ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
HD 196821 YILDIZININ ATMOSFERİK BOLLUKLARI
Kübraözge ÜNAL
ASTRONOMİ ve UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI
ANKARA 2017
Her hakkı saklıdır
ÖZET
Yüksek Lisans Tezi
HD 196821 YILDIZININ ATMOSFERİK BOLLUKLARI
Kübraözge ÜNAL
Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı
Danışman: Doç. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY
HD 196821 yıldızının 3800- 7500 Å dalgaboyu aralığındaki yüksek çözünürlüğe sahip (R~40 000) tayfları TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde bulunan 1.50 metrelik RTT150 teleskobuna bağlı Coude Echelle tayfçekeri kullanılarak elde edildi. Yıldıza ilişkin atmosfer modelleri ATLAS9 ve ATLAS12 ile üretildi. Yıldızın atmosfer parametreleri olan etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi, gözlemsel ve kuramsal H çizgi profilleri karşılaştırılarak belirlendi. Buna göre yıldızın etkin sıcaklığı 10600 K ve yüzey çekim ivmesi 3.60 dır. Mikrotürbülans hızı belirlemede, yıldızın tayfında gözlenen Fe II çizgilerinin eşdeğer genişlikleri ile bu eşdeğer genişliklerden ölçülen bollukların eğiminin sıfır olması durumu gözönüne alındı ve 0 kms-1 olarak bulundu. Ayrıca yıldızın [Fe/H] değeri 0.16 dex olarak elde edildi. HD 196821 yıldıznın ayrıntılı kimyasal bolluk analizi sonucunda O, Mg, P, S, Sc, Cr, Ti, Mn, Fe, Sr, Y, Yb ve Hg olmak üzere 13 elemente dair bolluklar elde edildi. Buna göre O, Mg ve S Güneş’e kıyasla yıldızda daha az iken, Ti ve Cr daha fazladır. Nadir toprak elementlerinden Y ve Yb Güneş’e kıyasla yıldızda aşırı boldur. Hg elementine ilişkin çizgilerin yıldızın tayfında gözlenmesi, dahası [Hg/H]=5 ve [Mn/H]=2 olması, onun kimyasal tuhaf bir Civa-Mangan yıldızı olduğunu düşündürmektedir. Ayrıca bu çalışmada, HD 196821’in kütlesi ve yaşı, yıldız evrim modelleri ve eş yaş eğrileri kullanılarak M⊙ = 3.40 0.10 ve 280 25 Myr olarak öngörüldü.
Eylül 2017, 73 sayfa Anahtar Kelimeler: HD 196821, Atmosferik bolluk analizi, kimyasal tuhaf yıldızlar, HgMn yıldızları
ii
ABSTRACT
Master Thesis
ATMOSPHERIC ABUNDANCES OF HD 196821
Kübraözge ÜNAL
Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Sciences
Supervisor: Assoc. Prof. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY
The high resolution (R~40 000) spectrum of HD 196821, spanning a wavelength range from 3800 to 7500 Å, was obtained with Coude Echelle spectrograph mounted on the 1.5-m RTT 150 telescope at the TÜBİTAK National Observatory. ATLAS9 and ATLAS12 model atmosphere codes were used in the study. The atmospheric parameters effective temperature and surface gravity were determined by a fitting between observed and synthetic Hβ line profiles. Accordingly, the effective temperature of the star is 10600 K and the surface gravity is 3.60. In determining the microturbulent velocity, the equivalent widths of the Fe II lines observed in the star spectrum and the slope of the abundances measured from these equivalent widths were taken into account and found to be 0 kms-1. The star’s [Fe/H] value was also found to be 0.16 dex. The detailed chemical abundance analysis of HD 196821 star obtained abundance of 13 elements including O, Mg, P, S, Sc, Cr, Ti, Mn, Fe, Sr, Y, Yb and Hg. According to this, while O, Mg and S are low in the star compared to the Sun, Ti and Cr are high. The rare earth elements Y and Yb are overabundant in the star compared to the Sun. The existence of lines of Hg in the star's spectrum and its [Hg/H]=5 and [Mn/H]=2 values suggest that it is a chemically peculiar Mercury-Manganese star. The mass and age of HD 196821 were predicted from the evolutionary tracks and iscohrones, as M⊙=3.40±0.10 and 280±25 Myr.
September 2017, 73 pages Key Words: Atmospheric abundance analysis, chemically peculiar stars, HgMn stars
iii
ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR
Bütün evrenin, canlı cansız her şeyin yapı taşı Atomdur. Atom çekirdeğini oluşturan proton ve nötronların etrafında bir yörüngede dönen elektronlar mevcuttur. Henüz Ortaokul yıllarımda öğrendiğim bu bilgi bende Astronomiye karşı bir ilgi uyandırmıştı. Evrenin temel yapı taşı Atomun içerisindeki elektronlar, Ay, Dünya, Gezegenler, Yıldızlar bir yörünge üzerinde dönüyorlar ve bu hareket ciddi bir enerjinin ortaya çıkmasına neden oluyordu.
Çok merak ettiğim ve ilgi duyduğum, Astronomi hayatıma 2009 yılında girdi. Merak ettiğim birçok şeyi öğreniyordum artık. Zamanla öğrendiğim bilgilere karşı artarak devam eden bir sevginin ve bağlılığın oluştuğunu fark ettim. Bu hayatta birçok bilgi öğrenmiştim ama her bilgiyi sevmiyordum. Burada bilgi öğreticisinin yani Öğretmenin rolünün ne kadar önemli olduğunu fark ettim.
Hayatta, tek başına meslek sahibi olmak fiilini herkes yapabiliyor ancak herkes mesleğini sevemiyor ve mesleğini severek icra edemiyor.
Ben Astronomiyi ve etki alanındaki diğer bilim dallarını seviyorum. Bu engin bilim dalının içerisinde benim için gizemli olan bilmediğim detayları da bir o kadar çok merak ediyorum.
Öncelikle artık mesleğim diyebileceğim Astronomiyi bana sevdiren ve emeği olan tüm Hocalarıma teşekkürü bir borç bilirim. Hepinize çok ama çok teşekkür ederim. Yüksek lisans hayatım boyunca, araştırmalarım sırasında benden değerli bilgilerini ve yardımlarını esirgemeyen Prof. Dr. Selim O. SELAM hocama, TÜBİTAK 1001 projesinde yer almamı sağlayan ve bu proje kapsamında analizini yapmış olduğum HD 196821 yıldızının tez çalışmam olmasına izin veren Prof. Dr. Berahitdin ALBAYRAK hocama, merak ettiğim her konuda sabırlı bir şekilde cevap veren Dr. Tolgahan KILIÇOĞLU hocama, proje çalışmam boyunca bana yardımcı olan Doç. Dr. Aslı ELMASLI-AKÇAR hocama ve lisans eğitimime başladığım ilk günden bugüne
iv akademik anlamda kendimi geliştirmem için katkıda bulunan, değerli önerilerini, desteğini ve özellikle yaşadığım tüm zor zamanlarda anlayışını, sabrını esirgemeyen danışmanım Sayın Doç. Dr. Şeyma ÇALIŞKAN, TÜRKSOY hocama sonsuz teşekkür ediyorum. Ayrıca aynı projede çalışma imkanı bulduğum sevgili arkadaşlarım Yahya NASOLO ve Zeynep AVCI’ ya teşekkür ediyorum.
Yüksek lisans mezuniyetimi ve tezimin son dönemlerini göremeden hayata veda eden ve biliyorum ki yaşasaydı benimle çok gurur duyacak olan, bana her zaman insanlara karşı dürüst ve saygılı olmamı, hiçbir zaman kimsenin hakkını yememem gerektiğini öğreten maddi manevi her konuda arkamda olan sevgili babam Zafer ÜNAL’a, benim ve kardeşlerim için hiçbir fedakarlıktan kaçınmayan, karşılıksız seven, gece gündüz ben ders çalışıyorken beni yalnız bırakmayan sevgili annem Selma ÜNAL’a, hayatımın her anında beni yalnız bırakmayan, bana her konuda inanan ve güvenen benden hiçbir konuda desteğini esirgemeyen sevgili halam Selma ÜNAL’a, sürekli yanımda olan, beni hep motive ederek huzurlu ve mutlu olmamı sağlayan sevgili kardeşlerim Gözde ve Elif ÜNAL’a ve son olarak bütün lisans ve yüksek lisans yaşamım boyunca benden desteğini esirgemeyen, her zor anımızda yanımda olan aile dostumuz sevgili Fatih Enes DEMİRBAŞ’a sonsuz teşekkür ediyorum, hepsine minnettarım.
Kübraözge ÜNAL Ankara, Eylül 2017
v
İÇİNDEKİLER
TEZ ONAY SAYFASI ETİK ...... i ÖZET ...... ii ABSTRACT ...... iii ÖNSÖZ ve TEŞEKKÜR ...... iv SİMGELER ve KISALTMALAR DİZİNİ ...... viii ŞEKİLLER DİZİNİ ...... x ÇİZELGELER DİZİNİ ...... xii 1. GİRİŞ ...... 1 1.1 Kimyasal Tuhaf Yıldız Sınıflaması ve Genel Karakteristik Özellikleri ...... 5 1.2 HgMn Yıldızları ...... 11 1.2.1 HgMn Yıldızlarında Çizgi Profil Değişimi ...... 12 1.2.2 HgMn Yıldızlarının Manyetik Alanı ...... 17 1.3 HgMn Yıldızlarının Çift (Çoklu) Sistem Olma Olasılıkları ...... 20 1.4 HgMn Yıldızlarında Bolluk Anormalliklerini Tetikleyen Mekanizmalar ...... 22 1.5 HgMn Yıldızlarının Hertzsprung-Russell (H-R) Diyagramındaki Konumları ...... 26 2. KAYNAK ÖZETLERİ ...... 29 3. MATERYAL ve YÖNTEM ...... 33 3.1 Gözlemler ...... 33 3.2 Dikine Hız Düzeltmesi...... 35 3.3 Tayfların Normalizasyonu...... 35 3.4 Eşdeğer Genişlik Ölçümü ve Çizgi Listesi ...... 36 3.5 Kimyasal Bolluk Hesabı ...... 38 3.5.1 Atmosfer parametrelerinin belirlenmesi...... 39 3.5.2 Model atmosferler ...... 42 3.5.3 Bolluk analizi ...... 44 3.5.4 Dönme Hızı ...... 44 4. ARAŞTIRMA BULGULARI ...... 46 4.1 Atmosfer Parametreleri ...... 46 4.2 Kimyasal Bolluk Sonuçları ...... 47 4.3 Hesaplanan Bolluk Değerlerine İlişkin Hata Hesabı ...... 50
vi
4.4 H-R Diyagramındaki Konumu ...... 51 5. TARTIŞMA ve SONUÇ ...... 54 KAYNAKLAR ...... 57 EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri...... 69 ÖZGEÇMİŞ ...... 73
vii
SİMGELER DİZİNİ
Am-Fm Metalik Çizgili Yıldızlar Ap/Bp Manyetik A Yıldızları/Manyetik B Yıldızları (B-V) Renk Ölçeği Bz Manyetik Alan c Işık hızı (299792.458 kms-1) CP Kimyasal Tuhaf Yıldızlar CP1 Metalik Çizgili Yıldızlar CP2 Manyetik Ap/Bp yıldızları CP3 HgMn Yıldızları CP4 Helyumca Fakir Yıldızlar DG Doppler Görüntüleme EHe Aşırı Helyum Yıldızları ESO Avrupa Güney Gözlemevi (ing. European Southern Observatory) EW Eşdeğer Genişlik HFS Aşırı İnce Yapı Bölünmesi (ing. hyperfine splitting) HgMn Civa-Mangan Yıldızları L Işınım Gücü L⊙ Güneş’in Işınım Gücü log g Yüzey Çekim İvmesi LSD En Küçük Kareler Yöntemi LTE Yerel Termodinamik Denge M Kütle M⊙ Günes’in Kütlesi mv Görünen Parlaklık Mv Mutlak Parlaklık NIST Ulusal Standartlar ve Teknoloji Enstitüsü (National Instute of Standart and Tecnology) R Yıldızın Yarıçapı roAp Hızlı Dönen Manyetik A Yıldızları S/G Sinyal/Gürültü SB Çift Yıldızlar SB1 Görsel Tayfsal Çift Yıldızlar SB2 Çift Çizgili Tayfsal Çift Yıldızlar Si Silisyum Yıldızları SrCrEu Stronsiyum Krom Evropyum Yıldızları Tet Etkin Sıcaklık Vgöz Gözlemdel Tayftan Hesaplanan Dikine Hızı Vhelio Güneş Merkezine İndirgenmiş Dikine Hızı VLT Çok Büyük Teleskop (Very Large Telescope) Vr Dikine Hız Z Metal Bolluğu λ Boo Lamda Bootis Metalce Fakir Yıldızlar λ Dalgaboyu λgöz Gözlenen Dalgaboyu
viii
λlab Laboratuvar Dalgaboyu ν sini Dönme Hızı ξ Mikrotürbülans Hızı
ix
ŞEKİLLER DİZİNİ
Şekil 1.1 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak kimyasal tuhaf yıldızların rastlantı sıklığı...... 2 Şekil 1.2 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde kimyasal tuhaf yıldızların göreli sıklığı ...... 4 Şekil 1.3 Açık yıldız kümelerinde yer alan kimyasal tuhaf yıldızların birkaç sınıfının H-R diyagramı ...... 8 Şekil 1.4 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişim örnekleri ...... 13 Şekil 1.5 AR Aur‘un tayfında gözlenen çizgi profil değişimi ...... 14 Şekil 1.6 Fe II 4923.9 Å çizgisinden elde edilen AR Aur‘un Fe bolluk haritası ...... 15 Şekil 1.7 Y II 4900 Å çizgisinden elde edilen AR Aur‘un Y bolluk haritası ...... 16 Şekil 1.8 HD 11753 yıldızının Y bolluk haritası...... 16 Şekil 1.9 AR Aur için dönme döneminin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alanın ölçümleri ...... 19 Şekil 1.10 41 Eri ve 66 Eri için dönme evresinin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alan ölçümleri ...... 20 Şekil 1.11 Çift sistem üyesi HgMn yıldızları ...... 22 Şekil 1.12 Tet - element bolluk dağılımı ...... 25 Şekil 1.13 Hg için log g bolluk grafiği ...... 26 Şekil 1.14 HgMn ve Am yıldızları konumunu gösteren H-R diyagramı ...... 27 Şekil 2.1 HD 196821 yıldızının ölçülen UV akısı grafiği ...... 30 Şekil 2.2 λ7774 Å’ daki üçlü O I çizgisinin sergilemiş olduğu asimetrik yapı ...... 30 Şekil 2.3 HD 196821 Yıldızının tayfında gözlenen Ca II K ve üçlü Mg II 4481 A çizgilerinin yapısı ...... 31 Şekil 2.4 HD 196821 yıldızının UV ve mavi bölge tayfında gözlenen asimetrik yapıları ...... 31 Şekil 2.5 HD 196821 yıldızın bugüne kadar hesaplanan dikine hızı değerleri ...... 31 Şekil 3.1 HD 196821 yıldızı için yapılan dalgaboyu kalibrasyon örneği ...... 35 Şekil 3.2 HD 196821 yıldızının 4960 – 5020 Å aralığındaki normalize tayfı ...... 36 Şekil 3.3 Eşdeğer genişlik ölçümünün temsili çizimi ...... 37 Şekil 3.4 HD 196821 yıldızının 4960– 5020 Å dalgaboyu aralığına uygulanan kuramsal Gaussian profil çakıştırmaları...... 37 Şekil 3.5 HD 196821 yıldızının λ4960 Å – λ5020 Å dalgaboyu aralığında gerçekleştirilen çizgi tanısı...... 38 Şekil 3.6 HD 196821 yıldızının kimyasal bolluk analizi için kullanılan algoritma ...... 39 Şekil 3.7 HD 196821 yıldızı ATLAS9 (a) ve ATLAS12 (b) ile üretilmiş olan model atmosfer örneği...... 43 Şekil 4.1 HD 196821’in Hβ profil fiti ...... 47
x
Şekil 4.2 HD 196821 yıldızının atmosferinde tespit edilen atomik türlere ait bolluk grafiği ...... 48 Şekil 4.3 λ4588 Å– λ4589 Å dalgaboyundaki P II elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği...... 49 Şekil 4.4 λ4205 Å, λ4206 Å ve λ4207 Å Mn elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği ve elde edilen bolluk değerleri ...... 49 Şekil 4.5 HD 196821 yıldızının H-R diyagramı üzerindeki konumu ...... 53 Şekil 5.1 HD 196821 ile HD 175640 yıldızlarının bolluklarının karşılaştırılması ...... 55 Şekil 5.2 λ5300 Å– λ5360 Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar ...... 55 Şekil 5.3 λ4195 Å– λ4220 Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar ...... 56
xi
ÇİZELGELER DİZİNİ
Çizelge 1.1 Anakolun üzerinde konumlanan kimyasal tuhaf yıldızlar ...... 1 Çizelge 1.2 Farklı yıldız tipleri için çift olma olasılığı ...... 20 Çizelge 3.1 HD 196821 yıldızının gözlemsel özellikleri ...... 33 Çizelge 3.2 Fe elementi için Fuhr ve Wiese (2006) tarafından yapılan harf notasyonu ...... 41 Çizelge 3.3 HD 196821 için hesaplanan Eşdeğer genişlik değerleri ve harf notasyonu. 42 Çizelge 4.1 HD 196821 yıldızının atmosfer parametreleri ...... 46 Çizelge 4.2 HD 196821 yıldızının ayrıntılı olarak gerçekleştirilen bolluk analiz sonuçları ...... 48 Çizelge 4.3 Sıcaklığın fonksiyonu olarak üretilen BCv ...... 52 Çizelge 4.4 HD 196821 yıldızına ilişkin mutlak parametreler ...... 53
xii
1. GİRİŞ
Kimyasal tuhaf yıldızlar (CP) erken F ile B tayf türü aralığında kuvvetli manyetik alanlara sahip yıldızlar olup yavaş dönme, hızlı salınımlar, fotometrik/tayfsal değişim ve Güneş bolluklarından oldukça farklı bolluklar sergilemeleriyle karakterize edilmektedirler. CP yıldızlarını ilk kez Preston (1974) dört alt sınıfa (CP1-4) ayırmıştır. Daha sonra ise, Smith (1996a) bu yıldızları, fiziksel ve kimyasal karakteristiklerine göre altı alt sınıf olarak gruplamıştır. Preston (1974) sınıflamasına ek olarak yapılan son sınıflama (Çizelge 1.1) λ Boo ve Helyumca zengin yıldızları da barındıracak şekilde genişletilmiştir. Şekil 1.3’de CP yıldızlarının üç grubunun, atom numarasına karşılık Güneş’e göre bolluk değerleri gösterilmiştir.
