluk olmasının nedeni henüz tam olarak bilinmemektedir. Gözlemsel seçim etkisinin bu boşluğa neden olabileceği gibi iki kol arasında kalan bölgedeki S akılarına denk gelecek akıya sahip yıldızların hiç olmadığı da düşünülmektedir. İkinci varsayım doğru ise bunun anlamı, yıldızlarda 10 9 yıl yaş civarında aktivitenin aniden ve keskin bir biçimde azalmasıdır (Vaughan ve Preston 1980). Yüksek dönme hızına sahip geri tayf türünden yıldızların gözlemlerinden, yüzeylerindeki manyetik yapıların dağılımlarının Güneş ten farklı olduğu keşfedilmiştir. Bu gözlemler Güneş-yıldız ilişkisine yeni bir bakış açısı getirmiştir. Önceleri Güneş üzerinde gözlenen manyetik aktivitenin ve manyetik yapıların dağılımlarının diğer yıldızlarda da benzer şekilde gözlenmesi gerektiği düşünülmüştür. Öte yandan, Güneş üzerinde gözlenen karanlık manyetik yapıların (Güneş lekeleri) genelde ±5 - ±35 enlemleri arasında görüldüğü bilinmektedir. Bugüne kadar en yüksek enleme sahip leke yaklaşık 50 de gözlenmiştir (Belvedere ve ark. 1998). Yüksek dönme hızlarına sahip soğuk yıldızlarda ise Güneş tekine benzer olarak gözlenen lekelerin dağılımları farklıdır. Kimi yıldızda, yıldızın uçlak kısmında, kimi yıldızda yüksek enlemlerde, kimi yıldızda da tüm enlemlerde leke olduğu XXV
gözlemsel olarak keşfedilmiştir. Yüksek dönme hızına sahip olan yıldızlarda Doppler görüntüleme tekniği ile yapılan yüzey çözümlemelerinde karanlık manyetik yapıların (lekelerin) farklı enlemlerde dağıldığı ve bu dağılımın da sürekli değiştiği görülmüştür. Burada yıldızların manyetik aktivitelerini ortaya çıkartan dinamo mekanizmasında farklılık olabileceği düşüncesi ortaya çıkar (Bushy 2003). Saar ve ark. (1994) LQ Hya yıldızının yüzeyinde uçlaklar da dahil tüm yüzeyde lekeler olduğunu belirlemişlerdir. Kürster ve ark. (1994) AB Dor yıldızının yüzeyinde düşük enlemlerde (15-35 ) bir leke bantı ve yüksek enlemlere ve uçlağa doğru dikkat çekici lekeler olduğunu belirlemişlerdir. Unruh ve ark. (1995) aynı yıldızın yüzeyi için düşük enlemlerde bir leke şeridi ve yüksek enlemlerde (50-80 ) çok fazla sayıda leke olduğunu bulmuşlardır. Strassmeier ve ark. (2003) V889 Her yıldızının yüzeyinde uçlakta ve yüksek enlemlerde lekeler olduğunu bulmuşlardır. Strassmeier ve Rice (1998) bir zayıf çizgili T Tauri yıldızı olan V987 Tau yıldızının yüzeyinde de o zamana kadar gözlenen en büyük uçlak lekelerinden birini gözlemişler ve diğer enlemlerde lekelere rastlamamışlardır. Bu yıldızlarda Güneş te gözlenene karşıt olarak yüksek enlemlerde ve hatta uçlaklarda gözlenen lekelerin nedeni, yıldızın yüksek dönme hızından dolayı baskın hale gelen Coriolis kuvvetine bağlanmaktadır. Yüksek dönme hızlarında baskın hale gelen Coriolis kuvveti, yıldızın yüzeyine çıkan manyetik yapıları yönlendirmeye başlayarak onları dönme eksenine paralel olarak hareket etmeye zorlar. Bu durumda dik doğrultu izleyerek eşlek civarında çıkacak olan manyetik yapılar yüksek enlemlerde, hatta Coriolis kuvveti yeterince XXVI
