simbiyotik değ işen ch cygnı

Sİ MBİ YOTİ K DEĞ İ ŞEN
CH CYGNI
(SAO 31632, HD 182917)
Hazırlayan
Sinan ALİ Ş
sinanali@yahoo.com
http://www.geocities.com/sinanali
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
1. Gİ Rİ Ş
2. KATAKLİ SMİ K DEĞ İ ŞENLER
3. Sİ MBİ YOTİ K YILDIZLAR
4. CH CYGNI
5. GÖ ZLEM
6. SONUÇ
7. KAYNAKLAR
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
1. Gİ Rİ Ş
Simbiyotik yıldızlar kataklismik değ işenlerin bir alt tü rü dü r. Klasik novalara
benzer tayfsal özelliklerin yanında, cü ce nova benzeri patlamalar da gösterirler. Fakat
hala tam olarak anlaşılamamış fiziklerinden dolayı gü nü mü zde de bir ç ok
araştırmacının ilgi odağ ı olmuştur.
Bu ödev ç alışmasında kataklismik değ işenler hakkında genel bilgiler ve özel
olarak simbiyotik değ işenler anlatılmış ve bu grubun iyi bilinen ü yelerinden biri olan
CH Cygni yıldızı incelenmiştir. Bugü n CH Cygni ile ilgili olan ç alışmalar yerli ve
yabancı kaynaklardan derlenmiştir ve yıldızın problemli yapısı ortaya konmaya
ç alışılmıştır. Bunun yanında bu yıldızın TÜ BİTAK Ulusal Gözlemevi’nden yapmış
olduğ um fotometrik gözlem sonuç ları da ödev ç alışmasına eklenmiştir.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
2. KATAKLİ SMİ K DEĞ İ ŞENLER
Kataklismik kelimesinin sözlü k anlamı coşkun, felaket cinsinden mü thiş
anlamına gelmektedir. Astronomi de ise yıkıcı olmayan fakat bununla beraber şiddetli
patlamalar gösteren yıldızlar iç in kullanılmaktadır. 1938 yılından itibaren
kullanılmaya başlanan "Kataklismik Değ işenler" terimi gü nü mü zde novalar,
tekrarlayan novalar, cü ce novalar ve nova benzeri (simbiyotik yıldızlar) değ işenleri
temsil etmektedir. Bu sistemlerin en belirgin gözlemsel özelliğ i öngörü lemeyen
parlaklık artışlarına sebeb olan patlamalar ve bu patlamalara karşılık gelen tayfsal
değ işimler göstermeleridir. Gözlemler sistemlerin yapısının bu patlamalar tarafından
ciddi bir biç imde etkilenmediğ ine işaret etmektedir
İlk kataklismik değ işen CK Vul novası 1670 yılında bir patlama esnasında
gözlenmiştir. Yaklaşık iki yü zyıl sonra Hind ilk cü ce nova olan U Gem’i
keşfetmiştir. 1885 yılının Aralık ayında bu yıldız aniden görü ldü ve kısa bir sü re
sonra gözden kayboldu. 100 gü n sonra (Mart 1856) aynı yıldız yine görü ldü ve sonra
tekrar gözden kayboldu.
Bu tarihe kadar novalar, herhangi bir yıldız iç in yalnız bir kez gözlenmiş fakat
ç ok uzun zaman aralığ ında patlamanın tekrarlanabileceğ i şü pheleri olan cisimler
olarak biliniyordu. Buna göre Hind tarafından keşfedilen U Gem, kısa zaman
aralığ ında gösterdiğ i patlamalar ile bilinen nova tanımına uymuyordu. Bu keşiften
sonra benzer ç ok sayıda yıldız gözlendi ve kataklismik yıldızlar "tekrarlayan
patlamalar" göstermesinden dolayı yıldızların bir grubu olarak kabul
edildi.Gü nü mü zde bu değ işen sistemlerin sayısı 1000’e ulaşmıştır. Uzun bir sü re bu
değ işenlerin gözlenebilen tek özelliğ i patlama aktiviteleri olduğ undan bunların
sınıflandırılmalarında temel olarak alınmıştır. Kataklismik değ işenler patlama
şiddetleri, sü releri ve meydana gelme sıklıkları bakımından kendi aralarında da
önemli farklılıklar gösterirler.