Çizelge 1.1 Anakolun üzerinde konumlanan kimyasal tuhaf yıldızlar (Smith 1996)
Sınıflama Adı Preston Sınıflaması Tayfsal karakteristiği Tayf Türü Sıcaklık (K)
λ Boo - Zayıf MgII ve zayıf metaller A0-F0 7500-9000 Am- Fm CP1 Zayıf CaII ve/veya ScII, metalik çizgiler A0-F4 7000-10000 Bp-Ap CP2 Sr, Cr, Eu ve/veya Si B6-F4 7000-16000 HgMn CP3 HgII ve/veya MnII B6-A0 10500-16000 He-fakir CP4 Zayıf He B2-B8 14000-20000 He-zengin - HeI B2 20000-25000
Genel olarak CP yıldızları manyetik ve manyetik olmayan yıldızlar olarak bir grup oluşturmaktadırlar. Manyetik grup, genellikle (10000 K civarında) soğuk SrCrEu ve sıcak Si yıldızlarının alt tiplerini kapsayan Bp-Ap yıldızları olarak adlandırılan grubu kapsamaktadır. Manyetik olmayan grupta yer alan yıldızlar ise, 10000 K’den daha düşük sıcaklıklara sahip Am-Fm ve λ Boo yıldızları ve 10500 K civarında da HgMn yıldızlarıdır. Yaklaşık 16000 K'nın üzerindeki sıcaklıklarda CP yıldızlarına daha az rastlanmaktadır. HgMn yıldızları, He-fakir yıldızların heterojen bir karışımıyla birleşir. Bu yıldızların üyelerinin bazıları zayıf ya da mevcut olmayan manyetik alan özelliklerine sahiptir ve sıcak HgMn yıldızlarında gözlenen P, Xe, Ga çizgileri bu yıldızlarda güçlüdür. Buna karşın diğerlerinde, manyetik Bp-Ap yıldızlarında olduğu gibi güçlü Ti, Sr ve Si çizgilerine vardır. Yüksek etkin sıcaklıklarda da, çizgi profil
1 değişimi ve güçlü manyetik alana sahip olan Helyumca zengin yıldızlar bulunmaktadır. CP olgusu, önemli oranda kütle kaybetmeye başlayan en sıcak (25000 K) He-zengin yıldızlarda son buluyor gibi görünmektedir. Tabii ki, bu yıldızlar yüksek etkin sıcaklık ve ışınım gücüne sahip yıldızlardır. Bu yıldız gurubu, OBC/OBN ve Wolf-Rayet yıldızları gibi yıldız türleri ni de kapsamaktadır (Smith 1996). Ancak, bu yıldızların, CP yıldızlarının aksine yüzeylerinde nükleer yanma ürünlerini sergiledikleri ‘çift sistemlerde kütle aktarımı, çekirdekten gelen materyalin yüzey katmanları ile karışımı veya anakol sonrası evrimlerinin son aşamalarında gerçekleşen aşırı kütle kayıpları gibi’ düşünülmektedir (Willis 1991).
Kimyasal tuhaf yıldızlar, anakolun üzerinde konumlanan yıldız popülasyonunun önemli bir bölümünü oluşturmaktadır. Bu yıldızların tayf türüne göre rastlantı oranı şekil 1.1’de gösterilmiştir. Şekil 1.1 oluşturulurken, belli bir parlaklık aralığında olan bütün süperdev (ışınım sınıfı I ve II) ve salma çizgili, kabuk, Puppis ( Del), Scuti yıldızları dâhil edilmemiş olup, dev yıldızlar dâhil edilmiştir. Çünkü birçok CP yıldızının, anormal derecede zayıf He I çizgileri nedeniyle ışınım sınıfı III olarak belirlenmiştir. Ayrıca V ≤ 6m daha sönük yıldızların gözlenmesi zor olduğu için
parlaklık limiti olarak bu değer kabul edilmiştir.
Rastlantı oranı Rastlantı
Tayf Türü
Şekil 1.1 Tayf türünün bir fonksiyonu olarak kimyasal tuhaf yıldızların rastlantı sıklığı (Smith 1996a) Parlak yıldızlar kataloğunda yer alan parlaklık limiti V ≤ 6m (dışı çizgili olan) ve V ≤ 6m.5 (gölgeli) olan bütün yıldızlar hesaba katılmıştır. Bütün kimyasal tuhaf yıldızlar için rastlantı sıklığı en sondaki panelde özetlenmiştir.
2
CP yıldızlarının büyük bir çoğunluğu yavaş dönen yıldızlardır. Dönme olgusu da, yıldızların birçok özelliği ile ilişkilendirilmektedir. Dönme, yıldızların kütle ve evrimsel durumunun güçlü bir fonksiyonudur ve incelenen yıldızlarla ilgili bilgi elde etmek için kullanılabilmektedir. Tek anakol yıldızları arasında, sıcaklığa bağlı olarak iki dönme hızı sistemi mevcuttur. Birincisi, 6200 K civarında sıcaklıklara sahip yıldızlar (geç F- tipi ve 1.3Mʘ kütleye sahip yıldızlar) için esas alınan bir hız sistemidir. Bu hız sistemi Kraft kırılması (Kraft 1967) olarak bilinir ve manyetik rüzgarları oluşturmak için gerekli olan önemli bir yüzey konvektif bölgesinin varlığına bağlıdır. Bu manyetik rüzgarların açısal momentum kaybında önemli bir rol oynadığına inanılmaktadır. Diğeri ise, 6200 K den daha sıcak erken tayf türü yıldızlar için geçerli olan bir hız sistemidir. Bu yıldızlar genellikle hızlı dönmektedirler. Buna rağmen erken anakol yıldızları arasında, özellikle geç B, A ve erken F türü yıldızlardan yavaş dönenleri aşırı fazladır. H-R diyagramının bu bölgesindeki, yavaş dönen yıldızlar kimyasal bileşimlerine göre normallikten sapma eğilimi göstermektedir. Bu türden yıldızlar çift tepeli (ing. bimodal distibution) bir hız dağılımı sergilemektedir. Çift tepeli dağılım ilk kez Van den Heuvel (1968) tarafından tartışılmıştır. Onun araştırmaları sonucunda birçok B ve A türü yıldızlar arasında dönme hızlarının iki farklı maksimum (çift tepeli) değer gösterdiğini vurgulamıştır. Bu çalışmaya göre, bu yıldızların dönme hızlarının dağılımında birinci maksimum değeri neredeyse sıfıra yakın, ikinci maksimum değeri de neredeyse 150 kms-1 civarındadır.
Anakolun yukarısındaki erken B ve F tayf türü arasında konumlanan yıldızların % 10- 15’i bir veya birden çok elementin bolluk tuhaflıklarıyla karakterize edilmektedir. Aynı tayf türüne sahip normal yıldızlara göre, CP yıldızlarının (λ Boo ve He-zengin yıldızlar hariç) dönme hızları alışılmadık derecede düşüktür. Manyetik Bp-Ap yıldızlarının alt grupları arasında dönme hızlarında farklılıklarının olduğu Wolff (1983) tarafından açıklanmıştır. Wolff (1983) Si-grubu yıldızların hızlı döndüğünü (ν sini ≥ 100 km s-1), SrCrEu-grubunun ise bu özelliği göstermediğini belirtmiştir. Ayrıca bütün olarak Bp- Ap sınıfında kütlenin düşmesiyle de dönme hızlarında azalma görülmektedir. Her ne kadar göreli olarak çok az He-zengin yıldız biliniyorsa da dönme hız dağılımları aynı tayf türüne sahip normal B yıldızlarıyla uyumlu olduğu düşünülmektedir. λ Boo yıldızlarının dönme hızları normal A yıldızlarıyla karşılaştırılabilir hızlardır (Abt ve
3
Morrel 1995). Bunun sonucunda anormal derecede yavaş dönen yıldızların çoğunun CP yıldızları olduğu ortaya çıkmıştır. Bu yıldızlarda gözlenen tuhaflıkların arkasında yatan mekanizmalara düşük dönme hızları da dahil edilmiştir (Martin vd. 2017).
Abt (1970), CP yıldızlarında dönme hızının düşmesiyle kümelerdeki çift sistem sayısının arttığını belirtmiştir. Kimyasal tuhaf yıldızlar, normal anakol yıldızlarına göre genellikle daha düşük dönme hızlarına sahip olduklarından, CP yıldızları arasındaki çift yıldızların varlığı normal anakol yıldızlarından daha yüksek oranda olması beklenmektedir. CP yıldızları bu yönüyle, yıldız yüzeyindeki kimyasal elementlerin homojen olmayan dağılımını açıklamak için gerekli olan atmosferik kararlılıkla ilişkili olabilmektedir. Abt (1970) tarafından bulunan dönme hızı ve çift olma sıklığı arasındaki ilişkiye aykırı olarak, CP yıldızları arasındaki çift sistemlerin görülme sıklığı normal yıldızlara göre daha fazladır (Jaschek ve Jaschek 1976). Jaschek ve Gomez (1970), M tayf türüyle B tayf türü arasında bulunan anakol yıldızlarının %47±5'lik kısmının çift sistem olduğunu göstermişlerdir. Gerbaldi vd. (1985) CP yıldızların alt grupları arasında çift sistem olma eğilimini belirlemiş ve He-zayıf, Si, SiCr ve SiSr yıldızları arasında çift sitem üyesi olma eğilimin az rastlandığını, buna karşın soğuk CP yıldızları ve HgMn yıldızlarının çift olma sıklığının, normal anakol yıldızlarından farklı olmadığını belirtmiştir. Şekil 1.2’de CP yıldızlarının ve normal yıldızların çift olma olasılıklarının bir özeti verilmiştir. Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift Am-Fm, Bp-Ap ve HgMn yıldızlarının çift olma olasılıkları şekil 1.2.a’da sunulmuştur. Şekil 1.2.b’ de ise normal ve CP yıldızlarının döneme karşılık görülme sıklıkları verilmiştir (Smith 1996a).
Kesir Kesir (%) Göreli sıklığı(%)
Tayf Türü Dönem (gün) Şekil 1.2.a.Tayf türünün bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde kimyasal tuhaf yıldızların göreli sıklığı b. Dönemin bir fonksiyonu olarak tayfsal çift sistemlerde bulunan normal ve kimyasal tuhaf yıldızların kesirsel oranı (Smith 1996a).
4
1.1 Kimyasal Tuhaf Yıldız Sınıflaması ve Genel Karakteristik Özellikleri
λ Boo yıldızları: Tayfları ilk kez Morgan vd. (1943) tarafından tanımlanmıştır. A0 ile daha erken tayf aralığında bulunan λ Boo yıldızları, zayıf Mg II λ 4481 Å çizgisi ve Ca II K (λ3933 Å) çizgisiyle karakterize edilirken, A0-F0 tayf aralığında bulunanlar ise, Hidrojen çizgisiyle ve zayıf metalik çizgilerle karakterize edilmektedir. Yüksek dönme hızına sahip (ν sini ≥ 100 km s-1) bu yıldızların çoğu Fe grubu (Cr, Mn, Ti, V, Fe, vs. ve 2 dex kadar az; Venn ve Lambert 1990, Holweger ve Stürenburg 1991) ve daha ağır elementlerin (Ba, Sr, vs.) düşük bolluklarına sahiptir. Dahası, λ Boo yıldızları Güneş benzeri CNO bollukları gösteren erken A ve F tipi Pop I yıldızlardır. Bu yıldızların kimyasal özelliklerinin, yıldız çevresindeki bir kabuktan ya da yıldızlararası dağılan bir buluttan tükenmiş metal gazın birikmesiyle (ing. accretion) sığ yıldız yüzeyindeki konveksiyon bölgelerinin etkileşiminden (ing. contamination) kaynaklandığına inanılmaktadır (Kochukhov 2009).
H-R diyagramında bulundukları bölge Scuti kararsızlık kuşağı ile kısmen de olsa çakışmaktadır. λ Boo yıldızları, metalce fakir yıldızlar olmasına karşın zonklama doğasını anlamak için yapılan gözlemler açısından, umut verici hedefler haline getirmektedir. Özellikle, bu yıldızların astrosismik araştırmaları, yıldızların temel parametrelerini sınırlamak ve yıldız iç bölgelerinin ortalama metal içeriğini belirlemek açısından önemlidir. Yüksek derecede radyal olmayan zonklamalar sergilemektedirler (Bohlender vd. 1999). δ Scuti kararsızlık kuşağı içerinde bulunan zonklayan λ Boo yıldızları (en az % 70) normal yıldızlara göre daha önemlidir (Paunzen 2002). Ayrıca klasik δ Scutilerin aksine, sıklıkla temel modda ve yüksek overton modunda zonklama eğilimi içerisindedirler.
Am-Fm yıldızları: Metalik çizgili yıldızlar, ilk kez Titus ve Morgan (1940) tarafından farklı bir sınıf olarak tanımlanmıştır. Roman vd. (1948) tarafından da MK sınıflama sistemine dahil edilmiştir. Erken A ve erken F-tipi yıldızlardan oluşan bir gruptur. Bu yıldızlar kendi arasında 3 sınıfa ayrılmaktadır. Birincisi ‘klasik’ Am yıldızları (63 Tau; kA2hF0mF3 sınıfı), ikincisi ‘sıcak’ Am yıldızları ve üçüncüsü ise, birçok geç A tipi ve erken F tipi dev ve alt dev yıldızların oluşturduğu farklı K-çizgisi ve metal çizgisi
5 sergileyen yıldızlar ( Puppis tipi) sınıfıdır. Bu yıldızların tayflarında Ca ve/veya Sc çizgileri zayıf ve Güneş’e göre bollukları az, Fe ve Fe grubu elementleri ise nispeten güçlü ve Güneş’e göre fazla bolluk göstermektedir. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormalliklerinin nedeninin farklı türdeki atomların çekim tortulaşması (ing. gravitational settling) ve ışınım ivmelenmesi (ing. radiation acceleration) arasındaki etkileşimin sonucu olduğu düşünülmektedir. Sonuç olarak, kimi elementler yukarı doğru hareket ederken kimileri de az miktarda karışımın olmasıyla aşağı doğru yerleşmektedir. Dönme, konveksiyon veya meridiyonal dolaşım nedeniyle aksi yönde oluşan karışım difüzyondan ötürü elementlerin doğal ayrımını (ing. natural segregation) yok etmektedir. A tipi yıldızlarda konveksiyon, çok ince bir alt yüzey katmanı ile sınırlıdır. Bu da yavaş dönen A yıldızlarında difüzyon sürecinin engellenmeden devam etmesi anlamına gelmektedir (Balona vd. 2015).
Am yıldızları δ Scuti kararsızlık kuşağında bulunmasına rağmen zonklama sergilememektedir. Bu yıldızlarda He II iyonizasyon bölgesi, atomik difüzyondan ötürü helyumdan tamamen arındırılmıştır. Böylece atomik difüzyon, yani ışınım yükselmesi (ing. radiation levitation) ve özellikle çekim tortulaşması nedeniyle helyumun tamamen tükenmesiyle bu yıldızlarda zonklamaların tetiklenmesi önlemiştir (Catanzaro ve Ripepi 2014). Am yıldızı anakoldan ayrıldığında, He II iyonizayon bölgesi yıldızın daha iç bölgelerine doğru kayar ve bir miktar He kalıntısının bulunduğu katmanlara ulaşır. Bu olay, düşük genlikli δ Scuti zonklamalarının uyarılmasına izin verir. Am benzeri kimyasal tuhaflık gösteren evrimleşen δ Scuti değişenleri Puppis yıldızları olarak bilmektedir (Kochukhov 2009).
Bp-Ap yıldızları: Kimyasal tuhaf yıldızların bir alt grubu olarak bilinen Preston (1974) sınıflamasına göre manyetik Ap / Bp veya CP2 yıldızları, yüzeylerinde güçlü, kararlı, küresel olarak organize olan manyetik alanlara sahiptir. Bu yıldızlar, anakol A ve B yıldızlarıdır ve tayflarında birçok elemente (ör., Si, Sr, Cr, Eu, He vs.) ait çizgiler anormal derecede güçlü ya da zayıf yapılar sergilemektedir (Hubrig vd. 2010). Sınıflandırma bakımından bu grup, tayfsal olarak tanımlanmış birkaç özel tuhaflığın birleşimini (λ4200-Si, Si-sıcak Bp, Si-Cr-Eu-soğuk Ap, Sr-Cr-Eu ve Sr yıldızları) içermektedir (Jaschek ve Jaschek 1958, Osawa 1965).
6
Güneş'ten başka bir yıldızdaki manyetik alanın ilk tespiti CS Vir yıldızında Babcock (1947) tarafından gerçekleştirilmiştir. Babcock (1947) bu yıldızlardaki boylamsal manyetik alanı belirlemiştir. Günümüzde, boylamsal manyetik alan ölçümleri 100'den fazla yıldız için elde edilememiştir. “Manyetik olarak yarılan çizgilerin çözünürlüğü, yeterince güçlü bir manyetik alan ve yeterince yavaş dönme gerektirmektedir” (Schöller ve Hubrig 2015). Manyetik olarak yarılan çizgilerin çözümünü Babcock (1960), Babcock yıldızı HD 215441’de ilk kez keşfetmiştir.
Bu yıldızlar genel olarak, geniş ölçüde organize olmuş manyetik alana sahiptir. Bu manyetik alan tayfsal çizgilerdeki dairesel kutuplaşma gözlemleri ile tespit edilebilmektedir. Tüm gözlenebilir değişimler (çeşitli fotometrik bantlardaki parlaklıklar, tayfsal çizgi eşdeğer genişlikleri, manyetik alan) aynı döneme ve anormal çizgi gücüne sahip element bolluklarına (3-5 dex) karşılık gelmektedir (Hubrig vd. 2010). Bu alanların, dinamo tarafından üretilen veya daha önceki bir evrim aşamasında yıldızlararası ortamdan edinilen manyetik akının fosil kalıntıları olduğuna inanılmaktadır. kG mertebesinde alanlar, yıldız atmosferlerini daha da dengeler ve kimyasal elementlerin dağılmasını kolaylaştırır. Dolayısıyla manyetik Ap / Bp yıldızları, CP yıldızları arasında kimyasal anormalikleri en fazla sergileyen yıldızlardır. Ayrıca, Ap / Bp yıldızlarının küresel manyetik alan topolojilerinin eş yönlü olmayan (ing. anisotropic) karakterinden dolayı, atomik difüzyon süreci, yıldız yüzeyinin farklı bölümlerinde farklı çalışır ve önemli ölçüde yatay ve dikey kimyasal bolluk gradyentleriyle sonuçlanır (Michaud 1981, Babel ve Michaud 1991).
Manyetik Ap/Bp yıldızlarının atmosferindeki kimyasal bakımdan homojen olmayan yapılar, bu yıldızların fotometrik, tayfsal ve spektrofotometrik yöntemler aracılıyla elde edilen verilerinden belirlenebilmektedir. Bu yıldızların atmosferlerindeki homojen olmayan kimyasal yapılar, yıldızın manyetik alan karakteristiklerinin değişimiyle aynı dönemde tekrarlanan bir değişim göstermektedir. Bu tutarlı değişim genelde eğik dönme modeli (ing. oblique rotator model, Stibbs 1950) olarak anılmaktadır. Bu modelle yüzey kimyasal ve manyetik alan dağılımlarının sabit olduğu vurgulanmıştır. Bu yıldızlarda gözlemlenen değişimlerin tek sebebi, yıldızın gözlemi sırasında (tayfsal
7 olarak) homojen olmayan yüzey yapısının, dönme modülasyonu yönünün, uzaktaki bir
gözlemcinin bakış doğrultusunda olmasıdır (Kochukhov 2016).
Bolluk Faktörü
Atom numarası Şekil 1.3 Am-Fm, soğuk Ap ve HgMn yıldızlarının Güneş’e göre element bollukları. Çemberler optik bölge tayfından elde edilen bollukları, kareler ve oklar IUE tayfından elde edilen bollukları ve üst limitleri ifade etmektedir (Smith 1996a)
Ap yıldızlarının bir diğer türüde, 5-21 dakikalık dönemlerle ve birkaç 0.001m değerine sahip tipik genlikle yaklaşık 40 tane hızlı salınan (Ap yıldızlarının bir alt grubu) roAp yıldızlarıdır (6600 K ≤ Tet ≤ 8200 K). Yüksek overtonda, düşük dereceli, radyal olmayan p-modlarında zonklarlar. roAp yıldızları, astrosismoloji çalışmak için ideal cisimlerdir. Gözlemlenen frekans tayflarını asimptotik zonklama teorisiyle (Tassoul 1990) -Asimptotik zonklama teorisi, zonklayan yıldızlarda p ve g modlarının zonklama doğasını açıklamayı öngören teoridir- karşılaştırarak, dönme dönemlerini, sıcaklıklarını, parlaklıklarını, yarıçaplarını, kütlelerini, atmosferik yapısını, evrim
8 durumlarını ve manyetik alan geometrisini belirlemek mümkündür. H-R diyagramında, aynı bölgede bir arada bulunan diğer tüm soğuk Ap yıldızlarının durumunun aksine tayfsal çift olduğu bilinen bir roAp yıldızı yoktur (Schöller vd. 2012).