baskınsa uçlaklarda yüzeye çıkmaya başlar (Schüssler ve Solanki 1992, Schüssler ve ark. 1996). Yüksek dönme hızlarına sahip yıldızların için yapılan gözlemlerde ise; çok çok yüksek dönme hızlarına sahip olanların (Ultra Hızlı Dönücüler) Güneş te gözlenene benzer şekilde ancak kendilerine özgü çevrimsel değişimler gösterdiği bulunmuştur. Güneş ten daha hızlı dönmekle beraber çok yüksek dönme hızına sahip olmayan yıldızların da Güneş tekine benzer olarak uzun dönemli çevrimsel değişimler gösterdiği gözlenmiştir (Barnes 2005). Ancak bu gözlenen çevrimlerin çoğu zaman Güneş in manyetik çevrimine ve leke çevrimine göre daha kısa zaman ölçeklerine sahip olduğu keşfedilmiştir (Oláh ve Kolláth 1999). Geri tür genç yıldızların aktivite özelliklerinin çevrimsel ve dönemsel değişim çerçevesinde Güneş ile kıyaslanmasında fotometrik dönem değişimi araştırmaları oldukça önemli rol oynar. Fotometrik dönem değişiminin ortaya çıkmasıyla beraber yıldızın yüzeyindeki lekelerin evrimi ve yüzeydeki hareketleri incelenebilir ve hatta lekelerin enlemsel göçü dolaylı olarak anlaşılabilir. 3. Gözlenen Yıldızların Tarihçeleri 3.1 V889 Her V889 Her ilk olarak ROSAT EUV (Extreme-UltraViolet Uç Moröte) uydusuna bağlı WFC (Wide Field Camera - Geniş Alan Kamerası) ile keşfedilmiş ve 383 parlak EUV kaynağı arasında Parlak Kaynak Kataloğunda (Bright Source Catalogue BSC) yer almıştır (Pounds ve ark. 1993). Katalogda ilk olarak yıldızın bir aktif yıldız veya aktif çoklu sistem üyesi olabileceği belirtilmiştir. Bu çalışmadan sonra XXVII
yıldızın adı bir kaç kez daha EUV kataloglarında yer almıştır (Malina ve ark. 1994; Bowyer ve ark. 1994; Pye ve ark. 1995; Mason ve ark. 1995; Bowyer ve ark. 1996). Hipparcos uydusu ile ölçülen ıraksımdan bulunan uzaklık değeri 37.2±1.2 pc dir (Strassmeier ve ark. 2003). Ölçülen uzaklık değerinden de anlaşılacağı gibi V889 Her Güneş komşuluğunda bulunan bir yıldızdır. Güneş komşuluğundaki 100 en parlak yıldız içinde %30 luk kısmı oluşturan genç yıldızlar arasında yer alır (Makarov 2003). Tayfında görülen güçlü Li (λ=6708 Å) rezonans çizgisinden (Strassmeier ve ark. 2000; Cutispoto ve ark. 2002) yıldızın Pleiades ten daha genç olduğu (Mullis ve Bopp 1994) tahmin edilmiştir. Şekil 3.1.1 de yıldıza ilişkin λ=6708 Å deki Li çizgisi gösterilmiştir. Şekildeki µ Her yıldızı mukayese yıldızı olarak verilmiştir. Strassmeier ve ark. (2003) yıldızdaki Li bolluğunun Güneş ten 140 kat fazla olduğunu ve bu Li bolluğunun başlangıç Li bolluğuna çok yakın olabileceğine işaret etmiştir ve yaşının 30-50 milyon yıl civarında olduğu tahmin etmişlerdir. V889 Her yıldızının astrometrik verilerinin analizinden yerel grup (Pleiades Hareketli Grubu) üyesi olabileceği belirtilmiştir (Montes ve ark. 2001a). Civarda