Kataklismik değ işenler ç ift yıldızlardır. Genellikle bir beyaz cü ce olan ( baş
yıldız ) birincil bileşen ve G, K veya M tayf tipinde (yoldaş yıldız) ikincil bileşenden
meydana gelen, yarı ayrık, kısa peryotlu, etkileşen çift sistemlerdir. Bu sistemlerde
bileşenler arasındaki mesafe ç ok kü ç ü ktü r. (Yaklaşık ikincil bileşenin ç apı kadar )
Roche modeline göre, birincil bileşen olan beyaz cü cenin yarı ç apı ç ok daha
kü ç ü ktü r. İkincil birleşen Roche lobunu doldurmuştur ve (L1) iç Lagrange
noktasından bu loba madde taşırmaktadır. İkincil yıldızın Roche lobundan taşan
madde beyaz cü cenin Roche lobuna girer. Bileşen yıldızı terkeden bu madde, (aç ısal
momentumun korunumundan dolayı) yıldızın manyetik alan şiddetine bağ lı olarak
iki farklı yol izler.
• Manyetik alanın şiddetli ve orta şiddetli olduğ u sistemlerde yine iki farklı durum
söz konusudur :
1. Beyaz cü cenin orta şiddette bir yü zey manyetik alana ( ≅106 Gauss) sahip olması
durumunda; yoldaş yıldızdan aktarılan madde baş yıldızın manyetik alan ç izgileri
boyunca akarak beyaz cü ce yü zeyine yaklaşır ve burada bir şok yü zey oluşumuna
sebeb olur. Bu sistemler "Intermediate Polars" veya "DQ Her" sistemleri
olarak değ erlendirilir.
2. Manyetik alan şiddetinin 107 Gauss veya daha bü yü k olması halinde ise, baş
yıldız bileşen yıldıza manyetik olarak bağ lı olduğ undan dolayı yörü nge
peryoduyla döner. İç Lagrange noktasından beyaz cü cenin roche lobuna taşan
madde, manyetik kutuplardan alan ç izgileri boyunca akar ve bir "Yığ ılma
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
Sütunu" oluştururlar. "AM Her" ya da "Polars" şeklinde isimlendirilir. Bu
sistemler, aylarca veya yıllarca devam eden alç ak veya yü ksek parlaklık durumları
gösterirler.
• Diğ er sistemlerde ise beyaz cü cenin manyetik alanı aktarılan maddenin aç ısal
momentumunu karşılayacak kadar şidettli değ ildir. Beyaz cü cenin manyetik alanı ç ok
zayıf veya hiç bulunmadığ ı bu sistemlerde, yoldaş yıldız tarafından aktarılan madde
ana bileşen etrafında yığ ılmaya başlar. Baş yıldız (ana bileşen) etrafında yığ ılan
madde AM CVn ve GP Com sistemleri hariç tutulursa, Hidrojen iç ermektedir.
Bileşen yıldızdan gelen maddenin yü ksek aç ısal momentumu, beyaz cü cenin
kü ç ü k boyutları ve aç ısal momentumun korunumu gereğ i bu maddenin merkezi cisim
ü zerine dü şmesini engeller. Bileşenden akan madde beyaz cü cenin etrafındaki bir
yörü ngede dolanmaya başlar ve sü rekli olarak gelen yeni maddeyle buluşur. Böylece
merkezi cisim etrafında bir halka oluşur.
Viskoz kuvvetleri etkisiyle adım adım aç ısal momentumun kaybeden halka
maddesi, sistemin dönme dü zleminde yer alan bir "Yığ ılma Diski" oluşturacak
şekilde yayılır. Diskin iç kenarı beyaz cü ceye kadar uzanır.
L1 Lagrange noktasından bileşen yıldızı terkeden madde, gravitasyonel olarak
ivmelenerek, yığ ılma diskine nü fuz eden bir madde akımına dönü şü r. Akımın disk
ü zerinde yeterince yoğ un bölgelere nü fuz etmesi halinde, Kinetik Enerjisi’nin bü yü k
bir kısmı ışınım ve ısıya dönü şü r ve "Parlak Leke" oluşur.
Disk maddesi
beyaz cü ceye yaklaşırken fazla ç ekimsel enerjisinden
kurtulmak zorundadır. Virial teoremine göre fazla ç ekimsel enerjinin yarısı disk
maddesinin kinetik enerjisine dönü şü rken, diğ er yarısı yığ ılma diskinin parlak bir
cisim gibi görü lmesini sağ layan ışınım enerjisine (radyatif enerjiye) dönü şü r.