Tüm bunlara ek olarak, en güçlü manyetik alanlar daha büyük kütleli yıldızlarda ve hızlı dönen yıldızlarda bulunmaktadır. Dönme dönemi 1000 günü aşan tüm yıldızlarda 6.5 kG’den az bir manyetik alan mevcuttur. Yıldız diski üzerinde ortalama boylamsal manyetik alanın sıfır olmadığı bulgusundan yola çıkarak, manyetik alanın daha büyük ölçekte organize olması gerektiği, yani bir dipol veya bir dipol ile bir dörtlü kutbun üst üste binmesi gerektiği sonucu ortaya çıkmıştır. Ap yıldızlarının manyetik alanı önemli bir dipol benzeri bileşene sahiptir. Bir dipol için, boylamsal manyetik alan ile
HgMn yıldızları: λ3984 Å ‘daki Hg II çizgisini, ilk kez Bidelman (1962) Yengeç takım yıldızı üyesi κ Cancri yıldızının tayfında gözlemiştir. Güçlü Hg II (λ3984 Å) çizgisinin
9 ve/veya Mn II çizgisinin HgMn yıldızlarının tayfsal karakteristiği olduğu ilk kez Jaschek ve Jaschek (1987) tarafından belirtilmiştir.
Helyumca fakir yıldızlar: Bu yıldızlar, kimyasal olarak heterojen bir grubu temsil etmektedir. Prototipi 3 Cen A yıldızı olup tayflarında P, Kr ve Ga elementlerinin aşırı bolluklarıyla, C, O, Mg, S ve He elementlerinin eksikliğiyle karakterize edilmektedir (Smith 1996a).
Bu yıldızlar, son zamanlarda manyetik, büyük kütleli ve erken tür yıldızların başlıca yeni bir alt sınıfı olarak ortaya çıkmıştır. Massive Stars (MiMeS) Survey Component, OBA türü yıldızların yaklaşık %10'unun manyetik alanlar barındıracağını ortaya koymuştur (Grunhut vd. 2012). Bu alanlar, manyetik kutuplarda yüzlerce G ile birkaç kG arasında değişen ve ışınıma maruz kalmış iyonize rüzgarları yıldız manyetosferleri içinde sınırlarlar (ud-Doula ve Owocki 2002). Bu yıldızlar P bakımından zengin, He bakımından ise fakir yıldızlardır.
Helyumca zengin yıldızlar: Anormal derecede güçlü He çizgilerine sahip erken tür yıldızların iki farklı sınıfı vardır. Biri, küçük kütleli aşırı Helyum yıldızları (ing. extreme Helium stars, EHe), diğeri ise; orta kütleli He yıldızlarıdır. EHe yıldızları, A ve B tayf türü küçük kütleli, hidrojeni eksik nadir rastlanan süperdev yıldızlardır. Atmosferleri karbon, azot, neon ve helyum bakımından oldukça zengindir. Bu yıldızlarda helyum en bol elementtir, karbon genellikle ikinci en bol bulunurken, hidrojen ise Güneş’e göre neredeyse 100 (veya daha fazla) kat kadar tükenmiştir. Günümüzde sadece 18 EHe yıldızı bilinmektedir. Bu kadar nadir rastlanmasının bir sebebi, alışılmadık bir süreçle üretilmesi gerektiği anlamına geliyorken bir diğer sebebi ise, çok kısa ömürlü bir evrim evresinde olabileceği ya da her iki durumun birden gerçekleşmesidir (Kupfer vd. 2017). Şimdiye kadar bilinen çift sistem EHe yıldızı bulunmamakta ve küçük genlikli zonklamalardan kaynaklanan radyal hız değişimleri yaygın olarak görülmektedir (Jefferey 2008). EHe’ nin kimyasal bileşimleri, hidrojen ve helyum yanmasıyla üretilen yüksek ölçüde işlenmiş maddeyi işaret eder. Bu yıldızların evrimleriyle ilgili iki teori ileri sürülmüştür. Bu teorilerden biri, çift dejenere model (DD), iki beyaz cüceyi içeren bir çift sistemin birleşmesiyle açıklanmaktadır (Webbink
10
1984). Bir diğeri de son flaş modeli (FF), bir post-AGB yıldızında termal flaş evresi geç gelişir. Bu da yıldızı genişlemeye ve post-AGB kolunu yeniden başlatmaya zorlar (Iben vd. 1983).
Bir diğer He-zengin olan yıldız türü de orta kütleli B2 tayf türü anakol yıldızlarıdır. Bu türden yıldızlar, hidrojene göre He (He) göreli bolluğunun 0.3 ve 10 dex arasında değişimiyle karakterize edilmektedir. Bu açıdan He-zengin yıldızlar, EHe yıldızlarından oldukça farklı olup normal B yıldızlarıyla sürekli olarak karıştırılmaktadır.
1.2 HgMn Yıldızları
HgMn yıldızları erken A ve geç B türü, yavaş dönen (v sini ~ 29 kms-1, Abt vd. 1972), etkin sıcaklıkları 10000 – 16000 K, mikrotürbülansları 0-1.2 kms-1 (Adelman 1994) ve
ışınım sınıfı III ile V arasında değişen ve karakteristik olarak 2.5-5 Mʘ aralığında kütleye sahip (Adelman vd. 2003) yıldızlar olarak tanımlanır (Smith 1996, Landstreet 1998). Tayfsal olarak Hg (6 dex kadar; Heacox 1979, Cowley vd. 2006) ve Mn (3 dex kadar; Aller 1970) elementlerinde görülen aşırı bolluklarla karakterize edilir. Ayrıca tayflarında Bi, Xe, Eu, Gd, Br, P, Sr, Zr, Rh, Yb, W, Pb, Ga, Be, Y, Pt, Re, Os, Ir, Au ve Tl gibi elementlere ilişkin bolluk fazlalığı (>2 dex); He, N, Mg, Al, Ni, Zn ve Co için ise düşük bolluklar (<0.5 dex) görülmektedir. C, O, Si, S, Ca, Cr ve Fe bu yıldızlarda Güneş bolluklarındadır (Takada ve Hidai 1991, Schöller vd. 2010).
Tahmini sayıları ~ olarak 200 civarındadır. HgMn yıldızlarının 2/3’den fazlasının tayfsal çift (SB) olduğu bilinmektedir (Hubrig ve Mathys 1995). Ayrıca çok sayıda üçlü ya da dörtlü sistem üyesi HgMn yıldızı vardır (Cole vd. 1992, Isobe 1991, Castelli ve Hubrig 2004). Pourbaix vd. (2004), “9. Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits” isimli geç B türü yıldızlar için oluşturulan katalogda yavaş dönen (v sini <70 kms-1), V~7m ve yörünge dönemi 3 – 20 gün arasında olan tayfsal çiftler ile HgMn yıldızları arasında bir ilişki olduğunu belirtmiştir. Buna ek olarak, Hubrig vd. (2012) tarafından yavaş dönen geç B türü çiftlerin de çoğunun HgMn olmasının muhtemel olduğu ifade edilmiştir.
11
1.2.1 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişimi
İlk kez çizgi profil değişimi, Wahlgren vd. (2001) ve Adelman vd. (2002) tarafından çift sistem üyesi olan α And yıldızında tespit edilmiş olup, bu değişimin yıldızın çiftinden kaynaklanmadığı belirtilmiştir. Buna ek olarak, yıldızda tespit edilen profil değişimine, dönme dönemi 2.8 gün olan ve yıldızın ekvator bölgesinde yoğunlaşan, λ3984 Å dalgaboyunda gözlenen Hg’ nın eşit olmayan bir yüzey dağılımı sergilemesinin neden olduğu vurgulanmıştır. λ3984 Å daki Hg II çizgi profil değişimi, yıldızın dönme ekvatoru boyunca yerleşen yüksek kontrastlı civa lekelerini açığa çıkaran bir Doppler Görüntüleme kodu ile yorumlanmıştır.
Son yapılan çalışmalarda (ör. Nunez vd. 2011), çizgi profili değişiminin bir istisna olmaktan ziyade HgMn yıldızlarının genel bir karakteristiği ve bu değişime homojen olmayan bir kimyasal element dağılımının neden olduğu ve çoğu HgMn yıldızında bir veya daha fazla kimyasal elementin eşit bir şekilde dağılmadığı gösterilmiştir.
Farklı elementlere ait çizgilere ilişkin profil değişimlerinin incelenmesi için VLT (Very Large Telescope) teleskobuna bağlı UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) ve ESO’nun 2.2 metrelik teleskobuna bağlı FEROS (Fiberfed Extended Range Optical Spectrograph) tayfçekerleriyle HgMn yıldızlarının tayfları elde edilmiştir. Şekil 1.4’ de, bu çalışmada yer alan birkaç HgMn yıldızındaki farklı elementlere ait çeşitli tayf çizgilerinin değişimleri gösterilmiştir. Hubrig vd. (2006) tarafından örten çift olan AR Aur yıldızının yüksek sinyal/gürültülü ve yüksek çözünürlüklü 9 adet UVES tayfının incelenmesi sonucunda, gözlenen çizgi profil değişiminin (lekele kaynaklı çizgi profil değişimi) daha önce α And yıldızında gözlenen yapılardan bir farkı olmadığı belirtilmiştir. AR Aur yıldızı, (HD 34364, B9V+B9.5V) 4 x 106 yıl yaşında, 4.13 günlük yörünge dönemine sahip sıfır yaş anakol yıldızı olup, kimyasal tuhaflık olgusunun evrimsel yönleri üzerine çalışmak için iyi bir örnektir. Şekil 2.2' de, AR Aur’un tayfında gözlenen dönme dönemi boyunca birkaç elementin çizgi profil değişiminin davranışı gösterilmiştir. Zr II, Nd III, Pt II ve He I çizgilerinin zayıf görünmesine rağmen, yine de değişimleri tespit edilmiştir. Y II, Pt II, Hg II, Sr II
12 ve Nd III'nin çizgi profillerinin davranışında dönme dönemi boyunca oldukça benzer değişimler gözlenmiştir (Hubrig 2011).
Şekil 1.4 HgMn yıldızlarında çizgi profil değişim örnekleri (Hubrig vd. 2011) Her bir grafikte, orta panel alt panelle aynı ölçektedir.
13
Normalize akı
-1 RV (kms-1) RV (kms ) Dalgaboyu (Å) Dalgaboyu (Å)
Şekil 1.5 P = 4.13 günlük dönme dönemiyle sıfır yaş anakol örten çift AR Aur ‘un tayfında gözlenen çizgi profil değişimi (Hubrig vd. 2011)
a.Y II, b. Zr II, c. Pt II λ4061.7 Å, d. Hg II λ3983.9 Å. Dönme evresi yukarıdan aşağıya doğru artmaktadır (bkz. a. Sağ taraftaki alt köşede bulunan hata çubukları, çizgi profillerinin standart hatalarını belirtmektedir. Görüntülemek amacıyla dikey yönde sağa doğru tayf kaydırılmıştır .
Hubrig vd. (2010) tarafından AR Aur yıldızının çizgi profil değişimleri Doppler Görüntüleme koduyla incelenmiştir. Bunun için, Fe ve Y elementlerine ait Fe II 4923.9 Å ve Y II 4900.1 Å dalgaboyundaki çizgi örtüşmesi olmayan çizgileri seçilmiştir ve dönme dönemi boyunca bu çizgilerin farklı değişimleri sergilediği gözlenmiştir. Bu çizgilere ilişkin değişimler şekil 1.6-1.7’de gösterilmiştir.
Fe ve Y dağılım haritalarının dört yıl boyunca incelenmesi sonucunda, birkaç lekede Fe'nin + 1.5 dex kadar ve Y'nin + 3.9 dex'e kadar aşırı bolluklar gösterdikleri tespit edilmiştir. 2005’ten 2009 yılına kadar, en yüksek Fe aşırı bolluk oranına sahip lekelerin konumu ve şekli incelendiğinde, lekelerin yavaşça değişim sergilediği gözlenmiş olup, Fe aşırı bolluk oranının seviyesinin, özellikle 0.50-0.75 evrelerinde ekvatora yakın bir yerde yerleşen lekelerde ve 0.75-0.83 evrelerinde kutup bölgelerine yerleşen lekelerde çizgi profil değişimlerinin gözlendiği belirlenmiştir. Y haritalarında, lekelerin konumu, şekli ve aşırı bollukların evrimi çok daha belirgin bir şekilde kendini göstermektedir. Özellikle 0 evresinde gözlenen en büyük aşırı bollukların yıldızın yüzeyinde kuşak/kemer şekline sahip bir bölgede açığa çıkmıştır. Briquet vd. (2010) tarafından SB1 sistem üyesi olan HD 11753 HgMn yıldızının 113 tayfının, dikine hızı ve eşdeğer genişliklerinin çözümlenmesi sonucunda P= 9.54 günlük bir dönem değişimi sergilediği belirlenmiştir. Y, Ti ve Sr yüzey dağılımları Doppler Görüntüleme tekniği kullanılarak
14
çözümlenerek, bu teknik ile elde edilen sonuçlar Ti II, Sr II ve YII' nin yüzey dağılımlarında belirgin değişiklikler olduğunu ortaya koymaktadır. Dahası bu yapılar oldukça hızlı bir dinamik kimyasal leke evrimine neden olan ışınımsal zarflara sahip yıldızlarda bugüne kadar iyi anlaşılmayan fiziksel süreçlerin varlığına işaret etmektedir. Tüm Ti, Sr ve Y bolluk haritaları, düşük ve yüksek bolluklu kırık halkaları andıran bir yapı ortaya koymaktadır. Bu yapılara bir örnek olarak şekil 1.8’de Y II’nin 4883 Å ve 4900 Å’dan elde edilen haritaları gösterilmiştir. Haritalarda, 45º açıdan kutba uzanan yüksek bolluk bölgesi ile kırık bolluk halkaları görülmektedir. Y bolluğu dağılımı, 0.2- 0.4 evreleri civarında yüksek enlemli düşük bolluk noktasını göstermektedir. Ekvatoryal bölgede düşük bolluklara sahip lekeler bir kuşak şeklinde ve yüksek bolluk yapılarıyla ekvatorun altındaki bölgelerde baskındır. Y haritalarının ortalama bolluğu -6.77 dex olup Güneş’e kıyasla oldukça boldur (Güneş’in Y bolluğu -9.80 dex).
Evre= 0.00 Evre= 0.25 Evre= 0.00 Evre = 0.25
Evre = 0.50 Evre = 0.75 Evre = 0.50 Evre = 0.75
Şekil 1.6 Fe II 4923.9 Å çizgisinden elde edilen AR Aur ‘un Fe bolluk haritası (Hubrig vd. 2011)
15
Evre = 0.00 Evre = 0.25 Evre = 0.00 Evre = 0.25
Evre = 0.50 Evre = 0.75 Evre = 0.50 Evre = 0.75
Şekil 1.7 Y II 4900 Å çizgisinden elde edilen AR Aur‘un Y bolluk haritası (Hubrig vd. 2011)
Tüm bunlara ek olarak, yıldızın ışınım bölgelerinde farklı dinamik süreçler meydana gelebilmektedir. Diferansiyel dönme, manyetik alan ve meridiyonal dolaşım arasındaki etkileşim kimyasal lekelerin dinamik evriminin oluşumunda önemli bir rol oynayabilmektedir.
Y II 4883 ve 4900 Å
Enlem
Enlem
Evre Şekil 1.8 HD 11753 yıldızının Y bolluk haritası. Renkler, atomların ve iyonların toplam sayı yoğunluğuna göre bolluğunu göstermektedir (Hubrig vd. 2011)
16
1.2.2 HgMn yıldızlarının manyetik alanı
Genellikle, homojen olmayan kimyasal bolluk dağılımları yalnızca büyük ölçekli organize olan manyetik alana sahip manyetik kimyasal tuhaf yıldızların (Ap ve Bp) yüzeyinde gözlenmektedir. Bu yıldızlarda, belirli elementlerin bolluk dağılımı, dönme eksenine göre düzensiz ve simetrik değildir. Ap ve Bp yıldızlarıyla ilgili çok sayıda çalışma manyetik alan topolojisi ile element dağılımı arasında bir bağlantı olduğunu ortaya koymuştur. Bunun sonucunda, manyetik alanın yapısı, her bir elementin tayf çizgilerini ayrı ayrı kullanarak, manyetik alanın ölçümleriyle incelenebilir. Ancak HgMn yıldızları Ap/Bp yıldızları gibi güçlü geniş ölçekli manyetik alana sahip değildir. Bychkov vd. (2009) tarafından yapılan çalışmaya göre, HgMn yıldızları Am yıldızlarından sonra en zayıf manyetik alana sahip ikincil kimyasal tuhaf yıldız grubudur. Burada sorulması gereken temel soru, manyetik alanın HgMn yıldızlarında gelişen bolluk anormalliklerinde önemli bir rolünün olup olmadığıdır. Çünkü bu sorunun cevabı genellikle çoklu sistemlerde (birden fazla bileşen yıldız içeren sistem) bulunan B tayf türü yıldızların oluşum ve evrimleri boyunca oluşan süreçlerin anlamlandırılması için önem teşkil etmektedir (Hubrig vd. 2011).
Son 15 yıldır HgMn yıldızlarının manyetik alanları için çalışmalar yürütülmektedir (Hubrig vd. 1999, Hubrig ve Castelli 2001, Hubrig, North, Schöller ve Mathys 2006, Hubrig vd. 2010). Bu çalışmalarda Mathys (1991) tarafından geliştirilen moment tekniğiyle analizler gerçekleştirilmiştir. Bu teknik ortalama boylamsal manyetik alanın, kuadratik manyetik alan ve geçiş etkisinin (ing. crossover effect) belirlenmesine izin vermektedir.
Gerçekleştirilen spektropolarimetrik araştırmalar sonucunda birkaç HgMn yıldızında zayıf manyetik alanların var olduğu tespit edilmiştir. Manyetik alan tespiti için en yaygın yöntem, boylamsal manyetik alanı ölçmek için sol ve sağ polarize ışığa kaydedilen polarimetrik tayfları elde etmektir. Anakolun yukarısındaki yıldızlarda manyetik alanların varlığını incelemek için bir diğer yaklaşım, ortalama kuadratik manyetik alanın değerini belirlemektir.
17
HgMn yıldızlarındaki manyetik alanları çalışmak için uygulanan bir başka yöntem ise, iki Fe II çizgisinin (λ6147.7 ve λ6149.2 Å) göreli manyetik şiddetlenmesini (ing. intensification) sağlamaktır (manyetik olmayan geç B ve A yıldızlarının % 2.5 aynı eşdeğer genişliğe sahiptir) (Lanz ve Mathys 1993, Hubrig vd. 1999b, Hubrig ve Castelli 2001). Manyetik yıldızlarda bu iki çizginin eşdeğer genişlikleri arasında gözlenen tutarsızlık, manyetik şiddetlenmeye atfedilmektedir. Göreli şiddetlenme, kabaca manyetik alanın kuvveti ile ilişkilendirildiğinden, karmaşık bir yapıya sahip ve polarizasyon ölçümleri ile analiz edilmesi zor olan manyetik alanların tespiti için güçlü bir araçtır.
Bu yıldızlarda ilk manyetik alan çalışmaları 17 HgMn yıldızı için Hubrig vd. (2006) tarafından yürütülmüştür. Bu çalışma birkaç yüz Gauss derecesinde bir manyetik alana sahip olduğu belirlenen α And’ın çizgi profil değişimini de içermektedir. HgMn yıldızlarının yüzeyinde gözlenen leke yapılarının oluşumundan sorumlu mekanizmanın belirlenmesi için AR Aur’un spektropolorimetrik gözlemleriyle, lekelerin (aşırı bolluk sergileyen elementlerin) çok iyi gözlenen bir dönme evresi boyunca bir manyetik alan varlığı araştırılmıştır (Hubrig vd. 2010). Burada Ti, Cr, Fe ve Y çizgilerinin ayrı ayrı manyetik alan ölçümleri yapılmıştır. Bu ölçümler sonucunda, Fe II, Ti II ve Y II için boylamsal manyetik alan birkaç yüz Gauss olarak belirlenirken; Ti çizgisi için kuadratik manyetik alan B = 82841501 G olarak ölçülmüştür. AR Aur sisteminde, her bileşenin ortalama boylamsal manyetik alanın, şekil 1.9’da dönme çevrimi boyunca değişimleri sunulmuştur. Ayrıca Folsom vd. (2010) tarafından LSD (en küçük kareler dekonvolüsyonu, (ing. Least-Squares deconvolution) yöntemini kullanarak çeşitli elementlerin 1168 çizgisini birleştirerek AR Aur’un boylamsal manyetik alanı ölçmüştür. Makaganiuk vd. (2011), ESO 3.6-m teleskopunda HARPS tayf çekerine bağlanmış bir polarimetre kullanarak HgMn yıldızlarındaki manyetik alanlarla ilgili çalışmalar yürütmüştür. Makaganiuk vd. (2012) tarafından HD 11753’ün yüzeyindeki farklı leke dağılımlarını gösteren Y, Ti ve Cr elementleri için ortalama profillerini hesaplayarak boylamsal manyetik alanı 8 G den 15 G kadar ulaşabilen hatasıyla 20-30 G olarak ölçmüştür.