bulunan bazı yıldızlarla beraber V889 Her yıldızının da; Pleiades ten daha yüksek Li bolluğuna sahip olması, yüksek X-ışın aktivitesi göstermesi ve söz konusu diğer yıldızlarla benzer gökada hız bileşenlerine sahip olması bakımından dar bir kinematik grup olabilecekleri ve bu özelliklerinin daha önce hiç dikkat çekmediği söylenmiş, yıldızların hız uzayındaki konumlarının yerel grup ile uyumlu olduğu gösterilmiştir (Wichmann ve ark. 2003). Aynı yıldız grubunun orijinleri için üç oymak önerilmiştir. Bu oymaklar Perseus OB3 (α Per), Aşağı Centaurus-Crux (LCC) ve Yukarı Centaurus-Lupus (UCL) XXVIII
oymaklarıdır. Kullanılan analiz yöntemlerine göre farklı oymaklar orijin olarak ortaya çıkmaktadır. Şekil 3.1.1 V889 Her (HD 171488) yıldızına ait λ=6708 Å deki Li çizgisini gösteren tayf profili. Mu Her yıldızı mukayese amaçlı gösterilmiştir (Mullis ve Bopp 1994). Yapılan tayfsal gözlemlerden yıldızda ve Ca II 8542 Å IRT (Infrared Triplet-Kızılöte Üçlü) çizgilerinin salma gösterdiği ve yıldızın kromosferik olarak aktif olduğu ortaya çıkmıştır. Tayf türü olarak Harlan (1969) tarafından verilen G0V değerini doğrulanmış ve m V =7 m.3 olarak verilmiştir (Mullis ve Bopp 1994). V889 Her üzerine yapılan ilk ışıkölçüm çalışmasından elde ettikleri verileri analiz edilerek dönme dönemi için 1 g.338±0.002 değeri, V süzgecinde 0 m.1 değişim genliği bulunmuştur. Yıldıza ilişkin elde edilen ışık eğrisi Şekil 3.1.2 de gösterilmiştir. Yıldıza ait ilk dikine hız ve dönme hızı değerleri de V rad =22.6±0.3 km s -1 ve v sin i =33±2 km s -1 olarak bulunmuştur (Henry ve ark. 1995). Aynı çalışmada Olsen (1983) tarafından verilen c 1 indeksinden de yararlanarak yıldızın tayf türü G2V olarak verilmiş, XXIX
v sin i ve dönme dönemi değerinden yola çıkarak yıldızın mininmum yarıçapı 0.87 R olarak bulunmuş ve buradan da dönme ekseni eğikliğinin 60 olabileceği söylenmiştir. Kazarovets ve Samus (1997) yıldızın BY Dra türü bir değişen olduğunu ve V süzgecinde 0 m.14 genlikli değişim gösterdiğini belirtmiştir. Literatürde V süzgecindeki genlik için farklı zamanlarda farklı değerler verilmiştir. Cutispoto ve ark. (1998) V süzgecindeki genlik için 0 m.04, Cutispoto ve ark. (1999) genlik için yine 0 m.04; Strassmeier ve ark. (1999) 1996/1997 gözlem sezonunda yaptıkları gözlemlerde Mart ayı ortalarında 0 m.1, 20 gün sonra 0 m.01 ve Mayıs ayı ortalarında tekrar 0 m.1; Strassmeier ve ark. (2000) 0 m.07; Koen ve Eyer (2002) 0 m.02 değeri ölçmüşlerdir. Şekil 3.1.2 V889 Her yıldızına ait 1994 yılında yapılan ilk ışıkölçüm çalışmasında elde edilen ışık eğrisi. Başlangıç zamanı olarak T 0 =2449400 alınmıştır. Düşey eksen delta V (mag), yatay eksen evredir (Henry ve ark. 1995). Fuhrmeister ve Schmitt (2003) V889 Her yıldızında bir X-ışın flare gözlediklerini not etmişlerdir. Strassmeier ve ark. (2000) XXX
