ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
ÖRTEN DEĞİŞEN YILDIZLARDA DÖNEM DEĞİŞİMİNİN YILDIZLARIN FİZİKSEL PARAMETRELERİNE BAĞIMLILIĞININ ARAŞTIRILMASI
Uğurcan SAĞIR
ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI
ANKARA 2006
Her hakkı saklıdır
TEŞEKKÜR
Tez çalışmam esnasında bana araştırma olanağı sağlayan ve çalışmamın her safhasında yakın ilgi ve önerileri ile beni yönlendiren danışman hocam Sayın Yrd.Doç.Dr. Birol GÜROL’a ve maddi manevi her türlü desteği benden esirgemeyen aileme teşekkürlerimi sunarım.
Uğurcan SAĞIR Ankara, Şubat 2006
iii İÇİNDEKİLER
ÖZET…………………………………………………………………...... i ABSTRACT……………………………………………………………...... ii TEŞEKKÜR……………………………………………………………...... iii SİMGELER DİZİNİ……………………………………………………...... vii ŞEKİLLER DİZİNİ...... x ÇİZELGELER DİZİNİ...... xiv 1. GİRİŞ...... 1 1.1 Çalışmanın Kapsamı...... 1 1.2 Örten Çift Sistemlerin Türleri ve Özellikleri...... 1 2. KURAMSAL TEMELLER...... 3 2.1 Örten Değişen Yıldızlarda Dönem Değişim Nedenleri...... 3 2.2 Bileşenler Arası Kütle Aktarımı...... 3 2.3 Sisteme Bağlı Üçüncü Bir Cismin Varlığı...... 4 2.4 Manyetik Etkinlik...... 7 2.5 Eksen Dönmesi...... 8 2.6 O-C Grafiğinin Oluşturulması...... 10 3. MATERYAL ve YÖNTEM...... 12 3.1 Materyal...... 12 3.2 Yöntem...... 12 3.2.1 O-C değişimlerinin sınıflandırılması...... 12 3.2.2 Oluşturulan sınıflar ve örnek O-C grafikleri...... 18 4. ARAŞTIRMA BULGULARI ve TARTIŞMA...... 27 4.1 Dönem Değişim Türlerine Göre Fiziksel Parametrelerin Dağılımları...... 27 4.2 Oluşturulmuş Olan Sınıfların Analizleri...... 39 4.3 eDa ve eDb Sınıfların Analizi...... 39 4.3.1 Log M-Log L değişimi...... 39 4.3.2 Log M-Log R değişimi...... 40 4.3.3 Log Teff-Log L değişimi...... 41
4.3.4 Log P - a(R) değişimi...... 41
iv 4.3.5 Log P – T(K) değişimi...... 43
4.3.6 Log P-Log g2 değişimi...... 45
4.3.7 Log P-Ω2 değişimi...... 46 4.3.8 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları...... 48
4.3.9 Log M1-a(R) ve Log M2-a(R) değişimleri...... 48 4.3.10 ℓ (◦)-b (◦) dağılımı...... 50 4.3.11 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı...... 52 4.3.12 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin tayf türlerinin dağılımları...... 52 4.3.13 eDa ve eDb sınıflarının analiz sonuçları...... 53
4.4 Sa, Sb, Ss Ana ve S1, S2, S3 Alt Sınıfları Analizi...... 54 4.4.1 Log M-Log L değişimi...... 54 4.4.2 Log M-Log R değişimi...... 55 4.4.3 Log Teff-Log L değişimi...... 56
4.4.4 Log P - a(R) değişimi...... 58
4.4.5 Log P-T1(K) değişimi...... 60
4.4.6 Log P-R1(R) ve Log P-R2(R) değişimi...... 64
4.4.7 Log M1-a(R) ve Log M2-a(R) değişimi ...... 69
4.4.8 Log M2-Log g2 değişimi ...... 74 4.4.9 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları...... 78 4.4.10 ℓ (◦)-b (◦) dağılımı...... 79 4.4.11 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı...... 80 4.4.12 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımları .....81 4.4.13 S türü dönem değişimi gösteren sistemler için analiz sonuçları...... 82 4.5 n, ns, ns!ss Ana Sınıfları İle u, uv, us!ss Ana Sınıflarının Analizi...... 83 4.5.1 Log M-Log L değişimi...... 84 4.5.2 Log M-Log R değişimi...... 85 4.5.3 Log Teff-Log L değişimi...... 86
4.5.4 Log P - a(R) değişimi...... 88
4.5.5 Log a(R)-Log L1 değişimi...... 94
v 4.5.6 Log M2-Log g2 değişimi...... 98 4.5.7 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları...... 106 4.5.8 ℓ (◦)-b (◦) dağılımı...... 107 4.5.9 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı...... 108 4.5.10 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımı.109 4.5.11 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için analiz sonuçları...... 110 4.6 L ve Ls Ana Sınıfları ile !L Alt Sınıfının Analizi...... 111 4.6.1 Log M-Log L değişimi...... 112 4.6.2 Log M-Log R değişimi...... 112 4.6.3 Log Teff-Log L değişimi...... 112
4.6.4 Log P - a(R) değişimi...... 114
4.6.5 Log P-R1 değişimi...... 115
4.6.6 Log M1-Ω1 ve Log M1-Ω2değişimi...... 117 4.6.7 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde göreli yarıçap değerlerinin dağılımları...... 121 4.6.8 ℓ (◦)-b (◦) dağılımı...... 122 4.6.9 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde kütle oranı değerlerinin dağılımı...... 123 4.6.10 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde tayf türlerinin dağılımları...... 124 4.6.11 L, Ls, !L sınıfları için genel sonuçlar...... 124 5. SONUÇ...... 126 KAYNAKLAR ...... 128 EKLER...... 131 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri...... 131 EK 2 Referanslar ve Numaraları...... 161 ÖZGEÇMİŞ...... 195
vi ÇİZELGELER DİZİNİ
Çizelge 3.1 “Güvenilirlik” derecesi ve tanımları…………………………………….....13 Çizelge 3.2 Dönem değişim sınıflandırmasında kullanılan ana ve alt sınıf kodlamaları...... 16 Çizelge 3.3 Sistem türlerine göre dönem değişim türlerinin dağılımı………………….16 Çizelge 4.1 Dönem değişim türlerine göre dönem parametresinin dağılımı………… 27 Çizelge 4.2 Dönem değişim türlerine göre yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları dağılımı...... 29 Çizelge 4.3 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin kütle dağılımı...... 29 Çizelge 4.4 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin kütle dağılımı...... 30 Çizelge 4.5 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin yarıçap değerlerinin dağılımı.31 Çizelge 4.6 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin yarıçap değerlerlerinin dağılımı...... 31 Çizelge 4.7 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin sıcaklık dağılımı...... 32 Çizelge 4.8 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin sıcaklık dağılımı...... 33
Çizelge 4.9 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin log g1 dağılımı...... 33
Çizelge 4.10 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Log g2 dağılımı...... 34
Çizelge 4.11 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin Log L1 dağılımı...... 34
Çizelge 4.12 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Log L2 dağılımı...... 35 Çizelge 4.13 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin Roche potansiyeli dağılımı...... 35 Çizelge 4.14 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Roche potansiyeli dağılımı...... 36 Çizelge 4.15 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin göreli yarıçap değerlerinin dağılımları...... 37 Çizelge 4.16 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin göreli yarıçap değerlerinin dağılımları...... 37
Çizelge 4.17 Dönem değişim türlerine göre kütle oranı, q(m2/m1), dağılımı...... 38 Çizelge 4.18 Dönem değişim türlerine göre baş ve yoldaş bileşenlerin tayf türü dağılımı...... 38
xx SİMGELER DİZİNİ
A(gün) Dönem değişim genliği. AB Astronomi birimi, 149 600 000 km. a(R ) Yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu. a12 Çift sistemin, üçüncü bileşen ile ortak kütle merkezine uzaklığı. a3 Üçüncü bileşenin çift sistem ile ortak kütle merkezine uzaklığı. amax,min,median Yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu değerlerinin maksimimu, minimumu ve medyanı. b(◦) Galaktik enlem B-V Renk ölçeği. d(pc) Çift sistemin uzaklığı. DDT Dönem Değişim Türü. e Dışmerkezlik. e3 Üçüncü cismin yörünge dışmerkezliği. E Çevrim sayısı (Epok). EA Algol türü ışık değişimi gösteren örten değişen sistemler. EB β Lyrae türü ışık değişimi gösteren örten değişen sistemler. EW W UMa türü ışık değişimi gösteren örten değişen sistemler. f(m3) Üçüncü cisim için kütle fonksiyonu. f (%) Doldurma parametresi (fillout), bileşenlerin değme yüzdesi. -2 g1,2(cm sn ) Sırasıyla birinci ve ikinci bileşenin yüzey çekim ivmesi.
Loggmax,min,median Bileşen yıldızların yüzey çekim ivmelerinin logaritmalarının maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. G’ Üçlü sistemin ortak kütle merkezi. HJD Güneş merkezli Julien günü i(º) İkili sistemin yörüngesinin bakış doğrultumuza dik düzlem ile yaptığı açı. i′(º) Üçüncü cismin yörüngesinin bakış doğrultumuza dik düzlem ile yaptığı açı. K Kelvin derece.
vii K1,2(km/sn) Bileşen yıldızların dikine hız eğrilerinin yarı genlikleri. -1 L Güneşin ışınım gücü, 3.9 x 1033 erg sn .
L1,2 (L) Sırasıyla baş bileşen ve yoldaşın ışınım güçleri.
LogLmax,min,median Bileşen yıldızların ışınım güçlerinin logaritmalarının maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. ℓ(◦) Galaktik boylam Mv Mutlak parlaklık, kadir biriminde. 33 M Güneş kütlesi, 1.99 x 10 gr.
M1,2,3(M) Bileşen yıldızların kütleleri.
Mmax,min,median Bileşen yıldızların kütlelerinin maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. (O-C) Gözlenen ve hesaplanan minimum zamanları arasındaki fark.
P, Ps(gün) Çift yıldız sisteminin dolanma dönemi.
P’, P3(yıl) Üçüncü cismin ortak kütle merkezi etrafındaki dolanma dönemi.
Pmax,min,median Dönem değerlerinin maksimimu, minimumu ve medyanı. pc Uzaklık birimi, 1 pc (parsek) = 3.26 ışık yılı = 206265 AB. q Kütle oranı, q=M2 / M1. qmax,min,median Kütle oranı değerlerinin maksimimu, minimumu ve medyanı. 8 R Güneş yarıçapı, 695 500 km = 6.955 x 10 m.
R1,2 (R) Sırasıyla başbileşen ve yoldaş bileşenin yarıçapı.
Rmax,min,median Bileşen yıldızların yarıçaplarının maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. r1,2 Bileşen yıldızların kesirsel yarıçapları, r=R/a. rmax,min,median Bileşen yıldızların kesirsel yarıçaplarının maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. To Dönemli değişimin başlangıç zamanı, örten değişen sistemlerde geçmişteki bir minimum zamanı.
Teff1,2(K) Bileşen yıldızların etkin sıcaklıkları.
Tmax,min,median Bileşen yıldızların sıcaklıklarının maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. TS Tüm Sınıflar. U(yıl) Eksen dönmesinin yıl biriminde dönemi.
viii ν(º) Gerçel anomali açısı. ω(º) Yarı büyük eksen doğrultusu ile düğümler doğrultusu arasındaki açı.
Ω1,2 Bileşen yıldızların Roche potansiyelleri.
Ωmax,min,median Bileşen yıldızların Roche potansiyellerinin maksimimu, minimumu ve medyan değerleri. ZAMS Sıfır Yaş Anakol (Zero Age Main Sequence)
ix ŞEKİLLER DİZİNİ
Şekil 2.1 A > 0 ve A < 0 için örnek O-C değişimleri...... 4 Şekil 2.2 Örten çift sistemin, üçlü sistem ile oluşturdukları ortak kütle merkezi (G´) etrafındaki dolanma hareketi...... 5 Şekil 2.3 Dairesel yörüngede, ikili sistemin üçüncü bileşen ile oluşturdukları ortak kütle merkezi etrafındaki hareketi sonucunda gözlenecek dönem değişiminin şekilsel gösterimi...... 6 Şekil 2.4 Çift sistemlerde eksen dönmesi...... 9 Şekil 2.5 ω = 90°, 180°, 270° ve 360° (0°) açıları için yörünge doğrultuları ve ışık eğrisi üzerinde minimumların konumu...... 9 Şekil 2.6 Eksen dönmesi görülen bir örten çift sistemin O-C değişimi...... 10 Şekil 3.1 eDa sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 15 Şekil 3.2 eDb sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 15 Şekil 3.3 Sistem türlerine göre dönem değişim türlerinin dağılımı...... 17 Şekil 3.4 Sa sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 19 Şekil 3.5 Sb sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 19 Şekil 3.6. Ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 20
Şekil 3.7 S1 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 20
Şekil 3.8 S2 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 21
Şekil 3.9 S3 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 21 Şekil 3.10 n sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 22 Şekil 3.11 ns sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 22 Şekil 3.12 ns!ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 23 Şekil 3.13 u sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 23 Şekil 3.14 uv sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 24 Şekil 3.15 us!ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 24 Şekil 3.16 L sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 25 Şekil 3.17 Ls sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 26 Şekil 3.18 !L sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)...... 26 Şekil 4.1 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi.....40
xvi Şekil 4.2 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi ....40 Şekil 4.3 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi..41
Şekil 4.4 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P-a(R) değişimi………………….…..42
Şekil 4.5 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P – T1(K) değişimi...... 44
Şekil 4.6 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P – T2(K) değişimi...... 44
Şekil 4.7 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log P-Log g2 değişimi...……………………..46
Şekil 4.8 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde LogP-Ω2 değişimi...... 47
Şekil 4.9 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log M1-a(R) değişimi ……………….……..49
Şekil 4.10 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log M2-a(R) değişimi………...…………...50 Şekil 4.11 eDa ve eDb sınıfı sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ(˚)-b(˚) dağılımı……………...... …………………………………………..51 Şekil 4.12 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi.....54
Şekil 4.13 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi...... 55 Şekil 4.14 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi....56
Şekil 4.15 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi…..56 Şekil 4.16 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi..57
Şekil 4.17 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi...57
Şekil 4.18 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-a(R) değişimi...... 59
Şekil 4.19 S1 , S2 ,S3 sınıfı sistemlerde Log P-a(R) değişimi...... 59
Şekil 4.20 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-T1(K) değişimi…………..……………..61
Şekil 4.21 S1 , S2 ,S3 sınıfı sistemlerde Log P-T1(K) değişimi…….…………………..62
Şekil 4.22 Şekil 4.22. Log P-T1(K) grafiğinde aykırı olan S1, S2 ve S3 sınıfı sistemlerin O-C eğrileri (Kreiner 2001)...... 63
Şekil 4.23 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-R1(R) değişimi………………………..65
Şekil 4.24 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-R2(R) değişimi………………………..65 Şekil 4.25 Sb sınıfı aykırı sistemler (Kreiner 2001)...... 66
Şekil 4.26 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log P-R1(R) değişimi………..………………..67
Şekil 4.27 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log P-R2(R) değişimi…………..……………..67
Şekil 4.28 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M1-a(R) değişimi…………..…………...69
Şekil 4.29 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M2-a(R) değişimi…………………….....70 Şekil 4.30 TT Aur ve TZ Boo sistemlerinin O-C eğrileri (Kreiner 2001)...... 71
Şekil 4.31 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log M1-a(R) değişimi………….……………..71
xvii Şekil 4.32 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log M2-a(R) değişimi…………..……………72 Şekil 4.33 RX Gem sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 73
Şekil 4.34 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M2-Log g2 değişimi…………….………...75
Şekil 4.35 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log M2- Log g2 değişimi……..………………...76 Şekil 4.36 EU Hya, TZ Eri ve AM Leo sistemlerine ilişkin dönem değişim grafikleri (Kreiner 2001). Alt sağ şekil: AM Leo sistemi ile ilgili Albayrak et al. (2005) tarafından yapılan çalışmadan alınmıştır...... 77 Şekil 4.37 S sınıfı sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ(˚)-b(˚) dağılımı…………………………………………………………………...80 Şekil 4.38 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi...... 84 Şekil 4.39 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi...... 85 Şekil 4.40 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi...... 85 Şekil 4.41 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi...... 86 Şekil 4.42 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi...... 87 Şekil 4.43 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi...... 87
Şekil 4.44 n ve u sınıfı sistemlerde Log P-a(R~) değişimi...... 88 Şekil 4.45 AW Lac ve V444 Cyg sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001)...... 90 Şekil 4.46 SX Aur, QQ Cas, AI Cru ,TU Mus, Bet Lyr ve V382 Cyg sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 91
Şekil 4.47 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin Log P-a(R~) değişimi...... 92 Şekil 4.48 SX Cas sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 93
Şekil 4.49 n ve u sınıfı sistemlere ilişkin Log a(R~)-Log L1 değişimi...... 94 Şekil 4.50 Z Vul ve BF Aur sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 95
Şekil 4.51 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemler için log a(R)-Log L1 değişimi...... 97 Şekil 4.52 TY UMa sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 98
Şekil 4.53 n ve u sınıfı sistemlere ilişkin Log M2-Log g2 değişimi...... 99 Şekil 4.54 XY Boo, 44i Boo, DK Cyg, TU Her, RT Scl ve FG Hya sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001)...... 100
Şekil 4.55 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlere ilişkin Log M2-Log g2 değişimi...... 102
xviii Şekil 4.56 SZ Psc, W UMa, AB Cas, Z Dra, S Equ ve AW UMa sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001)...... 103 Şekil 4.57 RV Per ve BD Vir sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001)...... 104 Şekil 4.58 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ(˚)-b(˚) dağılımı……………………...... 108 Şekil 4.59 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, LogM-LogL değişimi....112 Şekil 4.60 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, LogM-LogR değişimi....113 Şekil 4.61 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, LogTeff-LogL değişimi.113
Şekil 4.62 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde Log P-a(R~) değişimi...... 114
Şekil 4.63 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log P -R1(R~) değişimi...... 116
Şekil 4.64 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log M1-Ω1 değişimi...... 118
Şekil 4.65 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log M1-Ω2 değişimi...... 118 Şekil 4.66 CM Dra ve AO Mon sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001)...... 119 Şekil 4.67 L, Ls,!L sınıfı sistemlerin sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ(˚)-b(˚) dağılımı…………...... ………………..123
xix ÖZET
Yüksek Lisans Tezi
ÖRTEN DEĞİŞEN YILDIZLARDA DÖNEM DEĞİŞİMİNİN YILDIZLARIN FİZİKSEL PARAMETRELERİNE BAĞIMLILIĞININ ARAŞTIRILMASI
Uğurcan SAĞIR
Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı
Danışman: Yrd.Doç.Dr. Birol GÜROL
Bu çalışmada toplam 654 örten değişen sistemin O-C değişimleri 5 ayrı grupta sınıflandırılmış ve sistemlere ilişkin literatürden toplanan fiziksel ve geometrik parametreleri ile karşılaştırılmıştır. Dönem değişim grupları O-C eğrilerine bakılarak yapılmış ve kendi içlerinde alt sınıfların bulunduğu görülmüştür. Bu alt gruplar arasında fiziksel ve geometrik parametreler bakımından farklılıkların bulunup bulunmadığı ayrıca incelenmiştir. Oluşturulan bazı gruplar için fiziksel ve geometrik parametreler bakımından çok kesin sınırların bulunduğu görülmüştür; örn. tayf türü, yörünge dönemi, bileşen yıldızların yüzey potansiyelleri, galaktik koordinatları gibi. En önemli sonuçlardan birisi, büyük genlikli dönem değişimi görülen sistemlerde, bileşen yıldızlardan birinin etrafında disk yapısının bulunduğudur. Bir diğer önemli sonuç ise dikkate alınan sistemlerin büyük çoğunluğunun herhangi bir türde dönem değişimi gösterdiğidir. Dönem değişimi göstermeyen sistemlerin sayısının az olması, dönem değişiminin olağan olduğunun göstergesidir.
2006, 195 sayfa
Anahtar Kelimeler: Örten çift yıldızlar, fiziksel parametreler, dönem değişimi.
i ABSTRACT
Master Thesis
AN INVESTIGATION OF DEPENDENCE OF PERIOD VARIATION TO THE ECLIPSING BINARY STARS’S PARAMETERS
Uğurcan SAĞIR
Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Science
Supervisor: Assoc. Prof. Birol GÜROL
In this study, The O-C variations of 654 eclipsing binaries in 5 different groups are classified and compared by the physical and geometrical parameters obtained from literature. Periodic variation groups are obtained by seeing O-C curves it is seen that there are subgroups. Also, it is inspect whether there are physical or geometrical parameter differences between these subgroups. For some obtained groups, it is observed that there are certain differences from the point of view physical and geometrical parameters e.g. spectral type, orbital period, surface potansiels of components and galactic coordinates. The most important result is came from the large amplitude O-C variations which the O-C variations mostly drived by the disc located around the components of the system. The other important conclusion was that the important portion of the systems is showing any type of period variation, the systems that showing no period variations are in minority with respect to the total system analysed in this study.
2006, 195 pages Key Words: Eclipsing binary stars, physical parameters, period variation.
ii 1. GİRİŞ
1.1 Çalışmanın Kapsamı
Literatürde mevcut birçok örten değişen sistemin dönemleri değişim göstermektedir ve bu dönem değişimleri oluşturulan O-C eğrileri yardımıyla incelenebilmektedir. Dönem değişiminin temel nedenleri eksen dönmesi, ikili sisteme bağlı üçüncü bir cismin varlığı, manyetik etkinlik ve kütle aktarımı olarak sıralanabilir, fakat aynı örten değişen sistemde dönem değişiminin nedeni yukarıda sayılan nedenlerin bir kombinasyonu olabilir. Bu çalışmada dönem değişimi gösteren sistemlerin O-C değişim karakterlerine ilişkin bir sınıflandırma yapılmış ve bu sınıflandırma ile sistemlerin yörünge parametreleri, kütleleri, tayf türleri vb. gibi parametreler arasında istatiksel bir ilişkinin bulunup bulunmadığı incelenmiştir.
1.2 Örten Çift Sistemlerin Türleri ve Özellikleri
Karşılıklı çekim etkisi altında, ortak kütle merkezi etrafında kapalı yörüngelerde dolanan iki veya daha fazla yıldızın oluşturduğu sisteme çift yıldız denir. Böyle bir sistemin bileşen yıldızları, teleskoplarla ayrı ayrı görülebilecek kadar birbirlerinden uzaksa, görsel çift yıldızlar olarak adlandırılırlar. Teleskopla birbirinden ayırt edilemeyecek kadar yakın olan ve tayfsal çizgilerindeki dönemli değişimlerden çift yıldız oldukları anlaşılabilen sistemlere ise tayfsal çift yıldızlar adı verilir. Yıldızların yörünge düzlemleri gözlemcinin bakış doğrultusuna yakın ise, iki yıldız birbirini örtecek ve onların toplam parlaklıklarında dönemli bir değişim meydana gelecektir. Bu tür sistemler, örten çift yıldızlar ya da örten değişen yıldızlar olarak adlandırılırlar. Bu tür sistemlerin parlaklıklarının zamana göre değişimleri, ışık eğrisi olarak adlandırılır. Örten değişen yıldızların gözlemleri ve bu gözlemlerin analizleri sonucunda; sistemi oluşturan bileşen yıldızların fiziksel ve yörüngesel parametreleri belirlenebilmektedir. Sistemi oluşturan bileşen yıldızlar hakkında fiziksel ve yörüngesel parametreler elde edilebildiğinden, bu tür sistemler astrofiziksel
1 açıdan çok önemlidirler. Örten çift yıldızların ışık eğrileri oldukça çeşitlilik gösterir. Hemen hemen her çiftin kendine özgü bir ışık eğrisi vardır. Üstelik bir örten çift yıldızın ışık eğrisi kararlı olmayıp üyelerin uğradığı değişikliğe bağlı olarak zamanla değişebilir. Genel olarak, ışık eğrilerinin biçimlerine bakılarak örten çift yıldızlar üç ana grupta sınıflandırılırlar: a) Algol türü örten değişen yıldızlar (EA): Işık eğrilerinin en belirgin özelliği tutulmalar dışındaki evrelerde ışık eğrisinin düzgün yapıda olmasıdır. Bu özellik bileşen yıldızların küresel yapıya sahip olduklarının bir göstergesidir. b) β Lyrae türü örten değişen yıldızlar (EB): Işık eğrilerinin en belirgin özelliği, tutulmalar dışında da parlaklık değişiminin gerçekleşmesinin yanında, birinci ve ikinci minimumlara karşılık gelen parlaklık değişimleri arasında belirgin farklılığın bulunmasıdır. Bu durum, bileşen yıldızların sıcaklıklarının farklı olduğunu gösterir (bileşenlerden daha sıcak olan yıldız örtüldüğünde birinci.minimum görülür). Bu tür ışık eğrisi görülen sistemlerde, bileşen yıldızların birbirlerinin biçimlerini bozacak kadar yakındırlar. Böyle yakın iki yıldızın karşılıklı olarak uyguladıkları çekim kuvvetleri sonucunda, bileşen yıldızlar üç boyutlu elipsoid biçime sahip olurlar. Biçim bozulmasına uğramış bir yıldız, çift yıldız olmasa dahi kendi ekseni etrafındaki dönmesi sonucu sürekli olarak farklı yüzey alanı gözleneceğinden, parlaklık değişimi gösterir. c) W Ursae Majoris türü örten değişen yıldızlar (EW): Işık eğrileri tutulmalar dışında da parlaklığın sürekli olarak değişim gösterdiği şekildedir. Bu özellik, bileşen yıldızların birbirlerine uyguladıkları çekimsel etkiler nedeniyle küresel yapılarını bozacak kadar birbirlerine yakın olduklarını gösterir. Onların β Lyr türü örten değişen yıldızlardan ayıran özellik, her iki minumumun (her iki bileşende birbirlerine çok yakın sıcaklıklara sahiptirler) hemen hemen aynı derinlikte olmasıdır. Bu tür sistemlerde minimum derinliklerinin birbirine yakın olması, sistemi oluşturan bileşen yıldızların sıcaklıklarının birbirine çok yakın olduğunu gösterir. Ayrıca tutulmalar dışında sürekli parlaklık değişiminin bulunması ise bileşen yıldızların biçimlerinin elipsoid olduklarını gösterir.
2 2. KURAMSAL TEMELLER
2.1 Örten Değişen Yıldızlarda Dönem Değişim Nedenleri
Çevresinden soyutlanmış iki noktasal kütlenin ortak kütle merkezi etrafında karşılıklı çekim etkisi nedeniyle dolanmaları durumunda, sistemin dolanma döneminde bir değişimin olması beklenmez. Çift yıldızlar dikkate alındığında bu tür sistemlerin çevrelerinden soyutlanmadıkları bilinmektedir. Gerçek yıldızlara döndüğümüzde kütlelerinin çok küçük bir kesrinin enerjiye dönüştüğünü ve uzaya ışınım olarak salındığını biliyoruz. Kütlenin enerjiye dönüşmesinden kaynaklanacak değişimleri gözlemsel olarak belirlemek hemen hemen olanaksızdır. Ancak, bir çok sistemde dönemin arttığı ya da azaldığı bilinmektedir.
Yakın çift sistemlerde dönem değişimi öncelikle onların kökeni ve evrimiyle doğrudan ilişkilidir. Dönem değişimine neden olduğu bilinen dört farklı mekanizma mevcuttur. Bu mekanizmalar: I. Bileşenler arası kütle aktarımı veya sistem dışına kütle atılması II. Sisteme bağlı üçüncü bir cismin varlığı III. Manyetik etkinlik IV. Eksen dönmesi
şeklinde verilebilir. Ayrıca bir sistemde yukarıda sayılan dört ayrı mekanizmadan biri veya bunların farklı kombinasyonları sonucu dönem değişimleri ortaya çıkabilir. Örten değişen yıldızlarda dönem değişimine ilişkin çalışmalar, O-C grafiğinin incelenmesiyle başlar.
2.2 Bileşenler Arası Kütle Aktarımı
Dönem değişiminin temel nedeni bileşen yıldızlar arasındaki kütle alışverişi veya yıldızların uzaya attıkları kütledir. Eğer çiftin bileşenleri arasında korunumlu kütle aktarımı varsa, sistemin O-C eğrisinde parabolik bir değişim meydana gelir.
3
Şekil 2.1 A > 0 ve A < 0 için örnek O-C değişimleri
Wood (1950) büyük boyutlu dönem değişimi gösteren sistemlerde bileşen yıldızlardan en azından birinin Roche şişimini doldurduğunu farketmiştir. Daha sonra Huang (1963) dönem değişiminin kütle aktarımı veya kütle kaybedilmesi sonucu gerçekleşebileceğini göstermiştir. Çift yıldızlarda kütle aktarımına ilişkin modeller 1960’lı ve 1970’li yıllarda geliştirilmiş ve özellikle yarı-ayrık sistemlerde görülen dönem değişiminin açıklaması olarak kullanılmıştır (Paczynski 1967 and Plavec 1968).
A; kütle aktarımı sonucunda dönemde meydana gelen değişimi temsil eden katsayı olmak üzere; Eğer A>0 ise; dönem düzgün olarak artıyor demektir. Bu durumda kütle aktarımı kütlece küçük bileşenden büyük bileşene doğrudur. Eğer A<0 ise dönem düzgün olarak azalıyor demektir. Bu durumda ise kütle aktarımının yönü kütlesi büyük olan bileşenden küçük bileşene doğrudur.
Şekil 2.1’de yukarıda belirtilen korunumlu kütle aktarımı gerçekleşmesi durumunda gözlenecek O-C değişiminin yapısı verilmiştir.
2.3 Sisteme Bağlı Üçüncü Bir Cismin Varlığı
Eğer sistemde gözlediğimiz çiftin dışında bu sisteme çekimsel olarak bağlı üçüncü bir cisim daha var ise, bu durumda ikili bileşen, üçlü sistem ile birlikte oluşturdukları ortak kütle
4
Şekil 2.2 Örten çift sistemin, üçlü sistem ile oluşturdukları ortak kütle merkezi (G´) etrafındaki dolanma hareketi
merkezi (G´) etrafında yörüngesel harekette bulunur. Bu yörüngesel hareketi nedeniyle gözlenecek minimum zamanları, ışık-zaman etkisi nedeniyle değişim gösterirler (Irwin 1959). Bu dönem değişimi gerçek bir dönem değişimi değildir (Şekil 2.2).
İkili sistemin ortak kütle merkezi, G´, etrafındaki hareketi sırasında, çiftin gözlemciye olan uzaklığının değişmesi ve ışık hızının sonlu olması nedeniyle, gözlenen minimum zamanları hesaplanan minimum zamanlarına göre farklılık gösterir. İkili sistem gözlemciden uzaklaşırken (şekilde A noktasından B noktasına doğru) minimum zamanı beklenenden daha geç gerçekleşirken, ikili sistem gözlemciye yaklaşırken (şekilde C noktasından D noktasına doğru) minimum zamanı beklenenden daha önce gerçekleşir.
Böyle bir sistemde gerçekte çift sistemin yörünge döneminde bir değişim olmamakta, fakat gözlenen minimum zamanlarının değişmesine neden olmaktadır. İkili sistemin, üçlü sistemin ortak kütle merkezi etrafındaki hareketi boyunca O-C değerlerinin zamana göre değişimi sinüs biçimli bir eğri olarak gerçekleşir. O-C eğrisinin düzgün bir sinüs eğrisi olması (Şekil 2.3), ikili sistemin yörüngesinin (G´ etrafındaki) çember olduğunu (e=0) gösterirken, düzgün olmayan bir sinüs eğrisi ise yörüngenin dışmerkezliğe sahip olduğunu (e>0) gösterir.
5
Şekil 2.3 Dairesel yörüngede, ikili sistemin üçüncü bileşen ile oluşturdukları ortak kütle merkezi etrafındaki hareketi sonucunda gözlenecek dönem değişiminin şekilsel gösterimi
Sinüs eğrisinin dönemi, ikili sistemin G´ etrafındaki dolanma dönemini vermektedir. Eğrinin yarı genliği (A) ise;
a12 . sin i´ = A . 173,15 ...... (2.1)
bağıntısından a12 . sin i´ değerinin hesaplanabilmesini sağlar. Burada i´, ikili sistemin G´ etrafındaki yörüngesinin bakış doğrultumuza dik düzlem ile yaptığı açı olup, gözlemsel olarak bulunabilmesi halinde ikili sistemin, üçlü sistem ile birlikte oluşturduğu kütle merkezine olan uzaklığı hesaplanabilir. i’ değerinin bulunamaması durumunda bir yaklaşım yapılarak; üçüncü bileşenin yörünge eğim açısının, ikili bileşenin yörünge eğim açısı ile aynı olduğu kabul edilir. Bu durumda, a12 (ikili sistemin G´ noktasına uzaklığı),
a12 = (A . 173,15) / sin i ...... (2.2) bağıntısı ile hesaplanır.
Üçüncü cismin kütlesi için bir alt sınır, kütle fonksiyonundan yararlanarak belirlenebilir;
6 3 2 f(m3) = (a12 sin i) / (P´) ...... (2.3)
Eğer 1. ve 2. bileşenin kütleleri ve i yörünge eğim açısı biliniyorsa,
3 2 3 2 [(M3 sin i) ] / [ (M1+M2+ M3) ] = f(m3) = (a12 sin i) / (P´) ...... (2.4) bağıntısından yararlanarak, 3. bileşenin kütlesine ilişkin bir tahminde bulunabilir.
3 a12 . (M1 + M2) = a . M3 ...... (2.5) bağıntısı ile de 3. cismin ortak kütle merkezine (G´) olan uzaklığı hesaplanabilir.
Eğer ikili sistemin G´ noktası etrafındaki yörüngesi dairesel değil ise, (2.2) bağıntısı,
2 2 1/2 a12 . sin i´ = A . 173,15 / (1 - e cos ω) ...... (2.6)
şeklini alır. Bu durumda üçüncü cismin kütle fonksiyonu;
3 2 f(m3) = (a12 sin i) / (P´) = (1/P´)2 . [ (A . 173,15) / (1 - e2 cos2 ω)1/2 ] ...... (2.7)
şeklinde olacaktır.
2.4 Manyetik Etkinlik
Örten değişen sistemlerde manyetik etkinliğin dönem değişimine etkisi Applegate (1992) and Lanza et al. (1988) tarafından incelenmiştir. Çalışmalarında O-C eğrilerinde görülen çevrimli değişimlerin geç tayf türünden bileşene sahip sistemlerde, ki bu tür sistemlerde dış konvektif zarf mevcuttur, dönem değişimine neden olabileceğine ilişkin teoriyi ortaya
7 koymuşlardır. Teori, çift yıldız sisteminde aktif bileşenin konvektif katmanında meydana gelebilecek değişimlerin, sistemin dönemini değiştirebileceğini içermektedir. Manyetik etkinlik bu tür yıldızlarda Güneş’teki gibi çevrimli bir şekilde gerçekleşiyorsa, bu durumda dönem değişiminin de çevrimli olarak değişmesini beklemek mümkündür. Bileşen yıldızlardan biri üzerinde bulunabilecek lekelerin minimum zamanları üzerindeki etkisi ise Kalimeris et al. (2002) tarafından incelenmiş ve O-C eğrisinde dönemli fakat genliği çok büyük olmayan (A<0.01 gün) değişimlere neden olabileceğini göstermiştir.
Manyetik çevrimin etkisi yörünge döneminin değişiminin çevrimli olmasına neden olur. Bu da, O-C eğrisinde kendisini sinüsel veya yarı-dönemli bir yapı olarak gösterir. Bu çevrimsel yapının üçüncü cisim etkisinden ayrılabilmesi için bazı kriterler bulunmaktadır. Buna göre;
i) Manyetik çevrim gösteren çiftin bileşenlerinden en az biri geç tayf türündendir (F, G, K, M) ve bu bileşen dev değildir (anakol öncesi, anakol veya alt devdir). ii) Manyetik çevrim nedeniyle oluşan sinüsel dönem değişiminde O-C’nin dönemi yaklaşık olarak 10 - 20 yıl arasında olup, genliği genellikle 0.01 günden daha küçüktür.
2.5 Eksen Dönmesi
Dışmerkezliği büyük yörüngeli çift yıldızlarda, yörünge yarı-büyük eksen doğrultusunun bakış doğrultumuza göre dönmesi sonucu minimum zamanlarının daha erken veya daha geç gerçekleşmesi mümkündür. Bu ise sistem için oluşturulan O-C eğrisinde dönemin değiştiğini gösteren bir etki yaratır. Eksen dönmesi nedeniyle meydana gelen dönem değişimi, birinci ve ikinci minimumların zıt fazlı değişimine neden olur (Cowling 1938 and Sterne 1939) .
Şekil 2.4’de, çift yıldız sistemlerinde eksen dönmesi mekanizmasının nasıl gerçekleştiği gösterilmiştir. Burada, büyük kütleli (birinci) bileşen yörüngenin odağında olup, küçük
8
Şekil 2.4 Çift sistemlerde eksen dönmesi
kütleli (ikinci) bileşen onun etrafında dolanmaktadır. Bakış doğrultumuza dik düzlem üzerine izdüşürülmüş (göreli) yörüngede, ω; bakış doğrultusuna dik düzlem ile yarı büyük eksen doğrultusu arasındaki açı, θ; bakış doğrultusuna göre enberi noktasının boylamı ve ν; yoldaş bileşenin enberi noktasına göre konumu yani gerçel anomali açısını göstermektedir. Bir sistemde eksen dönmesi bulunuyorsa, ω açısı zamanla değişeceğinden gözlenen minimum zamanlarının da değişmesine neden olur (Şekil 2.5).
Sonuç olarak, eksen dönmesine sahip bir çift sistemin O-C eğrisi Şekil 2.6’da gösterildiği gibi görülür.
Şekil 2.5 ω = 90°, 180°, 270° ve 360° (0°) açıları için yörünge doğrultuları ve ışık eğrisi üzerinde minimumların konumu
9
Şekil 2.6 Eksen dönmesi görülen bir örten çift sistemin O-C değişimi
O-C eğrisinde, 1. ve 2. minimumlara ait sinüsel değişimler birbirlerine O-C = 0 doğrusuna göre simetrik yapıda ve aynı genlikli gerçekleşmelidir.
Grafikten ölçülen U değeri sistemdeki eksen dönmesinin dönemini gösterir. Eğer yörüngenin eğim açısı (i) biliniyorsa, grafikten ölçülen A (yarı-genlik) değeri kullanılarak, aşağıdaki bağıntı ile yörünge dışmerkezliği hesaplanabilir.
A = P.e. ( 1 + cosec2i ) / (2.π) ………………………………………………………(2.8)
2.6 O-C Grafiğinin Oluşturulması
Bir çift yıldız sisteminde yörünge dönemi, yörüngenin diğer parametrelerine göre çok daha duyarlı olarak ölçülebilen bir parametredir. Örten çiftlerde yörünge dönemi minumum parlaklığa karşılık gelen zamanlardan hesaplanır. O-C eğrisi, sisteme ait gözlenen (O=Observed) ve hesaplanan (C=Computed) minimum zamanları arasındaki farkın çevrim (yada zamana göre) sayısına (E=dönemin tam katları) göre değişimini gösteren grafiktir.
Bir minimum anı başlangıç olarak seçilir ve bu T0 olarak gösterilir. Daha sonra her bir minimum zamanının T0’dan farkları alınır ve bu farklar, sistemin dönemine bölünür. Bulunan değerler tamsayıya yuvarlandığında, herbir minimuma karşılık gelen çevrim sayısı
10 (E) elde edilir. Not: Eğer ikinci minimumla ilgili hesap yapılıyorsa değer en yakın 0.5’li sayıya yuvarlanır. T0 ve minimum değerleri HJD (Heliocentric Julien Day - Güneşmerkezli Jülyen Günü) cinsindendir.
E = Round ((T-T0) / P) ……………………………………………………………...(2.9)
Daha sonra, (2.10) numaralı bağıntı ile C değerleri hesaplanır. Bunlar, hesaplanan minimum zamanlarıdır.
C = T0 + (E x P) ……………………………………………………………………(2.10)
Herbir E değeri için, gözlenen ve hesaplanan minimum zamanları arasındaki farkların grafiği çizilirse, sisteme ait O-C eğrisi elde edilmiş olur.
Eğer sistemin dönemi değişmiyor ise, O-C değerleri her minimum için sıfıra eşit olacaktır ve sistemin zamana göre O-C eğrisi doğrusal bir değişim gösterecektir (minimum zamanlarındaki hatalar dikkate alındığında bir doğru etrafında dağılım gösteren bir eğri olacaktır). Buna karşılık, çiftin döneminde herhangi bir değişim varsa O-C eğrisi, değişimi meydana getiren mekanizmayı gösterecek şekilde karakteristik yapılar gösterecektir. Bu yapılar, sistemdeki dönem değişimine neden olan etkilerin belirlenmesi için araştırmacılara yol gösterir.
11 3. MATERYAL ve YÖNTEM
3.1 Materyal
Bu çalışmada materyal; Kreiner et al. (2001) tarafından yayınlanmış olan toplam 654 adet örten değişen çift sisteme ilişkin O-C grafikleri ve bu sistemlerin literatürdeki fotometrik ile tayfsal çalışmalarından derlenen fiziksel parametrelerdir.
3.2 Yöntem
O-C grafikleri incelenerek, değişim türlerine göre sınıflandırılması gerçekleştirilmiş ve bu sınıflandırmada ana değişim türlerinin yanında alt değişim türlerinin de bulunduğu görülmüştür. Aynı değişim türü gösteren sistemlere ilişkin fiziksel ve geometrik parametrler kendi aralarında ve mevcut bütün sistemlere ilişkin parametreler içerisindeki dağılımlarının belirlenmesi yapılmıştır. Çeşitli parametreler arasındaki dağılımlar grafikler ve çizelgeler ile birlikte çalışma genelinde gösterilmiştir. Belirli değişim türlerine sahip sistemlerin, bütün sistemlere göre ve/veya kendi içerisindeki alt türlere göre değişimleri incelenerek farklılıkların bulunup bulunmadığı, sınıflandırılan sistemlerin belirgin özelliklerinin neler olduğu gibi çıkarımlarda bulunulmuştur. Kullanılan bu yöntem ile dönem değişimi gösteren sistemlerde ayırt edici özelliklerin bulunup bulunmadığı varsa bu ayırt edici özelliklerin neler oldukları ortaya konmuştur.
3.2.1 O-C değişimlerinin sınıflandırılması
Bu çalışmada Kreiner et al. (2001) tarafından yayınlanmış olan toplam 654 adet çift yıldız sistemine ilişkin O-C değişimi dikkate alınmış ve sınıflandırma doğrudan bu grafikler üzerinden gerçekleştirilmiştir. Sınıflandırma yapılırken O-C eğrilerinde görülen değişimin yapısının yanında, çevrim sayısı aralığı “∆E”, O-C değişim genliği “Genlik”, grafik
12 Çizelge 3.1 “Güvenilirlik” derecesi ve tanımları Güvenilirlik Güvenilirlik Parametresi Tanımı Derecesi 1 O-C grafiğindeki gözlemsel veri sayısı ve değişimi, dönem değişim türlerinden biri veya birkaçı ile kesin olarak temsil edilebilen sistemler. 2 O-C grafiğindeki değişim tam belirgin değil, fakat genel dağılımı dönem değişim türlerinden biri veya birkaçı ile temsil edilebilen sistemler. 3 O-C grafiğindeki değişim tam belirgin değil ve gözlemsel veri güvenilir değil, fakat genel dağılımı dönem değişim türlerinden biri veya birkaçı ile temsil edilebilmesi mümkün olan sistemler. 4 O-C grafiğindeki gözlemsel veri sayısı ve değişimi, dönem değişim türlerinden biri veya birkaçı ile kesin olarak ifade edillebilecek kadar uygun olmasada, belirgin bir dönem değişimi ile temsil edilebilmesi muhtemel olan sistemler.
çiziminde kullanılan veri sayısı ve gözlem türü dikkate alınarak “Güvenilirlik” parametresi tanımlanmıştır. Bu parametre en iyiden kötüye doğru 1, 2, 3 ve 4 değerleri olacak şekilde seçilmiştir. Bu parametre daha çok subjektif bir değerlendirmedir ve sınıflandırmanın güvenilirlik düzeyini belirlemek amacıyla kullanılmıştır. “Güvenilirlik” parametresi yanında, O-C grafiğindeki değişime ilişkin “Genlik” ve “∆E” çevrim sayısı aralığı parametreleri, seçilen O-C grafikleri üzerinden yaklaşık değerler olarak belirlenmiştir. Buna göre;
Genlik (O-C Değişiminin Genliği); O-C grafiğinde görülen değişimin maksimumu ile minimumu arasındaki zaman farkı olarak grafik üzerinden belirlenmiştir.
∆E (Çevrim Sayısı Aralığı); O-C grafiğinde kullanılan gözlemsel verilerin zaman olarak dağılımını veren sayısal bir değer olarak kullanılmıştır.
Çalışmada dikkate alınan örten değişen çift sistemlerin her biri için O-C grafiklerindeki “Güvenilirlik, Genlik ve ∆E” parametreleri belirlenmiş ve grafiklerde görülen değişim türlerine (sinüsel, parabolik, liner) göre bir sınıflama yapılmıştır. Özellikle “Güvenilirlik” parametresinin tanımlanma biçiminden de anlaşılacağı gibi; her bir O-C grafiği sınıflandırılırken o grafik üzerindeki veri sayısının yeterli olup olmadığına, verilerin güvenilirliğine ve bu noktaların dağılımına bakılarak, benzer ifade edilebilir değişim türleri
13 (sinüsel, parabolik, liner) aynı sınıfa dahil edilmek üzere sınıflandırma gerçekleştirilmiştir. Sınıflandırmada, dönem değişimine neden olan her fiziksel etki veya etkiler birer sembol ile temsil edilmiştir. Buna göre;
n ve u; Bileşenler arası kütle aktarımı olan sistemler, S; Sisteme bağlı üçüncü bir cismin ve/veya manyetik etkinlik olan sistemler, eD; Eksen dönmesi olan sistemler, L; Dönem değişimi görülmeyen sistemler göstermek amacıyla tanımlanmıştır. n, u, S, eD sembollerinin her biri, bir dönem değişim türünü temsil etmektedir. Dönem değişimi görülmeyen sistemlerin belirgin bir dönem değişiminin görüldüğü sistemlerden farkının ortaya çıkarılması gereği duyulduğundan, dönem değişimi görülmeyen sistemler içir L sembolü kullanılmıştır.
Dönem değişimine neden olacak birden fazla etki tek bir sistem üzerinde bulunabilir. Bu türden değişim görülen sistemlere ilişkin O-C eğrileri sınıflandırılırken; değişimin ana nedeni (baskın değişim nedeni) ve bu değişim üzerinde görülen ikincil değişim türleri dikkate alınarak sınıflandırmada bulunulmuştur. Aynı nedenle dönem değişimi olmasına rağmen bazı sistemler için birbirinden farklı O-C eğrisi görülebilen sistemlerin bulunduğu ortaya çıkmıştır. Bu tür sistemler ana sınıflar içerisinde birbirinden ayrılacak şekilde oluşturulmuştur (örneğin, eDa ve eDb ana sınıfları).
Ana sınıflar; belirgin bir veya birden çok dönem değişim türü ile ifade edilebilen veya O-C değişimleri üzerinde şekilsel farklılıklar görülen örten değişen sistemlerin oluşturduğu sınıflar.
Alt sınıflar; O-C grafiklerindeki verilerin dağılımı kesin olarak belirgin bir dönem değişim türü ile ifade edilemeyen, fakat hangi dönem değişim türü ile temsil edilebilecekleri tahmin edilen örten değişen sistemlerin oluşturduğu sınıflar olarak tanımlanmıştır.
14
Şekil 3.1 eDa sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
Dönem değişimi kesin olarak belirlenebilen ana sınıflara dahil sistemlerin “Güvenilirlik” parametresi daha çok 1 ve 2 değerlerini alırken, dönem değişimi kesin olarak belirlenemeyen alt sınıflara dahil sistemleri için “Güvenilirlik” parametresi daha çok 3 ve 4 değerlerini almıştır. Ana ve Alt sınıflar için belirlenen semboller, sistemlerde görülen dönem değişim türünü temsil edecek şekilde seçilmiştir. Örneğin; eksen dönmesi görülen sistemler için eksen dönmesini temsil etmek üzere eD sembollerini ve şekilsel farklılığı ifade etmek üzere ise a ve b sembolleri kullanılmıştır. Bu şekilde bir sınıflandırmanın daha açık anlaşılabilmesi için, Y Cyg ve V889 Aql sistemleri, eDa ve eDb olarak sınıflandırılmış eksen dönmesi görülen sistemlerin O-C değişimleri verilebilir (Şekil 3.1-3.2) .
Şekil 3.2 eDb sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
15 Bu çalışmada toplam 654 sistem dikkate alınarak oluşturulan ana ve alt sınıflara ilişkin kodlamalar Çizelge 3.2’de verilmiştir. Çizelge 3.3’de ise sistemlerin ışık eğrileri ve dönem değişim türlerine göre oluşturulmuş ana ve alt sınıfların dağılımları ve Şekil 3.3’de ise bu dağılımın histogram eğrisi verilmiştir.
Çizelge 3.2 Dönem değişim sınıflandırmasında kullanılan ana ve alt sınıf kodlamaları Dönem Değişim Türü eD S n u L Ana Sınıflar eDa -eDb Sa-Sb-Ss n-ns-ns!ss u-uv-us!ss L-Ls
Alt Sınıflar - S1-S2-S3 - - !L
Çizelge 3.3 Sistem türlerine göre dönem değişim türlerinin dağılımı Dönem Değişim EA (N) EB (N) EW (N) Toplam Türü L 56 6 0 62 !L 34 17 4 55 Ls 41 10 5 56 eDa 25 1 0 26 eDb 48 2 0 50 n 7 11 16 34 ns 6 0 7 13 ns!ss 25 1 1 27 u 14 11 4 29 us!ss 19 4 14 37 uv 2 2 14 18 Sa 34 2 1 37 Sb 20 9 5 34 Ss 32 2 0 34
S1 25 11 0 36 S2 8 18 34 60 S3 38 7 1 46 Toplam 434 114 106 654
Çizelge 3.3 ve Şekil 3.3 dikkate alındığında; O-C değişimleri dikkate alınan sistemlerin çok büyük bir oranın EA türü ışık eğrisine sahip olduğu, eD türü sınıflara dahil olupta ışık eğrisi türünün EW olduğu hiç bir sistemin bulunmadığı görülmektedir.
16 Dönem değişim nedeni kütle aktarımı (kütle akışının yönüne bakmaksızın) olması nedeniyle n ve u türü değişim gösteren sistemlerin toplamları dikkate alındığında, en az değişim türünün eksen dönmesi gösteren sistemlerde ortaya çıktığı görülmüştür. S ve L türü dönem değişimi gösteren sistemlerin sayılarının en fazla olduğu görülmektedir. L kodlaması dönem değişimi henüz görülmeyen veya olmayan sistemleri gösterdiğine göre; bu durumda S türü değişim gösteren sistemlerin en fazla sayıda olduklarını söylemek mümkündür. Ayrıca dönem değişimi görülmeyen (L) ve S türü dönem değişimi görülen sistemlerin büyük bir çoğunluğunun Algol (EA) türü sistemler oldukları ortaya çıkmıştır. Şekil 3.3’ten genel olarak Algol türü sistemlerin her türden dönem değişimini gösterdikleri ve oluşturulan gruplarda en yüksek popülasyona sahip oldukları görülmektedir.
EW ile gösterilen W UMa türü sistemler, diğer dönem değişim türlerine göre çoğunlukla S ve u+n türü dönem değişimi göstermektedirler. Burada sözü edilmesi gereken bir başka problem u ve n türü sınıfların oluşturulmasındaki belirsizlikten kaynaklanmaktadır. u ve n olarak sınıflandırılan sistemler gerçekte S türü değişim gösteren sistemler olabilir. Nedeni ise dönem değişim yapısının henüz kesinleşmemiş olmasıdır. Bunun temel u veya n şekli gerçekte S türü değişimin bir parçası olabilir ve bu problem ancak gözlemler arttıkça ortaya konabilir.
247 (%30) 250 N 41 EW EB 200 EA 173 (%21) 49 9 158 (%19) 150 33 56
100 84 (%10) 76 (%9) 74 (%9) 29 3 157 32 131 24 50 12 17 73 73 38 35 0 D.De ğişim Türü LeDnn+uuS Şekil 3.3 Sistem türlerine göre dönem değişim türlerinin dağılımı
17 Ayrıca dönem değişimi görülmeyen, EW türü sistemlerin sayısının az olması ise bu tür sistemlerde dönem değişiminin olağan olduğunun bir göstergesidir. β Lyrae (EB) türü sistemlerin, diğer dönem değişim türlerine göre çoğunlukla S türü ve n+u türü dönem değişimi gösterdikleri söylenebilir.
3.2.2 Oluşturulan sınıflar ve örnek O-C grafikleri
a) eD türü dönem değişimi gösteren sınıflar: Birbirlerinden kolaylıkla ayrılabilen iki ana sınıf oluşturulmuştur:
i. eDa ana sınıfı: Dönem değişimi birbirinden 180º faz farkına sahip iki sinüsel eğri ile temsil edilebilen sistemlerdir (Şekil 3.1). “Güvenilirlik” dereceleri son derece yüksektir (1 veya 2). ii. eDb ana sınıfı: Dönem değişimi birbirinden 180º faz farkına sahip fakat eDa sınıfındaki gibi zıt fazlı (180º faz farkı) sinüsel değişim göstermeyen sistemler veya henüz dönemli değişim yapısı ortaya çıkmamış olan sistemlerdir. Bu tür sistemlerde birinci ve ikinci minimumlar, hemen hemen birbirlerine paralel şekilde değişirler (Şekil 3.2). “Güvenilirlik” parametreleri çoğunlukla 1. veya 2. olan sistemlerdir.
b) S türü dönem değişimi gösteren sınıflar; Birbirlerinden kolaylıkla ayırtedilebilen üç ana ve üç alt sınıf olmak üzere altı sınıf oluşturulmuştur. Tüm S sınıfları; Sa, Sb
ve Ss sınıfları ana sınıflar olmak üzere S1, S2,, S3 sınıfları alt sınıflar olacak şekildedir:
i. Sa ana sınıfı: O-C değişimi kesin olarak sinüsel bir değişim ile ifade edilebilecek ve “Güvenilirlik” derecesi 1. veya 2. olan sistemlerdir (Şekil 3.4).
18
Şekil 3.4 Sa sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
ii. Sb ana sınıfı: Sa sınıfında olduğu gibi sinüsel bir değişim gösteren sitemlerdir. Fakat sinüsel eğrideki maksimum ve minimumlar daha çok ve daha sık aralıklarla dağılan sistemlerdir (Şekil 3.5). “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 1, 2 veya 3. dereceden sistemlerdir. iii. Ss ana sınıfı: Dönem değişimi iki adet sinüsel değişim ile temsil edilebilecek (Şekil 3.6.) ve “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla1 veya 2 olan sistemlerdir. iv. S1 alt sınıfı: Dönem değişiminin sinüsel şekilde olduğu tahmin edilen sistemlerdir (Şekil 3.7).
Şekil 3.5 Sb sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
19
Şekil 3.6 Ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
Bu alt sınıfa ait olan sistemlerin veri kalitesi yukarıdaki sınıflar kadar iyi değildir. “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 2 olan fakat 3’te olabilen sistemlerdir. v. S2 alt sınıfı: Dönem değişiminin sinüsel olduğu tahmin edilen ve gözlemsel veri kalitesi iyi olmayan sistemlerdir (Şekil 3.8). “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 3 olan fakat 2 ve 4 değerlerinide alabilen sistemlerdir. vi. S3 alt sınıfı: Sinüsel dönem değişimi olabilecek fakat yeterli gözlemsel verisi olmayan sistemlerdir (Şekil 3.9).
Şekil 3.7 S1 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
20
Şekil 3.8 S2 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
Şekil 3.9 S3 alt sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
Dönem değişim türü kesin olarak belirlenemeyen sistemler olduklarından “Güvenilirlik” dereceleri 3 veya 4 (çoğunlukla 4) olarak tanımlanmıştır. c) n ve u sınıfı: Genel olarak O-C grafiklerindeki değişime ve “Güvenilirlik” derecesi dikkate alınarak birbirlerinden kolaylıkla ayırtedilebilen altı sınıf oluşturulmuştur. Bu sınıflar için kullanılan kodlama; n, ns, ns!ss ve u, uv, us!ss şeklindedir ve tanımları aşağıdaki gibidir:
21
Şekil 3.10 n sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001) i. ana sınıfı: Dönem değişimi kolları aşağı yönde olan parabol ile ifade edilebilen (Şekil 3.10) ve “Güvenilirlik” dereceleri 1, 2 veya 3 olarak belirlenen sistemlerdir. ii. ns ana sınıfı: Dönem değişimi kolları aşağı yönde olan bir parabol ve üzerine binmiş sinüsel bir değişim görülen sistemlerdir (Şekil 3.11). Güvenilirlik dereceleri 1, 2 veya 3 olarak belirlenmiştir. iii. ns!ss ana sınıfı: Dönem değişimi kolları aşağı yönde olan bir parabol ve üzerinde sinüsel bir değişimin olduğu dikkate alınan sistemler
Şekil 3.11 ns sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
22
Şekil 3.12 ns!ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
veya sinüsel bir değişimin üzerine binmiş başka bir sinüsel değişim ile ifade edilebilecek olması muhtemel sistemlerdir (Şekil 3.12). Bu tür sistemler için belirlenen “Güvenilirlik” derecesi 1, 2 veya 3’tür. iv. u ana sınıfı: O-C grafiklerinde noktaların genel dağılımı kolları yukarı doğru olan bir parabol ile ifade edilebilecek sitemler (Şekil 3.13) ve “Güvenilirlik” parametreleri çoğunlukla 1., 2. ve 3. dereceden olan sistemler. v. uv ana sınıfı: O-C grafiklerinde noktaların genel dağılımı kolları yukarı doğru olan ve u sınıfını temsil eden O-C örneğinden farklı olarak “v” şeklini andıran,
Şekil 3.13 u sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
23
Şekil 3.14 uv sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
parabolik bir değişim gösteren sitemler (Şekil 3.14). “Güvenilirlik” derecesi 1, 2 veya 3 olan sistemlerdir. vi. us!ss ana sınıfı: O-C grafiklerinde noktaların genel dağılımı kolları yukarı doğru olan parabolik ve üzerinde sinüsel bir değişimin olduğu dikkate alınan sistemler veya tamamen sinüsel bir eğri üzerinde başka sinüsel bir değişimin var olabileceği muhtemel sistemler (Şekil 3.15). “Güvenilirlik” dereceleri 1, 2 veya 3 olan sistemlerdir.
Şekil 3.15 us!ss sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
24 d) L türü sınıflar; Herhangi bir dönem değişimi görülmeyen sistemler. O-C grafiklerindeki gözlemsel noktaların dağılımı, doğrusal olan sistemlerdir. Bu çalışmada kullanılmasının temel nedeni dönem değişimi görülmeyen sistemler ile dönem değişimi görülen sistemlerin fiziksel parametreleri arasında bir farklılığın olup olmadığının ortaya çıkarılmasıdır.
Genel olarak dönem değişimi görülmemesine rağmen gözlemsel verilerin dağılımlarındaki şekilsel farklılıklar nedeniyle üç ayrı sınıf oluşturulmuştur. Bu sınıflar; L, Ls ana sınıfları ve !L alt sınıfı şeklindedir.
i. L ana sınıfı: Gözlemsel verilerin doğrusal (liner) bir dağılım gösterdikleri “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 1 veya 2 olan sistemlerdir ( Şekil 3.16). ii. Ls ana sınıfı: Gözlemsel verilerin doğrusal (liner) bir dağılım üzerinde sinüsel bir değişim olabileceği düşünülen sistemler (Şekil 3.17). “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 1, 2 veya 3 olan sistemlerdir. iii. !L alt sınıfı: Gözlemsel verilerin doğrusal (liner) bir dağılım göstermeleri muhtemel olan sistemler (Şekil 3.18). “Güvenilirlik” dereceleri çoğunlukla 3 veya 4 olan sistemlerdir.
Şekil 3.16 L sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
25
Şekil 3. 17 Ls sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
Şekil 3.18 !L sınıfı sistemlere örnek (Kreiner 2001)
26 4. ARAŞTIRMA BULGULARI ve TARTIŞMA
Dikkate alınan toplam 654 adet sistem için dönem değişim türlerine göre fiziksel parametrelerin dağılımları ve dönem değişim türlerine göre kendileri ile farklı türler arasındaki dağılımları bu kesimde incelenmiştir.
4.1 Dönem Değişim Türlerine Göre Fiziksel Parametrelerin Dağılımları
Dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu, baş ve yoldaş bileşenin kütle, yarıçap, sıcaklık, yüzey çekim ivmeleri, ışınım güçleri, eşpotansiyel değerleri, kesirsel yarıçapları, kütle oranı ve tayf türlerine ilişkin çizelgeler oluşturulmuştur. Yoğun bir literatür taraması sonucunda oluşturulan Ek-1 çizelgesi, dikkate alınan sistemlerin fiziksel ve geometrik parametrelerini içermektedir.
Çizelge 4.1 Dönem değişim türlerine göre dönem parametresinin dağılımı DDT eD S n u L
P(gün) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0
Pmax 972.16 Pmin 0,233691 Pmedian 1,6771899 1 DDT: Dönem Değişim Türü 2TS: Toplam Sayı
27 Her sistem için benzer parametrelerin tamamı elde edilemediğinden bu kesimde oluşturulan bazı çizelgelerdeki toplam örnek sayısı dikkate alınan 654 sistemin sayısından daha küçüktür.
Çizelge 4.1 dikkate alındığında dönem olarak en fazla örnek sayısı dönemi 2 günden küçük olan sistemlerdir, Dönemi 1 günden küçük olan ve eD türü değişim gösteren hiç bir sistem bulunamamıştır, bu tür sistemler genel olarak S, n ve u türü değişim göstermelerinin yanında popülasyon olarak az sayıda L türü değişim göstermektedirler. L türü değişim gösteren sistemler arasında ise, güvenilirlik derecesi yüksek olan ancak iki adet örnek bulunmaktadır. Toplam 34 örnek ise güvenilirlik derecesi düşük olan, bu nedenle de gelecekte diğer türden dönem değişimi gösterebilecek olan sistemlerdir. Bu durumda dönemi 1 günden küçük olan sistemlerde dönem değişiminin S veya n+u tipinde olacağı beklenmelidir. eD türü dönem değişimi gösteren sistemler çoğunlukla dönemi 1 ile 4 gün arasında olan sistemlerdir, fakat diğer türden dönem değişimi gösteren sistemler de bu dönem aralığında yüksek popülasyona sahip olduklarından doğrudan dönem değerlerine bakılarak, dönem değişim türü için bir kestirimde bulunulamaz. Dönemi 3 günden büyük olan sistemlerde S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin sayısı oldukça azdır. Bu tür bir dönem değişimi üçüncü cismin varlığı ve/veya manyetik etkinlik ile açıklanabilmesi nedeniyle üçüncü cismin olmadığı çıkarımı hatalı olacaktır. Temel neden ise dönemi büyük olan sistemlerin minimum zamanlarının belirlenmesindeki güçlüktür. Dönemi 4 günden büyük olan n ve ns türü değişim gösteren bir sistem bulunamamıştır, fakat azda olsa u türü sistemler mevcuttur.
Çizelge 4.2 dikkate alındığında yarı-büyük eksen uzunluğunun dönemle bağlantılı olmasına rağmen dikkate alınan sistemlerin büyük bir çoğunluğunun 3 ile 12 R yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarına sahip oldukları görülmektedir. eD, Sa ve Sb türü dönem değişimi gösteren sistemlerin büyük bir çoğunluğu 9 ile 12 R aralığında bulunurken n ve u türü dönem değişim gösteren sistemlerin büyük bir çoğunluğu 3 ile 9 R aralığında bulunmaktadır.