18
41 Eri sistemi, yakın bir SB2 çifti ve 5.32" uzaklıkta bulunan bir yoldaştan oluşan üçlü bir sistemdir. SB2’nin iki bileşeni için atmosferik temel parametreleri Dolk vd. (2003) tarafından çalışılmıştır. Birincil bileşenin etkin sıcaklığını Tet = 12750 K ve ikinci bileşen içinde Tet = 12250 K olarak belirlemiştir. Birincil ve ikincil tayfların incelenmesi, çeşitli elementlerin çizgi profillerinin açıkça değişken olduğunu ortaya koymuştur. Bu sistemde iki bileşende HgMn tuhaflığı gösteriyor, fakat ilk kez tayf değimi ikincil bileşenin tayfında keşfedilmiştir.
Evre Şekil 1.9 AR Aur için dönme döneminin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alanın ölçümleri (Schöller vd. 2013)
Y, Fe ve Ti (soldan sağa) elementleri için ayrı ayrı çalışma yürütülmüştür. Sürekli olan çizgi birincil bileşeni, kesikli çizgi ise ikincil bileşeni göstermektedir. İçi dolu daireler 3 ölçümünü gösterir.
İki bileşeninde yıldız yüzeyi üzerinde ortalama boylamsal manyetik alanın ulaşılabilir ölçümlerinin dağılımları şekil 1.10’da verilmiştir. Dönme dönemi 0.276’da birincil tayftaki (AR Aur’un gözlemciye bakan yüzeyinin tayf verisi) Ti çizgileri örnekleri ve aynı zamanda 0.673 evresindeki ikincil tayftaki (Ar Aur’un yoldaş yıldıza bakan yüzeyinin tayf verisi) Ti ve Fe çizgilerinin örnekleri kullanılarak 3 değerinin tespiti gerçekleştirilmiştir. Bu ölçümlerde ilginç bir sonuç keşfedilmiştir. Yıldızın yüzeyinde - yoldaş yıldıza bakan yüzünde- düşük bolluklu element lekeleriyle negatif manyetik alan kutbunu gösteriyorken, karşıt yarıkürede yüksek bolluklu element lekeleriyle karışan manyetik alan pozitiftir (Schöller vd. 2013).
19
Evre Evre Şekil 1.10 41 Eri (sol) ve 66 Eri (sağ) için dönme evresinin bir fonksiyonu olarak ortalama boylamsal manyetik alan ölçümleri (Schöller vd. 2013)
Ölçümler Ti ve Fe elementleri için ayrı ayrı çalışılmıştır. Sürekli olan çizgi birincil bileşeni, kesikli çizgi ise ikincil bileşeni göstermektedir. İçi dolu daireler 3 ölçümünü gösterir
1.3 HgMn Yıldızlarının Çift (Çoklu) Sistem Olma Olasılıkları
HgMn yıldızlarının kimyasal anomalilerinin gelişmesinden sorumlu mekanizmalar henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Bununla birlikte bu yıldızların bolluk modelleri çift ya da çoklu sistem üyesi olmasıyla bağlantılı olabileceği düşünülmektedir. HgMn yıldızlarının 2/3' ünden fazlası tayfsal çifttir (Hubrig ve Mathys 1995). Çizelge 1.2’de HgMn yıldızları ve diğer A ve B tipi yıldızların çift (çoklu) sistem olma oranları verilmiştir. Sadece Am yıldızları benzer şekilde çift sistem üyesi olma oranları yüksektir. Ayrıca üçlü sistem ya da dörtlü sistemde bulunan HgMn yıldızları da vardır (Schöller vd. 2013).
Çizelge 1.2 Farklı yıldız tipleri için çift olma olasılığı
Tip Oran Referens SB A ~35% Kouwenhoven vd. (2005) B ~30% Kouwenhoven vd. (2005) Manyetik Ap 43% Carrier vd. (2002) çok az SB2 Manyetik Bp ~20% Renson ve Manfroid (2009) çok az SB2 HgMn ~90% Schöller vd. (2010) 2/3 Am >90% Renson ve Manfroid (2009) >90% roAp 24% Schöller vd. (2010) ~45 (2 sinin dışında)
20
Schöller vd. (2010) 24 çift, üç tane üçlü ve bir dörtlü sistem, 33 yoldaş aday belirlediğini açıklamıştır. Bu yıldızların çevresinde keşfedilen yıldızların görüntüleri şekil 1.11'de sunulmuştur. Tüm görüntüler logaritmik bir ölçek kullanılarak gösterilmiştir. Schöller vd. (2010) tarafından incelenen 56 HgMn yıldızının, 32’ si SB sistemi, 11 olası SB sistemi ve 38’i görsel çift olduğu belirtilmiştir. Olası SB sistemlerinin içinde sadece dört tane yıldız sistemin görsel çift olduğu belirlenmiştir fakat bu yıldızların çiftleri gözlenememiştir. Sadece HD 37752, HD 38478, HD 63975, HD 70235 ve HD 224926 yıldızlarının çift/çoklu sistem üyesi olmadığı anlaşılmıştır. Bu çalışmanın sonucunda, HgMn yıldızlarının çift/çoklu sistem üyesi olma oranının %91 olduğu vurgulanmıştır. Tokovinin (1997)’in farklı tayf tiplerindeki 728 yıldız sistemi içeren bilgileri derlediği yıldız kataloğunda, HgMn yıldızlarını içeren dört çoklu (ing. multiple) sistem bulunmuştur. HgMn yıldızlarının çoklu sistemlerde göreli sıklığı incelendiğinde, B8 ile B9 tayf aralığında kabaca her üç sistemden biri HgMn yıldızı içermelidir (Schöller vd. 2013). Pourbaix vd. (2004), '9. Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits' isimli geç B türü yıldızlar için oluşturulan katalogda yavaş dönen (v sini <70 kms-1), V~7m ve yörünge dönemi 3 – 20 gün arasında olan tayfsal çiftler ile HgMn yıldızları arasında bir ilişki olduğunu belirtmiştir. Tokovinin (2001) çift (çoklu) sisteme ait olan SB’lerin bulunma oranın büyük olasılıkla SB dönemlerine bağlı olduğunu önermiştir. Ona göre 10- 100 günlük dönemlerdeki sistemlerden 1- 10 günlük dönemlerdeki yakın çift sistemlerin gözlenme sıklığı çok daha yüksektir. Çift ve çoklu sistem HgMn yıldızlarının araştırılması, yakın çift ve çoklu sistemler arasındaki ilişkiyi anlamada da yardımcı olacaktır. Aynı zamanda, bu sistem üyesi yıldızlar arasındaki dönemlerin aralıklarını, ışınım gücü oranlarını ve yörünge dış merkezliliklerini ve çokluluk hiyerarşisini karşılaştırma imkânı sağlamaktadır. Dahası, B türü yıldızların oluşumunu anlamada da önemlidir (Schöller vd. 2013).
21
Şekil 1.11 Çift sistem üyesi HgMn yıldızları (Schöller vd. 2010)
1.4 HgMn Yıldızlarında Bolluk Anormalliklerini Tetikleyen Mekanizmalar
Kimyasal tuhaf anakol yıldızlarının bolluk anormallikleri atomik difüzyon süreçlerinden kaynaklanmaktadır (Michaud 1970). Difüzyon atom hareketleriyle maddenin taşınması olayıdır. Homojen olmayan madde difüzyonla homojen hale gelmektedir. Aktif bir difüzyonun meydana gelmesi için, sıcaklık atom hareketine karşı olan enerji engellerini aşacak kadar yüksek olmalıdır. Elementler atomik özelliklerine göre, net ışınım akısı tarafından aşağı ya da yukarı hareket ederler ve katmanlaşırlar. HgMn yıldızları gibi sıcak CP yıldızlarında, bolluk katmanlaşmaları atmosferde ve daha derinlerde meydana gelmektedir. Kararlı atmosfere sahip yıldızlarda, elementler ışınım güçleriyle yeterince güçlü yukarı itildiğinde yıldızından ayrılabilmektedir. Manyetik olmayan yıldızlarda önemli ölçüde aşırı bol olan elementler ya ışınım akısının atmosferin çoğunda büyük olduğu, ancak çizgi oluşum bölgelerinin üstünde belli bir yerde azaldığı (Alecien ve Michaud 1981), ya da zayıf bir yatay manyetik alanın (belirlenmemiş) difüzyon hızının azalmasına neden olacaktır (Alecian 2013). Çünkü ışınım akısı, difüzyon katsayısı olarak; sıcaklık, yoğunluk gibi yerel plazma özelliklerine bağlıdır. Birçok HgMn
22 yıldızının yüzeyinde, yatay ve homojen olmayan ağır element dağılımları gözlenmiştir (Adelman vd. 2002). Bu türden homojen olmayan dağılımlar çok zayıf bir manyetik alanın (birkaç Gauss) varlığı şartıyla atomik difüzyon içeren HgMn yıldızı modelleriyle uyumludur. Nitekim, düşük kozmik bolluğa (ve genellikle büyük atom numarasına) sahip elementler, klasik difüzyon modelinin öngördüğü gibi, diğer metallerin homojen bolluk katmanlaşmasının görüldüğü atmosfer tabakalarının üzerindeki yüksek tabakalarda bulutlar oluşturabilir.
HgMn yıldızlarının atmosferlerinde gözlenen kimyasal tuhaflıklar ile etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi gibi temel parametreler arasında da bir ilişki bulunmaktadır. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormallikleriyle Tet arasındaki bağlantıyı anlamak için, Alecian ve Michaud (1981) Mn elementinin değişen sıcaklıkla nasıl bir bolluk dağılımı sergilediğini incelemişlerdir. Buna göre, düşük etkin sıcaklıklar için sığ bir konveksiyon bölgesinin varlığından dolayı (Tet ~10000 K değerinin altında aşırı bollukların bir kesim değeri ile) Tet <16000 K olan yıldızlarda Mn elementinin birikmesi gerektiği gösterilmiştir. Ayrıca, aşırı Mn bolluklarının artan sıcaklıkla artması gerektiği de aynı
çalışmada ifade edilmiştir. Tet >16000 K yıldızlarda, ışınım akısının artmasından dolayı,
Mn atomları yıldızın yüzeyinden ayrılabilmektedir. Tet >18000 K yıldızlarda ise güçlü yıldız rüzgarları diğer elementlerde olduğu gibi Mn elementinin katmanlaşması engellemektedir.
Atomik difüzyon karışım hareketlerine çok duyarlı olduğundan, dönme ve çift sistem üyesi olma bu çerçevede göz önüne alınması gereken önemli parametrelerdir. Bu yıldızlarının % 50’den fazlası çift ya da çoklu sistem üyesidir (Smith 1996a). Bu nedenle tek HgMn yıldızlarıyla, çift ve çoklu sistemlerde keşfedilen HgMn yıldızlarının bolluk dağılımları birçok çalışmada tartışılmıştır (Adelman vd. 2002, Ghazaryan ve Alecian 2016).
23
1.4.1 Etkin sıcaklık ile bolluk arasındaki ilişki
Yıldızdan yıldıza bolluk tuhaflıklarının artma eğiliminde olmasının temel nedeni, ağır elementlerin atom numarasının artmasıyla bolluk değerlerinin artmasıdır. Bunun nedeni ise; yıldızdan yıldıza sıcaklığın farklılık göstermesidir. Sıcaklık arttıkça HgMn yıldızlarında ağır elementlerin sayısı da artmaktadır. Bu yıldızlarda görülen bolluk anormalliklerinin etkin sıcaklıkla ilgili olabileceği ilk kez Alecian ve Michaud (1981) tarafından belirtilmiştir ve Mn elementi ile etkin sıcaklık arasında teorik olarak bir ilişki olabileceği öngörülmüştür. Bu teoriye göre, ışınım alanı tarafından desteklenen maksimum Mn bolluğu belirli bir sıcaklık limitine ulaşıncaya kadar Tet ile artmalıdır (16 000–18 000 K civarında). Smith ve Dworetsky (1993) 'nin teorik ölçümleri, Mn aşırı bolluğunun bir zarf ile sınırlı olduğunu göstermiştir. Şekil 1.12’de 35 elementin bolluk değerlerinin sıcaklıkla ilişkisi gösterilmektedir. Elementlerin bolluk değerleri hesaplanırken, bir element türüne ait çizgi sayısı 5’den az ise bolluk değerleri verilmemiştir. Şekil 1.12’ye bakıldığında ilk göze çarpan yapı Mn’nin artan sıcaklıkla artmasıdır.
1.4.2 Log g ve ν sini ile bolluklar arasındaki ilişki
Gerçekleştirilen araştırmalar sonucunda (Ghazaryan ve Alecian, 2016) bu parametreler ile bolluklar (Hg hariç) arasında bir ilişkinin olmadığı tespit edilmiştir. Şekil 1.13’de Hg’nin log g’ye karşılık bolluk değerleri verilmiştir. Nitekim log g ~3.9 civarında maksimum Hg bolluğu dikkat çekmektedir. v sini’ye bakıldığında önemli yapıların dışında ortalama bolluk değerlerinde saçılma görülmüştür. Düşük dönme hızının, karışım süreçlerini bastırması ve atomik difüzyonun HgMn yıldızlarının atmosferlerinde verimli olmasını sağlayan şartlar arasında olması nedeniyle ν sini ile bolluk anormallikleri arasında bir ilişki beklenmemektedir (Ghazaryan ve Alecian 2016). Fossati vd. (2007, 2008) Am yıldızları için ν sini ile bolluklar arasında bir eğilim bulmuştur. Bununla birlikte, Am yıldızlarının bolluk anormalliklerinin atomik difüzyondan kaynaklanmasına rağmen, bu yıldızlar HgMn yıldızlarından daha soğuk ve yüzeysel bir konveksiyon bölgesi bulunmasından dolayı HgMn yıldızlarında meydana gelen element katmanlaşması Am yıldızlarının atmosferinde meydana gelmemektedir.
24
Bu yıldızlar için bulunan ν sini ile bolluk arasındaki bağlantı şaşırtıcı değildir; Am yıldızlarındaki yüzeysel konveksiyonun derinliği bireysel Am yıldızlarını geçmişten bugüne kadar belirlenen dönme hızı ile yakından ilgilisi bulunmaktadır (Richer vd. 2000).
ε
Tet (K)
Şekil 1.12 HgMn yıldızları için farklı Tet değerlerine karşı bolluklar Yatay çizgi =0 (elementlerin temsili Güneş bolluğu sınırı) değerini göstermektedir (Ghazaryan ve Alecian 2016)
25
log g Şekil 1.13 Hg bolluğunun log g ile değişimi Kırmızı eğri 2. dereceden polinom fiti (Ghazaryan ve Alecian 2016)
1.5 HgMn Yıldızlarının Hertzsprung-Russell (H-R) Diyagramındaki Konumları
Anakolun yukarısında manyetik olmayan kimyasal tuhaf yıldızlar, civa-mangan (HgMn) yıldızları ve metalik çizgili (Am) yıldızlar olmak üzere iki ana sınıfa ayrılmıştır. Bu yıldızların birçok üyesi çift sistemlere aittir ve normal veya güneş kimyasal kompozisyonuna sahip yıldızlardan daha yavaş dönmektedir. HgMn yıldızlarının H-R diyagramındaki konumları üzerine yapılan birçok çalışma sonucunda, en soğuk HgMn yıldızlarının ve en sıcak Am yıldızlarının aynı yıldız evrim yollarında bulunduğu ortaya çıkmıştır. Şekil 1.14’de Schaller vd. (1992) tarafından 2- 5 Mʘ arasındaki birkaç yıldız kütlesi ve HgMn (x ile gösterilen) ve Am yıldızlarının (o ile gösterilen) konumları için yapılan yıldız evrim yolları (X: 0.20, Y: 0.300 ve Z: 0.020) gösterilmiştir.
26
ʘ
log L/L
log Tet Şekil 1.14 HgMn ve Am yıldızları için H-R diyagramı (Adelman vd. 2003)
Şekil 1.14’e bakıldığında çıkarılacak sonuçlar maddeler halinde sıralanmıştır.
. HgMn ve Am yıldızlarının her ikisi de 2.5 ila 2.9 Mʘ kütlesi aralığında aynı evrim yolları üzerinde görülmektedir. Kütle kaybı, anakol bandı yaşamları boyunca bu yıldızların kütlelerini önemli ölçüde değiştirmemektedir. Burada HgMn yıldızları ZAMS'a daha yakındır ve Am yıldızları aynı evrim yollarına daha sonra yerleşecektir. Bunun sonucunda soğuk HgMn yıldızları sıcak Am yıldızlarına evrimleşmelidir. Yapılan analizler sonucunda en küçük kütleli
HgMn yıldızı, 2.5 Mʘ kütlesine sahip ν Cnc yıldızıdır. . 33 Gem yıldızı, en iyi bilinen 3 Cen A ve diğer HgMn yıldız örneklerine göre en
parlak HgMn yıldızıdır. Kütlesi neredeyse 5 Mʘ kütlesinde olup en büyük kütleli HgMn yıldızıdır.
27
. Bu bilgiler ışığında, HgMn yıldızları 2.5 ve 5 Mʘ kütle aralığında bulunmaktadır.
Ayrıca tüm HgMn yıldızlarının tayf türleri için, beklenenden daha güçlü olan Mn II çizgileri olmasına rağmen, aslında bu sınıflandırma genelde Hg II 3984Å dalgaboyundaki çizgisinin varlığına veya yokluğuna bağlı olmaktadır. Fakat 53 Tau yıldızı bir HgMn yıldızı olmasına rağmen tayfında Hg II 3984Å’daki çizgisi tespit edilmemiştir. 3 Cen A’da Mn aşırı bol olduğu için en sıcak HgMn üyesi olarak kabul edilmektedir. (Adelman vd. 2003).
28
2. KAYNAK ÖZETLERİ
HR 7903 ve Hip 101919 olarak da anılmaktadır. Yıldız Vulpeculae (Tilkicik) takım yıldızı üyesidir. Yıldızın görünen parlaklığı sırasıyla, Epstein (1954) 5.94m, Bidelman (1988) 6.08m, Liu vd. (1989) 5.9m, Renson (1991) 6.1m, Twarog vd. (1995) 6.087m olarak hesaplanmıştır. Bartkevicius ve Lazauskaıte (1997) ise; mutlak parlaklığının- 0.60m olduğunu belirtmiştir. Epstein (1954), Cucchıaro vd. (1978), Cayrel De Strobel vd. (1985), Abt ve Morrel (1995) tarafından, A0 III tayf sınıfından olduğu tespit edilmiştir. Golay (1973) yıldızın değişen yıldız olduğunu vurgulamıştır. Wolff ve Preston (1978) manyetik yıldız olduğunu ve dönme hızının 20 kms-1 olarak tespit etmiştir. Heacox (1979) ise; Si-Cr grubu kimyasal tuhaf bir yıldız olduğunu belirterek, -1 atmosfer parametrelerini ve dönme hızını sırasıyla Tet= 10500 K log g= 3.7, ξ= 3 kms ve ν sini = 20 kms-1 olarak hesaplamıştır. Renson vd. (1991) B9 tayf türü ve bir HgMn yıldızı olduğunu vurgulamıştır. Abt ve Morrel (1995) göre yıldız, λ Boo (metalce fakir) yıldızı ve ν sini = 10 kms-1’dir. Gerbaldi vd. (2003) görünen parlaklığını 6.1m, renk ölçeğini (B-V) =-0.05m ve tayf türünü A0 III + p kB8 mA1 (CP) olarak tespit etmiştir.
