XIV. Ulusal Astronomi Kongresi 31 Ağustos – 4 Eylül 2004 Erciyes Üniversitesi Kayseri Selim O. SELAM Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü

W UMa Türü Örten Çift Sistemler P yör  saat Güneş benzeri 2 yıldız Ortak zarf, "Contact Model"  Lucy (1968) Ekvatoryal dönme hızları km/sn Çift yıldızlar arasında en düşük toplam açısal momentum Son derlemeler Eggleton (1996), Rucinski (1993) Pribulla vd. (2003) fiziksel parametre kataloğu

HIPPARCOS Variability Annex: HIPVA HIPVA P05: EW, EB, E, EW?, EB?, E?değişim türü HIPVA P02: *yeni keşif HIPVA P03: A5-K9tayf türü HIPVA P11: P < 1 gündeğişim dönemi Bu ölçütlerle, toplam 79 # adet HIPPARCOS keşfi sistem içeren bir örnek grubu oluşturulmuştur. # a) 3 EW  zonklayan değişen, 7 zonklayan değişen  EW b) EB tür karmaşası çözülmeli

3. Işık Etkisi HIPPARCOS ışıkölçerinin anlık etkin görüş alanı 10” HIPPARCOS Kataloğu H48 alanı  kontrol Örnek grubunun 20 üyesinin HIP fotometrisi 3. ışık içeriyor HIP Double and Multiple System Annex H p (m 12 ), H p (m 3 ) CCDM Catalog (Dommanget & Nys 2002) V(m 12 ), V(m 3 ) 5 sistemin literatürde detaylı analiz sonucu L 3 değeri Maksimum ışığa normalize edilmiş ışık eğrileri için L 3 düzeltmesi

HIPPARCOS Gözlemleri HIPPARCOS Epoch Photometry Annex (HIPEPA) H p parlaklıkları ve  Hp standart hataları HIPEPA HT4 alanı  kalite ölçütü 0 ve 1 olan gözlemler HIPPARCOS Kataloğu’nda verilen T o, P Zonklayan  EW, literatür T o, P Maksimum ışığa normalize edilmiş ışık eğrileri oluşturulmuştur. (Gerekenler için L 3 düzeltmesi)

Tür Karmaşasına Çözüm Rucinski (1997a,b, 2002)  OGLE projesi Rucinski S.M., 1993, PASP, 105, 1433: a 1, a 2 ve a 4 katsayıları arasındaki ilişkiler “Fourier Filtresi” ile ayıklama

Tipik Bir Fourier Fiti  V2388 Oph

Fourier Filtresi a 4 < a 2 (0.125 – a 2 ) a 1 < a 2 - a 4 filtresi EA’ları a 2 - a 1 filtresi EB’leri EB+EW’lardan ayıklıyor EW’lardan ayıklıyor

Işık Eğrisi Analiz Metodu Rucinski S.M., 1993, PASP, 105, 1433 “Rucinski’nin iyi bilinen WUMA kodunun nomografik türevi” Gözlemsel veri: a 2, a 4 katsayıları ve normalize ışık eğrilerinin min derinlikleri d minI(g) =1– l g (0°), d minII(g) =1– l g (180°) WUMA sentetik ışık eğrileri f  0.0, 0.5, 1.0 (f=0.1) q  0.05  q  1, q=0.05 i  30°  i  90°, i=2.5° teorik a 2, a 4 katsayıları teorik min derinlikleri: d minI(t) =1– l t (0°) d minII(t) =1– l t (180°)

Varsayımlar Nomogram tablolarını oluştururken Rucinski’nin temel düşüncesi, W UMa türü değen çiftlerin ışık değişiminde geometrik nedenlerin baskın olduğudur. Buna göre W UMa türü sistemlerin ışık eğrilerinin, pratik olarak yalnızca q=m 2 /m 1 kütle oranı, i yörünge eğimi ve f değme derecesi olmak üzere 3 anahtar parametre ile ifade edilebildiğini göstermiştir (Rucinski 1993). Sentetik ışık eğrileri, fotometrik V-bandı için Güneş’i temsil eden ışımasal parametrelerle hesaplanmıştır. Buna göre T eff = 5770 K,  = 0.32 ve A = 0.5 olarak seçilmiştir. [5900, 0.57]  [T eff, u]  [5660, 0.61] tüm sistemler için geçerli

Varsayımlar Johnson V-bandı ile HIPPARCOS Hp-bandının etkin dalgaboyları neredeyse aynıdır. Bu bandlar arasında sadece renge bağlı bir sıfır noktası farkı (offset) vardır (bkz. HIPPARCOS kataloğu, Cilt.13, s.275). Dolayısıyla, belirli bir aralık içerisindeki göreli değişim incelendiği sürece iki fotometrik bandın birbirine denk olduğu kabul edilebilir. Bu nedenle Hp-bandı gözlem verilerine herhangi bir dönüşüm uygulanmamış ve doğrudan maksimum ışık düzeyine normalize edilerek bu çalışmada kullanılmıştır.