28 Çizelge 4.2 Dönem değişim türlerine göre yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları dağılımı DDT eD S n u L
a(R ) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0
amax 908 amin 1,513 amedian 9,49
Çizelge 4.3 incelendiğinde sistemlerin büyük bir çoğunluğunun kütle olarak 1 ile 3 M
Çizelge 4.3 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin kütle dağılımı DDT eD S n u L TS M1(M) eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 M1>6.0 42 9 5 2 1 1 - - 6 1 - 1 9 - - 3 2 2 Toplam: 626 25 37 37 30 34 36 54 49 33 13 27 29 16 36 62 55 53 M1max 58,7 M1min 0,05 M1median 2,22 29 Çizelge 4.4 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin kütle dağılımı DDT eD S n u L TS M2(M) eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 M2max 20,3 M2min 0,02 M2median 1,315 arasında olduğu görülmektedir. S, n ve u türü değişim gösteren sistemlerde baş bileşen genellikle 3 M’den daha küçük kütleli yıldızlardır. Güvenilirlik derecesi dikkate alındığında dönem değişim türlerine göre toplam örnek sayılarının birbirine yakın oldukları görülmektedir (L türü hariç). Çizelge 4.4 dikkate alındığında eD türü dönem değişimi gösteren sistemlerde yoldaş bileşenin kütlesinin çoğunlukla 1 ile 2.5 M aralığında olduğu görülmektedir. Fakat aynı zamanda 6 M’den büyük kütleli bileşene sahip sistemlerin de bulunduğu görülmektedir. u türü dönem değişimi gösteren büyük kütleli yoldaş bileşenlerin sayısı 9 tanedir. Çizelge 4.5 dikkate alındığında baş bileşenin yarıçap olarak çoğunlukla 1 R’den büyük olduğu görülmektedir. Küçük yarıçapa sahip örneklerin toplam sayısı sadece 25 tanedir ve çoğunluğu S ve n+u türü değişim göstermektedirler. S türü dönem değişimi gösteren sistemler için yarıçap olarak üst sınır 3.5 R verilebilir. n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için ise bu sınır 3 R’den daha küçüktür. Dönem değişimi görülmeyen sistemler için böyle bir sınır vermek mümkün görülmemektedir. 30 Çizelge 4.5 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin yarıçap değerlerinin dağılımı DDT eD S n u L R (R ) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 1 0.0 R1max 148 R1min 0,71 R1median 2,12 Çizelge 4.6 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin yarıçap değerlerlerinin dağılımı DDT eD S n u L TS R2(R) eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 R >6.0 30 2 1 2 - - - - 5 1 - 1 8 - - 5 3 2 Toplam: 623 25 37 37 30 33 36 54 49 33 13 26 29 16 36 61 55 53 R2max 23,5 R2min 0,37 R2median 2 31 Çizelge 4.6 dikkate alındığında yoldaş bileşenin yarıçapının, dönem değişim türlerine göre hemen hemen aynı dağılıma sahip olduğu görülmektedir. Yarıçapı 0.5 R’den küçük sadece bir örnek bulunmaktadır. eD türü dönem değişimi hemen hemen bütün yarıçaplar için görülebilmesine rağmen maksimum 1.5 ile 2.5 R aralığına düşmektedir. Sa türü değişim bütün yarıçaplar için görülebilmesine rağmen Sb türü için sınır 4 R’dir. n türü değişim çoğunlukla R<2 R için görülürken, u türü dönem değişimi için her türlü yarıçap değeri mevcuttur. Çizelge 4.7 dikkate alındığında eDa türü hariç dönem değişiminin genellikle 5000 ile 10000 K aralığında bulunan yıldızlarda görüldüğü ortaya çıkmaktadır. Daha yüksek veya daha düşük sıcaklıklara dağılmış çok az sayıda yıldız bulunmaktadır. Bu ise baş bileşenin sıcaklığına göre dönem değişim türünü belirlemenin mümkün olmadığını göstermektedir. Benzer bir çıkarım Çizelge 4.8 için de geçerlidir fakat burada sınır 2500 ile 10000 K arasındadır . Çizelge 4.7 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin sıcaklık dağılımı DDT eD S n u L T1(K) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 2500 T1>25000 22 7 2 - - - - - 5 - - - 6 - - - - 2 Toplam: 625 25 37 35 30 32 35 59 48 34 13 25 29 18 35 61 55 54 T1max 45000 T1min 2884 T1median 8260 32 Çizelge 4.8 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin sıcaklık dağılımı DDT eD S n u L T2(K) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0 T2max 40000 T2min 2990 T2median 6073 Çizelge 4.9 ve 4.10 dikkate alındığında dönem değişimi görülen sistemlerin büyük çoğunluğunun log g değeri 3.5 ile 4.5 aralığına dağıldığı görülmektedir. Aralığın dışında kalan çok az sayıda örnek bulunmaktadır. Sa ve Ss türü değişim gösteren sistemlerde yoldaş bileşen için bu sınır 3 ile 4 aralığında iken Sb türü sistemler içinsınır 3.5 ile 4 aralığındadır. eD türü değişim ise çoğunlukla 4 ile 4.5 sınırı verilebilir. Çizelge 4.9 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin log g1 dağılımı DDT eD S n u L Log g1 TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 Log g1max 4,6494887 Log g1min 0,86 Log g1median 4,158 33 Çizelge 4.10 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Log g2 dağılımı DDT eD S n u L Log g2 TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 Log g >5.0 ------Toplam: 614 25 37 35 30 32 35 53 48 33 13 25 29 16 35 62 54 52 Log g2max 4,9697811 Log g2min 1,4560818 Log g2median 4,0102926 Bu aralığın dışında kalan örnek sayısı çok azdır. Genel dağılım ise bütün türler için aynı görülmektedir. Çizelge 4.11 ve 4.12’ye bakıldığında dikkate alınan sistemlerde baş bileşen yıldızlarının büyük bir çoğunluğu 0 Çizelge 4.11 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin Log L1 dağılımı DDT eD S n u L Log L1 (L ) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L -1 3 4 5 6 Log L ≥7 1 ------1 - Toplam : 614 25 37 35 30 32 35 53 48 33 13 25 29 17 35 61 54 52 LogL1max 6,0402262 LogL1min -0,7622974 LogL1median 1,279894 34 Çizelge 4.12 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Log L2 dağılımı DDT eD S n u L Log L2 (L ) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L -2 LogL2max 5,741192 LogL2min -1,1487417 LogL2median 0,7303693 Diğer türden dönem değişimi gösteren sistemler için yüksek ışınım gücüne sahip yoldaş bileşenlerin sayısı son derece düşüktür. S ve n türü dönem değişimi gösteren sistemlerde baş bileşenin ışınım gücü için bir alt ve üst sınır vermek mümkündür, fakat istatistiksel olarak seçim etkisi nedeniyle böyle bir sınırın hatalı olacağını düşünmekteyiz. Çizelge 4.13 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin Roche potansiyeli dağılımı DDT eD S n u L Ω1 TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0<Ω≤2 3 ------1 1 - - - - 1 - - 2<Ω≤4 148 1 - 5 7 5 11 26 7 15 5 3 10 8 12 7 16 10 4<Ω≤6 76 12 - 6 6 3 3 8 1 2 1 5 3 5 3 11 5 2 6<Ω≤8 37 - 4 5 1 1 3 - 1 3 1 3 1 1 1 3 7 2 8<Ω≤10 13 1 3 2 ------2 - - 4 1 - 10<Ω≤12 10 - 2 - 1 - - - 1 - - 1 - - - 3 - 2 12<Ω≤14 10 - 4 - - - - - 3 - - 1 - - - 1 1 - 14<Ω≤16 4 1 - 1 ------2 - 16<Ω≤18 3 - 1 ------1 - - - 1 - 18<Ω≤20 3 - 3 ------Ω>20 2 ------1 1 - Toplam: 309 15 17 19 15 9 17 34 13 21 8 13 17 14 16 31 34 16 Ω1max 26,6869 Ω1min 0,4946 Ω1median 4,132 35 Çizelge 4.14 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin Roche potansiyeli dağılımı DDT eD S n u L Ω2 TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0<Ω≤2 4 - - 1 - - - - - 1 1 - - - - - 1 - 2<Ω≤4 193 1 - 18 5 9 14 26 12 15 5 10 14 8 13 11 20 10 4<Ω≤6 58 2 - - 8 - 1 8 1 2 1 3 2 5 2 8 8 2 6<Ω≤8 20 7 - - 1 - 2 - - 3 1 - - 1 1 3 2 1 8<Ω≤10 16 2 2 ------4 3 1 10<Ω≤12 8 2 4 - 1 ------4 - 1 12<Ω≤14 5 - 4 ------1 - 1 14<Ω≤16 - - 1 ------16<Ω≤18 - 1 2 ------18<Ω≤20 1 ------Ω>20 4 - 4 ------1 - - - - - Toplam: 309 15 17 19 15 9 17 34 13 21 8 13 17 14 16 31 34 16 Ω2max 43 Ω2min 1,836 Ω2median 3,085 Çizelge 4.13 ve 4.14 dikkate alındığında bütün türler dikkate alındığında en büyük yoğunlaşmanın 2<Ω<4 aralığında toplandığı görülmektedir. Dikkat çeken bir nokta özellikle eDa ve eDb türü dönem değişimi gösteren sistemlerde örnek sayıları neredeyse aynı olmalarına karşın eDb türü dönem değişimi gösteren sistemler için bileşen yıldızların Roche potansiyeli değerlerinin daha yüksek olmasıdır. S, n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için aralık olarak 2<Ω<6 aralığı dışında çok az yıldız bulunmaktadır. Dönem değişimi göstermeyen sistemler (L) için bir alt sınır değeri verilebilir. Çizelge 4.15 ve 4.16 dikkate alındığında eD türü değişim gösteren sistemler için belirgin bir üst sınırın bulunduğu görülmektedir (0 36 Çizelge 4.15 Dönem değişim türlerine göre baş bileşenin göreli yarıçap değerlerinin dağılımları DDT eD S n u L r1 (R1/a) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 r >0.6 2 ------1 - 1 - Toplam: 470 25 32 26 20 22 28 38 32 27 12 23 24 15 21 45 46 34 r1max 0,98 r1min 0,0391 r1median 0,2703777 eDa türü değişim çoğunlukla 0.1 Çizelge 4.17 oluşturulurken q kütle oranı değeri 1’den büyük olan sistemler için 1/q değeri alınmıştır. eD türü dönem değişimi gösteren sistemlerin büyük kütle oranlarına sahip sistemlerde görüldüğü açık bir şekilde görülmektedir. Diğer türden değişimler için böyle bir sınır değeri vermek olası değildir. Fakat az da olsa Sa türünden değişimlerin 0.1 Çizelge 4.16 Dönem değişim türlerine göre yoldaş bileşenin göreli yarıçap değerlerinin dağılımları DDT eD S n u L r2 (R2/a) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 r>0.6 2 ------1 - - 1 - - - Toplam: 424 25 31 23 20 14 21 37 26 26 10 21 24 14 19 41 41 31 r2max 0,91 r2min 0,0049559 r2median 0,2689805 37 Çizelge 4.17 Dönem değişim türlerine göre kütle oranı, q(m2/m1), dağılımı DDT eD S n u L q(m2/m1) TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L 0.0 qmax 1 qmin 0,08 qmedian 0,6 Çizelge 4.18 dikkate alındığında özellikle eDa türü değişimin B ve A tayf türünden baş ve yoldaş bilenlerde görüldüğü dikkat çekmektedir. eDb türü değişim için bu aralık F tayf Çizelge 4.18 Dönem değişim türlerine göre baş ve yoldaş bileşenlerin tayf türü dağılımı DDT eD S n u L Tayf Türü Bileşen TS eDa eDb Sa Sb Ss S1 S2 S3 n ns ns!ss u uv us!ss L Ls !L O 1 9 2 ------1 - - - 5 - - - - 1 2 6 1 ------4 - - - - 1 B 1 122 20 14 6 4 6 2 1 9 1 - 8 9 - 5 12 11 14 2 50 17 11 - 3 1 - - 6 1 - - 5 - - 3 2 1 A 1 277 2 18 24 13 22 22 14 30 12 3 12 10 4 16 33 23 19 2 63 6 11 1 1 - 4 3 3 1 - 1 5 2 1 12 6 6 F 1 139 1 7 5 7 4 10 26 6 12 4 5 2 4 8 13 12 13 2 79 1 7 1 4 3 6 5 3 3 1 6 1 2 6 14 10 6 G 1 77 - 2 2 6 2 2 13 3 9 6 1 3 4 4 3 9 8 2 106 - 3 16 5 7 7 1 5 6 4 8 4 4 9 10 14 3 K 1 12 - - - 1 - - 1 - - - 1 - 4 3 1 1 - 2 89 - - 10 5 10 5 7 8 8 3 8 4 3 5 4 8 1 M 1 0 ------2 4 - - - 1 - - - - 2 - - - - 1 - - - Toplam: 1 636 25 41 37 31 34 36 55 49 34 13 27 29 16 36 62 56 55 Toplam: 2 397 25 32 28 19 21 22 16 25 21 8 23 23 11 22 43 40 18 38 türüne kadar uzanabilmektedir. S türü değişim gösteren sistemlerde baş bileşenin çoğunlukla A-F tayf türünden olduğu ve yoldaş bileşenin ise G ve K tayf türlerinden olduğu görülmektedir. u türü değişim genellikle erken tayf türünden sistemlerde görülürken O ve B tayf türünden uv türü değişim gösteren sistem bulunmamaktadır. Bu çizelgeler ile ilgili ayrıntılı açıklamalar bir sonraki kesimde anlatılmıştır. 4.2 Oluşturulmuş Olan Sınıfların Analizleri Dönem değişim türlerine göre yapılan sınıflamalar dikkate alınarak diğer sınıflar arasında fiziksel ve geometrik parametreler açısından farklılıkların bulunup bulunmadığı çizelge ve grafikler yardımıyla incelenmiştir. Bu sayede belirli sınıfa ait yıldızların genel dağılımdan farklı olup olmadığı belirlenmiş gerekli görüldüğü yerlerde fiziksel ve geometrik parametreler açısından sınırlar verilmiştir. Bu tür bir analiz sonucunda bazı sistemlerin, oluşturulan grafikler üzerinde genel dağılımdan çok saptıkları tespit edilmiş, fiziksel ve geometrik parametreleri farklı, sistemlere ilişkin dönem değişim türleri vb. parametreleri tek tek kontrol edilerek hatalar düzeltilmiştir. Her sınıfa ilişkin değişim içerisinde karşılaşılan aykırı örnekler hakkında aykırılığa neden olan özellik belirtilmeye çalışılmıştır. 4.3 eDa ve eDb Sınıfların Analizi 4.3.1 Log M-Log L değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemlerin kütle-ışınımgücü değerlerinin ZAMS (Sıfır Yaş Anakolu)‘a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.1). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. 39 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa baş bileşen eDb baş bileşen eDa yoldaş eDb yoldaş Şekil 4.1 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi 4.3.2 Log M-Log R değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.2). 2 Log R 1 0 Log M -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa baş bileşen eDb baş bileşen eDa yoldaş eDb yoldaş Şekil 4.2 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi 40 Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. 4.3.3 Log Teff-Log L değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınım gücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.3). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. 4.3.4 Log P - a(R) değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemler ile diğer sınıflardaki sistemlere özgü yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları ile dönemleri arasındaki ilişki Şekil 4.4’de verilmiştir. Kepler yasalarına göre birbirlerine bağımlı olan bu iki parametrenin karşılaştırılmasının temel nedeni, ilgili parametrelere özgü sınır değerlerininin bulunup bulunmadığını görmek ve diğer sistemlere özgü parametreler arasında farklılığın olup olmadığının belirlenmesidir. 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,4 3,6 3,8 4 4,2 4,4 4,6 4,8 eDa baş bileşen eDb baş bileşen eDa yoldaş eDb yoldaş Şekil 4.3 eDa ve eDb sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi 41 90 a(Rסּ) 80 70 60 50 40 30 20 10 GN Nor Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.4 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P-a(R ) değişimi Şekil 4.4 dikkate alındığında aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa ve eDb sınıfı sistemlerin genel dağılıma uymakla birlikte, dönem ve yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları bakımından diğer tüm sınıflardaki sistemlere göre daha büyük değerler aldıkları, her iki sınıf sistemler için dönem ve yörünge yarı-büyük eksen büyüklükleri bakımından bir alt sınırın bulunduğu görülmüştür. 2. eDa sınıfı sistemler, eDb sınıfı sistemlere göre daha sınırlı bir dönem ve yarı-büyük eksen uzunluğu aralığında bulunmaktadırlar. Ayrıca eDb sınıfı sistemler eDa sınıfı sistemlere göre çoğunlukla daha büyük dönem ve yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları değerlerine sahiptirler. Her iki sınıfa dahil sistemler arasında belirgin bir farklılığın ortaya çıktığı söylenebilir. 3. eDb sınıfı olan GN Nor (EA) sisteminin dahil olduğu sınıf içerisindeki sistemlerin dağılımından çok aykırı bir konumda bulunmaktadır. Bu sistemin dikkat çeken özellikleri; baş ve yoldaş bileşeninin B0 tayf türünden olması ve kütle, yarıçap, sıcaklık değerlerinin aynı sınıftaki diğer sistemlere göre büyük olmasıdır. Çizelge 4.1-4.2’de dikkate alınan sistemlerin yörünge dolanma dönemleri ile yörünge yarı- büyük eksen uzunluğu parametrelerinin dağılım aralıkları ve bu aralıklarda bulunan her 42 sınıfa dahil yıldız sayısı verilmiştir. Bu çizelgelerden yararlanarak aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin yaklaşık %92’sinin dönemi 1 ile 4 gün arasında bulunmaktadır ve yaklaşık %73’ünün dönemi 1 ile 3 gün arasında değişmektedir. 2. eDb sınıfı sistemlerin dönem aralığı daha büyük olmakla birlikte maksimumu 3 ile 7 gün (%52 si) aralığında bulunduğu görülmektedir. 3. Dönemi 1 günden küçük olan eDb ve eDa sınıfı sistem bulunmamaktadır. 4. Yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları açısından eDa sınıfı sistemlerin yaklaşık %56’sının 9 ile 15 R~ aralığında bulunduğu görülmektedir. eDb sınıfı sistemler için a çok geniş bir aralığa dağılmakla birlikte 15 ile 18 ve 30 R~’den büyük değerlerde iki maksimum bulunmaktadır. 4.3.5 Log P - T(K) değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemler ile birlikte diğer sistemlere ilişkin dönem-baş ve yoldaş bileşenlerin sıcaklık dağılımları Şekil 4.5-4.6’da verilmiştir. Her iki grafiğin benzer dağılım gösterdiği söylenebilir. Şekil 4.5-4.6 dikkate alındığında aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Her iki grafikte de, eDa sınıfı sistemler genel dağılımdan belirgin bir şekilde ayrılmaktadır fakat eDb sınıfı sistemler kısmen genel dağılım içerisinde kalmasına rağmen genel dağılımdan sapma gösteren sistemlerin sayısı az değildir. 2. Örnek sayısı az olmasına rağmen eDa sınıfı sistemler için büyük dönemlere gidildikçe sıcaklıklarının da arttığı görülmektedir. eDb sınıfı sistemler için ise bu türden bir çıkarım yapmak mümkün değildir. 3. eDa sınıfı sistemlerin çoğunlukla daha yüksek sıcaklığa sahip yıldızlardan oluştukları görülmektedir. eDb sınıfı için bunu söylemek mümkün değildir. eDa sınıfı sistemlere özgü bir alt sınır verilebilir. 43 50000 T1(K) 45000 40000 35000 V1765 Cyg GN Nor 30000 25000 20000 15000 TZ Men 10000 5000 CO Cep Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.5 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P – T1(K) değişimi 4. eDa sınıfına dahil TZ Men (EA) ve eDb sınıfına dahil GN Nor (EA), CO Cep (EA), QX Car (EA) ve V1765 Cyg (EB) sistemleri dahil oldukları dönem değişim sınıfı içerisinde aykırılıklar göstermektedir. TZ Men sistemi, dahil olduğu sınıftaki en büyük döneme sahip olan sistemdir. GN Nor, V1765 Cyg ve QX Car sistemleri bir grup olarak dikkate alındıklarında; baş ve yoldaş bileşenlerinin B tayf türünden ve kendi sınıfları içerisindeki en büyük kütleye, yarı-büyük eksen uzunluğuna, sıcaklığa, 45000 T2(K) 40000 35000 Gn Nor 30000 25000 QX Car 20000 15000 10000 TZ Men 5000 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.6 eDa ve eDb sınıfı sistemler için Log P – T2(K) değişimi 44 ve yarıçap değerlerine sahip sistemler oldukları görülmüştür. CO Cep sistemi için belirgin bir farklılık bulunamamıştır bu sistem için verilen tayf türü G’dir. Çizelge 4.7-4.8’den yararlanarak aşağıdaki sayısal sonuçlar belirlenmiştir: 1. eDa sınıfı sistemlerin yaklaşık %99’nun sıcaklıkları 7500 K‘den büyük olduğu görülmektedir. Ayrıca en fazla yoğunluğun, baş bileşen için 10000 K ile 15000 K, yoldaş bileşen için 7500 K ile 12500 K ve 25000 K’dan büyük sıcaklıklarda olduğu görülmektedir. 2. eDb sınıfı sistemlerin en yoğun oldukları sıcaklık aralığı; 5000-10000 K (baş bileşen için %73 ve yoldaş bileşen için %79) olduğu görülmektedir. 4.3.6 Log P-Log g2 değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemlerin diğer dönem değişimi gösteren sistemlerin dönemleri ile yoldaş bileşen yüzey çekim ivmesi değişim grafiği verilmiştir (Şekil 4.7). Şekil 4.7. dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa ve eDb sınıfı sistemlerin genel dağılımın dışında kaldıkları ve büyük yüzey çekim ivmelerine sahip oldukları görülmüştür. 2. Büyük dönem değerlerine gidildiğinde diğer sistemlerin daha küçük yüzey çekim ivmelerine sahip olmalarına karşın, eDa ve eDb sistemlerinde böyle bir değişimin olmadığı görülmektedir. 3. eDa ve eDb sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin yüzey çekim ivmelerinin belirli bir aralıkta değer aldıkları söylenebilir. Çizelge 4.9-4.10’den yararlanarak bazı sonuçlar çıkarılmıştır; eDa sınıfı sistemlerin birinci ve ikinci bileşenlerinin log g değerlerinin %100’ü 3.5 ile 4.5 arasında bulunmaktadır. 45 5 Log g2 4,5 4 3,5 3 2,5 2 1,5 1 0,5 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.7 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log P-Log g2 değişimi eDb sınıfı sistemleri için ise bu sınır aralığındaki yıldızların sayısı %95’dir. log g değeri 3.5‘dan küçük olan eDb ve eDa sınıfı sistem bulunmamaktadır. 4.3.7 Log P-Ω2 değişimi eDa ve eDb sınıfı sistemler ve tüm sistemlere ilişkin dönem yoldaş bileşen yüzey potansiyeli değişim grafiği verilmiştir (Şekil 4.8.). Şekil 4.8 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa ve eDb sınıfı sistemler genel dağılıma çoğunlukla uymamaktadır. Yüzey potansiyeli değerleri, diğer sınıflara göre daha yüksek değerlere sahiptirler. 2. eDa ve eDb sınıfı sistemlerin yüzey potansiyeli değerlerinin büyük dönemlere gidildikçe artan değerler aldığını, diğer sınıflardan sistemlerin ise genel olarak artma göstermediği söylenebilir. 46 22 Ω2 20 18 16 14 12 10 8 6 4 Y Cyg 2 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.8 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde LogP-Ω2 değişimi 3. eDa ve eDb sınıfından sistemler için döneme göre değişimin bir band içerisinde gerçekleştiği söylenebilir. 4. eDb sınıfı sistemler, eDa sınıfı sistemlere göre çoğunlukla daha büyük yüzey potansiyeli değerlerine sahiptirler. 5. eDa sınıfı olan Y Cyg (EA) sisteminin kendi grubundaki en aykırı sistem olduğu görülmektedir. Bu sistemin dikkat çekici farklılıkları; baş ve yoldaş bileşeninin B0IV tayf türünden olması ve kütle, yarıçap, sıcaklık değerlerinin aynı sınıftaki diğer sistemlerin ortalama değerlerine göre daha büyük olmasıdır. Çizelge 4.13-4.14’den yararlanarak aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin yaklaşık %80’nin baş bileşenlerinin yüzey potansiyeli 4 ile 6 arasında, yoldaş bileşenlerinin yüzey potansiyeli değerlerinin yaklaşık %88’i 4 ile 12 arasındadır ve yüzey potansiyeli değeri 12’den büyük bir tane sistem mevcuttur. 2. eDb sınıfı sistemlerin tamamını baş bileşenlerinin yüzey potansiyeli değerleri 6’dan büyük olmakla birlikte, yaklaşık %75’nin 6 ile 14 aralığında olduğu görülmüştür. Yoldaş bileşenlerininde tamamının yüzey potansiyeli değerleri 8’den büyük olmakla birlikte, yaklaşık %78’nin 8 ile 18 aralığında bulunmaktadır. 47 3. Genel olarak her iki sınıf dönem değişimini birbirinden ayıracak bir sınır değer bulunduğu söylenebilir; eDa sınıfı sistemlerin genel olarak 8’den küçük yüzey potansiyel değerleri aldıklarını ve eDb sınıfı sistemlerin ise, 8’den büyük yüzey potansiyel değerleri aldıkları görülmektedir. 4.3.8 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları Çizelge 4.15 ve 4.16’da eDa ve eDb sınıfı sistemlerin göreli yarıçap değerlerinin dağılım aralıkları verilmiştir. Bu çizelgeler dikkate alınarak aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %96’sının göreli yarıçapları 0.1 ile 0.3 aralığında olduğu ve yaklaşık %84’ünün ise 0.2 ile 0.3 aralığında olduğu, yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %92’nin göreli yarıçapları 0.1 ile 0.3 aralığında bulunmakta ve yaklaşık %60’ı ise 0.1 ile 0.2 aralığında bulunmaktadır. 2. eDb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %96’nın göreli yarıçapları 0 ile 0.3 aralığında bulunmakta ve yaklaşık %90’nı ise 0 ile 0.2 aralığındadır. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %96’sı 0 ile 0.2 aralığında olmakla birlikte, yaklaşık %50’si 0 ile 0.1 aralığında bulunmaktadır. 3. eDa sınıfı sistemlerin, eDb sınıfı sistemlere göre, göreli yarıçap değerlerinin daha büyük olduğu söylenebilir. 4. eDb sınıfı sistemlerin her iki bileşenin göreli yarıçap değerleri, diğer türden dönem değişimi gösteren sistemlere göre daha küçük değerlere sahiptirler. 4.3.9 Log M1-a(R~) ve Log M2-a(R~) değişimleri eDa ve eDb sınıfı sistemler ve diğer sistemlere ilişkin kütle-baş ve yoldaş bileşen yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu değişim grafikleri birlikte verilmiştir. Her iki grafikte de benzer dağılımlar görülmektedir (Şekil 4.9-Şekil 4.10). Şekil 4.9-4.10 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 48 1. eDa ve eDb sınıfı sistemler genel dağılıma uymakla birlikte, kütleleri, diğer sınıflardaki sistemlerin kütlelerine göre daha büyük değere sahiptirler. 2. eDa sınıfı sistemler artan kütle değerlerine göre yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları artarken eDb sınıfı sistemler için bunu söylemek mümkün değildir. 3. Her iki sınıf dönem değişimi gösteren sistem için kütle ve yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu için bir alt sınır mevcuttur. 4. eDa sınıfı sistemler, eDb sınıfı sistemlere göre çoğunlukla daha büyük kütle değerlerine sahiptirler. 5. eDa sınıfına dahil TZ Men ile eDb sınıfına dahil GN Nor, QX Car, KT Cen, QX Cas, sistemleri dahil oldukları dönem değişim sınıfı içerisindeki en aykırı sistemler olarak görülmektedirler. TZ Men sistemin dikkat çeken özelliği; dahil olduğu sınıftaki en büyük döneme sahip sistem olmasıdır. GN Nor, QX Car, KT Cen, AR Cas, QX Cas, sistemleri bir gurup olarak dikkate alındıklarında; dikkat çekici bir şekilde tümünde baş ve yoldaş bileşenlerinin B tayf türünden ve kütle, yarıçap, sıcaklık değerlerinin aynı sınıftaki diğer sistemlerin ortalama değerlerine göre daha büyük olduğudu görülmüştür. 90 a(R~) 80 70 60 50 40 QX Cas TZ Men AR Cas 30 KT Cen QX Car 20 10 Gn Nor Log M 1 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.9 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log M -a(R ) değişimi 1 49 90 a(R~) 80 70 60 50 40 QX Cas TZ Men 30 QX Car KT Cen 20 10 Gn Nor Log M 2 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 eDa eDb tüm sınıflar Şekil 4.10 eDa ve eDb sınıfı sistemlerde Log M -a(R ) değişimi 2 Çizelge 4.3-4.4’den yararlanarak aşağıdaki sayısal sonuçlar çıkarılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin kütleleri çok geniş bir aralığa dağılmakla birlikte baş bileşenlerin yaklaşık %96’sının kütlesi 2 M~’den, yoldaş bileşenlerin yaklaşık %96’sının 1.5 M~’den daha büyük olduğu ve 6 M~’den daha büyük değerlerlerde maksimimumun (M1 ve M2 için %36) bulunduğu görülmektedir. 2. eDb sınıfı sistemlerin kütleleri çok geniş bir aralığa dağılmakla birlikte baş ve yoldaş bileşenlerin yaklaşık %76’sının kütlesinin 1 ile 3 M~ aralığında bulunduğu, kalanların ise yaklaşık %22’sinin 3 M~’den daha büyük olduğu görülmektedir. 4.3.10 ℓ (◦)-b (◦) dağılımı eD türü dönem değişimi gösteren sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin galaktik dağılımları verilmiştir (Şekil 4.11). Şekil 4.11 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 50 1. eDa ve eDb sınıfı sistemlerin neredeyse tamamı galaktik düzlem üzerinde bulunmaktadır ve her iki sınıf sistem için galaktik koordinatlarına göre bir ayrım bulunmamaktadır. 2. Her iki sınıfa dahil sistemlerin ℓ (◦) değerlerinin çoğunlukla (+10˚ ile -10˚) arasında olduğu görülmüştür. 3. eDa sınıfı olan Zet Phe ve eDb sınıfı olan BW Aqr, Alf CrB, TV Cet sistemlerinin dahil oldukları sınıf içerisindeki sistemlerin dağılımından, diğer sistemlere göre, daha fazla ayrıldıkları görülmektedir. Zet Phe sisteminin her hangi bir faklılığı görülmemiştir. 4. BW Aqr, TV Cet sistemlerinin her iki bileşeninin tayf türünün F türü olduğu ve kütle oranı değerlerinin dahil oldukları sınıftaki diğer sistemlerinkine göre büyük olduğu görülmüştür. Alf CrB (A0V+G5V) sisteminin döneminin dahil olduğu sınıftaki diğer sistemlerinkine göre büyük olduğu, kütle oranı değerinin ise daha küçük olduğu görülmüştür. Şekil 4.11 eDa ve eDb sınıfı sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ (˚) -b (˚) dağılımı 51 4.3.11 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı Çizelge 4.17’de eDa ve eDb sınıfı sistemlerin kütle oranlarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin yaklaşık %88’nin kütle oranı 0.6 ile 1 arasında bulunmakta ve yaklaşık %60’nın kütle oranı 0.8 ile 1 arasında değişmektedir. 2. eDb sınıfı sistemlerin yaklaşık %90’nın kütle oranı 0.6 ile 1 arasında bulunmakta ve yaklaşık %70’nin kütle oranı 0.8 ile 1 arasında bulunmaktadır. 3. Kütle oranı 0.3’ ten küçük olan eDb ve eDa sınıfı sistem bulunmamaktadır. 4. eDb sınıfı sistemlerin eDa sınıfı sistemlere göre, daha büyük kütle oranı değerlerine sahip oldukları söylenebilir. eD türü sınıfa dahil sistemlerin kütle oranları değerlerinin diğer tüm sınıflara dahil sistemlerinkine göre daha büyük oldukları görülmüştür. 4.3.12 eDa ve eDb sınıfı sistemlerin tayf türlerinin dağılımları Çizelge 4.18’de eDa ve eDb sınıfı sistemlerin tayf türlerinin dağılım aralıkları ve bu aralıklarda bulunan her sınıfa dahil yıldız sayısı verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. eDa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %96’nın tayf türleri A ile O aralığında bulunmakta ve yaklaşık %80’ni B tayf türüne sahiptir. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %96’nın tayf türleri A ile O arasında değişmekte ve yaklaşık %68’i B, %24’ü A tayf türü şeklindedir. 2. eDb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %95’inin tayf türleri A ile B arasında değişmekte ve yaklaşık %78’i A ile B ve %17’si F tayf türü aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %90’sının tayf türleri A ile B arasında değişmekte ve yaklaşık %68’si A ile B, %22’si F tayf türü aralığında bulunmaktadır. 52 3. eDa sınıfı sistemler için F tayf türünden daha geç tayf türüne sahip hiç bir sistem bulunmamaktadır. eDb sınıfı sistemlerin ise, G tayf türünden daha geç tayf türü olan hiç bir sistem bulunmamaktadır. 4. eDb ve eDa sınıfı sistemlerin, diğer tüm sınıflara dahil sistemlere göre, genellikle daha erken tayf türlerinde oldukları söylenebilir. Ayrıca, eDa sınıfı sistemlerinde eDb sınıfı sistemlere göre, daha erken tayf türünde oldukları söylenebilir. 4.3.13 eDa ve eDb sınıflarının analiz sonuçları eDa ve eDb sınıfı sistemlerin, diğer dönem değişimi gösteren sınıflara göre, farklı dağılımlar sergiledikleri görülmüş ve dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları, yüzey potansiyeli, göreli yarıçapları, kütle oranı gibi parametrelerinin daha büyük değerler aldığı tespit edilmiştir. Buna göre, bu sınıflara dahil sistemlerin, diğer tüm sistemlere göre daha ayrık sistemler olduklarını göstermektedir. Aynı zamanda, daha erken tayf türlerine, daha büyük kütle, yarıçap, sıcaklık değerlerine sahip olmaları ve çok büyük oranda galaktik düzlem üzerinde bulunuyor olmaları, eDa ve eDb sınıfı sistemlerin diğer sınıflara dahil sistemlere göre, evrimsel açıdan genç sistemler olduklarını göstermektedir. eDa ve eDb sınıfları kendi aralarında karşılaştırıldığında, eDa sınıfının eDb sınıfına göre, daha erken tayf türlerine, daha büyük sıcaklıklara ve kütlelere sahip sistemler olduklarını göstermektedir. eDb sınıfının eDa sınıfına göre, daha büyük dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu, yüzey potansiyeli ve kütle oranı değerlerine sahip sistemler içeriyor olması, dönem değişim nedenlerinin aynı olmasına karşın bu iki sınıfın farklı özelliklere sahip olduğunu göstermektedir. Ortaya çıkan belirgin farklılıklar dikkate alındığında eksen dönmesi gösteren sistemlerin iki ayrı sınıf olarak incelenmesi gerektiği söylenebilir. 53 4.4 Sa, Sb, Ss Ana ve S1, S2, S3 Alt Sınıfları Analizi S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tamamı, dahil oldukları sınıfların analizleri yapılırken, aynı grafik üzerinde sembollerin açık bir şekilde ayrımının yapılabilmesi için verilmemiştir. Bu nedenle ana sınıflar için oluşturulan grafikler ayrıca alt sınıflar için oluşturulmuş ve her sınıfın ayrı ayrı analizi yapılmıştır. 4.4.1 Log M-Log L değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerin kütle-ışınım gücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.12). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. Sa sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin ise ZAMS’ın, diğer sistemlere göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. S1, S2, S3 sınıfı sistemlerin kütle-ışınım gücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.13). 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 Sa baş bileşen Sb baş bileşen Ss baş bileşen Sa yoldaş Sb yoldaş Ss yoldaş Şekil 4.12 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi 54 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 S1 baş bileşen S2 baş bileşen S3 baş bileşen S1 yoldaş S2 yoldaş S3 yoldaş Şekil 4.13 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi Buna göre baş bileşenlerin ZAMS üzerinde olduğu, yoldaş bileşenlerin ise yine çoğunlukla ZAMS üzerinde olduğu fakat, azda olsa her üç sınıftan bazı yoldaş bileşenlerin ZAMS’ın, diğer sistemlere göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. 4.4.2 Log M-Log R değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.14). Buna göre baş bileşenlerin ZAMS üzerinde olduğu görülmüştür. Sa ve Ss sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin ise ZAMS’ın, diğer sistemlerin bileşenlerine göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. S1, S2, S3 sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.15). Buna göre, baş bileşenlerin ZAMS üzerinde olduğu görülmüştür. S3 sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin ise ZAMS’ın, diğer sistemlerin bileşenlerine göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. Buna göre, S3 sınıfı yoldaş bileşenlerin, Sa sınıfı yoldaş bileşenler ile benzerlik gösterdikleri söylenebilir. 55 2 Log R 1 0 Log M -1 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 Sa baş bileşen Sb baş bileşen Ss baş bileşen Sa yoldaş Sb yoldaş Ss yoldaş 4.14 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi 4.4.3 Log Teff-Log L değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınım gücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları 2 Log R 1 0 Log M -1 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 S1 baş bileşen S2 baş bileşen S3 baş bileşen S1 yoldaş S2 yoldaş S3 yoldaş Şekil 4.15 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi 56 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,43,63,84 4,24,44,64,85 Sa baş bileşen Sb baş bileşen Ss baş bileşen Sa yoldaş Sb yoldaş Ss yoldaş Şekil 4.16 Sa , Sb ,Ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi verilmiştir (Şekil 4.16). Genel olarak baş ve yoldaş bileşenlerin ZAMS üzerinde ve civarında oldukları söylenebilir. Fakat, Sa ve Ss baş bileşenleri ve her üç sınıfın yoldaş 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,4 3,6 3,8 4 4,2 4,4 4,6 4,8 5 S1 baş bileşen S2 baş bileşen S3 baş bileşen S1 yoldaş S2 yoldaş S3 yoldaş Şekil 4.17 S1 , S2 ,S3 sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi 57 bileşenlerinin, Sb sınıfı baş bileşenlere göre, ZAMS’ın daha üstünde oldukları görülmüştür. S1, S2, S3 sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.17). Buna göre, genel olarak baş ve yoldaş bileşenlerin ZAMS üzerinde ve civarında oldukları söylenebilir. Fakat S3 sınıfı yoldaş bileşenlerin, diğer bileşenlere göre, ZAMS’ın daha üstünde oldukları görülmüştür. 4.4.4 Log P - a(R~) değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yörünge yarı-büyük eksen ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.18’de verilmiştir. Şekil 4.18 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler genel dağılıma uygun bir şekilde değişim göstermektedirler. 2. Sb sınıfı ile Sa sınıfı dönem değerleri bakımından birbirlerinden ayrılabilir bir dağılım gösterirken Ss sınıfı her iki sınıf arasında bulunmaktadır. 3. Genel olarak, Sa ve Ss sınıfı sistemler, Sb sınıfı sistemlere göre daha büyük dönem ve yörünge yarı-büyük eksen uzunluğa sahiptirler. Sa ve Ss sınıfları arasında ise Sa sınıfı sistemler genel olarak daha büyük değerlere sahiptirler. 4. Sa sınıfı olan RW Per (EA, Sp.Tip: A5IIIe+G0III) sistemin dahil olduğu sınıf içerisindeki en aykırı konumda bulunmasına rağmen, genel dağılımın bir uzantısı olduğu açık bir şekilde görülmektedir. Bu sistemin ayırt edici özelliği yoldaş bileşenin yarıçap değerinin aynı sınıftaki diğer sistemlere göre çok daha büyük olmasıdır. S1, S2, S3 sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yarı-büyük eksen ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.19’da verilmiştir ve genel olarak Şekil 4.18’de görülen değişim burada da görülmektedir. Şekil 4.19 dikkate alındığında, S1, S2, S3 sınıfı sistemlerin genel dağılıma tamamen uydukları ve özellikle S2 sınıfı sistemler için dönem ve yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarının keskin bir üst sınır bulunduğu ve diğer sınıflara göre daha küçük dönemlere sahip oldukları söylenebilir. 58 50 a(R ) 45 40 35 RW Per 30 25 20 15 10 5 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 Sa Sb Ss tüm sınıflar Şekil 4.18 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-a(R ) değişimi Çizelge 4.1-4.2’den yararlanarak S türü dönem değişimi gösteren sistemler için aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 50 a(R ) 45 40 35 30 25 20 15 10 5 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 S1 S2 S3 tüm sınıflar Şekil 4.19 S , S ,S sınıfı sistemlerde Log P-a(R ) değişimi 1 2 3 59 1. Sb sınıfı sistemlerin yaklaşık %86’nın dönemi 0 ile 1.5 gün aralığında ve %70’nin yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu 3 ile 6 R~ aralığındadır. 2. Ss sınıfı sistemlerin yaklaşık %97’sinin dönemi 1 ile 3.5 gün aralığında bulunmaktadır. 3. S1 sınıfı sistemlerin tamamının dönemi 0.5 ile 3.5 gün aralığında olmakla birlikte, yaklaşık olarak %70‘nin dönemi 0.5 ile 1.5 gün aralığındadır. 4. S2 sınıfı sistemlerin ise %98’nin dönemi 0 ile 1 gün aralığında ve %100’nün yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu 0 ile 6 R~ aralığında bulunmaktadır. 4.4.5 Log P-T1(K) değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü dönem ile baş bileşenin sıcaklıkları arasındaki ilişki Şekil 4.20’de verilmiştir. Şekil 4.20 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler genel dağılım içerisinde kalmaktadır ve diğer sistemlerden belirgin bir farklılığı bulunmamaktadır. 2. Her üç sınıf için dönem ve sıcaklıkları açısından bir sınır vermek mümkün değildir. Fakat genel olarak belirli bir sıcaklık aralığında dağılım göstermektedirler. Bu sınırın dışında çok az sayıda örnek bulunmaktadır. 3. Sa sınıfı Y Sex (EW, Sp.Tip: F8), RW Per (EA, Sp.Tip: A5IIIe+G0III), QS Aql (EA, Sp.Tip: B5V) sistemleri dahil oldukları sınıfta en aykırı örnekler olarak karşımıza çıkmaktadır. RW Per sistemi dahil olduğu dönem değişim sınıfının en uç örneğidir ve yoldaş bileşeni bir dev yıldızdır. QS Aql sisteminin O-C eğrisinde çok az sayıda gözlemsel nokta bulunmaktadır ve hatalı sınıflandırılmış bir sistemdir. Y Sex sistemi ise gözlemsel veri sayısı az olmasına rağmen çok belirgin bir sinüsel değişim göstermektedir ve yoldaş bileşeninin yarıçapı bu guruptaki diğer sistemlerin ortalama değerinden daha büyük olduğu görülmüştür. 60 40000 T1(K) 35000 30000 25000 TT Aur 20000 U Oph QS Aql 15000 ZZ Cas RW Pe r 10000 RW Pe r 5000 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 Sa Sb Ss tüm sınıflar Şekil 4.20 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-T (K) değişimi 1 4. Sb sınıfına dahil ZZ Cas (EB, Sp.Tip: B3), U Oph (EA, Sp.Tip: B5V+B5V) ve Ss sınıfına dahil TT Aur (EB, Sp.Tip: B2Vn+B5:) sistemleri dahil oldukları sınıf içerisindeki en aykırı sistemler olarak görülmektedir. Bu grupta yer alan U Oph sistemi hariç diğer sistemlerin dönem değişimleri hatalı sınıflandırılmıştır. Gözlemsel verilerin daha çok görsel ve fotoğrafik olması, verilerin saçılmasına neden olmaktadır. Gerçek dönem değişimi ancak gelecekteki gözlemler ile ortaya çıkarılabilir. U Oph sistemi ise çok belirgin çevrimsel yapıya sahiptir ve sınıflandırmada hata bulunmamaktadır. Sistemde görülen tek aykırılık bileşen yıldızların her ikisinin de erken türden olmasıdır. S1, S2, S3 sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü dönem ile birinci bileşenin sıcaklıkları arasındaki ilişki Şekil 4.21’de verilmiştir. Şekil 4.21 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. S1, S2, S3 sınıfı sistemler genel dağılım içerisinde kalmaktadırlar. 61 40000 T1(K) 35000 AH Cep 30000 V Pup SZ Cam BM M on CR Cas 25000 CT Tau 20000 MR Cyg 15000 10000 5000 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 S1 S2 S3 tüm sınıflar Şekil 4.21 S1 , S2 ,S3 sınıfı sistemlerde Log P-T1(K) değişimi 2. S2 sınıfı ile S3 sınıfları arasında dönem bakımından belirgin bir ayrım bulunmaktadır. S1 sınıfı sistemler bu iki grubun ortasında yer almaktadır. 3. S3 sınıfına dahil AH Cep, BM Mon, CR Cas, CT Tau, MR Cyg, V Pup, SZ Cam sistemlerinin tamamı genel dağılımın dışında bulunan sistemlerdir. AH Cep, BM Mon, CT Tau, MR Cyg, V Pup, SZ Cam sistemleri dönem değişimine ilişkin sınıflandırma yapılırken, S3, güvenilirlik derecesi kötü olan sistemler olarak sınıflandırılmışlardır. Genel olarak bakıldığında gözlemsel verisi çok az olan ve gözlemsel verileri çok saçılma gösteren sistemlerdir. SZ Cam sistemi için sinüsel bir değişim çok belirgin olarak görülmektedir ve sistemin bileşenlerine bakıldığında her iki bileşenin erken tür yıldızlar oldukları görülmüştür. S1, S2 ve S3 sınıfı sistemlerin güvenirlik derecelerinin kötü olması bu tür sistemlerin gerçek dönem değişim yapısının tam olarak bilinmemesinden kaynaklanmaktadır. Şekil 4.22’e normal dağılımdan ayrılmış sistemlere ait O-C eğrileri verilmiştir. AH Cep (EB, Sp.Tip: B0.5Vne+B0.5V) ve SZ Cam (EA, Sp.Tip: O9.5V+B0) sistemleri birbirlerine benzer 62 Şekil 4.22 S1, S2 ve S3 sınıfı olarak sınıflandırılan sistemlerin O-C eğrileri (Kreiner 2001) dönem değişimleri göstermektedir ve erken tür bileşenlere sahiptir. Şekil olarak sinüsel yapı göstermelerine rağmen keskin dönüm noktalarına sahip olmaları, bunların hatalı sınıflandırıldığını göstermektedir. BM Mon (EA, Sp.Tip: B1V:) ve V Pup (EB, Sp.Tip: B1Vp+B3:) sistemlerinin dönem değişimleri birbirlerine benzer yapıdadır ve gözlemsel 63 veri sayısının az olması bu değişimin sinüsel olmayabileceğini göstermektedir. CT Tau (EW, Sp.Tip: B2n) ve MR Cyg (EA, Sp.Tip: B3V+B9) sistemleri de birbirine benzer değişimler göstermektedir ve gözlemsel noktaların dağılımından bu sistemlerin daha çok L sınıfına girmesi gerektiğini göstermektedir. Şekilde gösterilmeyen CR Cas (EB, Sp.Tip: G5-K8:) sisteminde gözlemsel veri kalitesi daha çok görsel ve fotoğrafik verilerden oluşmakta ve dönemi 2.84 gün’dür. Çizelge 4.1’den yararlanarak S türü dönem değişimi gösteren sınıflar için aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. S2 sınıfından dönem değişiminin çoğunlukla dönemi 1 günden küçük olan sistemlerde görüldüğü (bu sınırın dışında tek bir örnek bulunmaktadır), 2. Güvenilirlik parametresi kötü olmasına rağmen, S3 sınıfı sistemlerin çoğunlukla 1 4.4.6 Log P-R1(R~) ve Log P-R2(R~) değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sınıfı sistemler ve diğer sınıflara dahil sistemler için, dönem-baş ve yoldaş bileşenlerin yarıçap değişimleri Şekil 4.23-4.24’de verilmiştir. Şekil 4.23-4.24 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler genel dağılıma tamamen uygun oldukları görülmektedir. 2. Sa ile Sb sınıfı sistemler birbirlerinden dönem bakımından ayrılabilmektedirler ve Ss sınıfı sistemler bu iki sınıf sistemin kesiştiği bölgede yer almaktadırlar. 3. Yarıçap değerlerine bakıldığında, dönem ile baş bileşenin yarıçaplarının doğrusal bir dağılım sergiledikleri, yoldaş bileşenin yarıçapının ise döneme göre genel olarak arttığı görülmektedir. 64 R1 (R) 10 8 6 4 RW Per 2 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 Sa Sb Ss Tüm sınıflar Şekil 4.23 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-R1(R ) değişimi 4. Grafikte görülen en aykırı sistem Sa sınıfı RW Per’dir ve genel dağılımın devamı şeklinde konumlanmıştır. Bu nedenle aykırı bir sistem olarak bakılmamalıdır. 5. Sb sınıfına dahil AR Aur (EA, Sp.Tip: Ap(Hg-Mn)+B9V), V1061 Cyg (EA, Sp.Tip: R2(R ) 10 8 RW Per 6 4 2 AR Aur V819 Her V1061 Cyg Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 Sa Sb Ss tüm sınıflar Şekil 4.24 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log P-R (R ) değişimi 2 65 F8) ve V819 Her (EA) sistemleri dahil oldukları grubun dışında bulundukları için tekrar incelenmiştir. Şekil 4.25’de bu sistemlere ilişkin O-C değişimleri verilmiştir. AR Aur ve V1061 Cyg sistemleri dikkate alındığında, AR Aur’un çok belirgin sinüsel değişim gösterdiği görülmektedir. Sistemi oluşturan bileşenler dikkate alındığında Ap türü yıldızların güçlü manyetik alana sahip yıldızlar oldukları bilinmektedir. V1061 Cyg sistemi dikkate alındığında, dönem değişiminin gerçek yapısının gözlemsel veri kalitesi ve azlığı nedeniyle çok belirgin olmadığı söylenebilir. Bu nedenle sistemin dönem değişim türü hatalı olarak sınıflandırılmıştır. V819 Her sisteminde gözlemsel veri sayısı son derece az ve çok küçük bir zaman aralığına dağıldığından hatalı bir sınıflandırma olduğu kabul edilebilir. 4.25 Sb sınıfı aykırı sistemler (Kreiner 2001) 66 R1(R ) 10 SZ Cam 8 AH Cep CR Cas BM Mon 6 V Pup MR Cyg 4 2 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 S1 S2 S3 Tüm sınıflar Şekil 4.26 S , S S sınıfı sistemlerde Log P-R (R ) değişimi 1 2, 3 1 S1, S2, S3 sınıfı ve diğer sınıflara dahil sistemler için, dönem-baş ve yoldaş bileşenlerin yarıçap değişimleri Şekil 4.26-4.27’de verilmiştir. 2 R (R ) 10 8 6 4 2 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 S1 S2 S3 tüm sınıflar Şekil 4.27 S , S S sınıfı sistemlerde Log P-R (R ) değişimi 1 2, 3 2 67 Şekil 4.26-4.27 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. S1, S2, S3 sınıfı sistemler genel dağılıma tamamen uymakla birlikte, Şekil 4.23 ve Şekil 4.24’deki değişime uygun özellikler görülmektedir. SZ Cam, AH Cep, CR Cas, BM Mon, V Pup, MR Cyg sistemleri ile ilgili bilgi bir önceki kesimde verilmiştir. 2. Yoldaş bileşenler dikkate alındığında, genel değişim karakteri, artan dönemlere göre yarıçap değerlerinin de arttığı yönündedir, fakat bu ilişkinin doğrusal bir yapıdan çok üçgen bir alan içerisinde bulunduğu dikkati çekmektedir. 3. S3 sınıfı büyük dönemlere sahip sistemlerde daha çok görülürken, S2 sınıfı değişimler küçük dönemlerde görülmektedir. Şekil 4.24-4.27’deki benzerlik, Sb ile S2’nin, Sa ile S3’ün ve Ss ile S1 türü sistemlerin birbirleri ile bağlantılı sistemler olabileceğini göstermektedir. Çizelge 4.5-4.6’dan yararlanarak tüm S türü sınıflar için aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. Sa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yarıçapları 1 ile 5 R~ aralığında bulunmakta ve yaklaşık %81’i 1 ile 3 R~ ve yaklaşık %54’ü 2 ile 3 R~ aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin, yaklaşık %64’ü 1 ile 3 R~ aralığında ve %35’i 3.5 R~’dan daha büyük değerler almaktadır. 2. Sb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %96’sının yarıçapları 0.5 ile 3 R~ aralığında ve yaklaşık %36’sı 0.5 ile 1.5 R~ ve yaklaşık %40’ı 2 ile 3 R~ aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin, yaklaşık %90’nı 0.5 ile 3 R~ aralığında ve yaklaşık %50’si ise 1 ile 2 R~ ve yaklaşık %24’ü 2 ile 3 R~ aralığında bulunmaktadır. 3. Ss sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yarıçapları 1 ile 4.5 R~ aralığında bulunmakta ve yaklaşık %70’i 1.5 ile 3 R~ aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin yarıçapları geniş bir aralıkta dağılmakla birlikte, yaklaşık %48’si 1 ile 3 R~ aralığında ve %52’si 3.5 ile 5.5 R~ aralığında bulunmaktadır. 4. Sa sınıfı sistemlerin, Ss sınıfı sistemlere göre ve Ss sınıfı sistemlerinde Sb sınıfı sistemlere göre, daha büyük yarıçap değerlerine sahip oldukları söylenebilir. 68 5. Sb ve S2 sınıfı sistemlerin, diğer S türü sınıflara göre daha küçük yarıçap değerlerine sahip oldukları söylenebilir. Sınıfların bu parametreler açısından benzer oldukları söylenebilir. 4.4.7 Log M1-a(R~) ve Log M2-a(R~) değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler ve diğer sınıflara dahil sistemler için, yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarının baş ile yoldaş bileşenin kütlesine göre değişimi Şekil 4.28-4.29’da verilmiştir. Şekil 4.28-4.29 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa sınıfı hariç diğer sistemler genel dağılım içerisinde kalmaktadır. Genel olarak bütün sistemler dikkate alındığında, Sa türü dönem değişimi gösteren sistemlerin daha küçük kütle fakat daha büyük yörünge yarı-büyük eksen uzunluğuna sahip oldukları görülmektedir. 50 a(R ) 45 40 35 RW Per 30 25 20 15 TT Aur 10 5 Log M 1 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 Sa Sb Ss Tüm sınıflar Şekil 4.28 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M -a(R ) değişimi 1 69 50 a(R ) 45 40 35 RW Per 30 25 20 15 10 TT Aur 5 TZ Boo Log M 2 0 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 Sa Sb Ss tüm sıınıflar Şekil 4.29 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M -a(R )değişimi 2 2. Bütün sistemler dikkate alındığında yoldaş bileşenler için belirlenen kütle değerlerinin çok saçılma gösterdiği görülmektedir bu nedenle de genel dağılımın yapısı tam olarak belirgin değildir. 3. Sa sınıfı RW Per (EA, Sp.Tip: A5IIIe+G0III) sistemi dahil olduğu grupta en aykırı konumda bulunan sistemdir. Sistem erken tayf türünden ve dev bileşenlerden oluşmaktadır. Bu özellikleri bakımından grubunda bulunduğu diğer sistemlerden ayrılmaktadır. 4. Sb sınıfına dahil TZ Boo (EW, Sp.Tip: G2V) ve Ss sınıfına dahil TT Aur (EB, Sp.Tip: B2Vn+B5:) sistemleri dahil oldukları dönem değişim sınıfı içerisindeki en aykırı konumlarda bulunan sistemlerdir. TZ Boo sisteminin O-C değişimi zig zag’lı yapıya sahip çevrimli değişim göstermektedir (Şekil 4.30). TT Aur sistemin her iki bileşeninde erken tayf türünden olması ve özellikle baş bileşenin bulutsu yaygın çizgili (nebulus (diffuse) lines) tayfa sahip olması bu tür değişimlerin karakteristik özelliği olabilir. TT Aur sistemi ise hatalı sınıflandırılmış bir sistem olarak görülmektedir. 70 Şekil 4.30 TT Aur ve TZ Boo sistemlerinin O-C eğrileri (Kreiner 2001) S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde baş ve yoldaş bileşenin kütlelerine göre yarı-büyük eksen uzunluklarının değişimi Şekil 4.31-4.32’ de verilmiştir. Şekil 4.31-4.32 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. S1, S2, S3 sınıfı sistemler genel dağılıma tamamen uymaktadır. Baş ve yoldaş bileşenler için verilen grafiklerde dikkat edilirse; özellikle Sb ile S2 ve Sa ile S3 50 ) a(R 45 40 35 RX Gem 30 25 20 15 10 5 Log M 1 0 -0,5 -0,3 -0,1 0,1 0,3 0,5 0,7 0,9 1,1 1,3 1,5 S1 S2 S3 tüm Şekil 4.31 S , S , S sınıfı sistemlerde Log M -a(R ) değişimi 1 2 3 1 71 50 a(R) 45 40 35 RX Gem 30 25 RU Cnc TT Hya 20 S Vel UW Lac 15 10 5 Log M 2 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 S1 S2 S3 tüm sınıflar Şekil 4.32 S , S , S sınıfı sistemlerde Log M -a(R ) değişimi 1 2 3 2 sınıflarının dağılımlarının benzerlik gösterdikleri söylenebilir. 2. S3 sınıfına dahil RU Cnc (EA, Sp.Tip: F9V:+G9V:), TT Hya (EA, Sp.Tip: A5IIIe+G5IV), RX Gem (EA, Sp.Tip: A3IIIea+K1:), UW Lac (EA, Sp.Tip: A), S Vel (EA, Sp.Tip: A5Ve+K5IIIe) sistemleri genel dağılımın dışında olan sistemlerdir. RX Gem sistemi hariç diğer sistemlerin gözlemsel verisi ve kalitesi son derece düşüktür, bu nedenle hatalı sınıflandırılan sistemler olarak bakılabilir. RX Gem sisteminin minimum zamanları gözlemsel ve fotoğrafik verilerden oluşmasına rağmen belirgin bir şekilde çevrimli bir değişimin bulunduğu görülmektedir (Şekil 4.33). Sistemi oluşturan bileşen yıldızlardan birinin salma çizgili erken tayf türünden dev bir yıldız olması, bu tür bir değişimin gerçekleşmesinde etkin olabilir. Çizelge 4.3-4.4’ten yararlanarak tüm S türü sınıflar için aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. Sa sınıfı sistemlerin baş ve yoldaş bileşenleri çok geniş bir aralıkta bulunmaktadır. Yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarının, diğer S sınıfı sistemlere göre, daha büyük olduğu görülmüştür. 72 Şekil 4.33 RX Gem sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001) 2. Sb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %94’nün kütlesi 0.5 ile 3 M~ aralığında olmakla birlikte, yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %97’sinin kütlesi 0 ile 2.5 M~ aralığındadır. En fazla yoğunlukta oldukları aralık (%57) 0.5 ile 1.5 M~ şeklindedir. 3. Ss sınıfı sistemlerin baş bileşenleri çok geniş bir aralıkta bulunmakla birlikte, yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %97’sinin kütlesi 0 ile 2.5 M~ aralığında ve en fazla yoğunlukta oldukları aralık (%50) 1.5 ile 2.5 M~ şeklindedir. 4. S1 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %97’sinin kütlesi 2 ile 3 M~ aralığında ve yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %97’sinin kütlesi 0 ile 2 M~ aralığında olmakla birlikte, 0.5 M~ ile 1.5 M~ aralığında bir maksimum (%78) bulunmaktadır. 5. S2 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, tamamının kütlesi 0.5 ile 3.5 M~ aralığında ve 0.5 ile 1.5 M~ aralığında bir maksimum(%70) bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin ise, tamamının kütlesi 0 ile 2.5 M~ aralığında olmakla birlikte, 0.5 ile 1.5 M~ aralığında yaklaşık %67’lik bir oran ile bulunmaktadırlar. 6. S3 sınıfı sistemlerin birinci bileşenlerinin çok geniş bir arlıkta bulunmakta ve ayrıca kütlenin 6 M~’den büyük olduğu aralıklarda bir maksimuma sahiptirler. Yoldaş bileşenleride çok geniş bir arlıkta bulunmakla birlikte, yoldaş bileşenleride kütlenin 6 M~’den büyük olduğu aralıklarda bir maksimum göstermektedirler. 73 7. Sa sınıfı sistemlerin Ss ve Sb sınıfı sistemlere göre bileşenlerinin kütlelerinin daha büyük olduğu söylenebilir. 8. Tüm S türü sınıfların (S3 hariç) ikinci bileşenlerin kütlelerinin 0 ile 2.5 M~ aralığında değer aldığı söylenebilir. 9. Sb, S1 ve S2 sınıfı sistemlerin, diğer S türü sistemlere göre, kütlelerinin daha küçük olduğu aralıklarda bulunduğu ve her üç sınıfında kütlelerinin bulundukları aralıkları açısından benzer oldukları söylenebilir. Sb sınıfı sistemlerin ise, diğer S türü sistemlere göre, en küçük kütlelere sahip oldukları söylenebilir. Çizelge 4.19 dikkate alındığında toplam 277 adet baş bileşeni A tayf türünden olan sistemin dikkate alındığını ve bunların yaklaşık %45’inin S türü dönem değişimi gösterdiği ortaya çıkmaktadır. Aynı grupta n+u sınıfı dönem değişimi gösteren sistemlerin oranı %20, eD türü dönem değişimi için %7 ve dönem değişimi olmayan (L) sistemlerin oranı %27 olduğu görülmektedir. Buradan A tayf türüne sahip bileşenli sistemlerde dönem değişiminin daha çok çevrimli yapıda görüldüğü söylenebilir. 4.4.8 Log M2-Log g2 değişimi Sa, Sb, Ss sınıfı sistemler ve diğer sınıflara dahil sistemler için, yoldaş bileşenin yüzey çekim ivmesi değerlerinin, yoldaş bileşenin kütlesine göre değişimi Şekil 4.34’te verilmiştir. Şekil 4.34 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sb sınıfı sistemler genel dağılıma tamamen uymakta fakat Sa ve Ss sınıfı sistemlerden daha büyük log g değerlerine sahip oldukları görülmektedir. 2. Sa sınıfı sistemlerin log g değerlerinin diğer sistemlere göre daha küçük değerlere sahip oldukları görülmektedir. Ss sınıfı sistemler bu iki grup arasında dağılmaktadırlar. 