Diskin en iç kısmında ise daha farklı bir olay meydana gelir. Buraya ulaşan
madde beyaz cü cenin dönme hızına frenlenir, ilave ışınım enerjisi salınır. Böylece
maddenin basıncının, beyaz cü cenin manyetik basıncı ile dengelendiğ i yer ile beyaz
cü ce yü zeyi arasında bir bölge oluşur. Bu bölgeye "Sınır Tabakası" denir.
Yığ ılma diskine sahip bir kataklismik değ işen sisteminin her bir bölgesi
elektromanyetik tayfın farklı dalga boylarındaki ışınımından sorumludur. Baş yıldız
ve yığ ılma diski mor ötesi; bileşen yıldız kırmızı ötesi bölge ile optik bölgenin uzun
dalga boylarında; parlak leke optik bölgede; yığ ılma diski ile beyaz cüce arasında
kalan bölge X-ışın dalgaboylarında ışınım yayınlamaktadır. Manyetik sistemlerde ise
(AM Her ve DQ Her) yığ ılma diski yerine yığ ılma sü tunundan ışınım gelmektedir.
Diskteki sü rtü nme kuvvetleri olmasa, bileşen yıldızdan yığ ılma diskine
aktarılan madde yığ ışmaksızın sonsuza dek beyaz cü ce etrafında dolanır. Taneciklerin
enerji kaybetmelerine ve böylece beyaz cü ceye doğ ru spirallenmelerine sebeb olan tek
şey viskozitedir. Fazla aç ısal momentum maddenin kü ç ü k bir kısmı tarafından beyaz
cü ceden uzağ a taşınır. Ö yleyse yığ ılma diskinin davranışını ve görü nü mü nü
belirleyen fiziksel parametre viskozitedir. Fakat viskozite hakkında ç ok az şey
bilinmektedir. Viskozite, diskin herhangi bir noktasından ne kadar enerji salındığ ını
(yani sıcaklığ ını), beyaz cü ceden herhangi bir uzaklıktaki optik kalınlığ ı ve muhtemel
bir patlama davranışının varlığ ı ya da yokluğ unu belirler. Patlama olayı varsa bunun
gelişimini idare eder [11].
Kataklismik değ işen yıldızların ç ok bileşenli karmaşık yapılarının doğ al
sonucu olan karmaşık fiziksel etkilerin tü mü nü n Roche modeline dayanan kuramsal
ç alışmalarda hesaba katılmaması, bizi sistem bileşenlerini ayrı ayrı ele almaya
zorlamaktadır. Sistem bileşemlerinin fiziksel özellikleri, birbirleri ve sistemin toplam
ışınımı ü zerindeki etkileri ve sistemin toplam ışık değ işimlerindeki rolleri hakkında
ç ok az bilgimiz vardır.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
3. Sİ MBİ YOTİ K YILDIZLAR
Merrill 1932 yılında yü ksek eksitasyonlu parlak ç izgilerin ve oldukç a geç tayf
tipine özgü tayfların bileşimi olan tayfı olan bir grup yıldıza dikkat ç ekti. Daha sonra
bunların tek yıldızlar mı ç ift yıldızlar mı olduğ una değ indi ve bunlara "Simbiyotik
Yıldızlar" adını verdi. Biyolojik olarak "Symbiosis" sözcü ğ ü birbirine benzemeyen
organizmaların bir arada yaşaması demektir.
Simbiyotik yıldızlar birleşik tayf verirler ve tayflarında parlak emisyon ç izgileri
görü lü r. Aslında bu durum sıcak yıldızlar tarafından eksite edilen bulutsularda
görü len özelliktir. Ortaya ç ıkan bu tayfsal özellikler bu yıldızların birer kırmızı dev
oldukları sonucunu doğ urdu ve hemen ilk akla uzun peryotlu değ işenler (LPV)
oldukları fikri geldi. Ç ü nkü bu yıldızlar LPV’ler gibi ışık değ işimlerinin bazı
evrelerinde hidrojenin ve demirin parlak salma ç izgilerine sahiptiler, ancak uzun
peryotlu değ işenlerde bu durum farklı derinliklerdeki atmosfer tabakalarından
kaynaklanır. Oysa simbiyotik yıldızlarda bu durum yıldızı saran yaygın bulutsudan
kaynaklanır. Tü m özel yıldızlarda görü len farklı tayfsal özellikler atmosferin farklı
tabakalarında yer alan olayların ü st ü ste görü nü şü dü r. Ortalama olarak 386.86 gü nde
bir parlaklığ ında beş kadirlik bir artış görü len R Aquarii simbiyotik yıldızı ilk olarak
Mira tipi dü zensiz değ işen olarak sınıflandırılmıştır. 1934 yılında Hogg’un yaptığ ı
ç alışmalar sonucunda bu yıldızların da ç ift sistemler oldukları sonucuna varıldı.