v sin i=36 km s -1 değerinden dolayı yıldızın Doppler haritalama tekniği için ideal bir yıldız olduğunu belirtmişlerdir. V889 Her oldukça fazla çalışılan bir yıldız olduğundan ölçülen değerleri sürekli güncellenmiş ve Strassmeier ve ark. (2003) tarafından yapılan Doppler yüzey haritalamasında en güncel değerleri Çizelge 3.1.1 de verilmiştir. Çizelge 3.1.1 V889 Her Yıldızının Astrofiziksel Parametreleri (Strassmeier ve ark. 2003) Parametre Uzaklık (Hipparcos) Tayf Türü Değer 37.2 ± 1.2 pc G0V V Maks 7 m.34 M V 4 m.49 ± 0.07 Işıtma T e Kütle Yarıçap 1.33 ± 0.09 L 5830 ± 50 K 1.06 ± 0.02 M 1.09 ± 0.05 R Dönem 1 g.3371 ± 0.0002 v sin i 39.0 ± 0.5 km s -1 Eksen Eğikliği (i) ~55 Mikroçalkantı 1.0 km s -1 Makroçalkantı 3.0 km s -1 Fe/Fe -0.5 Ca/Ca -0.35 Li/Li +2.14 XXXI
3.2 V383 Lac Yıldız ilk olarak Pounds ve ark. (1991) tarafından ROSAT uydusu geniş alan kamerası (WFC) kullanılarak yapılan mini taramada keşfedilmiş, K0 tayf türünden bir yıldız olarak gösterilmiştir. Daha sonra yapılan tarama genişletilmiş ve içinde 383 EUV kaynağının bulunduğu ROSAT Parlak Kaynak Kataloğu oluşturulmuş (Pounds ve ark. 1993) ve V383 Lac yıldızı da bu katalogda yer almıştır. Yıldızın aktif bir yıldız olabileceği not edilmiştir. İlerleyen zamanlarda yıldız, 410 kaynak içeren I. EUV Kaşifi Kataloğunda (Bowyer ve ark. 1994) ve 356 kaynak içeren EUV Kaşifi Parlak Kaynak Kataloğunda (Malina ve ark. 1994) yer almıştır. Literatürde farklı ıraksım değerleri verilen yıldızın uzaklığı Carpenter ve ark. (2005) tarafından 50 pc olarak verilmiştir. Yıldızın tayfında güçlü Li (λ=6708 Å) rezonans çizgisi bulunmuş, Ca II IRT ve H α çizgilerinde salma olduğu belirlenmiştir (Mullis ve Bopp 1994). Yıldıza ait λ =6708 Å deki Li çizgisi Şekil 3.2.1 de gösterilmiştir. Şekil 3.2.1 V383 Lac (BD+48 3686) yıldızına ait λ=6708 Å deki Li çizgisini gösteren tayf profili. Mu Her yıldızı mukayese olarak gösterilmiştir (Mullis ve Bopp 1994). XXXII
Yıldızın ışınım gücü sınıfı o tarihlerde henüz bilinmediğinden, eğer V ışınım gücü sınıfından bir yıldız ise gözlenen Li bolluğuna göre Pleiades ten daha genç olması gerektiği söylenmiştir. Osten ve Saar (1998) V383 Lac yıldızının en iyi K1V türü bir yıldız olarak modellenebildiğini belirtmiştir. Jeffries (1995) yıldızın bir yerel grup üyesi olabileceğini, ama yakınlardaki bir yıldız oluşum bölgesinden veya açık kümeden kaçmış bir yıldız ya da önceden var olan bir kümenin dağılmasının ardından kalan yıldızlardan biri olabileceğini de belirtmiştir. Montes ve ark. (2001b) uzay hareketine ve diğer tayfsal karakteristiklerine baktıklarında yıldızın yerel grup üyesi olduğunu göstermiş, Li bolluğundan yola çıkarak ve Pleiades ile kıyaslayarak yıldızın Pleiades ten daha genç olduğunu ortaya koymuşlardır. Mullis ve Bopp 1994; Jeffries 1995; Henry ve ark. 1995; Fekel 1997; Osten & Saar 1998 tarafından yapılan çalışmalara dayanarak yıldızın tek ve aktif bir K1V