74 5 Log g2 4,5 TZ Boo 4 TT Aur 3,5 3 2,5 RW Pe r 2 1,5 Log M2 1 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 Sa Sb Ss tüm sınıflar Şekil 4.34 Sa, Sb, Ss sınıfı sistemlerde Log M2-Log g2 değişimi 3. Sa sınıfı olan RW Per (EA, Sp.Tip: A5IIIe+G0III), Sb sınıfına dahil TZ Boo (EW, Sp.Tip: G2V), Ss sınıfına dahil TT Aur (EB, Sp.Tip: B2Vn+B5:) sistemlerinin dahil oldukları sınıfa ilişkin dağılımdan aykırı konumlarda bulundukları görülmektedir. 4. RW Per sistemi, Şekil 4.33’te verilen dönem değişimine neredeyse tamamen özdeş bir değişim göstermektedir ve bu sistemi oluşturan bileşen yıldızlardan biri yine erken tayf türünden salma gösteren dev bir yıldızdır. TT Aur ve TZ Boo sistemlerine ilişkin dönem değişimleri Şekil 4.30’da verilmiş ve Kesim 4.4.7’de tartışılmıştır. S1, S2, S3 sınıfı sistemler ile diğer tüm sistemlere ilişkin log M2-log g2 grafiği Şekil 4.35’de verilmiştir. Şekil 4.35 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Her üç sınıf kendi aralarında farklı konumlarda bulunmalarına rağmen tüm sistemler dikkate alındığında genel dağılıma tamamen uymaktadırlar. 75 5 Log g2 4,5 4 EU Hya 3,5 AM Leo TZ Eri 3 2,5 2 1,5 Log M2 1 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 S1 S2 S3 tüm sınıflar Şekil 4.35 S1, S2, S3 sınıfı sistemlerde Log M2- Log g2 değişimi 2. S2 sınıfı, S3 sınıfı sistemlere göre daha büyük yüzey çekim ivmesi değerlerine sahiptirler. 3. S3 sınıfı sistemler için büyük kütle değerlerine doğru gidildiğinde yüzey çekim ivmelerinin de arttığı görülmektedir. S2 sınıfı için böyle bir değişim görülmemekle birlikte genel olarak belirli bir aralıkta sabit kalmaktadır (4 4. S1 sınıfına dahil TZ Eri (EA, Sp.Tip: F), S2 sınıfına dahil AM Leo (EW, Sp.Tip: F8V) ve S3 sınıfına dahil EU Hya (EA, Sp.Tip: F2) sistemlerinin dahil oldukları sınıflardan aykırılık göstermektedirler. Bu sistemlere özgü dönem değişim grafikleri Şekil 4.36’da verilmiştir. Sınıflandırmanın gerçekleştirildiği dönemde, AM Leo sisteminin literatürde bulunan O-C grafiği dikkate alınmıştır. AM Leo sisteminin dönem değişim sınıfı güncellenmemiş O-C grafiğine bakılarak yapıldığından hatalı sınıflandırılmıştır. Güncellenmiş O-C grafiğine bakılarak, bu sistemin sınıfının Sa olduğu söylenebilir. 5. EU Hya sisteminin dönem değişim karakteristiğini belirlemek için yeterince gözlemsel verisi bulunmamaktadır, bu nedenle hatalı bir sınıflandırma olarak ele 76 Şekil 4.36 EU Hya, TZ Eri ve AM Leo sistemlerine ilişkin dönem değişim grafikleri (Kreiner 2001). Alt sağ şekil: AM Leo sistemi ile ilgili Albayrak et al. (2005) tarafından yapılan çalışmadan alınmıştır alınabilir. TZ Eri sisteminin kütle oranının aynı sınıftaki diğer örneklerine göre daha küçük olduğu (q=0.187) görülmüştür fakat, değişimin genel yapısına bakıldığında çevrimli bir değişimin bulunduğu fakat sinüsel değişimden uzak olduğu görülebilir. Çizelge 4.4 ile ilgili çıkarımlar daha önceden verilmiştir (bölüm; 4.4.7). Çizelge 4.9-4.10’ dan yararlanarak tüm S türü sınıflar için aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. Sa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3 ile 4.5 aralığında bulunmakla birlikte, en fazla yoğunlukta oldukları aralık (%68) 4 ile 4.5 şeklindedir. yoldaş bileşenlerinin ise, tamamı 2 ile 4.5 aralığındadır . 77 2. Sb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3.5 ile 5 aralığında ve en fazla yoğunlukta oldukları aralık (%80) 4 ile 4.5 şeklindedir. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %97’ sinin 3.5 ile 5 aralığındadır ve 4 ile 4.5 aralığında bir maksimumları (%70) bulunmaktadır. 3. Ss sınıfı sistemlerin baş bileşenleri tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3.5 ile 4.5 aralığında bulunmakla birlikte, en fazla yoğunlukta oldukları aralık (%70) 4 ile 4.5 şeklindedir. Yoldaş bileşenlerinin ise, tamamının 3 ile 4.5 aralığındadır. 4. S1 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3.5 ile 4.5 aralığında bulunmakla birlikte, en fazla yoğunlukta oldukları aralık (%80) 4 ile 4.5 şeklindedir. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %94’ü 3 ile 4.5 aralığındadır. 5. S2 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3.5 ile 5 aralığında bulunmakta ve yaklaşık %80’ni 4 ile 4.5 aralığındadır. Yoldaş bileşenlerininde tamamı 3.5 ile 5 aralığındadır ve 4 ile 4.5 aralığında bir maksimumları (%76) bulunmaktadır. 6. S3 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının yüzey çekim ivmelerinin logaritma değerleri 3.5 ile 4.5 aralığında bulunmakta ve yaklaşık %62’si 4 ile 4.5 aralığındadır. Yoldaş bileşenlerininde yaklaşık %96’sı 2 ile 4.5 aralığındadır ve 3.5 ile 4 aralığında bir maksimumları (%50) bulunmaktadır. 7. Sa, Ss ve S3 sınıfı sistemlerin, diğer S türü sistemlere göre, yüzey çekim ivmelerinin daha küçük olduğu ve her üç sınıfında yüzey çekim ivmelerinin değer aralıkları açısından benzer oldukları söylenebilir. S3 sınıfı sistemlerin diğer, S türü sistemlere göre, en küçük yüzey çekim ivmelerine sahip oldukları söylenebilir. 4.4.9 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları Çizelge 4.15-4.16’da S türü dönem değişimin gösteren sistemlerin göreli yarıçaplarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelgeler dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 78 1. Sa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerin yaklaşık %88’nin göreli yarıçapları 0.1 ile 0.4 aralığında, %76’sı ise 0.1 ile 0.3 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerin ise tamamı 0.1 ile 0.4 aralığında, yaklaşık %78’i ise 0.1 ile 0.3 aralığında bulunmaktadır. 2. Sb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerin yaklaşık %85’inin göreli yarıçapları 0.2 ile 0.5 aralığında ve yaklaşık %65’i ise 0.2 ile 0.4 aralığındadır. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %90’nı 0.1 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. 3. Ss sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının göreli yarıçap değerleri 0.1 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerin yaklaşık %92’si 0.2 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. 4. S1 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamının göreli yarıçap değerleri 0.1 ile 0.5 aralığında dağılmakta ve yaklaşık %64’ü 0.2 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin tamamı 0.1 ile 0.4 aralığında bulunmakta ve yaklaşık %48’i ise 0.2 ile 0.3 aralığına dağılmaktadır. 5. S2 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin göreli yarıçap değerlerinin %85’i 0.3 ile 0.5 aralığında değişmektedir. Yoldaş bileşenlerinin ise yaklaşık %97’si 0.2 ile 0.5 aralığında dağılmaktadır. 6. S3 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %90’nın göreli yarıçapları 0 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %92’si 0.1 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. 7. Sa sınıfı sistemlerin, Sb ve Ss sınıfı sistemlere göre daha küçük göreli yarıçaplara sahip olduğu görülmektedir. 8. S2 sınıfı sistemlerin göreli yarıçaplarının, diğer S türü sistemlere göre, daha büyük olduğu görülmektedir. Sa ve S3 sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin göreli yarıçapları dikkate alındığında benzer aralıkta değerlere sahip oldukları söylenebilir. 4.4.10 ℓ(◦) - b (◦) dağılımı S türü dönem değişimi gösteren sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin galaktik dağılımları verilmiştir (Şekil 4.37). 79 Şekil 4.37 S sınıfı sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ (˚) - b (˚)dağılımı Şekil 4.37 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin galaktik dağılımları belirgin bir düzene sahip değildir. Her galaktik koordinatta bu türden değişim gösteren sistemler gözlenebilir. 3. Kuzey yarıkürede bir yoğunlaşma görülmesine rağmen bu sonuç gerçekci değildir. Seçim etkisinin bir sonucu olarak ortaya çıkmaktadır. 4.4.11 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı Çizelge 4.17’de S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranlarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa, Sb ve Ss sınıfı her türden kütle oranına sahip sistemlerde görülebilmesine rağmen, Sa’lar için yaklaşık %85’inin kütle oranı 0.1 ile 0.6 arasında, Sb’ler için 80 yaklaşık %76’sının kütle oranı 0.6 ile 1.0 arasında değişmektedir. Ss sınıfı için fazla yoğunlaştığı bir bölge bulunmamaktadır. 2. S1 sınıfı için %80’ninin kütle oranı 0.4 ile 0.8 aralığında, S2 sınıfı için dağılımda bir yoğunlaşma bulunmamakta ve S3 sınıfı için %55’ inin kütle oranı 0.5 ile 0.8 aralığında bulunduğu görülmektedir. 3. Sb sınıfı sistemlerin, diğer S türü sınıftaki sistemlere göre kütle oranının daha büyük, Sa sınıfından olanların ise daha küçük değerlere sahip oldukları söylenebilir. 4.4.12 S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımları Çizelge 4.18’de Tüm S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. Sa sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %95’nin tayf türü B ile F arasında, yaklaşık %65’i A tayf türünden olduğu görülmektedir. Yoldaş bileşenler için yaklaşık %93’nün tayf türü G ile K arasında ve yaklaşık %57’si G tayf türünden yıldızlardır. 2. Sb sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %97’si B ile G tayf türüne, yaklaşık %65’i A ile F tayf türü aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenler için yaklaşık %78’nin F ile M arasında dağıldıkları görülmektedir. 3. Ss sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %95’nin B ile F tayf türü aralığında ve yaklaşık %65’inin A tayf türünden olduğu görülmektedir. Yoldaş bileşenler için yaklaşık %95’nün tayf türü F ile K arasında değişmekte ve yaklaşık %48’si K tayf türünden oldukları görülmektedir. 4. S1 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %90’nın tayf türü A ile F arasında, yaklaşık %61’i A tayf türüne sahip olduğu. Yoldaş bileşenlerinin ise tamamı A ile K tayf türleri arasında ve yaklaşık %55’nin G ile K tayf türleri arasında oldukları görülmektedir. 5. S2 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %96’sı A ile G tayf türleri arasında, yaklaşık %47’si F tayf türünden yıldızlardır. Yoldaş bileşenlerinin tamamı tayf türü 81 A ile K aralığında olmakla birlikte, yaklaşık %31’nin tayf türü F ve yaklaşık %44’nün tayf türü K şeklindedir. 6. S3 sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %91’nin tayf türü B ile F arasında ve yaklaşık %61’i F tayf türü şeklindedir. İkinci bileşenlerinin ise tamamının tayf türü B ile K aralığında olmakla birlikte yaklaşık %52’nin tayf türü G ve K aralığındadır. 7. Sa, Ss, S1 ve S3 sınıfı sistemlerin her iki bileşenlerinin tayf türleri dağılımı açısından benzer oldukları söylenebilir. 8. Sb ve S2 sınıfı sistemlerde her iki bileşenlerininde daha erken tayf türlerine sahip olduğu, Sb ve S2 sınıfı sistemlerde her iki bileşenlerinin tayf türleri dağılımının benzer olduğu söylenebilir. 9. Genel olarak bakıldığında S türü dönem değişimi gösteren sitemlerde baş bileşenin A-F tayf türü aralığında yoldaş bileşenlerin ise G-K tayf türü aralığında yoğunlaştıkları görülmüştür. 4.4.13 S türü dönem değişimi gösteren sistemler için analiz sonuçları S türü dönem değişimi gösteren sistemler tek bir sınıf olarak değerlendirildiklerinde, dönem değişimi göstermeyen sistemler ile aynı fiziksel parametrelere sahip oldukları ve genel dağılım içerisinde kaldıkları görülmektedir. Dönem değişim nedeninin üçüncü bileşen olması durumunda, ilgili sistemlerin fiziksel parametrelerinin normal sistemlerden farklı olması beklenmemelidir. Bunun temel nedeni ise dönem değişiminin nedeninin ışık-zaman etkisi sonucu gerçekleşiyor olmasıdır. Bu nedenle bileşen yıldızların fiziksel değişimleri gerçekleşmediğinden beklendiği gibi normal sistemlerden aykırı parametrelere sahip değillerdir. Çeşitli grafiklerde aynı dönem değişim sınıfı (Sa, Sb, Ss) olarak sınıflandırılmış fakat fiziksel parametrelerine bakıldığında farklılıklar gösteren sistemlerin bulundukları görülmüştür. Bu tür sistemlere ilişkin irdeleme tez içerisinde gerçekleştirilmiş ve O-C değişimlerinin ya hatalı sınıflandırma ya da bileşen yıldızların S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin oluşturdukları sınıfın dışında parametrelere sahip oldukları 82 görülmüştür. Sa sınıfı sistemlerin, Sb, Ss sınıfı sistemlere göre, erken tayf türlerine, büyük dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları, yarıçapları, kütleleri, sıcaklıkları ve küçük kütle oranları, yüzey çekim ivmesi değerlerine sahip oldukları görülmüştür. Sb sınıfı sistemlerinde, Sb, Ss sınıfı sistemlere göre, geç tayf türlerine, küçük dönem, yörünge yarı- büyük eksen uzunlukları, yarıçapları, kütleleri, sıcaklıkları ve büyük kütle oranları ve yüzey çekim ivmesi değerlerine sahip oldukları görülmüştür. Ss sınıfı sistemlerin her iki sınıfın (Sa ve Sb) sistemleri ile benzerlikleri olmasına karşın daha çok her iki sınıfın, fiziksel parametreler açısından, arasında kaldıkları görülmüştür. Bu sevindirici bir sonuçtur çünkü buradan bu tür sistemlerin dönem değişim nedeninin üçüncü cismin varlığından çok bileşen yıldızların fiziksel özelliklerinden kaynaklandığını göstermektedir. Çok büyük ihtimal ile bu tür sistemlerde görülen çevrimsel yapı, bileşen yıldızların manyetik özelliklerinden kaynaklanmaktadır ve bu çalışmada incelenen sistemler dikkate alındığında birbirlerinden ayrılabildiği görülmüştür. Alt sınıflar dikkate alındıklarında, özellikle Sa ile S3, Sb ile S2 ve Ss ile S1 sınıflarının çok benzer dağılımlara ve fiziksel parametrelere sahip oldukları görülmüştür. Bu çıkarıma en güzel örnek; dönem, yarıçap, sıcaklık, kütle oranları, göreli yarıçaplar, yüzey çekim ivmeleri ve tayf türü parametrelerinin dağılım aralıkları olarak verilebilir. Bir başka dikkate değer sonuç S türü dönem değişimi gösteren sistemlerde genellikle bileşen yıldızlardan birinin A ve diğerinin ise G tayf türünden olduğudur. İstatistiksel olarak bu sonucun kesinleşebilmesi ancak S1, S2 ve S3 olarak sınıflandırılan sistemlerinin gerçek dönem değişim sınıfının belirlenmesi; yani örnek sayısının artırılması ile mümkündür. 4.5 n, ns, ns!ss Ana Sınıfları İle u, uv, us!ss Ana Sınıflarının Analizi n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerde dönem değişim nedeni bileşen yıldızlar arasında veya bileşen yıldızlardan uzaya kütle aktarımı olmasın nedeniyle aynı başlık altında incelenecektir. Bu sayede n veya u türü dönem değişimi gösteren sistemler arasında farklılıkların bulunup bulunmadığı, değişimin gerçekte sinüsel bir değişimin parçası olup 83 olmadığının cevapları aranacaktır. Benzer analizler ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfları içinde gerçekleştirilecektir. Bu analizin ayrı yapılmasının temel nedeni, dönem değişim nedeninin farklı nedenlerin üst üste binmesi şeklinde açıklanıyor olmasıdır (örn. kütle aktarımı ve üçüncü cismin varlığı nedeniyle değişim gibi). 4.5.1 Log M-Log L değişimi n ve u sınıfı sistemlerin kütle-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.38). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin kütle-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.39). Genel olarak baş bileşenlerin ZAMS üzerinde oldukları fakat yoldaş bileşenlerinin çoğunlukla, baş bileşenlere göre ZAMS’ın daha üstünde oldukları söylenebilir (Şekil 4.39). 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 n baş bileşen u baş bileşen n yoldaş u yoldaş Şekil 4.38 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi 84 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 ns baş bileşen ns!ss baş bileşen ns yoldaş uv yoldaş uv baş bileşen us!ss baş bileşen ns!ss yoldaş us!ss yoldaş Şekil 4.39 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi 4.5.2 Log M-Log R değişimi 2 Log R 1 0 Log M -1 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 n baş bileşen u baş bileşen n yoldaş u yoldaş Şekil 4.40 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi 85 2 Log R 1 0 Log M -1 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 ns baş bileşen ns!ss baş bileşen ns yoldaş uv yoldaş uv baş bileşen us!ss baş bileşen ns!ss yoldaş us!ss yoldaş Şekil 4.41 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi n ve u sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.40). Buna göre; baş bileşenlerin ZAMS üzerinde oldukları görülmüştür. u sınıfı yoldaş bileşenlerinin, diğer bileşenlere göre, ZAMS’ın daha üstünde oldukları söylenebilir (Şekil 4.40). Şekil 4.41’de ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir. Buna göre; baş bileşenlerin ZAMS üzerinde oldukları görülmüştür. Ayrıca, ns!ss sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin, diğer sistemlerdeki yoldaş bileşenlere göre ZAMS’ın daha üstünde bulundukları görülmektedir. 4.5.3 Log Teff-Log L değişimi n ve u sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.42). Genel olarak baş ve yoldaş bileşenlerin ZAMS üzerinde ve civarında oldukları söylenebilir. Şekil 4.43’te ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir. Genel olarak baş bileşenlerin ZAMS üzerinde ve civarında oldukları söylenebilir. Fakat, özellikle bazı ns!ss 86 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,4 3,6 3,8 4 4,2 4,4 4,6 4,8 n baş bileşen u baş bileşen n yoldaş u yoldaş Şekil 4.42 n ve u sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi ve us!ss sınıfı yoldaş bileşenlerin, diğer bileşenlere göre, ZAMS’ın daha üstünde oldukları söylenebilir. 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,4 3,6 3,8 4 4,2 4,4 4,6 4,8 ns baş bileşen ns!ss baş bileşen ns yoldaş uv yoldaş uv baş bileşen us!ss baş bileşen ns!ss yoldaş us!ss yoldaş Şekil 4.43 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi 87 90 a(R ) 80 70 V729 Cyg 60 bet Lyr 50 40 V444 Cyg XZ Cep 30 V382 cyg QQ Cas 20 TU Mus AI Cru SX Aur 10 AW LAc Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 n u Tüm sınıflar Şekil 4.44 n ve u sınıfı sistemlerde Log P-a(R ) değişimi ~ 4.5.4 Log P - a(R~) değişimi n ve u sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yörünge yarı-büyük eksen ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.44’de verilmiştir. Şekil 4.44 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemler genel dağılıma tamamen uygun konumlarda bulunmaktadır. u sınıfı sistemler kısmen genel dağılıma uymasına rağmen dağılımdan sapma gösteren çok sayıda sistem bulunmaktadır. 2. n ve u sınıfı sistemler arasında aykırı az sayıda örnek bulunmasına rağmen, dönem değerleri bakımından birbirlerinden ayrılabileceği düşünülebilir. Fakat u sınıfı sistemlerin sayısının az olması bu çıkarımın doğru olmayabileceğini göstermektedir. 3. u sınıfı sistemlerden AW Lac (EB, Sp.Tip: A0), V444 Cyg (EA, Sp.Tip: O6+WN5.5), SX Aur (EB, Sp.Tip: B3V+B5V), QQ Cas (EB, Sp.Tip: B2), AI Cru (EA, Sp.Tip: B2IVe), TU Mus (EB, Sp.Tip: O8.5Vn+O8), XZ Cep (EB, Sp.Tip: 88 O9.5V), β Lyr (EB, Sp.Tip: B8IIpe+AV), V382 Cyg (EB, Sp.Tip: O7+O8V), V729 Cyg (EB, Sp.Tip: O7fIa+O8) sistemleri tekrar incelenmiş ve aşağıdaki sonuçlara ulaşılmıştır: • AW Lac ve V444 Cyg sistemlerinin O-C değişimleri (Şekil 4.45) yeterli gözlemsel veri olmaması nedeniyle hatalı sınıflandırılmış olabilir. Değişim şeklen daha çok S sınıfı (bu tür sistemlerde manyetik etkinlik baskın olabilir) değişime benzemektedir. Fakat bileşen yıldızlardan birinin WN türü bir yıldız olması (bu tür yıldızlarda yüksek hızla atılan materyal gözlenmektedir ve yıldız çevresini saran bir gaz içerisinde bulunur) sistemden maddenin uzaya veya diğer bileşene atıldığının bir göstergesidir. Bu durumda dönem değişiminin u sınıfında olmasını beklemek daha olasıdır, fakat şüphe ile bakılması gereken sistemlerdir. • SX Aur ve QQ Cas sistemlerinin dönem değişim nedenleri bileşen yıldızların erken tayf türünden olmaları nedeniyle kütle kaybı veya kütle aktarımı olabileceği gibi genel değişim tam açık olmadığı için manyetik kökenli bir değişim de olabilir (Şekil 4.46). • AI Cru ve TU Mus sistemleri, erken tür bileşenlere sahip sistemlerdir ve dönem değişimleri Şekil 4.46’da gösterilmiştir. Özellikle QQ Cas sistemine ilişkin eski tarihli gözlemsel verilerin hatası çok büyüktür, ±2 saat, şekilde normal noktalar gösterilmiştir (Kreiner and Tremko 1989). Dönem değişim nedeni manyetik kökenli olabileceği gibi uzaya kütle kaybı da olabilir. • XZ Cep ve V729 Cyg sistemleri erken tür bileşenlere sahip sistemlerdir ve dönem değimi AI Cru ve TU Mus sistemlerine çok benzemektedir. Gözlemsel veri sayısı son derece azdır, dönem değişimi manyetik kökenli veya uzaya madde atımı olabilir. • β Lyr sistemi erken tür bileşene sahip sistemdir ve dönem değişimi çok belirgindir (Şekil 4.46). β Lyr sistemi, dönem değişimi gösteren sistemler içerisinde en büyük genliğe (~40 gün) sahip sistemlerden biri olma özelliğini taşımaktatır. Çok eski tarihlere kadar uzanan gözlemsel verisi mevcuttur. 89 Şekil 4.44’de sistem aykırı bir konumda bulunuyor gibi görünmesine rağmen, diğer sistemler dikkate alındığında genel dağılımın içerisinde kaldığı söylenebilir. Sistemin etrafında kalın bir disk yapısının bulunduğu bilinmektedir. Baş bileşen (ışınımgücü daha yüksek) daha büyük kütleli olan yoldaş bileşenine madde aktarmaktadır ve yoldaş bileşen kalın bir disk ile çevrilidir (Huang 1963). Disk yapısının varlığı ve madde aktarımının bulunması bu boyutta bir dönem değişiminin temel nedenidir. • V382 Cyg sistemi de (Şekil 4.46) erken tayf türünden baş bileşene sahip bir sistemdir ve dönem değişim genliği β Lyr sistemi kadar büyük değildir. Eski tarihlere ilişkin gözlemsel verisinin çok az olması gerçek dönem değişiminin nedeninin belirlenmesinde zorluk yaratmaktadır. Erken tayf türünden bileşene sahip olmaları nedeniyle dönem değişiminin manyetik kökenli veya uzaya madde atımı nedeniyle gerçekleşebilir. Doğru bir sınıflandırma yapabilmek için daha fazla gözleme ihtiyaç duyulmaktadır. Şekil 4.44’de aykırı konumlarda bulunduğu tespit edilen sistemler için sınıflama hatasının bulunmadığı kabul edildiğinde birbirinden ayrılabilen iki farklı kolun bulunduğu görülebilir. Daha yukarıda bulunan koldaki sistemleri oluşturan bileşenlerin erken tayf türünden yıldızlar olması nedeniyle yıldız rüzgarı sonucu uzaya kütle atımı bu tür sistemlerde beklenebilir. Dönem değişim biçimi dönemin sürekli olarak arttığı yönünde olduğundan bu türden sistemlerde n türü dönem değişiminin olması beklenmeyebilir. Şekil 4.45 AW Lac ve V444 Cyg sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001) 90 Şekil 4.46 SX Aur, QQ Cas, AI Cru ,TU Mus, Bet Lyr ve V382 Cyg sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001) Eğer, Şekil 4.44’de bulunan sistemler için öngörülen dönem değişim sınıfı hatalı ise bu durumda u sınıfı dönem değişimi gösteren sistemler ile n sınıfı arasında bir ayrımın yapılamayacağı, küçük yörünge dönemine sahip u sınıfı sistemlerin de bulunması nedeniyle söylenebilir. 91 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yarı-büyük eksen ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.47’de verilmiştir. Şekil 4.47 dikkate alındığında, bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. Şekil 4.44’de verilen değişime çok benzer özellikler görülmektedir ve sistemlerin dönem değişim sınıfları (n veya u sınıfı) ile ilgili bir ayrımın olmadığı görülmektedir. Dikkate alınan tüm sistemler genel dağılım içerisinde kalmaktadır. 2. Şekil 4.48’de, en aykırı konumda bulunan sistem olan SX Cas (EA, Sp.Tip: B7eIII+K3III) sistemi görülmektedir ve ns!ss sınıfı dönem değişimi gösteren bir sistem olarak sınıflandırılmıştır. Gözlemsel veri kalitesinin çok düşük olduğu dikkate alındığında, sistemin dönem değişiminin daha çok S veya n türü olması gerektiği söylenebilir. Sistemi oluşturan bileşen yıldızların tayf türleri ve ışınım sınıfları dikkate alındığında, baş yıldızın salma çizgili dev bir yıldız olduğu görülmektedir. Salma çizgisinin varlığı, baş bileşeni saran maddenin bulunduğunu gösterir. Sistem, Djurasevic (1993) tarafından incelenmiş ve baş bileşen etrafında bir diskin bulunduğu ve yoldaş bileşen tarafından bu diske madde aktarıldığı 90 a(R? ) SX Cas 80 70 60 50 40 30 20 10 Log P 0 -0,7 -0,2 0,3 0,8 1,3 ns ns!ss uv us!ss Tüm sınıflar Şekil 4.47 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin Log P-a(R ) değişimi ~ 92 Şekil 4.48 SX Cas sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001) belirtilmiştir. Bu nedenle sistemin gerçek dönem değişim sınıfının n türü olması gerekmektedir. 3. SX Cas sistemi hariç tutulduğunda, Şekil 4.47’den, ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı dönem değişiminin çoğunlukla dönemi 10 günden küçük sistemlerde görüldüğü söylenebilir. Çizelge 4.1-4.2’den yararlanarak n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerin, yaklaşık %85’nin dönemi 0 ile 1 gün aralığında değişmektedir, geriye kalan %15’lik sistemin yörünge dönemi 1 ile 3.5 gün arasındadır. 2. u sınıfı için dönem anlamında bir sınır vermek mümkün değilidir. 3. ns sınıfı sistemlerin, yaklaşık %85’nin dönemi 0 ile 1 gün arasında değişmekte ve geriye kalan %15’lik sistemin yörünge dönemi 1 ile 2.5 gün arasında değişmektedir. 4. uv sınıfı sistemlerin tamamının dönemi 0 ile 1 gün aralığındadır, yaklaşık %67’si 0 ile 0.5 gün ve %33’ü 0.5 ile 1 gün aralığında yörünge dönemlerine sahiptirler. 5. n ve ns sınıfı sistemlerin yörünge dönemleri birbirleri ile çakışmaktadır, bu ise ns sınıfı dönem değişiminde görülen s türü değişimin ikincil nedenden kaynaklanabileceğinin bir göstergesi olabilir. 93 7 Log L1 V729 Cyg 6 V382 Cyg XZ Cep 5 TU Mus V444 Cyg Be t Lyr AI Cru SV Cen 4 SX Aur Z Vul AW Lac QQ Cas 3 BF Aur 2 1 Log a 0 0 0,5 1 1,5 2 2,5 n u Tüm sınıflar Şekil 4.49 n ve u sınıfı sistemlere ilişkin Log a(R )-Log L değişimi ~ 1 4.5.5 Log a(R~)-Log L1 değişimi n ve u sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü baş bileşenin ışınım gücü ve yörünge yarı- büyük eksen uzunlukları arasındaki ilişki Şekil 4.49’da verilmiştir. Şekil 4.49 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. İlk izlenim n sınıfı ile u sınıfı sistemler arasında ışınımgücü ve yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları açısından belirgin bir farklılığın bulunduğudur. 2. Genel olarak dağılımdan, u sınıfı sistemlerin daha büyük a(R~) değerlerine sahip olduğu ortaya çıkmaktadır. Grafik üzerinde işaretlenmiş sistemlerin büyük bir çoğunluğu bir önceki kesimde incelenen sistemlerdir. 3. n ve u sınıfı sistemlerin neredeyse tamamı genel dağılım içerisinde kalmaktadır. 4. Dönem değişim sınıflandırmasında bir hata yok ise u sınıfı sistemlerin iki farklı kola ayrıldığı söylenebilir. Farklı kollarda bulunan sistemler için Roche şişimlerini 94 doldurma oranları açısından ayrıntılı bir inceleme yapılması gerekmektedir (bu sistemlerin için, yok denecek kadar az sayıda f değeri bulunmaktadır). 5. İstatistiksel olarak n sınıfı sistenlerin, u sınıfına göre daha fazla olduğu görülmektedir. 6. Sınıflandırma sonucu oluşan sınıfların dağılımına göre, erken tayf türünden (ışınım gücü yüksek; u sınıfı sistemler, n sınıfına göre, daha erken tayf türü) yıldızlarda güçlü yıldız rüzgarları nedeniyle uzaya madde atımının dönem değişiminin nedeni olduğu kabul edilebilir. Bu tür sistemlerde dönem değişiminin görülebilmesi daha uzun bir zaman aralığında gerçekleşmelidir. 7. Genel dağılım içerisinde kalan sistemler için dönem değişim nedeninin bileşen yıldızlar arasında kütle alışverişi nedeniyle gerçekleşebileceğini söylemek mümkündür. Bu çıkarımın doğruluğu yine bu tür dönem değişimi gösteren sistemler için Roche potansiyeli doldurma oranlarının incelenmesi ile mümkündür. 8. Küçük yörünge yarı-büyük eksene sahip sistemlerde Roche potansiyellerini doldurma olasılıkları daha fazla olduğundan her iki bileşen diğer bileşenine kütle aktarabilir ve bunun sonucu olarak hem dönem artması hemde dönem azalması görülebilir. 9. u sınıfı sistemler için farklı kolda bulunan, AW Lac, SX Aur, AI Cru, BF Aur, QQ Cas, bet Lyr, Z Vul, TU Mus, XZ Cep, V382 Cyg, V444 Cyg, V729 Cyg ve n sınıfı bir sistem olan SV Cen sistemlerinin ayrıntılı olarak incelenmelidir. Şekil 4.50 Z Vul ve BF Aur sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001) 95 Şekil 4.50’de aykırı konumlarda bulunduğu düşünülen sistemlerden Z Vul (EA, Sp.Tip: B4V+A3III) ve BF Aur (EB, Sp.Tip: B5nV+B5nV) sistemlerine ait O-C eğrileri verilmiştir. Diğer sistemler bir önceki kesimde tartışılmış ve genel olarak bir sınıflandırma hatasının olabileceği veya değişimlerin gerçekten doğru olması durumunda bu sistemlerin ayrı iki kol oluşturdukları sonucuna varılmıştı. Aykırı konumlarda bulunduğu düşünülen bu iki sistemin O-C değişimleri birbirine çok benzer özellikler taşımaktadır. Değişimleri S sınıfı bir değişim olabileceği gibi sistemden uzaya kütle aktarımı nedeniyle gerçekleşen dönem değişimi şeklinde açıklanabilir. SV Cen (EB, B1V+B6.5II-III) sistemi (Şekil 3.10) her iki bileşeni de erken tayf türünden ve bileşenlerden biri dev yıldız olan ve dönem değişim genliği çok büyük olan bir sistemdir. Dönem değişim biçime daha önce karşılaştığımız β Lyr sisteminin dönem değişim biçimine çok benzemektedir, fakat ters yönlü değişim görülmektedir. β Lyr sisteminde disk yapısının bulunduğu bilinmektedir, bu sistemde de böyle bir disk yapısı bulunabilir. Linnell and Scheick (1991) ışık eğrisinin modellenmesinde çeşitli güçlüklerin bulunduğunu ve yoldaş bileşen etrafında bir disk yapısının bulunabileceği tartışılmıştır. Kviz (1976) tarafından sisteme bağlı üçüncü bir cismin bulunabileceği tartışılmıştır. Fakat genel kanı dönem değişiminin madde aktarımı nedeniyle gerçekleştiğidir. Bu nedenle dönem değişim sınıflamasında bir hatanın bulunmadığı fakat β Lyr sisteminde olduğu gibi dönem değişim nedeninin disk yapısından kaynaklandığı söylenebilir. β Lyr ve SV Cen sistemlerinin her ikiside çok büyük genlikli dönem değişimleri göstermektedirler ve her iki sistemde bileşen yıldızlardan biri etrafında disk bulunduğu bilinmektedir. Diğer örnekler; W Ser (disk var), RX Cas (disk var), TW Dra (ADS9706 üyesi, disk yok), U Cep (disk var). Son örnek AP Aur (EW, Sp.Tip: A2, P=0.57 gün) büyük dönem değişimi gösteren sistemlerden biri olmakla birlikte sistem yukarıda sayılan sistemler içerisinde en küçük döneme sahip sistemdir ve literatürde çok fazla bilgi bulunmamaktadır. Buradan sistemi oluşturan bileşen yıldızlar etrafında disk benzeri yapılar mevcut ise dönem değişim genliğinin çok büyük olacağı beklenmelidir. Ve dönem değişim nedeni olarak bileşen yıldızlardan birinin diğer bileşene veya çevresine aktardığı maddeden kaynaklandığı söylenebilir. 96 6 Log L1 5 4 TY UMa 3 SX Cas 2 1 0 Log a -1 ns ns!ss uv us!ss tüm tüm 00,511,522,5 Şekil 4.51 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemler için log a(R )-Log L değişimi 1 Şekil 4.51’de ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü baş bileşenlere ilişkin ışınım gücü ve yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları arasındaki değişim verilmiştir. Şekil 4.51 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlerin genel dağılıma tamamen uydukları görülmektedir. 2. us!ss sınıfı sistemlerin çok sınırlı bir konumda bulunduğu, ns!ss sınıfı sistemlerin çoğunlukla bulundukları, us!ss sınıfı sistemlerin büyük bir yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu aralığında dağılım gösterdiği görülmektedir. 3. Baş bileşenin ışınımgücü için Log L1=2’den büyük çok az sistemin bulunduğu görülmektedir. 4. TY UMa (EW, Sp.Tip: F7+F0:) ve SX Cas (bkz. Şekil 4.48) sistemlerinin en aykırı konumlarda bulundukları görülmektedir. SX Cas sistemi bileşenleri dev yıldızlardan oluşan bir sistemdir ve dönem değişim yapısının karakteristiği tam belirgin değildir. Kısa bir zaman aralığına dağılmış az sayıda güvenilir minimum 97 Şekil 4.52 TY UMa sisteminin O-C değişimi (Kreiner 2001) zamanı bulunan bir sistemdir, bu nedenle dönem değişim sınıfı hatalı olarak sınıflandırılmış olabilir. TY UMa (Şekil 4.52) sisteminin çok aykırı noktada çıkmasının nedeni ışınım gücü parametresinin hatalı olarak girilmiş olmasıdır. 4.5.6 Log M2-Log g2 değişimi n ve u sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yoldaş bileşen kütlesi ve yoldaş bileşen yüzey çekim ivmeleri arasındaki ilişki Şekil 4.53’de verilmiştir. Şekil 4.53 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerin çoğunlukla genel dağılım içerisinde kaldıkları ve büyük çoğunluğunun sınırlı bir Log g ve kütle aralığında bulundukları görülmektedir. TU Her (EA, Sp.Tip: F5+M1IV:), RT Scl (EB, Sp.Tip: A5n+F3), FG Hya (EW, Sp.Tip: G0V+G2) ve SV Cen (EB, Sp.Tip: B1V+B6.5II-III) sistemleri en aykırı konumlarda bulunmaktadırlar. 2. u sınıfı sistemler ise çoğunlukla genel dağılımın dışında konumlarda bulunmaktadırlar. Genel olarak küçük log g değerleri ve büyük kütle değerlerine sahip oldukları görülmektedir. 98 5 Log g2 44i Boo DK Cyg 4,5 FG Hya XY Boo 4 SV Cen 3,5 TU Her 3 RT Scl 2,5 2 1,5 Log M2 1 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 n u Tüm sınıflar Şekil 4.53 n ve u sınıfı sistemlere ilişkin Log M2-Log g2 değişimi 3. SV Cen sistemi daha önce tartışılmıştır. Konum olarak dahil olduğu dönem değişim sınıfından farklı yerde bulunması, muhtemelen yoldaş bileşenin etrafında bulunan yığılma diskinden kaynaklanmaktadır. 4. u sınıfı olan XY Boo (EW, Sp.Tip: F5V), 44i Boo (EW, Sp.Tip: G2V+G2V), DK Cyg (EW, Sp.Tip: A2+A7) ve n sınıfı olan sistemlerinin dahil oldukları sınıf içerisindeki sistemlerin dağılımından, diğer sistemlere göre, daha fazla ayrıldıkları görülmektedir. 5. u sınıfı olan XY Boo, 44i Boo ve DK Cyg sistemlerinin sınıflandırmasının doğru olduğu görülmektedir (Şekil 4.54). Sistemlerden 44i Boo sistemi ADS9494AB sisteminin bir üyesidir ve dönem değişiminin temel nedeni ışık-zaman etkisidir (P~220 yıl; Wielen(1962), Heintz (1978) and Hill (1989)). XY Boo ve DK Cyg sistemlerine ilişkin dönem değişimi S türü olabilir, bunun dışında bir başka açıklama bulunamamıştır. Şayet gelecekteki gözlemler ile değişimin sinüsel olduğu ispatlanırsa bu durumda Şekil 4.53’den yararlanarak sistemlerin dönem değişim türleri için bilgiye ulaşılabileceği ortaya çıkacaktır. 6. Şekil 4.54’te O-C değişimi gösterilmiş olan FG Hya (EW, Sp.Tip: G0V+G2) sisteminin dahil olduğu gruptan çok ayrılmamaktadır. O-C değişimi tam bir parabol 99 değildir. Eski tarihli gözlemsel veri sayısının azlığı ve güvenilirliği dikkate alındığında gerçek değişimi ancak gelecekteki gözlemler ile ortaya çıkarılabilir. Fakat bu değişimin sinüsel bir yapı olma olasılığı bulunmaktadır. 7. RT Scl (EB, Sp.Tip: A5n+F3) sisteminde baş bileşen yıldız bulutsu tayfı göstermektedir, bu nedenle sistemi saran bir bulutsu veya bir disk yapısının bulunma olasılığı yüksektir (Şekil 4.54). Şekil 4.54 XY Boo, 44i Boo, DK Cyg, TU Her, RT Scl ve FG Hya sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001) 100 8. TU Her sisteminde (Şekil 4.54) genliği yüksek olan bir O-C değişimine sahiptir. Önemli bir başka özelliği dönem değişimi üzerinde ikincil değişimlerin görülmesidir (Shengbang 2002). Lampens et al. (2004) kısa dönemli zonklayan bir delta Scuti bileşeninin bulunduğunu ortaya çıkarmışlardır. Tayf türü konusunda Simbad veritabanında A5 verilirken, Halbedel (1984) tarafından F0 III/IV olarak verilmektedir. Ve TU Her sistemi zonklama yapan bileşen etrafında kütle yığılması bulunan Algol türü örten değişen sistemlerden biri olarak sınıflandırılmaktadır. Şu anda bu türden bilinen sistem sayısı 13 tanedir. Ayrıca sistem ns sınıfı olarak değerlendirilebilir. ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yoldaş bileşen kütlesi ve yoldaş bileşen yüzey çekim ivmeleri arasındaki ilişki Şekil 4.55’de verilmiştir. Şekil 4.55 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Genel olarak bakıldığında dikkate alınan sistemlerin benzer konumlarda bulundukları görülmektedir. 2. Bu tür sistemlerde büyük kütleli yoldaş bileşenin bulunmadığı dikkati çekmektedir. 3. ns!ss sınıfı sistemler için genel olarak yoldaş bileşenin log g değerinin daha düşük olduğu görülmektedir, fakat az da olsa büyük değerler görülmektedir. 4. Benzer şekilde us!ss sınıfı sistemlerdeki yoldaş bileşenlerin daha büyük log g değerlerine sahip oldukları görülmektedir. 5. ns, uv ve us!ss sınıfı sistemleri aynı konumları paylaşmaktadırlar. 6. ns!ss sınıfına dahil olan SX Cas (EA, Sp.Tip: B7eIII+K3III), SZ Psc (EA/DS/RS, Sp.Tip: F8V+K1IV-V), us!ss sınıfına dahil olan; AB Cas (EA+DSCT, Sp.Tip: A3+KV), Z Dra (EA, Sp.Tip: F4V), S Equ (EA, Sp.Tip: B9V+F9III-IV), RV Per (EA, Sp.Tip: A2+M0IV:), BD Vir (EA, Sp.Tip: A5) sistemleri ve ns sınıfına dahil olan; AW UMa (EW, Sp.Tip: F0-F2) ve RW Com (EW, Sp.Tip: G2+G2) sistemlerinin dahil oldukları sınıf içerisindeki sistemlerin dağılımından, diğer sistemlere göre, daha fazla ayrıldıkları görülmektedir. 101 5 RW Com SZ Psc Log g2 4,5 4 AW UMa Z Dra 3,5 AB Cas S Equ 3 RV Per 2,5 2 SX Cas 1,5 BD Vir Log M2 1 -2 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 ns ns!ss uv us!ss Tüm sınıflar Şekil 4.55 ns, ns!ss ve uv, us!ss sınıfı sistemlere ilişkin Log M -Log g değişimi 2 2 7. SX Cas (Kesim 4.5.4 ve Şekil 4.48) sisteminin dönem değişim karakteristiğinin gözlemsel veri sayısı ve kalitesinin düşük olması nedeniyle tam olarak belirlenemediği daha önce belirtilmişti. 8. SZ Psc sistemi RS CVn türü bir sistemdir (Hall 1976) ve Güneş’dekinden tipik olarak iki veya üç kat daha şiddetli manyetik aktivite görülmektedir (Lanza et al. 2001). Dönem değişiminin manyetik kökenli olduğu düşünülmektedir (Şekil 4.56). 9. AB Cas sisteminde δ Scuti benzeri zonklama yapan bir bileşenin bulunduğu Rodríguez et al. (2004) tarafından keşfedilmiştir ve bileşen yıldızlardan biri etrafında yığılma diskinin bulunduğu düşünülmektedir (Şekil 4.56). Benzer bir dönem değişimi S Equ sisteminde de görülmektedir. Her iki sistemin dönem analizi Soydugan et al. (2003) tarafından kütle aktarımı ve ışık-zaman etkisinin birlikte işlediği bir sistem olarak incelenmiştir (Şekil 4.56). 10. Z Dra sistemi yine zonklama yapan bileşene sahip bir sistem adayı olarak Kim et al. (2003) tarafından incelenmiş fakat yaptıkları gözlemlerden, gözlem duyarlılıkları içerisinde bir zonklamaya rastlamamışlardır. Ayrıca Kaitchuck et al. (1985) sistemi geçici disk yapısına sahip sistemler arasında incelemiş fakat yaptıkları gözlemlerden bir sonuca ulaşamamışlardı. Ishchenko (1947), Illes-Almar and Almar (1963) 102 Şekil 4.56 SZ Psc, W UMa, AB Cas, Z Dra, S Equ ve AW UMa sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001) sistemin dönem değişiminin ışık-zaman etkisinden kaynaklandığını belirtirken, Schneller (1964) bu düşünceye karşı çıkmaktadır. Ayrıca Frieboes-Conde and Herczeg (1973) sistemin dönem değişiminin ışık-zaman değişimi nedeniyle değiştiğini kabul ederek incelemişlerdir (Şekil 4.56). 11. AW UMa sistemi kütle oranı en küçük (q=0.08) ve doldurma oranı f=%95 olarak verilmektedir. Fiziksel parametreleri toplanan bütün sistemler dikkate alındığında 103 en küçük kütle oranına sahip ikinci sistem olma özelliğini taşımaktadır. f doldurma oranının çok yüksek olması, bileşenlerden birinin Roche şişimini doldurduğunu ve muhtemelen diğer bileşenine kütle aktarımında bulunduğunu göstermektedir (Şekil 4.56). 12. RW Com sistemi için literatürden alınan log g değerinin hatalı olduğu görülmüştür. Sistemin fiziksel parametreleri dikkate alınarak yeniden hesaplandığında log g=4.5 olarak elde edilmiştir. Bu durumda grafik üzerinde aykırı bir konumda sistem bulunmamaktadır (Şekil 4.56). 13. Şekil 4.57’da BD Vir sisteminin O-C değişimi verilmiştir. Sistem, Alania (1972) tarafından RR Lyrae olarak sınıflandırılmış bir sistemdir. Literatürde sistem için çok farklı kütle oranı değerleri bulunmaktadır (0.24, >0.35, >1.0 gibi). Sistem için literatürden alınan fiziksel parametrelerin hatalı olduğu görülmüştür ve gerekli düzeltmeler yapıldığında, yoldaş bileşen için log g=3.05 ve log M=-0.11 değerleri bulunmuştur. Bu parametreleri ile sistem Şekil 4.25’de AW UMa sisteminin alt kısımlarına gelmektedir. Sistemin ayrıntılı ışık eğrisi analizi bulunmamaktadır. Fiziksel parametreleri Budding et al. (2004)’den alınmıştır. Ayrıca Kaitchuck et al. (1985) sistemde disk benzeri yapının olup olmadığını araştırmış, fakat tek bir gözlemden oluşan verilerinden böyle bir yapının gözlenemediğini belirtmiştir. 14. Şekil 4.57’de RV Per sisteminin O-C değişimi verilmiştir. Sistemde yoldaş bileşen M0 tayf türünden bir alt dev yıldızdır. Sistem, Kaitchuck et al. (1985) tarafından Şekil 4.57 RV Per ve BD Vir sistemlerinin O-C değişimleri (Kreiner 2001) 104 geçici disk benzeri yapıların bulunup bulunmadığı amacıyla araştırılmış fakat bir belirti bulunamamıştır. Ayrıca sistemin fiziksel parametrelerinin ayrıntılı araştırıldığı herhangi bir çalışma literatürde bulunmamaktadır. Bu nedenle sistemin parametrelerinin hatalı olduğu söylenebilir. Çizelge 4.9-4.10’dan yararlanarak n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerde baş ve yoldaş bileşenlerin log g değerlerinin yaklaşık %85’i 4 ile 4.5 aralığında bulunmaktadır. 2. u sınıfı sistemlerde baş bileşenin log g değerlerinin yaklaşık %90’ını 3.5 ile 4.5 aralığında bulunmaktadır fakat 4 ile 4.5 aralığında ise %62 oranında dağılmaktadır. Yoldaş bileşenlerin ise çok geniş bir aralıkta dağılım göstermektedirler. 3. ns sınıfı sistemlerde baş bileşenler için %92’ının 4 ile 4.5 aralığında olduğu, yoldaş bileşenlerin ise yaklaşık %95’inin 3.5 ile 4.5 aralığında bulunduğu ve 4 ile 4.5 aralığında bir yoğunlaşmanın (%54) bulunduğu görülmüştür. 4. ns!ss sınıfı sistemlerde baş bileşen için bu dağılım 3.5 ile 4.5 aralığında değişmektedir ve yaklaşık %72’si 4 ile 4.5 aralığında değerler almaktadırlar. Yoldaş bileşenler için bir yoğunlaşma 3 ile 3.5 aralığında bulunmaktadır (%52). 5. uv sınıfı sistemlerde baş bileşen için log g değerleri için en yüksek yoğunluk %88 ile 4 ile 4.5 aralığındadır. Yoldaş bileşenlerinin ise yaklaşık %94’ü 4 ile 4.5 aralığında bulunmaktadır. 6. us!ss sınıfı sistemler için baş ve yoldaş bileşenlere ilişkin log g değerleri çok geniş bir aralıkta dağılmaktadır. Log g= 4 ile 4.5 aralığı için baş ve yoldaş bileşenlerin log g değerlerinin dağılımları sırasıyla %68 ve %50 kadardır. 7. n, ns, ns!ss ve u, uv, us!ss, sınıfı sistemlerde baş bileşenleri dikkate alındığında benzer log g değerlerine sahip oldukları görülmektedir. 8. n, ns, uv sınıfı sistemlerine ait log g değerlerinin, u,ns!ss ve us!ss sınıfı sistemlere göre, yoldaş bileşenlere ilişkin log g değerlerinin daha büyük olduğu söylenebilir. 105 4.5.7 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin bileşenlerinin göreli yarıçaplarının dağılımları Çizelge 4.15-4.16’da n ve u türü dönem değişimin gösteren sistemlerin göreli yarıçaplarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelgeler dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerde baş bileşen için kesirsel yarıçap değerlerinin %78’i 0.3 ile 0.5 aralığında bulunduğu görülmektedir. En yüksek yoğunlaşma ise %59 ile 0.4 ile 0.5 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşen dikkate alındığında yaklaşık %85‘i 0.2 ile 0.4 aralığında bulunduğu görülmektedir ve bu sınırın dışında bulunan yıldız sayısı sadece 4 adettir. 2. ns sınıfı sistemler dikkate alındığında baş bileşenin göreli yarıçap değerinin %92’sinin 0.3 ile 0.5 aralığında bulunduğu ve bunun dışında bulunan yıldız sayısının sadece 1 olduğu dikkat çekmektedir. Yoldaş bileşenleri dikkate alındığında ise yaklaşık %90’ının 0.2 ile 0.4 aralığında bulunduğu ve bunun dışında sadece 1 yıldızın bulunduğu görülmektedir. 3. ns!ss sınıfı dikkate alındığında baş bileşen için yoğunlaşmanın %70’inin 0.1 ile 0.3 aralığında bulunduğu, 0.5’den büyük hiçbir yıldızın bulunmadığı görülmektedir. Yoldaş bileşenleri için bu sınır 0.4’tür (fakat r>0.6 olan tek bir örnek bulunmaktadır) ve yıldızların yaklaşık %76’sının 0.2 ile 0.4 aralığında bulunduğu görülmektedir. 4. u sınıfı sistemler için baş bileşenin göreli yarıçap değerlerinin 0.6’dan küçük değerlerde dağılım gösterdiği görülmektedir. Belirli bir aralıkta yoğunlaşmadan bahsedilemez. Yoldaş bileşen dikkate alındığında durum biraz değişmektedir ve yıldızların yaklaşık %92’sinin 0.2 ile 0.4 aralığında bulunduğu ve bunun dışında sadece 2 sistemin bulunduğu görülmektedir. 5. uv sınıfı sistemlerin tamamında baş bileşen ve yoldaş bileşenlerin göreli yarıçapları 0.2 ile 0.6 aralığında değişmekte ve bu aralıkta bir yoğunlaşma görülmemektedir. Buradan uv sınıfı dönem değişiminin birbirlerine benzer göreli yarıçapa sahip 106 sistemlerde görülebileceği söylenebilir, fakat gerçek sonuçlar ancak bu sistemler için ayrıntılı incelemelerin yapılması ile ortaya konabilir. 6. us!ss sınıfı sistemlerde baş ve yoldaş bileşenlerin tamamının göreli yarıçaplarının 0.2’den büyük olduğu dikkati çekmektedir. Baş bileşenin %86’sı 0.2 ile 0.5 aralığında, yoldaş bileşenin %90’ının 0.2 ile 0.4 aralığında bulunduğu görülmektedir. Bu aralığın dışında kalan yıldız sayısı baş bileşenler için 3, yoldaş bileşenler için 2 adettir. 7. Genel olarak bakıldığında n sınıfı sistemlerde baş bileşenin göreli yarıçapının yoldaş bileşeninden daha küçük olduğu, ns sınıfı için bunun tam aksine bir durumun bulunduğu, ns!ss sınıfı sistemler için ise böyle bir çıkarımın yapılamadığı görülmektedir. 8. u sınıfı sistemler için genel olarak, baş bileşenin göreli yarıçapının çok geniş bir aralıkta değişim göstermesine karşılık yoldaş bileşenlerin çok sınırlı bir aralıkta değişim gösterdiği görülmektedir. 9. Dönem değişimi gösteren ve göstermeyen bütün sistemler dikkate alındığında genel olarak baş bileşenlerin kesirsel yarıçap değerlerinin %70’inin 0.1 ile 0.4 aralığında değiştiği, yoldaş bileşenlerin ise %88’inin bu aralıkta bulunması, yukarıda yapılan çıkarımların ancak dönem değişim sınıfları aynı olan sistemler için geçerli olabileceğini göstermektedir. Bu konuda bir tartışma bir sonraki kesimde, dönem değişimi göstermeyen sistemlerin incelenmesi sırasında yapılacaktır. 4.5.8 ℓ(◦) - b (◦) dağılımı n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin galaktik dağılımları verilmiştir (Şekil 4.58). Şekil 4.58 dikkate alındığında; n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin belirgin bir galaktik dağılıma sahip olmadıkları görülmüştür. Bazı sistemlerin galaktik düzleme yakın bölgelerde sayılarının çok olması, seçim etkisinden kaynaklanmaktadır. 107 Şekil 4.58 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ (˚) - b (˚) dağılımı 4.5.9 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranı değerlerinin dağılımı Çizelge 4.17’de n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin kütle oranlarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerin, yaklaşık %75’nin kütle oranı 0.2 ile 0.6 aralığında değişmektedir. Fakat dağılım olarak bakıldığında her türden kütle oranında bu tür dönem değişiminin görüldüğü söylenebilir. 2. u sınıfı sistemlerin, yaklaşık %48’nin kütle oranı 0.4 ile 0.7 aralığında bulunmaktadır. Fakat dağılım olarak her türden kütle oranına sahip sistemlerin bulunduğu görülmektedir. 3. ns sınıfı sistemlerin, yaklaşık %75’nin kütle oranı 0.3 ile 0.8 aralığında bulunmaktadır. Kütle oranı 0.3’den küçük olan sistem sayısı sadece bir tanedir ve onunda kütle oranı 0.1’den küçüktür (bütün sistemler dikkate alındığında kütle oranı bu boyutta olan tek sistemdir). 108 4. ns!ss, uv ve us!ss sınıfı sistemler için belirgin bir kütle oranı sınırlaması bulunmamaktadır. Dikkate alınan sistemlere ilişkin kütle oranı dağılımları dikkate alındığında, u veya n sınıfı dönem değişimi gösteren sistemler için bir aykırılık veya farklı nitelendirilebilecek bir özellik görülmemektedir. Qian (2001), toplam 30 adet W tipi W UMa sistemi üzerinde yaptığı analiz sonucunda, dönem değişimi ile kütle oranı arasında ilişki bulunabileceğinden bahsetmiş ve q>0.4 olan sistemler için dönemin genelde arttığını göstermiştir. Sistem tipleri (W veya A) dikkate alınmadığında, u sınıfı dönem değişimi gösteren sistemlerin sayısının, n sınıfı dönem değişimi gösteren sistemler ile aynı olduğu görülmektedir (q>0.4 için). Genel olarak belirli bir kütle oranı değerinde bir yoğunlaşmanın bulunmaması ve her türden kütle oranına sahip sistemlerde dönem değişiminin görülebilmesi nedeniyle bu çalışmada Qian (2001) tarafından varılan neticeye ulaşılamamıştır. 4.5.10 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımları Çizelge 4.18’de Tüm n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemlerin tayf türlerinin dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. n sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %97’sinin tayf türleri A ile G aralığında ve yaklaşık %70’i A ile F tayf türleri arasında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %90’nının tayf türleri F ile M arasında değişmektedir. Bu aralığın dışında toplam iki bileşen bulunmaktadır. 2. ns sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin tamamı A ile G tayf türleri arasında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerine ilişkin tayf türleri dikkate alındığında İkinci bileşenlerinin yaklaşık %86’sının G ile K tayf türleri arasında bulunduğu görülmektedir. Bu aralığın dışında sadece 1 adet yıldız bulunmaktadır. Fakat toplam sistem sayısının 8 olması, gerçekçi bir istatistiksel sonucun ortaya çıkarılmasını engellemektedir. 109 3. ns!ss sınıfı sistemlerde baş bileşenlerinin yaklaşık %93’nün tayf türü B ile F arasında değişmektedir, bu aralığın dışında 2 yıldız bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %96’sının tayf türü F ile K arasında değişmektedir. 4. u sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin, yaklaşık %82’sinin tayf türü O ile A arasında bulunmaktadır. Bu aralıkta, B (%31) ile A (%34) iki maksimum bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin ise, yaklaşık %62’sinin tayf türleri O ile A aralığında ve %35’inin tayf türü G ile K aralığında bulunmaktadır. Genel olarak bakıldığında u sınıfı sistemlerin hem erken hemde geç tayf türünden bileşenlere sahip sistemler olduğu görülmektedir. 5. uv sınıfı sistemlerin baş ve yoldaş bileşenlerinin tamamı A ile K tayf türleri aralığında neredeyse eşit bir dağılım göstermektedir. 6. us!ss sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin yaklaşık %80’nin tayf türü B ile F arasında değişmekte ve yaklaşık %44’ü A tayf türü olacak şekilde bir maksimum bulunduğu görülmektedir. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %90’nın tayf türü F ile K aralığında bulunmaktadır. 7. u ile n sınıfı sistemler için bir karşılaştırma yapıldığında u sınıfı dönem değişimi gösteren sistemlerde O ve B tayf türünden yıldızlar bulunurken, n sınıfı için bu tayf türü aralığında sadece 1 yıldız bulunmaktadır. 8. ns!ss ile us!ss sınıfı sistemlerin bileşenlerin tayf türleri benzer dağılım göstermektedirler. 4.5.11 n ve u türü dönem değişimi gösteren sistemler için analiz sonuçları Çok büyük genlikli dönem değişimi görülen sistemlerde (özellikle β Lyr (disk var), SV Cen (disk var)), dönem değişiminin temel nedeninin bileşen yıldızlardan birinin etrafında bulunan disk yapısının olduğu sonucuna ulaşılmıştır. Dönem değişim nedenlerinin aynı olduğu düşünülen n ve u sınıflarına ilişkin yapılan incelemede, özellikle yoldaş bileşenin log g değerinin, göreli yarıçap ve tayf türü bilgilerinin bu iki sınıf dönem değişiminin birbirinden ayrılmasında kullanılabileceği görülmüştür. 110 n ve ns sınıflarının çok benzer sınıflar oldukları görülmüştür. Bu çıkarım bu sınıfların analizleri esnasında dikkate alınan fiziksel parametrelere göre verilmiştir. n ve ns sınıfı sistemlerin, diğer tüm sınıflara dahil sistemlere göre, geç tayf türlerine, daha küçük dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarına, sıcaklıklara ve daha büyük yüzey çekim ivmelerine, göreli yarıçaplara sahip oldukları görülmüştür. ns!ss sınıfı sistemlerin, n ve ns sınıfı sistemlere göre, daha erken tayf türlerinde, dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarının, sıcaklıklarının daha büyük ve yüzey çekim ivmelerinin, göreli yarıçaplarının daha küçük oldukları tespit edilmiştir. Buna göre, ns!ss ana sınıfının n sınıfından farklı bir sınıf olarak değerlendirilmesi gerektiği sonucuna ulaşılmıştır. u, uv, us!ss sınıfları arasında, u ile us!ss sınıflarının benzer oldukları görülmüştür. uv sınıfının ise u ile us!ss sınıflardan farklı bir sınıf olduğu söylenebilir. Çünkü uv sınıfı sistemlerin, u ve us!ss sınıfı sistemlere göre, çok farklı tayf türleri (daha geç tayf türü) dağılımına, daha küçük dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarına, sıcaklıklara ve daha büyük yüzey çekim ivmelerine, göreli yarıçaplara sahip oldukları görülmüştür. Genel olarak, n ve u ana sınıflarına dahil sistemlerin parametreleri (dönem, kütle vs.) arasında çok kesin farklılıklar olduğu görülmüş ve bu sistemlerin O-C değişimleri üzerindeki şekilsel farklılıkların, fiziksel parametreleri arasında da görülmesinin dikkate değer olduğu düşünülmüştür. 4.6 L ve Ls Ana Sınıfları ile !L Alt Sınıfının Analizi Bu kesimde dönem değişiminin olmadığı veya henüz bir değişimin bulunduğu keşfedilemeyen sistemler incelenecektir. O-C değişimlerinde belirgin bir değişimin bulunmadığı bu sistemlerde bileşen yıldızlar arasında kütle aktarımının olmadığı veya sistem dışına madde aktarılmadığı, manyetik etkinliğin bulunmadığı veya sisteme bağlı üçüncü bir cismin bulunmadığı sistemler olarak bakılabilir. Bu bakımdan fiziksel ve geometrik parametreleri başka bir nedenden dolayı etkilenmemiş sistemler olarak dikkate alınmıştır. 111 4.6.1 Log M-Log L değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemlerin kütle-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.59). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. Ls sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin ise ZAMS’ın, diğer bileşenlere göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. 4.6.2 Log M-Log R değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemlerin kütle-yarıçap değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları verilmiştir (Şekil 4.60). Buna göre; bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. Ls sınıfı sistemlerin yoldaş bileşenlerinin ise ZAMS’ın, diğer bileşenlere göre, daha üstünde oldukları görülmüştür. 