Simbiyotik yıldızlar geç tayf tipinden kırmızı bir dev ya da sü perdev ve bir sıcak cü ce
yıldızdan meydana gelmektedir. Genellikle sıcak cü ce de kırmızı bir yıldızdır. Bunun
yanında ikincil bileşenin de dev olmadığ ı birkaç istisna durum vardır. Ö rneğ in, VV8
simbiyotik yıldızının ikincil bileşeni G5III tayf sınıfından bir anakol yıldızıdır.
Sonuç olarak simbiyotik yıldızlar gerç ekten sınıflaması zor bir değ işen yıldız
tü rü dü r. Glasby’nin simbiyotik olarak tanımladığ ı yıldızlar Tablo 1’de görü lmektedir.
Bunların en meşhuru Z And yıldızıdır. Bu yıldızın örnek bir ışık eğ risi de Şekil 1’de
verilmektedir. Z And’ın parlaklığ ı 700 gü nde bir yaklaşık 1m,5 artar. Bu yıldızın 1901,
1914, 1939 ve 1956 yıllarındaki patlamalarında tayfında nova patlamasına benzer
özellikler göstermesi bile bu yıldızların sınıflandırılmasındaki gü ç lü kleri ortaya
koymaktadır.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
Sİ MBİ YOTİ K DEĞ İ ŞENLER
Yıldız
Z And
R Aqr
CM Aql
GV Aql
AE Ara
Z Cma
AG Car
DI Car
BF Cyg
CI Cyg
RW Hya
SY Mus
AG Peg
AX Per
RX Pup
V Sge
SS Sge
FN Sgr
HK Sgr
CL Sco
* Fotografik parlaklık
Maksimum
8.9*
6.7*
14.4*
12.5*
11.6*
8.9*
7.2*
11.1*
9.3*
10.8*
9.7*
11.3*
6.4
10.8*
11.1*
9.5
12.0*
9.0*
13.1*
11.2*
Minimum
12.4
11.6
16.5
16.8
13.8
11.4
8.5
13.0
13.4
13.4
10.9
12.3
8.2
12.5
14.1
13.9
16.8
14.2
15.8
13.9
Tayf Türü
Pec+M0
M7e+P+O
Ocp
Beq
Beq
Beq
Pec
Bep+gM4
Pec+gM4
K5ep+M2ep
Pec
Bep
Pec
Pec
Ob
Pec
Pec
Tablo 1. Glasby’nin sınıfladığ ı simbiyotik değ işenlerin listesi (1968).
Herşeyden önce hangi yıldızların simbiyotik yıldız olabileceklerini saptamak
gerekir. Boyarchuk (1969) şu maddeleri vermektedir :
a) Geç tip tayfın soğ urma ç izgileri görü lmelidir. (TiO bantları, CaI, CaII v.b.)
b) HeII, OIII gibi ya da daha yü ksek dereceden iyonlaşmış atomların salma
ç izgileri görü lmelidir. Şimdiye kadar, salma ç izgilerinin genişlikleri 100
km/sn ’yi aşmamıştır.
c) Yıldızın parlaklığ ı 3 kadirlik bir genişlikle değ işebilir.
Simbiyotik yıldızlarda parlaklıktaki artma, azalmadan daha sü ratlidir. Novaya
benzer özelliklerinden biri de budur. Fotoelektrik gözlemler, simbiyotik yıldızların
ışık eğ rilerinde kü ç ü k genlikli hızlı değ işimler gösterdiğ ini bu nedenle dü zensiz
eğ riler ortaya ç ıktığ ını aç ıklamıştır. Işıkta bü yü k ve kısa sü reli değ işimler daha ç ok
morötesi bölgede gözlenmiştir. Madde atımı ve yıldızın etrafında zarf oluşumu
gözlenmiştir. Bu da novalara benzer zarf tayfı alınmasına neden olur.