Nomogramlar* *

Nomogramlar* *

Analiz Sonuçları (64 sistem)

HIPPARCOS keşfi 64 "gerçek" W UMa türü değen sistemin HIPPARCOS ışık eğrileri, Rucinski’nin basitleştirilmiş ışık eğrisi analiz metodu (Rucinski 1993) ile çözülmüş ve sistemlere ilişkin f, q, i anahtar parametrelerinin ilk yaklaşım değerleri elde edilmiştir. HIPPARCOS uydusunun fotometrik gözlemleri ortalama bir duyarlığa sahiptir. Bu kalitedeki gözlemler için, Rucinski (1997, OGLE Sample) tarafından da tartışıldığı gibi, ileri düzeyli ışık eğrisi analiz yöntemleri yerine bu çalışmada kullanılan türden basitleştirilmiş analiz metodlarının kullanımı daha uygundur.

Daha duyarlı gözlemlere dayalı çözümleri bulunan sistemlerin parametreleri bu çalışmada elde edilen bulgularla oldukça iyi bir uyumlu içerisindedir. Bu durum Rucinski’nin basitleştirilmiş ışık eğrisi analiz yönteminin, W UMa türü sistemlerin temel parametrelerinin ilk yaklaşım değerlerini elde etmede oldukça güçlü bir araç olduğunu ortaya koymaktadır. Bazı sistemler için izlenen belirgin farklar, elde edilen ışık eğrilerinde yeterli evre aralığının gözlenmemiş olması, gözlemsel verideki büyük saçılmalar, hatalı gözlemler ve/veya ışık eğrisi maksimumları arasında izlenen belirgin asimetriden (O’Connell etkisi) kaynaklanmaktadır.

Kullanılan analiz yöntemine bir diğer kısıtlama, düşük ışık değişim genliğine sahip sistemlerden gelmektedir. Düşük genlikli W UMa sistemlerinin a 2 ve a 4 katsayıları sıfıra çok yakın çıkmakta ve a 2 – a 4 düzleminde f parametresinin tespit edilmesinde ciddi bir belirsizliğe yol açmaktadır. Bu nedenle | a 2 | < 0.03 olan V335 Peg, XY Pic ve V851 Ara gibi sistemlerin çözüm sonuçları, göreli olarak daha belirsizdir diyebiliriz. "Fourier filtresi"ne dayalı tür ayıklama işlemi de bazı sistemler için, düşük ışık değişim genliği, yeterli evre aralığının gözlenmemiş olması ve gözlemsel verideki hata/saçılma olaylarından olumsuz yönde etkilenmiş olabilir. FP Eri, QY Hya, VW Pic, V1055 Sco, MS Vir, V870 Ara gibi sistemler.

Değen çiftlerin ışık eğrilerini analiz eden diğer yöntemlerde karşımıza çıkan "çözümlerin tekliği" problemi, bu çalışmada kullanılan analiz yönteminin de temel problemidir. Eğer tayfsal kütle oranı q sp bilinmiyorsa, hangi tutulmada hangi bileşenin örtüldüğünü de bilemeyiz. Buna rağmen nomogram tabloları, kabul edilmiş bir f değeri için iki ayrı (q,i) çifti verebilmektedir. Eğer ışık eğrisinde tam tutulmalar izlenebiliyorsa, Mochnacki & Doughty’nin (1972) önerisi ile 2. ve 3. kontak zamanları kullanılarak doğru (q,i) çifti için önemli bir ipucu elde edilebilmektedir. Böylece iki yöntemin bulgularının birleştirilmesi sonucu gerçek q ve i elde edilebilmektedir. Ancak HIPPARCOS fotometrisinin ortalama kalitesi, tam tutulmaları ayırt etmemize izin vermemektedir.

Tayf türleri (yani yüzey sıcaklıkları), çözüm yönteminin önerdiği sıcaklık sınırlarının dışında kalan sistemlerin çözüm sonuçlarında da bir miktar belirsizlik beklenebilir. Gray ve Corbally’nin (1994) cüce yıldızlar için ortaya koydukları etkin sıcaklık kalibrasyonuna göre verilen üst (5900K) ve alt (5660K) sınırlar F9 ve G3’e karşılık gelmektedir. Bu çalışmaya konu olan sistemlerin büyük çoğunluğu orta veya geç F tayf türündendir ve tanımlı aralığın üst sınırına yakın, fakat dışındadırlar. Ancak W UMa türü sistemlerin ışık değişiminde geometrik etkilerin baskın olduğu hatırlanacak olursa, buradan gelecek belirsizliklerin çok küçük olduğu tahmin edilmektedir.

Bu çalışmada 53 sistem için fotometrik çözümler ilk kez elde edilmiştir. Bu sistemler için elde edilen ilk yaklaşım parametrelerinin, ileride yapılacak daha duyarlı fotometrik gözlemlerden türeyecek ışık eğrilerinin analizinde başlangıç değerleri olarak kullanılacağı ve bu alandaki açığı önemli ölçüde kapatacağı düşünülmektedir. Bu 53 sistem arasında özellikle 19 tanesinin tayfsal olarak belirlenmiş kütle oranları bulunmaktadır ve tam bir yörünge çözümü için acil olarak kaliteli ışık eğrilerine ihtiyaç duyulmaktadır.