4.6.3 Log Teff-Log L değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemlerin sıcaklık-ışınımgücü değerlerinin ZAMS’a göre dağılımları 6 Log L 4 2 0 Log M -2 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 L baş bileşen Ls baş bileşen !L baş bileşen L yoldaş Ls yoldaş !L yoldaş Şekil 4.59 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log L değişimi 112 3 Log R 2 1 0 Log M -1 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 L baş bileşen Ls baş bileşen !L baş bileşen L yoldaş Ls yoldaş !L yoldaş Şekil 4.60 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log M-Log R değişimi verilmiştir (Şekil 4.61). Genel olarak bileşen yıldızların büyük bir çoğunluğunun ZAMS üzerinde ve civarında bulundukları görülmektedir. Bazı yoldaş bileşenlerin ise, diğer sınıflara dahil bileşenlere göre, ZAMS’ın daha üstünde oldukları söylenebilir. 6 Log L 4 2 0 Log Teff -2 3,4 3,6 3,8 4 4,2 4,4 4,6 4,8 L baş bileşen Ls baş bileşen !L baş bileşen L yoldaş Ls yoldaş !L yoldaş Şekil 4.61 L, Ls ve !L sınıfından sistemlerin ZAMS’a göre, Log Teff-Log L değişimi 113 90 a(R) 80 70 60 50 40 30 20 10 Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 L !L Ls Tüm sınıflar Şekil 4.62 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde Log P-a(R ) değişimi ~ 4.6.4 Log P - a(R~) değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yörünge yarı-büyük eksen ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.62’de verilmiştir. Şekil 4.62 dikkate alındığında, L, Ls, !L sınıfı sistemlere ait parametrelerin genel dağılımı oluşturan sistemler oldukları görülmektedir. Genel dağılımdan en fazla sapmayı !L sınıfı sistemler göstermektedir. Çizelge 4.1-4.2 dikkate alınarak aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerin yaklaşık %77’sinin dönemi 1 114 3. Genel olarak bakıldığında dönem değişimi görülmeyen sistemlerin sayısı 173 iken, dönem değişimi gösteren sistemlerin toplam sayısı 481 adettir. Bu sayı dikkate alındığında, sistemlerin %74’ünün herhangi bir türde dönem değişimi gösterdiği ortaya çıkmaktadır. Bu ise dönem değişiminin çift yıldız sistemlerinde görülmesinin olağan olduğunu gösterir. Eğer Ls ve !L sistemleri dönem değişimi gösteren sistemler arasına dahil edilirse bu oran %91’lere çıkmaktadır. 4. Aynı çizelgeden çıkarılacak bir başka sonuç; dönemi 1 günden küçük ve dönem değişimi görülmeyen (sadece L sınıfı) sistem sayısının sadece 2 adet olmasıdır. Özellikle kısa dönemli sistemlerde dönem değişiminin %99 oranında görüldüğü ortaya çıkar. 5. Yörünge yarı-büyük eksen uzunlukları açısından bakıldığında dönem değişimi görülmeyen sistemlerde a(R~)>6 olarak verilebilir. a(R~)<6 olan sistemlerin sayısı 191 adettir ve en fazla yoğunluk, 3 4.6.5 Log P-R1 değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü baş bilşen yarıçapı ile dönem arasındaki ilişki Şekil 4.63’de verilmiştir. Şekil 4.63 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. Dönem değişimi gösteren sistemlerle karşılaştırıldığında belirgin bir farklılık görülmemektedir. 2. L sınıfından UZ Cyg (EA/DS, Sp.Tip: A3+K1), RZ Eri (EA/DS/RS, Sp.Tip: A5+G8IV) sistemleri, Ls sınıfından UU Cnc (EB/GS, Sp.Tip: K4III), KU Cyg (EA/D:/RS, Sp.Tip: F4p+K5eIII:) sistemlerine ilişkin baş yıldızlar, en aykırı noktalarda bulunan sistemlerdir. Sistemlerde baş bileşen yıldızlarına ilişkin tayfsal sınıflamaları dikkate alındığında, bu yıldızların anakol yıldızları oldukları görülmektedir, bu nedenle yarıçapları çok büyük değildir. Gerçekte baş bileşenlerin aykırı değil, normal konumlarında bulunduklarını söyleyebiliriz. 115 TX Cas R1 (R ) 10 8 6 UZ Cyg 4 KU Cyg RZ Eri 2 UU Cnc Log P 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 2,5 L !L Ls Tüm sınıflar Şekil 4.63 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log P -R değişimi 1(R~) 3. !L sınıfından TX Cas (EB/DM, Sp.Tip: B0V) sistemi ise en aykırı konumda bulunan sistemdir. Sistemin parametreleri, Breinhorst and Karimie (1985) tarafından, 70 yıl önce McDiarmid (1915)’in görsel ışık eğrisinin Wilson-Devinney programını kullanarak çözümü kullanılmıştır. Görsel ışık eğrisinde ikinci minimum tam tutulma gösterirken, Zhai et al. (1985) tarafından yapılan fotoelektrik ışıkölçüm gözleminde, böyle bir tam tutulma belirgin değildir. Sistemin parametrelerinin hatalı olduğunu düşünmekteyiz. Çizelge 4.5-4.6’dan yararlanarak aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerde 1 R~’den küçük yarıçapa sahip baş bileşenin bulunmadığı, fakat bunun dışında her türlü yarıçap değerine sahip olabildiği görülmektedir. 2. Ls ve !L sınıfı sistemler için baş bileşenlerin yarıçaplarının dağılımları birbirine çok benzemektedir. Dönem değişimi gösteren sistemlere ilişkin parametreler dikkate alındığında, dönem değişimi göstermeyen sistemler için bir ayrımın yapılması mümkün görülmemektedir. 116 3. L, Ls ve !L sınıfına dahil sistemlere ait yoldaş bileşenlerin yarıçap değerlerinin dağılımına bakılarak bir sınıflama yapılması da mümkün görülmemektedir. 4.6.6 Log M1-Ω1 ve Log M1-Ω2değişimi L, Ls, !L sınıfı sistemler ile diğer sistemlere özgü yoldaş bileşen yüzey potansiyeli ile baş bileşen kütlesi arasındaki ilişki Şekil 4.64-4.65’de verilmiştir. Şekil 4.64-4.65 dikkate alındığında, aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerin diğer sistemlere göre daha düzenli bir değişim gösterdikleri görülmektedir. Büyük baş bileşen kütleleri için baş bileşenin yüzey potansiyeli daha küçük değerler almaktadır. Küçük baş bileşen kütleleri için ise daha büyük yüzey potansiyeli değerlerine sahiptirler. 2. Ls sınıfı sistemlerin, L sınıfı sistemlere göre belirgin bir farklılıklarının olduğu görülmektedir. Büyük baş bileşen kütlelerinde, L sınıfı sistemlere göre benzer değerler alırken küçük kütlelerde L sınıfından ayrılmaktadır. Baş bileşen kütle aralığının her üç sınıf sistemleri için benzer olduğu, fakat baş bileşen yüzey potansiyel değerlerinde ise, Ls sınıfı sistemlerin genelde daha büyük değerler aldıkları söylenebilir. 3. Her iki grafik; her üç sınıfın gösterdikleri dağılıma göre diğer sınıflardan farklılıklarının ortaya konması bakımından dikkate alınmaya değer grafiklerdir. 4. L sınıfı olan RZ Eri ( EA, Sp. Tip: F0 IV+G5-8 III-IV) ve !L sınıfı olan RT Leo (EA, Sp.Tip: A0) sistemleri dahil oldukları sınıf içerisinde en aykırı konumda bulunan sistemlerdir. RZ Eri sisteminin dahil olduğu sınıf içerisindeki en büyük dönem, yörünge yarı-büyük eksen uzunluğuna sahip ikinci sistem olduğu (diğer sistem; Zet Aur, EA; Sp.Tip: K5II+B7V) ve yoldaş bileşeni en büyük yarıçapa sahip sistem olduğu görülmüştür. RT Leo sisteminin parametreleri hatalı alınmıştır. 5. Şekil 4.65 Dikkate alındığında; L sınıfı sistemlerin diğer sistemlere göre daha 117 Ω1 RZ Eri 25 20 15 10 RT Leo 5 Log M 1 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 L !L Ls Tüm sınıflar Şekil 4.64 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log M1-Ω1 değişimi düzenli bir değişim gösterdikleri görülmektedir. Büyük baş bileşen kütleleri için yoldaş bileşenin yüzey potansiyeli daha küçük değerler almaktadır. Küçük baş bileşen kütleleri için ise daha büyük yüzey potansiyeli değerlerine sahiptirler. 14 Ω2 12 10 8 6 RT Leo 4 2 Log M 1 0 -1 -0,5 0 0,5 1 1,5 2 L !L Ls Tüm sınıflar Şekil 4.65 L, Ls ve !L sınıfı sistemlerde, Log M1-Ω2 değişimi 118 Şekil 4.66 CM Dra ve AO Mon sistemlerinin O-C değişimi (Kreiner 2001) 5. Ls sınıfı sistemler dönem değişimi olup olmadığı şüpheli olan sistemlerdir ve L sınıfı sistemlere göre belirgin bir farklılıklarının olduğu görülmektedir. Büyük baş bileşen kütlelerinde benzer değerler alırken küçük kütlelerde L sınıflarından ayrılmaktadır. Ayrılan sistemlerin sinüsel dönem değişimi gösteren sistemler arasına girme olasılıkları fazla görülmektedir. 6. !L sınıfı sistemler grafik üzerinde her türlü konumda bulunmaktadır. Bu sistemlerin sınıflamasındaki belirsizlik dikkate alındığında sistemlerin hangi tür değişime dahil olabilecekleri konusunda bir tahminde bulunmak, kütle yüzey potansiyeli değişimi için zor olabilir. Çizelge 4.3-4.4’de sistemlere ilişkin baş ve yoldaş bileşenlerin kütle dağılımları verilmiştir, bu çizelgelerden yararlanarak aşağıdaki sonuçlar çıkarılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerde baş bileşenin kütlesi 1 M~’den küçük sistem sayısı sadece 2 adettir. Diğer sistemler ile karşılaştırıldığında, kütlesi 1 M~’den küçük olan sistemlerde dönem değişimi görülme olasılığının %93 olduğu ortaya çıkar. Yoldaş bileşenler dikkate alındığında büyük çoğunluğunun 1 ile 2.5 M~ aralığında bulundukları görülmektedir. Fakat dönem değişimi gösteren sistemler dikkate alındığında genel olarak yoldaş bileşenlerin kütlelerinin daha küçük olduğu dikkati çekmektedir. 119 2. Ls sınıfı sistemlerin de 1 M~’den daha küçük kütleye sahip baş bileşen bulunmadığı görülmektedir. Çeşitli kütle değerlerinde sayısal olarak artma göstermesine rağmen büyük çoğunluğu dönem değişimi gösteren sistemlerdeki baş yıldız kütleleri ile çakışma göstermektedir. Aynı çıkarımı yoldaş bileşenin kütle değerleri içinde söylemek mümkündür. 3. !L sınıfı sistemlerde baş ve yoldaş bileşenler için değişim Ls sınıfına çok benzer bir yapıdadır, tek farkla kütlesi 0.5 M~’den küçük olan tek bir sistem bulunmaktadır. CM Dra (EA+UV+BY, Sp.Tip: M4Ve) sisteminin O-C değişimi Şekil 4.66’de verilmiş ve gözlemsel veri sayısındaki kalite ve veri sayısının son derece yetersiz olduğu görülmüştür. Muhtemelen dönem değişimi gösteren sistemlerden biri olarak sınıflandırılması gerekmektedir. Çizelge 4.13-4.14’de bileşen yıldızların yüzey potansiyellerinin dağılımları dikkate alındığında: 1. L sınıfı sistemlerde baş bileşenin yüzey potansiyelinin çok geniş bir aralıkta dağıldığı görülmektedir. Büyük çoğunluğu için Ω>2 olması ve bu sınırdan daha küçük yüzey potansiyeline sahip tek bir yıldızın (AO Mon; EA/DM Sp.Tip: B3+B5) bulunması dikkat çekicidir. Sistemin güncel bir ışık eğrisi analizi bulunmamaktadır ve aşırı saçılmaya sahip ışık eğrisi üzerinde uygulanan Russell-Merrill yöntemi ile yörünge parametreleri elde edilmiştir (Kandal 1976). Sistemin dış merkezliğe sahip bir yörüngesi (ikinci minimumun 0.5 evresinde görülmemesinden dolayı) olduğundan şüphe edilmektedir ve en son sistem parametreleri Giuricin et al. (1980) tarafından elde edilmiştir. Sistemin O-C eğrisi Şekil 4.66’de verilmiştir ve O-C eğrisindeki garip ve anlaşılmaz değişim dikkat çekicidir. 2. L sınıfı için yoldaş bileşenler dikkate alındığında tamamı 2<Ω<14 aralığındadır. Dönem değişimi gösteren sistemler ile karşılaştırıldığında eD sistemleri hariç diğer sistemler için 2<Ω<6 olması; dönem değişiminin genel olarak Roche şişimini doldurmuş veya doldurmak üzere olan sistemlerde görüldüğünü göstermektedir. 120 Dönem değişimi görülmeyen sistemlerde yıldızlar son derece büyük yüzey potansiyellerine sahip sistemler olarak görülmektedir. 3. Ls sınıfı sistemler dikkate alındığında L sınıfı sistemler ile çok benzer bir değişimin bulunduğu görülmektedir ve yoldaş bileşenlerin yüzey potansiyellerinin L sistemleri ile çok benzer bir dağılıma sahiptir. 4. !L sınıfı sistemlerin birinci bileşenlerinin yaklaşık %88’nin yüzey potansiyel değerleri 2 ile 8 aralığında ve yaklaşık %63’ü 2 ile 4 aralığında bullunmaktadır. Yoldaş bileşenlerin yaklaşık %76’nın yüzey potansiyel değerleri 2 ile 6 aralığında ve yaklaşık %24’ü 6 ile 14 aralığında bulunmaktadır. !L sınıfı sistemlerin yüzey potansiyeli dağılımları dikkate alındığında dönem değişimi gösteren sistemler ile çok benzerlik gösterdikleri ortaya çıkmaktadır. Bu nedenle çizelgeden görüldüğü kadarıyla (dönem değişimi gösteren sistemlerin yüzey potansiyeli aralığı dikkate alınırsa) 10 ve muhtemelen buna ilaveten 2 tane sistemin dönem değişimi gösterme ihtimali çok yüksek görülmektedir. Geriye kalan toplam 4 adet sistemde ise dönem değişimi beklenmeyebilir. 4.6.7 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde göreli yarıçap değerlerinin dağılımları Çizelge 4.15-4.16’da L, Ls, !L sınıfı sistemlerin göreli yarıçaplarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelgeler dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerde baş bileşenlerinin yaklaşık %94’nün göreli yarıçapları 0 ile 0.4 aralığında, yaklaşık %74’ü ise 0.1 ile 0.3 aralığında bulunmaktadır. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %98’si 0 ile 0.4 aralığında, yaklaşık %74’ü ise 0.1 ile 0.3 aralığında bulunmaktadır. Eksen dönmesi gösteren sistemler hariç tutulduğunda baş ve yoldaş bileşen olarak en küçük göreli yarıçapa sahip sistemler oldukları ortaya çıkmaktadır. Özellikle yoldaş bileşenleri için bu durum açık bir şekilde görülmektedir. 2. Ls sınıfı sistemlerde baş bileşenlerinin yaklaşık %98’nin göreli yarıçapları 0 ile 0.5 aralığında, L sınıfı sistemlere benzer bir dağılım görülmektedir. Yoldaş bileşenlerin 121 tamamı 0 ile 0.5 aralığında bulunmakla birlikte ve yaklaşık %90’nı ise 0.1 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. 3. !L sınıfı sistemlerin baş bileşenlerinin göreli yarıçapları geniş bir aralıkta (0 ile 0.6) hemen hemen eşit sayıda dağıldığı görülmektedir. Belirli bir kesirsel yarıçap değerinde yığılmanın olmaması, bu tür sistemlerde dönem değişimi gösterecek sistemlerin bulunabileceğini gösterir. Yoldaş bileşenlerinin yaklaşık %97’sinin göreli yarıçapı 0 ile 0.4 aralığında olmakla birlikte, yaklaşık %65’i 0.2 ile 0.4 aralığında bulunmaktadır. Dönem değişimi gösteren diğer sistemler dikkate alındığında, kesirsel yarıçapı 0.2 4.6.8 ℓ(◦) - b(◦) dağılımı L, Ls, !L sınıfı sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin galaktik dağılımları verilmiştir (Şekil 4.67). Şekil 4.67 dikkate alındığında, L, Ls, !L sınıfı sistemlerin galaktik düzleme çok uzak konumlarda da bulunması nedeniyle, herhangi bir galaktik konum bağımlılığının bulunmadığı görülmüştür. Galaktik düzleme yakın bölgelerde fazla sayıda olmaları sadece seçim etkisinden kaynaklanmaktadır 122 Şekil 4.67 L, Ls,!L sınıfı sistemlerin sistemler ile diğer tüm sınıflara dahil sistemlerin ℓ (˚) - b (˚) dağılımı 4.6.9 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde kütle oranı değerlerinin dağılımı Çizelge 4.17’de L, Ls, !L sınıfı sistemlerin kütle oranlarının dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak bazı çıkarımlar yapılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerde kütle oranı çok geniş bir aralıkta dağılım göstermekle birlikte, yaklaşık %82’nin kütle oranı 0.5 ile 1 arasında bulunmaktadır. Genel olarak büyük kütle oranına sahip sistemler oldukları söylenebilir. 2. Ls sınıfı sistemlerde kütle oranı L sınıfındakine benzer şekilde geniş bir aralıkta eşit bir dağılım göstermektedir. 3. !L sınıfı sistemlerde diğer sınıflardakine benzer şekilde dağılım göstermekle birlikte %78’nin kütle oranı 0.5 ile 1 aralığında bulunmaktadır. L sınıfı ile büyük oranda benzerlik görülmektedir. 4. L, Ls, !L sınıfları genel olarak dikkate alındıklarında büyük kütle oranı değerlerine sahip oldukları söylenebilir. 5. Genel olarak büyük kütle oranı değerlerine sahip olmalarına rağmen aynı aralıklara karşılık gelen ve dönem değişimi gösteren sistemlerin bulunması, kütle oranı 123 değerinin dönem değişim sınıfının belirlenmesinde kullanılamayacağını göstermektedir. 4.6.10 L, Ls, !L sınıfı sistemlerde tayf türlerinin dağılımları Çizelge 4.18’de L, Ls, !L sınıfı sistemlerde baş ve yoldaş bileşenler için tayf türlerinin dağılımları verilmiştir. Bu çizelge dikkate alınarak aşağıdaki çıkarımlar yapılmıştır: 1. L sınıfı sistemlerde baş bileşenlerinin yaklaşık %95’nin tayf türleri B(%20) ile F aralığında bulunmakta ve yaklaşık %53’ü A tayf türünden baş bileşene sahip sistemlerdir. Yoldaş bileşenlerinin ise, yine yaklaşık %84’nün tayf türü A ile G arasında bulunmaktadır. %56’sı ise F ile G tayf türleri arasında bulunmaktadır. 2. Ls sınıfı sistemlerde L sınıfına benzer bir dağılım göstermektedir. Bu iki sistemi birbirinden tayf türlerine bakarak ayırmak mümkün değildir. Ayrıca O tayf türünden bileşene sahip bir sistem bulunamamıştır. 3. !L sınıfı sistemlerde bir tane O tayf türünden bileşenleri olan sistem bulunmaktadır. Genel olarak O ile G tayf türleri aralığına dağılmış durumdadır. Dönem değişimi gösterip göstermediği tam olarak bilinmeyen sistemler olmaları nedeniyle, belirli bir tayf türünde yığılma beklenmemektedir. 4. L sınıfı sistemlerin dönem değişimi gösteren sistemlere göre bileşenlerin tayf türleri açısından önemli bir farklılığın bulunmadığı görülmektedir. 4.6.11 L, Ls, !L sınıfları için genel sonuçlar L, Ls, !L sınıflar dikkate alındığında; L ve Ls sınıflarına dahil sistemlerin ayrı sınıflar olarak değerlendirilmeleri gerektiği sonucu görülmüştür. Çünkü L sınıfı sistemlerin, Ls sınıfı sistemlere göre, çoğunlukla daha erken tayf türlerinde oldukları ve dönemlerinin, yörünge yarı-büyük eksen uzunluklarının, yarıçap, roche potasiyeli, kütle oranı parametrelerinin çoğunlukla büyük değerler aldıkları görülmüştür. !L sınıfa dahil 124 sistemlerin çok farklı parametre aralıklarında farklı değerler aldıkları görülmüştür. !L sınıfı sistemlerin, her iki sınıfın sistemleri ile benzerlikler taşıdığı söylenebilir. Örneğin; tayf türü parametresi ele alındığında, !L sınıfı ile Ls sınıfı, kütle oranı parametresi ele alındığında ise, !L ile L sınıflarınının benzer oldukları görülmüştür. !L alt sınıfı sistemler genellikle O-C değişimleri (sınıflandırılmaları şüpheli) belirsiz olan sistemler oldukları için, bu aslında beklenen bir sonuçtur. Genel olarak dönem değişimi görülmeyen sistemlerin daha küçük göreli yarıçapa sahip sistemler oldukları anlaşılmaktadır. Ayrıca bu tür sistemlerin, dönem değişimi gösteren sistemler ile karşılaştırılması sonucu, sayılarının son dere az oldukları ortaya çıkmıştır. Bu ise sistemlerin büyük çoğunluğunda dönem değişiminin olağan olduğunu göstermektedir. Fiziksel ve yörüngesel parametreler açısından dönem değişimi gösteren sistemlerden çok farklı olmayan sistemlerdir. Yoldaş bileşenin yüzey potansiyeli ile baş bileşenin kütlesi arasında özellikle küçük kütle değerleri için bir ilişkinin bulunduğu söylenebilir. Ayrıca bütün sistemler dikkate alındığında yoldaş bileşenlerin, dönem değişimi göstermeyen sistemlerde daha büyük değerler aldıkları, yani çok daha sıkışık cisimler oldukları ortaya çıkmaktadır. Şayet dönem değişiminin temel nedeni yoldaş bileşenin evrimsel durumu veya Roche şişimini doldurma oranı ise bu durumda kütle aktarım mekanizmasının dönem değişimine neden olduğu söylenebilir. 125 5. SONUÇ Bu çalışmada fiziksel ve yörüngesel parametreleri bilinen toplam 654 adet sistemin, O-C grafiklerinde görülen değişimler açısından sınıflandırılması yapılmış ve farklı sınıfların birbirleri ile karşılaştırılması gerçekleştirilmiştir. Literatürden derlenen fiziksel ve yörüngesel parametrelerin bazılarının çok eski tarihli çalışmalardan alınmış olması, günümüzde modern yöntemler ile yapılan çalışmalardan ulaşılan sonuçların farklılıklar gösterebilmesine rağmen, istatistiksel açıdan bakıldığında çalışmanın sonuçlarını fazla etkilemeyeceğini düşünmekteyiz. Dönem değişimi gösteren ve göstermeyen sistemler dikkate alındığında bazı türler için açık bir şekilde fiziksel ve yörüngesel parametreleri ile ayrımın yapılabileceği görülmüştür (örn. eD sınıfı sistemler). Bu çalışmadan çıkarılan bir başka sonuç ise eD sistemlerinin kendi aralarında iki farklı grup oluşturduğudur (eDa ve eDb). Ayrıca bu tür dönem değişimi gösteren sistemlerin neredeyse tamamının galaktik düzlem üzerinde bulundukları ve erken tayf türünden sistemler oldukları dikkate alındığında bu sistemlerin genç yani yeni oluşmuş sistemler olduklarını göstermektedir. S türü dönem değişimi gösteren sistemlerin, özellikle Sa ve Sb, Ss sınıflarının farklı sınıflar olarak değerlendirilmesi gerektiği sonucuna varılmıştır. Çok büyük genlikli dönem değişimi görülen sistemlerde, dönem değişiminin temel nedeninin bileşen yıldızlardan birinin etrafında bulunan disk yapısının olduğu anlaşılmıştır. Disk yapısının, normal kütle aktarımının dışında farklı bir etkide bulunanarak dönemde büyük değişimlere neden olduğu görülmektedir. Teorik çalışmalar ile büyük boyutlu dönem değişimlerinin modellenmesine ihtiyaç duyulmaktadır. Disk yapısına sahip sistemlerde büyük boyutlu değişimlerin gerçekleşmesini, bir başka deyişle, büyük boyutlu dönem değişimi görülen sistemlerde disk yapısının bulunma olasılığının çok yüksek olduğu söylenebilir. 126 u ve n sınıfı dönem değişiminin genellikle evrimleşmiş bileşenlere sahip sistemlerde görüldüğü ortaya çıkmaktadır. Bu tür sistemlerde yörünge döneminin küçük olması, bileşen yıldızların kesirsel yarıçaplarının büyük olması, bileşen yıldızlar arasında etkileşimin gerçekleşmesinin temel nedenidir. Bu iki sınıfı dönem değişimi gösteren sistemler arasında önemli bir ayrımın yoldaş bileşenin yüzey çekim ivmesi olabileceği tahmin edilmektedir. Genel olarak u sınıfı dönem değişimi gösteren sistemlerde yoldaş bileşenin yüzey çekim ivmesi daha küçük değerler aldığı görülmektedir. n sınıfı dönem değişimi gösteren sistemlerde ise yoldaş bileşenlerin genel olarak sınırlı bir log g2 aralığında bulundukları görülmüştür. Dönem değişimi görülmeyen sistemlerin sayıları, dönem değişimi gösteren sistemler ile karşılaştırıldığında son derece az oldukları görülmüştür. Ayrıca bu tür sistemleri oluşturan bileşen yıldızların daha sıkışık cisimler ve uzun dönemli oldukları dikkate alındığında, bileşen yıldızların evrimleşmeleri halinde dönem değişimi gösterecekleri beklentisini artırmaktadır. Bu nedenle dönem değişiminin çift yıldız sistemlerinde olağan olduğunu söyleyebiliriz. Sonuç olarak; yapılmış olan sınıflandırma ve elde edilen sonuçlar kullanılarak bazı fiziksel parametreleri bilinen bir örten değişen sistemin O-C değişimi hakkında bir fikir sahibi olunabileceği söylenebilir. 127 KAYNAKLAR Alania, I.F. 1972. Spectral Class and Metal-Abundance Index Determination for 20 RR Lyrae Stars at Light Maximum. IBVS, 702. Applegate J. H. 1992. A mechanism for orbital period modulation in close binaries. ApJ, 385, 621. Albayrak, B., Selam, S.O., Ak, T., Elmaslı, A. and Özavcı, İ. 2005. Light-time effect in the eclipsing binary system AM Leonis. AN, 326, 2, 122. Breinhorst, R. A. and Karimie, M. T. 1985. The light curve of TX Cassiopeiae - Some preliminary results about an almost unknown EB-type binary. MNRAS, 216, 663. Budding, E., Erdem, A., Çiçek, C., Bulut, I., Soydugan, F., Soydugan, E., Bakis, V., and Demircan, O. 2004. Catalogue of Algol type binary stars. A&A, 417, 263. Cowling, T. G. and Phil, D. M. A. 1938. On The Motion of The Apsidal Line in Close Binary Systems. MNRAS, 98, 734. Djurasevic, G. 1993. An analysis of close binaries (CB) based on photometric measurements (8). A interpretation of CB light curve SX CAS by using the inverse-problem method. Ap&SS, 208, 85. Frieboes-Conde, H. and Herczeg, T. 1973. Period variations of fourteen eclipsing binaries with possible light-time effect. A&AS, 12, 1. Giuricin, G., Mardirossian, F. and Mezzetti, M. 1980. Revised photometric elements of eight detached systems. A&AS, 39, 255. Huang Su-Shu. 1963. Modes of Mass Ejection by Binary Stars and the Effect on Their Orbital Periods. ApJ, 138, 471. Huang, S. 1963. An Interpretation of Beta Lyrae. ApJ, 138, 342. Heintz, W.D. 1978. Orbits of 15 visual binaries. ApJS, 37, 71. Halbedel, E. 1984. Spectral Types of Eclipsing Binaries. IBVS, 2549. Hill, G., Fisher, W. A. and Holmgren, D. 1989. Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC. A&A, 211, 81. 128 Irwın, J. B.1959. Standart Light-Time Curves. AJ, 64, 149. Klimek, Z. and Kreiner, J.M. 1973. The Variability of Period of Beta Lyrae. AcA 23, 331. Kviz, Z. 1976. Period changes of SV Centauri. PASAu, 3, 45. Kandal, C.D. 1976. Astrophys. Space Science, 40, 3. Kaitchuck, R. H., Honeycutt, R. K. and Schlegel, E. M. 1985. A survey for transient accretion disks in short-period Algol systems. II. PASP, 97, 1178. Kreiner M.J., Kim C-H. and Nha II-S. 2001. An Atlas of O-C Diagrams of Eclipsing Binary Stars. Wydawnictwo Naukowe Akademii Pedagogicznej. Kalimeris A., Rovithis-Livaniou H. and Rovithis P. 2002. Starspots and photometric noise on observed minus calculated (O-C) diagrams. A&A, 387, 969. Kim, S.-L., Lee, J. W., Kwon, S.-G., Youn, J.-H., Mkrtichian, D. E. and Kim, C. 2003. Search for A-F Spectral type pulsating components in Algol-type eclipsing binary systems. A&A, 405, 231. Illes-Almar, E. and Almar, I. 1963. Ein Versuch zur Anwendung der Irwin'schen Standard light-time curves bei einigen Bedeckungsveränderlichen. Acta Astron. 13, 72. Linnell, A.P. and Scheick, X. 1991. Does SV Centauri harbor an accretion disk?. ApJ, 379, 721. Lanza, A. F., Rodono,M. and Rosner, R. 1998. Orbital period modulation and magnetic cycles in close binaries. MNRAS, 296, 893. Lanza, A. F., Rodonò, M., Mazzola, L. and Messina, S. 2001. Long-term starspot evolution, activity cycle and orbital period variation of SZ Piscium. A&A, 376, 1011. Lampens, P., van Cauteren, P., Strigachev, A., Kim, S.-L., Kang, Y.B., Koo, J.-R. and Mkrtichian, D.E. 2004. Discovery of a short-periodic pulsating component in the Algol-type eclipsing binary system TU Her. IBVS, 5572. McDiarmid, R. J. 1915. The elements of the eclipsing systems TV, TW, TX Cassiopeiae, and T Leonis Minoris. ApJ. 42, 412. Paczynski, B.E. 1967. Evolution of Close Binaries. V. The Evolution of Massive Binaries and the Formation of the Wolf-Rayet Stars. Acta Astron., 17, 355. Plavec, M. 1968. Adv. Astr. Astroph., 6, 201. 129 Rodríguez, E., García, J.M., Gamarova, A.Y., Costa, V., Daszynska-Daszkiewicz, J., López-González, M.J., Mkrtichian, D.E. and Rolland, A. 2004. delta Sct-type pulsations in eclipsing binary systems: AB Cas. MNRAS, 353, 310. Sterne, T. E. 1939. Apsidal Motion in Binary Stars. MNRAS, 99, 451. Schneller, H. 1964. Über die Deutung beobachteter Periodenänderungen von Bedeckungsveränderlichen durch Lichtzeitbahnen. Astron. Nachr., 288, 1. Shengbang, Q. 2002. Orbital Period Studies of Two Algol-Type Eclipsing Binary Systems: TY Pegasi and X Trianguli. PASP, 114, 650. Soydugan, F., Demircan, O., Soydugan, E. and Ibanoglu, C. 2003. Orbital Period Changes of Algol-type Binaries: S Equulei and AB Cassiopeiae. AJ, 126, 393. Wood, F.B. 1950. On the Change of Period of Eclipsing Variables Stars. ApJ, 112, 196. Wielen, R. 1962. Automatic orbit computation for visual binaries. AJ, 67, 599. Zhai, D. S., Zhang, R. X., Zhang, J. T. and Li, Q. S. 1987. Four Color UVBY Photometry of the almost Contact Semi-Detached System TX-Cassiopeiae. AcASn, 28, 71 130 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) AB And uv 0,160 11000 1 EW/KW G5+G5V 0,479 0,331892 101,6 -21,81 AD And Sb 0,080 35000 2 EB/DW: A0V+ F1 : 1,000 0,986196 110,43 -12,38 AN And L 0,025 10000 2 EB/DM A7m+F8-IV 0,611 3,219567 104,91 -17,82 AP And L 0,025 15500 2 EA/DM F5+F5.5 0,950 1,587292 111,78 -15,74 BD And S2 0,040 50000 3 EB/KW F8 0,736 0,462902 106,66 -8,587 BL And !L 0,020 50000 3 EB/KE A0+F9,5 0,311 0,722376 107,65 -8,003 BO And !L 0,250 45000 4 EA/SD: B8 0,500 5,797330 103,08 -12,95 BX And S2 0,075 60000 2 EW/DW: F2V+K3V 0,497 0,610115 138,43 -19,73 CN And n 0,050 40000 1 EW/KW F5V 0,579 0,462796 116,56 -22,26 CO And !L 0,025 20000 3 EA/SD: F8 0,690 1,827663 126,47 -15,77 CP And S3 0,200 6500 4 EA/SD: A5 0,626 3,608940 137,51 -14,92 DS And Ls 0,020 25000 4 EB/DM F3IV+G0V 0,593 1,010519 137,06 -22,97 EP And uv 0,080 60000 1 EW/KW 0,340 0,404108 132,38 -17,17 OT And eDb 0,050 500 1 EA/D 20,852894 105,2 -17,95 RT And ns 0,050 50000 1 EA/DW/RS F8V+K0V 0,660 0,628930 108,06 -6,925 TT And Sa 0,200 12500 2 EA/SD: A2+G7IV 0,600 2,765142 105,74 -13,43 TW And Sa 0,100 8000 2 EA/SD F0V+K0 0,210 4,122774 82,5 -14,51 UU And Sb 0,100 22500 1 EA/SD A8+K7IV 0,250 1,486296 120,99 -31,9 WZ And S1 0,060 60000 1 EB/KE: B5+A9 0,591 0,695658 125,16 -24,73 XZ And Ss 0,150 30000 1 EA/SD: A4 IV+G5IV 0,406 1,357278 135,71 -19,14 S Ant us!ss 0,080 60000 3 EW/KE: A9Vn+F4 0,594 0,648345 258,55 16,615 DW Aps L 0,050 12000 1 EA/SD: B6III 0,710 2,312950 324,34 -17,3 FK Aql ns!ss 0,850 9500 1 EA/SD B9+G5III 0,349 2,650876 36,884 -1,583 KO Aql Sa 0,350 8500 1 EA/SD: A0V+F8IV 0,298 2,864055 42,064 5,821 KP Aql L 0,050 10000 1 EA/DM F0+F0 0,983 3,367480 48,264 4,752 OO Aql ns 0,080 50000 1 EW/DW: G5V+G5 0,843 0,506788 47,817 -8,138 QS Aql Sa 0,080 10000 1 EA/SD B5V+G8IV 0,170 2,513294 50,909 -4,41 QY Aql Ls 0,125 4000 3 EA/DS: F0+K 0,352 7,229590 55,715 -9,571 V0342 Aql Sa 0,200 8000 2 EA A4II 0,431 3,390882 44,162 -1,371 V0343 Aql Ss 0,050 17500 1 EA/SD: AOV+G0IV 0,399 1,844603 49,683 -4,394 V0346 Aql ns 0,030 22500 2 EA/SD A0+G4IV : 0,301 1,106363 51,468 -12,26 V0415 Aql L 0,050 10000 3 EA/SD F2 0,825 2,462731 49,562 -2,278 V0417 Aql S2 0,060 60000 3 EW/KW: G2V 0,361 0,370129 43,206 -7,032 V0602 Aql S3 0,300 11000 3 EA/DM: A2 0,615 3,012477 54,392 -5,184 V0609 Aql S2 0,040 27500 4 EB/DW F8 0,738 0,796565 55,199 -10,03 V0803 Aql S2 0,040 90000 3 EW/KW K4 1,000 0,263425 27,308 -5,471 V0805 Aql L 0,013 9000 1 EA/DM A2+A7 0,772 2,408234 24,163 -8,544 V0889 Aql eDb 0,025 2000 1 EA/DM B9,5+A0V 0,916 11,120879 50,471 1,474 XZ Aql us!ss 0,150 12000 1 EA/SD: A2 0,483 2,139181 36,723 -23,51 YZ Aql S3 0,500 8000 3 EA/SD: A3 0,817 4,672300 35,907 -5,587 BW Aqr eDb 0,050 6000 1 EA/DM F8IV+F7IV 0,932 6,719690 44,195 -53,68 CZ Aqr S1 0,040 35000 3 EA/SD A5 0,500 0,862754 56,806 -66,51 DD Aqr Ls 0,025 32000 4 EB/KE: A5p 0,733 0,720634 69,991 -49,26 DY Aqr S3 0,100 10000 4 EA/DM A0 0,582 2,159675 60,186 -46,11 EE Aqr Ls 0,050 40000 2 EB/KE: F0+K4 0,327 0,508996 38,598 -57,92 RY Aqr Sa 0,085 16000 1 EA/SD: A3+G8III 0,204 1,966594 40,507 -37,89 ST Aqr n 1,500 40000 1 EB/KE: A7:+G8IV: 0,400 0,780995 55,416 -49,04 V0535 Ara S2 0,050 50000 3 EW/DW: A8V+A5 0,345 0,629297 335,18 -13,21 RS Ari Ls 0,100 2500 2 EA/DS F8IV+G5IV 0,992 8,803205 151,81 -28,48 SS Ari n 0,200 50000 1 EW/KW F8 0,270 0,405994 143,57 -35,94 SZ Ari S3 0,200 16000 4 EA/DM F0+G2 0,712 1,717543 165,81 -30,01 AH Aur S2 0,100 50000 4 EW/KW F8 0,169 0,494262 185,15 7,314 AP Aur u 0,850 65000 1 EB/KE A2+A2 0,246 0,569313 182,01 21,824 AR Aur Sb 0,030 6000 1 EA/DM B9V+B9,5V 0,923 4,134695 172,77 -2,233 Bet Aur S3 0,020 9000 2 EA/DM A2IV+A2IV 0,962 3,960042 167,46 10,41 BF Aur u 0,020 25000 2 EB B5nV+B5nV 0,954 1,583221 165,15 0,086 CI Aur S3 0,250 16000 3 EA/SD AO+G4IV 0,687 1,870016 175,16 -6,299 CL Aur Sb 0,100 27500 1 EA/SD A0 0,690 1,244365 172,33 -3,302 CQ Aur u 1,000 3500 2 EA/GS/RS G0III: 0,814 10,621943 179,93 4,618 HL Aur Ls 0,020 40000 2 EB/SD F1V+G9V 0,838 0,622506 164,56 15,486 HP Aur Ls 0,025 16000 2 EA G0V+G8V 0,800 1,422813 170,16 -2,375 IM Aur L 0,025 20000 1 EA B9+F5IV 0,345 1,247296 162,13 4,633 KU Aur Ls 0,025 20000 4 EA/SD: F8 0,167 1,319577 183,18 8,746 RY Aur S3 0,050 13000 3 EA/SD: B9 0,475 2,725391 169,04 0,416 RZ Aur Ss 0,175 11000 2 EA/SD: A3+KOIV 0,500 3,010644 178,05 2,123 SX Aur u 0,030 26000 1 EB/KE: B3V+B5V 0,542 1,210080 165,19 1,606 TT Aur Ss 0,050 25000 1 EB/DM B2Vn+B5: 0,666 1,332735 167,04 -0,228 WW Aur L 0,005 12500 2 EA/DM A5m+A7m 0,961 2,525019 181,72 10,519 zet Aur L 5,000 50 1 EA/GS K5II+B7V 0,827 972,1600 165,02 -0,428 ZZ Aur S1 0,040 43000 2 EB/KE A7+G0 0,484 0,601215 169,54 6,341 131 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) AC Boo uv 0,150 60000 1 EW/KW F0V 0,679 0,352429 79,263 58,763 AD Boo S1 0,025 17500 3 EB/SD: F9+G7 0,851 1,034401 32,692 66,568 AR Boo uv 0,100 50000 1 EW/KW: 0,650 0,416723 26,292 77,071 CK Boo S2 0,040 40000 2 EW/KW F8 0,518 0,355150 1,465 59,62 CV Boo !L 0,010 17500 3 EA G0 0,947 0,846993 59,631 55,994 44i Boo u 0,200 100000 1 EW/KW G2V+G2V 0,561 0,267816 80,364 57,061 SS Boo Ls 0,100 4000 3 EA/DM/RS G0 V+K1IV 0,932 7,606133 63,16 58,276 SU Boo Ls 0,050 20000 2 EA/DM: A3V+G2IV 0,618 1,561248 52,105 68,193 TU Boo ns 0,080 80000 1 EW/KW G3 0,498 0,324287 47,355 73,618 TY Boo S2 0,050 80000 2 EW/KW G3 0,437 0,317148 57,182 61,327 TZ Boo Sb 0,080 85000 1 EW/KW G2V+K2: 0,138 0,297162 66,209 59,001 UW Boo Sb 0,040 20000 3 EA/SD F0 0,729 1,004711 87,562 63,398 VW Boo ns 0,100 70000 1 EW/KW G5 0,428 0,342325 1,272 65,147 XY Boo u 0,250 55000 1 EW/KW F5V 0,185 0,370547 8,28 75,083 ZZ Boo L 0,010 7500 1 EA/DM F2+F2V 0,969 4,991744 31,821 75,481 AL Cam S3 0,050 25000 3 EA/SD: A5V 0,597 1,328333 126,62 36,38 AS Cam eDb 0,050 10000 1 EA/DM B8V+B9 0,757 3,430971 143,19 18,564 AT Cam S3 0,050 25000 3 EW/DM: A0 0,608 1,395900 145,74 18,002 AW Cam Ls 0,010 30000 2 EB/KE A0V+F7III 0,217 0,771347 145,51 24,968 AY Cam L 0,050 13000 2 EA/DM G0 0,876 2,734966 136,7 31,569 AZ Cam L 0,025 26000 2 EB/DM F0 0,656 1,319226 130,61 31,632 SS Cam S3 0,400 7000 4 EA/SD/RS G1III+F5V 0,954 4,824254 141,71 27,684 SV Cam S1 0,035 60000 2 EA/DW/RS G5V+G3V 0,560 0,593070 131,57 26,522 SZ Cam S3 0,200 9500 3 EA/DM O9.5V+B0 0,730 2,698544 143,67 7,658 TU Cam L 0,050 13000 2 EB/DM A0IV-V+F0 0,500 2,933241 153,44 16,591 WW Cam L 0,050 14000 3 EA/DM A4m+A4mV 0,975 2,274367 144,09 10,964 XZ Cam L 0,050 1750 2 EA/DS A0 0,467 11,01460 136,82 20,798 Y Cam Sa 0,600 12000 1 EA+DSCTC A9IV+K1IV 0,214 3,305624 138,56 29,256 RW Cap S1 0,175 10000 2 EA/SD: A3+A4 0,700 3,392446 25,847 -26,81 TY Cap Ss 0,100 16000 2 EA/SD A5 0,820 1,423450 31,386 -26,42 DW Car Sb 0,025 17500 3 EA/KE B5 0,938 1,327750 287,55 -1,051 EM Car eDa 0,005 1000 1 EA/DM O8V+O8V 0,910 3,414270 291,22 -0,504 GL Car eDa 0,300 14000 1 EA/DM B0,5+B1 0,962 2,422234 291,35 0,017 HH Car eDa 0,025 4000 2 EA/DM O8V+B0III 0,909 3,231497 288,46 0,065 PX Car !L 0,025 30000 2 EB/KE A2+F7,5 0,727 0,795171 263,13 -26,09 QX Car eDb 0,100 2500 1 EA/DM B2V+B2V 0,914 4,478040 281,48 -3,121 AB Cas us!ss 0,080 18000 1 EA+DSCT A3V+KV 0,190 1,366874 131,29 10,175 AR Cas eDb 0,100 3000 1 EA/DM B4V+A6V 0,315 6,066331 112,47 -2,659 BZ Cas S1 0,080 12000 3 EA/SD A0 0,678 2,126432 129,94 0,938 CR Cas S3 0,200 12000 4 EB/SD B0,5V+B1V 0,777 2,840183 109,8 -0,562 CW Cas n 0,030 80000 3 EW/KW G5+K6 0,533 0,318845 122,31 0,22 DN Cas !L 0,025 10000 2 EA/DM O8V+O8V 0,649 2,310955 133,88 -0,075 DO Cas Ls 0,010 30000 1 EB/KE A2II+F8 0,313 0,684666 136,05 0,513 DZ Cas S2 0,050 30000 3 EB/KE A9 0,607 0,784892 112,96 -5,596 EY Cas us!ss 0,250 50000 3 EW/KW K0:+ 0,807 0,481976 116,42 -4,541 GG Cas L 0,025 6000 2 EA/DM B5-B8V+F8 0,508 3,758719 126,38 -6,377 GT Cas Ss 0,200 12000 3 EA/SD A0 0,709 2,989804 117,95 -4,221 IL Cas L 0,050 6000 2 EA/SD B5 0,598 3,451746 127,84 -2,404 IR Cas S2 0,080 50000 2 EB F4: 0,698 0,680685 107,88 -5,706 IS Cas S3 0,050 17500 2 EA/SD: A3V+G7IV 0,597 1,841512 112,91 -0,682 IT Cas eDb 0,025 6000 1 EA/DM F6 0,998 3,896638 112,14 -9,667 IV Cas S1 0,120 35000 2 EA/SD A2 0,476 0,998525 113,61 -8,613 MN Cas Ls 0,025 10000 2 EA/DM A0V+A0V 1,000 1,916927 130,21 -7,194 OR Cas S1 0,050 17500 3 EA/SD F3 0,738 1,245712 122,52 -2,008 OX Cas eDa 0,050 15000 1 EA/DM B2V + B2V 0,875 2,489343 125,03 -1,329 PV Cas eDa 0,030 13000 1 EA/DM B8V+B8V 0,982 1,750470 110,27 -1,154 QQ Cas u 0,150 15000 2 EB/DM B2 0,769 2,142043 114,76 -1,917 QX Cas eDb 0,100 2500 1 EA/DM B1V+B1V 0,860 6,004710 116,62 -1,062 RX Cas u 3,500 1100 1 EB/GS A2-5+K0 III 0,900 32,312110 135,4 8,068 RZ Cas Ss 0,040 32000 1 EA/SD A3V+K0-IV 0,330 1,195247 132,89 9,065 SX Cas ns!ss 0,700 900 3 EA/GS B7eIII+K3III 0,294 36,563750 117,05 -7,514 TV Cas S1 0,060 20000 2 EA/SD B9V+F7IV 0,404 1,812596 118,81 -3,475 TW Cas ns!ss 0,040 25000 1 EA B9V+A0: 0,433 1,428324 134,34 5,423 TX Cas !L 0,050 12500 3 EB/DM B0V+B2V 0,371 2,926870 136,26 3,08 V0364 Cas L 0,025 20000 2 EA A2+A2 0,700 1,543068 123,14 -12,4 V0366 Cas uv 0,200 43000 1 EW/DW G1: 0,663 0,729274 125,13 -4,1 V0368 Cas !L 0,200 5500 3 EA B3III+A1 0,470 4,451642 139,77 1,746 V0380 Cas !L 0,025 25000 3 EA/SD A0 0,678 1,357273 121,51 10,908 V0389 Cas us!ss 0,150 8000 3 EA 2,494757 126,75 -13,72 V0459 Cas !L 0,050 3000 3 EA/DM B9 0,468 8,458294 125,35 -1,63 132 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) V0523 Cas us!ss 0,040 60000 1 EW/KW K5V+M2V 0,510 0,233691 121,07 -12,59 XX Cas L 0,050 8000 1 EA/DM B4Vn+B6Vn 0,500 3,067177 127,54 -1,562 YZ Cas Ls 0,005 6000 3 EA/DM A2V+F2V 0,584 4,467224 122,55 12,121 ZZ Cas Sb 0,050 32000 2 EB/KE B3+B9 0,319 1,243527 120,87 -0,289 KT Cen eDb 0,100 4000 1 EA/DM B9+B9 1,000 4,130435 295,66 -0,379 RR Cen uv 0,090 60000 1 EW/KE: A9+F0V 0,178 0,605690 314,14 3,144 SV Cen n 8,500 22500 1 EB/KE: B1V+B6.5III 0,830 1,658500 295,21 1,35 SZ Cen L 0,025 10000 2 EA/D A7V+A7V 0,985 4,107983 310,61 3,488 V0346 Cen eDa 0,800 5000 1 EA/DM B0.5IV+B2 0,711 6,322270 295,09 -0,612 V0383 Cen eDb 0,100 400 1 EA/DM 6,784590 294,02 0,996 V0701 Cen S2 0,025 40000 3 EB/KE A0V+A3V 0,617 0,738447 309,24 10,607 V0745 Cen !L 0,025 8000 3 EB/SD B3 0,658 3,025101 313,9 -1,245 V0747 Cen !L 0,025 50000 3 EB/KE A9+K8 0,319 0,537195 311,75 16,952 V0758 Cen !L 0,013 55000 2 EW/KE B9+A9 0,270 0,580786 311,58 6,298 AH Cep S3 0,200 20000 3 EB/DM BVne+BV 0,877 1,774751 110,38 5,247 BE Cep S2 0,040 55000 3 EW/KW G2 0,869 0,424396 106,67 -0,092 CO Cep eDb 0,050 5000 1 EA/DM: GOV+ GOV 1,000 4,137590 123,11 15,052 CW Cep eDa 0,040 6000 1 EA/DM B0.5+B0.5IV 0,916 2,729140 111,25 2,988 EG Cep S2 0,060 65000 2 EB A3II+K2 0,468 0,544622 109,68 21,762 EI Cep L 0,025 3000 2 EA/DM F0+F2 0,948 8,439334 111,89 18,108 EK Cep eDb 0,025 6000 1 EA/DM A0V+F9 0,554 4,427793 107,72 12,653 GK Cep Sb 0,045 12500 1 EB/KE A2V+A2V 0,890 0,936157 107,87 14,076 GW Cep n 0,030 45000 3 EW/KW G3 0,367 0,318850 125,37 17,47 NN Cep Ls 0,050 7000 2 EA/DM A5 0,719 2,058305 110,69 2,269 SU Cep !L 0,040 28000 2 EB/KE B8V+B9 0,599 0,901401 99,95 2,911 U Cep u 1,000 25000 1 EA/SD B7Ve+G8III 0,618 2,493048 123,34 19,013 VW Cep n 0,200 90000 1 EW/KW G5+K0Ve 0,349 0,278315 109,22 20,058 WX Cep S3 0,075 8000 4 EA/DM A3IV+A5IV 1,000 3,378454 108,05 4,778 WY Cep !L 0,025 30000 3 EB/KE: A7+A9: 0,737 1,249056 111,47 7,661 XX Cep ns!ss 0,100 15000 2 EA/SD A8V+K2IV 0,212 2,337327 115,12 2,578 XY Cep ns!ss 0,100 9000 3 EA/SD A0+F5 0,289 2,774527 117,66 6,668 XZ Cep u 0,100 4500 3 EB/DM: O9.5V+B1 III 0,405 5,097227 110,02 7,832 ZZ Cep Ls 0,045 12000 3 EA/DM B7+F0V 0,459 2,141800 111,56 8,097 AA Cet Ls 0,050 25000 1 EW/KE F2 0,424 0,536170 201,27 -74,14 RW Cet uv 0,150 25000 1 EA/SD A5+G6IV 0,648 0,975201 179,86 -65,32 SS Cet Ss 0,045 8000 1 EA/SD AO+KOIV 0,200 2,973976 171,95 -49,62 TT Cet n 0,040 50000 2 EW/KE: A5 0,586 0,485957 162,55 -68,24 TV Cet eDb 0,010 2500 1 EA/DM F2+F4 0,913 9,103288 177,72 -44,36 TW Cet n 0,040 75000 3 EW/KW G5+G5 0,529 0,316852 190,57 -75,48 TX Cet S2 0,040 36000 3 EB/KE AOV+F5IV 0,271 0,740840 155,17 -58,52 VV Cet S2 0,100 46000 3 EW/KE A5 0,696 0,522390 125,47 -64,95 VY Cet Sb 0,040 50000 1 EW/KW G5V 0,664 0,340810 186,64 -74,72 WY Cet u 0,200 18000 2 EA/SD: A2 0,757 1,939675 159,38 -71,62 XY Cet !L 0,050 12000 3 EA/DM A5Vm+A7Vm 0,931 2,780712 173,17 -46,48 YZ Cha !L 0,025 8000 3 EA/DM A0 0,754 4,457357 298,75 -15,51 AT Cir Ss 0,070 10000 1 EA/DM A5IV/V 0,829 3,257494 309,99 -4,858 BB Cir L 0,050 10000 2 EA/SD: A2IV 0,739 3,087200 317,18 1,44 BF Cir !L 0,050 4000 3 EB/DM: B5V 0,598 6,458997 316,25 -5,531 T Cir L 0,025 4000 2 EA/SD B9+F6III : 0,500 3,298435 308,29 -3,142 R CMa Sa 0,080 35000 1 EA/SD F2V+G8V 0,158 1,135941 230,67 -1,407 RX CMa us!ss 0,050 12000 3 EA/SD A2+G1IV 0,480 2,069112 231,62 -3,411 SW CMa eDb 0,500 2500 1 EA/DM A8+A8 1,000 10,091948 234,84 -6,532 AG CMi ns!ss 0,200 15000 2 EA/SD F4 0,856 1,664544 209,31 6,65 XZ CMi S1 0,040 40000 2 EA F0V+K3,5 0,411 0,578810 216,88 15,598 YY CMi S1 0,050 22000 3 EB F6Vn+G5,5 0,758 1,094020 219,98 17,579 AH Cnc uv 0,100 50000 2 EW/KW F5-F7 0,724 0,360441 215,69 31,991 RU Cnc S3 0,050 3000 3 EA/DS/RS dF9+dG9 0,957 10,172988 201,28 33,128 RY Cnc Ss 0,150 32500 2 EA/SD B8+G5IV 0,200 1,092943 205,7 32,433 TU Cnc ns!ss 0,150 4500 3 EA/SD AO+G8IV 0,549 5,561451 218,69 30,945 TX Cnc S2 0,020 45000 3 EW/KW F8V+F7V 0,530 0,382882 206,63 32,172 UU Cnc Ls 6,000 250 1 EB/GS K4III 0,943 96,710000 206,8 22,428 WW Cnc S1 0,250 21000 2 EA/SD F7+A6 0,754 1,115984 195,13 41,803 WY Cnc n 0,020 32000 2 EA/SD/RS G5V+M 0,547 0,829371 199,48 39,305 RW Com ns 0,060 130000 1 EW/KW G2+G2 0,345 0,237346 217,62 85,874 RZ Com uv 0,040 80000 1 EW/KW K0+G9 0,431 0,338506 257,75 84,708 SS Com S2 0,100 62000 3 EW/KW F5+F5: 0,608 0,412792 300,04 81,564 UX Com !L 0,400 7000 4 EA/AR/RS G2III 0,549 3,642583 67,459 87,314 alf CrB eDb 0,500 1500 1 EA/DM A0V+G5V 0,356 17,359907 41,871 53,774 RT CrB Ls 0,050 4500 1 EA/AR:/RS G0 0,988 5,117159 46,677 53,446 RW CrB n 0,040 40000 2 EA/SD: F0+K2IV 0,250 0,726411 46,952 53,202 133 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) TW CrB S1 0,020 23000 2 EB/KE F8 0,725 0,588873 44,831 46,838 U CrB Ss 0,100 15000 1 EA/SD B6V+F8IV 0,280 3,452201 49,951 57,866 V Crt !L 0,040 35000 3 EA/KE: A6 0,736 0,702036 274,64 41,35 AI Cru u 0,040 17000 1 EA/KE B2IVe+B4 0,611 1,417707 297,51 1,137 UW Cru eDb 0,050 500 2 EA/DM: 6,354527 298,95 -2,1 ZZ Cru L 0,025 8000 2 EB/DM B3V 0,608 1,862194 297,86 -1,082 RV Crv S2 0,100 20000 3 EB/KE F0+G0: 0,268 0,747252 298,49 43,175 W Crv Sb 0,040 60000 2 EB/KW: F8:+K2: 0,680 0,388081 286,77 48,333 BI CVn S2 0,100 50000 4 EW/KW G0 0,865 0,384160 108,86 80,186 RS CVn ns!ss 0,300 7000 2 EA/AR/RS F4IV+K0IVe 0,960 4,797887 99,258 80,295 VZ CVn S2 0,010 45000 3 EA/DW F0+F8 0,777 0,842462 44,479 80,907 AE Cyg S1 0,040 37000 3 EA/SD A5+F0IV 0,599 0,969187 77,189 -12,16 BR Cyg Ls 0,025 21000 3 EA/SD A5V+F0V 0,400 1,332564 79,862 11,641 CG Cyg S2 0,030 60000 2 EA/SD/RS G9.5V+K3V 0,824 0,631141 78,464 -6,866 CV Cyg n 0,250 37000 1 EW/DW F8III 0,210 0,983431 73,363 5,224 DK Cyg u 0,040 55000 1 EW/D A7V+F5 0,200 0,470691 83,294 -12,76 GO Cyg us!ss 0,050 50000 1 EB/KE B9n+A0n:V 0,852 0,717764 75,996 -3,375 GV Cyg S3 0,040 35000 3 EA/SD A5: 0,469 0,990677 94,851 -6,28 KU Cyg Ls 1,000 900 2 EA/D:/RS: F4p+K5eIII: 0,130 38,439300 83,147 7,257 MR Cyg S3 0,040 22500 2 EA/SD B3V+B9 0,398 1,677034 95,566 -5,51 MY Cyg eDb 0,003 3000 1 EA/DM A7m+A7m 0,990 4,005187 72,707 -1,365 SW Cyg Sa 0,400 8500 1 EA/SD A2e+K0 0,200 4,573134 81,681 7,509 SY Cyg S3 0,200 6000 3 EA/SD A3+K6IV 0,397 6,005512 67,935 3,896 UW Cyg Ss 0,200 12000 1 EA/SD FO+K4IV 0,345 3,450781 80,69 3,445 UZ Cyg L 0,125 1200 1 EA/DS A3+K1 II: 0,115 31,305809 93,372 -8,406 V0346 Cyg Ss 0,100 9000 2 EA/SD A5+G4IV 0,777 2,743282 74,609 0,1 V0366 Cyg Sb 0,040 22500 2 EB/KE A5 0,686 1,096018 91,578 7,022 V0380 Cyg eDb 0,250 1500 1 EA/DM B1III+B3V: 0,626 12,425612 75,215 7,133 V0382 Cyg u 0,150 20000 1 EB O7+O8V 0,680 1,885515 74,54 0,203 V0387 Cyg Ls 0,010 36000 1 EA/K: A4+G5 0,819 0,640596 82,565 -7,922 V0388 Cyg n 0,100 26000 1 EB/KE: A3+K2 0,363 0,859037 71,719 -4,41 V0401 Cyg us!ss 0,060 40000 1 EW/KE F0+F1 0,600 0,582722 64,127 5,995 V0444 Cyg u 0,250 10000 2 EA/WR O6+WN5.5 0,301 4,212424 76,598 1,429 V0453 Cyg eDa 0,040 9000 2 EA/D BI0V+B0IV 0,766 3,889813 72,679 1,932 V0456 Cyg us!ss 0,060 26000 2 EA/SD: A2 0,747 0,891192 77,984 0,192 V0463 Cyg L 0,100 13000 1 EA/DM A0V+G3 0,500 2,117562 66,255 3,998 V0466 Cyg L 0,020 16000 1 EA A8 0,699 1,391566 69,042 2,6 V0477 Cyg eDb 0,300 15000 1 EA/DM A3V+F5V 0,750 2,346991 69,375 0,104 V0505 Cyg n 0,065 35000 2 EB F0 0,867 0,667672 72,9 -3,633 V0541 Cyg eDb 0,100 2300 1 EA/DM B9V+B9 V 1,000 15,337790 66,305 3,965 V0548 Cyg ns!ss 0,040 12000 1 EA/SD: A1V+F7 0,364 1,805233 88,322 13,174 V0680 Cyg !L 0,050 21000 3 EB/KE B9 0,659 1,199139 98,515 -0,423 V0687 Cyg L 0,025 15000 1 EA/SD: A1 0,516 1,707231 63,431 6,394 V0700 Cyg S2 0,080 65000 3 EW/KW F2 0,595 0,340046 77,965 -0,394 V0726 Cyg S2 0,060 36000 3 EA/D: F8 0,724 0,497971 77,489 3,537 V0728 Cyg us!ss 0,100 9000 1 EA/SD: A0 0,679 2,060147 93,961 11,755 V0729 Cyg u 1,500 6000 2 EB/D/GS O7fIa+O8 0,233 6,597792 80,12 0,915 V0787 Cyg L 0,025 23000 1 EA A0 0,599 1,528515 83,981 7,088 V0796 Cyg !L 0,025 22500 3 EA A0 0,857 1,480870 79,794 12,938 V0836 Cyg Sa 0,020 40000 1 EB/KE A0V+G8,5 0,550 0,653412 82,09 -9,982 V0841 Cyg n 0,060 25000 2 EB/KE A5 0,737 0,761136 61,883 6,551 V0865 Cyg S2 0,040 45000 4 EW/KW G6V 0,446 0,365301 66,296 7,591 V0891 Cyg Ls 0,100 8000 2 EA/DM A0 0,597 1,905783 63,571 4,638 V0909 Cyg n 0,065 6000 1 EA/DM A0+A2 0,883 2,805423 62,938 3,725 V0959 Cyg eDb 0,050 10000 1 EA/DM A5: 0,689 1,839820 65,584 3,203 V0963 Cyg !L 0,020 30000 3 EA/DW: F5: 0,675 0,697334 66,798 3,85 V0974 Cyg eDa 0,050 5000 1 EA 3,204437 67,653 4,045 V1034 Cyg !L 0,050 35000 3 EB/SD: A0 0,597 0,976931 68,543 -0,45 V1061 Cyg Sb 0,025 10500 2 EA/D F8 0,698 2,346656 92,219 3,078 V1073 Cyg S2 0,060 46000 2 EW/KE A3Vm+A8,5 0,318 0,785860 81,127 -11,95 V1136 Cyg eDb 0,100 6000 1 EA A0 3,462766 63,64 3,628 V1143 Cyg eDb 0,250 3500 1 EA/DM F5V+F5V 0,968 7,640761 87,249 15,595 V1147 Cyg eDb 0,250 1250 1 E 2,244600 67,475 3,804 V1425 Cyg Ls 0,050 17500 1 EB/KE: B9+A0 0,641 1,252387 95,012 4,899 V1765 Cyg eDb 0,250 200 1 EB/GS+ACYG B0,5Ib +B2V 0,488 13,373415 68,809 3,851 VV Cyg S1 0,050 22500 3 EA/SD A3+F8IV 0,190 1,477047 87,415 -0,963 VW Cyg u 0,150 4000 2 EA/DS A3e+G5 0,173 8,430310 72,618 -0,215 WW Cyg Sa 0,200 12000 1 EA/SD B8+G2III: 0,289 3,317769 77,374 5,467 WZ Cyg uv 0,060 60000 1 EB/K: F0V+K1 0,497 0,584466 80,615 -3,735 Y Cyg eDa 0,250 14000 1 EA/DM B0IV+B0IV 0,988 2,996333 77,251 -6,226 134 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) ZZ Cyg ns 0,045 60000 1 EA/SD F7+K0IV 0,545 0,628616 83,807 5,42 AV Del Ls 0,100 7000 3 EA/SD F8 0,614 3,853430 57,057 -19,18 DM Del S1 0,100 27000 2 EB/KE A2V+A2 0,260 0,844676 59,032 -16,16 FZ Del S2 0,060 32000 2 EA/SD F5: 0,697 0,783213 52,368 -24,43 LS Del S2 0,030 25000 3 EW/KW G0V 0,373 0,363800 65,999 -16,49 RR Del S3 0,200 6000 3 EA/SD A5+K4IV 0,750 4,599535 59,182 -17,22 TT Del Sa 0,100 8000 2 EA/SD A1 0,486 2,871119 53,296 -18,73 TY Del Sa 0,100 22500 1 EA/SD B9+GOIV 0,400 1,191127 61,682 -21,75 W Del Sa 0,200 8000 1 EA/SD B9.5Ve+G5 0,200 4,806100 62,037 -13,58 YY Del us!ss 0,080 30000 1 EA A3 0,678 0,793092 57,352 -14,44 AI Dra Ss 0,030 30000 1 EA/SD B9V+F9 IV 0,437 1,198815 80,198 38,492 AR Dra Ls 0,010 33000 1 EA/SD: F5V 0,729 0,675838 128,91 51,865 AX Dra S2 0,020 45000 4 EB F5 0,713 0,568164 124,71 50,804 BF Dra eDb 0,200 2000 2 EA F8 1,000 5,605450 100,55 25,389 BH Dra L 0,025 17500 2 EA/SD: A2V+Ap 0,430 1,817239 87,797 21,032 BS Dra L 0,025 7000 1 EA/DM F5V+F5V 0,998 3,364012 106,01 21,541 BU Dra !L 0,025 7000 3 EA/SD: F5 0,729 1,914170 94,415 52,751 BV Dra us!ss 0,010 35000 1 EW/KW F7V 0,413 0,350067 98,916 48,203 BW Dra us!ss 0,015 45000 3 EW/KW B0 0,393 0,292167 98,921 48,2 RR Dra Sa 0,650 13750 1 EA/SD A2+G8IV 0,250 2,831322 92,537 24,979 RZ Dra S1 0,045 60000 2 EB/SD: A5+K2IV 0,400 0,550874 87,972 26,562 SX Dra Sa 0,400 6000 1 EA/SD A7V+K7IV 0,500 5,169520 87,058 28,887 TW Dra u 1,500 18000 1 EA/SD A8V+K0III 0,465 2,806847 99,066 44,968 TZ Dra Ls 0,010 40000 1 EA/SD A7V: 0,599 0,866035 75,641 24,391 UZ Dra L 0,010 12000 1 EA/DM F7+G0 0,917 3,261302 100,37 22,184 WW Dra Sa 0,400 8000 2 EA/AR/RS G2IV+K0IV 0,590 4,629624 90,86 39,454 Z Dra us!ss 0,015 26000 1 EA/SD A5+K3IV 0,264 1,357456 129,84 43,984 S Equ us!ss 0,200 12000 1 EA/SD B9V+F9III-IV 0,127 3,436097 53,315 -24,97 W Equ !L 0,050 4000 3 EA/DM A7 0,686 4,236855 62,816 -24,49 AS Eri Ls 0,100 13000 3 EA/SD A3V+G6IV 0,107 2,664152 188,11 -44,96 BL Eri S2 0,080 50000 4 EW/KE B5 0,536 0,416200 205,02 -40,69 BZ Eri !L 0,010 35000 3 EA F2 0,689 0,664170 198,48 -37,92 CD Eri L 0,050 8000 2 EA/SD: AO+G4IV 0,718 2,876728 197,44 -44,46 CT Eri S2 0,025 50000 3 EW/KE F0 0,600 0,634195 234,75 -43,07 RU Eri n 0,060 50000 2 EB/KE F0+KIV 0,420 0,632200 206,54 -45,79 RZ Eri L 0,125 1000 1 EA/DS/RS F0 IV+ G5-8 III 0,963 39,282380 208 -33,16 TZ Eri S1 0,080 10000 2 EA/SD A5V+K0 III 0,187 2,606065 199,93 -35,87 UX Eri us!ss 0,060 60000 2 EW/KW G0+G1 0,414 0,445279 187,7 -51,44 WX Eri Ls 0,020 30000 2 EA/SD A7+F6V: 0,334 0,823270 182,69 -44,8 YY Eri us!ss 0,020 80000 1 EW/KW G5+G5 0,384 0,321494 203,5 -40,04 AC Gem Ss 0,400 20000 3 EB/DM: A0+F0: 0,607 1,661824 193,11 4,871 AF Gem Sa 0,040 25000 2 EA/SD B9,5V+G0III 0,342 1,243503 193,64 9,385 AL Gem us!ss 0,060 25000 2 EA/D: F5V+F7 0,496 1,391339 194,8 10,672 AY Gem Ls 0,150 9000 1 EA/SD: A0 0,507 3,053650 193,22 4,713 BD Gem L 0,050 16000 1 EA/SD: A0: 0,509 1,616727 197,19 3,398 BO Gem Sa 0,250 7500 1 EA/SD A2 0,719 4,068600 193,98 2,487 GW Gem us!ss 0,100 40000 1 EB/SD A8+G3 0,436 0,659444 193,72 24,611 RW Gem Ls 0,040 12500 2 EA/SD: B5V+F5 0,290 2,865497 186,8 0,125 RX Gem S3 0,200 2500 2 EA/DS A0 III + K2III 0,170 12,208659 182,57 14,235 RY Gem ns!ss 0,200 3000 3 EA/DS A0 V+K0 V 0,181 9,300567 202,7 14,893 SX Gem Sb 0,100 23000 1 EA/SD: A0 0,597 1,366877 192,03 4,361 TX Gem Ls 0,050 12500 1 EA/SD: A2V+A7V 0,757 2,800014 202,4 17,291 WW Gem !L 0,075 20000 2 EB/KE B6 0,699 1,237811 187,67 2,433 AK Her S2 0,045 85000 2 EW/KW F2+F6 0,230 0,421522 37,512 28,733 BC Her n 0,400 9000 1 EA/SD A2 0,668 3,087350 44,008 5,826 BO Her Sa 0,050 6000 1 EA/SD A7 0,818 4,272843 54,343 13,332 CC Her Sa 0,150 17500 1 EA/SD AO+G6IV 0,750 1,734006 22,556 38,138 CT Her Sa 0,175 16000 1 EA/SD A3V 0,459 1,786375 34,215 41,391 DH Her L 0,050 5000 1 EA/SD A5+K4IV 0,850 4,779161 53,096 11,006 DI Her eDb 0,500 3500 1 EA/DM B5V+B4V 0,877 10,550168 55,001 10,393 HS Her eDa 0,025 8000 1 EA/DM B5III+A4 0,340 1,637435 55,153 11,118 LT Her Sb 0,100 16000 2 EA/D A2V+G3III-IV 0,200 1,084046 28,032 31,372 MM Her Ls 0,200 4000 3 EA/AR/RS G8IV+K1.5:IV 0,975 7,960322 47,781 21,107 MT Her us!ss 0,040 46000 2 EB/SD: F8+K5 0,583 0,487718 42,76 13,01 MX Her S3 0,300 14000 4 EA/SD F5 0,614 2,347654 77,271 29,926 PW Her us!ss 0,600 8000 3 EA/AR:RS K0IV-V 0,780 2,880988 60,131 22,543 RX Her L 0,040 20000 2 EA/DM A0V+A0V 0,891 1,778572 41,937 10,266 SZ Her Sa 0,045 40000 1 EA/SD A0+G2: 0,400 0,818098 57,565 28,571 TT Her ns!ss 0,080 35000 2 EB/KE A7V-F2V 0,439 0,912075 35,979 33,263 TU Her n 0,600 15000 1 EA/SD FO+M1IV 0,298 2,267001 53,405 33,346 135 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) TX Her S1 0,035 16000 2 EA/DM A5+F0 0,895 2,059809 66,872 34,44 u Her Ls 0,020 22500 2 EA/SD B1.5Vp+B5III 0,360 2,051027 56,405 33,137 UX Her S1 0,080 25000 2 EA/SD A3V+KIV 0,241 1,548848 42,211 20,093 V0338 Her Ss 0,040 13000 1 EA/SD A9+K5 0,160 1,305739 70,26 28,488 V0342 Her S2 0,050 20000 3 EB/SD: F2 0,856 0,851730 52,974 16,811 V0359 Her !L 0,100 20000 3 EA/SD F0 0,856 1,755735 60,997 38,122 V0412 Her S2 0,060 60000 4 EB/KW 0,463 0,336211 49,227 28,44 V0450 Her Ls 0,050 20000 1 EA/D A0 0,739 0,912729 56,14 40,126 V0819 Her Sb 0,025 2000 2 EA/D+BY F2V+F8V 0,720 2,229636 64,689 33,584 Z Her Ls 0,075 10000 2 EA/AR/RS F5-K0IV 0,813 3,992808 40,868 18,491 AI Hya eDb 0,200 2000 1 EA+DSCTC F0+F5 0,921 8,289676 223,43 19,251 AV Hya n 0,045 30000 2 EB/KE A1+G2 0,586 0,683406 228,86 38,498 DE Hya L 0,050 6000 1 EA/SD A2 0,747 4,227678 219,07 23,973 DF Hya uv 0,080 70000 2 EW/KW G0 0,425 0,330598 222,13 30,193 EU Hya S3 0,040 28000 3 EA/DW F2+K0-4 V-IV 0,205 0,778209 232,61 20,905 EZ Hya n 0,080 40000 2 EW/KW F9 0,251 0,449752 245,81 25,686 FG Hya n 0,120 62000 1 EW/KW G0V+G2 0,145 0,327832 221,06 22,822 GK Hya !L 0,050 9000 3 EA/DM/RS G4V 0,932 3,587052 222,7 23,064 RX Hya Sa 0,200 14000 1 EA/SD A2+K2IV 0,242 2,281645 237,52 24,923 SY Hya S3 0,250 8000 3 EA/SD A0: 0,759 3,402920 233,28 16,925 TT Hya S3 0,100 5000 3 EA/SD B9,5 V+K1 III 0,267 6,953429 277,08 31,429 VW Hya S3 0,100 8000 3 EA/SD A0 0,747 2,696423 238,43 14,868 VY Hya S3 0,100 14000 3 EA/SD A3+G4IV 0,569 2,001195 263,34 27,865 WY Hya !L 0,040 35000 3 EW/KE A6+A6 1,000 0,716007 222,84 18,25 RS Ind n 0,125 50000 1 EA/DW F4+K 0,322 0,624065 321,86 -38,85 AR Lac ns!ss 0,200 18000 1 EA/AR/RS G2IV-V+K0IV 0,985 1,983192 95,557 -8,303 AU Lac Ss 0,050 25000 1 EA/SD A5:+ 0,788 1,392441 98,21 -6,51 AW Lac u 0,100 30000 2 EB/KE B2,5+B3,5 1,000 1,142850 101,77 -1,975 CM Lac L 0,010 22500 1 EA/DM A2V+A8V 0,791 1,604692 93,608 -8,345 CO Lac eDa 0,035 20000 1 EA/DM B8.5IV+B9.5V 0,878 1,542208 106,44 -1,991 DG Lac S1 0,250 12000 2 EA/SD A5 0,776 2,206534 102,75 -3,416 EM Lac S2 0,025 80000 3 EW/KW G8V 0,628 0,389133 102,26 -2,824 ES Lac eDb 0,100 4500 1 EA/DM A2+A2 1,000 4,459349 103,26 -3,503 MZ Lac eDb 0,200 8000 1 EA A0+A0 1,000 3,158795 102,6 -3,43 RT Lac Sa 0,200 7500 2 EB/AR/RS G5 IV+G9 IV 0,404 5,073950 93,406 -9,027 RW Lac eDb 0,025 2500 2 EA/DM F2 0,705 10,369220 102,88 -8,224 SS Lac eDb 0,250 1200 2 EA/D B9+B9 0,973 14,416290 95,403 -7,341 SW Lac us!ss 0,250 130000 1 EW/KW G8Vp+G8Vp 0,796 0,320721 98,679 -19,33 TW Lac Ss 0,200 11000 2 EA/SD A2+KIV 0,667 3,037417 103,39 -2,799 UW Lac S3 0,400 5000 4 EA/SD A5+K1 IV 0,348 5,290230 95,412 -12,27 V0340 Lac eDb 1,000 160 1 EA/D 19,943265 100,99 -1,781 V0345 Lac eDb 0,250 2500 1 EA/DM B8 7,491862 101,98 -1,862 V0364 Lac eDb 0,025 1000 1 EA/DM A3 0,984 7,351522 98,811 -18,48 VX Lac Ss 0,040 25000 1 EA/SD F0 0,729 1,074494 96,574 -17,78 VY Lac L 0,010 25000 1 EB/KE A2+A9 0,604 1,036250 101,44 -12,74 AG Leo S3 0,100 7200 4 EA/D F5 0,746 3,392498 218,62 47,412 AM Leo S2 0,030 80000 3 EW/KW F8V 0,398 0,365797 241,5 59,021 AP Leo S2 0,080 90000 3 EW/KW G0V 0,297 0,430358 249,12 56,469 CE Leo uv 0,080 45000 1 EW/KW K0V 0,501 0,303429 223,18 74,311 DU Leo L 0,025 27000 2 EA/SD G0: 0,983 1,374185 204,38 48,218 RT Leo !L 0,050 4000 3 EA/SD G0V 0,386 7,447906 212,26 46,979 RW Leo Sa 0,100 17500 1 EA/SD A5+KOIV 0,240 1,682557 236,9 53,996 UU Leo Sa 0,050 15000 1 EA/SD A2 0,587 1,679741 221,8 44,909 UV Leo uv 0,020 45000 1 EA/DW G0V+G2V 0,917 0,600085 228,7 56,462 UX Leo S2 0,150 25000 3 EA/SD: F4 0,647 1,007172 265,44 49,304 VZ Leo n 0,075 22000 3 EA/SD A5+G7IV 0,807 1,089906 214,45 41,701 WZ Leo L 0,025 20000 2 EA/D A1 0,747 1,405570 212,41 44,223 XX Leo S3 0,100 20000 3 EB A8 0,597 0,970940 222,52 47,81 XY Leo Sb 0,060 70000 1 EW/KW K0V+K0 0,609 0,284097 217,8 49,741 XZ Leo uv 0,060 43000 1 EW/KE A6V+A8 0,348 0,487735 218,44 49,803 Y Leo Ss 0,150 20000 1 EA/SD A5V+G9IV 0,378 1,686102 202,57 46,806 RR Lep !L 0,040 28000 2 EB B9 V +G4 IV 0,320 0,915428 214,03 -27,89 RS Lep Sb 0,025 20000 1 EA/SD A2V+G5IV 0,498 1,288544 225,94 -20,24 V Lep S3 0,100 30000 4 EB/KE A5+F1: 0,498 1,070105 227,05 -17,71 Z Lep Sb 0,060 25000 3 E F0 0,727 0,993715 215,55 -29,01 del Lib S1 0,200 30000 3 