yıldızı olduğunu ve hızlı döndüğünü (v sin i=19.8 km s -1, Montes ve ark. 2001b) söylemiştir. Fuhrmeister ve Schmitt (2003) yıldızı K0 tayf türünden olarak vermişlerdir. Yapılan tayfsal gözlemlerde Ca II (λ=8542 Å) IRT ve H α çizgilerindeki salmalardan yıldızın kromosferik aktif bir yıldız olduğu ortaya çıkmıştır (Mullis ve Bopp, 1994). Henry ve ark. (1995) yıldızda 2 g.42 dönemli 0 m.08 lik parlaklık değişimi bulmuşlar, Işık eğrisinin temelde aynı kaldığını ancak minimum genliğinin çevrimden çevrime değiştiğini ortaya koymuşlardır. v sin i değeri ve dönme döneminden yola çıkarak minimum yarıçap için 0.77 R değerini bulmuşlar ve eksen eğikliğinin 90 ye yakın olduğunu belirtmişlerdir. Robb ve ark (1995) P=2 g.43 bulmuşlar, ışık eğrisindeki değişimin yıldız üzerindeki büyük XXXIII
aktif bölgelerden kaynaklandığını söylemişlerdir. Yaptıkları gözlemler esnasında 1 Kasım 1995 gecesi V süzgecinde 0 m.1 genlikli ve 1 saat kadar süren bir flare gözlemişlerdir (Şekil 3.2.2). Şekil 3.2.2 V383 Lac ın 1995 yılına ilişkin ışık eğrisi ve 0.8 evre civarında 1 Kasım 1995 gecesi gözlenen 0 m.1 genlikli flare. Düşey eksen Delta V, yatay eksen evredir (Robb ve ark. 1995). Yıldızın dönme dönemi, v sin i değeri ve varsaydıkları bir yarıçap değerinden (Allen 1973, bkz. Robb ve ark. 1995) yola çıkarak eksen eğikliğinin 58 ±7 olduğunu tahmin etmişlerdir. Yıldızın IV. Işınım gücü sınıfından olamayacağını aksi halde dönme ekseni eğikliği i nin ~20 çıktığını söylemişlerdir. Kazarovets ve Samus (1997) verdikleri listede V383 Lac yıldızını BY Dra-UV Ceti türü değişen yıldız sınıflamasında göstermiş, V max =8 m.9 ve A=0 m.19 olarak vermişlerdir. Montes ve ark. (2001b) yıldızın bir dönme döneminden daha uzun zaman aralığını kaplayan tayflarında Ca II H & K ve H ε çizgilerinde dikkat çekici XXXIV
salmalar tespit etmişler, Balmer çizgilerinde fazlalık kromosferik salma ve Ca II IRT çizgilerinde soğurma içi salma görmüşlerdir. Yapılan gözlemlerin birinde fazlalık salma da artış ve H α çizgisinde geniş salma kanatları gözlemişler, bu olayın bakış doğrultusundan aktif bir bölgenin geçmesi veya küçük ölçekli flare olarak değerlendirilebileceğini söylemişlerdir. 4. Gözlemler ve Analizler 4.1 V889 Her Gözlemler, Ege Üniversitesi Gözlemevi nin 48 cm ayna çapına sahip Cassegrain türü teleskobu ile yapılmıştır. Gözlemlerde soğutulmuş Hamamatsu R1463P fotokatlandırıcısı ile Vilnius yüksek hızlı üç kanallı ışıkölçer (HSTCP) in tek kanalı kullanılmıştır. Tüm gözlemler Johnson un geniş band standart UBVR süzgeçleri ile yapılmıştır. Her gözlemde poz süresi 10 saniye verilmiş ve yıldızlar 36" diyaframla gözlenmiştir. G gökyüzü sayımını, C1 Mukayese yıldızı sayımını, C2 Denet yıldızı sayımını ve V değişen yıldız sayımını göstermek üzere; gözlemler esnasında yıldız sayımları G-C1-C2-VVVV-G-C1-C2- VVVV... şeklinde alınmıştır. V889 Her yıldızı, 