Ayrıca Faraggiana vd. (2004) yıldızın tayfında asimetrik çizgi yapıları gözlenmiş ve UV akısının yükselen bir değere sahip olduğunu göstermiştir. Faraggiana vd. (2004) göre; UV akısının yayılmasıyla, tayfında çok fazla çizgi örtüşmesi görülmesi nedeniyle λ Boo yıldızlarının beklenen özelliklerini gösterdiğini söylemiştir. Bunlara ek olarak; UV akısı, çizgi örtüşmesi ve hesaplanan bolluk değerlerinin Güneş bolluklarından düşük çıkması ile HD 196821 yıldızının λ Boo yıldızı olduğuna karar vermiştir. Yıldızın UV akısı şekil 2.1’de gösterilmiştir.
29
Dalga boyu (nm) Şekil 2.1 Faraggiana vd. (2004) tarafından HD 196821 yıldızının ölçülen UV akısı grafiği
Ayrıca Faraggiana vd. (2004) tarafından yıldızın tek gece gözlenen tayfından üçlü O I çizgilerinde (Şekil 2.2) gözledikleri asimetrik yapılardan yıldızın SB2 yıldızı olduğu belirtmiştir.
Normalize Akı
Dalgaboyu (nm) Şekil 2.2 λ7774 Å’ daki üçlü O I çizgisinin sergilemiş olduğu asimetrik yapı (Faraggiana vd. 2004)
30
Dalgaboyu (Å)
Şekil 2.3 HD 196821 Yıldızının Griffin (2012) tarafından (5 gece) tayfında gözlenen Ca II K ve üçlü Mg II 4481 A çizgilerinin yapısı
Dalgaboyu (Å) Dalgaboyu (Å)
Şekil 2.4 Griffin (2012) (5 gece) tarafından yıldızın UV ve mavi bölge tayfında gözlenen asimetrik yapıları
Vr
YIL Şekil 2.5 HD 196821 yıldızın bugüne kadar hesaplanan dikine hızı değerleri
31
Griffin vd. (2012) HD 196821 yıldızının Tet = 10000 K, log g= 3.70, E(B-V) = 0.00, [M/H] =0.00, v sini= 20 kms-1 ve uzaklığını 220 pc olarak belirlemiştir. Yıldızın SB2 olmasından ziyade tayfındaki çizgilerin asimetrik/değişken yapılar gösterdiği, He çizgilerin şiddetinin zayıf olduğunu ve Hg II λ3983.9 Å daki çizgisinin zayıfta olsa tayfta gözlendiğini vurgulamıştır. Bunlara ek olarak, UV, Ca II K, Mg II 4481 Å dalgaboyundaki çizgilerden hesaplanan dikine hız değerlerinden λ Boo yıldızı olmadığını belirtmişlerdir. Sırasıyla hesaplanan dikine hız değerleri; -29.1 kms-1,-28.2 kms-1, -32.7 kms-1 dir. Ca II K çizgisinin keskin ve orta şiddetli bir yapı gösterdiğini ve yıldızın bu çizgisindeki dikine hızının +2.7 kms-1 civarında değişimler sergilediğini ve HD 196821 yıldızının bütün gözlenen tayflarında Ca II K çizgisinin farklı dikine hız değerleri vermesinin nedenin yıldızlararası ortam çizgilerinden kaynaklandığını söylemişlerdir. Şekil 2.3’de Ca II K (λ3933 Å) ve Mg II (λ4481 Å) çizgilerinin profil yapıları ve şekil 2.4’de UV ve mavi bölge tayfında gözlenen asimetrik yapıları sunulmaktadır. Buna ek olarak Genova vd. (1997) Na D (λ5889.95 Å ve λ5895.92 Å) çizgilerinin dikine hız değişimlerini ve 3.7 kms-1 olarak hesaplamış ve bu değişimin nedenin yıldızlararası ortam çizgilerinden kaynaklandığını söylemiştir. Simon vd. (2017) tarafından bu yıldızın λ Boo yıldızı olmadığı belirtilmiştir. HD 196821 yıldızın bugüne kadar hesaplanan dikine hız değerlerinin grafiğe aktarılmış hali şekil 2.5’de gösterilmiştir.
32
3. MATERYAL ve YÖNTEM
3.1 Gözlemler
HD 196821 yıldızının yüksek çözünürlüğe sahip (R~40 000) 3800-7500 Å dalgaboyu aralığındaki tayfları, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi' nde (TUG) bulunan 1.50 metrelik Rus-Türk Teleskobuna (RTT150) bağlı Coude Echelle tayf çekeri ile 24 Eylül 2010 tarihinde elde edilmiştir. Çizelge 3.1’de yıldızın gözlemlerine ilişkin özellikler yer almaktadır. S/G oranı tayfın 5000 Å dalgaboyu bölgesinde soğurma çizgilerinin bulunmadığı bölgeden ölçülmüştür.
Çizelge 3.1 HD 196821 yıldızının gözlemsel özellikleri
HD 196821 Parlaklık [mv] RA [hms] DEC [° ʹ ʺ] Gözlem [gün] v helio [km/s] v sin i [km/s] S/G [5000Å] Vulpecula 6.077 20 39 10.65 21 49 02.80 23.10.2010 -32.9 ± 4 25 ± 2 209
Kalibrasyon görüntüleri olarak Bias, Flat (düz alan) ve Toryum- Argon (Th-Ar) lamba tayfları alınmış olup, IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) yazılımı içinde bulunan paketler yardımıyla ön-indirgeme, dikine hız ölçümü, sinyal-gürültü-oranı (S/G) ölçümü ve normalizasyon gerçekleştirilmiştir.
Ön-indirgeme aşamaları i. IRAF yazılımı ile görüntülerin indirgenmesi için görüntü başlıklarının (ing. header) uygun şekilde düzenlenmesi gerekmektedir. Bu işlem için ‘hedit’ taskı kullanıldı. ii. Bias ve Flat (düz alan) görüntülerinin hazırlanması,
* IRAF yazılımı ccdred paketinde bias görüntülerinin birleştirilip, medyanının alınarak tek bir bias görüntüsü elde edilebilmesi için zerocombine taskı kullanılmıştır.
* Flat normalizasyonu tayfsal indirgemenin en önemli adımlarından birini oluşturur. Bias görüntülerine benzer şekilde medyan alınarak bir görüntü oluşturulmuştur. Bunun için, ccdred paketinde bulunan flatcombine taskıyla bütün flat görüntülerinden tek bir
33 görüntü elde edilmiştir. Ardından, flat normalizasyonu için, echelle paketinde bulunan apflatten taskıyla yapılmıştır. En sonunda yıldız görüntüleri ccdproc taskıyla normalize flat görüntüsüne bölünmüştür.
iii. Tayfın çıkarılması,
* Saçılmış ışık düzeltmesi: Tayfçeker yarıktan geçirilerek kırınım ağı üzerine düşürülen ışık basamaklar arasına saçılmaktadır. Bu etkiyi gidermek için bilimsel görüntüye saçılmış ışık düzeltmesi yapılmıştır. Bu adım için ise, echelle paketi içindeki apscatter taskıyla gerçekleştirilmiştir.
* İndirgemesi yapılan yıldıza ait tayfın çıkarılmasında echelle paketinde yeralan apall taskı kullanılmıştır. iv. Lamba tayfının çıkarılması,
Dalgaboyu kalibrasyonu: Burada amaç her bir pikselin hangi dalgaboyuna karşılık geldiğini belirlemektir. Tayf üzerinde dikine hız değerini ölçmek ve çizgi tanısı gerçekleştirmek için doğru sonuçları vermesi açısından bu işlemin hassas bir şekilde yapması önemlidir. Dalgaboyu kalibrasyonunun yapılması için yıldız tayflarıyla aynı indirgeme aşamalarından geçirilen bir kalibrasyon lambası tayfı kullanılmıştır. Lambanın içinde bulunan gazın verdiği göreli salma çizgi şiddetleri bir atlasla karşılaştırılarak her basamakta - özellikle başında, ortasında ve sonunda - birkaç çizgi belirlenmiştir. Bu çizgilerin dalgaboyları atlastan alınarak programa girilir ve elde edilen dalgaboyu kalibrasyon modeli, yıldız tayflarına uygulanmıştır. Bu işlem için de, echelle paketinde bulunan ecidentify taskı kullanılarak, elde edilen dalgaboyu kalibrasyon modeli, yıldız tayfına uygulanmıştır. Şekil 3.1’de HD 196821 yıldızı için gerçekleştirilen dalgaboyu atama örneği verilmiştir. Th-Ar lambası atlasları için dalgaboyu ataması (http://iraf.noao.edu. 2016, http://www.tug.tubitak.gov.tr/2017
34
Sayım
Piksel Şekil 3.1 HD 196821 yıldızı için yapılan Th-Ar dalgaboyu kalibrasyon örneği
3.2 Dikine Hız Düzeltmesi
Yıldızın tayf çizgilerinin ölçümleri (merkezi dalgaboyu, çizgi derinliği ve fwhm/ yarı maksimumdaki tam genişlik) IRAF programıyla yapılarak, çizgilerin merkezi dalgaboyu belirlenmiştir. Daha sonra her bir basamakta (ing. order) bulunan tayf çizgilerinden orta şiddetli ve çizgi örtüşmesine maruz kalmayan çizgiler belirlenmiştir.
Tespit edilen çizgilerin gözlenen dalgaboyu (λgöz) ve laboratuvar dalgaboyu (λlab) olmak
üzere dikine hız değeri, vr = [(λgöz – λlab) / λlab].c bağıntısından hesaplanmıştır. Burada c ışık hızıdır. Ardından tanımlanan Fe II, Cr II ve Mn II çizgilerinden ortalama dikine hız değeri
-1 vr =-32.91 4 kms olarak hesaplanmış ve buna göre tayf kaydırılmıştır.
3.3 Tayfların Normalizasyonu
Tayfın süreklilik seviyesinin belirlenmesi yıldızın tayf türüne de bağlıdır. Erken tayf türünden geç tayf türüne doğru gidildikçe (sıcak yıldızlardan soğuk yıldızlara doğru)
35 metalik ve moleküler çizgiler artmaya başlayacağı için süreklilik seviyesini belirlemek zorlaşmaktadır. Dolayısıyla normalizasyon işlemini gerçekleştirmek zorlaşmaktadır. Bir tayfta süreklilik seviyesi ne kadar iyi belirlenirse çizgi tanısı, eşdeğer genişlik ölçümleri ve bunlara bağlı olarak bolluk analizi de bir o kadar hassas, doğru bir şekilde yapılacaktır. Ön indirgeme işlemleri, dalgaboyu kalibrasyonu ve dikine hızı düzeltmesi yapılan tayfların normalizasyonu IRAF programı içinde yüklenen guiapps paketi tasklarından 'spectool' kullanılarak yapılmıştır. Şekil 3.2’de 4960-5020 Å bölgesi için gerçekleştirilen normalize tayf örneği verilmiştir.
Sayım
Dalgaboyu Å Şekil 3.2 HD 196821 yıldızının 4960 – 5020 Å aralığındaki normalize tayfı
3.4 Eşdeğer Genişlik Ölçümü ve Çizgi Listesi
Bir soğurma çizgisinin, yıldız atmosferinin özelliğini vermesi açısından iki önemli özelliği vardır. Birisi çizginin şiddetidir, buna eşdeğer genişlik (EG) denir. Diğeri ise çizgi profilidir. Profil çizgi içindeki enerjinin dalgaboyunun bir fonksiyonu olarak çizilen grafiğidir. Eşdeğer genişlik ise, çizgiyi oluşturmak için sürekli tayftan çıkarılması gereken toplam ışınımdır. Bu toplam ışınımın, çizginin toplam şiddetinin sahip olduğu alanla ilgilidir ve bu alan çizginin eşdeğer genişliği olarak adlandırılır. Eşdeğer genişlik aslında alanı çizginin alanına eşit olan bir dikdörtgen ile temsil
36 edilmektedir. Bu dikdörtgenin yüksekliği (süreklilik seviyesi 1’e normalize edilen) ‘1’ birim olurken alanı eşdeğer genişliği vermektedir. Şekil 3.3’de eşdeğer genişlik ölçümünün temsili çizimi sunulmuştur. Yıldızların tayfında bulunan soğurma çizgilerinin eşdeğer genişlikleri IRAF yazılımında, echelle paketinde bulunan splot taskı ile ölçülmüştür. Yıldızın eşdeğer genişlik ölçümleri, çizgi örtüşmesi olmayan her bir çizgiye kuramsal Gaussian profil fiti (Şekil 3.4) çakıştırılarak yapılmıştır. Yapılan Gaussian profil fiti çakıştırmasında, eşdeğer genişliği ölçülen çizgilerin aynı zamanda merkezi dalgaboyu değerleri tespit edilmiştir.
Şekil 3.3 Eşdeğer genişlik ölçümünün temsili çizimi
Şekil 3.4 HD 196821 yıldızının 4960 – 5020 Å dalgaboyu aralığına uygulanan kuramsal Gaussian profil çakıştırmaları
37
HD 196821 yıldızına ilişkin çizgi listesi Kurucz çizgi listesi ve NIST (National Instute of Standart and Technology) veri tabanı kullanılarak oluşturulmuştur. Fe I/II elementine ait çizgiler için Fuhr ve Wiese (2006) tarafından belirlenen güncel log gf değerleri kullanılmıştır. Şekil 3.5’ de 4960 – 5020Å dalgaboyu aralığındaki çizgi tanısı işleminin bir örneği sunulmuştur. Ayrıca P, Mn ve Hg için aşırı ince yapı bölünmesini (HFS) içeren çizgi listeleri kullanılmıştır.
Normalize Akı
Dalgaboyu Å Şekil 3.5 HD 196821 yıldızının 4960– 5020Å dalgaboyu aralığında gerçekleştirilen çizgi tanısı
3.5 Kimyasal Bolluk Hesabı
Yıldızların atmosferlerine ait yapılan detaylı kimyasal bolluk analizleri onların oluştuğu bölgedeki fiziksel, kimyasal özellikleri ve evrimleri hakkında bilgi sahibi olmamızı, aynı zamanda galaksimizin kimyasal evrimine olan katkılarını anlamamızı sağlamaktadır. HD 196821 yıldızının kimyasal bolluk analizini şekil 3.6’da sunulan algoritmaya göre gerçekleştirilmiştir.
38
Şekil 3.6 HD 196821 yıldızının kimyasal bolluk analizi için kullanılan algoritma
3.5.1 Atmosfer parametrelerinin belirlenmesi
Bir yıldızın oluştuğu yerin fiziksel ve kimyasal yapısını ve evrim durumunu anlayabilmemiz için kütle, yarıçap, ışınım sınıfı dolayısıyla ışınım gücü, atmosfer parametrelerinden etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi değerlerini çok iyi bilmemiz gerekmektedir. Bir yıldızın atmosfer parametreleri hem fotometrik hem de tayfsal gözlemler aracılığıyla hesaplanabilmektedir. Fotometrik sistemler band genişliklerine göre dar veya geniş olarak isimlendirilebilir. Genelde geniş band için Johnson, dar band için ise Strömgren ve Geneva fotometrik sistemleri kullanılmaktadır. Çünkü dar band fotometrik gözlemler, yıldızın atmosferine ilişkin daha ayrıntılı bilgi vermektedir.
HD 196821’nin başlangıç atmosfer parametreleri (Tet ve log g) Strömgren fotometrik verileri (Hauck ve Mermilliod 1998) kullanılarak, Napiwotzki vd. (1993) tarafından oluşturulan kalibrasyonlardan belirlenmiştir. Bu kalibrasyonlarda yıldızların etkin sıcaklık değerlerine göre birkaç esas dikkate alınmıştır. Bu esaslar maddeler halinde sıralanmıştır.
39
. Soğuk Yıldızlar (Tet ≤ 8500 K): β parametresi, Hβ eşdeğer genişliğinin bir
ölçümüdür ve iyi bir sıcaklık belirleme parametresidir. c0 parametresi ise yüzey çekim ivmesi değeri hesaplamak için kullanılmaktadır.
. Sıcak Yıldızlar (Tet ≥ 11000 K) için: β parametresi yüzey çekim ivmesi
göstergesidir ve c0 ya da [u-b] parametresi ise sıcaklık göstergesidir.
. Orta Sıcaklıktaki Yıldızlar (8500 K ≤ Tet ≤ 11000 K) için: β parametresi hem sıcaklık hem de yüzey çekim ivmesi değerlerini vermektedir.
Tayfsal gözlemlere dayalı olarak atmosfer parametrelerini hesaplamanın bir yolu Hidrojen Balmer çizgileridir. Çünkü bu çizgilerin kanatları atmosfer parametrelerini belirlemek için iyi bir göstergedir. Bu çizgilerin kanatları sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi değişiminden etkilenir. Bu iki atmosfer parametresinin birkaç farklı değeri için kuramsal Balmer çizgisi veya çizgileri üretilerek gözlemsel profiller ile çakıştırılır.
Tayfsal verilere dayalı atmosfer parametrelerini hesaplanın bir diğer yolu da uyartılma ve iyonizasyon dengesi yöntemidir. Etkin sıcaklık hesaplamada atomik uyartılma dengesi yöntemi kullanılmaktadır. Bu yöntem ile etkin sıcaklık hesaplamak için, bir elementin aynı iyonizasyon durumuna ve farklı uyartılma potansiyeline sahip çizgilerinden hesaplanan bolluklarının aynı olduğu değerin kabul edilmesi temeline dayanmaktadır. Buna yönteme göre, bir yıldızın atmosferinde belirlenen Fe I/II (Cr I/II, Ti I/II gibi) çizgilerinden elde edilen bolluklar ile uyartılma potansiyeli arasında herhangi bir değişimin görülmediği sıcaklık değerini o yıldızın etkin sıcaklık değeri olarak kabul edilir. Yüzey çekim ivmesi hesaplamak için kullanılan yöntem ise, iyonizasyon dengesi yöntemidir. Bu yöntemde, bir elementin ardışık iki iyonizasyon durumundaki çizgilerinin yapılan hesaplar sonucunda aynı bolluk değerlerini verdiği sonuç o yıldız için yüzey çekim ivmesi değeri olarak kabul edilir. Buna göre, farklı yüzey çekim ivmesi değerleri için Fe I ve Fe II bollukları hesaplanır ve hesaplamalar sonucunda aynı bolluk değerini veren log g değeri o yıldızın yüzey çekim ivme değeri olarak kabul edilir. Yıldızların atmosferine ilişkin kimyasal bolluk hesabında önemli olan diğer bir atmosfer parametreside, mikrotürbülans hızıdır. Mikrotürbülans yıldız atmosferindeki türbülans elementinin yapmış olduğu küçük hareketler olarak tanımlanır. Mikrotürbülans hızı bir yıldızın tayfında eşdeğer genişliği etkileyen bir parametredir.