EA/SD A0IV-V+G2III 0,350 2,327354 348,87 42,511 ES Lib Sb 0,050 40000 2 EB/KE A2+G3IV 0,561 0,883036 348,88 36,549 SS Lib Ss 0,100 22500 2 EA/KE: A5 0,829 1,437998 353,62 29,366 T LMi Sa 0,200 12000 2 EA/SD A3V+G7IV 0,127 3,019885 192,55 50,309 FT Lup n 0,200 70000 1 EB/D: F2V + K5-K7 0,426 0,470084 326,55 13,922 136 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) GG Lup eDa 0,040 6000 1 EB/DM B7V+B9V 0,609 2,164175 330,85 13,955 RR Lyn eDb 0,050 2500 1 EA/DM A7Vm+F3V 0,750 9,945079 158,63 18,996 SW Lyn Sb 0,020 40000 1 EA/DW F2V+M0: 0,350 0,644063 178,55 31,375 SX Lyn ns!ss 0,150 12000 2 EA/SD A2 0,586 2,022472 160,34 33,584 UV Lyn S2 0,050 80000 3 EW/KW F8 0,367 0,414981 184,74 41,508 bet Lyr u 35,000 3000 1 EB B8II-IIIep 0,225 12,913834 63,188 14,784 EW Lyr Sa 0,080 12500 1 EA/SD F0 0,604 1,948723 66,162 19,569 FL Lyr L 0,010 10000 1 EA/DM F8+G8 0,786 2,178154 77,267 15,933 PY Lyr S2 0,080 50000 4 EW/KW F0: 0,738 0,385758 61,927 7,032 RV Lyr Sa 0,080 12000 2 EA/SD A3V+K3IV 0,348 3,599050 64,657 9,389 TT Lyr Ls 0,050 8000 1 EA/SD AOV+G2 0,548 5,243727 74,135 11,474 TZ Lyr uv 0,080 60000 1 EB/D K0+K9 0,700 0,528827 68,487 23,803 UZ Lyr Ls 0,050 16000 1 EA/SD B9V+G2IV 0,198 1,891273 70,133 10,929 TZ Men eDa 0,040 2000 2 EA/D A1III+B9V: 0,797 8,568980 297,35 -28,83 UX Men !L 0,025 8000 3 EA/DM G1V+G1V 0,967 4,181100 287,85 -31,1 AO Mon L 0,025 12000 2 EA/DM B3+B5 0,945 1,884660 218,78 1,254 AQ Mon L 0,025 14000 1 EA/DM A0+F3III: 0,949 2,545560 221,97 1,752 BB Mon S3 0,040 34000 3 EA/KE A0 0,597 0,732699 221,79 -1,779 BM Mon S3 0,050 17500 3 EA/SD B1V+B9 0,269 1,244943 214,98 3,813 BO Mon Ss 0,100 12000 1 EA/SD A2 0,678 2,225219 224,06 13,506 DD Mon us!ss 0,045 36000 1 EB/KE B5 0,447 0,568012 212,36 -1,243 EP Mon us!ss 0,100 20000 2 EA/KE: A2 0,857 1,148099 218,27 -1,295 FS Mon !L 0,075 14000 2 EA/D: F2+F4 0,895 1,905868 221,34 5,005 FW Mon !L 0,050 9500 2 EA/SD: B5+F2 0,449 3,873590 227,11 11,209 HY Mon !L 0,200 15000 4 EB F8 0,724 1,565740 225,85 8,267 RU Mon eDa 0,800 10000 1 EA/DM B7V + B7V 0,957 3,584749 220,01 -2,846 RW Mon ns!ss 0,060 17000 1 EA/SD B9V+G0IV 0,398 1,906094 203,18 0,347 UX Mon L 0,050 6000 1 EA+DSCT: A5+G2 III 0,428 5,904551 227,59 11,409 V0396 Mon S2 0,060 50000 4 EW/KW 0,402 0,396345 208,26 -1,203 V0501 Mon eDb 0,100 800 1 EA/D 7,021171 212,7 -2,898 V0524 Mon S2 0,030 80000 3 EW/KW 0,543 0,283617 211,82 2,697 VV Mon Ls 0,050 4000 2 EA/D/RS G2+K0IV 0,891 6,050829 219,39 0,015 TU Mus u 0,100 12500 1 EB/KE O7,5+O9,5 0,651 1,387283 294,81 -4,145 GN Nor eDb 0,200 3000 1 EA/DM B0+B0 1,000 5,703427 327,56 -0,681 IT Nor S2 0,100 45000 4 EB/KE A0III 0,788 0,635790 336,6 4,02 RV Oph Ls 0,020 9000 1 EA/SD A2V+G4IV 0,100 3,687122 30,695 20,37 SW Oph us!ss 0,600 17500 1 EA/SD A3V+G7IV 0,327 2,446021 6,113 29,831 U Oph Sb 0,040 38000 1 EA/DM B5V+B5V 0,925 1,677346 22,735 21,572 V0451 Oph eDa 0,013 7000 1 EA/DM B9V+A2 0,831 2,196596 40,212 9,829 V0456 Oph S3 0,020 20000 3 EA/DM A5: 0,686 1,016000 39,882 5,859 V0501 Oph L 0,015 35000 1 EA/SD: A5 0,469 0,967950 42,155 13,607 V0502 Oph n 0,100 45000 1 EW/KW G2V+F9V 0,370 0,453393 16,63 28,534 V0506 Oph Sb 0,025 25000 2 EB/DM A9 + F: 0,737 1,060426 31,958 19,169 V0508 Oph S2 0,030 70000 2 EW/KW G5 0,519 0,344792 39,382 17,668 V0566 Oph uv 0,100 30000 1 EW/KW F4V 0,262 0,409646 31,17 14,403 V0577 Oph eDb 0,100 6000 1 EA/DM A 6,079096 35,196 10,837 V0839 Oph us!ss 0,080 45000 1 EW/KW F8V 0,304 0,408995 36,431 13,471 V1010 Oph n 0,400 55000 1 EB/KE A7IV-V+G8,5 0,446 0,661426 3,76 18,162 WZ Oph L 0,050 8000 1 EA/DM F8V+F8V 0,982 4,183506 27,859 26,809 CP Ori !L 0,050 4500 3 EA G0 0,765 5,320530 192,17 -1,41 EQ Ori ns!ss 0,080 15000 1 EA/SD A0: 0,668 1,746057 202,49 -26,95 ET Ori S1 0,030 26000 3 EA/SD G3 0,765 0,950936 197,45 -24,83 EW Ori eDb 0,500 4000 1 EA/D G0+G5 0,969 6,936852 200,18 -19,19 FF Ori Ls 0,025 15000 1 EA/SD: B8V+FOIV-III 0,400 1,810524 201,29 -15,48 FH Ori ns 0,125 11000 1 EA/SD: A1 III+K4 IV 0,790 2,151160 198,55 -17,4 FI Ori Ls 0,100 6000 2 EA F5 0,724 4,448150 196,83 0,558 FK Ori u 0,300 13000 1 EA/SD A2IV+K0IV 0,545 1,947529 191,6 -18,51 FL Ori Ss 0,060 15000 1 EA/SD A3V 0,666 1,550971 203,05 -24,24 FO Ori L 0,200 1000 1 EA/DS: A3 0,675 18,800580 199,78 -16,67 FT Ori eDb 0,100 8000 1 EA/DM A0V+A3V 0,920 3,150415 189,7 1,819 FZ Ori S2 0,100 65000 2 EW/KW G0 0,920 0,399987 202,37 -14,29 GG Ori eDb 0,100 4000 1 EA/DM A2+B9 1,000 6,631470 204,94 -15,13 UW Ori !L 0,150 17500 2 EB/KE B1 0,522 1,008053 188,72 -2,483 V0392 Ori S2 0,050 40000 3 EA/KE: A5 0,829 0,659284 191,94 -0,085 V0530 Ori !L 0,013 4200 2 EA/D G0 0,770 6,110792 210,42 -11,88 V0647 Ori n 0,250 40000 1 EW/DW G0 0,675 0,977566 206,64 -5,351 V0648 Ori !L 0,100 15000 4 EA/DM A0 0,787 1,626468 192,43 -22,85 BF Pav Sb 0,007 20000 2 EW/KW G8V 0,711 0,305600 336,07 -22,46 KZ Pav S2 0,100 35000 3 EA/SD F6V+K4 IV 0,666 0,949877 323,52 -35,93 MW Pav !L 0,013 18000 3 EW F3IV/V 0,183 0,794989 322,17 -34,49 137 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) AQ Peg Sa 0,300 4500 1 EA/SD A2e+G5 0,265 5,548503 67,447 -27,84 AT Peg ns!ss 0,120 22500 1 EA/SD A7V+K0 0,472 1,146076 70,172 -37,76 AW Peg Ls 0,200 2500 1 EA/DS A3-5V+F5IV 0,160 10,622590 78,571 -23,05 BB Peg us!ss 0,050 70000 1 EW/KW F8V 0,355 0,361502 78,901 -33,55 BG Peg Sa 0,500 13000 1 EA/SD A2 0,509 1,952720 85,46 -38,44 BN Peg Sb 0,040 35000 2 EA F5 0,729 0,713298 58,185 -31,33 BO Peg S1 0,080 45000 3 EA/KE: A4 0,526 0,580430 65,059 -27,71 BX Peg n 0,080 90000 1 EW/KW F8V 0,376 0,280421 78,211 -19 DF Peg Ls 0,200 1800 2 EA/DS A2: 0,658 14,698700 71,623 -30,21 DI Peg Ss 0,025 35000 1 EA/SD F4IV+K3 0,473 0,711817 96,01 -43,72 DK Peg Sa 0,060 16000 2 EA/DM A0V+A2V 0,546 1,631812 96,172 -48,99 DO Peg Ss 0,100 10000 1 EA/SD B8 0,478 2,613897 66,807 -38,25 EE Peg S1 0,040 8000 3 EA/DM A3mV+F5 0,618 2,628214 64,181 -31,12 EH Peg S3 0,150 9000 4 EA/D: G0 0,720 2,374431 79,37 -37,31 GH Peg L 0,030 10000 1 EA/DM A3+F7 0,848 2,556136 71,471 -29,04 TY Peg ns!ss 0,200 14000 1 EA/SD A2+G5:IV: 0,131 3,092220 94,454 -44,78 U Peg n 0,120 100000 1 EW/KW F3+G2V 0,331 0,374781 104,61 -45,01 UX Peg Ss 0,150 20000 1 EA/SD G5V 0,589 1,544617 81,439 -33,1 VW Peg eDb 1,000 1750 1 EA 1,170648 96,846 -23,75 AG Per eDa 0,080 13000 1 EA/DM B4V+B5 0,914 2,028709 163,25 -13,72 AY Per Ls 0,400 2250 1 EA/DS: A0 0,559 11,776640 144,11 -6,135 bet Per S3 0,350 35000 3 EA/SD B8V+K2IV 0,220 2,867304 148,98 -14,9 DK Per Ls 0,040 27000 3 EB/SD B9V+A8IV 0,320 0,898876 134,94 -2,713 DM Per L 0,025 7000 1 EA/SD B5V+A6III 0,284 2,727743 135,89 -4,372 IK Per S2 0,100 35000 4 EB/KE A2 0,788 0,676037 160,29 -4,496 IQ Per eDa 0,060 10000 1 EA/DM B8+A6 0,583 1,743570 152,24 -3,71 IT Per L 0,025 22500 1 EA/SD A1 0,718 1,533726 143,44 -14,65 IU Per S3 0,100 28000 3 EA/SD A4 0,838 0,857025 146,04 -13,13 IZ Per L 0,100 10000 1 EA/SD B8+A5IV 0,380 3,687673 128,95 -8,377 KW Per S1 0,025 40000 3 EB/SD A2 0,470 0,931259 133,2 -8,274 LX Per Ls 0,050 3000 3 EA/AR/RS G0V+K0IV 0,956 8,038207 145,99 -8,305 RT Per ns!ss 0,080 55000 1 EA/SD F5 V+G0 0,286 0,849400 148,31 -8,658 RV Per us!ss 0,080 17500 2 EA/SD A2+G7IV 0,148 1,973493 163,23 -12,59 RW Per Sa 0,300 3000 2 EA/D B9,6e IV+K2 III 0,148 13,198904 158,88 -5,527 RY Per Ls 0,100 5500 1 EA/SD B5Vea+F6IV 0,270 6,863566 141,87 -10,48 ST Per Ss 0,085 12000 1 EA/SD A3V+K1IV 0,151 2,648315 148,52 -17,2 UZ per u 0,200 45000 1 EW/KE A7+A7,5 0,303 0,618043 230,28 56,598 V0432 Per S2 0,100 40000 3 EW/KW 0,269 0,321517 148,29 -13,08 V0505 Per !L 0,013 8000 3 EA/DM F5 0,982 4,222019 135,81 -6,101 WY Per Ss 0,150 9000 2 EA/SD AO+K2.5IV 0,297 3,327162 152,77 -10,32 XZ Per Ss 0,050 22500 1 EA/SD G1+K1IV 0,689 1,151634 154,53 -3,796 Z Per ns!ss 0,200 12000 1 EA/SD AOV+G2IV 0,258 3,056307 143,56 -16,28 AD Phe n 0,100 50000 2 EW/KW G2V 0,940 0,379925 281,94 -76,38 AE Phe Ls 0,020 35000 1 EW/KW G0V+G0V 0,394 0,362377 286,23 -66,25 zet Phe eDa 0,025 10000 1 EA/DM B6V+B9V 0,651 1,669767 297,83 -61,71 RV Psc ns 0,040 50000 2 EA/DW F8 1,000 0,553991 130 -31,29 SX Psc S1 0,040 30000 3 EA/SD: A7V 0,614 0,825881 125,3 -50,53 SZ Psc ns!ss 0,800 6000 2 EA/DS/RS K1IV-V+F8V 0,737 3,965790 80,666 -51,96 UV Psc L 0,020 47000 1 EA/D:/RS G2V+K0IV 0,750 0,861048 134,15 -55,51 Y Psc ns!ss 0,200 12000 1 EA/SD A3+K0IV 0,240 3,765767 92,187 -50,29 AU Pup S3 0,080 22000 4 EB/KE A0V+A6,5 0,634 1,126403 258,86 -3,398 KV Pup S3 0,400 7000 4 EA/DM A0IV 0,718 3,667860 261,96 -11,5 NO Pup eDa 0,120 6000 1 EA/KE: B8V+A7V 0,520 1,256891 257,62 -0,538 PV Pup eDb 0,010 1000 1 EA/DM A8V+A8V 0,993 1,660728 232,19 4,906 TY Pup Ls 0,100 40000 3 EW/KE A9n+A9 0,185 0,819235 236,04 -0,723 UZ Pup !L 0,040 32000 2 EB/KE A6+A6 1,000 0,794851 230,62 4,761 V Pup S3 0,050 30000 3 EB/SD B1Vp+B3: 0,491 1,454486 263,48 -10,28 XZ Pup Ss 0,040 12000 2 EA/SD A0+G2IV 0,423 2,192363 243,59 5,738 RZ Pyx Ls 0,010 30000 1 EB/KE B7V+B4 0,820 0,656273 251,61 10,733 TY Pyx !L 0,025 10000 3 EA/D/RS G5+G5 0,986 3,198579 252,96 11,839 VV Pyx eDb 0,020 1000 1 EA/DM A1V+A1V 1,000 4,596183 242,8 10,162 RT Scl n 0,160 70000 1 EB/SD: A5n+F3 0,445 0,511560 55,547 -86,35 V0760 Sco eDa 0,025 7000 1 EA/DM B4V + B4V 0,927 1,730900 344,86 10,089 BS Sct u 0,080 8000 2 EA/SD B7e-A0III 0,549 3,821010 27,445 -2,989 RS Sct S1 0,040 50000 3 EB/SD F5 0,600 0,664238 23,547 -4,156 U Sct S1 0,060 37000 3 EB/SD F0+G7IV 0,489 0,954986 22,002 -6,372 AK Ser us!ss 0,080 15000 1 EA/SD A5 0,469 1,922580 12,481 8,516 AO Ser S1 0,040 26000 3 EA/SD A2 0,449 0,879347 30,084 45,889 AU Ser ns 0,070 60000 1 EW/KW: G5 0,710 0,386501 36,849 47,843 CC Ser n 0,080 40000 2 EW/KE A6 0,526 0,516006 24,689 50,073 138 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) MY Ser eDb 0,003 1000 1 EB 3,321608 18,251 1,684 RS Ser S2 0,060 45000 4 EW/DW F8 0,600 0,598140 17,44 1,468 W Ser u 8,000 2000 1 EA/GS F5eIb(shell) 0,635 14,154860 14,387 1,863 Y Sex Sa 0,060 55000 1 EW/KW F8 0,181 0,419823 238,49 41,936 GN Sge L 0,025 17500 2 EB/KE A4 0,869 1,437600 60,064 -7,066 U Sge Ss 0,030 12000 1 EA/SD B8V+G2IV-III 0,330 3,380619 53,442 3,047 UZ Sge Ss 0,050 10000 2 EA/SD A3V 0,678 2,215733 59,537 -7,989 EG Sgr Ss 0,400 7000 1 EA/SD A0 0,700 2,486175 22,711 -11,42 SX Sgr S3 0,400 8000 2 EA/SD A2+F8IV 0,548 4,154060 4,794 -12,33 V0505 Sgr S1 0,025 20000 2 EA/SD A2V+G8 0,520 1,182872 26,385 -20,12 V0523 Sgr eDa 0,150 16000 1 EA/DM F0 + F0 0,979 2,323810 7,571 -15,13 V0526 Sgr eDa 0,250 17500 1 EA/DM B9,5+A2 0,740 1,919411 5,906 -17,03 V1647 Sgr eDb 0,100 6000 1 EA/DM A1V+A2V 0,899 3,282793 354,53 -6,509 V2283 Sgr eDb 0,100 12000 1 EA/DM A0+A7 0,708 3,471423 355,08 -7,446 V2509 Sgr S3 0,450 25000 4 EB/KE A0 0,799 1,086974 357,28 -8,845 V2617 Sgr Sb 0,100 3000 2 EA/KE: A0 0,597 0,997265 17,231 -24,14 WX Sgr u 0,800 16000 1 EA/SD A1+G4IV 0,607 2,129270 11,549 3,141 XY Sgr Ls 0,100 15000 1 EA/SD AO+G5IV 0,200 2,022923 13,727 1,158 XZ Sgr Sa 0,200 10000 2 EA/SD A3V+G5IV-V: 0,144 3,275555 7,213 -5,262 YY Sgr eDa 0,100 15000 1 EA/DM B8+B8 0,894 2,628484 14,825 -7,258 ZZ Sgr L 0,100 9000 2 EA/SD A2+KOIV 0,148 3,083483 1,16 -14,71 AC Tau us!ss 0,080 12500 1 EA/SD F0 0,675 2,043356 194,47 -28,6 AH Tau ns 0,070 65000 1 EW/KW G1p 0,670 0,332675 165,88 -22,75 AM Tau ns!ss 0,200 13000 1 EA/SD: B8 0,419 2,043926 191,66 -5,166 AN Tau S3 0,400 22000 4 EB/DM A3 0,827 1,614640 164,29 -18,15 CD Tau L 0,020 4500 1 EA/D F7V+F5IV 0,925 3,435137 183,95 -10,14 CF Tau S3 0,100 9000 3 EA/D G0 0,765 2,755890 171,03 -21,79 CT Tau S3 0,060 30000 3 EW/KE B2n 1,000 0,666830 183,09 1,563 EQ Tau S2 0,060 60000 3 EW/KW G2V 0,447 0,341348 168,13 -24,65 GR Tau S2 0,100 60000 3 EB/SD: A4-5V+K5V 0,218 0,429853 171,93 -23,91 GW Tau S2 0,150 55000 3 EB/KE A3 0,839 0,641329 172,76 -15,52 HU Tau L 0,025 12000 1 EA/SD: B8V+G2IV 0,256 2,056300 177,88 -17,22 lam Tau L 0,100 13000 1 EA/DM B3V+A4IV 0,263 3,952948 178,37 -29,38 RW Tau ns!ss 0,200 15000 1 EA/SD B8Ve+K0IV 0,226 2,768836 166,59 -18 RZ Tau uv 0,080 75000 1 EW/KW A7V+A7V 0,379 0,415675 179,22 -18,72 SV Tau Ls 0,050 17500 1 EA/SD B9 V+G5 IV 0,280 2,166905 181,45 0,803 V0781 Tau S2 0,040 50000 4 EW/KW G0 0,396 0,344910 182,22 -0,149 WY Tau us!ss 0,050 36000 2 EW/KE B9 0,468 0,692758 183,48 0,713 EQ TrA Ss 0,250 12000 1 EA/D F3V 0,614 2,709149 321,2 -10,61 GQ TrA !L 0,150 10000 4 EA/SD: A3V 0,729 2,339470 322,24 -11,21 RS Tri !L 0,040 17000 3 EA/DM A5V 0,689 1,908923 134,1 -32,34 RV Tri S2 0,060 32500 3 EA/SD F9+K2 0,468 0,753666 140,59 -23,03 V Tri S1 0,040 60000 3 EB/SD A3V+F6: 0,599 0,585206 133,16 -31,71 X Tri ns 0,060 25000 1 EA/SD A5V+G0V 0,521 0,971535 141,08 -32,54 AA UMa Ls 0,050 60000 1 EW/KW G0V 0,547 0,468126 173,24 49,235 AC UMa S3 0,400 4000 3 EA/SD A2 0,597 6,854939 150,07 37,427 AW UMa ns 0,040 33000 1 EW/KW F0+F2 0,080 0,438730 199,1 71,933 TX UMa ns!ss 0,150 12000 1 EA/SD B5V+F6 IV 0,261 3,063238 168,14 58,95 TY UMa us!ss 0,160 70000 1 EW/KW F7+F0: 0,398 0,354539 134,83 60,107 VV UMa Sb 0,080 38000 1 EA/SD A2V+G7 0,261 0,687380 159,22 45,14 W UMa ns!ss 0,040 105000 1 EW/KW F8Vp+F8Vp 0,494 0,333637 158,92 45,902 XY UMa Sb 0,020 55000 1 EB/DW/RS G3 V + K5 V 0,600 0,478995 162,72 41,675 XZ UMa Sb 0,100 30000 2 EA/SD A5+F9 0,545 1,222320 168,63 45,913 ZZ UMa L 0,025 7000 1 EA/D F8+G8 0,813 2,299260 147,11 48,143 RS UMi S3 0,400 4000 4 EA/D/RS F8 0,765 6,168623 106,88 38,827 RT UMi S1 0,200 13000 3 EA/SD FO+K1IV 0,616 1,841962 112,85 31,131 RU UMi S2 0,040 70000 3 EB/DW F5+K5 0,319 0,524926 116,98 46,772 W UMi ns!ss 0,080 18000 1 EA/SD A3+G2IV 0,360 1,701158 119,62 29,57 AO Vel eDa 0,250 22000 2 EA/DM A1p(Si)V+A7,5 0,668 1,584599 264,22 -8,105 AY Vel !L 0,050 8000 4 EB/DM: B9IV/V 0,333 1,617677 260,94 -4,22 FU Vel !L 0,025 10000 4 EA/SD: A0 0,677 2,446805 277,71 -3,043 S Vel S3 0,040 4500 4 EA/SD A5Ve+K5IIIe 0,166 5,933648 270,38 4,771 YZ Vel eDb 0,050 2400 2 EA/D 5,488342 284,92 2,068 AG Vir us!ss 0,045 43000 1 EW/KE A9V+F3,5 0,316 0,642651 260,6 71,608 AH Vir uv 0,160 70000 1 EW/KW K0V+K0V 0,302 0,407521 271,51 72,39 AW Vir S2 0,040 70000 4 EW/KW F 0,675 0,353997 324,2 64,412 AZ Vir S2 0,040 68000 3 EW/KW F8 0,500 0,349665 334,06 64,297 BD Vir us!ss 0,300 10000 2 EA/SD A5+KIV 0,500 2,548537 315,15 45,93 BF Vir n 0,200 60000 2 EB/KE: A2+K1 0,331 0,640570 331,59 59,446 BH Vir Sb 0,020 30000 2 EA/DW/RS: G0V+G2V 0,859 0,816872 334,85 57,001 139 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri O-C Değişim Değişen Adı Sınıfı Genlik ΔE Güvenilirlik Değişen Türü Tayf Türü q P(gün) ℓ(◦) b(◦) CX Vir !L 0,025 50000 3 EW F5 0,336 0,746077 329,14 43,282 DL Vir u 0,100 16000 2 EA G8III+A3 0,570 1,315480 322,53 41,822 DM Vir !L 0,013 5000 4 EA/D F6IV+F6IV 0,995 4,669434 331,3 47,466 UW Vir u 0,400 20000 1 EA/SD A2+K3IV 0,237 1,810776 311,01 45,025 UY Vir us!ss 0,200 20000 3 EA/DM A7V+G6IV 0,689 1,994505 306,3 43,029 VV Vir S2 0,075 60000 4 EB/SD: A-F 0,675 0,446136 331,12 48,626 AW Vul S1 0,020 30000 3 EA/SD: F0 0,729 0,806451 66,289 -8,185 AX Vul S1 0,040 12000 3 EA/SD: A1V 0,519 2,024839 66,893 -8,912 AY Vul Sa 0,080 14000 2 EA FOV+K4IV 0,247 2,412447 65,378 -10,68 AZ Vul L 0,013 20000 3 EA/KE: A0+G8 0,500 1,122626 67,239 -8,044 BE Vul L 0,013 25000 1 EA/SD A5V+G5IV 0,370 1,552044 67,965 -6,08 BO Vul ns!ss 0,140 12500 1 EA/SD FO+GOIV 0,250 1,945869 61,478 -2,465 BP Vul !L 0,040 14000 3 EA/SD A7m+F2m 0,810 1,940349 62,692 -9,67 BS Vul !L 0,050 80000 3 EB/KW F2 0,729 0,475971 57,559 0,326 BT Vul !L 0,013 22500 3 EA F8 0,698 1,141200 67,738 -5,566 BU Vul Sb 0,040 45000 2 EA/SD G0 0,766 0,568993 71,431 -9,251 DR Vul eDa 0,175 6500 1 EA/DM B0V-B0,5V 0,916 2,250865 65,975 -4,255 EQ Vul eDb 0,250 3000 1 EA/DM: B8 9,297164 65,227 -0,684 ER Vul Ls 0,020 26000 1 EW/DW/RS G0V+G5V 0,950 0,698094 73,341 -12,31 FM Vul S2 0,040 25000 4 EB/KE: A3: 0,689 0,784641 61,495 3,97 FR Vul !L 0,040 17500 3 EA A2 0,750 0,941859 61,661 2,901 RS Vul Ls 0,060 8000 2 EA/SD: B4V+A2IV 0,313 4,477664 55,832 4,596 XZ Vul us!ss 0,400 12000 1 EA/SD: GO+K3IV 0,600 3,089631 61,501 4,574 Z Vul u 0,060 16000 2 EA/SD B4V+A3III 0,425 2,454934 59,042 5,239 140 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 AB And 2,308 0,45 0,93 1,01 0,73 5705 5450 5,104 5,104 0,111 -0,119 4,370 4,400 AD And 6,33 1,94 1,56 2,15 1,83 7010 6840 4,218 4,237 0,996 0,810 4,061 4,106 AN And 14,35 1,80 1,10 3,80 1,10 7800 5960 4,160 8,404 1,692 1,243 3,534 4,397 AP And 8,26 1,54 1,46 1,07 0,99 6060 5850 0,134 0,004 4,567 4,611 BD And 3,42 1,44 1,06 1,40 1,28 5630 5480 0,238 0,111 4,304 4,249 BL And 5,43 1,80 0,60 2,30 1,40 7500 5370 2,394 2,394 1,033 0,000 3,970 3,924 BO And 27,3 5,42 2,71 5,21 6,98 10410 7310 2,448 2,089 3,738 3,183 BX And 3,75 1,52 0,75 1,78 1,30 6800 4500 3,085 3,085 0,369 -0,125 4,120 4,090 CN And 3,062 1,29 0,50 1,42 0,92 6500 5849 2,654 2,660 0,316 -0,027 4,240 4,220 CO And 8,5 1,45 1,01 1,28 2,54 5790 4490 0,212 0,367 4,385 3,633 CP And 15 2,14 1,34 2,56 3,44 7990 6110 1,371 1,166 3,952 3,492 DS And 5,77 1,58 0,94 2,10 1,19 6775 5997 3,400 4,090 0,919 0,204 3,992 4,260 EP And 5960 6073 OT And RT And 3,865 1,50 0,99 1,26 0,92 6100 4900 3,966 4,366 0,250 -0,268 4,320 4,460 TT And 14,36 3,25 1,95 2,44 3,59 9450 5960 1,621 1,156 4,175 3,618 TW And 13,64 1,68 0,32 2,19 3,37 7200 4191 4,302 2,257 1,060 0,490 3,982 2,888 UU And 7,23 1,84 0,46 2,31 2,89 6330 3450 0,881 0,013 3,976 3,179 WZ And 4,55 1,64 0,97 2,09 1,59 6400 5330 0,812 0,258 4,013 4,022 XZ And 9,11 3,20 1,30 2,40 2,60 9500 5500 1,745 1,671 4,183 3,722 S Ant 3,15 0,79 0,47 1,46 1,13 7800 7340 3,014 3,014 0,849 0,521 4,007 4,004 DW Aps 12,58 2,93 2,08 2,26 3,78 9620 5750 1,589 1,139 4,197 3,601 FK Aql 12,2 6,29 2,20 2,42 3,16 KO Aql 12,5 1,14 0,34 1,80 3,49 9900 4430 7,251 2,451 1,708 0,728 3,984 2,884 KP Aql 16,16 1,62 1,62 1,83 1,83 8770 8770 1,294 1,294 4,120 4,120 OO Aql 3,325 1,05 0,88 1,38 1,28 5700 5680 3,388 3,388 0,127 -0,086 4,180 4,170 QS Aql 15,55 7,64 1,30 2,65 6,09 17810 8960 2,795 2,327 4,475 2,983 QY Aql 23,77 1,70 0,60 3,90 4,90 7200 4190 6,046 2,709 1,596 1,309 3,486 2,836 V0342 Aql 16,07 3,38 1,46 4,54 2,55 7630 5460 1,791 0,713 3,653 3,789 V0343 Aql 11,17 3,93 1,57 2,58 3,01 8390 4530 1,462 0,526 4,209 3,677 V0346 Aql 7,02 2,92 0,88 2,22 2,10 9590 5120 3,644 2,466 1,565 0,428 4,211 3,738 V0415 Aql 11,6 1,89 1,56 3,26 4,05 6590 6050 1,249 1,292 3,688 3,416 V0417 Aql 2,73 1,19 0,43 0,96 1,01 6030 6256 2,570 2,570 -0,036 -0,036 4,549 4,063 V0602 Aql 14,48 2,78 1,71 2,47 2,45 8730 7060 1,495 1,123 4,097 3,893 V0609 Aql 4,97 1,49 1,10 1,49 1,24 5870 5680 0,369 0,155 4,265 4,293 V0803 Aql 0,79 0,79 0,77 0,77 4594 4600 3,702 3,702 -0,620 -0,620 4,563 4,563 V0805 Aql 11,32 2,11 1,63 2,11 1,75 8184 7177 5,815 6,362 1,526 1,205 4,110 4,160 V0889 Aql 43,57 2,40 2,20 2,04 1,84 9862 9418 19,969 20,378 1,723 1,575 4,200 4,250 XZ Aql 11,14 2,73 1,32 2,59 2,37 8970 6230 1,592 0,873 4,048 3,809 YZ Aql 21 3,13 2,56 3,20 6,64 8270 4030 1,627 1,014 3,923 3,202 BW Aqr 21,29 1,49 1,39 2,06 1,79 6350 6450 12,906 10,755 0,164 -0,215 3,981 4,075 CZ Aqr 6,27 2,96 1,48 1,91 2,00 7780 5860 1,072 0,628 4,347 4,006 DD Aqr 5,36 2,29 1,68 2,15 1,60 8200 7110 1,265 0,765 4,133 4,255 DY Aqr 11,35 2,66 1,55 2,15 1,04 9830 7470 1,578 0,470 4,198 4,594 EE Aqr 3,62 2,14 0,70 1,79 1,06 7227 4233 2,568 2,561 0,892 -0,481 4,263 4,232 RY Aqr 10,47 1,27 0,26 1,28 1,79 7600 4550 6,051 2,256 1,291 -0,377 4,330 3,340 ST Aqr 4,57 1,50 0,60 2,24 1,19 8060 5148 2,811 3,329 1,287 -0,041 3,914 4,065 V0535 Ara 3,6 1,10 0,38 1,76 0,54 7943 7943 2,465 2,465 1,246 0,193 3,988 4,553 RS Ari 23,68 2,00 0,30 1,54 2,72 5860 4940 0,393 0,589 4,364 3,046 SS Ari 2,76 1,21 0,40 1,34 0,81 6123 5860 6,844 6,844 0,262 -0,149 4,260 4,230 SZ Ari 8,19 1,46 1,04 2,46 0,82 7270 5210 1,174 -0,367 3,820 4,627 AH Aur 3,294 1,68 0,28 1,85 0,89 6215 6272 2,081 2,081 0,127 -0,004 4,120 3,990 AP Aur 4,76 2,78 1,69 1,91 1,66 9016 9328 2,279 2,279 1,306 0,761 4,320 4,226 AR Aur 18,35 2,48 2,29 1,78 1,82 10950 10350 10,904 10,426 0,207 0,185 4,330 4,280 bet Aur 17,53 2,41 2,32 2,90 2,60 9350 9200 1,699 1,613 3,930 3,960 BF Aur 12,334 4,92 5,16 4,29 4,62 15800 15570 4,021 3,886 3,012 3,051 3,870 3,820 CI Aur 10,16 2,40 1,63 1,07 2,19 CL Aur 8,27 2,90 2,00 2,33 2,72 9280 5910 1,551 0,903 4,166 3,870 CQ Aur 29,27 1,63 2,00 1,93 8,91 6165 4168 17,449 5,298 1,348 1,282 4,079 2,839 HL Aur 4,16 1,46 1,02 1,46 1,37 6562 5363 3,679 3,331 0,477 0,246 4,274 4,174 HP Aur 4,2 1,20 1,20 0,90 1,20 7000 6200 7,493 4,819 -0,383 -0,357 4,609 4,359 IM Aur 9,07 4,50 1,94 3,01 2,81 13500 6487 3,519 2,741 1,998 0,754 4,140 3,840 KU Aur 6,93 1,51 1,06 1,16 1,18 5840 5570 0,140 0,079 4,488 4,320 RY Aur 16,19 5,19 2,47 3,44 3,69 9790 5970 1,984 1,187 4,080 3,697 RZ Aur 14,18 3,00 1,50 3,33 3,77 9540 6800 1,909 1,428 3,870 3,461 SX Aur 12,01 9,87 6,05 5,28 4,16 24000 17860 3,035 3,091 3,711 3,038 4,020 4,000 TT Aur 11,64 7,20 4,80 4,16 4,21 23400 18000 3,541 3,188 3,667 3,222 4,050 3,870 WW Aur 11,9 1,81 1,74 1,93 1,92 8010 7750 7,093 6,926 1,132 1,069 4,182 4,145 zet Aur 908 5,80 4,80 148 4,50 3960 15200 3,684 2,986 0,860 3,820 ZZ Aur 4,51 2,96 0,44 2,34 1,31 8037 5133 2,881 2,851 1,166 0,117 4,171 3,847 AC Boo 2,73 1,31 0,89 1,36 0,65 5530 5520 7,330 7,330 0,188 -0,456 4,288 4,762 AD Boo 9,29 1,41 1,20 1,60 1,21 6471 6295 0,590 0,217 4,180 4,360 141 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 AR Boo 6349 6017 3,240 3,180 0,857 0,544 CK Boo 6400 5685 5,068 5,068 CV Boo 44i Boo 1,98 0,98 0,55 0,87 0,66 5300 5035 5,272 5,272 -0,444 -0,167 4,550 4,539 SS Boo 21,6 1,00 1,00 3,28 1,31 6000 5100 16,510 6,857 1,070 0,407 3,406 4,203 SU Boo 9,51 2,91 1,80 2,31 1,96 10060 6410 1,690 0,761 4,175 4,109 TU Boo 2,5 0,97 0,48 1,06 0,79 5800 5787 2,739 2,739 0,009 -0,076 4,374 4,324 TY Boo 2,318 0,93 0,40 1,00 0,69 5834 5469 5,370 5,370 -0,237 -0,051 4,410 4,370 TZ Boo 1,795 0,65 0,09 0,94 0,37 4900 5272 -0,434 -1,149 4,305 4,256 UW Boo 5,77 1,48 1,08 1,51 1,03 7060 6120 0,700 0,124 4,250 4,446 VW Boo 2,35 0,98 0,42 1,08 0,74 5700 5221 -0,032 -0,284 4,360 4,320 XY Boo 2,22 0,93 0,15 1,28 0,55 6500 5890 2,129 2,134 0,250 -0,086 4,192 4,133 ZZ Boo 18,53 1,62 1,57 2,15 2,15 6668 6668 8,978 9,445 0,761 0,760 3,960 4,010 AL Cam 8,34 2,76 1,65 2,52 1,66 8740 7200 1,514 0,818 4,076 4,215 AS Cam 17,236 3,30 2,50 2,60 1,96 11500 9694 7,406 7,206 1,996 1,505 4,095 4,236 AT Cam 9 3,12 1,90 2,80 2,78 9600 9131 3,221 3,472 1,798 1,792 4,038 3,829 AW Cam 5,53 3,20 0,70 2,17 1,42 9908 6397 2,800 2,282 1,608 0,480 4,270 3,979 AY Cam 12,625 1,95 1,71 2,76 2,13 7395 7250 5,484 6,661 1,215 0,897 3,850 4,010 AZ Cam 7,3 1,61 1,40 2,04 1,90 7520 7369 4,863 5,172 0,979 0,832 4,026 4,027 SS Cam 19,07 1,72 2,28 2,79 8,15 7230 4990 10,313 3,961 1,276 1,559 3,782 2,974 SV Cam 3,6 1,09 0,70 1,26 0,79 6030 4337 3,572 4,126 0,236 -0,638 4,280 4,490 SZ Cam 23,031 15,26 10,75 9,01 6,63 29725 27183 3,405 3,711 4,936 4,352 3,712 3,826 TU Cam 14,23 3,00 1,50 4,71 1,47 8990 7870 3,548 5,701 2,105 0,863 3,569 4,279 WW Cam 11,345 1,92 1,87 1,91 1,81 8356 8241 1,200 1,130 4,159 4,196 XZ Cam 32,54 2,59 1,21 3,30 8,69 9680 6220 1,933 2,005 3,814 2,643 Y Cam 12,87 2,33 0,50 3,03 2,96 7300 4600 4,343 2,732 1,382 0,360 3,720 3,072 RW Cap 15,79 2,70 1,89 3,40 3,62 8830 6310 1,792 1,262 3,806 3,597 TY Cap 8,83 2,50 2,05 2,89 2,57 7880 3780 1,461 0,076 3,914 3,930 DW Car EM Car 35,16 22,30 20,30 8,34 9,35 34000 34000 4,921 5,020 3,926 3,856 GL Car 9,57 13,50 13,00 4,99 4,74 29900 29400 4,251 4,177 4,170 4,200 HH Car 29,1 17,00 14,00 6,10 10,70 45000 38000 5,136 5,330 4,100 3,500 PX Car 5,95 2,78 1,69 2,09 1,79 9000 6870 3,269 3,269 1,394 0,852 4,242 4,160 QX Car 29,79 9,27 8,48 4,29 4,05 19952 22594 8,255 8,192 3,725 3,583 4,140 4,151 AB Cas 7,31 1,78 0,39 1,97 1,83 8000 4729 3,945 2,208 0,978 -0,215 4,240 3,490 AR Cas 32,07 5,90 1,86 5,05 1,60 17200 8150 3,301 1,005 3,800 4,300 BZ Cas 11,77 2,89 1,96 2,50 3,74 9380 6230 1,631 1,274 4,103 3,585 CR Cas 12,60 9,80 6,70 5,80 26010 22780 4,260 3,910 3,886 3,902 CW Cas 2,37 0,99 0,54 0,99 0,75 5086 5510 2,932 2,932 -0,347 -0,208 4,442 4,420 DN Cas 15,75 23,73 15,42 3,95 4,72 27150 23880 3,881 3,812 4,620 4,278 DO Cas 4,259 1,69 0,53 2,10 1,20 9070 4828 2,523 2,530 1,155 -0,046 4,021 4,004 DZ Cas 5,16 1,86 1,13 1,71 1,34 7270 5900 0,857 0,283 4,242 4,237 EY Cas 2,96 0,83 0,67 1,04 1,04 5290 5290 -0,131 -0,131 4,323 4,230 GG Cas 20,3 5,27 2,68 3,85 4,69 11720 5920 2,395 1,375 3,989 3,524 GT Cas 14,73 2,82 2,00 2,60 3,77 9420 7350 1,669 1,562 4,058 3,587 IL Cas 19,87 5,53 3,31 4,20 4,75 13440 10030 2,705 2,307 3,934 3,604 IR Cas 4,41 1,46 1,02 1,46 1,46 6180 5630 0,439 0,274 4,274 4,118 IS Cas 10,36 2,76 1,65 2,50 2,06 8760 7280 1,514 1,026 4,083 4,028 IT Cas 15,02 1,33 1,33 1,59 1,56 6471 6471 10,182 10,028 0,446 0,364 4,158 4,175 IV Cas 6,58 2,60 1,24 2,00 2,22 8930 6390 1,352 0,865 4,251 3,839 MN Cas 7,8 4,48 2,46 2,74 2,34 9600 9425 4,297 4,436 1,844 1,657 4,214 4,091 OR Cas 6,69 1,49 1,10 1,34 0,87 6430 5800 0,433 -0,119 4,357 4,600 OX Cas 18,39 7,20 6,30 4,69 4,22 24000 23600 3,815 3,695 3,950 3,990 PV Cas 10,832 2,76 2,81 2,26 2,30 10188 10204 5,864 5,932 1,692 1,710 4,170 4,170 QQ Cas 18,29 10,11 7,78 4,39 5,48 16230 13290 3,074 2,920 4,158 3,851 QX Cas 37,65 10,68 9,18 4,14 5,27 18560 15550 3,261 3,163 4,233 3,957 RX Cas 64,4 1,47 1,34 2,87 10,48 12000 5000 3,150 3,150 2,026 1,942 4,400 1,900 RZ Cas 6,43 2,18 0,72 1,67 1,95 8600 4257 4,403 2,534 1,173 0,049 4,330 3,720 SX Cas 84,48 5,10 1,50 3,00 23,50 8500 4000 2,019 2,031 4,200 1,900 TV Cas 10 3,78 1,53 3,15 3,29 10500 5235 3,846 2,678 2,049 1,146 4,020 3,590 TW Cas 9,4 2,65 1,15 2,43 2,40 10000 6000 1,826 0,978 4,090 3,738 TX Cas 21,6 17,50 6,49 10,80 6,51 33000 23720 2,620 2,630 5,093 4,080 3,614 3,623 V0364 Cas 9,34 2,47 2,14 2,24 2,25 7790 7790 5,209 4,804 1,213 1,218 4,130 4,064 V0366 Cas 4,29 1,19 0,79 1,29 1,29 5820 5820 0,225 0,225 4,292 4,114 V0368 Cas 21,65 4,96 1,93 3,92 3,02 23800 9705 2,461 1,903 3,947 3,764 V0380 Cas 8,74 2,89 1,96 1,76 3,91 9500 6580 1,350 1,407 4,408 3,546 V0389 Cas V0459 Cas 32,33 4,31 2,02 3,26 1,29 9950 7030 1,963 0,555 4,046 4,522 V0523 Cas 1,513 0,75 0,38 0,74 0,55 4736 4410 5,088 5,088 -0,745 -0,886 4,575 4,537 XX Cas 20,34 8,00 4,00 6,70 4,69 12680 10610 3,017 2,397 3,689 3,698 YZ Cas 18,27 2,31 1,35 2,53 1,35 10303 7194 7,351 8,989 1,628 1,604 3,974 4,295 ZZ Cas 10,06 6,70 2,14 2,72 3,82 14560 9350 2,466 1,992 4,395 3,604 142 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 KT Cen 22 5,30 5,00 4,00 3,70 14996 14689 7,185 7,620 2,860 2,757 3,958 4,001 RR Cen 3,8 1,65 0,34 2,13 0,80 6700 5950 2,132 2,132 0,907 -0,149 3,999 4,163 SV Cen 15,3 7,70 9,60 6,90 7,20 23000 16053 3,615 3,615 4,077 3,489 3,660 4,000 SZ Cen 19,83 2,28 2,32 3,62 4,55 8280 8000 5,997 5,043 1,065 1,750 3,678 3,487 V0346 Cen 36,26 11,80 8,40 8,20 4,20 26500 24000 5,729 8,160 4,473 3,720 3,680 4,120 V0383 Cen V0701 Cen 5,3 2,40 1,20 2,20 1,80 10800 8793 3,156 3,095 V0745 Cen 17,5 4,75 3,13 2,99 2,61 15210 9720 2,627 1,734 4,163 4,100 V0747 Cen 4,01 2,50 0,50 2,07 1,00 8258 4643 2,509 2,518 1,236 -0,222 4,204 4,137 V0758 Cen 4,5 2,80 0,90 2,10 1,20 11700 8181 2,650 2,824 AH Cep 14,32 15,40 13,60 6,38 5,86 29900 28600 3,942 3,957 4,465 4,314 4,020 4,040 BE Cep 3,2 5900 5000 3,627 3,627 CO Cep 14,3 1,30 1,30 1,67 1,54 2884 3715 -0,762 -0,393 4,107 4,177 CW Cep 22,34 12,93 11,84 5,97 4,56 26500 25456 5,135 5,982 4,197 3,893 4,030 4,090 EG Cep 4,36 1,80 0,84 1,72 1,20 7800 5000 2,855 2,814 1,065 0,176 4,222 4,205 EI Cep 26,351 1,68 1,77 2,90 2,33 6745 6950 11,338 10,791 1,373 1,290 3,763 3,929 EK Cep 16,72 2,03 1,12 1,58 1,32 8894 5688 12,233 9,063 1,170 0,210 4,349 4,251 GK Cep 6,89 2,62 2,41 2,47 2,38 8770 8569 3,811 3,801 1,617 1,494 4,070 4,070 GW Cep 2,47 1,06 0,39 1,05 0,67 5800 6115 2,582 2,582 -0,092 -0,155 4,421 4,377 NN Cep 11,7 8500 8262 7,114 5,107 SU Cep 8,13 5,54 3,32 2,04 3,64 12900 10400 2,019 1,488 1,940 1,940 U Cep 14,46 4,04 2,50 2,57 4,68 11250 5023 6,690 2,920 2,068 0,939 4,230 3,500 VW Cep 2,102 0,25 0,90 0,93 0,50 5271 5382 7,490 7,490 -0,371 -0,656 4,440 4,401 WX Cep 12,01 2,33 2,54 2,71 2,83 8871 8147 7,021 5,385 1,646 1,530 3,940 3,640 WY Cep 7,74 2,29 1,69 2,94 3,09 7600 7480 1,407 1,424 3,861 3,686 XX Cep 9,86 2,03 0,33 2,12 2,25 7605 4445 4,930 2,322 1,081 0,519 4,263 3,168 XY Cep 14,1 3,80 1,10 2,60 4,30 13400 9200 5,922 2,812 2,146 1,994 4,200 3,200 XZ Cep 33,8 15,80 6,40 9,90 14,40 30000 23120 4,852 4,725 3,950 3,200 ZZ Cep 12,71 4,11 1,89 3,15 2,54 11590 6590 3,753 3,298 2,205 1,037 4,055 3,905 AA Cet 3,5 1,39 0,59 1,22 1,05 6700 6700 0,427 0,279 4,408 4,166 RW Cet 6,83 2,73 1,77 1,91 2,19 7840 6080 1,086 0,756 4,312 4,005 SS Cet 15,8 5,00 1,00 2,37 3,87 9060 3810 1,522 0,431 4,387 3,263 TT Cet 4,05 2,37 1,39 1,83 1,21 8060 6650 1,094 0,398 4,288 4,415 TV Cet 26,45 1,39 1,27 1,49 1,28 6998 6606 18,121 20,983 0,740 0,580 4,233 4,328 TW Cet 2,44 0,61 1,06 0,76 0,99 5600 5450 4,933 4,933 -0,284 -0,108 4,462 4,472 TX Cet 5 2,43 0,66 2,40 1,30 9900 6750 2,504 2,403 1,470 1,420 4,063 4,030 VV Cet 4,26 2,24 1,56 1,70 1,92 8720 8240 2,326 2,326 1,171 1,173 4,327 4,065 VY Cet 2,7 1,02 0,68 1,01 0,83 5610 5393 4,556 4,556 -0,114 -0,215 4,438 4,432 WY Cet 10,68 2,47 1,87 2,16 2,16 9190 8690 1,463 1,369 4,162 4,041 XY Cet 12,51 1,76 1,64 2,14 1,69 8700 8100 6,795 8,266 1,606 1,511 4,135 4,102 YZ Cha 19,85 3,01 2,27 2,38 1,98 10040 8520 1,707 1,262 4,163 4,201 AT Cir 15,16 2,41 2,00 3,20 4,07 8010 6570 1,573 1,439 3,810 3,520 BB Cir 15,47 2,99 2,21 3,11 2,78 9640 9640 1,869 1,771 3,928 3,894 BF Cir 30,22 5,53 3,31 3,95 4,52 10370 9030 2,201 2,082 3,988 3,648 T Cir 17,84 4,67 2,34 4,46 6,25 10060 7500 2,253 2,041 3,809 3,215 R CMa 5,44 1,07 0,17 1,48 1,06 7200 4694 3,534 3,332 0,762 -0,367 4,100 3,618 RX CMa 9,97 2,10 1,01 2,04 3,09 SW CMa 32,44 2,37 2,13 2,43 2,76 7500 7050 1,218 1,220 3,830 3,960 AG CMi 8,5 1,60 1,37 2,14 2,11 6500 6000 0,857 0,713 3,981 3,926 XZ CMi 4,21 1,70 0,70 1,50 1,10 7200 4890 3,188 2,755 0,760 -0,237 4,316 4,200 YY CMi 6,44 1,70 1,29 2,68 1,75 6530 6280 1,064 0,623 3,812 4,063 AH Cnc 2,43 1,02 0,51 0,84 1,15 6500 6416 4,494 4,940 0,037 0,276 4,297 4,325 RU Cnc 24,44 1,36 0,53 1,72 4,37 6250 3040 0,599 0,155 4,100 2,881 RY Cnc 7 1,50 0,30 2,70 1,57 4,322 TU Cnc 21,81 2,91 1,60 2,56 4,02 9700 4470 1,707 0,761 4,085 3,434 TX Cnc 2,6 1,01 0,62 1,10 0,88 6400 6431 4,736 4,736 0,146 -0,125 4,148 4,553 UU Cnc 114 1,37 0,77 1,20 13,87 6500 3900 3,727 2,997 2,997 2,342 4,416 2,040 WW Cnc 7,06 1,63 2,16 2,12 1,20 6130 8070 0,748 0,733 3,998 4,614 WY Cnc 5,89 0,84 0,46 1,06 0,65 5500 4000 4,805 5,871 -0,046 -0,602 4,312 4,475 RW Com 1,73 0,31 0,92 0,84 0,52 5810 5310 6,395 6,395 -0,377 -0,699 4,081 4,970 RZ Com 2,72 0,90 2,00 0,91 1,36 4900 4842 5,267 5,267 -0,310 -0,699 4,479 4,469 SS Com 3,17 1,56 0,95 1,16 1,16 6190 6190 0,243 0,230 4,502 4,287 UX Com 15,08 2,24 1,23 2,72 1,81 4440 4260 0,405 -0,046 3,919 4,013 alf CrB 43,82 2,58 0,92 3,04 0,90 9440 5620 13,500 18,096 1,805 -0,155 3,890 4,500 RT CrB 15,7 1,34 1,36 2,62 2,95 5670 4290 7,688 6,951 0,107 0,204 3,731 3,632 RW CrB 4,46 1,80 0,45 1,76 1,06 7000 4580 2,992 2,542 0,820 -0,398 4,202 4,041 TW CrB 1,19 0,86 1,44 1,28 6250 6050 3,427 3,350 0,453 0,294 4,197 4,158 U CrB 17,8 4,74 1,46 2,79 4,83 11290 6250 6,660 2,480 2,054 1,504 4,223 3,234 V Crt 5,26 2,28 1,68 1,53 1,68 7720 5660 3,812 3,214 0,866 0,398 4,170 4,020 AI Cru 13,54 10,30 6,30 4,95 4,43 24200 17700 3,490 3,065 3,877 3,237 4,060 3,950 UW Cru ZZ Cru 13,2 5,54 3,37 2,65 3,16 11170 8670 3,157 2,353 1,985 1,711 4,335 3,966 143 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 RV Crv 4,42 1,64 0,44 2,16 1,20 6600 5070 2,399 2,399 0,924 0,079 3,984 3,923 W Crv 2,95 1,00 0,68 1,28 1,21 5700 4900 3,156 3,156 0,140 -0,301 4,224 4,105 BI CVn 1,28 1,11 1,20 1,13 6700 6684 0,415 0,356 4,387 4,377 RS CVn 15 1,39 1,44 1,88 3,69 6300 4580 0,568 0,699 4,040 3,460 VZ CVn 4,57 1,84 1,43 1,76 1,25 6918 6095 4,132 4,505 0,272 -0,018 4,210 4,410 AE Cyg 6,19 2,12 1,27 1,91 2,54 8500 7170 1,225 1,178 4,202 3,732 BR Cyg 7,95 2,00 1,80 2,15 2,94 8630 6730 3,811 2,678 1,355 1,194 4,074 3,757 CG Cyg 4,09 0,97 0,80 1,00 0,83 5260 4714 5,227 5,509 0,387 0,210 4,512 4,505 CV Cyg 6000 6149 DK Cyg 4,04 3,33 0,66 1,94 0,89 8510 7340 1,238 0,305 4,385 4,359 GO Cyg 5,445 2,73 1,45 2,67 1,51 10350 6200 2,735 2,940 1,866 0,431 4,021 4,241 GV Cyg 5,97 1,98 0,93 1,63 1,66 8150 6080 1,013 0,525 4,310 3,966 KU Cyg 87,04 3,83 0,50 3,20 17,60 13300 3760 2,033 2,033 1,515 1,659 3,970 1,650 MR Cyg 13,24 8,00 3,19 4,67 4,17 20417 12302 3,301 2,677 3,531 2,552 3,866 3,839 MY Cyg 16,08 1,81 1,79 2,21 2,17 7430 6930 7,927 8,453 1,161 0,933 4,011 4,004 SW Cyg 17,09 2,50 0,50 2,55 4,39 9070 3813 8,937 2,609 1,597 1,102 4,023 2,852 SY Cyg 20,06 2,14 0,85 2,21 4,82 8900 4560 1,431 0,949 4,148 2,710 UW Cyg 12,69 1,71 0,59 2,28 2,79 7470 5010 1,158 0,640 3,955 3,318 UZ Cyg 71,47 3,45 1,55 5,29 12,58 8570 4760 12,750 2,093 2,125 1,856 3,529 2,429 V0346 Cyg 13,28 2,34 1,82 3,75 4,74 8390 6640 1,791 1,590 3,659 3,347 V0366 Cyg 6,97 2,23 1,53 2,09 1,74 8240 7150 1,253 0,845 4,146 4,142 V0380 Cyg 59,2 11,10 6,95 14,70 3,74 21330 20511 4,603 3,346 3,148 4,133 V0382 Cyg 26,44 26,00 19,30 9,60 8,40 36000 34970 3,118 3,118 5,142 4,976 3,890 3,880 V0387 Cyg 5,26 2,61 2,14 2,37 1,84 4500 5020 0,310 0,114 4,105 4,239 V0388 Cyg 6,27 2,75 1,00 2,78 1,65 9600 5690 2,591 2,610 1,769 0,415 3,989 4,003 V0401 Cyg 3,97 1,55 0,93 1,67 1,31 7180 6540 2,380 2,380 0,818 0,444 4,183 4,172 V0444 Cyg 38 28,00 10,00 10,00 2,90 29170 35770 4,749 4,598 4,075 4,059 V0453 Cyg 32,16 16,78 12,86 8,95 5,57 26200 25900 4,206 5,490 4,529 4,097 3,730 4,026 V0456 Cyg 6,78 3,01 2,25 1,36 1,02 8430 7390 0,916 0,435 4,649 4,773 V0463 Cyg 11,11 2,53 1,56 4,08 3,35 10100 7420 3,534 2,876 2,184 1,482 3,620 3,581 V0466 Cyg 8,18 2,23 1,56 1,64 1,47 7260 6700 0,819 0,588 4,357 4,296 V0477 Cyg 11,39 1,80 1,35 1,60 1,42 8729 6531 7,940 7,360 0,897 0,079 4,290 4,260 V0505 Cyg 4,76 1,73 1,50 1,84 1,42 7040 6540 0,875 0,542 4,146 4,310 V0541 Cyg 45,2 2,24 2,24 1,88 1,79 9885 9954 1,710 1,660 4,240 4,280 V0548 Cyg 10,3 2,85 1,65 2,88 3,30 9420 6210 3,493 2,603 1,761 1,155 3,974 3,618 V0680 Cyg 9,47 4,76 3,14 2,38 2,93 10970 8620 1,858 1,624 4,362 4,001 V0687 Cyg 9,56 2,65 1,37 2,21 2,19 9200 7320 1,490 1,087 4,172 3,894 V0700 Cyg 2,82 1,63 0,97 1,21 0,92 6560 5850 0,378 -0,046 4,485 4,497 V0726 Cyg 3,62 1,49 1,08 1,27 1,08 5670 5620 0,170 0,017 4,404 4,405 V0728 Cyg 11,49 2,87 1,95 2,64 2,88 9500 6400 1,694 1,085 4,053 3,809 V0729 Cyg 62 58,70 13,70 33,00 16,70 34300 40000 2,270 2,270 6,040 5,741 3,344 3,194 V0787 Cyg 9,28 2,87 1,72 2,51 2,16 9540 6740 1,667 0,931 4,097 4,005 V0796 Cyg 9,85 3,15 2,70 2,96 2,99 9690 9690 1,832 1,842 3,994 3,918 V0836 Cyg 5,42 3,23 1,77 2,38 1,74 9490 6580 2,760 2,590 1,609 0,702 4,220 4,150 V0841 Cyg 5,56 2,29 1,69 1,95 1,83 8170 7740 1,174 1,028 4,218 4,141 V0865 Cyg 5650 5537 2,724 2,724 V0891 Cyg 10,6 2,76 1,65 2,67 2,11 9930 7540 1,788 1,106 4,026 4,007 V0909 Cyg 8,52 1,98 1,75 1,47 1,57 9705 8790 1,830 1,720 4,403 4,288 V0959 Cyg 9,81 2,22 1,53 2,96 2,64 8520 7450 1,610 1,278 3,842 3,779 V0963 Cyg 5,27 1,45 0,98 2,12 1,83 6030 5930 0,723 0,568 3,947 3,904 V0974 Cyg V1034 Cyg 6,8 2,76 1,65 2,05 1,70 9870 7510 1,546 0,911 4,255 4,195 V1061 Cyg 10,06 1,46 1,02 1,41 1,10 5900 5680 0,328 0,045 4,304 4,364 V1073 Cyg 4,57 1,60 0,51 2,24 1,33 6700 6590 2,499 2,499 1,016 0,990 3,940 3,900 V1136 Cyg V1143 Cyg 21,06 1,39 1,35 1,35 1,32 6456 6397 17,937 20,150 0,316 0,130 4,323 4,324 V1147 Cyg 2,017 1,829 3,980 3,880 V1425 Cyg 10,17 4,51 2,90 3,60 3,23 14600 11150 3,450 3,490 5,605 3,814 3,200 3,900 V1765 Cyg 79,1 25,00 12,20 21,20 5,90 31622 21379 VV Cyg 7,3 2,02 0,38 2,00 1,75 1,698 1,397 3,926 2,779 VW Cyg 25,69 2,50 0,70 2,85 5,65 9120 5450 8,725 2,164 2,134 1,246 4,052 3,316 WW Cyg 17,9 7,60 2,20 4,30 5,40 10480 5620 4,719 2,488 0,952 0,358 4,072 4,029 WZ Cyg 4,11 1,81 0,90 2,05 1,52 6980 5770 4,474 4,461 4,120 4,170 Y Cyg 28,49 17,50 17,30 6,00 5,70 31000 31570 2,970 2,960 0,233 -0,284 4,432 3,976 ZZ Cyg 4,13 1,54 0,84 1,25 1,56 5920 3930 0,607 0,322 4,022 3,598 AV Del 13,59 1,40 0,86 1,91 2,44 5950 4460 1,587 -0,119 3,832 4,023 DM Del 5,41 2,29 0,68 3,04 1,33 8300 4680 2,377 2,376 0,292 -0,036 4,401 4,434 FZ Del 4,75 1,39 0,97 1,23 0,99 6200 5730 0,049 -0,161 4,388 4,378 LS Del 2,44 1,06 0,60 1,09 0,83 5704 5780 4,856 4,856 1,696 1,270 4,084 3,506 RR Del 19,94 2,88 2,16 2,55 4,30 9660 5850 1,608 0,968 4,083 3,692 TT Del 13,38 2,61 1,27 2,43 2,66 9390 6200 1,809 0,827 4,300 3,791 TY Del 9,04 5,00 2,00 2,62 2,98 10160 5410 1,581 0,710 4,095 2,865 144 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 W Del 17,65 2,67 0,53 2,41 4,58 9300 4080 7,933 2,182 1,065 0,618 4,419 4,366 YY Del 5,59 2,21 1,50 1,52 1,33 8690 7160 1,622 0,675 4,230 3,760 AI Dra 7,62 2,86 1,25 2,12 2,36 10160 5586 3,840 2,739 0,525 0,481 4,222 4,021 AR Dra 4,44 1,48 1,08 1,56 1,68 6280 5890 3,645 3,554 0,599 0,344 4,164 4,161 AX Dra 3,89 1,43 1,02 1,64 1,39 6420 5990 3,495 3,759 0,410 0,413 4,176 4,176 BF Dra 29,7 1,40 1,40 1,60 1,60 5770 5490 1,475 0,418 4,156 4,721 BH Dra 10,92 3,01 2,28 2,40 1,09 8750 7060 5,305 4,428 0,629 0,578 4,258 4,258 BS Dra 13,21 1,36 1,36 1,51 1,43 6750 6709 9,758 10,223 0,362 -0,161 4,354 4,573 BU Dra 8,88 1,48 1,08 1,34 0,89 6180 5600 0,045 0,045 4,357 4,310 BV Dra 2,64 1,04 0,43 1,12 0,76 6245 6345 2,645 2,645 0,076 -0,367 4,419 4,372 BW Dra 1,948 0,88 0,35 0,98 0,55 5980 6164 2,397 2,397 RR Dra 11,71 3,04 0,76 2,06 3,10 0,881 0,104 4,165 4,132 RZ Dra 3,69 1,40 0,62 1,62 1,12 8150 4900 2,822 2,769 1,881 1,347 3,600 2,894 SX Dra 18,15 2,01 1,01 3,72 5,93 8880 5170 1,459 0,863 3,809 3,114 TW Dra 12,34 1,59 0,74 2,60 3,95 8330 4800 1,150 0,401 4,149 4,071 TZ Dra 5,75 2,12 1,27 2,03 1,72 7900 5560 0,328 -0,056 4,330 4,400 UZ Dra 12,5 1,34 1,23 1,31 1,15 6208 5984 10,510 11,223 0,872 0,946 4,086 3,386 WW Dra 14,73 4,00 2,40 3,00 5,20 5350 3930 1,095 -0,018 4,198 3,582 Z Dra 6,25 1,40 0,37 1,56 1,63 8730 4500 2,212 1,336 4,073 3,063 S Equ 13,6 2,74 0,35 2,52 2,88 11200 5255 5,266 2,019 1,454 1,323 3,806 3,695 W Equ 17,16 2,23 1,53 3,09 2,91 7610 7270 1,060 0,470 4,330 3,075 AS Eri 10,19 1,92 0,21 1,57 2,19 8472 5150 6,427 2,003 2,106 2,066 4,232 4,230 BL Eri 2,3 0,61 0,33 0,99 0,73 5980 5547 2,920 2,920 0,307 -0,357 4,525 4,812 BZ Eri 4,33 1,45 1,00 1,09 0,65 6640 5850 1,869 1,755 3,925 3,485 CD Eri 14,63 2,95 2,12 3,10 4,36 9670 7620 0,818 0,782 4,178 3,951 CT Eri 4,21 1,55 0,93 1,68 1,69 7160 7010 1,076 -0,027 4,199 4,140 RU Eri 4,25 2,45 1,03 2,06 1,43 7488 4768 2,797 2,726 RZ Eri 72,5 1,69 1,63 2,84 6,94 7400 4670 26,687 12,465 1,563 1,365 3,760 2,970 TZ Eri 10,57 1,97 0,37 1,69 2,60 7770 4570 6,460 2,200 0,338 -0,208 4,280 3,170 UX Eri 3,09 1,40 0,58 1,47 1,08 5900 5710 0,362 0,041 4,249 4,135 WX Eri 5,76 2,23 1,56 1,84 1,73 7400 5840 2,983 2,541 0,955 0,489 4,257 4,155 YY Eri 2,31 1,30 0,50 1,01 0,73 5600 5317 2,692 2,692 0,021 -0,268 4,543 4,410 AC Gem 9,72 2,78 1,69 2,32 3,70 9840 7140 1,646 1,499 4,151 3,529 AF Gem 8,03 3,37 1,16 2,61 2,32 10000 5860 3,383 2,658 1,768 1,359 4,130 3,770 AL Gem 6,92 1,53 0,76 1,66 1,59 6360 4000 0,600 -0,244 4,182 3,916 AY Gem 14,06 2,64 1,34 2,41 2,38 9760 7500 1,669 1,200 4,096 3,812 BD Gem 9,32 2,76 1,41 2,27 1,98 9680 6870 1,608 0,888 4,167 3,993 BO Gem 18,48 2,97 2,14 2,96 3,34 9120 4850 1,731 0,740 3,968 3,721 GW Gem 4,94 2,21 1,50 1,79 1,57 8530 5270 3,271 2,751 1,176 0,790 4,277 4,223 RW Gem 11,9 1,88 0,85 2,80 3,60 12390 6200 5,142 2,444 2,219 1,234 3,818 3,255 RX Gem 32 2,70 0,27 3,52 6,20 9450 5160 13,008 2,156 1,418 1,355 3,776 2,285 RY Gem 25,67 2,36 0,38 2,50 5,80 9400 4043 11,794 2,186 1,643 1,000 4,000 2,500 SX Gem 8,45 2,71 1,62 2,22 1,28 9860 7530 1,608 0,665 4,178 4,433 TX Gem 14,77 3,13 2,37 2,32 2,31 8940 7880 1,799 1,260 4,203 4,086 WW Gem 10,5 5,93 4,15 2,61 3,24 12790 11490 2,206 2,213 4,378 4,035 AK Her 2,88 1,30 0,30 1,55 0,75 6400 5394 2,338 2,338 0,683 -0,119 4,190 4,330 BC Her 15,05 2,87 1,92 2,44 3,73 9470 5720 1,626 1,122 4,121 3,578 BO Her 18,18 2,43 1,99 3,64 4,81 7510 4980 1,571 1,105 3,701 3,373 CC Her 10,35 3,00 2,25 2,68 2,82 9200 5110 1,671 0,683 4,059 3,890 CT Her 8,83 1,98 0,91 1,97 1,49 9160 7600 1,381 0,819 4,146 4,051 DH Her 19,71 2,44 2,07 4,53 4,53 8010 5020 1,874 1,063 3,513 3,443 DI Her 43,2 5,15 4,52 2,68 2,48 17000 15100 2,730 2,450 4,290 4,300 HS Her 10,66 4,70 1,60 3,00 1,70 16400 8890 4,259 3,377 2,457 1,103 4,216 4,234 LT Her 7,71 2,50 0,50 2,66 1,59 9397 5223 2,665 2,233 1,540 1,252 3,986 3,734 MM Her 22,5 1,22 1,19 2,70 1,45 5770 4730 14,075 8,475 0,583 0,338 4,110 3,640 MT Her 3,52 1,20 0,70 1,00 0,80 6500 5500 0,386 0,236 4,517 4,477 MX Her 9,76 1,40 0,86 2,36 2,04 7010 6530 1,075 0,826 3,838 3,753 PW Her 9,74 1,50 1,17 2,73 2,62 5040 4750 0,627 0,491 3,742 3,670 RX Her 10,63 2,08 1,85 1,95 1,75 10500 5750 5,206 5,973 1,617 0,477 4,103 4,221 SZ Her 5,84 2,44 1,56 1,86 1,78 9800 5800 3,643 2,678 1,447 0,502 4,286 4,130 TT Her 4,64 1,56 0,68 2,30 1,49 7239 4690 2,801 2,896 1,114 -0,018 3,908 3,924 TU Her 9,14 1,54 0,46 1,56 2,46 6300 3600 0,528 -0,051 4,239 3,319 TX Her 10,63 1,62 1,45 1,60 1,50 8230 7640 6,973 7,980 1,090 0,862 4,250 4,250 u Her 15,02 7,85 2,83 5,93 4,37 21700 13800 3,150 2,658 3,844 2,793 3,930 3,600 UX Her 7,97 2,28 0,55 1,82 1,86 9000 4500 4,421 2,257 1,290 0,100 4,276 3,639 V0338 Her 6,98 1,78 0,89 1,92 1,63 7330 4420 3,496 2,130 0,964 -0,051 4,122 3,963 V0342 Her 5,43 1,60 1,37 1,90 1,63 6610 6470 0,780 0,616 4,085 4,150 V0359 Her 8,81 1,60 1,37 2,39 2,02 7230 6720 1,138 0,869 3,885 3,964 V0412 Her 6000 6050 V0450 Her 6,87 2,99 2,21 1,73 1,37 9600 9050 1,350 1,050 4,438 4,509 V0819 Her 9,96 1,53 1,11 1,87 1,29 7000 6099 6,080 6,726 0,876 0,315 4,000 4,250 Z Her 14,1 1,61 1,31 1,85 2,73 6397 4977 0,672 0,447 4,110 3,680 145 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 AI Hya 24,87 1,98 2,15 2,77 3,92 7095 6698 11,416 8,939 1,279 0,938 3,850 3,580 AV Hya 5,35 2,76 1,62 2,16 1,75 10910 6300 1,766 0,633 4,210 4,161 DE Hya 19,14 3,01 2,25 2,72 3,41 8810 4730 1,594 0,712 4,047 3,725 DF Hya 2,53 0,43 1,02 0,71 1,05 6000 5825 5,635 5,635 0,045 0,045 4,369 4,404 EU Hya 4,82 1,51 0,32 1,40 1,10 6900 4200 3,026 2,314 0,332 0,114 4,320 3,860 EZ Hya 3,11 1,19 0,79 0,93 1,09 6100 5650 0,025 0,029 4,577 4,261 FG Hya 2,29 1,31 0,19 1,30 0,53 5720 5680 1,982 1,982 0,204 -0,602 4,327 4,268 GK Hya 6,8 1,25 1,34 1,51 3,39 5610 5420 -0,009 -0,125 4,177 3,505 RX Hya 9 2,72 0,66 2,17 2,93 8770 4316 5,533 2,339 1,398 0,428 4,200 3,324 SY Hya 17,49 3,53 2,68 2,66 3,98 9100 5010 1,632 0,948 4,136 3,666 TT Hya 22,904 2,63 0,59 1,73 6,22 10430 4000 13,506 2,413 1,345 1,102 4,380 2,700 VW Hya 14,17 3,01 2,25 2,44 3,09 9480 5410 1,630 0,861 4,142 3,810 VY Hya 9,94 2,09 1,19 1,61 1,28 8830 6440 1,143 0,400 4,344 4,299 WY Hya 5,34 2,00 2,00 1,60 1,60 7920 7910 4,318 4,237 0,970 0,970 4,331 4,331 RS Ind 4,16 2,00 0,62 2,00 1,18 7200 4659 2,466 2,470 0,984 -0,229 4,137 4,087 AR Lac 9,55 1,50 1,48 1,60 2,90 4820 5560 6,970 4,374 0,576 0,461 4,116 3,650 AU Lac 8,48 2,36 1,86 1,88 2,28 7780 5860 1,056 0,735 4,263 3,992 AW Lac 9,41 3,07 2,42 2,82 3,10 20500 16754 3,365 3,365 3,100 2,831 4,025 3,839 CM Lac 8,67 1,87 1,48 1,60 1,42 9170 7470 6,380 5,681 1,182 0,654 4,309 4,301 CO Lac 11,3 3,13 2,75 2,90 2,40 11350 10940 5,135 4,728 1,862 1,583 4,162 4,181 DG Lac 11,61 2,42 1,88 2,42 3,30 7830 5750 1,288 1,029 4,054 3,675 EM Lac 1,06 0,67 1,19 0,97 5500 5450 4,493 4,493 0,049 -0,114 4,312 4,291 ES Lac 2,15 2,15 2,00 2,00 8933 8933 1,358 1,358 4,168 4,168 MZ Lac 2,40 2,40 2,20 2,20 9550 9550 1,557 1,557 4,133 4,133 RT Lac 15,842 1,58 0,62 4,25 4,80 5100 4960 4,159 2,680 1,292 1,000 3,380 2,870 RW Lac 27,13 1,46 1,03 2,44 2,71 6860 6030 1,067 0,934 3,828 3,585 SS Lac 43,3 2,85 2,77 3,33 3,17 8750 8542 19,354 13,158 1,476 1,801 3,850 3,880 SW Lac 2,375 0,78 0,98 0,92 1,02 5630 5345 3,980 3,980 0,013 -0,097 4,400 4,410 TW Lac 14,75 2,80 1,87 2,98 4,17 8740 6080 1,656 1,324 3,937 3,470 UW Lac 19,02 1,90 0,38 2,10 4,00 8470 4300 2,012 0,386 4,072 2,814 V0340 Lac V0345 Lac V0364 Lac 26,506 2,33 2,30 3,31 2,99 8250 8499 1,657 1,620 3,767 3,849 VX Lac 6,03 1,48 1,08 1,70 1,26 7130 6250 0,820 0,334 4,147 4,271 VY Lac 7,11 4,30 2,60 3,10 2,80 12000 9170 3,319 3,069 1,394 0,671 4,089 3,959 AG Leo 13,1 1,50 1,12 2,24 1,82 6400 6110 0,867 0,614 3,914 3,967 AM Leo 3,1 2,30 0,69 1,24 0,93 5400 4900 2,691 2,691 0,061 -0,367 3,500 3,500 AP Leo 3,02 1,46 0,43 1,48 0,82 6150 6250 2,434 2,434 0,188 -0,292 4,264 4,251 CE Leo 0,94 0,47 0,94 0,68 4754 5150 2,868 2,868 -0,357 -0,538 4,465 4,445 DU Leo 0,94 0,92 1,18 4,270 RT Leo 27,62 0,39 1,02 0,77 1,17 6000 5846 5,919 5,919 2,109 1,999 4,256 4,310 RW Leo 7,87 1,86 0,45 1,87 2,01 UU Leo 8,65 1,94 1,14 1,45 1,17 9170 6470 1,105 0,324 4,403 4,359 UV Leo 3,957 1,21 1,11 0,97 1,22 6129 5741 5,024 4,093 0,103 0,173 4,540 4,310 UX Leo 5,61 1,42 0,92 1,30 0,84 6390 5910 0,398 -0,119 4,362 4,553 VZ Leo 7,26 2,39 1,93 1,91 2,59 7710 3730 1,057 0,064 4,254 3,897 WZ Leo 9,2 3,01 2,25 1,58 2,10 8840 4780 1,131 0,310 4,519 4,146 XX Leo 6,19 2,11 1,26 1,86 1,54 7460 5900 0,973 0,400 4,223 4,163 XY Leo 1,82 0,82 0,50 0,85 0,68 4524 4850 4,710 4,710 -0,573 -0,646 4,420 4,440 XZ Leo 4,14 1,80 1,30 1,58 1,37 7850 7044 3,241 3,241 0,936 0,814 4,296 4,279 Y Leo 7,7 1,56 0,59 1,92 2,31 9240 4960 1,379 0,458 4,065 3,482 RR Lep 6,64 3,98 1,38 2,82 2,10 11560 6600 2,886 2,596 1,684 1,042 4,137 3,933 RS Lep 7,91 2,67 1,33 2,14 2,37 9300 4670 1,479 0,373 4,204 3,812 V Lep 6,87 2,53 1,26 3,23 2,34 8260 6970 1,632 1,057 3,823 3,800 Z Lep 6,31 1,98 1,44 2,23 2,69 6690 5060 0,943 0,621 4,038 3,737 del Lib 11,78 2,50 1,10 3,41 3,52 9760 5203 3,762 2,574 1,965 0,898 3,810 3,390 ES Lib 6,74 0,98 0,56 1,93 0,88 7965 4690 2,991 4,060 1,127 -0,469 3,858 4,297 SS Lib 8,79 2,41 2,00 2,29 3,16 8260 6310 1,335 1,143 4,100 3,740 T LMi 11,77 2,90 0,37 2,20 2,80 9640 5150 6,237 1,928 1,827 0,834 4,300 3,112 FT Lup 3,36 1,43 0,61 1,43 0,94 6700 3916 2,807 2,866 0,515 0,230 4,283 4,277 GG Lup 14,6 4,12 2,51 2,38 1,73 14750 11000 2,380 1,591 4,301 4,364 RR Lyn 27,25 2,00 1,55 2,50 1,93 6720 6340 12,622 12,370 0,950 0,665 3,943 4,057 SW Lyn 3,649 1,62 0,52 1,63 1,00 6700 4520 2,762 2,580 0,763 -0,377 4,223 4,154 SX Lyn 10,88 2,66 1,56 2,02 1,52 8940 7320 1,360 0,760 4,252 4,267 UV Lyn 2,875 1,36 0,50 1,39 0,89 6045 6262 2,559 2,559 0,149 0,079 4,290 4,240 bet Lyr 58,52 13,10 2,96 6,00 14,68 28000 13000 8,550 43,000 4,297 3,742 3,999 2,576 EW Lyr 8,58 1,39 0,84 1,30 1,70 6950 4730 0,540 0,114 4,353 3,901 FL Lyr 9,12 1,22 0,96 1,28 0,96 6151 5296 8,046 8,160 0,029 -0,167 4,310 4,450 PY Lyr 3,21 1,72 1,27 1,45 1,22 6740 6140 0,582 0,274 4,351 4,369 RV Lyr 16,89 3,70 1,29 2,19 5,40 7480 3580 1,124 0,623 4,325 3,084 TT Lyr 20,13 2,57 1,41 3,19 5,59 9930 2990 1,940 0,344 3,840 3,092 TZ Lyr 3,15 1,50 1,05 1,45 1,30 6800 4160 3,381 3,243 0,591 -0,420 4,291 4,231 146 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 UZ Lyr 10,04 3,17 0,63 2,81 2,81 9580 4470 1,769 0,441 4,042 3,340 TZ Men 32,9 3,61 2,88 2,63 1,98 10400 7200 14,481 13,024 1,673 1,684 4,225 4,303 UX Men 13,99 1,24 1,20 1,35 1,27 6200 6130 11,869 12,166 0,152 0,130 4,270 4,306 AO Mon 14,2 5,50 5,20 3,50 3,30 18800 16400 0,495 5,476 3,137 2,849 4,090 4,117 AQ Mon 13,41 2,56 2,43 1,34 2,95 9450 6200 1,101 1,055 4,592 3,884 BB Mon 5,61 2,76 1,65 2,71 2,23 9640 7290 1,749 1,097 4,013 3,959 BM Mon 11,70 3,15 6,00 3,15 26424 10519 4,197 2,037 3,950 3,940 BO Mon 12,15 2,89 1,96 2,57 3,26 8840 6800 1,553 1,307 4,079 3,704 DD Mon 3,32 1,05 0,47 1,36 1,03 6600 5118 2,980 2,772 0,496 -0,187 4,192 4,084 EP Mon 7,64 2,45 2,10 2,76 2,06 8500 8340 1,546 1,260 3,945 4,132 FS Mon 8,89 1,63 1,46 2,05 1,63 6715 6550 0,647 0,288 4,026 4,179 FW Mon 18,86 4,14 1,86 2,07 5,66 13290 6540 2,073 1,712 4,423 3,202 HY Mon 7,78 1,49 1,08 1,56 1,40 5880 5820 0,410 0,297 4,225 4,179 RU Mon 19,14 3,75 3,59 2,53 2,45 12940 12640 8,928 8,895 2,215 2,068 4,181 4,241 RW Mon 10,27 2,66 1,06 1,95 3,53 10650 5890 6,001 2,619 1,709 1,008 4,280 3,368 UX Mon 22,7 2,52 2,02 4,77 8,20 8000 5507 6,330 3,420 1,765 1,784 3,480 2,920 V0396 Mon 1,20 0,47 1,17 0,75 5922 6210 2,671 2,671 0,173 -0,131 4,381 4,360 V0501 Mon V0524 Mon VV Mon 17,3 1,27 1,42 6,00 1,75 4100 6600 12,175 4,444 0,504 0,794 2,986 4,104 TU Mus 17,7 23,50 15,30 7,48 6,15 35000 31366 3,137 3,137 4,876 4,516 4,000 4,000 GN Nor 4,8 15,00 15,00 7,10 7,10 30199 30199 4,575 4,575 3,912 3,912 IT Nor 5,49 3,07 2,42 2,09 1,81 9360 8820 1,471 1,243 4,285 4,306 RV Oph 15,95 2,64 1,34 2,36 3,21 9780 5700 7,571 1,959 1,653 0,981 4,114 3,552 SW Oph 12,06 2,96 0,97 2,58 4,01 9660 4970 1,715 0,940 4,086 3,218 U Oph 12,58 4,93 4,56 3,29 3,01 16900 16000 5,160 4,449 2,898 2,726 4,100 4,140 V0451 Oph 11,74 2,38 1,98 2,51 2,01 9960 9550 5,535 6,219 1,728 1,463 4,038 4,196 V0456 Oph 6,62 2,23 1,53 2,19 1,99 8250 7130 1,293 0,956 4,105 4,025 V0501 Oph 5,89 1,98 0,93 2,08 2,92 8230 5550 1,243 0,857 4,099 3,476 V0502 Oph 3,13 0,63 1,65 1,13 1,67 6200 5954 6,010 6,010 0,307 -0,027 4,132 4,210 V0506 Oph 6,94 2,29 1,69 2,08 2,08 7220 7050 1,018 0,977 4,162 4,030 V0508 Oph 2,61 1,00 0,52 0,94 0,69 5530 5400 2,949 2,949 -0,046 -0,086 4,492 4,482 V0566 Oph 2,87 1,56 0,41 1,51 0,86 6700 6000 2,258 2,258 0,581 -0,102 4,273 4,182 V0577 Oph V0839 Oph 2,92 1,19 0,81 1,08 1,05 6250 5391 2,584 2,584 0,064 -0,009 4,447 4,304 V1010 Oph 4,344 1,73 0,77 1,96 1,32 7500 5200 2,771 2,795 0,986 0,425 4,092 4,084 WZ Oph 14,32 1,13 1,11 1,33 1,36 6050 6050 11,391 11,632 0,352 0,336 4,233 4,233 CP Ori 16,07 1,11 0,85 1,94 4,16 5830 4300 0,584 0,720 3,908 3,129 EQ Ori 2,87 1,92 ET Ori 5,1 1,11 0,85 1,69 2,80 5580 4260 0,389 0,358 4,028 3,473 EW Ori 20,24 1,19 1,15 1,14 1,09 5970 5780 0,330 0,330 4,400 4,420 FF Ori 10,61 4,50 1,80 2,60 3,40 9170 6800 1,652 1,177 4,261 3,630 FH Ori 11,87 3,00 2,37 4,60 3,60 9030 6090 1,571 1,027 3,590 3,700 FI Ori 15,6 1,49 1,08 2,03 1,40 6590 5840 0,839 0,307 3,996 4,179 FK Ori 10,41 2,20 1,20 2,40 2,80 8830 7350 1,374 1,087 4,020 3,623 FL Ori 9,52 2,88 1,92 2,12 2,17 8280 5260 1,270 0,507 4,245 4,048 FO Ori 45,9 2,19 1,48 1,87 1,10 8900 6840 1,281 0,369 4,235 4,525 FT Ori 15,74 2,50 2,30 2,36 1,57 9640 8170 1,630 0,990 4,151 4,242 FZ Ori 6030 6108 GG Ori 24,835 2,34 2,34 1,85 1,83 9949 9949 1,553 1,466 4,272 4,282 UW Ori 24826 20870 3,064 2,920 V0392 Ori 5,23 2,42 2,01 1,32 1,15 8440 6990 0,891 0,444 4,581 4,619 V0530 Ori 17,66 1,12 0,86 1,42 1,76 5940 5210 0,344 0,310 4,183 3,881 V0647 Ori 5,23 1,20 0,81 1,47 1,30 5980 5920 0,384 0,267 4,183 4,119 V0648 Ori 10,26 3,06 2,41 2,05 1,64 9650 9370 1,509 1,263 4,300 4,390 BF Pav 2,35 0,79 1,11 0,83 0,97 5430 5330 4,320 4,320 -0,260 -0,155 4,497 4,510 KZ Pav 5,05 1,20 0,80 1,50 1,66 6500 5000 0,556 0,176 4,165 3,901 MW Pav 5,72 2,44 1,56 2,12 2,06 7620 7565 2,380 2,380 1,021 0,787 4,173 4,003 AQ Peg 19,21 2,00 0,53 2,58 4,64 9080 3703 9,739 2,399 1,600 1,186 3,916 2,829 AT Peg 6,81 2,22 1,05 1,86 2,15 8400 4900 1,190 0,378 4,250 3,800 AW Peg 26,91 2,00 0,32 4,50 4,30 9000 3791 20,230 2,170 1,810 1,599 3,433 2,676 BB Peg 2,9 1,56 0,93 1,30 1,16 6545 6210 6,298 6,298 0,210 0,068 4,403 4,278 BG Peg 10,27 2,53 1,29 2,40 3,35 8950 6900 1,508 1,352 4,081 3,499 BN Peg 4,6 1,48 1,08 1,43 1,19 6250 5890 0,441 0,185 4,298 4,320 BO Peg 4,2 1,90 1,00 1,80 1,30 8580 6180 2,974 3,027 1,058 0,076 4,206 4,210 BX Peg 2,19 0,94 0,35 0,83 0,83 5300 5526 2,585 2,585 -0,244 -0,244 4,573 4,144 DF Peg 42,49 2,87 1,89 2,16 3,15 8610 6340 1,355 1,154 4,227 3,718 DI Peg 4,14 1,18 0,70 1,41 1,37 6800 4586 3,603 3,094 0,582 -0,125 4,212 4,006 DK Peg 9,39 2,69 1,47 1,90 2,61 9060 7880 1,331 1,369 4,310 3,772 DO Peg 15,77 5,20 2,49 3,51 4,06 11140 6980 2,225 1,543 4,063 3,617 EE Peg 12,52 2,15 1,33 2,09 1,31 8709 6456 6,395 6,940 1,430 0,565 4,130 4,330 EH Peg 9,23 1,08 0,77 1,30 3,22 5790 4260 0,225 0,480 4,244 3,309 147 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 GH Peg 12,99 2,44 2,07 2,27 2,52 7990 6230 1,270 0,928 4,113 3,951 TY Peg 10,7 3,80 0,50 3,02 3,06 8760 4900 1,677 0,679 4,058 3,166 U Peg 2,516 1,15 0,38 1,22 0,74 5860 5785 2,503 2,503 0,504 0,265 4,320 4,270 UX Peg 9,2 2,75 1,62 1,86 2,01 8670 6440 1,236 0,791 4,338 4,041 VW Peg AG Per 14,33 5,36 4,90 2,99 2,60 18200 17400 5,670 6,628 2,944 2,744 4,215 4,297 AY Per 35,14 2,70 1,51 2,83 3,84 9760 7570 1,809 1,634 3,966 3,448 bet Per 14,03 3,70 0,81 2,90 3,50 12500 4500 5,151 2,299 2,265 0,649 4,000 3,000 DK Per 6,05 2,79 0,89 2,03 1,67 DM Per 16,3 7,31 2,07 4,50 4,75 18197 8317 4,426 2,510 2,960 1,914 4,000 3,400 IK Per 5,72 3,07 2,42 2,29 2,29 9460 9460 1,570 1,570 4,205 4,102 IQ Per 9,8 2,60 1,50 2,45 1,50 12302 7673 4,890 4,798 2,215 1,784 4,205 4,324 IT Per 9,62 2,95 2,12 1,84 3,92 9190 6450 1,330 1,373 4,378 3,578 IU Per 6,24 2,42 2,03 1,88 1,74 8150 8060 1,139 1,057 4,273 4,264 IZ Per 20,82 5,54 3,37 3,34 4,36 11790 8330 4,259 2,633 2,286 1,914 4,134 3,687 KW Per 6,68 2,78 1,17 2,12 1,95 9340 5100 3,460 2,818 1,485 0,408 4,229 3,926 LX Per 19,75 1,33 1,39 1,60 3,16 5800 5800 15,995 9,059 0,604 0,447 4,120 3,660 RT Per 6,4 1,15 0,33 1,45 1,85 7000 4970 0,387 -0,137 4,176 3,422 RV Per 10,05 3,04 0,45 2,91 4,52 8860 3620 1,665 0,493 3,993 2,781 RW Per 33,7 2,56 0,38 2,80 7,30 9700 4200 14,999 2,104 1,792 1,519 3,952 2,291 RY Per 30,2 6,24 1,69 4,06 8,10 18000 6250 8,520 2,370 2,078 1,789 4,020 2,830 ST Per 10,74 3,30 0,50 2,32 2,95 9000 5200 5,394 2,150 1,505 0,778 4,226 3,197 UZ per 4,88 2,40 1,68 2,66 1,72 7890 6710 1,393 0,728 3,968 4,192 V0432 Per 1,04 0,28 1,24 0,66 4950 5800 2,388 2,388 -0,092 -0,357 4,268 4,246 V0505 Per 15,059 1,30 1,28 1,40 1,14 6430 6414 0,420 0,378 4,260 4,430 WY Per 14,63 2,92 0,87 2,19 3,66 9570 4650 1,552 0,743 4,222 3,251 XZ Per 5,78 1,16 0,80 1,46 2,59 5860 3840 0,344 0,111 4,174 3,514 Z Per 14,06 3,17 0,82 2,18 3,52 9430 5590 1,521 1,026 4,262 3,259 AD Phe 2,8 1,05 0,98 1,11 1,08 5880 5815 0,107 0,076 4,369 4,362 AE Phe 2,69 1,42 0,55 1,08 1,08 5900 6310 5,911 5,911 0,064 0,064 4,523 4,112 zet Phe 10,9 3,85 2,51 2,09 1,45 14000 11698 4,564 5,064 2,266 1,349 4,120 4,300 RV Psc 3,85 1,25 1,25 1,35 1,35 5960 5960 