1 / 22

XIV. Ulusal Astronomi Kongresi 31 Ağustos – 4 Eylül 2004

XIV. Ulusal Astronomi Kongresi 31 Ağustos – 4 Eylül 2004 Erciyes Üniversitesi Kayseri. HIPPARCOS Keşfi W UMa Türü Değen Çiftlerin Anahtar Parametreleri. Selim O. SELAM Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi

bijan
Download Presentation

XIV. Ulusal Astronomi Kongresi 31 Ağustos – 4 Eylül 2004

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. XIV. Ulusal Astronomi Kongresi 31 Ağustos – 4 Eylül 2004 Erciyes Üniversitesi Kayseri HIPPARCOS Keşfi W UMa Türü Değen Çiftlerin Anahtar Parametreleri Selim O. SELAM Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü

  2. Giriş • W UMa Türü Örten Çift Sistemler • Pyör 5 - 20 saat • Güneş benzeri 2 yıldız • Ortak zarf, "Contact Model"Lucy (1968) • Ekvatoryal dönme hızları 100-200 km/sn • Çift yıldızlar arasında en düşük toplam açısal momentum • Son derlemeler Eggleton (1996), Rucinski (1993) • Pribulla vd. (2003) fiziksel parametre kataloğu

  3. Sistemlerin Seçimi • HIPPARCOS Variability Annex: HIPVA • HIPVA P05: EW, EB, E, EW?, EB?, E? değişim türü • HIPVA P02: * yeni keşif • HIPVA P03: A5-K9 tayf türü • HIPVA P11: P < 1 gün değişim dönemi • Bu ölçütlerle, toplam 79# adet HIPPARCOS keşfi sistem • içeren bir örnek grubu oluşturulmuştur. • # a) 3 EW  zonklayan değişen, 7 zonklayan değişen  EW • b) EB tür karmaşası çözülmeli

  4. Sistemlerin Seçimi • 3. Işık Etkisi • HIPPARCOS ışıkölçerinin anlık etkin görüş alanı 10” • HIPPARCOS Kataloğu H48 alanı  kontrol • Örnek grubunun 20 üyesinin HIP fotometrisi 3. ışık içeriyor • HIP Double and Multiple System AnnexHp(m12), Hp(m3) • CCDM Catalog (Dommanget & Nys 2002) V(m12), V(m3) • 5 sistemin literatürde detaylı analiz sonucu L3 değeri • Maksimum ışığa normalize edilmiş ışık eğrileri • için L3düzeltmesi

  5. Sistemlerin Seçimi • HIPPARCOS Gözlemleri • HIPPARCOS Epoch Photometry Annex (HIPEPA) • http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos/apps/PlotCurve.html • Hpparlaklıkları ve sHpstandart hataları • HIPEPA HT4 alanı  kalite ölçütü 0 ve 1 olan gözlemler • HIPPARCOS Kataloğu’nda verilen To , P • Zonklayan  EW, literatür To , P • Maksimum ışığa normalize edilmiş ışık eğrileri • oluşturulmuştur. (Gerekenler için L3düzeltmesi)

  6. Sistemlerin Seçimi • Tür Karmaşasına Çözüm • Rucinski (1997a,b, 2002)  OGLE projesi • Rucinski S.M., 1993, PASP, 105, 1433: • a1, a2 ve a4 katsayıları arasındaki ilişkiler • “Fourier Filtresi” ile ayıklama

  7. Sistemlerin Seçimi Tipik Bir Fourier Fiti  V2388 Oph

  8. Sistemlerin Seçimi Fourier Filtresi a 4 < a2 (0.125 – a2)a1 < -0.02 a2-a4 filtresi EA’ları a2-a1 filtresi EB’leri EB+EW’lardan ayıklıyor EW’lardan ayıklıyor -12 -3 79 64

  9. Işık Eğrisi Analizi • Işık Eğrisi Analiz Metodu • Rucinski S.M., 1993, PASP, 105, 1433 • “Rucinski’nin iyi bilinen WUMA kodunun nomografik türevi” • Gözlemsel veri: a2, a4 katsayıları ve normalize ışık • eğrilerinin min derinlikleri dminI(g)=1–lg(0°), dminII(g)=1–lg(180°) • WUMA sentetik ışık eğrileri • f 0.0, 0.5, 1.0 (Df=0.1) • q 0.05 q 1, Dq=0.05 • i 30° i 90°, Di=2.5° • teorika2 , a4 katsayıları • teorik min derinlikleri: • dminI(t)=1–lt(0°) • dminII(t)=1–lt(180°)

  10. Işık Eğrisi Analizi • Varsayımlar • Nomogram tablolarını oluştururken Rucinski’nin temel düşüncesi, W UMa türü değen çiftlerin ışık değişiminde geometrik nedenlerin baskın olduğudur. Buna göre W UMa türü sistemlerin ışık eğrilerinin, pratik olarak yalnızca q=m2/m1 kütle oranı, i yörünge eğimi ve f değme derecesi olmak üzere 3 anahtar parametre ile ifade edilebildiğini göstermiştir (Rucinski 1993). • Sentetik ışık eğrileri, fotometrik V-bandı için Güneş’i temsil eden ışımasal parametrelerlehesaplanmıştır. Buna göre Teff= 5770 K, • b= 0.32 ve A = 0.5 olarak seçilmiştir. • [5900, 0.57]  [Teff, u]  [5660, 0.61]tüm sistemler için geçerli

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

  12. Işık Eğrisi Analizi Nomogramlar* * http://www.astro.utoronto.ca/~rucinski/fourier_depth.html

  13. Işık Eğrisi Analizi Nomogramlar* * http://www.astro.utoronto.ca/~rucinski/fourier_depth.html

  14. Işık Eğrisi Analizi

  15. Işık Eğrisi Analizi Analiz Sonuçları (64 sistem)

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

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

  18. Sonuçlar ve Tartışma • Kullanılan analiz yöntemine bir diğer kısıtlama, düşük ışık değişim genliğine sahip sistemlerden gelmektedir. Düşük genlikli W UMa sistemlerinin a2 ve a4 katsayıları sıfıra çok yakın çıkmakta ve a2 – a4 düzleminde f parametresinin tespit edilmesinde ciddi bir belirsizliğe yol açmaktadır. Bu nedenle |a2| < 0.03 olan V335 Peg, XY Pic ve V851 Ara gibi sistemlerin çözüm sonuçları, göreli olarak daha belirsizdir diyebiliriz. • "Fourier filtresi"ne dayalı tür ayıklama işlemi de bazı sistemler için, düşük ışık değişim genliği, yeterli evre aralığının gözlenmemiş olması ve gözlemsel verideki hata/saçılma olaylarından olumsuz yönde etkilenmiş olabilir.FP Eri, QY Hya, VW Pic, V1055 Sco, MS Vir, V870 Ara gibi sistemler.

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

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

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

  22. (2004) A&A 416, 1097

More Related