Simbiyotik yıldızların parlaklık değ işimleri renk değ işimleri ile aynı
dü zeydedir. Jacchia (1941), Payne-Gaposchkin (1946) ve diğ erlerinin de belirttiğ i gibi
(mpg-mv) farkı azalan parlaklıkla artar, yıldız kırmızılaşır. Belyakina’nın (1965)
fotoelektrik gözlemleri de bu sonucu verir. Yıldızın parlaklığ ı azaldıkç a U-B renk
farkı azalır, B-V renk farkı artar ; yani morötesi artık (ekses) artar. Simbiyotik
yıldızların sü rekli tayflarındaki enerji dağ ılımları, renk değ işimleri ile aynı
paraleldedir.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
Boyarchuk, yıldızın sü rekli tayfını ü ç ışınım kaynağ ının oluşturduğ unu
gözönü ne almaktadır :
a) G veya M tipi bir dev (R= 102R¤ - M devi iç in)
b) Tet ~ 105 ° K ile bir kü ç ü k sıcak kaynak (Be; R=0.5 R¤)
c) Te ~ 17.000 ° K ve ne ~ 5 x 106 cm-3 ile bir bulutsu (R= 5 x 104 R¤)
M devi ile Be sıcak kaynağ ı arasındaki uzaklık 103 R¤ ’dir.
Simbiyotik yıldızların tayfsal değ işimleri, her kaynağ ın yardım şekline ve
özelliklerine bağ lıdır. Geç tip soğ urma ç izgileri M tipi devin atmosferinde doğ ar;
nötral ve iyonlaşmış metallerin salma ç izgileri aynı yerde, sıcak yıldızın ışınımının
etkisi altında ortaya ç ıkar. Bir ç ok salma ç izgisi (örneğ in hidrojen) her ü ç kaynakta da
oluşabilir; bu tü r ç izgiler hiç bir kaynağ ın ayırıcı niteliğ i değ ildir.[5]
Simbiyotik yıldızlar uzayda herhangi bir kü menin ü yesi değ ildirler. Bu
yıldızlar galaktik dü zlemin yakınında bulunurlar. Dolayısıyla simbiyotik yıldızlar
yaşlı disk öbeğ i ü yeleridir.
Z Andromedae’nin Işık Eğ risi ve Tayfsal Ö zellikleri Arasındaki İ lişkiler
Ö rnek tip Z And’ın özellikleri normal tü m simbiyotik yıldızlarda
görü lmektedir :
1- Yıldız minimum parlaklığ ına yaklaşırken, M tipi soğ urma tayfıyla birlikte,
genellikle (NeV) ve (FeVII) ’nin varolduğ u yü ksek ve dü şü k eksitasyonlu
salma ç izgileri gözlenir. Yıldızsal salma ç izgileri H, HeI, FeII, CaI, MgII,
TiII, CrII, SiII, bulutsuya özgü ç izgiler ; HeII, CIII, NIII, OIII ’ tü r.
2- Parlaklık artmaya başladığ ında, yü ksek eksitasyonlu salma ç izgileri,
sırayla zayıflar; H gibi diğ er salma ç izgilerinde şiddet artması görü lü r. TiO
bantları zayıflar.
3- Maksimum parlaklığ a yaklaşırken bir B tipi, bazı zaman da P Cygni tipi
zarf tayfı gelişir. H, HeI, CaII salma ç izgileri vardır. TiO bantları
kaybolmuştur.
4- Parlaklık tekrar azalmaya başlayınca, metalik absorbsiyon ç izgileri
kaybolur.TiO bantları tekrar görü nü r. Balmer serisi tü mü yle salmadadır.
5- Minimum parlaklığ a varılırken bulutsuya özgü ç izgiler ve TiO bantları
tekrar vardır. Ç izgilerin şiddet oranlarında uygun değ işiklikler saptanır.
Sonuç olarak ; yıldız minimumdayken dü şü k sıcaklığ a özgü soğ urma tayfı,
salma tayfının varlığ ına rağ men öncelik gösterir. Bir zarfın varlığ ını gösteren
iyonlaşmış elementlerin soğ urma tayfı, yıldız parlak olduğ u zaman gözlenir. Merrill
olaylara göre bu zarfın, kararlı durumda veya yayılabileceğ ini görmü ştü r. Ö rneğ in Z
And’ın zarfının yayılma hızı 1939’da 100 km/sn’dir. Yü ksek eksitasyonlu salma tayfı
parlaklık arttığ ı sü rece azalmış, daha sonra parlaklığ ın azalmasıyla novadaki gibi
iyonizasyon yavaş yavaş yü kselmiştir.[5]
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
4. CH CYG
Simbiyotik yıldızlar iç erisinde gü nü mü zde en ilgi ç eken yıldız olan CH CYG,
1960’lı yıllarda gösterdiğ i aktiviteyle tanınmıştır. Deutsch tarafından 1964 yılında
ortaya konan yapısı, daha sonra birç ok araştırmacının ilgisini ç ekmiştir. Bugü ne
geldiğ imizde SIMBAD veritabanında CH CYG hakkında 300’den fazla makale
bulunmaktadır. Buna rağ men birç ok yazar CH CYG’nin doğ asının tam olarak hala
anlaşılamadığ ını belirtmekteler.