40
Bir yıldızın atmosferinde bulunan elementin bolluk değeri, o elemente ait tayf çizgilerinin eşdeğer genişliğinden hesaplanarak belirlendiği için, bolluk değeri de mikrotürbülans hızına bağlı olarak değişmektedir. Yıldızın mikrotürbülans hızını belirlemek için bir kez iyonize olmuş demir çizgileri tercih edilmiştir. Mikrotürbülans hızını hesaplamak için, WIDTH9 (Sbordone vd. 2004, Kurucz 2005) kodu kullanılmıştır. Element çizgilerinin hesaplanan bolluk değerlerinin eşdeğer genişliklerinden bağımsız olması durumu dikkate alınmıştır. Yıldızın mikrotürbülans hızını hesaplama da, 0 kms-1, 0 kms-1, 1 kms-1, 2 kms-1, 2.2 kms-1 ve 3 kms-1 değerleri kullanılarak Fe II çizgilerinin bolluğunun eşdeğer genişliğe göre değişimine bakılmıştır. Sonuç olarak, bolluğa – eşdeğer genişlik grafiğinin eğiminin en küçük olduğu değer yıldızın mikrotürbülans hızı olarak kabul edilmiştir. Mikrotürbülans hızını hesaplama da A +, A, B +, B ve C kalitesindeki çizgiler dikkate alınmıştır. Çizelge 3.2’de harf notasyonunun elementler için hangi anlamı teşkil ettiği sunulmuştur. Bir başka deyişle, bir atomik türe ilişkin çizgilerin diğer bir çizgi ile ne oranda çizgi örtüşmesi olduğunu anlamamızı sağlayan notasyon verilmiştir (Fuhr ve Wiese 2006). Çizelge 3.3’de ise Fe çizgilerinden hesaplanan eşdeğer genişlik değerleri gösterilmiştir.
Çizelge 3.2 Fe elementi için Fuhr ve Wiese (2006) tarafından yapılan harf notasyonu
A blend olma durumu ±3% B blend olma durumu ±10%, C blend olma durumu ±25%, D blend olma durumu ±50%, E ±50% den daha büyük, en az üç çizgi ile blend olma durumu
41
Çizelge 3.3 HD 196821 için hesaplanan eşdeğer genişlik değerleri ve harf notasyonu
3.5.2 Model atmosferler
Model atmosferler ışınım ve taşıma yoluyla yıldız atmosferindeki materyalin nasıl etkileştiğini anlamamıza yardımcı olan matematiksel ifadelerdir. Bir model atmosfer oluşturulurken fiziksel olarak gerekli olan bütün parametreleri içermelidir. Model atmosferler, düzlem paralel geometrisi yani, ışınım akısının 'sonsuz' optik derinliğe bağlı olarak (sıcaklık, gaz, ışınım, elektron basıncı gibi fiziksel yapılarda optik derinliğe bağlı olmak üzere), hidrostatik, ışınım ve yerel termodinamik dengenin var olduğu ve konvektif katmana sahip olan bir model olarak düşünülebilir (Hubeny ve Mihalas 2013).
HD 196821 yıldızının atmosfer analizi için model atmosfer programı olarak ATLAS9 (Sbordone vd. 2004, Kurucz, 1993b, 2005) ve ATLAS12 (Kurucz 2005), kullanılmıştır. Çizgideki donukluğun işleyişi dışında iki kod ilke olarak aynıdır. ATLAS9 modelleri önceden üretilmiş çizgi donukluğunu kullanır. Ayrıca Güneş bollukları (Grevesse ve Sauval 1998) ve belirli mikrotürbülans hızları ile sınırlandırılmıştır. ATLAS12’de ise,
42 model hesaplaması sırasında isteğe bağlı kimyasal kompozisyonlara izin verilmektedir. Her iki programda da 72 atmosfer katmanı bulunmaktadır. Şekil 3.7 birinci satır Kelvin (K) biriminde etkin sıcaklık ve cgs biriminde ise yüzey çekim ivmesi değerleri, ikinci satırda başlık, üçüncü satırda model atmosfer hesabında dikkate alınacak 20 adet opasite kaynağını kontrol eden kart, 1 ile gösterilenler dikkate alınan değerleri, 0 ile gösterilen ise hesaplamalarda ihmal edilen değerleri temsil etmektedir. Dördüncü satırda ise CONVECTION ON, TURBULENCE OFF seçilidir. 1.25 değeri ise karışım boyutu (mixing length) parametresi değeri olarak alınan 1.25 dir (Smalley 2005). Beşinci satırda ise bolluk skalası bulunmaktadır. ABUNDANCE CHANGE ise H ve He atomlarının toplam atom sayısına oranıdır ve bir sonraki satırda H ve He dışındaki elementler için atom sayısı oranı verilmiştir (Castelli 1988).
(a)
(b) Şekil 3.7 HD 196821 yıldızı ATLAS9 (a) ve ATLAS12 (b) ile üretilmiş olan model atmosfer örneği
43
3.5.3 Bolluk analizi
Bir yıldızın atmosferik bolluk hesabı iki yöntem temelinde yapılabilmektedir. Biri, bir yıldızın atmosferinde yer alan çeşitli atomik türlerin oluşturduğu soğurma çizgilerinin eşdeğer genişliklerinin ölçümlerinin yapılmasıyla bollukların hesaplanması yöntemidir. Bu yöntem ile yıldızın tayfında gözlenen çizgi örtüşmesi olmayan çizgilerin bollukları belirlenebilmektedir. Bir diğer yöntem ise sentetik tayf üreterek yapılan bolluk hesabıdır. Bu yöntem, gözlemsel tayf ile üretilen sentetik tayfın çakıştırılması esasına dayalıdır. Elementlerin bolluk değerleri belirlenirken çalışılan yıldız için üretilmiş olan model atmosferden her bir atomik tür için verilmiş olan bolluk değerleri sentetik tayf ve gözlemsel tayfın uyumlu olduğu değere kadar değiştirilir.
Sentetik tayf üretmek için SYNTHE (Kurucz 1993b, 2005) kodu kullanılmıştır. SYNTHE kodunda üretilmek istenen dalgaboyu aralığı girilerek, belirlenen dalgaboyu aralığında sentetik tayflar üretilmiştir. Üretilen bu sentetik tayflar, aletsel profilden ve hız alanlarından kaynaklanan genişleme etkilerini içermektedir. Gözlemsel tayf ile üretilen her bir kuramsal tayfın en iyi uyumu sağladığı bolluk değeri belirlenene kadar üretilen modelde her bir atomik türe ait girdi değeri sürekli değiştirilir. Sonunda en iyi uyumu veren değer bolluk değeri olarak kabul edilmektedir.
3.5.4 Dönme hızı
Dönme hızı (v sini) yıldızların birçok özelliği ile ilişkilendirilmektedir. Yıldızların kütle ve evrimsel durumunun güçlü bir fonksiyonudur ve incelenen yıldızlarla ilgili bilgi elde etmek için kullanılabilmektedir. Yıldızın dönmesi çizgi profilini etkileyen bir olgudur. Yıldızların dönme hızı, çizginin eşdeğer genişliğini etkilemezken, çizginin derinliğini etkilemektedir. Yüksek dönme hızına sahip olan yıldızlarda tayf çizgileri genişlemekte yani çizgi derinliğini azaltmaktadır. Bu da düşük şiddetli çizgilerin bir başka tayf çizgisiyle örtüşmesine ya da sürekliliğe karışmasına neden olmaktadır. Tayf çizginin ait olduğu elementin kimyasal bolluğu, çizginin hem derinliğine hem de eşdeğer genişliğini etkilemektedir. Bu yüzden yıldızın kimyasal bolluğunu hesaplamadan önce dönme hızı belirlenmelidir. Yıldızların dönme hızı belirlenirken, atomik verileri daha güvenilir
44 olduğu için Fe I/II, Cr I /II, Ti I/II, Mg I/II gibi aşırı ince yapı sergilemeyen elementler tercih edilmelidir. HD 196821’in dönme hızını tespit etmekte Fe I/II çizgileri kullanılmıştır. Gözlemsel tayf ile üretilen her bir kuramsal tayfın çakıştırılması sonucunda veren değeri en iyi uyumu sağladığı v sini değeri belirlenene kadar üretilen modelde dönme değeri sürekli değiştirilmiştir. Sonunda en iyi uyumu veren v sini değeri olarak kabul edilmiştir.
45
4. ARAŞTIRMA BULGULARI
4.1 Atmosfer Parametreleri
Bir yıldızın atmosferine ilişkin kimyasal bolluk hesabı atmosfer parametrelerinin (Tet, log g) hassas bir şekilde belirlenmesiyle doğrudan ilişkilidir. Oluşturulacak kuramsal modellerin temeli etkin sıcaklığının ve yüzey çekim ivmesinin güvenirliğine dayanmaktadır. HD 196821 yıldızının yüksek etkin sıcaklığa sahip olması nedeniyle tayfında az sayıda element tespit edilmiştir. Bundan dolayı atmosfer parametrelerinden
Tet ve log g değerleri tayfsal yöntemlerle hesaplanamamıştır. Etkin sıcaklık ve yüzey
çekim ivmesi değerleri H profil fiti çakıştırması ile belirlenmiştir. Çizelge 4.1’de fotometrik yöntemler aracılığıyla belirlenen atmosfer parametreleri sunulmuştur. Şekil
4.1’de ise bu değerler için verilen Hβ profil fiti çakıştırma işlemi gösterilmiştir.
Çizelge 4.1 HD 196821 yıldızının atmosfer parametreleri
Fotometrik Tayfsal Strömgren Fotometrisi Geneva Fotometrisi Johnson Fotometrisi Hβ profil fit Tet (K) 10273 10226 11205 10600 logg (cgs) 3.60 3.60 - 3.60 ξ (km/s) - - - 0.00 Referans Hauck ve Mermilliod (1998) Rufener (1976) Mermilliod J.-C. (1986) bu çalışma
46
Akı Normalize
Dalgaboyu Å
Şekil 4.1 HD 196821’in Hβ profil fiti. Siyah çizgi: HD 196821 yıldızının gözlenen tayfı, kırmızı sürekli çizgi: HD 196821 yıldızı için üretilen sentetik tayf, siyah düz çizgi Tet=10200K ve log g=3.60 için üretilen sentetik tayf ve siyah kesikli çizgi Tet=11000K ve log g=3.60 için üretilen sentetik tayf
4.2 Kimyasal Bolluk Sonuçları
HD 196821 yıldızı için 16 atomik türe (O I, Mg II, Si II, P II, S II, Sc II, Ti II, Cr I/II, Mn I/II, Fe I/II, Y II, Yb II ve Hg II) ait bolluklar hesaplanmıştır. Yıldızın atmosferinde belirlenen atom ve iyonlara ait çizgi listesi EK1 kısmında verilmiştir. O, Y ve Yb elementlerinin bollukları sentetik tayf yöntemiyle hesaplanmıştır. Bu yönteme başvurulmasının temel nedeni, tayf çizgilerinin aşırı ince yapı bölünmesine (HFS) maruz kalan elementlerin varlığı veya bu çizgilerin tayftaki diğer çizgilerden etkilenmesi nedeniyle, ölçülen eşdeğer genişlik değerinin diğer çizgiden de katkı gelmesinden dolayı yıldızın bolluk değerleri hatalı hesaplanmasıdır. Şekil 4.3 -4.4’de Mn ve P elementleri için üretilen sentetik tayf ve gözlemsel tayf çakıştırması örneği gösterilmiştir. HD 196821 yıldızı için Mn (50 çizgi), Hg (4 çizgi) ve P (3 çizgi) çizgilerinin bollukları HFS içeren çizgi listeleri kullanılarak hesaplanmıştır. Yıldızın
47 atmosferinde tespit edilen atom/iyonların bolluk sonuçları detaylı bir şekilde çizelge 4.2’de ve şekil 4.2’de sunulmuştur.
Çizelge 4.2 HD 196821 yıldızının ayrıntılı olarak gerçekleştirilen bolluk analiz sonuçları
Birinci kolon: Yıldızın atmosferinde belirlen atomoik türler, ikinci kolon: Güneş’in bolluk değerleri, üçüncü kolon: Yıldızın bolluk değerleri, dördüncü kolon: Yıldızın Hidrojen’e göre bolluk değerleri, beşinci kolon: atomik türlerin toplam hatası ve N: Her bir atomik tür sayısı
[X/H]
Şekil 4.2 HD 196821 yıldızının atmosferinde tespit edilen atomik türlere ait bolluk grafiği
48
Akı Normalize
Dalgaboyu Å Şekil 4.3 4588Å– 4589Å dalgaboyundaki P II elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği. Mor çizgi sentetik tayf, yeşil çizgi gözlemsel tayf
Normalize Akı
Dalaboyu Å
Şekil 4.4 λ4205 Å, λ4206 Å ve λ4207 Å Mn elementi için SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf örneği ve elde edilen bolluk değerleri. Siyah çizgi gözlemsel tayf, pembe çizgi -4.90 dex bolluk değeri için oluşturulan sentetik tayf, mavi çizgi -5.50 dex için üretilen sentetik tayf ve sarı çizgi -4.40 dex için üretilen sentetik tayf
49
4.3 Hesaplanan Bolluk Değerlerine İlişkin Hata Hesabı
Bir elementin gerçekleştirilen bolluk analizi kadar o elementin hesaplanan bolluk değerinin hatası da önemlidir. HD 196821 yıldızının atmosferinde belirlenen her bir atomik türe ait bollukların standart hataları hesaplanıyorken, atmosfer parametrelerinden (Tet, log g ve ξ) ileri gelen hatalar ve atomik türün osilatör şiddetinden ve yıldızın gözlemsel tayfının gerçekleştirilen normalizasyon işleminden ileri gelen belirsizlikleri dikkate alınmıştır.
Bollukların hata oranlarını belirlemek için, ATLAS9 (Kurucz 1993a, 2005) koduyla -1 üretilen model atmosferlerde Tet= 10600 400 K, log g= 3.60 0.10 ve ξ= + 0.5 kms (yıldızın mikrütürbülans hızı ξ=0.00 kms-1 olarak belirlendiği için mikrotürbülans hızından ileri gelen hata değeri sadece +0.50 olarak alınmıştır) kadar değiştirilerek yeni atmosfer modelleri üretilmiştir. Üretilen yeni atmosfer modelleriyle de her bir atomik tür için yeniden bolluklar hesaplanmıştır. Atmosfer parametrelerinden kaynaklanan sistematik hatalar eşitlik (4.1) de verilmiştir.
2 2 2 sis = [(Tet) + (log g) + (ξ) ] (4.1)
Ayrıca rastgele hata değeri de dikkate alınmıştır. Bu hata değeri için elementlerin eş değer genişlik ölçümlerine dayanan bolluk analizinden elde edilen hatalar rastgele hata
(rast), olarak kabul edilmiştir. Yıldızın tayfında belirlenen atomik türe ait tek çizgi var olduğunda bolluk belirsizliği 0.10 dex olarak kabul edilmiştir. Sentetik olarak hesaplanan O, Y ve Yb elementlerinin rastgele hata değerleri yine sentetik tayf yöntemiyle belirlenmiştir. Bunun için her bir çizgiden hesaplanan bollukların standart sapma değeri o atomik tür için rastgele hata değeri olarak alınmıştır. HD 196821 yıldızının gerçekleştirilen bolluk analizinde atmosferinde tespit edilen her bir atomik türe ait toplam hataları eşitlik (4.2) kullanılarak belirlenmiştir.
2 2 1/2 top= [ rast + sist] (4.2)
50
4.4 H-R Diyagramındaki Konumu
Bir yıldızın H-R diyagramındaki konumunu o yıldızın etkin sıcaklık ve ışınım gücü değerleri belirlemektedir. HD 196821’in etkin sıcaklığı Balmer serisi çizgilerinden H
çizgisi yardımıyla Tet = 10600 400 K olarak belirlenmiştir. Işınım gücünü hesaplamak için ise görünen parlaklığı (mV), paralaksı (π) ve renk artığı E(B-V) ile önce mutlak parlaklığı MV =-0.641 ± 0.09 (5.6) olarak hesaplanmıştır. Ardından bolometrik düzeltme (BC) gerçekleştirilmiş olup bolometrik mutlak parlaklığı hesaplanmıştır. Bolometrik düzeltme için Torres (2010) (Çizelge 4.3) çalışmasından yararlanılmıştır.
Böylece yıldıza ilişkin logL/Lʘ = 2.203 0.072 olarak belirlenmiştir. Etkin sıcaklık logTet = 4.025 0.016 ve ışınım gücü logL/Lʘ = 2.203 0.072 değerlerine göre yıldızın H-R diyagramındaki konumu (Şekil 4.5) tespit edilmiştir.
HD 196821 yıldızının evrim durumunu anlamak için Salasnich vd. (2000) tarafından üretilen Güneş kimyasal kompozisyonuna sahip olan [Y = 0.273, Z = 0.019] evrim modelleri kullanılmıştır. Yıldızın kütlesi Salasnich vd. (2000) tarafından hesaplanan 3
M ʘ ve 3.5 M ʘ kütleleri için evrim yollarından 3.40 0.10 M ʘ öngörülmüştür. Yıldızın yaş tayini için ise Bressan vd. (2012) tarafından üretilen yaş eğrilerinden yararlanılmıştır. Yaş eğrilerine http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd/ web sitesinden ulaşılabilmektedir. Burada Güneş’in metal bolluğu Z ʘ =0.0152 alınarak, bir yıldızın metal bolluğuna (Z) eşitlik (4.3)’den yararlanılarak ulaşılabilir. HD 196821’in [Fe/H]=
0.16 dex olduğundan yıldızın metal bolluğu Z = “0.028” olarak belirlenmiştir.
[M/H] = log(Z/Z ʘ) (4.3)
Metal bolluğu ve yıldızın H-R diyagramındaki konumuna uygun şekilde 250x106 ve 300x106 yıl yaş eğrileri kullanılarak HD 196821’in yaşı 280 25x106 yıl olarak elde edilmiştir. Gerçekleştirilen bu işlemlerin sonucunda elde edilen tahmini kütle ve yaş değerlerine göre HD196821’in H-R diyagramındaki konumu şekil 4.7’de gösterilmiştir. Ayrıca yüzey çekim ivmesi (eşitlik 4.4) ve yarıçapının da (eşitlik 4.5) tahmini değerleri hesaplanmıştır. Yüzey çekim ivmesi log g= 3.62 olarak hesaplanmış olup H profilinden
51 hesaplanan “3.60” değerinden sadece 0.02 dex kadar fazlalığıyla hata sınırları içerisinde yer almaktadır. Yarıçap hesabı (4.5 ve 4.6) H çizgisinden belirlenen Tet ve hesaplanan ışınım gücü değeri yerlerine yazılarak R = 4.13 R ʘ olarak hesaplanmıştır.
log g= logM + 4logTet + 0.4Mbol, -12.49 (4.4)
2 4 L = 4R Tet (4.5)
logR/R ʘ = 8.46 – 2logTet – 0.2Mbol, (4.6)
Çizelge 4.3 Sıcaklığın fonksiyonu olarak üretilen BCv (Torres 2010)
Coefficient log Tet< 3.7 3.7< logTet < 3.9 logTet > 3.9 a -1.91E+04 -3.71E+04 -1.18E+05 b 1.55E+04 3.86E+04 1.37E+05 c -4.21E+03 -1.51E+04 -6.36E+04 d 3.81E+02 2.62E+03 1.47E+04 e -1.71E+02 -1.71E+03 f 7.89E+01
Bir yıldız için BCv değeri sıcaklığın fonksiyonu olarak Eşitlik (4.5)’den yararlanılarak hesaplanmaktadır.
2 3 BCv = a + b(logTet) + c(logTet) + d(logTet) + … (4.7)
BCv = mbol – V = Mbol – Mv, Mbol = BCv + Mv
Mv = m + 5log + 5 – Av (4.8)
Eşitlik (4.4), (4.5), (4.6), (4.7) ile verilen eşitlikler sırasıyla; M : yıldızın kütlesi, Mbol,: yıldızın bolometrik parlaklık, R: yıldızın yarıçapı, Mv: yıldızın mutlak parlaklığı, Av: yıldızın yıldızlar arası sönümleme değeridir.