0,307 0,307 4,274 4,274 SX Psc 4,86 1,40 0,86 1,71 1,69 6960 6050 0,783 0,533 4,118 3,917 SZ Psc 15,21 1,30 1,70 1,98 0,79 6100 4700 12,025 4,900 0,267 0,093 3,959 4,873 UV Psc 4,68 0,98 0,76 1,11 0,83 5780 4753 0,163 -0,402 4,335 4,480 Y Psc 14,02 2,11 0,50 2,26 3,70 9020 4990 5,285 2,329 1,475 0,875 4,054 3,001 AU Pup 7,94 3,00 1,89 2,70 2,54 9600 9067 2,876 2,876 1,940 1,673 4,052 3,905 KV Pup 17,2 2,95 2,12 2,95 4,11 9680 7490 1,829 1,673 3,968 3,537 NO Pup 7,9 2,88 1,50 2,03 1,42 12022 7943 4,629 3,824 1,887 0,857 4,290 4,300 PV Pup 8,62 1,57 1,55 1,54 1,50 6920 6931 0,689 0,669 4,256 4,278 TY Pup 4,22 2,30 0,42 2,84 1,39 7800 7567 2,133 2,133 0,525 0,513 3,893 3,775 UZ Pup 5,97 2,00 1,60 2,64 1,97 8150 7435 3,416 3,416 1,428 1,185 3,896 4,053 V Pup 16,1 12,45 6,11 5,80 4,60 28560 25700 3,280 2,971 4,277 3,975 4,010 3,900 XZ Pup 11,43 2,60 1,10 3,50 3,40 10000 5300 3,789 2,719 1,795 0,587 3,765 3,416 RZ Pyx 7,27 5,76 4,73 2,69 2,51 17000 16760 1,933 1,920 4,340 4,310 TY Pyx 24,5 1,22 1,20 1,59 1,68 5960 5670 0,453 0,190 4,120 4,070 VV Pyx 18,75 2,10 2,10 2,17 2,17 9500 9500 9,761 9,760 1,535 1,535 4,088 4,088 RT Scl 4,2 1,66 0,74 1,67 1,02 7000 4800 3,953 3,876 1,013 -0,222 3,000 3,000 V0760 Sco 12,6 4,98 4,62 3,01 2,64 16900 16300 5,600 5,256 2,104 1,767 4,180 4,260 BS Sct 17,9 5,10 2,80 2,95 2,40 15600 9600 1,791 1,330 4,206 4,125 RS Sct 4,61 1,60 1,37 1,29 1,24 6010 5660 3,501 3,734 0,286 0,149 4,421 4,388 U Sct 5,69 1,82 0,89 2,27 1,65 7200 5050 1,089 0,196 3,986 3,952 AK Ser 9,29 1,98 0,93 1,97 2,12 8300 6260 1,212 0,789 4,146 3,754 AO Ser 5,98 2,56 1,15 1,80 1,79 8970 6090 1,271 0,591 4,336 3,993 AU Ser 2,71 1,08 0,71 1,03 0,98 5100 4780 3,378 3,378 -0,046 -0,319 4,446 4,307 CC Ser 4,11 2,28 1,20 1,77 1,31 8000 6450 1,053 0,422 4,300 4,283 MY Ser RS Ser 4,05 1,55 0,93 1,62 1,38 6000 5940 0,477 0,320 4,209 4,127 W Ser 33,32 1,51 0,96 5,00 3,50 6490 5140 0,447 -0,215 3,219 3,332 Y Sex 2,66 1,21 0,22 1,50 0,75 5830 5690 2,096 2,096 0,477 -0,161 4,200 GN Sge 7,74 1,61 1,40 1,93 1,93 7320 7320 0,978 0,978 4,074 4,013 U Sge 18,7 5,70 1,90 4,21 5,30 12500 5500 5,197 2,548 2,148 1,040 3,900 3,270 UZ Sge 12,11 2,89 1,96 2,32 2,29 9400 6150 1,570 0,823 4,168 4,011 EG Sgr 2,91 2,04 SX Sgr 17,93 2,90 1,59 3,04 5,02 7400 4960 1,387 1,126 3,935 3,238 V0505 Sgr 7,41 2,20 1,14 2,02 2,26 9070 5466 4,040 2,914 1,398 0,763 4,170 3,850 V0523 Sgr 11,72 1,45 1,42 2,58 2,11 8420 8490 1,471 1,309 4,042 4,056 V0526 Sgr 11,33 2,27 1,68 1,89 1,56 10139 8709 1,620 1,184 4,240 4,280 V1647 Sgr 16,88 2,19 1,97 1,86 1,67 9910 9320 9,793 9,904 1,468 1,436 4,253 4,289 V2283 Sgr 16,77 2,40 1,70 1,68 1,67 9500 8000 1,309 1,008 4,133 4,158 V2509 Sgr 7,97 3,19 2,55 2,83 2,88 9860 9150 1,829 1,710 4,038 3,926 V2617 Sgr 6,89 2,76 1,65 2,78 2,05 9850 7690 1,808 1,117 3,991 4,032 148 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 WX Sgr 11,48 2,78 1,69 2,52 2,53 9420 7200 1,643 1,181 4,079 3,860 XY Sgr 10,5 3,17 0,63 2,62 2,94 9530 4740 1,701 0,587 4,102 3,301 XZ Sgr 11,8 1,80 0,26 1,59 2,44 8720 5220 7,706 2,112 0,840 0,547 4,290 3,078 YY Sgr 13,81 3,90 3,48 2,56 2,33 14791 14125 1,641 1,548 4,210 4,250 ZZ Sgr 13,91 3,30 0,49 3,34 3,48 8790 4670 1,769 0,706 3,909 3,045 AC Tau 9,12 1,45 0,98 2,30 2,90 7200 5290 1,099 0,766 3,876 3,504 AH Tau 2,54 1,19 0,79 1,07 0,84 5760 5610 0,045 -0,208 4,455 4,487 AM Tau 13,08 5,05 2,12 1,86 2,07 10380 6430 1,548 0,817 4,602 4,132 AN Tau 9,38 2,32 1,92 2,17 1,92 8720 3400 1,375 1,211 4,131 4,155 CD Tau 13,52 1,44 1,37 1,80 1,58 6200 6200 8,232 9,698 0,756 0,557 4,087 4,174 CF Tau 10,38 1,11 0,85 1,56 2,38 5660 4590 0,346 0,350 4,097 3,614 CT Tau 6,43 4,00 4,00 3,22 3,22 23100 23114 3,656 3,657 4,143 4,143 EQ Tau 2,55 1,32 0,59 1,16 0,82 5800 5726 2,711 2,711 0,130 -0,194 4,410 4,380 GR Tau 3,87 1,42 0,31 1,47 0,70 7500 3650 2,356 2,477 0,788 -1,097 4,256 4,239 GW Tau 5,16 2,43 2,04 1,75 1,60 7920 7680 1,031 0,898 4,338 4,339 HU Tau 12 4,68 1,26 2,90 3,34 13600 5740 3,850 2,879 2,411 1,035 4,260 3,480 lam Tau 21,3 7,18 1,89 6,40 5,30 17960 7710 3,638 2,476 3,582 1,949 3,658 3,228 RW Tau 12,59 2,43 0,55 2,97 3,21 11750 4270 5,599 2,296 1,868 0,650 3,850 3,165 RZ Tau 3,11 1,70 0,64 1,56 1,04 7300 7194 2,506 2,506 0,792 0,415 4,282 4,210 SV Tau 11 3,00 0,80 3,20 3,00 11000 5270 3,758 2,448 2,128 0,794 3,905 3,387 V0781 Tau 2,4478 0,51 1,15 0,76 1,11 6390 6167 5,640 5,640 0,170 -0,149 4,380 4,410 WY Tau 6,31 4,76 2,23 2,30 2,34 9960 9200 1,663 1,538 4,392 4,048 EQ TrA 10,75 1,40 0,86 3,24 3,53 6580 4890 1,239 0,804 3,563 3,277 GQ TrA 12,67 2,88 2,10 2,37 3,24 10040 8920 1,698 1,767 4,148 3,739 RS Tri 10,07 2,22 1,53 2,53 2,11 8350 7340 1,439 1,060 3,978 3,974 RV Tri 5,43 2,58 1,21 1,90 2,44 8950 4700 1,313 0,410 4,292 3,746 V Tri 4,59 2,37 1,42 1,52 1,36 8500 6030 1,026 0,346 4,449 4,323 X Tri 6,19 2,30 1,20 1,71 1,96 8820 5880 4,285 3,008 1,192 0,593 4,334 3,933 AA UMa 4,57 1,26 0,69 1,40 1,10 5965 5929 5,004 5,019 0,142 0,381 4,246 4,194 AC UMa 24,88 2,76 1,65 3,01 2,47 9270 7650 1,772 1,270 3,922 3,870 AW UMa 3,05 1,79 0,14 1,87 0,66 7175 7022 1,836 1,836 0,862 -0,080 4,000 3,954 TX UMa 15,85 1,76 1,18 1,82 4,24 12900 5500 6,783 2,585 2,300 1,170 4,210 3,250 TY UMa 2,57 0,95 1,56 1,15 1,10 5500 5440 5,847 5,847 3,848 3,775 4,294 4,548 VV UMa 4,87 2,60 0,68 1,67 1,31 9146 5599 3,247 2,682 1,238 0,176 4,400 4,000 W UMa 2,528 1,31 0,65 1,13 0,82 6500 6400 5,250 5,250 0,364 -0,222 4,446 4,418 XY UMa 3,107 1,10 0,66 1,16 0,63 5200 4125 3,376 4,244 -0,097 -1,032 4,350 4,670 XZ UMa 7,1 2,07 1,13 1,22 1,27 8020 6340 0,734 0,364 4,581 4,283 ZZ UMa 9,92 1,18 0,96 1,52 1,16 5903 5097 0,290 0,100 4,147 4,293 RS UMi 17,75 1,11 0,85 1,78 3,89 5940 4420 0,544 0,710 3,982 3,188 RT UMi 8,65 1,70 0,50 2,70 2,20 7200 4280 4,051 3,118 1,145 -0,469 4,300 4,300 RU UMi 3,72 2,66 0,79 1,87 1,18 7500 4658 2,634 2,508 0,994 -0,229 4,319 4,192 W UMi 9,15 2,40 1,15 2,74 3,38 8490 5130 3,079 2,595 1,538 0,844 3,943 3,441 AO Vel 11,4 4,77 3,19 2,40 2,20 10960 9140 1,880 1,735 4,320 4,310 AY Vel 11,5 4,77 3,09 3,13 3,24 10350 9256 6,657 6,657 1,841 1,841 4,125 3,907 FU Vel 12,52 2,88 1,95 2,48 2,56 9410 6440 1,631 1,036 4,108 3,912 S Vel 19,89 1,80 0,30 1,50 4,20 8452 4073 13,250 2,376 1,261 0,545 4,331 2,664 YZ Vel AG Vir 4,36 1,61 0,51 2,07 1,27 7400 7000 2,395 2,395 1,549 0,334 4,010 3,940 AH Vir 2,796 1,36 0,41 1,40 0,83 5300 5560 2,474 2,474 0,272 0,270 4,281 4,219 AW Vir 2,86 1,56 0,95 1,14 1,29 6000 5980 3,207 3,207 0,207 0,207 4,517 4,195 AZ Vir 2,63 1,24 0,75 1,13 1,26 6100 5750 0,283 0,029 4,425 4,112 BD Vir 11,32 0,05 0,02 2,70 4,38 6490 5030 1,531 1,148 2,274 1,456 BF Vir 3,784 1,23 0,41 1,65 1,06 9750 5560 2,719 2,534 1,153 0,829 4,093 4,000 BH Vir 4,37 0,85 0,83 1,17 1,05 6052 5500 4,763 5,035 0,297 0,033 4,300 4,350 CX Vir 11,74 1,07 0,36 1,85 1,12 6500 4513 0,752 -0,310 3,933 3,896 DL Vir 7,5 2,18 1,86 1,79 10,00 8600 4750 4,718 3,012 1,196 1,659 4,271 2,708 DM Vir 15,28 1,45 1,45 1,76 1,76 6500 6500 10,929 10,494 0,856 0,856 4,108 4,106 UW Vir 8,13 1,77 0,42 1,52 2,60 9360 4380 1,195 0,228 4,322 3,231 UY Vir 10,37 2,22 1,53 2,60 2,17 7920 7240 1,372 1,061 3,954 3,950 VV Vir 3,31 1,45 0,98 1,40 1,40 6830 4860 0,771 -0,013 4,307 4,137 AW Vul 4,99 1,48 1,08 2,11 1,79 7350 6450 1,058 0,689 3,960 3,966 AX Vul 10,58 2,56 1,33 2,14 1,36 8850 6480 1,394 0,461 4,185 4,295 AY Vul 9,9 1,40 0,34 2,10 2,40 7200 4190 4,506 2,350 0,998 0,695 3,940 3,209 AZ Vul 7,5 3,00 1,50 3,08 2,10 9700 6330 1,868 0,799 3,938 3,970 BE Vul 8,5 2,13 1,29 2,31 2,37 8430 6740 4,324 2,616 1,377 1,012 4,039 3,799 BO Vul 8,66 1,84 0,46 1,64 2,43 6850 3650 0,721 -0,032 4,273 3,330 BP Vul 9,59 1,74 1,41 1,85 1,49 7709 6823 1,015 0,679 4,142 4,240 BS Vul 3,51 1,48 1,08 1,51 1,23 6910 6210 0,657 0,299 4,250 4,292 BT Vul 6,23 1,46 1,02 1,50 0,87 5860 5790 0,369 -0,125 4,250 4,568 BU Vul 3,62 1,97 1,51 1,27 1,01 5980 5830 0,262 0,025 4,525 4,608 DR Vul 21,3 13,20 12,10 4,80 4,40 10660 10570 2,426 2,335 4,196 4,234 EQ Vul 149 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı a(R) M1(M) M2(M)R1(R)R2(R)T1(K) T2(K) Ω1 Ω2 LogL1 LogL2 Log g1 Log g2 ER Vul 4,17 1,02 0,97 1,46 1,45 6000 5883 4,520 5,110 0,193 0,182 4,270 4,300 FM Vul 5,56 2,22 1,53 2,12 1,66 9030 7420 1,422 0,873 4,132 4,182 FR Vul 6,87 2,80 2,10 2,08 2,39 9570 7880 1,505 1,291 4,249 4,003 RS Vul 20,77 4,59 1,44 4,27 5,58 16000 6400 3,933 2,488 2,601 1,527 3,839 3,103 XZ Vul 12,81 1,85 1,11 4,12 4,85 5530 4590 1,146 0,970 3,475 3,112 Z Vul 15,12 5,40 2,30 4,70 4,70 13530 9080 3,715 2,739 3,267 2,243 3,826 3,456 150 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları AB And 0,309 0,420 213 ,446,334,728,75,72,883,759,204,469 AD And 0,290 0,340 385 ,75,785 AN And 0,265 0,077 267 ,779,974,75 ,82,785,814 AP And 0,163 0,139 75, 697 BD And 75 ,867 BL And 0,511 0,312 419 ,892,75 ,867 ,785,53 BO And 0,190 75 ,82 BX And 0,448 0,326 199 ,102,849,75,710 CN And 0,465 0,299 742 ,919,75,710 ,867 ,785,710 CO And 0,150 75 ,82 CP And 0,170 75 ,82 DS And 0,364 0,206 181 , 847 EP And 710, 717 OT And 28 RT And 0,316 0,230 232, 703 ,230 ,455,688,566,949,652,785 TT And 0,170 75 ,82,889 TW And 0,161 0,247 181, 915 ,294 ,229 ,890,4,798,785 UU And 0,320 0,400 75 ,82,718,889 WZ And 0,459 0,349 75 ,867 ,53 XZ And 0,286 0,303 206 ,257 ,75 S Ant 0,552 0,301 181 ,75,710,883,759,736,295,376 DW Aps 75 FK Aql 0,200 82, 889 KO Aql 0,208 0,198 181 ,603 ,601,317,805,75,920,785 KP Aql 0,134 0,128 490 ,366,75,531 OO Aql 0,415 0,385 360 ,210,339,207,75,785 QS Aql 0,170 0,392 75 ,82,72,335,400,330,837 QY Aql 0,185 0,240 260 ,922,75,72,785 V0342 Aql 0,283 0,159 75 ,82 ,229 V0343 Aql 0,230 75 ,82,889 V0346 Aql 0,320 75 ,82,920,785 V0415 Aql 0,280 75 ,82 V0417 Aql 0,352 0,370 873 ,75,710 V0602 Aql 75 V0609 Aql 75 ,867 V0803 Aql 0,385 0,385 865 ,602 V0805 Aql 0,180 0,150 181 , 672,75,331,72,785 V0889 Aql 0,055 0,060 75 ,698,265,785 XZ Aql 0,230 75 ,82 YZ Aql 0,150 75 ,82 BW Aqr 0,084 0,097 159 ,371,75,785,698 CZ Aqr 0,300 75 ,82 DD Aqr 75 ,867 DY Aqr 75 EE Aqr 0,470 0,280 157 ,667,75 ,867 ,152,332,53 RY Aqr 0,173 0,233 329 ,75,889 ST Aqr 0,490 0,260 33 ,420,419,248,75 ,867 ,785,53 V0535 Ara 0,500 0,303 181 ,226,828,474,75,759,785,110 RS Ari 0,070 75 ,82,375 SS Ari 0,498 0,298 462 ,508,751,500,198,415,785 SZ Ari 0,300 0,100 75, 853 AH Aur 0,565 0,274 921 ,75 AP Aur 0,450 0,362 528 ,75 ,867 ,53 AR Aur 0,098 0,100 181 , 44 , 1004 , 447 ,41,632 ,292,75,14,614,785 bet Aur 0,157 0,149 351 ,631,381,807 BF Aur 0,351 0,371 181 , 454,209,208,439,549 CI Aur 0,105 498, 889 CL Aur 75 CQ Aur 0,066 0,304 441 ,75,879 HL Aur 0,351 0,329 283 ,75 ,867 ,785 HP Aur 0,133 0,173 433 ,497,702,698,785 IM Aur 0,330 0,310 181 , 117,75 ,698,920,89,272,1237,785 KU Aur 0,167 0,170 75, 540 RY Aur 0,210 75 ,82 RZ Aur 0,230 75 ,82,889 SX Aur 0,432 0,325 181 ,493, 93,251,137,75,785,53 TT Aur 0,349 0,321 181 , 649 ,13,81,93,942 WW Aur 181 ,75,331,785,1400 zet Aur 0,163 0,005 113,112,445,838,422 ZZ Aur 0,437 0,316 103 ,75 ,867 ,785,53 AC Boo 0,530 0,270 555 ,834 ,552,545,56,75,883,759,710 AD Boo 0,170 0,128 164 ,696,531,814 151 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları AR Boo 586 ,710 CK Boo 710 ,883,764,759,436 CV Boo 1 ,702 i Boo 0,439 0,333 338 ,563,76,57,216,75,710,883,785 SS Boo 0,152 0,061 181 ,352,340,75,879,785 SU Boo 0,240 75 ,82,889 TU Boo 0,424 0,316 634 ,75,710,883 TY Boo 0,463 0,319 747 ,591 ,670,125 TZ Boo 0,585 0,177 181 , 714 ,27 ,121,75,571,883,759,316 UW Boo 0,262 0,179 75 ,82 VW Boo 0,477 0,329 748 ,65,75,883,721 XY Boo 0,574 0,248 181 ,21,75,710,571,883,935,785 ,694 ZZ Boo 0,119 0,119 181 ,674,135,75,785 AL Cam 0,302 0,199 75 AS Cam 0,149 0,113 181 , 450 ,589 ,584,411,666,331 AT Cam 0,311 0,309 993 ,75 AW Cam 0,390 0,255 181, 738 ,75 ,867 ,785,53 AY Cam 0,215 0,173 489 ,8,75,967 AZ Cam 0,279 0,260 993 ,75,785,995 SS Cam 0,146 0,427 75,544,785 SV Cam 0,337 0,216 181 , 534, 43,1007,650,695,449,851,75,147,785 SZ Cam 0,319 0,297 181 , 521,355,593,560,142,75,143 TU Cam 0,331 0,103 75 ,72,785,814 WW Cam 0,168 0,159 530 XZ Cam 0,100 75 ,82 Y Cam 0,235 0,229 181 ,458,114,83,75,698,592 RW Cap 0,220 75 ,82,889 TY Cap 0,330 75 ,82 DW Car 181 ,236 EM Car 0,247 0,277 181 , 32,869,75 GL Car 0,220 0,209 274, 471,75,698,891 HH Car 0,210 0,368 181 , 576,636,698 PX Car 0,351 0,301 938 ,75 ,867 ,53 QX Car 0,144 0,136 181 , 191 ,273,16,785 AB Cas 0,270 0,250 885 , 884, 760 ,457,11,526,75 AR Cas 0,183 0,058 358 ,259,249,75,72 BZ Cas 0,210 75 ,82 CR Cas 0,350 0,290 169 CW Cas 0,436 0,326 706 ,94,71,75,883 DN Cas 0,251 0,300 75,233 DO Cas 0,481 0,284 181 ,641,133,105,419,647 ,867 DZ Cas 75 ,867 EY Cas 75 GG Cas 0,262 0,183 154 ,817,75 GT Cas 0,180 75 ,82 IL Cas 75 IR Cas 0,331 0,331 75 ,867 IS Cas 0,240 75 ,82,889 IT Cas 0,110 0,104 519 ,75,785 IV Cas 0,300 75 ,82 MN Cas 0,310 0,296 825 ,250,75,785,53 OR Cas 0,200 75 ,82 OX Cas 0,256 0,230 155 ,959,561,75,234 PV Cas 0,209 0,209 111 ,443 ,677,955,331,785 QQ Cas 0,240 0,300 432 ,75 QX Cas 75 RX Cas 0,190 0,280 181 , 31,787,202,846,24,408,243,75 RZ Cas 0,237 0,277 181 , 916 , 594,542,774,629,346,75,698,184 SX Cas 0,080 0,210 181 , 29,203 ,802,75 TV Cas 0,289 0,302 181 , 440 ,138,941,777,806,664,785 TW Cas 0,450 0,084 181 ,535,635,547,402,809 TX Cas 0,500 0,301 85 ,75,543,785,53 V0364 Cas 0,223 0,192 145 ,75,785,697 V0366 Cas 75 V0368 Cas 0,320 0,215 75 ,146,889 V0380 Cas 0,200 75 ,82 V0389 Cas V0459 Cas 75 V0523 Cas 0,406 0,324 181 ,1010,526,850,578,77,577,883,785 XX Cas 0,329 0,231 835 ,75,841,889 YZ Cas 0,144 0,077 181 ,188,153,477,187,785 ZZ Cas 0,270 0,380 181 ,437,75,837,889 152 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları KT Cen 0,171 0,159 698 ,785 RR Cen 0,560 0,210 181 ,123,59,75,710,883,759,418,785 SV Cen 0,427 0,450 752 ,933,185,729,785 SZ Cen 0,202 0,254 181 ,252,7,75,331, 785 V0346 Cen 0,211 0,107 181 ,275,315,75,698,785,814 V0383 Cen V0701 Cen 0,434 0,239 582 ,124 ,867 ,53 V0745 Cen 0,171 0,149 75,820 V0747 Cen 0,483 0,284 103 ,75 ,867 ,53 V0758 Cen 0,550 0,200 483 ,480,710,53 AH Cep 0,340 0,303 342 ,192,87,293,75,331,72,53 BE Cep 0,399 0,399 425 ,785 CO Cep 0,110 0,105 431, 697 CW Cep 0,235 0,214 362, 858 ,690,160,823,616,75 EG Cep 0,437 0,311 168 ,416,75,785,53 EI Cep 0,110 0,088 791 ,665,75,331,785 EK Cep 0,095 0,079 162 ,679 ,270,217,321,781,75,331,612,785 GK Cep 0,377 0,352 624 , 231 ,313,75,195,785 GW Cep 0,480 0,313 706 ,319,501,75,785 NN Cep 0,174 0,323 268 ,785 SU Cep 0,356 0,356 503 ,75,53 U Cep 0,184 0,321 181 ,109 ,750,427,189,75,639,140,68 VW Cep 0,442 0,238 704 ,167,359,452,705,72,883,759,290,336,617,478,785,96 WX Cep 0,169 0,249 677,804,399,218,75,72,785 WY Cep 0,322 0,339 75,53 XX Cep 0,215 0,228 88 ,75,698,72 ,229,785 XY Cep 0,309 0,185 430 ,830,75,72,785 XZ Cep 0,199 0,302 354 ,269,75,434 ZZ Cep 0,249 0,200 397 ,398,291,75,785 AA Cet 75 RW Cet 0,280 75 ,82,889 SS Cet 0,150 75 ,82 ,229,920,889 TT Cet 75 ,867 TV Cet 0,059 0,050 181 ,965 ,383,75 ,785,814 TW Cet 0,357 0,256 181 ,736 ,2,75,710,883,785 TX Cet 0,437 0,262 491 ,182,75 ,867 ,420,785,889 VV Cet 0,399 0,450 75, 710,767 VY Cet 0,411 0,339 486 ,710,602,883,785 WY Cet 75 XY Cet 0,171 0,141 181 ,845 ,638 ,822,75,331,785,814 YZ Cha 0,120 0,099 75, 149 AT Cir 75 BB Cir 75 BF Cir 75 T Cir 0,250 75 ,82,889 R CMa 0,319 0,217 181 , 740 , 784,227,741,136,75,785,772,837 RX CMa 889 SW CMa 181 ,75,531 AG CMi 75 XZ CMi 0,392 0,274 564 ,75 ,867 ,785 , 795,53 YY CMi 0,439 0,285 3 ,75,53 AH Cnc 0,345 0,473 181 , 574 ,75,883,937,785 RU Cnc 0,070 0,179 181 ,84,829,75,879,375 RY Cnc 0,250 0,272 12, 889 TU Cnc 0,117 0,184 75 ,82,716,889 TX Cnc 0,300 0,460 181 ,928,571,932,973,571,75,710,883,785 UU Cnc 0,399 0,431 181 , 95 , 1001,225 ,943,75,375 WW Cnc 0,300 75 WY Cnc 0,262 0,162 464, 42,695,908,10,75,879 RW Com 0,486 0,300 181 ,990 ,75 ,710,883,759,581 RZ Com 0,332 0,501 181 ,929,571,75,710,883,55,971 SS Com 75,717 UX Com 75 alf CrB 0,065 0,020 288, 876, 75,331,698,72,785 RT CrB 0,167 0,188 75,888,725,785 RW CrB 0,390 181 ,75 ,82 ,867 ,880,62,785 TW CrB 1008 U CrB 0,175 0,274 181 ,896 ,50,75,920,72,992,785 V Crt 0,330 0,350 75 ,867 ,875,507 AI Cru 0,368 0,323 181 , 91 , 734,331,256,53 UW Cru ZZ Cru 0,350 0,267 357 ,75 153 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları RV Crv 0,495 0,271 181 ,579 ,867 ,5,785,53 W Crv 0,424 0,357 765 ,645,75,785 BI CVn 0,404 0,379 710 ,602,883 RS CVn 0,115 0,247 181 ,770,289,756,954,749,228,854,698,172,657,377 VZ CVn 0,315 0,225 682 ,130,365,75,785 AE Cyg 0,310 75 ,82 ,867 ,889 BR Cyg 0,270 0,360 75 ,82,262,924,785 CG Cyg 0,250 0,241 461 , 688,75 ,82,879,384,618,785,47 CV Cyg 710 ,883,914,205 DK Cyg 0,480 0,220 764 ,75 ,710,883 ,867 ,962,53 GO Cyg 0,491 0,279 758 , 863,75,72 ,867 ,96,53 GV Cyg 75 KU Cyg 0,050 874 ,643,75 ,72,82,999,659 MR Cyg 0,360 0,280 522 ,307,75,698,299,785 MY Cyg 0,139 0,132 75 ,331,72 ,82,776,785,837 SW Cyg 0,260 0,166 946 ,75 ,72,82 ,229,920,724,306,927,785 SY Cyg 0,109 0,227 75 ,698 UW Cyg 0,180 75 ,82,889 UZ Cyg 0,050 0,240 75 ,82 ,229,309,785 V0346 Cyg 0,280 75 ,82,889 V0366 Cyg 75, 429 V0380 Cyg 0,248 0,063 173 ,286,75,331,72,322,730,96 V0382 Cyg 0,420 0,366 354 ,75,72,710,211,562,405,785,96 V0387 Cyg 75 ,867 V0388 Cyg 0,471 0,288 573 ,260,75 ,867 ,456,785,53 V0401 Cyg 0,420 0,329 75 ,710 ,867 ,962,658,710,53 V0444 Cyg 0,244 0,136 459 ,607,241,75,72,604,596,349 V0453 Cyg 0,278 0,173 930 ,75,331,698,72,785 V0456 Cyg 75 ,867 V0463 Cyg 0,367 0,301 75 ,82,264,894, 785 V0466 Cyg 75 V0477 Cyg 0,147 0,131 214 ,75,331,72,279 V0505 Cyg 75 ,867 V0541 Cyg 0,044 0,043 520 ,424 V0548 Cyg 0,279 0,320 75 ,82,72,219,785 V0680 Cyg 75 ,867 V0687 Cyg 0,230 75 ,82 V0700 Cyg 0,429 0,326 75, 710,693,883 V0726 Cyg 0,350 0,298 75, 221 V0728 Cyg 0,230 75 ,82 V0729 Cyg 0,435 0,250 761 ,475 ,75,72 ,82,902,311 V0787 Cyg 75 V0796 Cyg 75 V0836 Cyg 0,439 0,321 75 ,867 ,99,186,53 V0841 Cyg 75 ,867 V0865 Cyg 856, 710 V0891 Cyg 75 V0909 Cyg 0,172 0,184 518 ,75 ,82 V0959 Cyg 0,300 75 ,82 V0963 Cyg 75 V0974 Cyg V1034 Cyg 75 ,867 V1061 Cyg 75 V1073 Cyg 0,455 0,269 609 ,862 ,474,75,72,710,883,35,785,53 V1136 Cyg 960 V1143 Cyg 0,059 0,058 26 ,270,75,72,898 V1147 Cyg V1425 Cyg 0,362 0,319 350 ,495,75,785 V1765 Cyg 0,257 0,084 1 ,590,698 VV Cyg 889 VW Cyg 0,110 0,219 75 ,72,82 ,229,513,785 WW Cyg 0,274 0,219 305 ,75,72,229,1005,785 WZ Cyg 0,498 0,369 75 ,867 ,763,53 Y Cyg 0,211 0,199 353 ,857,75,698,868 ZZ Cyg 0,300 75 ,82 ,867 ,889 AV Del 0,140 75 ,82 DM Del 0,346 0,155 75 ,867 ,276,811,785,53 FZ Del 0,260 75 ,82 ,867 ,716 LS Del 0,429 0,328 710 ,602,883,194,785,523,715 RR Del 0,130 75 ,82,889 TT Del 0,181 0,198 75 ,82,713 TY Del 0,290 75 ,82,889 154 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları W Del 0,134 0,246 75 ,698,72,229,920,785 YY Del 75 ,867 AI Dra 0,278 0,310 181 , 212 , 958,75,72,541,785 AR Dra 0,351 0,378 75,74 AX Dra 75 ,867 ,860,785 BF Dra 181, 369 ,75 BH Dra 181 ,75,785 BS Dra 0,114 0,108 733 ,75,331,72 BU Dra 75 BV Dra 0,424 0,287 181, 426 , 105,75,421,710,602,883,110,737 BW Dra 0,499 0,281 181, 996 ,86 ,570,426,710,602,883,759,737,785 RR Dra 0,160 82 ,229,724,889 RZ Dra 0,439 0,303 181, 444,75 ,82 ,867 ,556 , 785 , 766 SX Dra 75 ,229,889 TW Dra 0,210 0,320 181 ,75 ,82 ,229,18,255,936,720 TZ Dra 0,350 75 ,82 ,867 UZ Dra 0,103 0,091 181 ,494 ,370,75,531,785 WW Dra 0,137 0,239 181 ,395 ,378,75,172,558 Z Dra 0,249 0,260 181 ,75 ,82,726 S Equ 0,210 0,212 884 ,1000,661,75,72,920,785,96 W Equ 75 AS Eri 0,147 0,212 181 ,75,613,134,390,785,889 BL Eri 0,430 0,317 514, 979,75,710 BZ Eri 0,251 0,150 75 ,867 ,840 CD Eri 0,211 0,298 75,407,889 CT Eri 75 RU Eri 0,484 0,336 181 ,105,735,75 ,867 ,833,785,53 RZ Eri 0,039 0,096 181 ,912 ,104,75 ,229 TZ Eri 0,159 0,245 115 ,75,920 UX Eri 75 ,710,883,710 WX Eri 0,319 0,300 75 ,867 ,48,843,738,785 YY Eri 0,437 0,316 181 ,981,451,75,710,602,883,759,568,785 AC Gem 75 AF Gem 0,325 0,289 598 , 144, 75,785 AL Gem 0,240 0,230 75,393,889 AY Gem 0,171 0,169 75 ,716 BD Gem 75 BO Gem 75 GW Gem 0,362 0,318 78 ,75 ,867 ,785,53 RW Gem 0,233 0,303 181 ,775 ,50,75,785 RX Gem 0,110 0,196 181 ,190 ,653,75 ,229,722,309,314,785 RY Gem 0,092 0,229 181 ,907 ,678 ,220 ,229,785 SX Gem 75 TX Gem 0,178 0,144 75,697 WW Gem 75 AK Her 0,517 0,253 181 , 619,75 ,698,710,883,73,527,800,785 BC Her 75 BO Her 75 CC Her 75, 889 CT Her 75 DH Her 75, 889 DI Her 0,062 0,057 181 ,271 ,673 ,559,75,331,698 HS Her 0,259 0,152 181 ,966 ,301,75,698,229,785 LT Her 0,345 0,206 178 ,75,785 MM Her 0,069 0,128 181 ,793 ,352 ,222,75,788,1388 MT Her 0,303 0,222 97 ,75 MX Her 75 PW Her 75 ,725 RX Her 0,240 0,180 181 ,49 ,799,75,331,698,656,785 SZ Her 0,318 0,305 75 ,1075,785, 886 TT Her 0,496 0,321 181 ,585 ,413,75 ,867 ,419,468,53 TU Her 0,171 0,269 75 ,880,889 TX Her 0,151 0,141 181 ,45 ,662,75,331,897,785 u Her 0,390 0,286 387 ,901 ,324,75,701,918,785 UX Her 0,228 0,233 181 ,516 ,246,785,889 V0338 Her 0,275 0,234 75, 925,893,785 V0342 Her 75 ,867 V0359 Her 75 V0412 Her 710 ,356 V0450 Her 0,252 0,199 75 V0819 Her 0,187 0,129 1 ,911,814 Z Her 0,122 0,180 181 , 683,237,782,654,172 155 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları AI Hya 0,111 0,158 682 ,75,382,785 AV Hya 0,404 0,327 75 ,867 ,832,53 DE Hya 75 DF Hya 0,280 0,415 625 ,75,710,883 EU Hya 0,290 0,228 757 ,280,75 ,867 EZ Hya 0,299 0,350 181 ,75,496,418 FG Hya 0,567 0,231 181 ,75,710,883,982 GK Hya 0,222 0,499 75 ,284 RX Hya 0,241 0,326 181 ,906,75,920 SY Hya 75 TT Hya 0,076 0,271 181,913 ,223,75,229,909,681,409,785,120 VW Hya 0,172 0,218 75 VY Hya 75, 889 WY Hya 0,371 0,371 75 ,263,785 RS Ind 0,481 0,284 332 ,75 ,867 ,587,150,785 AR Lac 0,336 0,613 794 , 707 ,239, 285, 75,172,240,438,34,156,744,712,685,785,837 AU Lac 75 AW Lac 0,300 0,329 385 ,75,785,53 CM Lac 0,185 0,164 58 , 801,75,72,331,1,785,1413 CO Lac 0,240 0,220 953,940 ,813,75 ,698,72 DG Lac 0,208 0,284 75 EM Lac 0,441 0,360 570 ,710,602,883,785 ES Lac 0,109 0,109 698, 960 MZ Lac 0,144 0,144 960 ,698 RT Lac 0,268 0,303 175 ,242 ,374,75,529,224,328,554,551,546,785,96 RW Lac 75 SS Lac 0,055 0,083 608 ,790 ,698 SW Lac 0,980 0,910 700 ,622,75,602,72,883,759,46,686,669 TW Lac 75,72,837,889 UW Lac 0,250 0,149 75 ,698 V0340 Lac V0345 Lac 968 V0364 Lac 0,125 0,113 789 ,531 VX Lac 75 VY Lac 0,436 0,394 836 ,75 ,867 ,785,889 AG Leo 75 AM Leo 0,400 0,300 75 ,710,602,883,364,196,310,785 AP Leo 0,489 0,271 181 , 463,75,710,883,759,998,139 CE Leo 0,441 0,321 986,864,602,883 DU Leo 696 RT Leo 627 ,75 RW Leo 889 UU Leo 75 UV Leo 0,277 0,303 181 ,1009 ,691 ,238,75,923 UX Leo 75 VZ Leo 0,263 0,357 75 ,716,889 WZ Leo 75 XX Leo 0,300 0,249 75 ,867 ,389 XY Leo 0,467 0,373 181, 991 ,904 ,325 ,90,75,710,883,759,412,247,785 XZ Leo 0,381 0,330 630 ,75,710,883,764,53 Y Leo 0,249 0,300 181 ,75,379, 889 RR Lep 0,420 0,274 905 ,848,75 ,867 RS Lep 0,271 0,300 75 ,394,889 V Lep 0,462 0,333 75 ,867 ,53 Z Lep 75 del Lib 0,290 0,299 181, 75 ,331,698,254,778,392,785,773,533.964 ES Lib 0,286 0,131 181 ,586,75 ,867 ,261,53 SS Lib 181 ,75,837 T LMi 0,167 0,212 637 ,75,785,889 FT Lup 0,426 0,280 181 , 487 ,323,75,710 ,867 ,201 GG Lup 0,200 0,145 36 ,75,698,969 RR Lyn 0,086 0,064 181 ,75,331,698,467,785 SW Lyn 0,447 0,274 181 ,419,648 ,895,75 ,867,53 SX Lyn 75 UV Lyn 0,482 0,309 181 , 921 ,569,75,67,785 bet Lyr 0,103 0,251 181 , 361 ,536,75,539 EW Lyr 75 FL Lyr 0,141 0,106 181 ,676,75,331,531,785 PY Lyr 75 RV Lyr 75,142 TT Lyr 0,158 0,278 75 ,889 TZ Lyr 0,386 0,347 419 ,75 ,867 ,63,785 156 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları UZ Lyr 75, 889 TZ Men 0,080 0,060 181 ,75,331,25,785 UX Men 0,092 0,087 181 ,129,367,75,72,30,785 AO Mon 0,246 0,232 181 , 403,75,785 AQ Mon 0,100 0,220 75 BB Mon 75 ,867 BM Mon 0,500 0,264 698 BO Mon 0,212 0,268 75 ,713 DD Mon 0,408 0,342 711 ,980,75 ,867 EP Mon 75 FS Mon 0,231 0,183 181 ,524,75,531 FW Mon 0,110 0,300 181 ,75,861,837 HY Mon 75 RU Mon 0,136 0,122 181 ,961,423,75 ,698,785 RW Mon 0,203 0,311 181 ,917 ,50,75,907,60 UX Mon 0,210 0,361 181 ,644,75,465,244 V0396 Mon 0,485 0,310 983 V0501 Mon V0524 Mon 887 VV Mon 0,100 0,310 181 ,829,75,879,368,785 TU Mus 0,450 0,370 181 ,796,870,6,75,331,53 GN Nor 0,170 0,170 698, 178 IT Nor 75 ,867 RV Oph 0,148 0,201 75,926,176,785,889 SW Oph 75,142 U Oph 0,262 0,240 181 ,966,345,670,75,404 V0451 Oph 0,216 0,166 181 ,965,75,331,148,417,785 V0456 Oph 75 V0501 Oph 75 V0502 Oph 0,360 0,533 181 ,418,568,75,602,883,759,197 V0506 Oph 75 V0508 Oph 0,361 0,263 181 ,488,75,710,883,746,785 V0566 Oph 0,512 0,298 181 ,626,572,337,75,710,759,754,785 V0577 Oph V0839 Oph 0,419 0,320 482 ,75,710,883,764,759,40 V1010 Oph 0,451 0,304 181 ,161,947,75 ,867,.472,53 WZ Oph 0,092 0,095 181 ,660 ,75,331,785 CP Ori 75 EQ Ori 0,180 82 ET Ori 75 EW Ori 0,056 0,054 181 ,676,75,531 FF Ori 0,214 0,306 1002 ,75,889 FH Ori 0,367 0,373 1002 ,75,716 FI Ori 75 FK Ori 0,234 0,275 1002 ,75 FL Ori 75 FO Ori 181 ,75 FT Ori 0,124 0,118 75 ,698,956 FZ Ori 717 ,37 , 771 GG Ori 0,075 0,074 792, 1003,75 UW Ori 0,408 0,324 105 V0392 Ori 0,252 0,220 75 ,867 V0530 Ori 75 V0647 Ori 75 V0648 Ori 75 BF Pav 0,355 0,414 282 ,710 KZ Pav 0,285 0,298 116 ,957,75 MW Pav 0,552 0,265 476 ,75,710,883,759,473 AQ Peg 0,134 0,242 946, 75 ,72,229 AT Peg 0,273 0,316 75,72 ,920,303,595,96 AW Peg 0,167 0,160 946 ,134 ,75,72,297,1412 BB Peg 0,448 0,400 710, 883, 485,141,343 BG Peg 75 BN Peg 75 ,867 BO Peg 0,429 0,310 75 ,867 ,978,785 BX Peg 0,378 0,378 414, 75,883,852,785,343,710 DF Peg 75 DI Peg 0,341 0,332 75 ,502,66,557,785 DK Peg 75 DO Peg 75 EE Peg 0,167 0,105 122 ,75,331,72,920,479,515 EH Peg 75 157 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları GH Peg 0,175 0,194 75, 697 TY Peg 0,217 0,220 50 ,75,723 U Peg 0,486 0,296 709 ,75,72,994,484,785 UX Peg 75 VW Peg AG Per 0,205 0,178 181 ,281 ,663,75,253,785 AY Per 75 bet Per 0,209 0,249 181 ,745, 859,75,698,920,773,98,128,785 DK Per 889 DM Per 0,264 0,274 181 ,326,75,72,920,785, 347,575 IK Per 75 IQ Per 0,231 0,142 181 ,481,975,75,331,698,300,785 IT Per 0,191 0,407 75 IU Per 0,301 0,279 75 ,716 IZ Per 0,160 0,209 181 ,75,229,816,785,844,1379,889,951 KW Per 0,317 0,292 75, 287 LX Per 0,081 0,160 181 ,931,75,783,785 RT Per 0,294 0,328 181 ,719,671,553,75,831 RV Per 75, 889 RW Per 0,084 0,223 181 ,945,75 ,229,640,855 RY Per 0,134 0,268 181 ,646,903,75,229,119 ST Per 0,180 0,230 181 ,200,818,75,920,785 UZ per 0,545 0,352 75 ,710,883,764,348,53 V0432 Per 984 V0505 Per 0,086 0,084 1 ,611,605 WY Per 75, 889 XZ Per 0,253 0,448 75 ,716,889 Z Per 0,155 0,250 75 ,718,889 AD Phe 0,396 0,386 580,710,602,883,962,53 AE Phe 0,401 0,401 181 ,118,623,75,883,759,944 zet Phe 0,258 0,168 621 ,127,75,331,698,72,15,662,296,785,180 RV Psc 75 ,867 SX Psc 75 SZ Psc 460 ,75,72,172 UV Psc 0.113 0.136 538 ,827,75,769,691,684,900 Y Psc 0,161 0,264 75,72,713,797,785 AU Pup 0,340 0,320 474 ,75,785,53 KV Pup 75 NO Pup 0,253 0,177 698 ,251,273,785 PV Pup 181 ,899,331,814 TY Pup 0,672 0,329 181 ,75,883,809,53 UZ Pup 0,395 0,354 181 ,583,75,785,53 V Pup 0,395 0,298 181 ,877,826,671,17,72,410,53 XZ Pup 0,306 0,297 181 ,75,72,380,785,889 RZ Pyx 0,387 0,361 181 ,92,75,331,710,53 TY Pyx 0,069 0,065 181 ,75,284,633,237,731 VV Pyx 0,116 0,116 181 ,19,331,785 RT Scl 0,461 0,286 181 ,100,739,327,75 ,867 ,131,53 V0760 Sco 0,234 0,205 181 ,963,23,75,785 BS Sct 312 ,75 RS Sct 0,280 0,269 181 ,418,75,785 U Sct 75 ,867 ,837,889 AK Ser 75 AO Ser 75 AU Ser 0,405 0,366 448 ,75,602,878,785 CC Ser 75 ,867 MY Ser 28 RS Ser 75 W Ser 0,150 0,105 181 ,976,839,75,107,466 Y Sex 0,564 0,282 181 ,571,75,710,883,988,714,962,318 GN Sge 75 U Sge 0,225 0,296 181 ,453,39,866,75,698,920,903,189,780,785 UZ Sge 75 EG Sgr 0,180 82 SX Sgr 75, 889 V0505 Sgr 0,294 0,307 373 ,958,950,786,75,435,126 V0523 Sgr 0,229 0,157 963, 504,75,698 V0526 Sgr 0,184 0,152 517 ,506,75,969 V1647 Sgr 0,123 0,112 181 ,963,75 ,331,22,132,785 V2283 Sgr 0,117 0,099 963 ,75,698 V2509 Sgr 75 V2617 Sgr 75 ,867 158 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları WX Sgr 75, 889 XY Sgr 75, 889 XZ Sgr 0,134 0,205 181 ,550,401,812,75 ,229,406,785 YY Sgr 0,164 0,149 963 ,517,505,75 ZZ Sgr 75, 142 AC Tau 75 AH Tau 0,421 0,331 75 ,710,987,61 AM Tau 75 AN Tau 75 CD Tau 0,133 0,117 181,733 ,762,258,934,785 CF Tau 75 CT Tau 0,500 0,500 687 ,75 EQ Tau 0,460 0,317 985 ,709,75,717 GR Tau 0,380 0,181 181 ,1006,511,977,75 ,867 GW Tau 75 ,867 HU Tau 0,221 0,284 181 ,689,599,628,75,668,785 lam Tau 0,300 0,250 79 ,235,134,75,698,72,920,785 RW Tau 0,236 0,255 181 ,910,298,907,75,675,245 RZ Tau 0,501 0,334 181, 989, 606,75,710,883,52 SV Tau 0,290 0,270 158 ,75 V0781 Tau 0,310 0,453 181, 1009 ,509,710,883,759,525,151 WY Tau 75 EQ TrA 75 GQ TrA 75 RS Tri 0,251 0,210 75 RV Tri 75 V Tri 0,457 0,366 75 ,867 ,53 X Tri 0,326 0,283 181 ,723,768,69,75,920,785 AA UMa 0,306 0,240 715 ,106 ,75,710,492 AC UMa 75 AW UMa 0,552 0,180 181 ,680,388,753,9,548,75,883,759,699,842,743,320 TX UMa 0,156 0,300 181 ,442,278,344 ,75,719,597,38,308,815,391,785 TY UMa 0,450 0,313 457 ,526 ,80 ,75,883,785,881 VV UMa 0,343 0,269 181 ,532,872,70,75,871,785 W UMa 0,480 0,325 181 ,693,755,75,759,499,386,727,710 XY UMa 0,372 0,202 170 ,708,695,692,871,75,879,882 XZ UMa 75 ZZ UMa 0,161 0,123 166 ,75,375,697 RS UMi 75 RT UMi 0,331 0,271 565 ,567,75,785,889 RU UMi 0,450 0,282 181, 108,419 ,75 ,867 ,610,600,53 W UMi 0,299 0,369 181 ,75,179,785, 889 AO Vel 0,214 0,193 163 ,75,698,969 AY Vel 0,474 0,284 171 ,75 FU Vel 75 S Vel 0,075 0,211 277 ,75,64,810,819,785 YZ Vel AG Vir 0,514 0,315 181 ,101,620,304,75,785,53 AH Vir 0,500 0,295 181 ,414,510,51,75,883,193,785 AW Vir 0,399 0,451 512 ,75,710 AZ Vir 0,430 0,479 266 ,75 BD Vir 181 ,803 ,75,889 BF Vir 0,436 0,280 181 ,732,808,75 ,867 ,53 BH Vir 0,263 0,235 181 ,972,970,165,691,997,75,396,785 CX Vir 0,475 0,289 333 ,75,710 DL Vir 181, 824 ,821,785 DM Vir 0,115 0,115 181 ,513,20,939,75,785 UW Vir 181 ,75,837,889 UY Vir 181 ,291 ,75,889 VV Vir 75 ,867 AW Vul 75 ,867 AX Vul 75 AY Vul 0,240 0,260 948 ,75,889 AZ Vul 0,411 0,284 75, 53 BE Vul 0,272 0,279 75 ,920,716, 785 ,889 BO Vul 0,275 0,154 615 ,75,889 BP Vul 0,193 0,155 537 ,75 BS Vul 0,430 0,350 183 ,75 ,867 BT Vul 75 BU Vul 75 DR Vul 0,227 0,206 961 ,952,428,75,698 EQ Vul 960 159 EK 1 Çalışmada dikkate alınan örten değişen sistemlerin fiziksel parametreleri Değişen Adı r1 r2 Referans Numaraları ER Vul 0,339 0,218 232 ,174,363,215,642,372,341,588,75 FM Vul 75 ,867 FR Vul 75 ,867 RS Vul 0,206 0,269 181 ,177,651,75,920,785, 302,806 XZ Vul 75, 889 Z Vul 0,310 0,310 181 ,655,75,920,54,785 160 EK 2 Referanslar ve Numaraları 1 : Alexander, R. S.1958. Photoelectric light curves of the eclipsing binary CM Lac. AJ,63,106 2 : Archer, S.1959. The Photometric Elements and Absolute Physical Properties of TW Ceti. ApJ, 130, 774 3 : Abhyankar, K. D.1962. Photometric Elements of YY CMi. With 2 Figures in the Text. ZA,54,25 4 : Ammann, M., Walter, K.1973. Photoelectric light curve of the Algol system TW Andromedae and the interpretation of its distortions by the effects of hot spots. A&A,24,131 5 : Abhyankar, K. D., Parthasarathy, M., Sanwal, N. B., Sarma, M. B. K.1974. UBV photometry of RV CrV. A&AS, 13, 101 6 : Andersen, J., Gronbech, B.1975. The close 0-type eclipsing binary TU Mus. A&A,45,107 7 : Andersen, J.1975. Spectroscopic observations of eclipsing binaries.4 Absolute dimensions of the giant system SZ Cen. A&A, 45, 203 8 : Al-Naimiy, H. M. K.1977. Determination of the elements of eclipsing variables, RW GEM and AY Cam, by Fourier analysis of their light changes. Ap&SS,46,261 9 : Al-Naimiy, H. M. K.1978. Synthetic light curves of two eclipsing binary systems, U SGE and AW UMa. Ap&SS, 56, 219 10 : Awadalla, N. S., Budding, E.1979. The system WY CNC and derivation of absolute information at the lower end of the Main Sequence. Ap&SS, 63, 479 11 : Ando, H.1980. Preliminary study of light variations of the eclipsing binary AB Cassiopeiae. Ap&SS, 71, 249 12 : Awadalla, N. S., Budding, E.1980. RY CANCRI is not a member of Praesepe. Obs, 100, 108 13 : Abhyankar, K. D., Rao, N. R., Lokanadham, B., Kulkarni, A. G.1982. Photometric Solution for the Eclipsing Binary Tt-Aurigae. BASI, 10, 323 14 : Adelman, S. J., Pyper, D. M.1983. Spectrophotometry of peculiar B and A stars. XV - Alpha Andromedea, AR Aurigae, 36 Aurigae, 36 Lyncis, Phi Herculis, HR 6127, and HR 6997. A&A, 118, 313 15 : Andersen, J.1983. Spectroscopic observations of eclipsing binaries. V - Accurate mass determination for the B-type systems V539 Arae and Zeta Phoenicis. A&A, 118, 255 16 : Andersen, J., Clausen, J. V., Nordstroem, B., Reipurth, B.1983. Absolute dimensions of eclipsing binaries. I - The early-type detached system QX Carinae. A&A, 121, 271 17 : Andersen, J., Clausen, J. V., Gimenez, A., Nordstroem, B.1983. Absolute dimensions of eclipsing binaries. II - The early-type semidetached system V Puppis. A&A, 128,17 18 : Abhyankar, K. D., Panchatsaram, T.1984. Light time effect in TW Draconis. MNRAS, 211, 75 19 : Andersen, J., Clausen, J. V., Nordstrom, B.1984. Absolute dimensions of eclipsing binaries. V - VV Pyxidis, a detached early A-type system with equal components. A&A, 134, 147 20 : Andersen, J., Clausen, J. V., Nordstrom, B.1984. Absolute dimensions of eclipsing binaries. VI - The F-type system DM Virginis. A&A, 137, 281 21 : Awadalla, N. S., Yamasaki, A.1984. A photometric study of contact binary XY Boo. Ap&SS,107,347 22 : Andersen, J., Gimenez, A.1985. Absolute dimensions of eclipsing binaries. VII - V 1647 Sagittarii. A&A , 145, 206 23 : Andersen, J., Clausen, J. V., Nordstrom, B., Popper, D. M.1985. Absolute dimensions of eclipsing binaries. VIII - V760 Scorpii. A&A., 151, 329 24 : Alduseva, V. Ya.1986. Mass of the components of the strongly interacting binary RX Cassiopeiae. SvAL., 12, 87 25 : Andersen, J., Clausen, J. V., Nordstrom, B.1987. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XII - TZ Mensae. A&A, 175, 60 26 : Andersen, J., Nordstrom, B., Garcia, J. M., Gimenez, A. 1987. Absolute dimensions of eclipsing binaries. X - V1143 Cygni. A&A, 174, 107A 27 : Al-Naimiy, H. M. K., Jabbar, S. R.1987. Optimal set of photometric elements of the eclipsing variable TZ Bootis. Ap&SS, 134, 153 28 : Kreiner M.J., Kim C-H. and Nha II-S., 2001, “An Atlas of O-C Diagrams of Eclipsing Binary Stars”, Wydawnictwo Naukowe Akademii Pedagogicznej. 161 EK 2 Referanslar ve Numaraları 29 : Andersen, J., Nordstrom, B., Mayor, M., Polidan, R. S. 1988. Fundamental parameters for the W Serpentis stars. I - SX Cassiopeiae revisited. Astron. Astrophys., 207, 37 30 : Andersen, J., Clausen, J. V., Magain, P.1989. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIV - UX Mensae. A&A,211,346 31 : Andersen, J., Pavlovski, K., Piirola, V. 1989. Fundamental parameters for the W Serpentis stars. II - RX Cassiopeiae. A&A, 215, 272 32 : Andersen, J., Clausen, J. V. 1989. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XV - EM Carinae, A&A, 213, 183 33 : Al-Naimiy, H. M. K., Fleyeh, H. A.1989. Photometric observations and light curve analysis of ST Aquarii. Ap&SS, 151, 29 34: Arevalo, M. J., Lazaro, C.1990. Photometry of Ar-Lacertae. Ap&SS, 169, 255 35: Ahn, Y. S., Hill, G., Khalesseh, B.1992. Studies of late-type binaries. V - The orbit and physical parameters of V 1073 Cygni. A&A, 265, 597 36: Andersen, J., Clausen, J. V., Gimenez, A. 1993. Absolute Dimensions of Eclipsing Binaries - Part Twenty - Gg-Lupi - Young Metal Deficient B-Stars. A&A, 277, 439 37 : Alawy, A. A. El-B.1993. FZ Orionis: A short period W UMa system. Ap&SS, 207, 171 38 : Albright, G. E., Richards, M. T.1993. Circumstellar material in TX Ursae Majoris. ApJ, 414, 830 39 : Albright, G. E., Richards, M. T.1995. The transient accretion disk in the Algol-type binary U Sagittae. ApJ, 441, 806 40 : Akalin, A., Derman, E.1997. UBV photometry and period variations of V 839 Ophiuchi. A&AS, 125, 407 41 : Adelman, S. J.1998. UVBY photometry of the chemically peculiar stars AR Aurigae, 3 Hydrae, 49 Cancri, and BX Bootis. A&AS, 128, 245 42 : Arévalo, M. J., Lázaro, C.1999. Time-resolved Spectroscopy of RS Canum Venaticorum Short-Period Systems. II. RT Andromedae, WY Cancri, and XY Ursae Majoris. AJ, 118, 1015 43 : Albayrak, B.,Demircan, O.,Djurasevic, G.,Erkapic, S., Ak, H. 2001. A light and period study of SV Camelopardalis. A&A, 376, 158 44 : Albayrak, B., Ak, T., Elmasli, A. 2003. A new light-time effect study of AR Aurigae. Astron. Nachr. / AN 324, 523 45 : Ak, T., Albayrak, B., Selam, S. O., Tanriverdi, T.2004. A new light-time effect study of TX Herculis. NewA, 9, 265 46 : Albayrak, B., Djurasevic, G., Erkapic, S., Tanriverdi, T.2004. Modeling the changing spot features of SW Lacertae: A three year study. A&A, 420, 1039 47 : Afsar, M., Heckert, P. A., Ibanoglu, C.2004. Long-term luminosity variations and period changes in CG Cygni. A&A, 420, 595 48 : Arentoft, T., Lampens, P., Van Cauteren, P., Duerbeck, H. W., García-Melendo, E., Sterken, C.2004. On the delta Scuti star in the eclipsing binary WX Eridani. A&A, 418, 249 49 : Bradshaw W. Frank.1949. The Eclipsing Variable RX Herculis. ApJ, 110, 465 50 : Batten, A. H. 1956. A study of the four eclipsing binary systems: RW Mon, RW Gem, U CrB and TY Peg. MNRAS, 116, 552 51 : Binnendijk, L.1960. The light variation and orbital elements of AH Virginis. AJ, 65, 358 52 : Binnendijk, L.1963. The light variation and orbital elements of RZ Tau. AJ, 68, 22 53 : Bondarenko I.I., Perevozkina E.L.1996. Catalogue of Photometric, Geometric, and Absolute elements of contact binary stars of the early spectral type. Publ. Odessa Obs. 9, 20 54 : Broglia, P.1964. Observations photoélectriques de la variable à éclipse Z Vulpeculae. JO, 47, 99 55 : Binnendijk, L.1964. The orbital elements of RZ Com. AJ, 69, 154 56 : Binnendijk, L.1965. Light variation and orbital elements of AC Boo. AJ, 70, 201 57 : Binnendijk, L.1966. Radial-velocity curves of 44 i Bootis B, VW Cephei, and W Ursae Majoris. PDAO, 13, 27 58 : Barnes, R. C., Hall, D. S., Hardie, R. H. 1968. Absolute Dimensions of CM Lacertae. PASP, 80, 69 59 : Bookmyer, B. B.1968. Orbital elements of RR Cen. AJ, 73, 26 60 : Brukalska, R., Rucinski, S. M., Smak, J., Stepien, K.1969. Photometric Study of the Eclipsing Binary RW Monocerotis. I. Infrared Photometry and Orbital Solution. AcA, 19, 257 61 : Bookmyer, B. B.1971. Photoelectric Observations of AH Tauri. PASP, 83, 211 162 EK 2 Referanslar ve Numaraları 62 : Binnendijk, L.1972. The light variation and orbital elements of RW CrB. AJ, 77, 239 63 : Binnendijk, L.1972. The light variation and orbital elements of TZ Lyr. AJ, 77, 595 64 : Bond, H. E.1972. On the Metal Deficiency of the Secondary Component of S Velorum. PASP, 84, 839 65 : Binnendijk, L.1973. The light variation and orbital elements of VW Boo. AJ, 78, 103 66 : Binnendijk, L.1973. The light variation of the eclipsing variable DI Peg.. AJ, 78, 97 67 : Bossen, H.1973. UBV photometry and photometric orbit of UV Lyn. A&AS, 10, 217 68 : Batten, A.1974. A new, unified interpretation of U Cep. PDAO, 14, 191 69 : Bozkurt, S., Ibanoglu, C., Gulmen, O., Gudur, N.1976. Photometric orbit of the eclipsing binary system X Tri. A&AS, 23, 439 70 : Broglia, P., Conconi, P.1977. Two-colour photometry and elements of VV UMa. A&AS, 27, 285 71 : Burchi, R., Milano, L., Russo, G.1977. Analysis of the V light curve of the system CW CAS. Ap&SS, 47, 35 72 : Batten, A. H., Fletcher, J. M., Mann, P. J.1978. Seventh catalogue of the orbital elements of spectroscopic binary systems. PDAO, 15, 121 73 : Barker, L. A., Herczeg, T. J.1979. Photoelectric observations and period study of AK Herculis. PASP, 91, 247 74 : Broglia, P., Conconi, P.1979. Light curves and elements of AR Dra. A&AS, 37, 487 75 : Brancewicz, H. K., Dworak, T. Z.1980. A catalogue of parameters for eclipsing binaries. AcA, 30, 501 76 : Bergeat, J., Lunel, M., Garnier, R., Sibille, F., Roux, S., vant Veer, F.1981. Infrared light curves of the contact binary 44 i Bootis. A&A., 94, 350 77 : Bradstreet, D. H.1981. Analyses of a light curve of V523 Cassiopeiae. AJ, 86, 98 78 : Broglia, P., Conconi, P.1981. Photometry and elements of GW Geminorum. A&AS, 46, 185 79 : Bailyn, C. D., Eggleton, P. P.1983. Lambda Tauri - A probe of angular momentum loss in Algol binaries. ApJ, 274, 763 80 : Broglia, P., Conconi, P.1983. Seasonal light curves of TY UMa - Observations and solutions. A&AS, 51, 97 81 : Bell, S. A., Hilditch, R. W.1984. Simultaneous differential photometry with the St. Andrews twin photometric telescope. I - The eclipsing binary TT Aurigae. MNRAS, 211, 229 82 : Budding, E.1984. A Catalogue of Classical Evolved Algol-Type Binary Candidate Stars. BICDS, 27, 91 83 : Broglia, P., Conconi, P.1984. Non-radial pulsator in the binary system Y Cam. A&A, 138, 443 84 : Busso, M., Scaltriti, F., Blanco, C., Catalano, S., Rodono, M., Marilli, E., Pazzani, V.1984. Differential rotation and activity cycles in RS Canum Venaticorum binaries. I - RU CNC and CQ AUR. A&A, 135, 255 85 : Breinhorst, R. A., Karimie, M. T.1985. The light curve of TX Cassiopeiae - Some preliminary results about an almost unknown EB- type binary. MNRAS, 216, 663 86 : Batten, A. H., Lu, W.1986. The spectroscopic orbits of BV and BW Draconis. PASP, 98, 92 87 : Bell, S. A.,Hilditch, R. W., Adamson, A. J.1986. A photometric and spectroscopic study of the early-type binary AH Cephei. MNRAS, 223, 513 88 : Bonifazi, A., Guarnieri, A.1986. Photoelectric study of the low-mass semidetached system XX Cephei. A&A, 156,38 89 : Bruhweiler, F. C., Feibelman, W. A., Kondo, Y. 1986. The ultraviolet spectrum of the eclipsing binary IM Aurigae. AJ, 92, 441 90 : Barden, S. C.1987. Detection of a BY Draconis-like binary companion to contact binary XY Leonis. ApJ, 317, 333 91 : Bell, S. A., Kilkenny, D., Malcolm, G. J. 1987. A photometric and spectroscopic study of the early-type binary AI Crucis. MNRAS, 226 , 879 92 : Bell, S. A., Malcolm, G. J.1987. RZ Pyxidis - an early-type marginal contact binary. MNRAS, 227, 481 93 : Bell, S. A., Adamson, A. J., Hilditch, R. W.1987. Simultaneous differential photometry with the ST Andrews twin photometric telescope. II - The eclipsing binaries SX Aurigae and TT Aurigae. MNRAS, 224, 649 94 : Barone, F., Milano, L., Maceroni, C., Russo, G.1988. The optimization of the Wilson-Devinney method - an application to CW CAS. A&A, 197, 347 163 EK 2 Referanslar ve Numaraları 95 : Barone, F., Milano, L., Russo, G., Sarna, M. J. 1989. UU CNC and VZ Psc, contact systems before the common envelope phase?. AP&SS, 159, 67 96 : Batten A.H., Fletcher J.M., MacCarthy D.G.1989. Eighth catalogue of the orbital elements of spectroscopic binary systems. PDAO, 17, 1 97 : Budding, E., Murad, I. M.1989. Observations and analysis of MT HER. Ap&SS, 153, 335 98 : Brandi, E., Garcia, L. G., Kondo, Y., Sahade, J.1989. The region of formation of the ultraviolet high temperature resonance lines in the eclipsing binary Beta Persei (Algol). A&A, 215, 331 99 : Breinhorst, R. A., Kallrath, J., Kaemper, B.-C.1989. Light curve analysis and parameter study of the EB-type eclipsing binary V 836 Cygni. MNRAS, 241, 559 100 : Banks, T., Sullivan, D. J., Budding, E.1990. RT SCULPTORIS - an important star for low-mass close binary research. Ap&SS, 173, 77 101 : Bell, S. A., Rainger, P. P., Hilditch, R. W.1990. Spots on AG Virginis - Paradigm or panacea?. MNRAS, 247, 632 102 : Bell, S. A., Rainger, P. P., Hilditch, R. W., Hill, G.1990. A photometric and spectroscopic study of BX Andromedae. MNRAS, 244, 328 103 : Barone, F., Milano, L., Russo, G., Covino, E., di Fiore, L.1991. Search for contact systems among EB-type binaries. III - V747 Cen, AX Vir, ZZ Aur, RY Ind, and ST CAR. Ap&SS, 183, 117 104 : Burki, G., Kviz, Z., North, P.1992. A photometric survey of the eclipsing RS CVn-type system RZ Eridani - Starspot variability, circumstellar matter, tidal evolution. A&A, 256, 463 105 : Barone, F., di Fiore, L., Milano, L., Pirozzi, L., Russo, G. 1992. Search for contact systems among EB-type binaries. IV - V375 Cas, UW Ori, DO Cas, RU ERI. Ap&SS, 198, 321 106 : Barone, F., di Fiore, L., Milano, L., Russo, G.1993. Analysis of contact binary systems - AA Ursae Majoris, V752 Centauri, AO Camelopardalis, and V 677 Centauri. ApJ, 407, 237 107 : Barba, R.1993. New optical spectrographic observations of W Serpentis. A&A, 269, 390 108 : Bell, S. A., Hilditch, R. W., Edwin, R. P.1993. CCD photometry of the eclipsing binary RU UMi. MNRAS, 260, 478 109 : Burnett, B. J., Etzel, P. B., Olson, E. C.1993. New six-color intermediate-band photometry and photometric solutions for U Cephei. AJ, 106, 627 110 : Belikov A.N. 1995.Stellar Mass Catalogue. Preliminary Version. BICDS, 47, 9 111 : Barembaum, M. J., Etzel, P. B.1995. A Photometric Analysis of the Apsidal Motion Binary System PV Cassiopeiae. AJ, 109, 2680 112 : Bennett, P. D., Brown, A., Linsky, J. L.1995. A Non-LTE Analysis of the zeta Aurigae B-Type Secondary. I. Determination of the Fundamental Stellar Parameters. ApJ, 455, 317 113 : Bennett, P. D., Harper, G. M., Brown, A., Hummel, C. A.1996. The Masses and Radii of the Eclipsing Binary zeta Aurigae. ApJ, 471, 454 114 : Borkovits, T., Hegedues, T.1996. On the invisible components of some eclipsing binaries. A&AS, 120, 63 115 : Barblan, F., Bartholdi, P., North, P., Burki, G., Olson, E. C.1998. Physical parameters of the Algol system TZ Eridani from simultaneous analysis of Geneva 7-colour light curves. A&AS, 132, 367 116 : Budding, E., Marsden, S. C., Slee, B. 2001. The Active Algol Binary KZ Pavonis. PASA, 18, 140 117 : Borkovits, T., Csizmadia, Sz., Hegedüs, T., Bíró, I. B., Sándor, Zs., Opitz, A. 2002. Complex Period Variations in the Binary System IM Aurigae. A&A, 392, 895. 118 : Barnes, J. R., Lister, T. A., Hilditch, R. W., Collier C. A.2004. High-resolution Doppler images of the spotted contact binary AE Phe. MNRAS, 348, 1321 119 : Barai, P., Gies, D. R., Choi, E.,Das, V., Deo, R., Huang, W., Marshall, K., McSwain, M. V., Ogden, C., Osterman, M. A.2004. Mass and Angular Momentum Transfer in the Massive Algol Binary RY Persei. ApJ, 608, 989 164 EK 2 Referanslar ve Numaraları 120 : Budaj, J., Richards, M. T., Miller, B.2005. A Study of Synthetic and Observed Halpha Spectra of TT Hydrae. ApJ, 623, 411 121 : Chang, Y.C. 1948. Spectrographic Observations of The eclipsing Binaries of The W Ursae Majoris Type AH Virginis and TZ Bootis. Apj, 107, 96 122 : Catalano, S., Rodono, M.1970. Photometric and absolute elements of EE Peg. A&A,. 4, 173 123 : Chambliss, C. R.1971. A new photoelectric investigation of the eclipsing binary system RR Cen. AJ, 76, 64 124 : Chen, K.-Y.1971. A photometric study of V701 Cen. AJ, 76, 52 125 : Carr, R. B.1972. Photoelectric UBV photometry of TY Boo. AJ, 77, 155 126 : Chambliss, C. R.1972. A UBV photoelectric investigation of the eclipsing-binary system V505Sgr. AJ, 77, 672 127 : Clausen, J. V., Gyldenkerne, K., Gronbech, B.1976. Four-colour photometry of eclipsing binaries. 3B : zeta Phe, analysis of light curves and determination of absolute dimensions. A&A, 46, 205 128 : Chen, K.-Y., Wood, F. B.1976. Variations in the ultraviolet MG II lines of beta Persei. MNRAS, 176P, 5 129 : Clausen, J. V., Gronbech, B.1976. Four-colour photometry of eclipsing binaries. IV : UX Men, light curves, photometric elements and absolute dimensions. A&A, 48, 49 130 : Cester, B., Mardirossian, F., Pucillo, M.1977. Elements and intrinsic variability of VZ CVn. A&A, 56, 75 131 : Clausen, J. V., Gronbech, B.1977. Four-colour light curves of eclipsing binary RT Scl. A&AS, 28, 389 132 : Clausen, J. V., Gyldenkerne, K., Gronbech, B.1977. Four-colour photometry of eclipsing binaries. VI - V 1647 Sagittarii, light curves, photometric elements and apsidal motion. A&A, 58, 121 133 : Cester, B., Giuricin, G., Mardirossian, F., Pucillo, M.1977. A three-colour photoelectric investigation of the eclipsing binary DO CAS. A&AS, 30, 223 134 : Cester, B., Fedel, B., Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1978. Revised photometric elements of the eclipsing binaries LY Aur, AS Eri, AW Peg, Lambda Tau. II. A&A, 62, 291 135 : Cester, B., Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1978. Revised spectrographic and photometric elements of ZZ Boo. A&AS, 32, 347 136 : Cester, B., Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M., Milano, L.1979. Revised photometric elements of seven R CMa systems. A&AS, 36, 273 137 : Chambliss, C. R., Leung, K.-C.1979. The early-type semidetached system SX Aurigae. ApJ, 228, 828 138 : Chaubey, U. S.1979. Mass transfer in TV Cassiopeiae. Ap&SS, 63, 247 139 : Cristescu, C., Oprescu, G., Suran, M. D.1979. New Elements for AP Leonis. IBVS,1688,1 140 : Crawford, R. C., Olson, E. C.1979. Recent period changes in U Cephei. PASP, 91, 413 141 : Cerruti-Sola, M., Scaltriti, F.1980. Two-color photoelectric observations of the eclipsing binary BB Peg. A&AS, 40, 85 142 : Chochol, D.1980. The close binary SZ Camelopardalis - A semi-detached system. BAICz, 31, 321 143 : Chochol, D.1981. Photoelectric Photometry of the Close Binary Sz-Camelopardalis in the Intermediate Passband Filters. CoSka,10,89 144 : Chambliss, C. R. 1982. AF Geminorum - an eclipsing triple star. PASP, 94 , 926. 145 : Chaubey, U. S.1984. Photometric elements of V364 Cassiopeiae. Ap&SS, 106, 273 146 : Cristescu C., Oprescu G., Suranm D.1984. The Binary System V368 CASSIOPEIAE. IBVS 2517 147 : Cellino, A., Scaltriti, F., Busso, M.1985. The RS CVn-type binary SV Camelopardalis - Evidence of dark spots from UBV observations and IR fluxes. A&A,144,315 148 : Clausen, J. V., Gimenez, A., Scarfe, C.1986. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XI - V 451 Ophiuchi. A&A, 167, 287 149 : Chen, K.-Y. 1986. Photoelectric observations of YZ Chamaeleontis. AJ, 92, 1420 150 : Cerruti, M. A., Marton, S., Grieco, A., Lapasset, E., Sistero, R. F., Claria, J. J. 1987.RS INDI - UBV light curves and period study. A&AS, 68, 351 165 EK 2 Referanslar ve Numaraları 151 : Cereda, L., Misto, A., Poretti, E., Niarchos, P. G.1988. BV photometry of the eclipsing W Ursae Majoris systems V781 Tauri and GR Virginis. A&AS,76, 255 152 : Covino, E., de Martino, D., Vittone, A. A., Milano, L.1988. UBVRI photometry of the short-period eclipsing binaries EE Aqr, RV Gru and RW PsA. A&AS, 73, 437 153: Celikel, R.,; Eryurt-E., D.1989. Evolutionary status of the primary component of YZ Cassiopeiae. Ap&SS, 153, 213 154 : Chaubey, U. S., Singh, M.1989. A spectrophotometric study of GG Cassiopeiae. Ap&SS, 151, 335 155 : Crinklaw, G., Etzel, P. B. 1989. A photometric analysis of the eclipsing binary OX Cassiopeiae. AJ, 98, 1418 156 : Chaubey, U. S., Singh, M.1990. Spectrophotometry of AR Lacertae. Ap&SS, 166, 177 157 : Covino, E., Barone, F., Milano, L., Russo, G., Sarna, M. J.1990. Ee-Aquarii - a Marginal Contact System. MNRAS, 246, 472 158 : Chambliss, C. R., Walker, R. L.1991. A photoelectric investigation of the eclipsing binary SV Tauri. AJ, 102, 1409 159 : Clausen, J. V. 1991. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIX: BW Aquarii - A late F-type indicator of overshooting. A&A, 246, 397 160 : Clausen, J. V., Gimenez, A.1991. Absolute dimensions of eclipsing binaries. XVIII - The Cepheus OB 3 member CW Cephei. A&A, 241, 98 161 : Corcoran, M. F., Siah, M. J., Guinan, E. F.1991. H-beta photometry of V1010 Ophiuchi. AJ, 101, 1828 162 : Claret, A., Gimenez, A., Martin, E. L. 1995. A test case of stellar evolution: the eclipsing binary EK Cephei. A system with accurate dimensions, apsidal motion rate and lithium depletion level. A&A, 302, 741 163 : Clausen, J. V., Gimenez, A., van Houten, C. J. 1995. Four-Colour Photometry of Eclipsing Binaries - Part Twenty-Seven - a Photometric Analysis of the Possible Ap-System Ao-Velorum. A&AS, 109, 425 164 : Claud H. S. L. 1997. Absolute Dimensions and Masses of AD Bootis. AJ, 113, 1406 165 : Clement, R., Reglero, V., Garcia, M., Fabregat, J., Suso, J.1997. Absolute parameters for binary systems. I. The active binary BH Virginis. A&AS,124, 499 166 : Clement, R., Garcia, M., Reglero, V., Suso, J., Fabregat, J.1997. Absolute parameters for binary systems. II. The late-type system ZZ Ursae Majoris. A&AS, 125, 529 167 : Choi, C. S., Dotani, T.1998. ASCA Observation of a Long-Duration X-Ray Flare from the W UMa--Type Binary VW Cephei. ApJ, 492, 761 168 : Chochol, D., Pribulla, T., Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P., Kranidiotis, A. 1998. Photometric study of the eclipsing binary EG CEP. CoSka, 28, 51 169 : Clement, R., Fabregat, J. 1998. Four colour photometry of binary systems. III. The early-type binary system CR Cassiopeiae. A&AS, 128, 139 170 : Chochol, D., Pribulla, T., Teodorani, M., Errico, L., Vittone, A. A., Milano, L., Barone, F.1998. The RS CVn binary XY UMa as a member of a triple system. A&A, 340, 415 171 : Chochol, D., van Houten, C. J., Pribulla, T., Grygar, J.2001. Analysis of multicolour light curves of the eclipsing binaries AQ Tuc and AY Vel. CoSka, 31, 5 172 : Cardini, D., Cassatella, A., Badiali, M., Altamore, A., Fernández-Figueroa, M.