CH CYG’nin simbiyotik aktivitesine Deutsch’nin dikkat ç ekmesinden önce yarıdü zenli bir değ işen olarak sınıflanmıştı. 1924’lerde farkedilen bu değ işimler yaklaşık
90-100 gü nlü k bir periyoda sahipti ve 1m genliğ e sahipti. Ayrıca daha sonraki yazarlar
M tipi devin 60-4700 gü nlü k yarı-peryodik salınımlarına da dikkat ç ektiler. Bunun
yanında CH CYG’nin 15.7 yıllık bir tayfsal ç ift olduğ u da yine gözlemlerden ortaya
ç ıktı. CH CYG’deki en ilginç değ işimlerden biri de diğ er tü m kataklismik
değ işenlerde olan "flickering" aktivitesi idi. CH CYG’de bu U bandında toplam
ışınımın yaklaşık %10-%30’u arasında değ işmekte ve bu olaylar dakika mertebesinde
olmaktadır.[9]
CH CYG M6III tipinde bir yarı-dü zenli değ işen dev ve bir beyaz cü ce
iç ermektedir. Ancak son yıllarda yapılan ç alışmalar sistemin ü ç lü bir sistem olduğ unu
göstermektedir. Hinkle’in bu görü şü ortaya atmasıyla [6] bü tü n dikkatler yıldızın bu
özelliğ i ü zerine ç ekildi. Hinkle bu modeli yıldızın 13 yıllık yü ksek ç özü nü rlü klü
kızılöte tayflara dayanarak yaptı. Buna göre CH CYG 14.5 yıllık bir periyodla dönen
bir G-K cü ce yıldız iç eriyordu. Yapılan gözlemlerin birç oğ u böyle bir olguyu
doğ rularken bazı gözlemlerden de şü pheli sonuç lar ç ıktı [7].
Şekil 2. CH CYG’nin 1967-1996 yılları arası ışık eğ risi. Ü ç ü ncü ç isimden
kaynaklanan 14,5 yıllık değ işim bü yü k E harfiyle, simbiyotik ç iftin yaklaşık 756
gü nlü k değ işimleri ise kü ç ü k e harfiyle gösterilmiştir.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
Daha önce de söylediğ im gibi Hinkle’in bu ç alışmaları CH CYG’nin uzun
dönemli tayflarını temel alıyordu. 1984 yılında beklenmekdik bir şiddet azalması
Hinkle’in bu dü şü nce ü zerine yoğ unlaşmasını sağ lamıştı. Aşağ ıda CH CYG’nin
ü ç ü ncü cismini doğ rulayan başka bir ç alışmadaki sonuç ları verilmektedir.[3]
1. Işık eğ risinde oluşan bu minimumların zamanları, tayfsal olarak da incelenmiş ve
yörü ngesel konum tutulma iç in doğ rulanmıştır. O halde bu uzun peryotlu değ işim
bir ü ç ü ncü cisimden kaynaklanabilir.
2. CH CYG’de görü len flickering’ler tutulmada sırasında kayboluyor ve tutulmadan
sonra tekrar görü lmeye başlıyordu. (U Gem’in de örten bir ç ift olduğ u ışık
eğ risindeki flickering’lerin kaybolmasıyla anlaşılmıştı.)
3. Hidrojen’in Balmer serisi ç izgilerinin profillerinde görü len ç ift tepeli yapılar,
tutulma sırasında oldukç a sönü kleşmiş, ancak tutulma öncesi ve sonrasında tekrar
normal şiddetlerine dönmü şlerdir.
4. Bulutsu ç izgileri olan NeIII ve OIII tutulmadan önce ve sonra göreli olarak sönü k
ancak tutulma sırasında baskın ç izgilerdir.