52
Çizelge 4.4 HD 196821 yıldızına ilişkin mutlak parametreler
Parametre Değer Hata Referans
mv (kadir) 6.075 - Hog vd. (2000) Uzaklık (pc) 220.26 0.39 Bu çalışma Uzaklık (IY) 718.06 0.39 Bu çalışma
p (mas) 4.54 0.39 Van Leeuwen (2007) E(B-V) 0.001 - Napiwotzki vd. (1993)
Mv -0.641 0.014 Bu çalışma
BCv -0.393 0.014 Bu çalışma
Mbol -1.034 0.014 Bu çalışma
logL*/L⊙ 2.203 0.072 Bu çalışma
logTet 4.025 0.016 Bu çalışma M* 3.4 0.1 Bu çalışma R* 4.13 - Bu çalışma Yaş 280 myr 25 myr Bu çalışma
mv: görünen parlaklık, Uzaklık(pc): parsek biriminde uzaklığı, Uzaklık(IY): ışık yılı uzaklığı, p(mas): paralaks, E(B-V): renk ölçeği, Mv: mutlak parlaklık, BCv: bolometrik düzeltmesi, Mbol: mutlak bolometrik parlaklık, logL /L⊙ : logaritmik olarak hesaplanmış ışınım gücü, logTet: etkin sıcaklık, M : kütle, R : yarıçap
Şekil 4.5 HD 196821 yıldızının H-R diyagramı üzerindeki konumu. ZAMS sıfır yaş anakol, siyah düz ve kesikli çizgi evrim yolları (Salasnich vd. 2000) ve gri kesikli çizgiler yaş eğrilerini temsil etmektedir (Bressan 2012)
53
5. TARTIŞMA ve SONUÇ
HD196821 yıldızının ayrıntılı kimyasal bolluk analizi TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde elde edilen yüksek çözünürlüklü tayfları ışığında gerçekleştirilmiştir. Çalışmanın sonuçları maddeler halinde aşağıda sıralanmıştır:
-1 . Yıldızın dikine hızı vhelio=-32.91 2 kms ve dönme hızı (Fe I/II çizgilerinden) -1 ν sini =25 5 kms olarak belirlenmiştir. . Yıldızın atmosfer parametrelerinden etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi
değerleri H çizgisinden sırasıyla Tet=10600 400 K, log g=3.60 0.10, mikrotürbülans hızı ise ξ=0.00 0.50 kms-1 olarak hesaplanmıştır. Strömgren, Johnson ve Geneva Fotometrik sistemlerinden belirlenen sıcaklık değerlerinin standart sapması sıcaklıktaki hata değeri olarak kabul edilmiştir. . HD 196821 yıldızı için 16 atomik türe (O I, Mg II, Si II, P II, S II, Sc II, Ti II, Cr I/II, Mn I/II, Fe I/II, Y II, Yb II ve Hg II) ait bolluklar hesaplanmıştır. . HD 196821’in gerçekleştirilen atmosfer analizi sonucunda hafif elementlerden O, Mg ve S sırasıyala 0.29, 0.19, 0.16 Güneş’e göre az bolluk göstermektedir. Demir grubu elementlerinden Ti, Cr, Mn sırasıyla 1.60, 1.61 ve 2.09 Güneş’e göre aşırı bolluk sergilemekteyken Fe 0.16 dex bolluk değeriyle Güneş bolluklarındadır. Hg Güneş’e göre 5 kadar aşırı bolluğa sahiptir. Y ve Yb sırasıyla 1.20 ve 4.42 olup Güneş’e göre aşırı boldur. . Böylece daha önceden kimyasal tuhaf Silisyum-Krom (SiCr) yıldızı olarak sınıflanmış olan yıldızın kimyasal tuhaf bir Civa-Mangan (HgMn) yıldızı olduğuna dair ipuçları tespit edilmiştir. . Şekil 5.1’de HD 196821 yıldızının bolluk değerleriyle, bu yıldızdan daha sıcak olan HD 175640 yıldızının bolluk değerleri karşılaştırılmıştır. Buna göre HD 175640’da P, Cr, Mn ve Hg’nin HD 196821’e göre az da olsa bol oldukları tespit edilmiştir. Bu bolluk farkının nedeni yıldızların sıcaklığının farklı olmasıdır. Diğer taraftan sıcaklık arttıkça HgMn yıldızlarında gözlenen ağır element türü de artmaktadır.
54
[X/H]
Şekil 5.1 HD 196821 ile HD 175640 yıldızlarının bolluklarının karşılaştırılması Yıldızların etkin sıcaklıkları sırasıyla Tet=10600 K ve Tet=12000 K (Castelli ve Hubrig, 2004)
. Yıldızın kütlesi 3.40 0.10 M⊙ ve yaşı 280 25 Myr olarak öngörülmüştür.
Normalize Akı
Dalgaboyu Å Şekil 5.2 5300Å– 5360Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar. Kırmızı çizgi SYNTHE kodu ile üretilen sentetik tayf, siyah çizgi gözlemsel tayf
55
Akı Normalize
Dalgaboyu Å Şekil 5.3 4195Å– 4220Å dalgaboyu bölgesindeki asimetrik yapılar
Yıldızın tayfında neredeyse bütün çizgilerinde asimetrik (Şekil 5.2-5.3) yapılar gözlenmektedir. Bu yapılar daha çok Mn, Hg gibi elementlerin çizgilerinde gözlenmektedir. Bunun iki nedeni olabilir: ilki, yıldızın çift yıldız olm olasılığı, ikincisi ise leke bölgelerinin varlığı olup bu türden yapılar kimyasal tuhaf yıldızlar için olağandır. Bu asimetrik yapıların gözlendiği element yıldızın atmosferinde hangi bölgede bol ise orada manyetik alandan kaynaklı olmayan leke yapıları gözlenmektedir. Fakat HD 196821 yıldızının çift ya da leke bölgelerinin olup olmadığını anlamak için yeterli tayf verisi bulunmamaktadır. Bunun için en az üç-dört gece boyunca birkaç saat aralıklarla sürekli yıldız gözlenmelidir.
56
KAYNAKLAR
Abt, H.A. 1970. Stellar Rotation in Open Clusters (review Paper). Stellar Rotation, Proceedings of IAU Colloq. 4; 193
Abt, H.A., Chaffee, F.H. and Suffolk, G. 1972. Rotational Velocities of AP Stars. Astrophysical Journal, 175; 779
Abt, H.A. and Morrell, N.I. 1995. The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars. Astrophysical Journal Supplement, 99; 135
Adelman, S.J. 1994. Elemental Abundance Analyses with DAO Spectrograms- Part Twelve- the Mercury / Manganese Stars HR:4072A and HR:7775 and the Metallic Lined Star HR:4072B. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 266; 97
Adelman, S.J., Adelman, A.S. and Pintado, O.I. 2003. On the relationship between the mercury-manganese stars and the metallic-lined stars, Astronomy and Astrophysics, 397; 267–273
Adelman, S.J., Gulliver, A.F., Kochukhov, O.P. and Ryabchikova, T.A. 2002. The Variability of the Hg II λ3984 Line of the Mercury-Manganese Star α Andromedae. The Astrophysical Journal, 575; 449
Adelman, S.J., Gulliver, A.G. 1999. Astrophysical Spectroscopy's Atomic Data Needs. Physica Scripta, 83; 97-103
Alecian, G. 2013. Atomic diffusion in the atmospheres of upper main-sequence stars in Alecian, G., Lebreton E., Richard O., Vauclair G., eds, Proc. New Advances in Stellar Physics: From Microscopic to Macroscopic Processes, Roscoff 2013. Vol. 63. EAS Publication Series, p. 219
Alecian, G. and Michaud, G. 1981. Radiative forces and abundance anomalies of manganese in peculiar stars. Astrophysical Journal, 245; 226
Aller, M.F. 1970. A model atmosphere analysis of the Ap star kappa Cancri. Astronomy and Astrophysics, 6; 67-84 Anonim. 2016. Web Sitesi: http://www.tug.tubitak.gov.tr/ Erişim Tarihi: 11.04.2017 Anonymous. 2015. Web Sitesi: http://iraf.noao.edu/specatlas/thar_photron/thar _photron. html Erişim Tarihi: 21.07.2015
Anonymous. 2015. Web Sitesi: http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd Erişim Tarihi: 21.07.2015
57
Anonymous. 2015. Web Sitesi: http://wwwuser.oat.ts.astro.it/castelli/stars.html Erişim Tarihi: 09.10.2016
Anonymous. 2015. Web Sitesi: https://www.nist.gov/ Erişim Tarihi: 17.01.2017
Babcock, H. W. 1947. Zeeman Effect in Stellar Spectra. Astrophysical Journal, 105; 105
Babcock, H.W. 1960. The 34-KILOGAUSS Magnetic Field of HD 215441. Astrophysical Journal, 132; 521
Babel, J. and Michaud, G. 1991. Astronomy and Astrophysics, 12; 257-277
Balona, L.A. 1994. Effective Temperature Bolometric Correction and Mass Calibration of O-F. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 268; 119
Balona, L.A., Catanzaro, G., Abedigamba, O. P., Ripepi, V., Smalley, B. 2015. Spots on Am stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 448; 1378-1388
Bartkevicius, A., and Lazauskaite, R. 1997. Classification of Population II Stars in the Vilnius Photometric System. II. Results. Baltic Astronomy, 6; 499-572
Baxandall, F.E. 1914. Stars, Spectra of, On the enhanced lines of Manganese in the spectrum of a Andromedae. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 74, 250
Bidelman, William P. 1962. Line Identifications in Peculiar Stars. Astronomical Journal, 67; 111 Bohlender, D.A. and Landstreet, J.D. 1990. A search for magnetic fields in Lambda Bootis stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 247; 606- 610 Bohlender, D.A., Gonzalez, J.F. and Matthews, J.M. 1999. The incidence of nonradial pulsation in the lambda Bootis stars. Astronomy and Astrophysics. 350; 553- 565
Bressan, A., Marigo, P., Girard, L., Salasnich, B., Dal Cero, C., Rubele, S. and Nanni, A. 2012. PARSEC: stellar tracks and isochrones with the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 427; 127-145
Briquet, M., Korhonen, H., González, J.F., Hubrig, S. and Hackman, T. 2010. Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753. Astronomy and Astrophysics, 511; 71
Bychkov, V.D., Bychkova, L.V. and Madej, J. 2009. Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields - II. Re-discussion of chemically peculiar A and B stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 394; 1338-1350
58
Carrier, F., North, P., Udry, S. and Babel, J. 2002. Multiplicity among chemically peculiar stars. II. Cool magnetic Ap stars. Astronomy and Astrophysics, 394; 151-169
Castelli, F. and Hubrig, S. 2004. A spectroscopic atlas of the HgMn star HD 175640 (B9 V) λλ 3040-10 000 Å. Astronomy and Astr22ophysics, 425, 263-270
Catanzaro, G. and Ripepi, V. 2014. Fundamental parameters of eight Am stars: comparing observations with theory. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441; 1669-1680
Cayrel de Strobel, G., Bentolila, C., Hauck, B. and Duquennoy, A. 1985. A catalogue of [Fe/H] determinations, 1984 edition. Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser., 59; 145-186
Cole, W.A., Fekel, F.C., Hartkopf, W. I., McAlister, H.A. and Tomkin, J. 1992. HR 266 = ADS 784- an early type spectroscopic, speckle astrometric multiple system. Astronomical Journal, 103; 1357-1368
Cramer, N., Maeder, A. and Golay, M. 1979. Photometric luminosity and Teff determinations for B-type stars. Dudley Obs. Rep, 14; 151 – 162
Crawford, D.L. and Mander, J. 1966. Standard stars for photoelectric H-beta photometry. Astronomical Journal, 71; 114-118
Cucchiaro, A., Macau-Hercot, D., Jaschek, M. and Jaschek, C. 1978. Spectral classification from the ultraviolet line features of S2/68 spectra. III. Early A- type stars. Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser., 33; 15-26
Dolk, L., Wahlgren, G.M. and Hubrig, S. 2003. On the elemental abundance and isotopic mixture of mercury in HgMn stars. Astronomy and Astrophysics, 402; 299
Epstein, I. 1954. Colors of bright stars. Astronomical Journal, 59; 228-232
Faraggiana, R., Bonifacio, P., Caffau, E., Gerbaldi, M. amd Nonino, M. 2004. λ Bootis stars with composite spectra. Astronomy and Astrophysics, 425; 615-626
Fitzpatrick, Edward L. 1999. Correcting for the Effects of Interstellar Extinction. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 111; 63-75
Folsom, C.P., Kochukhov, O., Wade, G.A., Silvester, J. and Bagnulo, S. 2010. Magnetic field, chemical composition and line profile variability of the peculiar eclipsing binary star AR Aur. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 407; 2383-2392
59
Fossati, L., Bagnulo, S., Monier, R., Khan, S.A., Kochukhov, O., Landstreet, J. Wade, G. and Weiss, W. 2007. Late stages of the evolution of A-type stars on the main sequence: comparison between observed chemical abundances and diffusion models for 8 Am stars of the Praesepe cluster. Astronomy and Astrophysics, 476; 911
Fossati, L., Bagnulo, S., Landstreet, J., Wade, G., Kochukhov, O., Monier, R., Weiss, W. and Gebran, M. 2008. The effect of rotation on the abundances of the chemical elements of the A-type stars in the Praesepe cluster. Astronomy and Astrophysics, 483; 891
Fuhr, J.R. and Wiese, W.L 2006. A Critical Compilation of Atomic Transition Probabilities for Neutral and Singly Ionized Iron. Journal of Physical and Chemical Reference Data. 35; 4
Gerbaldi, M., Faraggiana, R. and Lai, O. 2003. The heterogeneous class of lambda Bootis stars. Astronomy and Astrophysics, 412; 447-464
Gerbaldi, M., Floquet, M. and Hauck, B. 1985. Frequency of Bp-Ap stars among spectroscopic binaries. Astronomy and Astrophysics, 146; 341-351
Ghazaryan, S. and Alecian A. 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Gregory, P.C. 2005. Bayesian Logical Data Analysis for the Physical Sciences: A Comparative Approach with Mathematica Support. Cambridge Univ. Press, Cambridge
Griffin, R.E., Gray, R.O. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Corbally, C.J. 2012. The composite-spectrum binary hypothesis does not explain the λ Bootis stars. Astronomy & Astrophysics, 547; 8
Grunhut, J.H., Rivinius, Th., Wade, G.A., Townsend, R.H.D., Marcolino, W.L.F., Bohlender, D.A., Szeifert, Th., Petit, V., Matthews, J.M. and Rowe, J.F. 2012b. 7 coauthors. HR 5907: Discovery of the most rapidly rotating magnetic early B-type star by the MiMeS Collaboration. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 419; 1610-1627 Gulati, R.K., Malagnini, M.L. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Morossi, C. 1989. Empirical temperature calibrations for early-type stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 80; 73-88
60
Hauck B. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922 Mermilliod M. 1998. uvby photoelectric photometric catalogue. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 129; 431-433
Heacox, W.D. 1979. Chemical abundances in Hg-Mn stars. Astronomy and Astrophysics Supplemen, 41; 675-688
Holweger, H. and Stuerenburg, S. 1991. High-resolution spectrometry of Lambda Bootis stars - Selected diagnostic lines and possible detection of a Beta Pic- type shell star. Astronomy and Astrophysics. 252; 255-259
Hubrig, S. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Mathys, G. 1995. Properties of HgMn Spectroscopic Binaries from High Spectral Resolution Observations. Astronomical Society of the Pacific, 81; 555
Hubrig, S., Briquet, M., Schöller, M., De Cat, P., Mathys, G. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Neiner, C. 2007. Discovery of Magnetic Fields in Slowly Pulsating B Stars. Astronomical Society of the Pacific, 361; 434
Hubrig, S., Castelli, F. 2001. New results of magnetic field diagnosis in HgMn stars and normal late B-type stars. Astronomy and Astrophysics, 375; 963-976
Hubrig, S., Castelli, F. and Mathys, G. 1999. Isotopic composition of Hg and Pt in 5 slowly rotating HgMn stars. Astronomy and Astrophysics, 341; 190
Hubrig, S., González, J.F., Ilyin, I., Korhonen, H., Savanov, I. S., Dall, T., Schöller, M., Cowley, C. R., Briquet, M. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Arlt, R. 2011. Spectroscopic variability and magnetic fields of HgMn stars. Astronomische Nachrichten, 332; 998
Hubrig, S., González, J.F., Ilyin, I., Korhonen, H., Schöller, M., Savanov, I., Arlt, R., Castelli, F., Lo Curto, G., Briquet, M. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922 Dall, T. H. 2012. Magnetic fields of HgMn stars. Astronomy and Astrophysics, 547
61
Hubrig, S., González, J.F., Savanov, I., Schöller, M., Ageorges, N., Cowley, C.R. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Wolff, B. 2006. Inhomogeneous surface distribution of chemical elements in the eclipsing binary ARAur: a new challenge for our understanding of HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371; 1953-1958
Hubrig, S., North, P., Schöller, M. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Mathys, G. 2006. Evolution of magnetic fields in stars across the upper main sequence: I. Catalogue of magnetic field measurements with FORS 1 at the VLT. Astronomische Nachrichten, 327; 289-297
Hubrig, S., Ilyin, I. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Schöller, M. 2010. Multiplicity of Chemically Peculiar Stars. Astronomical Society of the Pacific. 435; 257
Iben, I.Jr., Kaler, J.B., Truran, J.W. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922 Renzini, A. 1983. On the evolution of those nuclei of planetary nebulae that experience a final helium shell flash. Astrophysical Journal, 264; 605-612.
Ivan Hubeny and Dimitri Mihalas. 2013. Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis. 569, Oxford
Jaschek, C. and Jaschek, M. 1976. Rotation and Binarity. Proceedings of IAU Colloq. 32; 219
Jaschek, Carlos and Jaschek, Mercedes. 1987. The classification of stars. Cambridge: University Press.
Jaschek, M. and Jaschek, C. 1958. The Position of the Peculiar A-Type Stars in the Color-Absolute Magnitude Diagram. With 2 figures in the text. Zeitschrift für Astrophysik. 45; 35
62
Jeffery, C.S. 2008. Extreme Helium Stars: A Decade of Progress. Astronomical Society of the Pacific, 391; 53
Kochukhov, O 2009. Asteroseismology of chemically peculiar stars. Communications in Asteroseismology. 159; 61-70
Kochukhov, O. 2016. Doppler and Zeeman Doppler Imaging of Stars. Lecture Notes in Physics. 914; 177
Kouwenhoven, M.B.N., Brown, A.G.A., Zinnecker, H., Kaper, Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
L. Portegies Zwart, S.F. 2005. The primordial binary population. I. A near-infrared adaptive optics search for close visual companions to A star members of Scorpius OB2. Astronomy and Astrophysics, 430; 137-154
Kraft, Robert P. 1967. Studies of Stellar Rotation. V. The Dependence of Rotation on Age among Solar-Type Stars. Astrophysical Journal, 150; 551
Kupfer, T., Przybilla, N., Heber, U., Jeffery, C. Simon., Behara, N.T. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Butler, K. 2017. Quantitative spectroscopy of extreme helium stars- Model atmospheres and a non-LTE abundance analysis of BD+10 2179. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 471;1-11
Kurucz, R.L. 1993a. Kurucz CD-ROM, Cambridge, MA: Smithsonian Astrophysical Observatory, c1993, December 4, 1993.
Kurucz, R.L. 1993b. SYNTHE Spectrum Synthesis Programs and Line Data. Kurucz CDROM No. 18. Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory, 1993.
Kurucz, R.L. 2005. ATLAS12, SYNTHE, ATLAS9, WIDTH9, et cetera. Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplementi 8; 14.
Landstreet, J.D. 1998. Detection of atmospheric velocity fields in A-type stars. Astronomy and Astrophysics, 338; 1041-1056
Lanz, T. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Mathys, G. 1993. A search for magnetic fields in AM stars. Astronomy and Astrophysics. 280; 486-492
63
Leone, F. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Catanzaro, G. 1999. Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star. Astronomy and Astrophysics, 343; 273-280
Lu, Li-Zhi. 1989. Third preliminary catalogue of stars observed with the photoelectric astrolabe of the Beijing Astronomical Observatory (PACP3). Publications of the Beijing Astronomical Observatory, 14; 12-43
Makaganiuk, V., Kochukhov, O., Piskunov, N., Jeffers, S.V., Johns-Krull, C.M., Keller, C.U., Rodenhuis, M., Snik, F., Stempels, H.C. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Valenti, J.A. 2011. Chemical spots in the absence of magnetic field in the binary HgMn star 66 Eridani. Astronomy & Astrophysics, 529; 160
Makaganiuk, V., Kochukhov, O., Piskunov, N., Jeffers, S.V., Johns-Krull, C.M., Keller, C.U., Rodenhuis, M., Snik, F., Stempels, H.C. and Valenti, J.A. 2012. Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star ϕ Phoenicis. Astronomy and Astrophysics, 539; A142
Martin, P., Jeffery, C.S., Naslim, N. Ghazaryan and Alecian 2016. Statistical analysis from recent abundance determination in HgMn stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460; 1912- 1922
Woolf, V.M. 2017. Kinematics of Subluminous O and B Stars by Surface Helium Abundance. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 467; 68-82
Mathys, G. 1991. Spectropolarimetry of magnetic stars. II - The mean longitudinal magnetic field. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 89; 121-157
Mermilliod, J.C. 1986. Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished). Catalogue of Eggen's UBV data.