10/05/2005-29/09/2005 tarihleri arasında toplam 29 gece gözlenmiştir. HD 171286 yıldızı mukayese, HD 171365 yıldızı da denet yıldızı olarak gözlenmiş, her süzgeçte 513 gözlem noktası olmak üzere toplam 2052 gözlem noktası elde edilmiştir. Tüm gözlemler yer atmosferinin sönükleştirmesinden arındırılmış ve tüm gözlem zamanları Güneş merkezine indirgenmiştir. Gözlenen yıldızlara ilişkin SIMBAD veri tabanından alınan isimler Çizelge 4.1.1 de ve bazı temel XXXV
veriler Çizelge 4.1.2 de gösterilmiştir. Çizelge 4.1.2 deki parlaklık değerleri 07/09/2005 gecesi yapılan standart yıldız gözlemiyle standart sisteme dönüştürülmüştür. Mukayese için SAO 141854, Denet için BD -00 3356 yıldızı standart yıldız olarak kullanılmıştır (Landolt 1992). Çizelge 4.1.1 Hedef yıldızların Simbad veri tabanından alınan isimleri Değişen Mukayese Denet V889 Her ---------- ---------- HD 171488 HD 171286 HD 171365 BD +18 3734 BD +18 3728 BD +17 3627 SAO 103862 SAO 103839 SAO 103853 HIP 91043 HIP 90955 HIP 90996 AG +18 1726 AG +18 1723 AG +17 1861 GSC 01574-00517 GSC 01578-01866 GSC 01574-01293 PPM 134916 PPM 134889 PPM 134904 TYC 1574-517-1 TYC 1578-1866-1 TYC 1574-1293-1 GC 25369 GC 25345 GC 25360 HIC 91043 HIC 90955 HIC 90996 SKY# 33998 SKY# 33955 SKY# 33975 YZ 18 6882 YZ 18 6870 ---------- TD1 22739 ---------- TD1 22717 uvby98 100171488 V ---------- uvby98 100171365 ABCD 2EUVE J1834+18.6 ---------- ---------- RE J1834+184 ---------- ---------- 1RXS J183420.0+184126 ---------- ---------- [FS2003] 0978 ---------- ---------- 2RE J183421+184114 ---------- ---------- EUVE J1834+18.6 ---------- ---------- XXXVI
Çizelge 4.1.1 Devam Değişen Mukayese Denet RE J183420+184125 ---------- ---------- 2RE J1834+184 ---------- ---------- ---------- IRAS 18310+1852 ---------- ---------- FK5 5630 ---------- ---------- AGKR 16536 AGKR 16548 ---------- ---------- CCDM J18338+1744ABC ---------- ---------- ADS 11454 ABC ---------- ---------- com HIC 90996 incl CCDM J18338+1744ABC ---------- ---------- STF 2339ABC ---------- ---------- IDS 18294+1739 ABC ---------- ---------- HU 322AB ---------- ---------- GCRV 11023 PMC 90-93 4279 Çizelge 4.1.2 Hedef yıldızların bazı temel verileri. V889 Her in parlaklıkları 2005 yılı içnideki maksimum parlaklık düzeyini gösterir Yıldız HD 171488 HD 171286 HD 171365 Sağaçıklık (2005) Dikaçıklık (2005) 18 sa 34 dk 33 s.24 18 sa 33 dk 27 s.77 18 sa 33 dk 58 s.89 +18 41' 39" +18 55' 10".2 +17 44' 10".6 Tayf Türü G0V K0 F6V B 8 m.164 (maksimum) 7 m.967 7 m.553 V 7 m.417 (maksimum) 6 m.862 7 m.144 XXXVII