-J.2003. A study of the Mg II 2796.34 Å emission line in late-type normal and RS CVn stars. A&A, 408, 337 173 : Claret, A.2003. The massive and evolved EBS V380 Cygni: A case of critical evolution. A&A 399, 1115 174 : Çakirli, Ö., Ibanoglu, C., Frasca, A., Catalano, S. 2003. Halpha variations of the RS CVn type binary ER Vulpeculae. A&A, 400, 257 175 : Çakirli, Ö., Ibanoglu, C., Djurasevic, G., Erkapic, S., Evren, S., Tas, G. 2003. Long-term photometric behaviour of the RS CVn binary RT Lacertae. A&A, 405, 733 176 : Dugan, R. S.1916. Photometric study of the eclipsing variable RV Ophuichi. ApJ, 43, 130 166 EK 2 Referanslar ve Numaraları 177 : Dugan, R. S.1923. Photometric studies of SZ Herculis and RS Vulpeculae. ApJ, 58, 164 178 : de Kort, J. J. M. A.1954. The orbit and the motion of periastron of GN Normae. RA, 3, 119 179 : Devinney, E. J. Jr., Hall, D. S., Ward, D. H.1970. Two Independent Photoelectric Light Curves and Solutions of W Ursae Minoris. PASP, 82, 10 180 : Dachs, J.1971. UBV photometry of the eclipsing binary ZET Phe. A&A, 12, 286 181 : D. Pourbaix, A. A. Tokovinin, A. H. Batten, F. C. Fekel, W. I. Hartkopf, H. Levato, N. I. Morrell, G. Torres, and, S. Udry. 2004. SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits.A&A 424, 727 182 : Duerbeck, H. W., Ammann, M.1978. A photometric study of the eclipsing binary TX Cet. A&A, 70, 355 183 : de Bernardi, C., Scaltriti, F.1979. Photoelectric photometry of the eclipsing binary BS Vul. A&AS, 35, 63 184 : Duerbeck, H. W., Haenel, A.1979. A spectroscopic orbit of RZ Cassiopeiae. A&AS, 38, 155 185 : Drechsel, H., Rahe, J., Wargau, W., Wolf, B.1982. The interacting early-typ contact binary SV Centauri. A&A, 110, 246 186 : Duerbeck, H. W., Schumann, J. D.1982. The Spectroscopic Orbit of the Short-Period Eclipsing Binary V836-CYGNI. JapA, 3, 233 187 : de Landtsheer, A. C., Mulder, P. S.1983. IUE observations of the eclipsing binaries TV CAS and YZ CAS. A&A, 127, 297 188 : de Landtsheer, A. C., de Greve, J. P. 1984. The evolutionary state of the detached eclipsing binary YZ CAS. A&A, 135 , 397 189 : Dobias, J. J., Plavec, M. J.1985. IUE and optical spectral scans of U Sagittae - an analysis and comparison with U Cephei. PASP, 97, 138 190 : Dobias, J. J., Plavec, M. J. 1987.A spectrophotometric study of the Algol binary system RX Geminorum. PASP, 99, 274 191 : de Greve, J. P. 1989. Evolutionary models for detached close binaries - The systems V 539 Arae and QX Carinae. A&A, 213 ,195. 192 : Drechsel, H., Lorenz, R., Mayer, P. 1989. Solution of light curves with third light contribution - The eclipsing binaries LY Aurigae and AH Cephei reconsidered. A&A, 221, 49 193 : Demircan, O., Derman, E., Akalin, A.1991. A period analysis of AH Virginis. AJ, 101, 201 194 : Demircan, O., Selam, S., Derman, E.1991. 1990 photometry of a small amplitude W UMA system LS Delphini. Ap&SS, 186, 57 195 : Derman, E., Demircan, O.1992. A period study of GK Cephei. AJ, 103, 599 196 : Demircan, O., Derman, E.1992. A period study of AM Leonis. AJ, 103, 593 197 : Derman, E., Demircan, O.1992. A period study of V502 Ophiuchus. AJ, 103, 1658 198 : Demircan, O., Selam, S. O.1993. A period study of SS ARIETIS and its implications for the multiplicity of the system. A&A, 267, 107 199 : Demircan, O., Akalin, A., Derman, E. 1993. The light curve and period variation of BX Andromedae. A&AS, 98, 583 200 : Demircan, O., Selam, S. O.1993. Long-term behaviour of the orbital period of Algol-type binary ST Persei. A&AS, 98, 513 201 : Djurasevic, G.1993. An Analysis of Close Binaries Based on Photometric Measurements - Part Six - an Interpretation of CB Lightcurves Wz-Cephei and Ft-Lupi by Using the Inverse-Problem Method. Ap&SS, 206,145 202 : Djurasevic, G.1993. An Analysis of Close Binaries Based on Photometric Measurements - Part Five - an Interpretation of CB Lightcurve RX-Cassiopeiae by Using the Inverse-Problem Method. Ap&SS,206,129 203 : Djurasevic, G.1993. An analysis of close binaries (CB) based on photometric measurements (8). A interpretation of CB light curve SX CAS by using the inverse-problem method. Ap&SS, 208, 85 204 : Demircan, O., Derman, E., Akalin, A., Selam, S., Muyesseroglu, Z.1994. Lightcurve and Period Changes of Ab-Andromedae. MNRAS, 267, 19 205 : Demircan, O., Mueyesseroglu, Z.,Selam, S. O., Derman, E., Akalin, A.1995. The light and period variation of CV Cygni. A&A, 297, 364 206 : Demircan, O., Akalin, A., Selam, S., Derman, E., Mueyesseroglu, Z.1995. A period study of XZ Andromedae. A&AS, 114, 167 207 : Demircan, O., Guerol, B.1996. Light curves and period changes of OO Aquilae. A&AS, 115, 333 167 EK 2 Referanslar ve Numaraları 208 : Demircan, O., Özdemir, S., Albayrak, B., Ak, H., Tanriver, M., Degirmenci, Ö. L., Erdem, A., Sezer, C.1997. A Model of the Early Type Binary System BF Aurigae. RMxAA, 33, 131 209 : Djurasevic, G., Demircan, O., Özdemir, S., Tanriver, M., Müyesseroglu, Z., Ak, H., Albayrak, B.1998. A Photometric Study of the Early-type Binary BF Aurigae. Vsr, conf, 58 210 : Djurasevic, G., Erkapic, S.1998. A Photometric Study of the Active Eclipsing System OO Aql. Vsr, conf, 70 211 : Degirmenci, Ö. L., Sezer, C., Demircan, O., Erdem, A., Özdemir, S., Ak, H., Albayrak, B.1999. The early type contact binary system V 382 Cygni. A&AS,134, 327 212 : Degirmenci, Ö. L., Gülmen, Ö., Sezer, C., Erdem, A., Devlen, A. 2000. Photometric analysis of the eclipsing binary star AI Draconis. A&A, 363, 244. 213 : Djurasevic, G., Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P.2000. Long-term activity of the eclipsing binary AB Andromedae. A&A, 364, 543 214 : Degirmenci, Ö. L., Gülmen, Ö., Sezer, C., Ibanoglu, C., Çakirli, Ö.2003. Up-to-date UBV light and O-C curves analyses of the eclipsing binary V477 Cygni. A&A, 409, 959 215 : Duemmler, R., Doucet, C., Formanek, F., Ilyin, I., Tuominen, I.2003. The radial velocities and physical parameters of ER Vul. A&A, 402, 745 216 : Eggen, O. J.1948. The System of 44 i Bootis. ApJ, 108, 15 217 : Ebbighausen, E. G.1966. Spectroscopic orbit of the eclipsing binary EK Cep. AJ, 71, 730 218 : Ebbighausen, E. G., Penegor, G., Straton, P.1975. Photometric study of the eclipsing binary WX Cephei. PASP, 87, 795 219 : Ertan, A. Y.1981. Analysis of the light curves of the eclipsing system V548 Cygni. Ap&SS, 77, 391 220 : Eaton, J. A., Wilson, J. W., Stuhlinger, T., Hall, D. S.1982. RY Geminorum - an algol binary with moderate circumstellar emission. AcA, 32, 411 221 : Ellingson, E.1983. Period Changes in V726 Cygni. JAVSO,12, 10 222 : Evren, S.1987. The light curve analysis of MM Herculis. Ap&SS, 137, 357 223 : Etzel, P. B.1988. The nature of TT Hydrae. AJ, 95, 1204 224 : Evren, S.1989. Light variations of RT Lac during the last ten years. Ap&SS, 161, 303 225 : Eaton, J. A.1990. The Longperiod Binary Uu-Cancri as a System that has Reversed its Mass Ratio. MNRAS, 247, 62 226 : Eaton, J. A.1991. Ultraviolet light curves of V535 Arae. Ap&SS, 186, 7 227 : Edalati, M. T.1993. Photometric Study of R Cma. ASPC, 38, 354 228 : Eaton, J. A., Henry, G. W., Bell, C., Okorogu, A.1993. Spots on RS CVn from spectroscopy and photometry. AJ, 106, 1181 229 : Etzel, P. B., Olson, E. C.1993. New rotational velocities for eclipsing binaries, and a comparison of spectroscopic and photometric rotations. AJ, 106, 1200 230 : Erdem, A., Demircan, O., Güre, M.2001. The light and period changes of RT Andromedae. A&A, 379, 878 231 : Erdem, A.2001. A photometric study of the near contact binary star GK Cep. AN, 322, 233 232 : Ekmekci, F., Özeren, F. F., Ak, H. 2002. Chromospherically active binary systems, RT And and ER Vul: 1995-1998 observations and spot distributions. Astron. Nachr./AN, 323, 31 233 : Frazier, T. H., Hall, D. S.1974. The O8 eclipsing binary DN Cassiopeiae and the new variable HD 14817. PASP, 86, 661 234 : Frazier, T. H., Hall, D. S.1975. Photometry of the Eclipsing Binary OX Cassiopeia, a Possible Member of NGC 381. AcA, 25, 117 235 : Fekel, F. C., Jr., Tomkin, J.1982. Secondaries of eclipsing binaries. IV - The triple system Lambda Tauri. ApJ, 263, 289 236 : Ferrer, O. E., Niemela, V. S., Mendez, R. H., Levato, H., Morrell, N.1985. The spectrographic orbit of DW Carinae. RMxAA., 10, 323 237 : Fernandez-Figueroa, M. J., de Castro, E., Gimenez, A.1985. IUE observations of the RS CVn systems Z Her, TY Pyx and HD 155555. A&AS, 60, 5 168 EK 2 Referanslar ve Numaraları 238 : Frederik, M. C., Etzel, P. B.1996. A Photometric Analysis and SPOT Model of the Detached Eclipsing Binary UV Leonis. AJ, 111, 2081 239 : Frasca, A., Marino, G., Catalano, S., Marilli, E. 2000. AR Lacertae: Halpha chromospheric emission and radial velocities from long-term optical spectroscopy. A&A, 358, 1007 240 : Frasca, A., Lanza, A. F.2000. Orbital period variation in close binaries from radial velocity data and magnetic activity cycles. I. AR Lacertae: The test case. A&A, 356, 267 241 : Flores, A., Auer, L. H., Koenigsberger, G., Cardona, O.2001. The Wind-Wind Collision Region of the Wolf-Rayet Binary V444 Cygni: How Much Optical Line Emission Does It Produce?. ApJ, 563, 341 242 : Frasca, A., Çakirli, Ö., Catalano, S., Ibanoglu, C., Marilli, E., Evren, S., Tas, G. 2002. Halpha spectroscopy and BV photometry of RT Lacertae. A&A, 388, 298 243 : Gaposchkin, S.1944. The Eclipsing System RX Cassiopeiae. ApJ, 100, 230 244 : Gaposchkin, S.1947. The Eclipsing System UX Monocerotis. ApJ, 105, 258 245 : Grant, G.1959. A Photoelectric Study of the Eclipsing Variable RW Tauri. ApJ, 129, 62 246 : Gordon, C. K., Kron, F. E.1965. Eclipsing binary system UX Her. AJ, 70, 100 247 : Gehlich, U. K., Prolss, J., Wehmeyer, R.1972. Period changes in the W Ursae Majoris star XY Leo. A&A, 18, 477 248 : Gleim, J. K.1973. Photoelectric photometry of ST Aquarii. AJ, 78, 622 249 : Gordon, K. C., Kron, G. E.1973. Six-Color Observations of the Eclipsing Binary AR Cas. Ap&SS, 23, 403 250 : Grauer, A. D., Bell, J. D., Cecchini, Ch. A., Dawson, H. L., Durban, M. T., Elliott, C. F., Jr., Hankins, W. B., Jones, C. J., Jones, G. C., Maffett, D. W.1976. Period study and UBV light curves of MN Cas. AJ,. 81, 665 251 : Gronbech, B.1976. Four-color photometry of eclipsing binaries. 5 : photometric elements of NO Pup. A&A, 50, 79 252 : Gronbech, B., Gyldenkerne, K., Jorgensen, H. E.1977. Four-colour photometry of eclipsing binaries. VII - SZ Cen, light curves, photometric elements, absolute dimensions and determination of helium content. A&A, 55, 401 253 : Gudur, N.1978. A two-colour photoelectric investigation of the eclipsing binary system AG Persei. Ap&SS, 57, 17 254 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M., Cester, B.1979. Revised photometric elements of the eclipsing binaries IU AUR and delLib. A&AS, 37, 513 255 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Predolin, F.1980. Revised Photometric Elements of the Eclipsing Binary Tw-Draconis. Ap&SS, 73, 389 256 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M., Predolin, F.1980. Revised photometric elements of the eclipsing binary AI CRU. Ap&SS, 71, 411 257 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Predolin, F.1980. Revised Photometric Elements of Xz-Andromedae. AcA, 30, 561 258 : Gulmen, O., Ibanoglu, C., Gudur, N., Bozkurt, S.1980. Two colour photometry of the eclipsing binary CD Tauri. A&AS, 40, 145 259 : Gaida, M., Seggewiss, W.1981. The Spectroscopic Orbit of the Eclipsing Binary Ar-Cassiopeiae Revisited. AcA.,31,231 260 : Giuricin, G., Mardirossian, F.1981. Revised Photometric Elements of Qy-Aquilae V388-CYGNI and Hs-Herculis. Ap&SS, 76, 111 261 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Ferluga, S.1981. Reanalysis of the light curve of ES Lib. AN, 302, 187 262 : Giuricin, G., Mardirossian, F.1981. Revised photometric elements of the eclipsing binary BR CYG. A&A, 96, 409 263 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1981. Wy-Hydrae - a Main Sequence Detached Binary System with Nearly Equal Members. A&A, 103, 349 264 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Ferluga, S.1982. V 463 Cyg: Revised Photometric Elements. BAICz, 33, 187 265 : Gimenez, A., Scaltriti, F.1982. A photometric study of the eclipsing binary V 889 AQL - an example of relativistic apsidal motion. A&A, 115, 321 266 : Giuricin, G.,Mardirossian, F., Mezzetti, M.1982. Photometric elements of the eclipsing binary AZ VIR. AN, 303,215 169 EK 2 Referanslar ve Numaraları 267 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1982. AN And - A detached eclipsing binary system with an AM primary member. A&A, 114, 74 268 : Gudur, N., Gulmen, O., Sezer, C., Sengonca, H.1983. Photoelectric photometry of the eclipsing binary NN Cephei. A&AS, 51, 27 269 : Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1984. Light curve analyses for the early-type eclipsing binaries TT AUR and XZ CEP. MNRAS, 211, 39 270 : Gimenez, A., Margrave, T. E. 1985. Relativistic apsidal motion in the eclipsing binary systems V1143 Cygni and EK Cephei. AJ, 90, 358 271 : Guinan, E. F., Maloney, F. P.1985. The apsidal motion of the eccentric eclipsing binary DI Herculis - an apparent discrepancy with general relativity. AJ,. 90, 1519 272 : Gulmen, O., Sezer, C., Gudur, N.1985. Two-colour photometry and analysis of the eclipsing binary IM Aurigae. A&AS, 60, 389 273 : Gimenez, A., Clausen, J. V., Jensen, K. S.1986. Four-colour photometry of eclipsing binaries. XXIV - Apsidal motion of QX Carinae, XI Phoenicis and NO Puppis. A&A, 159, 157 274 : Gimenez, A., Clausen, J. V. 1986. Four-colour photometry of eclipsing binaries. XXIIA Photometric elements and apsidal motion of GL Carinae. Astron. Astrophys., 161, 275 275 : Gimenez, A., Clausen, J. V., Andersen, J.1986. Four-colour photometry of eclipsing binaries. XXIA Photometric analysis and apsidal motion study of V346 Centauri. A&A, 60, 310 276 : Gudur, N., Sezer, C., Gulmen, O.1987. A photometric study of DM Delphini. A&AS, 67, 87 277 : Garcia, J. M., Gimenez, A., Claret, A. 1990. Photometric analysis of the semidetached binary system S Velorum. RmxAA, 21, 382 278 : Grygar, J., Hric, L., Komzik, R., Sima, Z.1991. Direct detection of the secondary spectrum of the interacting eclipsing binary TX Uma. Ap&SS, 185, 189 279 : Gimenez, A., Quintana, J. M.1992. Apsidal motion and revised photometric elements of the eccentric eclipsing binary V 477 Cygni. A&A, 260, 227 280 : Gu, S., Liu, Q., Yang, Y., Wang, B. 1993. Photometric study of the Algol-type eclipsing binary EU Hydrae. Ap&SS, 203, 189 281 : Gimenez, A., Clausen, J. V.1994. AG Persei: Absolute dimensions and membership of Perseus OB2. A&A, 291, 795 282 : Gonzalez, J. F., Lapasset, E., Gomez, M., Ahumada, J.1996. Photometric Analysis of the Contact Binary BF Pavonis. PASP, 108, 338 283 : Gray, J. D., Samec, R. G., Carrigan, B. J.1997. Photometric Analysis of a Near-Contact Binary, HL Aurigae: Evidence for a Third Body. AJ, 113, 2270 284 : Gunn, A. G., Doyle, J. G., Houdebine, E. R.1997. Environments of active close binaries. II. GK Hydrae and TY Pyxidis. A&A, 319, 211 285 : Gehren, T., Ottmann, ., Reetz, J. 1999. Photospheric metal abundances of AR Lacertae. A&A, 344, 221 286 : Guinan, E. F., Ribas, I., Fitzpatrick, E. L., Giménez, Á., Jordi, C., McCook, G. P., Popper, D. M.2000. Eclipsing Binaries as Astrophysical Laboratories: Internal Structure, Core Convection, and Evolution of the B-Star Components of V380 Cygni. ApJ, 544, 409 287 : Gális, R., Hric, L., Niarchos, P. 2001. KW Persei - a near-contact system?. A&A, 373, 950 288 : Güdel, M., Arzner, K., Audard, M., Mewe, R. 2003. Tomography of a stellar X-ray corona: alpha Coronae Borealis. A&A, 403, 155 289 : García-Sánchez, J., Paredes, J. M., Ribó, M.2003. VLA multifrequency observations of RS CVn binaries. A&A, 403, 613 290 : Gondoin, P.2004. X-ray spectroscopy of the W UMa-type binary VW Cephei. A&A, 415, 1113 291 : Herbig, G. H.1947. The Eclipsing Binaries ZZ Cephei and UY Virginis. ApJ, 106, 112 292 : Huffer, C. M., Eggen, O. J. 1947. A Photoelectric Study of the Eclipsing Variable AR Aurigae. ApJ, 106, 106 293 : Huffer, C. M., Eggen, O. J.1947. A Photoelectric Study of the Eclipsing Binary AH CEPHEI=HD 216014. ApJ, 106, 313 294 : Hiltner, W. A., Smith, B., Struve, O.1949. Spectrographic Observations of TW Andromedae. ApJ, 109, 95 170 EK 2 Referanslar ve Numaraları 295 : Hogg, A. R., Bowe, P. W. A.1950. Photoelectric observations of S. Antliae, S. MNRAS,110, 373 296 : Hogg, A. R.1951. The eclipsing system Zeta Phoenicis. MNRAS,111, 315 297 : Hilton, W. B., McNamara, D. H.1961. The Eclipsing Star AW Pegasi.ApJ, 134, 839 298 : Horák, T.1966. New elements of the eclipsing variables TW Draconis, RW Tauri and KR Cygni and the influence of the rectification of the light curve upon the elements VV Ursae Maioris. BAICz, 17, 272 299 : Hall, D. S., Hardie, R. H.1969. A UBV photometric study of MR Cygni. PASP, 81, 754 300 : Hall, D. S., Gertken, R. H., Burke, E. W.1970. A UBV photometric study of IQ Persei. PASP, 82, 1077 301 : Hall, B. D. S., Hubbard, G. S.1971. A UBV Photometric Study of HS Herculis. PASP, 83, 459 302 : Hutchings, J. B., Hill, G.1971. The Synthesis of Close-Binary Light Curves. II. Double Distortion and the Systems as Eridani, Lambda Tauri, and RS Vulpeculae. ApJ, 166, 373 303 : Hill, G., Barnes, J. V.1972. A Spectroscopic Study of AT Pegasi. PASP, 84, 430 304 : Hill, G., Barnes, J. V.1972. A Spectroscopic Study of AG Virginis. PASP, 84, 382 305 : Hall, D. S., Wawrukiewicz, A. S.1972. The eclipsing binary WW Cygni, an unlikely candidate for pre-main-sequence contraction. PASP, 84, 541 306 : Hall, D. S., Garrison, L. M., Jr.1972. UBV photometry of the ring in SW Cygni. PASP, 84, 552 307 : Hill, G., Hutchings, J. B.1973. A spectroscopic study of MR Cyg. A&A, 23, 357 308 : Hill, G., Hutchings, J. B.1973. The Synthesis of Close-Binary Light Curves IV. An Application to TX Ursae Majoris and MR Cygni. Ap&SS, 20, 123 309 : Hall, D. S., Woolley, K. S.1973. A Period Study for UZ Cygni, VW Cygni, and RX Geminorum. PASP, 85, 618 310 : Hutchings, J. B., Hill, G.1973. The synthesis of close-binary light curves. The contact systems W UMa, AM Leo, V566 Oph, and GK Cep. ApJ, 179, 539 311 : Hall, D. S.1974. The O9+Of eclipsing binary V729 Cygni in Cygnus OB2. AcA, 24, 69 312 : Hall, D. S., Mallama, A. D.1974. BS Scuti, possibly a blue straggler in M 11. AcA, 24, 359 313 : Hall, D. S.1975. The Undersize Subgiants: Addendum. AcA, 25, 95 314 : Hall, S. D., Walter, K.1975. UBV photometry of the Algol system RX Gem. A&AS, 20, 227 315 : Hernandez, C. A., Sahade, J.1978. The spectroscopic orbit of V346 Centauri. PASP, 90, 728 316 : Hoffmann, M.1978. The W Ursae Majoris system TZ Bootis. A&AS, 33, 63 317 : Hayasaka, T.1979. A photoelectric study of the eclipsing binary system KO Aql. PASJ, 31, 271 318 : Hill, G.1979. Description of an Eclipsing Binary Light Curve Computer Code with Application to Y-Sextus and the W-Ursae Code of Rucinski. PDAO,15, 297 319 : Hoffman, M.1982. GW Cephei, a W UMa type system. Ap&SS, 83, 195 320 : Hrivnak, B. J.1982. A photometric study and analysis of AW Ursae Majoris. ApJ, 260, 744 321 : Hill, G., Ebbighausen, E. G.1984. Photometric elements of the eclipsing binary EK Cephei. AJ, 89, 1256 322 : Hill, G., Batten, A. H.1984. Studies of early-type variable stars. III - The orbit and physical dimensions for V 380 Cygni. A&A,141, 39 323 : Hilditch, R. W., King, D. J., Hill, G., Poeckert, R. 1984. Contact and near-contact binary systems. I - FT LUPI. MNRAS, 208, 135 324 : Hilditch, R. W.1984. A study of the early-type semi-detached binary system U Herculis. MNRAS, 211, 943 325 : Hrivnak, B. J.1985. A photometric study and analysis of XY Leonis. ApJ, 290, 696 326 : Hilditch, R. W., Skillen, I., Carr, D. M., Aikman, G. C. L.1986. The triple system DM Persei. MNRAS, 222, 167 327 : Hilditch, R. W., King, D. J.1986. Contact and near-contact binary systems. IV - RT Scl and AQ TUC. MNRAS,223, 581 328 : Huenemoerder, D. P., Barden, S. C.1986. Optical and UV spectroscopy of the peculiar RS CVn system RT Lacertae. AJ, 91, 583 171 EK 2 Referanslar ve Numaraları 329 : Helt, B. E.1987. Four-colour photometry of eclipsing binaries. XXVI A - RY Aqr: A low-mass semidetached system with intrinsic variability. A&A, 172, 155 330 : Holmgren, D.1987. The Spectroscopic Orbits of U Ophiuchi and QS Aquilae. BAAS, 19, 709 331 : Harmanec, P.1988. Stellar masses and radii based on modern binary data. BAICz, 39, 329 332 : Hilditch, R. W., King, D. J.1988. Contact and near-contact binary systems. IX - EE Aquarii and RS INDI. MNRAS, 232, 147 333 : Hilditch, R. W., King, D. J.1988. Contact and near-contact binary systems. VIII - CX Virginis. MNRAS, 231, 397 334 : Hrivnak, B. J.1988. Radial velocity studies and absolute parameters of contact binaries. I - AB Andromedae. ApJ, 335, 319 335 : Heintze, J. R. W., Spronk, W., Hoekzema, N.1989. The Algol Type Binary Qs-Aquilae. SSRv, 50, 44 336 : Hill, G.1989. Studies of late-type binaries. II - The physical parameters of VW Cephei. A&A, 218, 141 337 : Hill, G., Fisher, W. A., Holmgren, D.1989. Studies of late-type binaries. III - A spectroscopic study of V566 Ophiuchi. A&A, 218, 152 338 : Hill, G., Fisher, W. A., Holmgren, D.1989. Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC. A&A, 211, 81 339 : Hrivnak, B. J.1989. Radial velocity studies and absolute parameters of contact binaries. II - OO Aquilae. ApJ, 340, 458 340 : Hall, J. C., Huenemoerder, D. P., Ramsey, L. W., Buzasi, D. L.1990. Fiber-optic echelle CCD observations of SS Bootis. ApJ, 358, 610 341 : Hill, G., Fisher, W. A., Holmgren, D.1990. Studies of late-type binaries. IV - The physical parameters of ER Vulpeculae. A&A, 238, 145 342 : Holmgren, D. E., Hill, G., Fisher, W. 1990. Absolute dimensions of early-type eclipsing binary stars. II - AH Cephei. A&A, 236 , 409 343 : Hrivnak, B. J.1990. Radial Velocity Studies of the W UMa Binaries BX Peg and BB Peg. BAAS, 22, 1291 344 : Hric, L., Komzik, R., Grygar, J.,1990. Spectral behaviour of the eclipsing binary TX UMa around primary minimum. Ap&SS,169, 241 345 : Holmgren, D. E., Hill, G., Fisher, W.1991. Absolute dimensions of early-type eclipsing binary stars. III - U Ophiuchi. A&A, 248, 129 346 : Hegedus, T., Szatmary, K., Vinko, J.1992. Light curve and O-C diagram and analysis of RZ Cassiopeiae. Ap&SS,187, 57 347 : Hilditch, R. W., Hill, G., Khalesseh, B.1992. The triple system DM Persei revisited. MNRAS, 254, 82 348 : Hegedus, T., Jager, Z.1992. Period variation of the W UMa-type binary UZ Leonis. PASP, 104, 733 349 : Hamann, W.-R., Schwarz, E.1992. The eclipsing Wolf-Rayet binary V444 Cygni - Modelling the light curve and the helium spectrum consistently. A&A, 261, 523 350 : Hill, G., Khalesseh, B.1993. Studies of Early Type Variable Stars - Part Nine - the Orbit and Physical Parameters of V1425- CYGNI. A&A, 276, 57 351 : Hummel, C. A., Armstrong, J. T., Buscher, D. F., Mozurkewich, D., Quirrenbach, A., Vivekanand, M.1995. Orbits of Small Angular Scale Binaries Resolved with the Mark III Interferometer. AJ, 110, 376 352 : Heckert, P. A., Ordway, J. I. 1995. Long Term SPOT Activity on Eclipsing RS CVn Stars: RS CVn, SS Boo, and MM HER. AJ, 109, 2169 353 : Hill, G., Holmgren, D. E.1995. Studies of early-type variable stars. 9: Y Cygni. A&A, 297, 127 354 : Harries, T. J., Hilditch, R. W., Hill, G.1997. Interacting O-star binaries: V382 Cyg, V448 CYG and XZ CEP. MNRAS, 285, 277 355 : Harries, T. J., Hilditch, R. W., Hill, G.1998. Interacting OB star binaries: LZ Cep, SZ Cam and IU AUR. MNRAS,.295, 386 356 : Hilditch, R. W., Bell, S. A., Hill, G., Harries, T. J.1998. Light-curve analysis and eclipse mapping of the contact binaries KQ GEM and V412 HER. MNRAS, 296, 100 172 EK 2 Referanslar ve Numaraları 357 : Horak, T. B., Grygar, J., vanHouten, C. J., Chochol, D., Pribulla, T.1999. Photometric Elements of the Eclipsing Binaries ZZ Cru, RU Gru and DT Lup from Multicolour Light Curves. CoSka, 29, 127 358 : Holmgren, D. E., Hadrava, P., Harmanec, P., Eenens, P., Corral, L. J., Yang, S., Ak, H., Bozic , H. 1999. Search for forced oscillations in binaries. III. Improved elements and the detection of line-profile variability reak of the B4V + A6V: system AR Cassiopeiae. A&A, 345, 855 359 : Hendry, P. D., Mochnacki, S. W.2000. Doppler Imaging of VW Cephei: Distribution and Evolution of Starspots on a Contact Binary. ApJ, 531, 467 360 : Hrivnak, B. J., Guinan, E. F., DeWarf, L. E., Ribas, I. 2001. An Ultraviolet Study of the Short-Period Binary OO Aquilae. AJ, 121, 1084 361 : Harmanec, P. 2002. The ever challenging emission-line binary beta Lyrae. Astron. Nachr./AN, 323, 87 362 : Han, W., Kim, C.-H., Lee, W.-B., Koch, R. H. 2002.Photometric Studies of CW Cephei. AJ, 123, 2724 363 : Harmanec, P., Bozic, H., Thanjavur, K., Robb, R. M., Ruzdjak, D., Sudar, D.2004. An improved ephemeris and physical elements of ER Vul. A&A, 415, 289 364 : Hiller, M. E., Osborn, W., Terrell, D.2004. New Light Curves and Orbital Solution for AM Leonis. PASP, 116, 337 365 : Ibanoglu, C. 1974. Photometric orbit of VZ CVn and the variation of its light curve. A&AS,13, 119 366 : Ibanoglu, C.. Gulmen, O.1974. Photometric orbit of KP Aql. A&A, 35, 487 367 : Imbert, M.1974. Orbital elements and dimensions of two double-lined eclipsing binaries W Gru and UX Men. A&A, 32, 429 368 : Imbert, M.1978. Orbite spectroscopique et dimensions de la binaire a eclipses VV Mon. A&AS, 33, 323 369: Imbert, M. 1985. Photoelectric radial velocities of eclipsing binaries. I - Orbital elements of BF DRA. A&AS, 59, 357. 370 : Imbert, M.1986. Photoelectric radial velocities of eclipsing binaries. II - Orbital elements of UZ DRA. A&AS, 65, 97 371 : Imbert, M. 1987. Photoelectric radial velocities of eclipsing binaries. IV - BW Aqr: Spectroscopic orbit, masses, and radii. Ap&SS, 69, 397. 372 : Ibanoglu, C., Evren, S., Akan, M. C., Tunca, Z., Keskin, V.1993. Photometry of ER Vulpeculae - Photometric analysis with the WINK-10 code. A&A, 269, 310 373 : Ibanoglu, C., Çakirli, Ö., Degirmenci, Ö., Saygan, S., Ulas, B., Erkan, N.2000. The BV light and it O-C curves analyses of the triple system V505 Sagittarii. A&A, 354, 188 374 : Ibanoglu, C., Evren, S., Tas, G., Devlen, A., Çakïrlï, Ö.2001. The brightness variations and orbital period changes of RT Lacertae. A&A, 371, 626 375 : Imbert, M.2002. Vitesses radiales photoélectriques de binaires àéclipses. VI. Orbites spectroscopiques et éléments physiques de 12 étoiles doubles Photoelectric radial velocities of eclipsing binaries VI. Orbital and physical elements of 12 double stars. A&A, 387, 850 376 : Joy, A. H.1926. Provisional elements and dimensions of S Antliae considered as an eclipsing binary. ApJ, 64, 287 377 : Joy, A. H.1930. The spectrographic orbit of RS Canum Venaticorum. ApJ, 72, 41 378 : Joy, A. H.1941. A Spectrographic Study of the Eclipsing Variable Star WW Draconis. ApJ, 94, 407 379 : Johnson, H. L.1960. The Eclipsing Binary Y. Leonis. ApJ, 131, 127 380: Johansen, K. T., Jorgensen, H. E., Bohr, V.1971. Light curve and photometric elements of XZ Pup. A&A, 11, 20 381 : Johansen, K. T.1971. Light curve and photometric elements of beta Aur. A&A, 12, 165 382: Joergensen, H. E., Gronbech, B.1978. Four-colour photometry of eclipsing binaries. IX B - AI Hya, light curves and photometric elements. A&A, 66, 377 383: Jorgensen, H. E.1979. Four-colour photometry of eclipsing binaries. XIIb-TV Cet, light curves, photometric elements and determination of helium content. A&A,72, 356 384 : Jassur, D. M. Z.1980. Observations and interpretation of the close binary system CG CYG. Ap&SS, 67, 19 173 EK 2 Referanslar ve Numaraları 385 : Jiang, Z., Leung, K.-C., Shen, L. 1983. The early-type contact system AW Lacertae. AJ, 88, 1679 386 : Jabbar, S. R., Kopal, Z.1983. The geometrical elements of 10 totally-eclipsing systems of the type of W Ursae Maioris. Ap&SS, 92, 99 387: Jabbar, S. R., Jabir, N. L., Fleyeh, H. A.1987. A photometric study of the eclipsing binary 68 U HER. Ap&SS, 35, 377 388: Jeong, J. H., Yim, J. R.1997. BVRI Photometry of Contact Binary AW UMa. ASPC, 130, 229 389: Stark, M. A., Hamlin, M. T., Anderson, J. R., Berryman, F. V., Disbro, M. A., Dyni, C., Gates, T. A., McKinney, J. A., Robinson, K. W., Snavley, S.T.2000. The Light Curve of the Eclipsing Binary Star XX Leo. JAVSO ,28, 25 390 : Koch, R. H.1960. Photoeletric photometry of AS Eridani. AJ, 65, 139 391 : Koch, R. H.1961. Departures from the Russell model in TX Ursae Majoris. AJ, 66, 230 392 : Koch, R. H.1962. A three color photoelectric investigation of del Librae. AJ, 67, 130 393 : Koch, R. H.1963. AL Gem, a possible R CMa-type binary. AJ, 68, 785 394 : Klepczcynski, W. J., Wood, B. F.1964. The eclipsing system RS Lep. AJ, 69, 92 395 : KríZ , S.1965. The eclipsing binary WW Draconis. BAICz, 16, 306 396 : Koch, R. H.1967. The complicated eclipsing binary, BH Virginis. AJ, 72, 411 397 : Kandpal, C. D., Srivastava, J. B.1967. Photoelectric elements of the eclipsing binary ZZ Cephei. BAICz, 18, 265 398 : Kandpal, C. D., Srivastava, J. B.1967. Errata: Photoelectric elements of the eclipsing binary ZZ Cephei. BAICz, 18, 333 399 : Kandpal, C. D., Srivastava, J. B.1970. Photoelectric elements of the eclipsing system WX CEP. BAICz., 21, 345 400 : Knipe, G. F. G.1971. Period Changes in QS Aquilae. PASP, 83, 352 401 : Knipe, G. F. G.1974. The light curve and orbital elements of XZ Sgr. MNRAS, 167, 369 402 : Kandpal, C. D.1975. Three-Colour Photometry of TW Cas. Ap&SS, 32, 291 403 : Kandpal, C. D. 1976. Photoelectric Elements of the Binary System AO Monocerotis. AP&SS, 40, 3 404 : Koch, R. H., Koegler, C. A.1977. A new photometric analysis of U Oph. ApJ, 214, 423 405 : Koch, R. H., Siah, M. J., Fanelli, M. N.1979. IUE spectra of the massive close binary V382 Cygni. PASP, 91, 474 406 : Kappelmann, N.,Walter, K.1979. Photometric investigation of the Algol system XZ Sagittarii. A&AS, 38, 161 407 : Kandpal, C. D., Srivastava, J. B.1980. Photoelectric study of the eclipsing system CD Eridani. Ap&SS, 67, 213 408 : Kriz, S., Arsenijevic, J., Grygar, J., Harmanec, P., Horn, J., Koubsky, P., Zdarsky, F., Pavlovski, K., Zverko, J.1980. Strongly interacting binary RX CAS. BAICz, 31, 284 409 : Kulkarni, A. G., Abhyankar, K. D.1980. Absolute dimensions of TT Hydrae. Ap&SS, 67, 205 410 : Koch, R. H., Bradstreet, D. H., Perry, P. M., Pfeiffer, R. J.1981. IUE spectra of the hot close binary V Puppis. PASP, 93, 621 411 : Khaliullin, Kh. F., Kozyreva, V. S.1983. Apsidal motion in the eclipsing binary AS Cam. Ap&SS, 94, 115 412 : Kaluzny, J., Pojmanski, G.1983. XY Leo and the cause of the W-subclass light curves. AcA, 33, 277 413 : Kwee, K. K., van Genderen, A. M.1983. Photometric observations and elements of the eclipsing binary TT Herculis. A&A, 126, 94 414 : Kaluzny, J.1984. Determination of parameters of W UMa-type systems - V757 Cen, GW Cep, BX Peg, AH VIR. AcA, 34, 217 415 : Kaluzny, J., Pojmanski, G.1984. Photometric observations of W UMa-type system SS Ari. AcA, 34, 445 416 : Kaluzny, J., Semeniuk, I. 1984. EG CEP - an almost contact binary. AcA, 34, 433 417 : Khaliullin, Kh. F., Kozyreva, V. S.1984. Apsidal motion in the eclipsing binary system V 451 Ophiuchi. Ap&SS, 106, 93 418 : King, D. J., Hilditch, R. W.1984. Contact and near-contact binary systems. II - RR Cen, EZ Hya, V502 OPH and RS SCT. MNRAS, 209, 645 419 : Kaluzny, J.1985. Photometric solutions for seven close binaries of intermediate spectral types - BL And, ST Aqr, DO Cas, TT Her, TZ Lyr, SW Lyn and RU Umi. AcA, 35, 327 420 : Karimie, M. T., Duerbeck, H. W.1985. Synthetic light curve solutions for the short-period eclipsing binaries ST Aqr, DO Cas, and TX CET. Ap&SS,117, 375 174 EK 2 Referanslar ve Numaraları 421 : Karimie, M. T. 1985. Synthetic light curve solutions for the W UMa-system BV Draconis. AP&SS, 115, 251 422 : Koppmann, R.1985. Radial velocity measurements of the spectra of Zeta Aurigae outside eclipses. Ap&SS,110, 321 423 : Khaliullina, A. I., Khaliullin, Kh. F., Martynov, D. Ia.1985. Apsidal motion and the third body in the system RU Monocerotis. MNRAS, 216, 909 424 : Khaliullin, K. F.1985. The unique eclipsing binary system V541 Cygni with relativistic apsidal motion. ApJ, 299, 668 425 : Kaluzny, J.1986. Contact binaries with components in poor thermal contact. V - BE Cephei. PASP, 98, 662 426 : Kaluzny, J., Rucinski, S. M. 1986. The combined photometric and spectroscopic solutions for contact binaries BV DRA and BW DRA. AJ, 92, 666 427 : Khan, M. A., Budding, E.1986. Photometry and discussion of the classical algol systems U SGE and U CEP. Ap&SS, 125, 219 428 : Khaliullina, A. I.1987. DR Vulpeculae - The quadruple system. MNRAS, 225, 425 429 : Kreiner, J. M., Tremko, J.1987. Research into the eclipsing system V366 Cyg. CoSka, 16, 191 430 : Kreiner, J. M., Tremko, J.1988. Investigation of the close binary system XY CEP. BAICz, 39, 73 431 : Khaliullin, Kh. F., Kozyreva, V. S. 1989. Photometric light curves and physical parameters of the eclipsing binary systems IT Cas, CO Cep, AI Hya with possible apsidal motions. AP&SS, 155, 53 432 : Kreiner, J. M., Tremko, J.1989. Research into the close binary QQ Cassiopeae with the primary component of the arly spectral type. CoSka, 18, 7 433 : Kozyreva, V. S. 1990. Apsidal motion in the eclipsing binary system HP AUR. Ap&SS, 165, 1 434 : Kreiner, J. M., Kumsiashvili, M. I., Tremko, J.1990. Investigation of close binary XZ CEP with components of the early spectral type. BAICz, 41, 51 435 : Khalesseh, B., Hill, G.1991. Studies of early-type variable stars. V - The orbit and physical parameters for V505 Sagittarii. A&A, 244, 75 436 : Krzesinski, J., Pajdosz, G., Mikolajewski, M., Zola, S.1991. An observational study of a spotted W UMA-type binary star CK Bootis. Ap&SS, 184, 37 437 : Kreiner, J. M., Tremko, J.1991. Study of period changes and possible light-time effect in ZZ CAS. BAICz, 42, 345 438 : Kim, C.-H.1991. A period study of AR Lacertae. AJ, 102, 1784 439 : Kallrath, J., Kaemper, B.-C.1992. Another look at the early-type eclipsing binary BF Aurigae..A&A, 265, 613 440 : Khalesseh, B. H. 1992. Studies of early-type variable stars. VII - The orbit and physical parameters for TV Cassiopeiae. A&A,257, 199 441 : Kang, Y. W. 1993. Photoelectric observations of long-period RS CVn binary CQ Aurigae. Ap&SS, 201, 35 442 : Kang, Y. W., Oh, K. D.1993. Simultaneous solutions for photometric and spectroscopic observations of TX Uma. Ap&SS, 201, 177 443 : Krzesinski, J., Pajdosz, G., Drozdz, M.1993. An O-C diagram analysis of PV Cassiopeiae. Ap&SS, 204, 191 444 : Kreiner, J. M., Pajdosz, G., Tremko, J., Zola, S.1994. Investigation of the semidetached eclipsing binary RZ Draconis. A&A, 285, 459 445 : Kirsch, T., Baade, R.1994. The expanding envelope of zeta Aurigae. A&A, 291, 535 446 : Kalimeris, A., Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P., Oprescu, G., Dumitrescu, A., Suran, M. D.1994. An orbital period study of the contact system AB Andromedae. A&A, 291, 765 447 : Khokhlova, V. L., Zverko, Yu., Zhizhnovskii, I., Griffin, R. E. M.1995. Chemical composition of components A and B of the Hg- Mn chemically-peculiar eclipsing SB2 star AR Aur. AstL, 21, 818 448 : Kaluzny, J. 1996.Contact Binaries with Components in Poor Thermal Contact - Part Three - AU Serpentis and FT Lupi. AcA, 36, 113 449 : Kim, C.-H.1997. A Rediscussion of Period Variation of SV Camelopardalis. ASPC, 130, 261 175 EK 2 Referanslar ve Numaraları 450 : Khodykin, S. A., Vedeneyev, V. G. 1997. On the Third-Body Hypothesis of the Eclipsing Binary AS Camelopardalis. AJ, 475, 798 451 : Kim, C.-H., Jeong, J. H., Demircan, O., Muyesseroglu, Z., Budding, E.1997. The Period Changes of YY Eridani. AJ, 114, 2753 452 : Kaszas, G., Vinko, J., Szatmary, K., Hegedus, T., Gal, J., Kiss, L. L., Borkovits, T.1998. Period variation and surface activity of the contact binary VW Cephei. A&A, 331, 231 453 : Kempner, J. C., Richards, M. T.1999. Analysis of the Si IV Ultraviolet Spectra of U Sagittae. ApJ, 512, 345 454 : Kallrath, J., Strassmeier, K. G. 2000. The BF Aurigae system. A close binary at the onset of mass transfer. A&A, 362, 673 455 : Kjurkchieva, D. P., Marchev, D. V., Ogloza, W.2001. Spectroscopic and photometric observations of the short-period RS CVn star RT And. A&A, 378, 102 456 : Kang, Y. W., Kim, H.-i., Lee, W.-B., Oh, K.-D.2001. Charge-coupled device observations of V388 CygQ1. MNRAS, 325, 707 457 : Kang, Y. W., Oh, K.-D., Kim, C.-H., Hwang, C., Kim, Ho-il, Lee, W.-B.2002. Period variation and spot model for the W UMa type binary TY Uma. MNRAS, 331, 707 458 : Kim, S.-L., Lee, J. W., Youn, J.-H., Kwon, S.-G., Kim, C.2002. Photometric study of a pulsating component in the eclipsing binary Y Cam. A&A, 391, 213 459 : Kurosawa, R., Hillier, D. J., Pittard, J. M. 2002. Mass-loss rate determination for the massive binary V444 Cygni using 3-D Monte- Carlo simulations of line and polarization variability. A&A, 388, 957 460 : Kang, Y. W., Lee, Woo-B., Kim, H.-i.., Oh, K.-D.2003. Chromospheric activity and unique solution of SZ Psc. MNRAS,344,1227 461 : Kjurkchieva, D. P., Marchev, D. V., Ogloza, W. 2003. Spectroscopic and photometric observations of the short-period RS CVn- type star CG Cyg. A&A 400, 623 462 : Kim, C.-H., Lee, J. W., Kim, S.-L., Han, W., Koch, R. H. 2003. A Period Study and Light Synthesis for the W Ursae Majoris Type Binary SS Arietis. AJ, 125, 322 463 : Kreiner, J. M., Rucinski, S. M., Zola, S., Niarchos, P., Ogloza, W., Stachowski, G., Baran, A., Gazeas, K., Drozdz, M., Zakrzewski, B. 2003. Physical parameters of components in close binary systems. I. A&A, 412, 465 464 : Kjurkchieva, D., Marchev, D., Ogloza, W.2004. Spectroscopic and photometric observations of the short-period RS CVn-type star WY Cnc. A&A, 415, 231 465 : Lynds, C. R.1957. The Eclipsing Binary UX Monocerotis. ApJ, 126, 69 466 : Lynds, C. R.1957. Photoelectric Observations of the Peculiar System W Serpentis. ApJ, 126, 81 467 : Linnell, A. P.1966. UBV photometry of RR Lyn. AJ,71,458 468 : Landolt, A. U.1968. Photoelectric light elements for the eclipsing variable TT Her. AJ,73, 705 469 : Landolt, A. U.1969. Photoelectric light elements for the eclipsing binary AB And. AJ,74, 1078 470 : Lacy, C. H.1970. Orbital elements of the eclipsing binary VW Cyg. AJ,75, 961 471 : Landolt, A. U.1973. A minimum each for GL Carinae and SV Centauri. PASP, 85, 117 472 : Leung, K.-C., Wilson, R. E.1977. The early-type contact system V1010 Oph. ApJ, 211, 853 473 : Lapasset, E.1977. UBV light variation and orbital elements of MW Pavonis. Ap&SS, 46, 155 474 : Leung, K.-C., Schneider, D. P.1978. Evolved contact systems of spectral type A - AU Puppis, V535 Arae, and V1073 Cygni. ApJ, 222, 917 475 : Leung, K.-C., Schneider, D. P.1978. Evolved contact systems of spectral type O. III - V729 Cygni. ApJ, 224, 565 476 : Lapasset, E.1980. Fundamental photometric data for two contact binaries - MW Pavonis and TY Mensae. AJ, 85, 1098 477 : Lacy, C. H.1981. Absolute dimensions and masses of eclipsing binaries. II - YZ Cassiopeiae. ApJ, 251, 591 478 : Linnell, A. P.1982. UBVRI photometry of VW Cephei. ApJS, 50, 85 479 : Lacy, C. H., Popper, D. M.1984. Absolute dimensions and masses of eclipsing binaries. IV - EE Pegasi is a triple star. ApJ, 281, 268 480 : Lipari, S. L., Sistero, R. F.1984. V758 Centauri - UBV photometry. Ap&SS, 103, 285 176 EK 2 Referanslar ve Numaraları 481 : Lacy, C. H., Frueh, M. L.1985. Absolute dimensions and masses of eclipsing binaries. V - IQ Persei. ApJ, 295, 569 482 : Lafta, S. J., Grainger, J. F.1985. New photoelectric observations of four W UMa systems - OO Aql, V839 Oph, V566 Oph, and SW Lac. Ap&SS,114, 23 483 : Lipari, S. L., Sistero, R. F.1985. UBV photometric analysis of V758 Centauri. Ap&SS, 109, 271 484 : Lu, W.1985. A new spectroscopic orbit of the W Ursae Majoris system U Pegasi. PASP, 97, 1086 485 : Leung, K.-C., Zhai, D., Zhang, Y.1985. Two very similar late-type contact systems - BX and BB Pegasi. AJ, 90, 515 486 : Lapasset, E., Claria, J. J.1986. Synthetic light-curve method applied to the W UMa systems SY Horologii and VY Ceti. A&A, 161, 264 487 : Lipari, S. L., Sistero, R. F. 1986. FT LUPI - UBV photometry and synthetic solution. MNRAS, 220, 883 488 : Lu, W.1986. The spectroscopic orbit of the W Ursae Majoris system V508 Ophiuchi. PASP, 98, 577 489 : Lacy, C. H. 1987. Properties of the main-sequence eclipsing binary AY Camelopardalis. AJ, 94, 1670 490 : Lacy, C. H.1987. Properties of the main-sequence eclipsing binary KP Aquilae. AJ, 94, 1673 491 : Li, Y.-F., Leung, K.-C.1987. New analyses of two Algol systems - TX CET and RR TrA. AJ, 93, 678 492 : Lu, W.-X.1988. Spectroscopic orbits of eclipsing binaries: AA UMa. ChA&A, 12, 99 493 : Linnel, A. P., Peters, G. J., Polidan, R. S.1988. An improved photometric analysis of SX Aurigae. ApJ, 327, 265 494 : Lacy, C. H., Gulmen, O., Gudur, N., Sezer, C.1989. Properties of the main-sequence eclipsing binary UZ Draconis. AJ, 97, 822 495 : Lee, Y.-S.1989. The photometric study of an early-type reverse Algol system - V1425 Cygni. ApJ, 338, 1016 496 : Lipari, S. L., Sistero, R. F.1989. UBV photometry of EZ HYA. The beginning of mass transfer detected?. AJ, 97, 207 497 : Liu, X., Cai, Z., Tan, H.1989. Photometry of an active Algol-type binary HP AUR. Ap&SS, 154, 1 498 : Liu, X. F., Li, Z.1989. Rapid Oscillations of Ci-Aurigae and Aq-Tauri. SSRv, 50, 352 499 : Linnell, A. P.1991. A light synthesis study of W Ursae Majoris. ApJ, 374, 307 500 : Lu, W.1991. Radial-velocity observations and absolute dimensions of eclipsing binaries - SS Ari. AJ, 102, 262 501 : Landolt, A. U.1992. A time of minimum for GW Cephei. PASP, 104, 336 502 : Lu, W.1992. A truly triple system DI Pegasi. AcA,42, 73 503 : Lu, M., Scarfe, C. D.1992. A preliminary photometric study of the early-type binary system SU Cephei. PASP, 104, 884 504 : Lacy, C. H. S.1993. The photometric orbit and apsidal motion of V523 Sagittarii. AJ, 105, 630 505 : Lacy, C. H. S.1993. The photometric orbit and apsidal motion of YY Sagittarii. AJ, 105, 637 506 : Lacy, C. H. S.1993. The photometric orbit and apsidal motion of V526 Sagittarii. AJ, 105, 1096 507 : Liu, Q. Y.1993. Four-Colour Photometric Study of the Short-Period Eclipsing Binary V-Crateris. A&AS,101, 49 508 : Liu, Q. A., Yang, Y. L., Gu, C. H., Wang, B.1993. New BV Lightcurves and Photometric Solutions for the Contact Binary Ss- Arietis. A&AS, 101, 253 509 : Lu, W.1993. Radial-velocity observations and absolute dimensions of eclipsing binaries - V781 Tau. AJ, 105, 646 510 : Lu, W.-X., Rucinski, S. M.1993. Spectral-line broadening functions of W UMa-type binaries. II - AH VIR. AJ, 106, 361 511 : Lazaro, C., Niarchos, P., Rovithis, P., Rovithis-Livaniou, E., Arevalo, M. J., Antonopoulou, E.1995. A Study of the Binary GR Tauri from Optical and Infrared Observations. AJ, 110, 1796 512 : Lapasset, E., Gomez, M., Farinas, R.1996. Photometric Analyses of the Short-Period Contact Binaries HY Pavonis, AW Virginis, and BP Velorum. PASP,108, 332 513 : Latham, D. W., Nordstroem, B., Andersen, J., Torres, G., Stefanik, R. P., Thaller, M., Bester, M. J.1996. Accurate mass determination for double-lined spectroscopic binaries by digital cross-correlation spectroscopy: DM Virginis revisited. A&A, 314, 864 514 : Liu, Q., Soonthornthum, B., Yang, Y., Gu, S., Niparugs, S., Aniwat Sooksawat, M. L., Wang, B., Naksata, M., 1996. BL Eridani: an unstable W Ursae Majoris system with spotted components. Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 118, 453 177 EK 2 Referanslar ve Numaraları 515 : Linnell, A. P., Hubeny, I., Lacy, C. H. S.1996. EE Pegasi Revisited: A Spectrum Synthesis and New Light Synthesis Study. ApJ, 459 ,721 516 : Lazaro, C., Martinez-Pais, I. G., Arevalo, M. J., Antonopoulou, E.1997. Infrared Light Curves and Spectroscopic Classification of the Algol System UX HER. AJ, 113, 1122 517 : Lacy, C. H. S.1997. Absolute Dimensions and Masses of YY Sagittarii and V526 Sagittarii. AJ,113,1091 518 : Lacy, C. H. S., 1997. Absolute Dimensions and Masses of Eclipsing Binary Stars: The Anomalous Triple Star V909 Cygni. AJ, 114, 2140 519 : Lacy, C. H. S.,Torres, G.,Latham, D.W.,Zakirov, M. M.,Arzumanyants, G. C.1997. Absolute dimensions and masses of IT cassiopeiae. AJ, 114, 1206 520 : Lacy, C. H. S.1998. Absolute Dimensions and Masses of V541 Cygni and the General Theory of Relativity. AJ, 115, 801 521 : Lorenz, R., Mayer, P., Drechsel, H. 1998. SZ Camelopardalis - an early-type eclipsing binary embedded in a multiple system. A&A, 332, 909 522 : Linnell, A. P., Etzel, P. B., Hubeny, I., Olson, E. C.1998. A Photometric and Spectrophotometric Study of MR Cygni. ApJ, 494, 773 523 : Lu, W., Rucinski, S. M.1999. Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. I. AJ, 118, 515 524 : Lacy, C. H. S., Torres, G., Claret, A., Stefanik, R. P. Latham, D. W., Sabby, J. A.2000. Absolute Properties of the Eclipsing Binary Star FS Monocerotis. AJ, 119, 1389 525 : Liu, Q., Yang, Y.2000. A period study of the W UMa type contact binary V 781 Tauri. A&AS, 142, 31 526 : Lister, T. A., McDermid, R. M., Hilditch, R. W.2000. A photometric study of the contact binaries V523 Cas and TY Uma. MNRAS, 317, 111 527 : Li, L., Zhang, F., Han, Z.2001. The W Ursae Majoris system AK Herculis. A&A, 368, 595 528 : Li, L., Liu, Q., Zhang, F., Han, Z. 2001. Photometric Study of An A-Type Contact Binary: AP Aurigae. AJ, 121, 1091 529 : Lanza, A. F., Catalano, S., Rodonò, M., Ibanoglu, C., Evren, S., Tas, G., Çakirli, Ö., Devlen, A.2002. Long-term starspot evolution, activity cycle and orbital period variation of RT Lacertae. A&A, 386, 583 530 : Lacy, C. H. S., Torres, G., Claret, A., Sabby, J. A. 2002. Absolute Properties of the Main-Sequence Eclipsing Binary Star WW Camelopardalis. AJ, 123, 1013. 531 : Lacy, C. H. S.2002. uvbybeta Photometry of Selected Eclipsing Binary Stars. AJ, 124, 1162 532 : Lázaro, C.,Arévalo, M. J.,Martínez-Pais, I. G.,Domínguez, R. M.2002.BVRJK Photometry and a Spectroscopic Study of the Algol Short-Period Binary VV Ursae Majoris. AJ, 123, 2733 533 : Lazaro, C., Arevalo, M. J., Claret, A.2002. Infrared light curves and absolute stellar parameters of the Algol system delta Librae: is delta Librae really an overmassive Algol binary? MNRAS, 334, 542 534 : Lehmann, H., Hempelmann, A., Wolter, U. 2002. High-resolution spectroscopic monitoring of SV Camelopardalis. I. Orbits, absolute masses and radii of the components. A&A, 392, 963. 535 : Lloyd, C., Guilbault, P.2002. The period behaviour of the Algol binary TW Cas. Obs, 122, 85 536 : Linnell, A. P. 2002. The anomalous ultraviolet light curves and IUE spectra of beta Lyrae revisited. MNRAS, 334, 963. 537 : Lacy, C. H. S., Torres, G., Claret, A., Sabby, J. A.2003. Absolute Properties of the Main-Sequence Eclipsing Binary Star BP Vulpeculae. AJ, 126, 1905 538 : Lastennet, E., Fernandes, J., Valls-Gabaud, D., Oblak, E.2003. Disentangling discrepancies between stellar evolution theory and sub-solar mass stars. The influence of the mixing length parameter for the UV Psc binary. A&A, 409, 611 539 : Leone, F., Plachinda, S. I., Umana, G., Trigilio, C., Skulsky, M.2003. The magnetic field of the boldmath beta Lyrae system: Orbital and longer time-scale variability. A&A, 405, 223 540 : Lacy, C. H. S.2004. Photometric orbits of KU AURIGAE and SW CANCRI. IBVS 5499 178 EK 2 Referanslar ve Numaraları 541 : Lázaro, C., Martínez-Pais, I. G., Arévalo, M. J.2004. The fundamental parameters of the Algol binary AI Draconis revisited. MNRAS, 351, 707 542 : Lehmann, H., Mkrtichian, D. E.2004. The eclipsing binary star RZ Cas. I. First spectroscopic detection of rapid pulsations in an Algol system. A&A, 413, 293 543 : McDiarmid, R. J.1915. The elements of the eclipsing systems TV, TW, TX Cassiopeiae, and T Leonis Minoris. ApJ, 42, 412. 544 : McDiarmid, R. J.1917. The eclipsing variable SS Camelopardalis. ApJ, 45, 50 545 : Mauder, H. 1964. Der Bamberger Veränderliche BV 45 = AC Bootis. Mit 3 Textabbildungen. ZA, 60, 222 546 : Milone, E. E.1968. The peculiar binary RT Lac. AJ, 73, 708 547 : McCook, G. P.1971. A new photometric solution for TW Cassiopeiae. AJ, 76, 449 548 : Mochnacki, S. W., Doughty, N. A. 1972A model for the totally eclipsing W UMa system AW UMa. MNRAS,156,51 549 : Mammano, A., Margoni, R., Stagni, R.1974. BF AUR : a contact massive system disproving fission. A&A, 35, 143 550 : Martin, W. L.1974. The spectrum of XZ SGR during minimum light. Obs, 94, 187 551 : Milone, E. F.1976. Infrared photometry of RT Lac. ApJS, 31, 93 552 : Mancuso, S., Milano, L., Russo, G.1977. Photoelectric observations of the eclipsing binary AC Boo. A&AS, 29, 57 553 : Mancuso, S., Milano, L., Russo, G.1977. The Semi-detached system RT Persei and its light curve. Ap&SS,47, 277 554 : Milone, E. F.1977. Preliminary solution for RT Lacertae. AJ, 82, 998 555 : Mancuso, S., Milano, L., Russo, G. 1978. A detailed photometric study of the eclipsing binary AC Boo. A&A., 63, 93 556 : Mallama, A. D.1980. Photoelectric light curve and period study for RZ Draconis. PASP, 92, 463 557 : Mardirossian, F., Predolin, F., Giuricin, G.1980. Revised Photometric Elements of the Eclipsing Binary Di-Pegasi. A&A, 91, 254 558 : Mardirossian, F., Mezzetti, M., Cester, B., Giuricin, G.1980. Two-Colour Photoelectric Lightcurves and Elements of Ww-Draconis. A&AS, 39, 73 559 : Martynov, D. I., Khaliullin, K. F. 1980. On the relativistic motion of the periastron in the eclipsing binary system DI Herculis. Ap&SS,71, 147 560 : Mardirossian, F., Mezzetti, M., Predolin, F., Giuricin, G.1980. SZ Cam - A semi-detached binary system. A&A, 86, 264 561 : Mardirossian, F., Mezzetti, M., Predolin, F., Giuricin, G.1980. Photometric elements of the eclipsing binary OX CAS. A&A, 82, 386 562 : Mayer, P.1980. Increasing periods of AH CEP and V 382 CYG. BAICz, 31, 292 563 : Maceroni, C., Milano, L., Russo, G., Sollazzo, C.1981. Determination of parameters of W UMa systems. I - AE Phe, AQ Tuc, 44 i Boo. A&AS., 45, 187 564 : Mardirossian, F., Giuricin, G.1981. Revised photometric elements of the eclipsing binary XZ Cmi. A&A, 96, 415 565 : Mardirossian, F., Giuricin, G.1981. Revised photometric elements of the eclipsing binary RT UMi. A&A, 97, 206 566 : Miliano, L., Russo, G., Mancuso, S.1981. The variable lightcurves of RT Andromedae. A&A, 103, 57 567 : Milano, L., Russo, G., Sollazzo, C.1981. A comparison of eclipsing binary models - Application to RT UMi. A&A, 96, 328 568 : Maceroni, C., Milano, L., Russo, G.1982. Determination of parameters of W UMa systems. III - CC Com, YY Eri, V502 OPH and TY PUP. A&AS, 49, 123 569 : Markworth, N. L., Michaels, E. J. Jr. 1982. The Eclipsing Binary Uv-Lyncis. PASP, 94, 350 570 : Maceroni, C., Milano, L., Russo, G. 1983. Determination of parameters of W UMa systems. IV - BV Dra, BW Dra, EM Lac, SW Lac. A&AS, 51, 435 571 : McLean, B. J., Hilditch, R. W. 1983. Radial velocities for contact binaries. II - TZ Boo, XY Boo, TX Cnc, RZ Com, CC COM and Y Sex. MNRAS, 203, 1 572 : McLean, B. J.1983. Radial velocities for contact binary systems. III - V566 Ophiuchi. MNRAS, 204, 817 573 : Milano, L., Russo, G.1983. V388 Cygni - A binary system in the rapid phase of mass exchange. MNRAS, 203, 235 179 EK 2 Referanslar ve Numaraları 574 : Maceroni, C., Milano, L., Russo, G. 1984. Determination of parameters of W UMa system. V - V757 Cen, ER Cep, AH CNC. A&AS, 58, 405 575 : Murad, I. M., Budding, E.1984. The eclipsing binary system DM Per. Obs, 104, 83 576 : Mandrini, C. H., Mendez, R. H., Ferrer, O. E., Niemela, V. S. 1985. The Spectrographic Orbit of the Eclipsing Binary HH-Carinae. Rev. Mexicana Astron.Astrof., 11, 99 577 : Milone, E. F., Hrivnak, B. J., Fisher, W. A.1985. A radial-velocity study of V523 Cassiopeiae. AJ, 90, 354 578 : Maceroni, C.1986. Light-curve solution of contact binaries and the uniqueness of derived mass ratios - V523 CAS. A&A, 170, 43 579 : McFarlane, T. M., Hilditch, R. W., King, D. J.1986. Contact and near-contact binary systems. V - RV Corvi. MNRAS, 223, 595 580 : McFarlane, T. M., Hilditch, R. W.1987. Contact and near-contact binary systems. VII - EZ Hydrae, AD Phoenicis and RS Columbae. MNRAS, 227, 381 581 : Milone, E. F., Wilson, R. E., Hrivnak, B. J.1987. RW Comae Berenices. III - Light curve solution and absolute parameters. ApJ, 319, 325 582 : Milano, L., Rigutti, M., Russo, G., Vittone, A. 1988. Some observed peculiarities of the triple system V701 CEN. A&A, 193, 168. 583 : Malasan, H. L., Yamasaki, A., Kitamura, M.1989. Synthetic analysis of light curves of the close binary system UZ Puppis.Ap&SS,153, 269 584 : Maloney, F. P., Guinan, E. F., Boyd, P. T.1989. Eclipsing binary stars as tests of gravity theories - The apsidal motion of AS Camelopardalis. AJ, 98, 1800 585 : Milano, L., Barone, F., Mancuso, S., Russo, G., Vittone, A. A.1989. Search for contact systems among EB-type binaries. I - TT Herculis. A&A, 210, 181 586 : Milano, L., Barone, F., Mancuso, S., Russo, G. 1989. Search for contact systems among EB-type binaries. II - ES Lib and AR Boo. Ap&SS,153, 273 587 : Marton, S. F., Grieco, A., Lapasset, E., Sistero, R. F., Claria, J. J.1990. RS INDI - A photometric analysis using the grid technique. A&A, 237,73 588 : Mennella, V.1990. Time-scale variability of the light curves of ER Vulpeculae. A&A, 234, 203 589 : Maloney, F. P., Guinan, E. F., Mukherjee, J.1991. Eclipsing binary stars as tests of gravity theories - New solutions for AS Camelopardalis. AJ,102, 256 590 : Mayer, P., Hadrava, P., Harmanec, P., Chochol, D.1991. New data on the eclipsing binary V1765 CYG (HR 7551) and improved orbital and light-curve solutions. BAICz., 42, 230 591 : Milone, E. F.,Groisman, G.,Fry, D. J. I., Bradstreet, D. H.1991. Analysis and solution of the light and radial velocity curves of the contact binary TY Bootis. ApJ, 370, 677 592 : Mossakovskaya, L.1993. THE FOUR BODY SYSTEM Y Cam? IBVS 3902 593 : Mayer, P., Lorenz, R., Chochol, D., Irsmambetova, T. R.1994. SZ Cam - early-type eclipsing binary with a third body. A&A, 288, L13 594 : Maxted, P. F. L., Hill, G., Hilditch, R. W. 1994. Studies of early-type variable stars. 6: Absolute parameters of the Algol system RZ Cassiopeiae., A&As, 282, 821 595 : Maxted, P. F. L., Hill, G., Hilditch, R. W.1994. Studies of early-type variable stars XII. Spectroscopic orbit and absolute parameters of AT Pegasi. A&A, 285, 535 596 : Marchenko, S. V., Moffat, A. F. J., Koenigsberger, G.1994. The Wolf-Rayet binary V444 Cygni under the spectroscopic microscope. 