Bu maddeler halinde özetlenen sonuç lar CH CYG’nin uzun dönemli bir ü ç ü ncü
bileşene sahip olduğ unu gösteriyor. Bu bileşenin ~14,5 yılda bir M devini örttü ğ ü
ortaya ç ıkmıştır. Bu bilgiler uzun dönemli ışık eğ rilerinden ve aynı dönemlerdeki
tayflardan ç ıkarılmıştır. Ö nü mü zdeki yıllar bu konudaki şü pheleri tamamen ortadan
kaldıracak gözlemlere ihtiyaç duymaktadır.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
5. GÖ ZLEM
Son yıllarda ü lkemizde meydana gelen en bü yü k gelişme TÜ BİTAK Ulusal
Gözlemevi’dir. Bölü mü mü zde değ işen yıldızların bir tü rü olan kataklismik değ işenler
ü zerine ç alışılmaktadır. Ancak bu yıldızların sönü k olmaları nedeniyle uluslararası
literatü re ç ok fazla özgü n ç alışmalar maalesef kazandırılamamaktadır. Ulusal
Gözlemevi ’nin bu konuda önemli katkıları olacaktır. Bu nedenle göreli olarak parlak
bir yıldız olan CH CYG’yi TUG’dan gözlemek istedik. Bu gözlemler şimdilik deneme
niteliğ indeydi. Ancak elde ettiğ imiz sonuç lar olumluydu. CH CYG 5,6 - 8,4 kadir
arasında değ işen bir yıldızdır. Son yıllarda yapılan ç alışmalar bu yıldızın ü ç lü bir
sistem olduğ unu ortaya koymuş ve yıldız ç ok incelenen bir yıldız konumuna
gelmiştir.
TUG’dan yaptığ ımız gözlemlerde iki önemli amacımız vardı :
1. Bunlardan ilki CH CYG yıldızının TUG’dan ilk gözleminin yapılmasıydı.
2. İkincisi tü m kataklismik değ işenlerde görü len dü zensiz salınımların
(flickering) gözlenip gözlenemeyeceğ i idi.
Bunları denemek iç in hızlı fotometre yapmak gerekliydi. Biz de orta hızlı
ayarlarla CH CYG’nin gözlemini iki gece yaptık. Kullandığ ımız fotometrik ayarlar
aşağ ıda verilmiştir .
Integration Time - 5 s.
Scale - 10
Interval - 2
Bunlardan Integration Time fotometrenin sayım yapma sü resini göstermektedir.
Bu sü renin kısa olması dakika hatta saniye mertebesinde meydana gelen değ işimleri
saptamak iç in gereklidir. Bu şekilde yapılan fotometrik gözlemlere "high-speed
photometry" denmektedir. Daha önce meşhur cü ce nova SS CYG ile yapmış
olduğ umuz ç alışmalar bu sü renin 5 s. ü zerinde bulunmaması gerektiğ ini bize
göstermiştir. Zira SS CYG de 10 s. ve iki sayımda yaptığ ımız gözlemler cü ce novanın
hızlı ışık değ işimlerini (flickering) bize pek aç ık olarak gösterememiş, ancak 3 s. ve
tek sayımdan oluşan gözlemlerimizde ise literatü re uyumlu (genlik aç ısından)
flickering’ler ve tesadü fi bir şekilde bir fler olayı yakalanmıştır. Bu nedenle CH
CYG’nin de kısa poz sü reli gözlemleri yapılmıştır. Scale ayarı ise kataklismik
değ işenler sönü k olduğ u iç in 10 alınmıştır. Ö rneğ in aynı zamanlarda gözlediğ imiz bir
örten ç ift yıldız olan RZ CAS (Algol tipi) iç in scale 1 alınmak zorunda kalmıştır.
Ç ü nkü ışıkölç er "overflow" vermektedir. Interval ayarı ise her filtrede kaç kere sayım
yapılacağ ını gösterir. Gözlemlerin göreli olarak daha hassas olması isteniyorsa bu
değ eri 2 almak yeterlidir. Böyle olunca bilgisayar iki sayımın ortalamasını alarak tek
bir değ er vermektedir. Ancak ışıkölç er gözlemin başlangıcında kararlı olana kadar
beklendiyse bu değ erin 1 olmasının bir zararı yok. Zaman kaybedilmemesi gereken
gözlemlerde 1 almak gerekir.
Sonuç olarak CH CYG’nin 11 ve 12 Ekim 1999 tarihlerinde yapılan gözlemleri
Şekil 3 ve Şekil 4’de sunulmuştur. Ancak gözlemlerle ilgili söylenmesi gereken
önemli bir nokta, gözlem sü resinin ç ok uzun olmaması nedeniyle (yaklaşık 1,5 saat)
alınan verilerde ç ok önemli detaylar bulunmamaktadır. Bunun yanında ışık eğ risinde
madde atımından kaynaklanan salınımlar (ç ok hassas olmasa da) belirgindir.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
CH CYG
-0,3
-0,25
Delta m(V)
-0,2
-0,15
-0,1
-0,05
0
0,05
0,255
0,26
0,265
0,27
0,275
0,28
0,285
0,29
0,295
JD 2,451,463+
Şekil 3. CH CYG ‘nin 11.10.1999 tarihinde TÜ BİTAK Ulusal Gözlemevi’nden elde
edilmiş ışık eğ risi. Dü zensiz değ işimler görü lmektedir.