2005 yılı dışında V889 Her yıldızının 1996 ve 1997 yıllarında da Ege Üniversitesi Gözlemevi nde gözlemleri yapılmıştır (Tunca ve ark. 1998). Bu iki yıla ilişkin gözlemlerde 2005 yılı gözlemlerinde kullanılan mukayese yıldızı kullanılmış ancak denet yıldızı olarak HD 170829 (B=7 m.29, V=6 m.50, G8IV, SIMBAD) kullanılmıştır. Bu iki yılda B, V ve R süzgeçlerinde gözlem yapılmıştır. 2003 ve 2004 yıllarında da yıldızın gözlemleri yapılmış, bu yıllarda da 2005 yılında gözlenen mukayese ve denet yıldızları gözlenmiştir. Bu yıllara ilişkin gözlemler Evren ve Taş (2005) dan alınmıştır. Mukayese yıldızında değişim olup olmadığı denet yıldızı gözlenerek araştırılmıştır. Gözlemler sonucu mukayese yıldızında değişim olmadığı görülmüştür. Mukayese ve denet yıldızlarına ilişkin V süzgecindeki fark parlaklıkları hataları ile beraber şekil 4.1.1, 4.1.2, 4.1.3, 4.1.4 ve 4.1.5 te gösterilmiştir. 2003, 2004 ve 2005 yılına ilişkin mukayese-denet değişimi 07/09/2005 gecesi yapılan standart yıldız gözlemiyle standart parlaklığa göre verilmiştir. 1996 ve 1997 yıllarında farklı denet yıldızı kullanıldığı için bu yıllara ilişkin mukayese-denet değişimi fark parlaklığına göre verilmiştir. Şekillerde belirtilen hata çubukları, ilgili seneye ilişkin tüm gecelerin standart sapmalarının ortalamalarını temsil eder. 1997 yılı verilerinde 24 50574 ve 24 50578 geceleri, 2004 yılı verilerinde ise 24 53110 gecesi, gözlem yapılmasına karşın, gözlem verisi değişiminin x- eksenine sıkışmadan incelenebilmesi için şekillerde gösterilmemiştir. XXXVIII
-0.50-0.45 0.024 mag -0.40 Delta V (mag) -0.35-0.30-0.25-0.20 240 260 280 300 320 340 HJD (24 50000+) Şekil 4.1.1 1996 yılına ilişkin C1 (HD 171286) C2 (HD 170829) parlaklık değişimi. -0.50-0.45 0.028 mag -0.40 Delta V (mag) -0.35-0.30-0.25-0.20 610 620 630 640 650 660 670 HJD (24 50000+) Şekil 4.1.2 1997 yılına ilişkin C1 (HD 171286) C2 (HD 170829) parlaklık değişimi. XXXIX
6.80 0.014 mag 6.85 V (mag) 6.90 6.95 2820 2840 2860 2880 2900 HJD (24 50000+) Şekil 4.1.3 2003 yılına ilişkin C1 (HD 171286) C2 (HD 171365) parlaklık değişimi. 6.80 0.014 mag 6.85 V (mag) 6.90 6.95 3196 3200 3204 3208 3212 3216 HJD (24 50000+) Şekil 4.1.4 2004 yılına ilişkin C1 (HD 171286) C2 (HD 171365) parlaklık değişimi. XL
6.80 0.010 mag 6.85 V (mag) 6.90 6.95 3480 3520 3560 3600 3640 3680 HJD (24 50000+) Şekil 4.1.5 2005 yılına ilişkin C1 (HD 171286) C2 (HD 171365) parlaklık değişimi. V889 Her için 2005 yılında mukayese (HD 171286) yıldızına göre elde edilmiş parlaklık farkları Güneş merkezli JD ye göre (HJD) elde edilmiştir. 2005 yılında elde edilen bu verilere ek olarak Ege Üniversitesi Gözlemevi nde V889 Her yıldızının 1996 ve 1997 yıllarında B, V, R süzgeçlerinde; 2003 ve 2004 yıllarında ise U, B, V, R süzgeçlerinde aynı mukayese yıldızına göre fark parlaklıkları elde edilmiştir. Strassmeier (2003) V889 Her yıldızını 1996-2005 yılları arasında her yıl aynı mukayese ile gözlemiş ve V süzgecindeki fark parlaklıklarını vermiştir. Bu veriler ile Ege Üniversitesi Gözlemevi nde V süzgecinde elde edilen veriler birleştirilerek analiz edilmiştir (Strassmeier 2005). Şekil 4.1.6 da 1996-2005 yılları arasında yıldıza ait hem Ege Üniversitesi XLI