1: Improved characteristics of the components and their interaction seen in He I. ApJ, 422, 810 597 : Maxted, P. F. L., Hill, G., Hilditch, R. W.1995. Studies of early-type variable stars. XIII. Spectroscopic orbit and absolute parameters of TX Ursae Majoris. A&A, 301, 135 598 : Maxted, P. F. L., Hilditch, R. W. 1995. The absolute parameters of the Algol-type binary star AF Geminorum. A&A, 301, 149 180 EK 2 Referanslar ve Numaraları 599 : Maxted, P. F. L., Hill, G., Hilditch, R. W.1995. Studies of early-type variable stars. XIV. Spectroscopic orbit and absolute parameters of HU Tauri. A&A, 301, 141 600 : Maxted, P. F. L., Hilditch, R. W.1996. The near-contact binary system RU Ursae Minoris. Obs , 116, 288 601 : Mader, J. A., Angione, R. J. 1996.A Photometric Analysis of the Binary System KO Aquilae. PASP, 108, 404 602 : Maceroni, C., van't Veer, F.1996. The properties of W Ursae Majoris contact binaries: new results and old problems. A&A, 311, 523 603 : Mader, J. A., Angione, R. J.1997. Erratum: "A Photometric Analysis of the Binary System of KO Aquilae".PASP, 09, 216 604 : Marchenko, S. V., Moffat, A. F. J., Eenens, P. R. J., Cardona, O., Echevarria, J., Hervieux, Y.1997. The Wolf-Rayet Binary V444 Cygni under the Spectroscopic Microscope. II. Physical Parameters of the Wolf-Rayet Wind and the Zone of Wind Collision. ApJ, 485, 826 605 : Marschall, L.A., Stefanik, R. P., Lacy, C. H., Torres, G., Williams, D. B., Agerer, F.1997. The Eclipsing Double-Lined Spectroscopic Binary System V505 Persei. AJ, 114, 793 606 : Morris, S. L., Naftilan, S. A.1997. RZ Tauri: New Light Curves and Analysis. AJ, 114, 2145 607 : Maeda, Y., Koyama, K., Yokogawa, J., Skinner, S.1999. X-Ray Evidence for Wind-Wind Collision in the Wolf-Rayet Binary V444 Cygni. ApJ, 510, 967 608 : Milone, E. F., Schiller, S. J., Munari, U., Kallrath, J.2000. Analyses of the Currently Noneclipsing Binary SS Lacertae or SS Lacertae's Eclipses. AJ, 119, 1405 609 : Morris, S. L., Naftilan, S.A.2000. V1073 Cygni: A New Light Curve and Analysis. PASP, 112, 852 610 : Manimanis, V. N., Niarchos, P. G.2001. A Photometric study of the near-contact system RU Ursae Minoris. A&A,369, 960 611 : Munari, U., Tomov, T., Zwitter, T., Milone, E. F., Kallrath, J., Marrese, P. M., Boschi, F., Prsa, A., Tomasella, L., Moro, D.2001. Evaluating GAIA performances on eclipsing binaries. I. Orbits and stellar parameters for V505 Persei, V570 Persei and OO Pegasi. A&A, 378, 477 612 : Marques, J. P., Fernandes, J., Monteiro, M. J. P. F. G.2004. The role of the time step and overshooting in the modelling of PMS evolution: The case of EK Cephei. A&A, 422, 239 613 : Mkrtichian, D. E., Kusakin, A. V., Rodriguez, E., Gamarova, A. Yu., Kim, C., Kim, S.-L., Lee, J. W., Youn, J.-H., Kang, Y. W., Olson, E. C., Grankin, K.2004. Frequency spectrum of the rapidly-oscillating mass-accreting component of the Algol-type system AS Eri. A&A, 419, 1015 614 : Nassau, J. J. 1936. Light elements and orbit of AR Aurigae. AJ, 45,137 615 : Nassau, J. J.1939. Light elements and orbit of BO Vulpeculae. AJ, 48, 89 616 : Nha, I.-S.1975. CW Cephei - an important close binary member of the III Cephei association. AJ, 80, 232 617 : Niarchos, P. G.1984. Photoelectric light curves and elements of VW Cephei. A&AS, 58, 261 618 : Naftilan, S. A., Milone, E. F.1985. Light-curve solution and interpretation for CG Cygni. AJ, 90, 761 619 : Nagy, T. A. 1985. Light-curve modeling of the binary star AK Herculis. PASP, 97, 1005 620 : Niarchos, P. G. 1985. Photoelectric light curves and elements of AG Virginis. A&AS, 61, 313 621 : Nikolov, A., Maslev, K.1987. Orbital elements of the eclipsing binary Zeta Phe. Ap&SS, 135, 283 622 : Niarchos, P. G.1987. New photoelectric light curves and elements of SW Lacertae. A&AS, 67, 365 623 : Niarchos, P. G., Duerbeck, H. W.1991. The intractable W UMa system AE Phe - Light curve synthesis and mass-ratio problem. A&A, 247, 399 624 : Niarchos, P. G., Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P.1991. The eclipsing binary GK Cephei - New BV photoelectric observations and light curves analysis. A&AS, 88, 471 625 : Niarchos, M., Hoffmann, M., Duerbeck, H. W. 1992. DF Hydrae - A W UMa system with spotted components. A&A, 258, 323 626 : Niarchos, P. G., Rovithis-Livaniou, H.; Rovithis, P.1993. A photometric study of V566 Ophiuchi. Ap&SS, 203, 197 181 EK 2 Referanslar ve Numaraları 627 : Niarchos, P. G., Hoffmann, M., Duerbeck, H. W.1994. RT Leonis Minoris: a spotted W Ursae Majoris system. A&AS, 103, 39 628 : Nakamura, Y., Yamasaki, A., Ito, Y.1994. A light-curve analysis of the eclipsing binary system HU Tauri. PASJ,46, 267 629 : Narusawa, Shin-Ya. Nakamura, Y., Yamasaki, A.1994. Photometric study of the active Algol system RZ Cassiopeiae. AJ., 107, 1141 630 : Niarchos, P. G., Hoffmann, M., Duerbeck, H. W.1994. The hot contact binary XZ Leonis. A&A, 292, 494 631 : Nordstrom, B., Johansen, K. T.1994. Radii and masses for beta Aurigae. A&A, 291, 777 632 : Nordstrom, B., Johansen, K. T.1994. Radii and masses for young star AR Aurigae. A&A, 282, 787 633 : Neff, J. E., Pagano, I., Rodono, M., Brown, A., Dempsey, R. C., Fox, D. C., Linsky, J. L.1996. Rotational modulation and flares on RS Canum Venaticorum and BY Draconis stars. XIX. Simultaneous IUE, ROSAT, VLA, and visual observations of TY Pyxidis. A&A, 310, 173 634 : Niarchos, P. G., Hoffmann, M., Duerbeck, H. W.1996. TU Bootis: an ambiguous W Ursae Majoris system. A&AS, 117, 105 635 : Narita, E., Schroeder, K.-P., Smith, R. C.2001. Light curve and physical parameters of the Algol-type binary TW Cas. Obs, 121, 08 636 : O'Connell, D. J. K.1968. Orbital elements and apsidal motion of the eclipsing binary HH Carinae. RA, 7, 399 637 : Okazaki, A.1977. The close binary system T LMi. PASJ, 29, 289 638 : Okazaki, A.1978. Analysis of light variations of the eclipsing binary system XY Ceti with AM spectra. Ap&SS, 56, 293 639 : Olson, E. C.1980. U Cephei - Effects of disk, hot spot, and stream on primary eclipse light curves. ApJ,241,257 640 : Olson, E. C., Schaefer, B. E., Fried, R. E., Lines, R., Lines, H.1992. A new investigation of photometric changes in RW Persei. AJ, 103, 256 641 : Oh, K. D., Ahn, Y. S.1993. EB-type Contact Binary DO CAS. ASPC, 38, 337 642 : Olah, K., Budding, E., Kim, H.-L., Etzel, P. B.1994. The active close binary system ER Vulpeculae. A&A, 291,110 643 : Olson, E. C., Etzel, P. B., Dewey, M. R. 1995. KU Cygni: New Spectroscopic and Photometric Solutions of a Long-Period Accretion-Disk Binary. AJ, 110, 2378 644 : Olson, E. C., Etzel, P. B.1995. UX Monocerotis: New Photometric and Spectroscopic Observations, Solutions, and Anomalies in an Active Mass-Transferring Binary. AJ, 110, 2385 645 : Odell, A. P.1996. W Corvi, a contact binary with large temperature difference. MNRAS, 282, 373 646 : Olson, E. C., Plavec, M. J.1997. RY Persei: an Early-Type Interacting Close Binary. AJ, 113, 425 647: Oh, K.-D., Kim, C.-H.1997. Period Changes of do CAS. ASPC, 130, 269 648 : Ogloza, W., Zola, S., Tremko, J., Kreiner, J. M.1998. The analysis of photometric light curves and the third body in the eclipsing binary system SW Lyn. A&A, 340, 81 649 : Özdemir, S., Ak, H., Tanriver, M., Gülseçen, H., Gülseçen, S., Saygaç, A. T., Budding, E., Demircan, O. 2001. UBV Photometry of the Massive Eclipsing Binary TT Aur. Publ. Astron. Soc. Aust., 18, 151 650 : Özeren, F. F., Gunn, A. G., Doyle, J. G., Jevremovic, D.2001. A spectroscopic study of the eclipsing binaries SV Camelopardalis and XY Ursae Majoris. A&A, 366, 202 651 : Plaskett, J. S.1920. The Spectroscopic Orbits and Dimensions of the Eclipsing Variables U Ophiuchi, RS Vulpeculae and TW Draconis. JRASC, 14, 1 652 : Payne-Gaposchkin, C.1946. The Eclipsing Star RT Andromedae. ApJ, 103, 291 653 : Payne-Gaposchkin, C., Gaposchkin, S.1946. Relation between components of binary stars. AJ, 52, 29 654 : Popper, I. Z., Herculis, D. M.1956. Rediscussion of Eclipsing Binaries. I. Z Herculis. ApJ, 124, 196 655 : Popper, D. M.1957. Rediscussion of Eclipsing Binaries. III. Z Vulpeculae. ApJ, 126, 53 656 : Popper, D. M.1959. Rediscussion of Eclipsing Binaries. IV. RX Herculis and Other a Stars. ApJ,129, 659 657 : Popper, D. M.1961. Rediscussion of Eclipsing Binaries. V. RS Canum Venaticorum. ApJ,133,148 182 EK 2 Referanslar ve Numaraları 658 : Purgathofer, A.1964. Lichtelektrische Beobachtungen des Bedeckungsveränderlichen V 401 Cygni. Mit 2 Textabbildungen. ZA, 59, 29 659 : Popper, D. M.1964. KU Cygni. ApJ, 139, 143 660 : Popper, D. M.1965. Rediscussion of Eclipsing Binaries. VII. WZ Ophiuchi and Other Solar-Type Stars. ApJ,141,126 661 : Plavec, M. 1966.S EQUULEI, A New Close Binary With Gaseous Streams. BAICz, 17, 295 662 : Popper, D. M.1970. Rediscussion of Eclipsing Binaries. IX. TX Herculis and Zeta Phoenicis. ApJ, 162, 925 663 : Popper, D. M.1974. Rediscussion of eclipsing binaries. 10. The B stars AG Per and CW Cas. ApJ, 188, 559 664 : Papousek, J.1974. Photoelectric Photometry of TV CAS. BAICz, 25, 152 665 : Padalia, T. D., Srivastava, R. K.1975. Three-Colour Photometry of the Eclipsing Binary EI Cephei. Ap&SS, 32, 285 666 : Padalia, T. D., Srivastava, R. K.1975. The Photoelectric Elements of as Camelopardalis. Ap&SS, 38, 87 667 : Padalia, T. D.1979. Photoelectric photometry of the eclipsing binary EE AQR. Ap&SS, 62, 477 668 : Parthasarathy, M., Sarma, M. B. K.1980. Photometry of Hu-Tauri. Ap&SS,72, 477 669 : Panchatsaram, T., Abhyankar, K. D.1981. SW Lacertae - A quadruple system. BASI, 9, 31 670 : Panchatsaram, T.1981. A study of the period of U Ophiuchi. BASI, 9, 139 671 : Panchatsaram, T.1981. Light-time effect in RT Persei. Ap&SS, 77, 179 672 : Popper, D. M. 1981. Rediscussion of eclipsing binaries. XII - V805 Aquilae and EE Pegasi, two main-sequence systems with unequal components. APJ, 244 , 541 673 : Popper, D. M. 1982. Rediscussion of eclipsing binaries. XIII - DI Herculis, a B-type system with an eccentric orbit. ApJ, 254, 203 674 : Popper, D. M.1983. The F-type eclipsing binaries ZZ Bootis, CW Eridani, and BK Pegasi. AJ, 88, 1242 675 : Plavec, M. J., Dobias, J. J.1983. RW Tauri as a weak W Serpentis star. ApJ, 272, 206 676 : Popper, D. M., Lacy, C. H., Frueh, M. L., Turner, A. E. 1986. Properties of main-sequence eclipsing binaries - Into the G stars with HS Aurigae, FL Lyrae, and EW Orionis. AJ, 91, 383 677 : Popper, D. M.1987. Rediscussion of eclipsing binaries. XVI - The detached early A type binaries PV Cassiopeiae and WX Cephei. AJ, 93, 672 678 : Plavec, M. J., Dobias, J. J.1987. The moderately interacting Algol-type eclipsing binary RY Geminorum. AJ, 93, 440 679 : Popper, D. M. 1987. A pre-main sequence star in the detached binary EK Cephei. ApJ, 313, L81 680 : Pribula, T., Chochol, D., Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P.1998. Angular Momentum Loss in the Multiple System AW UMa. Stel,conf, 97 681 : Plavec, M. J.1988. The Algol-like binary TT Hydrae - The stars, circumstellar matter, and superionized plasma. AJ, 96, 755 682 : Popper, D. M. 1988. VZ Canum Venaticorum and AI Hydrae, detached F type binaries with variable components. AJ, 95, 190 683 : Popper, D. M. 1988. Orbits of close binaries with CA II H and K in emission. I - Z Herculis and RS Canum Venaticorum. AJ, 95, 1242 684 : Popper, D. M.1991. Orbits of close binaries with CA II H and K in emission. V - The main-sequence system UV PISCIUM. AJ, 102, 699 685 : Pagano, I., Rodono, M., Neff, J. E.1992. The Active Regions on the Edipsine Binary AR Lac (HD 210334). ASPC, 27, 476 686 : Pena, J. H., Hobart, M. A., Rodriguez, E.1993. Observations and period variation analysis of the W UMA type star SW Lac. RmxAA, 25, 63 687 : Plewa, T., Wlodarczyk, K. J.1993. A photometric study of early-type contact binary CT Tauri. AcA,.43, 249 688 : Popper, D. M.1994. Orbits of detached main-sequence eclipsing binaries of types late F to K, 1: RT Andromedae and CG Cygni. AJ,108, 1091 689 : Parthasarathy, M., Sarma, M. B. K., Vivekananda Rao, P.1995. Photometric elements, absolute dimensions and evolutionary status of the eclipsing binary HU Tauri (HR 1471). A&A, 297,359 183 EK 2 Referanslar ve Numaraları 690 : Pachoulakis, I.,Pfeiffer, R. J.,Kock, R. H., Stickland, D. J.1996. The winds of hot close binaries. Paper 2: CW Cephei (HD 218066). Obs, 116, 89 691 : Popper, D. M.1997. Orbits of detached main-sequence eclipsing binaries of types late F to K. II. UV leonis, UV piscium, and BH virginis. AJ, 114, 1195 692 : Pojmanski, G., Udalski, A.1997. An Orbital Solution for RS CVn Binary Star XY UMa. AcA, 47, 451 693 : Pantazis, G., Niarchos, P. G.1998. An observational approach for the determination of gravity darkening in contact binaries of W UMa type. A&A, 335, 199 694 : Petr M., Marek W.1998. XY Bootis - a W UMa-star with extreme rate of period change. IBVS, 4640 695 : Pojmanski, G.1998. Orbital Solutions for Three RS CVn Systems: WY Cnc, SV Cam and XY UMa. AcA, 48, 711 696 : Popper, D. M.1998. Orbits of detached main-sequence eclipsing binaries of types late F to K. III - AD Bootis and DU Leonis. AJ, 115, 338 697 : Perevozkina E.L., Svechnikov M.A. 1999. Catalogue of orbital elements, masses and luminosities of detached main sequence type eclipsing binaries with known elements of photometric orbit and unknown spectroscopic elements. processing. I.I. Bondarenko, Ekaterinburg, Ural. Univers. 698 : Petrova, A. V., Orlov, V. V. 1999.Apsidal Motion in Double Stars. I. Catalog. AJ, 117, 587 699 : Pribulla, T., Chochol, D., Rovithis-L., H., Rovithis, P.1999. The contact binary AW Ursae Majoris as a member of a multiple system. A&A, 345, 137 700 : Pribulla, T., Chochol, D., Parimucha, S.1999. Period and Light-Curve Study of the Eclipsing Contact Binary SW Lac. CoSka, 29, 111 701 : Palen, S., Fix, J. D.2000. Models of OH Maser Variations in U Herculis. ApJ, 531, 391 702 : Popper, D. M.2000. Orbits of Main-Sequence Eclipsing Binaries of Types Late F to K. IV. HS Aquarii, V1430 Aquilae, HP Aurigae, and CV Bootis. AJ, 119, 2391 703 : Pribulla, T.,Chochol, D.,Milano, L.,Errico, L.,Vittone, A. A.,Barone, F.,Parimucha, S. 2000.Active eclipsing binary RTAndromedae revisited. A&A, 362, 169 704 : Pribulla, T., Chochol, D., Tremko, J., Parimucha, S., Vanko, M., Kreiner, J. M.2000.Period study of the contact system VW Cep. CoSka, 30, 117 705 : Pustylnik, I. B., Niarchos, P. G.2000. Evidence for a hot spot in the contact binary VW Cephei. A&A,361,982 706 : Pribulla, T., Vanko, M., Chochol, D., Parimucha, S. 2001. Photoelectric photometry of the eclipsing contact binaries: EF Dra GW Cep and CW Cas. Coska, 31, 26 707 : Pagano, I., Rodonò, M., Linsky, J. L., Neff, J. E., Walter, F. M., Kovári, Zs., Matthews, L. D. 2001. Spectral imaging maps of AR Lacertae . I. Results from IUE observations in 1994 October. A&A, 365, 128 708 : Pribulla, T., Chochol, D., Heckert, P. A., Errico, L., Vittone, A. A., Parimucha, S., Teodorani, M.2001. An active binary XY UMa revisited. A&A, 371, 997 709 : Pribulla, T., Vanko, M.2002. Photoelectric photometry of eclipsing contact binaries: U Peg, YY CrB, OU Ser and EQ Tau. CoSka, 32, 79 710 : Pribulla, T., Kreiner, J. M., Tremko, J.2003. Catalogue of the field contact binary stars. CoSka, 33, 38 711 : Qian, ., Liu, Q., Yang, Y., Gu, S., Huang, Z.1997. Photometric study of the close binary system DD Monocerotis. A&AS ,125, 475 712 : Qian, S.-B., Liu, Q.-Y., Yang, Y.-L.1999. A study of the periods of the active binary AR Lac. ChA&A, 23, 317 713 : Qian, S.2000. Possible Mass and Angular Momentum Loss in Algol-Type Binaries. II. TT Delphini, BO Monocerotis, and Y Piscium. AJ, 119, 3064 714 : Qian, S., Liu, Q.2000. Orbital period studies of the two contact binaries TZ Bootis and Y Sextantis. A&A, 355, 171 715 : Qian, S.2001. A possible relation between the period change and the mass ratio for W-type contact binaries. MNRAS, 328, 635 184 EK 2 Referanslar ve Numaraları 716 : Qian, S.2001. Possible Mass and Angular Momentum Loss in Algol-Type Binaries. III. TU Cancri, FZ Delphini, AY Geminorum, VZ Leonis, FH Orionis, IU Persei, XZ Persei, and BE Vulpeculae. AJ, 121, 1614 717 : Qian, S., Ma, Y.2001. Period Studies of Some Neglected Close Binaries: EP Andromedae, V724 Aquilae, SS Comae, AM Eridani, FZ Orionis, BY Pegasi, EQ Tauri, and NO Vulpeculae. PASP, 113, 754 718 : Qian, S.2001. Possible Mass and Angular Momentum Loss in Algol-Type Binaries. IV. UU Andromedae and Z Persei. AJ,122, 1561 719 : Qian, S.2001. Possible Mass and Angular Momentum Loss in Algol-Type Binaries. V. RT Persei and TX Ursae Majoris. AJ, 122, 2686 720 : Qian, S. B., Boonrucksar, S.2002. NewA, 7, 435 721 : Qian, S. B., Zhu, L. Y.2002. VW Bootis: The Shortest Period Close Binary System at the Beginning of the Overcontact Phase. ApJ, 568, 1004 722 : Qian, S., Liu, D., Tan, W., Soonthornthum, B.2002. Is the Algol-type Eclipsing Binary RX Geminorum a True Triple System?. PASP,114, 766 723 : Qian, S.2002. Orbital Period Studies of Two Algol-Type Eclipsing Binary Systems: TY Pegasi and X Trianguli. PASP,114, 650 724 : Qian, S. B., Zhu, L. Y., Boonrucksar, S.2002. Interior structura variations in the secondary components of two Algol-type eclipsing binary systems: SW Cygni and RR Draconis. A&A, 396, 609 725 : Qian, S. B., Zhu, L. Y., He, J. J., Boonruksar, S.2003. A period investigation of two chromospherically active binary stars: RT Coronae Borealis and PW Herculis. NewA, 8, 457 726 : Russell, H. N., Shapley, H.1914. Elements of the eclipsing variable stars Z Draconis and RT Persei. ApJ, 39, 405 727 : Rigterink, P. V.1972. A numerical analysis of the variations in the light curve of W UMa. AJ, 77, 230 728 : Rigterink, P. V.1973. An analysis of the eclipsing binary, AB And. A&AS, 12, 313 729 : Rucinski, S. M.1976. SV CEN a truly contact binary. PASP, 88, 244 730 : Ramella, M., Giuricin, G., Mardirossian, F., Mezzetti, M.1980. Revised photometric elements of the eclipsing binaries XY CET and V380 CYG. Ap&SS,71, 385 731 : Rao, P. V., Sarma, M. B. K.1981. Photoelectric study of the RS CVn type binary TY Pyxidis. AcA, 31, 107 732 : Russo, G., Sollazzo, C.1981. Revised photometric elements of BF VIR. Ap&SS, 78, 141 733 : Russo, G., Milano, L., Dorsi, A., Marcozzi, S. 1981. Revised Photometric Elements of the Eclipsing Systems Bs-Draconis and Cd- Tauri. AP&SS, 79, 359 734 : Russo, G. 1981. AI CRU - A semi-detached system. AP&SS, 77, 197 735 : Russo, G.1982. The almost contact system RU Eridani. Ap&SS, 81, 209 736 : Russo, G., Sollazzo, C., Maceroni, C., Milano, L.1982. Determination of Parameters of W-Ursae Systems - Part Two - Tw-Ceti S- Antiliae U-Pegasi Er-Orionis. A&AS,47, 211 737 : Rucinski, S. M., Kaluzny, J.1982. BV DRA and BW DRA - Two contact systems in one visual binary. Ap&SS, 88, 433 738 : Russo, G., Milano, L.1983. Lightcurve synthesis of the semi-detached binaries LT Her, WX Eri, AW Cam. A&AS, 52, 311 739 : Rafert, J. B., Wilson, R. E.1984. An attempt to understand RT SCULPTORIS. Ap&SS,100,117 740 : Radhakrishnan, K. R., Sarma, M. B. K., Abhyankar, K. D. 1984. Photometric and spectroscopic study of R CMa. AP&SS, 99, 229 741 : Radhakrishnan, K. R., Abhyankar, K. D., Sarma, M. B. K.1984. Spectroscopic orbit of R CMa. BASI, 12, 411 742 : Rafert, J. B., Markworth, N. L., Michaels, E. J. 1985. Photoelectric observations of CN Andromedae - an unusual overcontact binary. PASP, 97 , 310 743 : Rensing, M. J., Mochnacki, S. W., Bolton, C. T.1985. The mass of AW Ursae Majoris. AJ, 90, 767 185 EK 2 Referanslar ve Numaraları 744 : Rodono, M., Cutispoto, G., Pazzani, V., Catalano, S., Byrne, P. B., Doyle, J. G., Butler, C. J., Andrews, A. D., Blanco, C., Marilli, E.1986. Rotational modulation and flares on RS CVn and BY Dra-type stars. I - Photometry and SPOT models for BY Dra, AU Mic, AR Lac, II Peg and V 711 Tau (= HR 1099). A&A, 165, 135 745 : Richards, M. T., Mochnacki, S. W., Bolton, C. T.1988. Nonsimultaneous multicolor light-curve analysis of Algol (Beta Persei). AJ, 96, 326 746 : Rovithis, P., Rovithis-Livaniou, H.1989. The peculiar eclipsing star BD + 13 deg 3496 (V508 Ophiuchi) - New BV observations and light curve analysis. Ap&SS, 151, 115 747 : Rainger, P. P., Hilditch, R. W., Bell, S. A. 1990. The Contact Binary System Ty-Booti. MNRAS, 246, 42 748 : Rainger, P. P., Bell, S. A., Hilditch, R. W.1990. The Binary System Vw-Bootis. MNRAS, 246, 47 749 : Reglero, V., Estela, A., Gimenez, A.1990. The active eclipsing binary RS Canum Venaticorum. A&A, 231, 375 750 : Rafert, J. B., Markworth, N. L.1991. Simultaneous light and radial velocity curve solutions for U Cephei. ApJ, 377, 278 751 : Rainger, P. P., Bell, S. A., Hilditch, R. W.1992. The spotted contact binary SS ARIETIS - Spectroscopy and infrared photometry. MNRAS, 254, 568 752 : Rucinski, S. M., Lu, W. X., Udalski, A., Baade, D. 1992. Photometry and spectroscopy of the very close early type binary SV Centauri. AJ, 103, 573 753 : Rucinski, S. M.1992. Spectral-line broadening functions of WUMa-type binaries. I - AW UMa. AJ, 104, 1968 754 : Rovithis-Livaniou, H., Niarchos, P. G., Rovithis, P.1993. New Photoelectric Minima Times of V566 Ophiuchi and its Period Study. IBVS, 3861, 1 755 : Rucinski, S. M., Lu, W.-X., Shi, J.1993. Spectral-line broadening functions of W UMa-type binaries. III - W UMa. AJ, 106, 1174 756 : Rodono, M., Lanza, A. F., Catalano, S.1995. Starspot evolution, activity cycle and orbital period variation of the prototype active binary RS Canum Venaticorum. A&A, 301, 75 757 : Rao, P. V., Sarma, M. B. K., Abhyankar, K. D. 1996. Is the Eclipsing Binary EU Hydrae a Semi-Detached System?. PASP, 108, 967 758 : Rovithis-Livaniou, H., Rovithis, P., Oprescu, G., Dumitrescu, A., Suran, M. D. 1997. The GO Cygni system: a near contact eclipsing binary. A&A, 327, 1017 759 : Rucinski, S. M., Duerbeck, H. W.1997. Absolute Magnitude Calibration for the W UMa-Type Systems Based on HIPPARCOS Data. PASP,109,1340 760 : Rodriguez, E., Claret, A., Sedano, J. L., Garcia, J. M., Garrido, R. 1998. The eclipsing binary system AB Cas: binarity and pulsation} mail{(star ) Tables 1 and 2 will be accessible only in electronic form at the CDS. A&A, 340, 196. 761 : Rauw, G., Vreux, J.-M., Bohannan, B.1999. The Interacting Early-Type Binary BD +40 deg4220 (V729 Cyg): Modeling the Colliding Winds Region. ApJ, 517, 416 762 : Ribas, I., Jordi, C., Torra, J.1999. CD Tau: a detached eclipsing binary with a solar-mass companion. MNRAS,309, 199 763: Rovithis, P., Rovithis-Livaniou, H., Suran, M. D., Fragoulopoulou, E., Skopal, A.1999. The first photometric study of the binary star WZ Cygni. A&A, 348, 184 764 : Rucinski, S. M., Lu, W.1999. Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. II. AJ, 118, 2451 765 : Rucinski, S. M., Lu, W.2000. W Crv: the shortest-period Algol with non-degenerate components? MNRAS, 315, 587 766 : Rucinski, S. M., Lu, W., Mochnacki, S. W.2000. Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. III. AJ, 120, 1133 767 : Rahman, A.2000. Photometry and Analysis of Eclipsing Binaries VV Ceti and DK Hydrae. PASP, 112, 123 768 : Rovithis-Livaniou, H., Kranidiotis, A. N., Rovithis, P., Athanassiades, G.2000. Study of the period changes of X Trianguli. A&A, 354, 904 769 : Radhika, P., Vivekananda, R. P.2001. Long-term study of the starspot activity on the eclipsing short-period RS Canum Venaticorum binary UV Piscium. BASI, 29, 317 186 EK 2 Referanslar ve Numaraları 770 : Rodonò, M., Lanza, A. F., Becciani, U.2001. On the determination of the light curve parameters of detached active binaries. I. The prototype RS Canum Venaticorum. A&A, 371, 174 771 : Rukmini, J., Vivekananda, R. P., Ausekar, B. D.2001. Photometric study of the short period W UMa system - FZ Orionis. BASI, 29, 323 772 : Ribas, I., Arenou, F., Guinan, E. F.2002. Astrometric and Light-Travel Time Orbits to Detect Low-Mass Companions: A Case Study of the Eclipsing System R Canis Majoris. AJ, 123, 2033 773 : Richards, M. T., Waltman, E. B., Ghigo, F. D., Richards, D. St. P.2003. Statistical Analysis of 5 Year Continuous Radio Flare Data from beta Persei, V711 Tauri, delta Librae, and UX Arietis. ApJS, 147, 337 774 : Rodríguez, E., García, J. M., Mkrtichian, D. E., Costa, V., Kim, S.-L., López-González, M. J., Hintz, E., Kusakin, A. V., Gamarova, A. Y., Lee, J. W. 2004. delta Sct-type pulsations in eclipsing binary systems: RZ Cas. MNRAS, 347, 1317 775 : Tremko, J., Vetesnik, M.1974. Photoelectric photometry of RW Geminorum. BAICz., 25, 331 776 : Tremko, J., Papousek, J., Vetesnik, M.1976. Orbital Solution of the Light Curve of MY CYG and Absolute Dimensions of the System. BAICz, 27, 125 777 : Tremko, J., Bakos, G. A.1977. The light curve and the orbital elements of TV Cassiopeae. BAICz, 28, 41 778 : Tomkin, J.1978. Secondaries of eclipsing binaries. I - Detection of the secondary of Delta Librae. ApJ, 221, 608 779 : Tremko, J., Bakos, G. A.1978. A Photometric Study of the Am Binary System AN Andromedae. JRASC, 72, 263 780 : Tomkin, J.1979. Secondaries of eclipsing binaries. II - U Sagittae. ApJ, 231, 495 781 : Tomkin, J.1983. Secondaries of eclipsing binaries. V - EK Cephei. ApJ, 271, 717 782 : Tuemer, O., Ibanoglu, C., Tunca, Z., Evren, S.1984. Light-curve analysis of Z Herculis. Ap&SS, 104, 225 783 : Tumer, O., Ibanoglu, C., Evren, S., Tunca, Z.1985. Photoelectric photometry and photometric elements of LX Persei. Ap&SS,112, 273 784 : Tomkin, J., Lambert, D. L. 1989. The chemical composition of algol systems. IV - The primary of R CMa. MNRAS, 241 , 777 785 : Terrell, D., Mukherjee, J., Wilson, R. E. 1992. Binary Stars: A Pictorial Atlas. Krieger Publishing Company, 0894640410 786 : Tomkin, J.1992. Secondaries of eclipsing binaries. VII - The spectroscopic triple and visual double V505 Sagittarii. ApJ, 387, 631 787 : Taranova, O. G., Shenavrin, V. I.1997. Search for dust shells in W Ser binaries and similar object: RX Cassiopeiae and TX Ursae Majoris. AstL, 23, 698 788 : Tas , G., Evren, S., Ibanoglu, C.1999. The activity pattern on MM Herculis: spots and faculae. A&A, 349, 546 789 : Torres, G., Lacy, C. H. S., Claret, A., Zakirov, M. M., Arzumanyants, G. C., Bayramov, N., Hojaev, A. S., Stefanik, R. P., Latham, D. W., Sabby, J. A.1999. Absolute Dimensions of the A-Type Eclipsing Binary V364 Lacertae. AJ, 118, 1831 790 : Torres, G., Stefanik, R. P.2000. The Cessation of Eclipses in SS Lacertae: The Mystery Solved. AJ, 119, 1914 791 : Torres, G., Andersen, J., Nordström, B., Latham, D. W. 2000. Absolute Dimensions of Eclipsing Binaries. XXIII. The F-Type System EI Cephei. AJ, 119, 1942 792 : Torres, G., Lacy, C. H. S., Claret, A., Sabby, J. A.2000. Absolute Dimensions of the Unevolved B-Type Eclipsing Binary GG Orionis. AJ, 120, 3226 793 : Tas, G., Evren, S., Marino, G., Frasca, A., Ibanoglu, C., Catalano, S. 2001. BVR photometry and Halpha spectroscopy of RS CVn type binary MM Herculis. A&A, 376, 966 794 : Trigilio, C., Buemi, C. S., Umana, G., Rodonò, M., Leto, P., Beasley, A. J., Pagano, I. 2001. The radio corona of AR Lacertae. A&A, 373, 181 795 : Terrell, D., Henden, A.A.2002. Light Curve Variability in XZ Canis Minoris. IBVS 5310. 796 : Terrell, D., Munari, U., Zwitter, T., Nelson, R. H.2003. Observational Studies of Early-Type Overcontact Binaries: TU Muscae. AJ, 126, 2988 797 : Shapley, H.1913. The visual and photographic ranges and the provisional orbits of Y PISCIUM and RR Draconis. ApJ, 37,154 187 EK 2 Referanslar ve Numaraları 798 : Shapley, M. B.1922. Orbit of the eclipsing binary TW Andromedae. ApJ, 56, 439 799 : Sanford, R. F.1928. The orbits and masses of the two components of the eclipsing variable RX Herculis. ApJ, 68, 51 800 : Sanford, R. F.1934. Approximate Spectroscopic Elements for AG Virginis, RW Coronae Borealis, and AK Herculis. ApJ, 79, 89 801 : Sanford, R. F. 1934. Spectroscopic Orbital Elements for the Eclipsing Variable CM Lacertae. APJ, 79, 95 802 : Struve, O.1944. The Spectrum of SX Cassiopeiae. ApJ, 99, 89 803 : Struve, O., Cesco, C. U., Sahade, J.1944. The Spectroscopic Orbit of BD Virginis. ApJ, 100, 181 804 : Sahade, J., Cesco, C. U.1945. Spectroscopic Observations of the Eclipsing Variable WX Cephei.. ApJ, 102, 128 805 : Sahade, J.1945. Spectrographic Observations of the Eclipsing Variables W Ursae Minoris, XZ Sagittarii, and KO Aquilae. ApJ, 102, 470 806 : Sahade, J., Struve, O.1945. The Problem of U Coronae Borealis, RS Vulpeculae, and TV Cassiopeiae. ApJ,102, 480 807 : Smith, B.1948. A Spectroscopic Study of beta Aurigae. ApJ, 108, 504 808 : Struve, O., Gratton, L.1948. Spectrographic Observations of the Eclipsing Binaries RZ Comae, V 502 Ophiuchi, RV Corvi, and BF Virginis. ApJ, 108, 497 809 : Struve, O.1950. Spectrographic Observations of the Eclipsing Binaries TW Cassiopeiae, TY Puppis, and VV Ursae Majoris. ApJ, 112, 184 810 : Sahade, J.1952. The Spectrum of S Velorum. ApJ, 116, 35 811 : Schneller, H.1960. Lichtelektrische Beobachtungen und Systemkonstanten des Bedeckungsveränderlichen DM Delphini. AN, 285, 265 812 : Smak, J.1965. XZ Sagittarii. AcA, 15, 327 813 : Semeniuk, I. 1967.Apsidal Motion in Binary Systems. I. CO Lacertae, an Eclipsing Variable with Apsidal Motion. AcA, 17, 223 814 : Svechnikov M.A., Perevozkina E.L. 1999. Catalogue of orbital elements, masses and luminosities of detached main-sequence type eclipsing binaries with known photometric and spectroscopic elements orbits. Ekaterinbourg, Ural University, p. 5 815 : Swensen, P. R., McNamara, D. H.1968. Spectrographic Study of the Eclipsing Binary TX Ursae Majoris. PASP, 80, 192 816 : Srivastava, R. K., Padalia, T. D.1970. The photoelectric light elements of IZ Per. BAICz, 21, 359 817 : Srivastava, J. B., Kandpal, C. D.1970. A photoelectric study of the eclipsing system GG CAS. BAICz, 21, 353 818 : Srivastava, R. K.1970. Photoelectric elements of the eclipsing binary ST Persei. BAICz, 21, 219 819 : Sisteró, R. F.1971. UBV and Hbeta photometry of the eclipsing binary S Velorum. BAICz, 22, 188 820 : Saraber, M. J. M.1972. V745 Cen. A&A, 21, 311 821 : Schöffel, E.. Popper, D. M.1974. DL Virginis - an Eclipsing Binary as Part of a Triple System. PASP, 86, 267 822 : Srivastava, R. K., Padalia, T. D.1975. Photoelectric Elements of the Eclipsing Binary XY Ceti. Ap&SS, 38, 79 823 : Soderhjelm, S.1976. A re-discussion of CW Cep. A&AS, 25, 151 824 : Schoeffel, E.1977. DL Virginis - an eclipsing binary in a triple system. A&A, 61, 107 825 : Shaw, J. S., Grauer, A. D.1977. Eclipsing binary star MN Cas. AJ, 82, 290 826 : Schneider, D. P., Darland, J. J., Leung, K.-C. 1979. Semidetached systems of spectral type B : BF Aurigae, mu*1 Scorpii and V Puppis. AJ, 84, 236 827 : Sadik, A. R.1979. Light and colour curve observations and analysis of the short period eclipsing binary system UV PSC. Ap&SS, 63, 319 828 : Schoeffel, E.1979. Absolute characteristics of the W UMa system V535 Arae. A&AS,36, 287 829 : Scaltriti, F. 1979. Photoelectric observations of three RS CVn-type eclipsing binaries VV Mon, CQ AUR and RU CNC. A&AS, 35, 291 830 : Srivastava, J. B., Kandpal, C. D.1979. Photoelectric elements of the eclipsing binary XY CEP. Ap&SS, 66, 143 831 : Sanwal, B. B., Chaubey, U. S.1981. UBV photometry of RT Persei. Ap&SS,75, 329 188 EK 2 Referanslar ve Numaraları 832 : Srivastava, J. B., Kandpal, C. D.1981. Eclipsing binary system AV Hydrae. Ap&SS,76, 173 833 : Sarma, M. B. K., Sanwal, N. B.1981. Photo-electric study of the eclipsing binary RU Eridani. Ap&SS,74, 41 834 : Schieven, G., McLean, B. J., Hughes, V. A., Morton, J. C.1983. Photometric observations of AC Boo. A&AS, 52, 463 835 : Srivastava, R. K.1983. A study of the eclipsing binary XX CAS. Ap&SS, 92, 149 836 : Semeniuk, I., Kaluzny, J.1984. VY Lac - A possible semidetached system of early type. AcA, 34, 207 837 : Svechnikov M.A., Bessonova L.A.1984. Catalog of Orbital elements, Masses and Luminosities of close double stars. BICDS, 26, 99 838 : Schroeder, K.-P.1985. A study of ultraviolet spectra of Zeta Aurigae/VV Cephei systems. VII - Chromospheric density distribution and wind acceleration region. A&A, 147, 103 839 : Strupat, W. 1985.Variationen der Linienprofile im optischen Spektrum von W Ser. MitAG, 63, 194 840 : Srivastava, R. K., Uddin, W. 1986. Photometric study of BZ Eridani. Ap&SS,126, 105 841 : Srivastava, R. K.1986. Period study of XX Cassiopeiae. Ap&SS,127, 345 842 : Srivastava, R. K., Padalia, T. D.1986. Photoelectric study of AW UMa. Ap&SS,120, 121 843 : Srivastava, J. B., Kandpal, C. D.1986. BV observations of the eclipsing binary WX Eridani. Ap&SS,121, 301 844 : Srivastava, R. K.1987. Spectral-luminosity classification, colour variations and suspected Beta Canis Majoris-type variability in IZ Persei. Ap&SS,132, 125 845 : Srivastava, R. K.1987. An analysis of the light changes of the eclipsing binary XY Ceti in the frequency-domain. Ap&SS, 138, 197 846 : Strupat, W.1987. Lightcurve Analysis of the W-Serpentis Objects W-Crucis and Rx-Cassiopeiae. A&A, 185, 150 847 : Schiller, S. J., Milone, E. F. 1988. Photometric and spectroscopic analysis of the eclipsing binary DS Andromedae - A member of NGC 752. AJ, 95, 1466 848 : Samec, R. G., Fuller, R. E., Bookmyer, B. B., Faulkner, D. R.1989. RR Leporis-an Algol-like system. PASP, 101, 180 849 : Samec, R. G., Fuller, R. E., Kaitchuck, R. H.1989. BX Andromedae - A shallow contact system with a large temperature difference. AJ, 97, 1159 850 : Samec, R. G., van Hamme, W., Bookmyer, B. B.1989. Synthetic light-curve analysis of the very short period binaries TY Bootis, AD Cancri, and V523 Cassiopeiae. AJ, 98, 2287 851 : Sarma, C. V. S. R., Sarma, M. B. K., Sanwal, N. B.1989. Orbital elements of the RS CVn eclipsing binary, SV Camelopardalis. JApA, 10, 307 852 : Samec, R. G.1990. Photometric investigation of a very short-period binary - Is BX Pegasi undergoing continuous angular momentum losses?. AJ,100, 808 853 : Srivastava, R. K.1990. Period variations in SZ ARIETIS. Ap&SS, 168, 201 854 : Srivastava, J. B., Kandpai, C. D.1990. UBV observations of RS Canum Venaticorum. Ap&SS, 163, 217 855 : Schaefer, B. E., Fried, R. E.1991. RW Per - Nodal motion changes its amplitude by 1.4 mag. AJ, 101, 208 856 : Samec, R. G., Herr, S. A., Zetzl, J.T., Kreidl, T. J.1992. CCD photometry and preliminary analysis of V865 Cygni. PASP, 104, 29 857 : Stickland, D. J., Lloyd, C., Koch, R. H., Pachoulakis, I., Pfeiffer, R. J.1992. Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. IX - Y Cygni (HD 198846). Obs, 112, 150 858 : Stickland, D. J., Koch, R. H., Pfeiffer, R. J.1992. Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. X - CW Cephei (HD 218066). Obs, 112, 277 859 : Sarna, M. J.1993. The evolutionary status of Beta Per. MNRAS, 262, 534 860 : Srivastava, R. K.1993. Period Study of Ax-Draconis. Ap&SS, 206, 13 861 : Srivastava, J. B., Kandpal, C. D.1993. UBV observations of the eclipsing binary FW Monocerotis. Ap&SS, 209, 51 862 : Sezer, C.1993. A photometric study of the eclipsing binary V 1073 CYGNI. Ap&SS, 208, 15 863 : Sezer, C., Gulmen, O., Gudur, N.1993. Photometry and analysis of the eclipsing variable GO Cygni. Ap&SS, 203, 121 189 EK 2 Referanslar ve Numaraları 864 : Samec, R. G., Su, W., Terrell, D., Hube, D. P. 1993. Photometric investigation of a very short period W UMa-type binary - Does CE Leonis have a large superluminous area?. AJ, 106, 318 865 : Samec, R. G., Su, W., Dewitt, J. R.1993. V803 Aquilae: A newborn W Ursae Majoris Siamese twin?. PASP, 105, 1441 866 : Sarna, M. J., de Greve, J.-P.1994. Evolutionary status of U Sagittae. A&A, 281, 433 867 : Shaw, J. S.1994. Near-contact binaries. MmSAI ,65, 95 868 : Simon, K. P., Sturm, E., Fiedler, A.1994. Spectroscopic analysis of hot binaries. 2: The components of Y Cygni. A&A, 292, 507 869 : Stickland, D. J., Lloyd, C., Corcoran, M. F.1994. Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. Paper 16: EM Carinae (HD 97484). Obs, 114, 284 870 : Stickland, D. J., Lloyd, C., Koch, R. H., Pachoulakis, I.1995. Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. Paper 18: TU MUSCAE (HD 100213). Obs, 115, 317 871 : Simon, V.1996. The cyclic period changes of the close binary VV Ursae Majoris. A&A, 311, 915 872 : Simon, V.1997. Period Changes of the Binary VV UMa: Light-Time Effect or Magnetic Activity.ASPC, 130, 277 873 : Samec, R. G., Pauley, B. R., Carrigan, B. J.1997. U,B,V Light Curves of the Short-Period Solar-Type Eclipsing Binary, V417 Aquilae. AJ,113, 401 874 : Smak, J, I. 1997. KU CYG and its Eccentric Accretion Disk. AcA, 47, 345 875 : Sarma, M. B. K., Vivekananda, R. P.1998. V Crateris: Photometric Elements. PASP, 110, 93 876 : Schmitt, J. H. M. M. 1998. Discovery of apsidal motion in alpha Coronae Borealis by means of ROSAT X-ray eclipse timing. A&A, 333, 199. 877 : Stickland, D. J., Lloyd, C., Pachoulakis, I., Koch, R. H. 1998. Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. Paper 29: V Puppis (HD 65818) .Obs,118, 356 878 : Shengbang, Q., Qingyao, L., Yulan, Y.1999. AU Serpentis and FG Hydrae: two contact binaries with sudden variations in their orbital periods. A&A, 341, 799 879 : Saar, S. H., Brandenburg, A.1999. Time Evolution of the Magnetic Activity Cycle Period. II. Results for an Expanded Stellar Sample. ApJ, 524, 295 880 : Shengbang, Q.2000. Orbital Period Changes and Possible Mass and Angular Momentum Loss in Two Algol-Type Binaries: RW Coronae Borealis and TU Herculis. AJ, 119, 901 881 : Stoddard, M. L., Samec, R.G., Faulkner, D.R., Walker, R.L.2001. 1999 Observations of the Solar Type eclipsing Binary, TY Ursae Majoris. IBVS, 5169, 12 882 : Sowell, J. R., Hughes, S. B., Hall, D. S., Howard, B. A.2001. Period Changes in Four Short-Period Spotted Binaries: UV Piscium, YY Geminorum, CG Cygni, and XY Ursae Majoris. AJ, 122, 1965 883 : Stepien, K., Schmitt, J. H. M. M., Voges, W.2001. ROSAT all-sky survey of W Ursae Majoris stars and the problem of supersaturation. A&A, 370, 157 884 : Soydugan, F., Demircan, O., Soydugan, E., Ibanoglu, C. 2003. Orbital Period Changes of Algol-type Binaries: S Equulei and AB Cassiopeiae. AJ, 126, 393 885 : Soydugan, E., Demircan, O., Akan, M. C., Soydugan., F. 2003. A Binary star with a scuti component: AB CASSIOPEIAE. AJ, 126, 1933 886 : SZÉKELY, P.2003. A CCD Photometric Search for Pulsations in SZ Her. IBVS 5467 887 : Samec, R.G. , Loflin, T. S.2003. The First Precision CCD Observations of the Neglected, Dwarf Contact Binary V524 Monocerotis. IBVS, 5404 888 : Sabby, J. A., Lacy, C. H. S.2003. Absolute Properties of the Eclipsing Binary Star RT Coronae Borealis. AJ, 125, 1448 889 : Surkova L.P. 2004. Catalog of Photometric, Geometric and Absolute elements of semidetached/semidetouched eclipsing binaries with known spectroscopic orbits. 190 EK 2 Referanslar ve Numaraları 890 : Umana, G., Trigilio, C., Catalano, S.1998. Radio emission from Algol-type binaries. I. Results of 1992-1993 VLA survey. A&A, 329, 1010 891 : van Wijk, U., Rogerson, J. B., Skumanich, A.1955. The eclipsing variable GL Car. AJ, 60, 95 892 : Vetesnik, M.1967. Photoelectric photometry of BL Andromedae. BAICz, 18, 208 893 : Vetesnik, M.1968. The eclisping binary system V 338 Herculis. BAICz, 19, 135 894 : Vetesnik, M.1968. The eclipsing binary system V 463 Cygni. BAICz, 19, 123 895 : Vetesnik, M.1977. Elements for spectroscopic and photometric close binary SW Lyncis. BAICz, 28, 120 896 : van Gent, R. H.1982. Evidence for a third component in the U CrB system. A&AS, 48, 457 897 : van Hamme, W.1982. The period behaviour of the detached close binary system TX Herculis. A&A, 107, 409 898 : van Hamme, W., Wilson, R. E.1984. Simultaneous light and velocity curve solutions for AS Eridani and V 1143 Cygni. A&A, 141,1 899 : Vaz, L. P. R., Andersen, J.1984. Absolute dimensions of eclipsing binaries. IV - PV Puppis, a detached late A-type system with equal, intrinsically variable components. A&A, 132, 219 900 : Vivekananda, R. P., Sarma, B. K.1984. Photometry of the RS CVn type eclipsing binary UV PISCIUM. Ap&SS, 99, 239 901 : van der Veen, W. E. C. J.1985. Interpretation of new narrow band light curves of the eclipsing binary U HER. A&A, 45, 380 902 : Vreux, J. M.1985. H-alpha observations of the enigmatic Of binary BD + 40 deg 4220 = CYG OB2 no. 5 = V 729 CYG. A&A, 143, 209 903 : van Hamme, W., Wilson, R. E.1986. The asynchronously rotating Algol binaries U Sagittae and RY Persei. AJ, 92, 1168 904 : Vilhu, O., Caillault, J.-P., Heise, J.1988. Simultaneous EXOSAT and VLA observations of the contact binaries VW Cephei and XY Leonis - Quiescent emission and a flare on VW Cephei. ApJ, 330, 922 905 : Vyas, M. L., Abhyankar, K. D.1989. Photometric study of the eclipsing binary RR Leporis. A&AS, 81, 81 906 : Vyas, M. L., Abhyankar, K. D.1989. Photometric analysis of the eclipsing binary RX Hydrae. A&AS, 81, 67 907 : van Hamme, W., Wilson, R. E.1990. Rotation statistics of Algol-type binaries and results on RY Geminorum, RW Monocerotis, and RW Tauri. AJ,100, 1981 908 : Vivekananda R. P., Sarma, M. B. K., Prakash R. B. V. N. S.1991. SPOT modelling and elements of the RS CVn eclipsing binary WY CANCRI. JapA,12, 225 909 : van Hamme, W., Wilson, R. E.1993. Light-curve solutions for S CANCRI and TT Hydrae with rapid rotation. MNRAS, 262, 220 910 : Vesper, D. N., Honeycutt, R. K.1993. Full-orbit H-alpha emission in RW Tauri. PASP, 105, 731 911 : van Hamme, W. V., Hall, D. S., Hargrove, A. W., Henry, G. W., Wasson, R., Barkslade, W. S., Chang, S., Fried, R. E., Green, C. L., Lines, H. C., 1994. The two variables in the triple system HR 6469 = V819 Her: One eclipsing, one spotted. AJ, 107, 1521 912 : Vivekananda R. P., Sarma, M. B. K., Prakash R. B. V. N. S.1994. Orbital elements and evolutionary nature of the long period RS CVn type eclipsing binary RZ Eridani. JApA, 15, 165 913 : Vivekananda R. P., Sarma, M. B. K.1994. TT Hydrae-Confirmation of Popper's mass-ratio. BASI, 22, 451 914 : Vinko, J., Hegedus, T., Hendry, P. D.1996. UZ Leo and CV Cyg: two evolved contact binaries. MNRAS, 280, 489 915 : Vivekananda Rao, P., Sarma, M. B. K.1997. TW Andromedae - improved elements. BASI, 25, 93 916 : Varricatt, W. P., Ashok, N. M., Chandrasekhar, T. 1998. Near-Infrared Photometric Studies of RZ Cassiopeiae. AJ, 116, 1447 917 : Vesper, D., Honeycutt, K.1999. Halpha Spectroscopy of RW Monocerotis. AJ, 118, 2378 918 : van Langevelde, H. J., Vlemmings, W., Diamond, P. J., Baudry, A., Beasley, A. J.2000. VLBI astrometry of the stellar image of U Herculis, amplified by the 1667 MHz OH maser. A&A, 357, 945 919 : Van Hamme, W., Samec, R. G., Gothard, N. W., Wilson, R. E., Faulkner, D. R., Branly, R. M. 2001. CN Andromedae: A Broken- Contact Binary?. AJ, 122, 3436 191 EK 2 Referanslar ve Numaraları 920 : Vesper, D., Honeycutt, K., Hunt, T.2001. Survey of Halpha Mass Transfer Structures in Classical Algol-Type Binaries. AJ, 121, 2723 921 : Vanko, M., Pribulla, T., Chochol, D., Parimucha, S., Kim, C. H., Lee, J. W., Han, J. Y. 2001. Photoelectric and CCD photometry of eclipsing contact binaries: UV Lyn, FU Dra and AH Aur. CoSka, 31, 129 922 : Whitney, B. S.1948. A Photored Study of the Eclipsing Variable QY Aquilae. ApJ,108, 519 923 : Wellmann, P.1954. Der Bedeckungsveränderliche UV Leonis. Mit 2 Textabbildungen. ZA, 34, 99 924 : Wehinger, P. A.1968. Photometry of the eclipsing system BR Cyg. AJ, 73, 159 925 : Walter, K.1969. Lichtkurve und relative Dimensionen des Bedeckungssytems V 338 Herculis. AN, 291, 225 926 : Walter, K.1970. The Algol system RV OPH and the variation of its light curve with time. A&A, 5, 140 927 : Walter, K.1971. The Algol system SW CYG and the problem of its asymmetric primary minimum. A&A, 13, 249 928 : Whelan, J. A. J., Worden, S. P., Mochnacki, S. W. 1973. TX Cancri, the golden wonder. AJ, 183, 133 929 : Wilson, R. E., Devinney, E. J. 1973.Fundamental data for contact binaries : RZ Com, RZ Tau and AW UMa. ApJ, 182, 539 930 : Wachmann, A. A.1974. UBV photometry and orbital elements of V453 Cygni. A&A, 34, 317 931 : Weiler, E. J.1974. LX Persei, an Eclipsing Binary with H and K Emission. PASP, 86, 56 932 : Wilson, R. E., Biermann, P.1976. TX CANCRI - Which component is hotter, A&A, 48, 349 933 : Wilson, R. E., Starr, T. C.1976. SV CEN : an unusual example of mass transfer. MNRAS, 176, 625 934 : Wood, D. B.1976. Intermediate-band photometric analysis of the eclipsing binary star CD Tauri. AJ, 81, 855 935 : Winkler, L.1977. Analysis of yellow and blue observations of XY Boo. AJ, 82, 648 936 : Walter, K.1978. A photometric study of the Algol system TW Draconis. A&AS, 32, 57 937 : Whelan, J. A. J., Romanishin, W., Worden, S. P., Rucinski, S. M.1979. AH CANCRI - A contact binary in M67. MNRAS,186, 729 938 : Wolfschmidt, G.1981. PX Car - ein enges Bedeckungssystem. MitAG, 52, 169 939 : Walker, R. L., Chambliss, C. R.1983. A UBV photoelectric investigation of the eclipsing binary system DM Virginis. AJ, 88, 535 940 : Wilson, R. E., Woodward, E. J. 1983. U, B, V light curves of CO Lacertae. AP&SS, 89, 5 941 : Wlodarczyk, K.1984. Light-curve synthesis and element determination for TV Cassiopeiae. AcA, 34, 47 942 : Wachmann, A. A., Popper, D. M., Clausen, J. V.1986. TT Aurigae - A B-type semi-detached eclipsing binary. A&A, 162, 62 943 : Winiarski, M., Zola, S.1987. Photoelectric Observations of the Longperiod Binary System Uu-Cancri. AcA,37,375 944 : Walter, K., Duerbeck, H. W.1988. Observations and analysis of the light curve of the WUMa system AE Phoenicis during 1975- 1977. A&A, 189, 89 945 : Wilson, R. E., Plavec, M. J.1988. RW Persei and the disk hypothesis. AJ, 95, 1828 946 : Wilson, R. E., Mukherjee, J.1988. Rotation rates from Algol-type light curves - SW Cygni, AQ Pegasi, and AW Pegasi. AJ, 96, 747 947 : Worek, T. F.,Zizka, E. R.,King, M. W., Kiewiet de Jonge, J. H.1988. The radial-velocity curve of V1010 Ophiuchi - Orbital elements and the rotational disturbance. PASP,100,371 948 : Walker, R. L., Chambliss, C. R.1991. AY Vulpeculae, observations and analysis of a binary with an undermassive secondary. AJ,101,616 949 : Wang, X. M., Lu, W.1993. A Radial Velocity and Photometric Study of the Eclipsing Binary RT Andromedae. ASPC, 38, 280 950 : Walker, R. L.1993. Third light in the solution of an eclipsing binary light curve: V505 Sagittarii. AJ, 106, 2051 951 : Wolf, G. W., West, S. R. D.1993. IZ Persei as a Non-synchronous Rotator. ASPC, 38, 312 952 : Wolf, M., Diethelm, R.1993. Period Changes in the Eclipsing Binary Dr-Vulpeculae. MNRAS, 263, 527 953 : Wolf, M. 1994. Apsidal motion in the eclipsing binary CO Lacertae. A&A, 286, 875 954 : Welty, A. D., Ramsey, L. W.1995. On the Role of Mass Transfer in X-Ray Emission of RS CVN Systems. AJ,109,2187 955 : Wolf, M.1995. Apsidal motion in the eclipsing binary PV Cassiopeiae. MNRAS, 277, 95 956 : Wolf, M., Sarounova, L.1995. Apsidal motion in the eclipsing binary FT Orionis. A&AS, 114, 143 192 EK 2 Referanslar ve Numaraları 957 : Walker, W. S. G., Budding, E.1996. The eclipsing binary system KZ Pav. Obs,116, 149 958 : Worek, T. F.1996. The Rossiter-McLaughlin Rotation Effect Observed for AI Draconis and V505 Sagittarii. PASP,108, 962 959 : Wolf, M., Sarounova, L., Diethelm, R.1997. Apsidal motion in the eclipsing binary OX Cassiopeiae. A&A, 317, 104 960 : Wolf, M., Diethelm, R., Kozyreva, V. S., Sarounova, L.1998. Apsidal motion in the eclipsing binaries V1136 Cygni, ES Lacertae, MZ Lacertae and EQ Vulpeculae. A&A, 334, 840 961 : Wolf, M., Diethelm, R., Sarounová, L.1999. Apsidal motion and light-time effect in the eclipsing binaries RU Monocerotis and DR Vulpeculae. A&A, 345, 553 962 : Wolf, M., Molík, P., Hornoch, K., Sarounová, L.2000. Period changes in W UMa-type eclipsing binaries: DK Cygni, V401 Cygni, AD Phoenicis and Y Sextantis. A&AS,147, 243 963 : Wolf, M.2000. Apsidal motion in southern eccentric eclipsing binaries: YY Sgr, V523 Sgr, V1647 Sgr, V2283 Sgr and V760 Sco. A&A, 356, 134 964 : Worek, T. F.2001. Evidence of a Third Star Orbiting the Eclipsing Binary delta Librae. PASP, 113, 964 965 : Wolf, M., Diethelm, R., Hornoch, K.2001. Apsidal motion in eccentric eclipsing binaries: TV Ceti and V451 Ophiuchi. A&A, 374, 243 966 : Wolf, M., Harmanec, P., Diethelm, R., Hornoch, K., Eenens, P.2002. Apsidal motion and light-time effect in eclipsing binaries HS Herculis and U Ophiuchi. A&A, 383, 533 967 : Williamon, R. M., Sowell, J. R., Van Hamme, W.2004. Orbital Solutions and Absolute Elements of the Eclipsing Binary AY Camelopardalis. AJ, 128, 1319 968 : Wolf, M., Harmanec, P., Sarounová, L., Zejda, M., Bozic, H., Hornoch, K., Kozyreva, V. S., Hynek, T., Král, L.2004. Apsidal motion in eccentric eclipsing binaries: V871 Aql, V345 Lac, V401 Lac and CR Sct. A&A, 420, 619 969 : Wolf, M., Zejda, M.2005. Apsidal motion in southern eccentric eclipsing binaries: V539 Ara, GG Lup, V526 Sgr and AO Vel. A&A, 437, 545 970 : Xiang, F. Y., Deng, S. F., Liu, Q. Y.2000. Star-spots activity on BH Virginis. A&AS, 146, 971 : Xiang, F. Y., Zhou, Y. C.2004. A CCD photometric study of the W UMa contact binary RZ Comae. NewA, 9, 273 972 : Xiang, F. Y., Zhou, Y. C.2004. The spot activity of BH Virginis. NewA, 9, 27 973 : Yamasaki, A., Kitamura, M.1972. The Close Binary System TX CANCRI. PASJ, 24, 213 974 : Young, A.1974. A Spectroscopic Orbit for the AM Eclipsing System AN Andromedae. PASP, 86, 63 975 : Young, A.1975. A spectroscopic orbit for the eclipsing binary IQ Per. PASP, 87, 717 976 : Young, A., Snyder, J. A.1982. Evidence for accretion activity and obscured hot component stars in W Serpentis type binaries. ApJ, 262, 269 977 : Yamasaki, A., Okazaki, A., Kitamura, M.1984. Short-period noncontact close binary systems. II - GR Tauri. PASJ, 36, 175 978 : Yamasaki, A., Okazaki, A.1986. Photometric observation and analysis of the close binary system BO Pegasi. PASP, 98, 1325 979 : Yamasaki, A., Jugaku, J., Seki, M. 1988. BL ERI - an almost-contact binary system. AJ, 95, 894 980 : Yamasaki, A., Okazaki, A., Nakamura, Y., Liu, Q., Yang, Y., Zhang, Z., Zhang, Y. 1990. Short-Period Noncontact Close Binary Systems. V. DD Monocerotis. AJ, 99, 1218 981 : Yang, Y., Liu, Q.1999. Photometric study of the late-type contact binary YY Eridani. A&AS, 136, 139 982 : Yang, Y., Liu, Q.2000. CCD photometric study of the contact binary FG Hydrae. A&AS, 144, 457 983 : Yang, Y., Liu, Q.2001. A CCD Photometric Study of the Contact Binary V396 Monocerotis.AJ,122, 425 984 : Yang, Y., Liu, Q.2002. V432 Persei: A Contact Binary with Components in Poor Thermal Contact. AJ, 123, 443 985 : Yang, Y., Liu, Q.2002. A Photometric Study of the Contact Binary EQ Tauri. AJ, 124, 3358 986 : Yang, Y., Liu, Q. 2002. CCD photometric study of the short period contact binary CE Leonis. A&A, 387, 162 193 EK 2 Referanslar ve Numaraları 987 : Yang, Y., Liu, Q.2002. Period behavior of the W Ursae Majoris contact binary AH Tauri. A&A,390, 555 988 : Yang, Y., Liu, Q.2003. A CCD photometric study of the W UMa contact binary Y Sextantis. NewA, 8, 465 989 : Yang, Y., Liu, Q.2003. RZ Tauri: An Unstable W Ursae Majoris Binary with a Magnetically Active Component. AJ, 126, 1960 990 : Yang, Y., Liu, Q.2003. Period Changes of Two W UMa-Type Contact Binaries: RW Comae Berenices and CC Comae Berenices. PASP, 115, 748 991 : Yakut, K., Ibanoglu, C., Kalomeni, B., Degirmenci, Ö. L.2003. New light curve analysis and period changes of the overcontact binary XY Leonis. A&A, 401, 1095 992 : Yerli, S. K., Sarna, M. J., Zola, S., Connon S. R., Tovmassian, G.2003. A photometric-spectroscopic analysis and the evolutionary status of the Algol-type binary U Coronae Borealis. MNRAS, 342, 1349 993 : Zhai, D. S., Zhang, R. X., Zhang, J. T., Leung, K. C. 1984. Two very similar closely detached binary systems - AT and AZ Camelopardalis. A&A, 141, 266. 994 : Zhai, D., Zhang, R., Leung, K.-C.1984. A new photoelectric investigation of the W UMa system U Pegasi. A&AS, 57, 487 995 : Zhai, D.-S., Kam-Ching, Lç, Zhang, R.-X., Zhang, J.-T.1985. Two similar detached binary systems: AT and AZ camelopardalis. ChA&A, 9, 139 996 : Zhou, H.-N., Leung, K.-C. 1988. The photometric solution of W UMa-type star BW Draconis. AP&SS, 148, 289 997 : Zhai, D. S., Zhang, X. Y., Qiao, G. J.1990. An analysis of basic parameters and SPOT activities of the solar-type binary system BH Virginis. A&A. , 237, 148 998 : Zhang, J.-T., Zhang, R.-X., Zhai, D.-S.1992. Period changes and photometric solution of AP Leonis. ChA&A, 16, 407 999 : Zola, S.1992. KU CYG - The Algol-type binary with an accretion disk. AcA, 42, 355 1000 : Zola, S.1992. Photometric study of the binary system S Equ. AcA, 42, 93 1001 : Zola, S., Hall, D. S., Henry, G. W. 1994. Rediscussion of photometric data and an accretion disk model for the 96-day binary UU CANCRI. A&A, 285 , 531. 1002 : Zakirov, M. M.1996. Close binary systems in star-forming regions: FF Ori, FH Ori, FK Ori, and FR Ori in the Ori I association. AstL, 22, 593 1003 : Zakirov, M. M.1997. Close binary systems in star-forming regions: GG Ori and OS Ori in the Ori I association. AstL, 23, 550 1004 : Zverko, J., Ziznovsky, J., Khokhlova, V. L. 1997. An Analysis of Disentangled Spectra of the Double-Lined Eclipsing Binary AR Aurigae by Means of Spectrum Synthesis. CoSka, 27, 41 1005 : Zavala, R. T., McNamara, B. J., Harrison, T. E., Galvan, E., Galvan, J., Jarvis, T., Killgore, G., Mireles, O. R., Olivares, D., Rodriguez, . A.2002. The Origin of Cyclic Period Changes in Close Binaries: The Case of the Algol Binary WW Cygni. AJ, 123, 450 1006 : Zhang, X. B., Zhang, R. X., Fang, M. J.2002. Long-term photometry of the near-contact detached binary GR Tauri. A&A, 395, 587 1007 : Zboril, M., Djurasevic, G.2003. SV Cam spot activity in February 2001 - March 2002. A&A, 406, 193 1008 : Zhang, X.-B., Zhang, R.-X. 2003. TW Coronae Borealis: A Detached Near-Contact Binary System. AJ, 125,1431 1009 : Zwitter, T., Munari, U., Marrese, P. M., Prsa, A., Milone, E. F., Boschi, F., Tomov, T., Siviero, A.2003. Evaluating GAIA performances on eclipsing binaries . II. Orbits and stellar parameters for V781 Tau, UV Leo and GK Dra. A&A, 404, 333 1010 : Zhang, X. B., Zhang, R. X.2004. Long-term photometric study of the W UMa binary star V523 Cas. MNRAS, 347, 307 194 ÖZGEÇMİŞ Adı Soyadı : Uğurcan SAĞIR Doğum Yeri : İskenderun Doğum Tarihi : 12/04/1980 Medeni Hali : Bekar Yabancı Dili : İngilizce Eğitim Durumu (Kurum ve Yıl) Lise : Şemsettin Mursaloğlu, 1994-1997 Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, 1998-2002 Yüksek Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, 2003-2006 195