CH CYG
0
0,01
Delta m(V)
0,02
0,03
0,04
0,05
0,06
0,07
0,21
0,22
0,23
0,24
0,25
0,26
0,27
0,28
0,29
JD 2,451,464+
Şekil 4. CH CYG ‘nin 12.10.1999 tarihinde TÜ BİTAK Ulusal Gözlemevi ‘nden
elde edilmiş ışık eğ risi.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
0,3
6. SONUÇ
Bu ödev ç alışmasında simbiyotik değ işen CH CYG yıldızı tanıtılmıştır. Bu yıldızı
seç memdeki amaç son yıllarda popü ler olan CH CYG ile ilgili ç alışmalara
Tü rkiye’den de katkı sağ lamanın yollarını aramaktı. Tü rkiye’deki tü m
gözlemevlerinden gözlenebilecek parlaklığ a sahip olan bir simbiyotik değ işen olan
CH CYG’nin özellikle yeni yeni rayına girmeye başlıyan Eyü boğ lu İkiz
Gözlemevi’nden gözlemlerinin yapılabileceğ ini vurgulamak istedim. Uzun dönemli
bir değ işen olması da aslında bir avantaj. Ç ü nkü ç ok fazla zaman gerektirmeden,
sadece belli dönemlerdeki parlaklığ ının saptanması iç in gözlem yapmak yeterli
olacaktır. Böylece varılabilecek sonuç lar şöyle özetlenebilir :
1. Olduğ u dü şü nü len ü ç ü ncü cisimin olası etkileri ışık eğ risinden tespit edilebilir.
Aynı zamanlara denk gelen tayfsal gözlemlerle bu karşılaştırılabilir. Ya da
TUG’dan bu gözlemler yapılabilir.
2. Kısa dönemli gözlemlerle ışık eğ risindeki titreşimler saptanabilir. Bu
titreşimlerin doğ ası tü m kataklismiklerde hala tam olarak ortaya konabilmiş
değ ildir.
Sonuç olarak burada CH CYG yıldızının ü zerinde ç alışılması gereken bir yıldız
olduğ u söylenmek istenmiştir. Bu ödev ç alışması ile belki bir nebze de olsa bu
konuyla ilgilenenlere ışık tutulmuş olacaktır.
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
7. KAYNAKLAR
1.
2.
3.
4.
5.
A. J. Deutsch, Ann. Rep. Mt.Wilson and Palomar Obs., 11, 1964
A. Skopal ve ark., MNRAS, 282, 327, 1996
A. Skopal, M. F. Bode, H. M. Lloyd, S. Tamura, Astron.Astrophys. 308, 9, 1996
D. W. Hoard, PASP, 105, 1232, 1993
F. Şenel Yıldızdoğ du, CI CYGNI Simbiyotik Yıldızı, I.D.M.M.A. Fizik Kü rsü sü ,
1976
6. Hinkle ve ark., AJ, 105, 1074, 1993
7. Interacting Binary Stars, ASP Conference Series, Vol. 56, Edited by. Allen W.
Shafter, 1994
8. M. Hack, L. Rusconi, G. Sedmak, C. Aydin, S. Engin, N. Yilmaz,
Astron.Astrophys. 159, 117, 1986
9. M. Mikolajewski, J. Mikolajewska, T. N. Khudyakova, Astron.Astrophys. 235,
219, 1990
10. M. Mustafa Keskin, S. Aliş, TÜ BİTAK Ulusal Gözlemevi’nden Kataklismik Ç ift
Yıldızların Fotometrik Gözlemlerine Hazırlık Ç alışması, Ö R-43/240698, İ.Ü .
Araştırma Fonu, Ekim 1999
11. T. Ak, Cü ce Novaların Uzun Sü reli Davranışları, Doktora Tezi, İ. Ü . Fen Bilimleri
Enstitü sü , 1999
12. U. Munari, B. F. Yudin, E. A. Kolotilov, T. V. Tomov, Astron.Astrophys. 311,
484, 1996
13. Ulusal Astronomi Toplantısı Bildirilerin Ö zeti, 24-26 Eylü l 1986, Ankara,
Editörler; Cemal Aydın, İ. Ethem Derman
14. Variable Stars, John S. Glasby, Constable&Co Ltd., London, 1968
PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com