Michaud, G. 1970. Diffusion Processes in Peculiar a Stars. Astrophysical Journal, 160; 641
Michaud, G. 1981. A parameter free model for HgMn stars. International Conference on Astrophysic. 23; 355-363
Moon, T.T. and Dworetsky, M.M. 1985. Grids for the determination of effective temperature and surface gravity of B, A and F stars using uvby-beta photometry. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 217; 305-315
64
Morgan, W.W. 1931. Studies in Peculiar Stellar Spectra. I. The Manganese Lines in α Andromedae. Astrophysical Journal, 73; 104
Morgan, W.W. and Keenan, P.C.K,E. 1943. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, Ill., The University of Chicago press
Murphy, Simon J. and Paunzen, E. 2017. Gaia's view of the λ Boo star puzzle. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 466; 546-555
Napiwotzki, R., Schoenberner, D. and Wenske, V. 1993. On the determinatio of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry. Astronomy and Astrophysics, 268; 653–666
Nuñez, N.E., González, J.F. Hubrig, S. 2011. Search for Spectral Variability in 28 HgMn Stars. Magnetic Stars. Proceedings of the International Conference. 361- 365 of Elemental -. International Astronomical Union. Symposium, p137 Osawa, K.. 1965. Spectral classification and three-color photometry of A-type peculiar stars. Annals of the Tokyo Astronomical Observatory. 9; 121-144
Paunzen, E. 2004. The λ Bootis stars. International Astronomical Union, Symposium. 224; 443-450
Pourbaix, D., Tokovinin, A.A., Batten, A.H., Fekel, F.C., Hartkopf, W.I., Levato, H., Morrell, N.I., Torres, G. and Udry, S. 2004. SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits. Astronomy and Astrophysics, 424; 727-732
Preston, G.W. 1974. The chemically peculiar stars of the upper main sequence. Annual review of astronomy and astrophysics, 12; 257-277
Radiative accelerations in magnetic atmospheres - Polarization effects. Astronomy and Astrophysics. 241; 493-500
Renson, P., Gerbaldi, M. and Catalano, F.A. 1991. General catalogue of AP and AM stars. Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser., 89; 429
Renson, P. and Manfroid, J. 2009. Catalogue of Ap, HgMn and Am stars. Astronomy and Astrophysics, 498; 961-966
Richer, J., Michaud, G. and Turcotte, S. 2000. The Evolution of AMFM Stars, Abundance Anomalies, and Turbulent Transport. The Astrophysical Journal, 529; 338-356
Roman, Nancy G., Morgan, W.W. and Eggen, Olin J. 1948. The Classification of the Metallic-Line Stars. Astrophysical Journal, 107; 107-109
Rufener, F. 1976. 2nd Catalogue of stars measured in the Geneva Observatory photometric system. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 26; 275- 351
65
Ryabchikova, T., Piskunov, N., Kochukhov, O., Tsymbal, V., Mittermayer, P. and Weiss, W.W. 2002. Abundance stratification and pulsation in the atmosphere of the roAp star boldmath gamma Equulei. Astronomy and Astrophysics, 384; 545-553
Salasnich, B., Girardi, L., Weiss. A. and Chiosi, C. 2000. Evolutionary tracks and isochrones for alpha -enhanced stars. Astronomy and Astrophysics, 361; 1023- 1035
Sbordone, L., Bonifacio, P., Castelli, F. and Kurucz, R.L. 2004. ATLAS and SYNTHE under Linux. Memorie della Società Astronomica Italiana Supplement, 5; 93
Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G. and Maeder, A. 1992. New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 96; 269-331
Schöller, M., Correia, S., Hubrig, S. and Ageorges, N. 2010. Multiplicity of late-type B stars with HgMn peculiarity. Astronomy and Astrophysics, 522; 85-12
Schöller, M., Correia, S., Hubrig, S. and Kurtz, D.W. 2012. Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars. Astronomy & Astrophysics. 545; 38
Schöller, M., Hubrig, S., Correia, S., Ilyin, I. and Gonzalez, J.F. 2013. HgMn Stars: Cornerstones for our Understanding of Late B-type Multiple Star Formation. Central European Astrophysical Bulletin, 37; 369-379
Schöller, M. and Hubrig, S. 2015. Magnetic chemically peculiar stars. eprint arXiv:1501.04225
Smith, K.C. 1996b. Chemically Peculiar Hot Stars. Astrophysics and Space Science, 237; 77-105
Smith, K. C. 1996a; Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co- added IUE spectra. IV. Gallium. Astronomy and Astrophysics, 305; 902
Smith, K. C. and Dworetsky, M. M. 1993. Elemental Abundances in Normal Late B- Stars and HgMn-Stars from Co-Added IUE Spectra- Part One- Iron Peak Elements. Astronomy and Astrophysics, 274; 335
Stibbs, D. W. N. 1950. A study of the spectrum and magnetic variable star HD 125248. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 110; 395
Strömgren, Bengt. 1966. General Remarks on Narrow-Band Photometry. International Astronomical Union. Symposium 24; 129
66
Takada and Hidai, M. 1991. Non Magnetic Anomalous Stars: the HgMn Stars -a Review of Elemental-. International Astronomical Union. Symposium no. 145 27-31
Tassoul, Monique. 1990. Second-order asymptotic approximations for stellar nonradial acoustic modes. Astrophysical Journal, 358; 313-327
Titus, J. and Morgan, W.W. 1940. On the Classification of the a Stars. I. The Spectral Types of the Brighter Members of the Hyades Cluster. Astrophysical Journal, 92; 256
Tokovinin, A.A. 1997. MSC - a catalogue of physical multiple stars. A & A Supplement series, 124; 75-84
Tokovinin, A.A. and Gorynya, N.A. 2001. New spectroscopic components in multiple systems. IV. Astronomy and Astrophysics, 374; 227-234
Torres, G. 2010. On the Use of Empirical Bolometric Corrections for Stars. Astronomical Journal, 140; 1158-1162
Twarog, B.A. and Anthony-Twarog, Barbara J. 1995. Ca II H and K Filter Photometry on the UVBY System. II. The Catalog of Observations. Astronomical Journal 109; 2828 ud-Doula, Asif and Owocki, Stanley P. 2002. Dynamical Simulations of Magnetically Channeled Line-driven Stellar Winds. I. Isothermal, Nonrotating, Radially Driven Flow. The Astrophysical Journal, 576; 413-428 van Duinen, R.J., Aalders, J.W.G., Wesselius, P.R., Wildeman, K.J., Wu, C.C., Luinge, W. and Snel, D. 1975. The ultraviolet experiment onboard the astronomical Netherlands satellite – ANS. Astronomy and Astrophysics, 39; 159-163
Van den Heuvel 1968. A study of stellar rotation I. Recognition of a distinct group of slowly rotating B2 to F2 main-sequence stars. Bulletin of the Astronomical Institudes. 19; 309-325
Venn, Kim A. and Lambert, David L. 1990. The chemical composition of three Lambda Bootis stars. Astrophysical Journal. 363; 234-244
Wahlgren, G.M., Ilyin, I. and Kochukhov, O. 2001. Spectrum Variability for the HgMn Star α And. American Astronomical Society, 33; 1506
Webbink, R.F. 1984. Double white dwarfs as progenitors of R Coronae Borealis stars and Type I supernovae. Astrophysical Journal, 277; 355-360
William P. Bidelman. 1988. Miscellaneous spectroscopic notes. Astronomical Society of the Pacific, 100; 631
67
Willis, A.J. 1991. Abundances in Wolf-Rayet Stars, LBVs and OBN Stars. International Astronomical Union, Symposium no. 145;195
Wolff, S.C. 1983. The A-type stars: problems and perspectives. Monograph series on nonthermal phenomena in stellar atmospheres. NASA Spec. Publ., NASA SP- 463
Wolff, S.C. and Preston, G.W. 1978. Late B-type stars: rotation and the incidence of HgMn stars. Astrophysical Journal, Suppl. Ser., 37; 371-392
68
EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri
ELEMENT λlab(Å) λobs(Å) EqW(pm) Hg II 3983.93 3984.269 8.64 Mn II 3994.119 3994.48 3.44 Mn I 4049 4049.23 9.09 Mn I 4063.528 4063.79 7.55 Hg I 4077.82 4077.83 8.01 Mn I 4110.9 4111.17 25.02 Mn II 4128.129 4128.29 11.78 Mn II 4136.902 4137.17 7.07 Mn II 4174.318 4174.6 3.98 Mn II 4177.623 4177.85 6.19 Mn II 4205.375 4205.64 8.51 Mn II 4206.3677 4206.62 8.00 Mn II 4207.2294 4207.58 6.54 Mn II 4238.7847/1835 4239.14 9.02 Mn II 4240.3852 4240.7 2.48 Mn II 4242.3295 4242.59 12.13 Mn II 4244.248 4244.57 3.49 Mn II 4251.727 4251.97 4.30 Mn II 4252.961 4253.06 15.67 Mn II 4259.193 4259.45 7.35 Mn II 4260.462 4260.7 5.10 Mn II 4278.242 4278.39 3.92 Mn II 4282.477 4282.62 9.77 Mn II 4292.2329 4292.54 7.84 Mn II 4326.643 4326.89 8.69 Mn II 4363.2537 4363.3 6.83 Mn I 4451.586 4451.78 4.04 Mn II 4478.637 4478.91 4.07 Mn II 4727.86 4728.11 4.50 Mn II 4730.396 4730.72 4.23 Mn II 4737.958 4738.54 5.65 Mn I 4761.512 4761.74 3.43 Mn II 4755.732 4756.04 9.18 Mn II 4764.73 4765.07 8.98 Mn II 4791.782 4792.07 2.34 Mn II 4806.86 4807.12 4.71 Mn II 4920.436 4920.66 6.67 Mn II 5102.52 5102.77 4.31 Mn II 5123.32 5123.62 4.88 Mn II 5294.33 5294.6 5.99 Mn II 5295.4 5295.71 3.60 Mn II 5297.06 5297.38 5.86 Mn II 5302.35 5302.73 6.57 Mn II 5346.375 5346.58 12.24 Mn II 5390.633 5390.93 6.00 Mn I 5407.42 5407.94 7.14 Mn II 5415.016 5415.21 3.90 HgII 5425.2530 5425.23 3.02 Mn II 5570.53 5570.86 5.1 Mn II 5578.15 5578.42 8.44 HgII 6089.8000 6090 5.4 Hg II 6149.475 6149.59 3.31 birinci kolon 'element', ikinci kolonda 'laboratuvar dalgaboyu', üçüncü kolonda 'gözlenen dalgaboyu', dördüncü kolonda 'ölçülen eşdeğer genişliği (pm) '
69
EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri (devam)
Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Atomik Türler
ELEMENT λlab(Å) λobs(Å) EqW(pm) Si II/Fe II blend 3862.46 13.73 FeI/TiII/AlII blend 3900.45 7.03 PII/FeI blend 3902.97 3.39 FeII/FeI blend 3903.74 4.73 SiI/CrII/FeII blend 3905.66 15.93 CrII/CrIII/FeII blend 3911.28 6.23 Ti II 3913.461 3913.4 5.83 CaK/ZrII blend 3933.66 47.55 Cr I 3963.69 3963.71 4.44 Ca H blend 3964.7 2.36 CrII/FeII blend 4002.52 5.56 Cr II ???? 4003.283 4003.23 6.23 Cr II 4012.47 4012.46 11.1 ZrII/FeII/FeI blend 4024.49 5.37 FeII/CrII/FeI blend 4030.31 3.83 FeII/MnI blend 4032.93 8.58 Cr II 4037.972 4037.89 7.02 FeI/Fe II blend 4043.96 3.33 Fe I 4045.812 4045.74 6.81 MnI/FeII blend 4048.93 11.09 FeI/Cr II blend 4051.85 10.92 MnI/Fe I blend 4063.54 7.29 FeI/Cr II blend 4070.81 6.12 Cr II 4072.561 4072.55 6.62 Cr II/SiII blend 4076.8 8.06 Sr/Cr/Hg 4077.837 4077.57 7.64 Mn /Cr blend 4110.91 28.75 ? 4122.62 4122.62 7.62 Si II 4128.054 4128.04 11.29 SiII/Si// blend 4130.82 10.64 Fe II/Cr II blend 4132.36 6.76 Mn /Fe blend 4136.92 6.42 Cr II 4145.781 4145.76 7.58 Ti II 4163.644 4163.6 4.49 Ti II/Fe I blend 4170.81 6.8 CrII/Ti II blend 4171.94 11.05 Cr II 4172.591 4172.56 5.93 birinci kolon 'element', ikinci kolonda 'laboratuvar dalgaboyu', üçüncü kolonda 'gözlenen dalgaboyu', dördüncü kolonda 'ölçülen eşdeğer genişliği (pm) '
70
EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri (devam)
Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Atomik Türler
ELEMENT λlab(Å) λobs(Å) EqW(pm) SrII/MnII/XeII 4215.524 4215.6 7.77 Cr II 4224.86 4224.86 9.19 Cr I/Cr II blend 4254.46 12.05 Cr II/Cr II blend 4261.94 12.87 Cr II 4269.277 4269.18 11.57 Cr I 4274.797 4274.78 6.19 Cr II 4275.567 4275.54 8.88 Cr II 4284.188 4284.15 13.71 Ti II 4300.042 4300.05 7.09 Mg II 4481.325 4481.2 24.81 Cr II 4539.596 4539.63 7.67 Cr II 4554.988 4555.01 12.65 Cr II/Cr II blend 4558 Cr II 4565.74 4565.75 8.18 Ti II 4571.971 4572.93 3.7 Cr II 4587.264 4587.29 3.16 P II/CrII/MnII blend 4588.22 15.08 Cr II 4592.049 4592.05 10.45 Cr II/Cr II blend 4616.57 12.71 Cr II/Cr II blend 4618.81 12.52 Si II/MnII blend 4620.51 4.54 Cr II 4634.07 4634.08 10.36 SII/Fe/Ti blend 4657 Cr II 4697.598 4697.61 5.17 Cr II 4715.12 4715.14 3.47 Cr II 4723.34 4723.37 4.28 NiII/MnII/NiII 4755.727 4755.79 10.31 CI/MnI/CI 4762 4762 Ti II 4805.085 4805.05 3.3 PII/MnII 4806.823 4806.87 4.58 Cr II 4812.337 4812.34 8.13 Cr II/FeII blend 4824.13 14.33 YII/CrII blend 4824.13 14.19 Cr II 4836.229 4836.24 13.17 YII/CrII blend 4856.28 115.8 Cr II çok güçlü 4864.27 160.2 Cr II 4876.473 4876.46 29.64 YII/CrII blend 4884.59 18.34 FeI/FeII/ZnII/SII 4924.03 4924.05 23.29 AsI/Feıı/CrII blend 4952.8 5.58 birinci kolon 'element', ikinci kolonda 'laboratuvar dalgaboyu', üçüncü kolonda 'gözlenen dalgaboyu', dördüncü kolonda 'ölçülen eşdeğer genişliği (pm) '
71
EK 1 Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Hg ve Mn Elementleri (devam)
Kimyasal Bolluk Analizinde Kullanılan Atomik Türler
ELEMENT λlab(Å) λobs(Å) EqW(pm) Si II 5055.984 5056.09 8.78 NdIII/MnII blend 5102.52 4.21 Mg I 5172.684 5172.62 3.23 Mg I 5183.604 5183.59 7.01 CrII/XeII/PII/FeI,II/ZrII blend 5191.57 6.28 SiII/CrII/FeII blend 5202.59 4.14 FeII/YII/CrI/TiI blend 5206.05 5.88 CrI/FeII/MnII blend 5208.48 7.18 CrII/CrII blend 5210.83 7.31 Cr II 5246.768 5246.79 6.31 FeII/XeII 5260.259 5260.29 6.65 FeII/CrI/MgII/PrIII blend 5264.59 9.96 O I 5274.97 5275.02 11.59 NdIII/MnII/FeII blend 5294.34 4.6 O I 5329.673 5329.6 2.9 Cr II 5352.869 5352.88 9.9 YbII/SII/MnII/FeII/CrII blend 5346 13.65 Cr II/CrII/FeII blend 5395.85 5.71 Ti II/FeII/MnII blend 5396.72 2.85 MnII/FeII blend 5397.95 4.91 Cr II/FeII/Si II blend 5455.93 6.2 ?????? 5457.75 1.67 FeI/SiII/FeII/CrII blend 5466 Xe II/Cr II 5472.601 5472.68 4.18 Cr II/FeII blend 5477.77 4.03 FeII/CrII/Yb II blend 5478.4 8.79 ?????? 5482.4 2.81 Fe II/MnII blend 5501.09 2.12 Cr II/FeII blend 5502.14 6.64 FeII/CrII blend 5503.29 7.54 Cr II 5508.606 5508.69 6.96 YII/CrII/FeII blend 5510.82 9.42 S II 5564.95 5564.92 1.78 FeII/PII blend 5588.23 2.64 Cr II(Gürültü) 5620.631 5620.75 8.72 Ti II/MnII/Si II blend 5978.88 3.19 ?????? 6040 2.36 ?????? 6053 ?????? 6081 ?????? 6090 Fe II 6147.741 6147.58 6.44 Fe II/HgII blend 6149.45 4.15 O I /O I 6158.172 6158.13 8.55 ? 6161.171 1.45 ? 6168.43 6168.43 2.94 Ni I ?? 6177.242 4177.05 3.4 Cr II/FeII blend 6179 6.24 Cr II ? 6226 3.13 Si II/Fe II/Cr II blend 6240 4.45 Si II/MgII blend 6347 682.5 birinci kolon 'element', ikinci kolonda 'laboratuvar dalgaboyu', üçüncü kolonda 'gözlenen dalgaboyu', dördüncü kolonda 'ölçülen eşdeğer genişliği (pm) '
72
ÖZGEÇMİŞ
Adı Soyadı : Kübraözge ÜNAL Doğum Yeri : Ankara Doğum Tarihi : 08.04.1987 Medeni Hali : Bekar Yabancı Dili : İngilizce
Eğitim Durumu (Kurum ve Yıl) Lise : Çankaya 50. Yıl Lisesi (2004) Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü (2013) Yüksek Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü, Astronomi ve Uzay Bilimleri (Eylül 2013 – devam )
Çalıştığı Kurum/Kurumlar ve Yıl TÜBİTAK 1001 projesi, Yıldızların Atmosferik Kimyasal Bolluk Analizi, 112T119, 2013-2015
Yayınlar (SCI) Elmaslı, A., Çalışkan, Ş., Kılıçoğlu, T. Ünal, K.Ö, Nasolo, Y., ve Albayrak B, 2016. Detailed photospheric abundances of 28 Peg and HD 202240, New Astronomy, 42; 38
Ulusal Kongre Sunum Ünal, K.Ö., Çalışkan, Ş., Kılıçoğlu, T., Elmaslı, A., Nasolo, Y., Avcı, Z., Albayrak, B. 2015. “HD 196821, HD 187983 ve 28 Peg Yıldızlarının Kimyasal Bolluk Analizi” XIX. Ulusal Astronomi Kongresi, Orta Doğu Teknik Üniversitesi, ANKARA
Uluslararası Kongre Sunum
Çalışkan, Ş., Ünal, K.Ö. 2016. A NEW HGMN STAR HD196821. Türk Fizik Topluluğu 32. Uluslararsı Fizik Kongresi, Bodrum-MUĞLA, 1815, id. 140001
73