Gözlemsel Örnekler

3.3.1 RZ Cassiopeiae

1906’da ışık eğrisi ilk kez elde edilen RZ Cassiopeiae (RZ Cas) 2000’lere kadar kromosferik aktif bir Algol sistem olarak değerlendirildi.

Yaklaşık yüz yıllık O-C verisi bulunan RZ Cas’ın zonklama gösterdiği ancak 1998 yılında Oshima et al. tarafından bulundu. Oshima et al.

(2001) tarafından tam ışık eğrisi çözümü sunulan RZ Cas’ın Mkrtichian et al. (2002b) tarafından ilk defa oEA olarak sınıflandırılması önerildi.

Uzun dönemdir fotoelektrik gözlemleri bulunan RZ Cas’ın aynı zamanda oldukça iyi elde edilmiş tayf ve radyo gözlemleri de (Maxted et al., 1994; Lehmann et al., 2004; Umana et al., 1999 (VLA); Gunn and Brady, 2003 (MERLIN) ) mevcuttur.

Daha önce birçok yazar tarafından kısa dönemli değişimler gösterdiği sanılan RZ Cas’ın bu değişimlerinin zonklama olduğu gösterildikten sonra (Oshima et al., 2001), çok bölgeli (multisite) 3

gözlem kampanyası yapılmıştır. Yapılan taysal ve ışıkölçümsel gözlemlerle elde edilen mutlak parametreleri Tablo 5’te görülen RZ Cas, GCVS’de (General Catalogue of Variable Stars) özellikleri V=6.26^m, A3V + K0IV ve dönemi Porb=1.1953 olarak verilmiştir. Baş ve yan minimumlarının derinliği sırasıyla ∆V~1.5^m ve 0.07^m olan RZ Cas bütün ışık eğrisi boyunca gözlenen küçük genlikli (0,015^m) bir zonklamaya sahiptir. Baş bileşenin zonklama gösterdiği sistemde zonklama dönemi Ppul ~ 22 dk olup δ Scuti türü zonklayanlar arasında en kısa dönemli zonklamaya sahip olduğu bilinmektedir. Hemen belirtmekte yarar vardır ki yine δ Scuti türü zonklayanlar arasında ikinci en kısa dönemli zonklamaya sahip yıldız bir oEA yıldızı olan ~24 dk dönemli AS Eri gelmektedir.

Tablo 5 RZ Cassiopeiae mutlak parametreleri (Rodriguez et al, 2004a)

Parametre Baş bileşen Yoldaş bileşen Kütle (M ) 2,18(7) 0,72(2) Yarıçap (R ) 1,67(2) 1,95(3)

Log Te 3,935(5) 3,644(7)

Log g 4,33(3) 3,72(3)

Log L / L 1,14(3) 0,11(4) Mbol (mag) 1,91(8) 4,5(1)

Şekil 24’de ubvy β gözlemlerinden elde edilmiş ışık eğrisi bulunan RZ Cas’ın sistem özellikleri renk ölçeklerinde açıkça görülmektedir. Bu gözlemlere göre ( Rodriguez et al., 2004a) ;

i) Sıcaklığa ve ışıtmaya duyarlı (b-y) ve (u-b) farkları oldukça belirgindir. (b-y) ölçeğinde yansıma etkisi ikinci minimuma girerken açıkça gözlenebilmektedir.

ii) Bütün renk ölçeklerinde baş minimum öncesi ve sonrası arasındaki asimetriler görülmektedir.

iii) Yine (b-y) ve (v-b)’de 0,75 evrenin 0,25 evreden daha parlak olduğu görülüyor. Aynı zamanda (v-b)’de baş minimumdan önceki sol omuzun sağ omuza göre daha yüksek olduğu görülmektedir. Her iki etkinin de olası açıklaması yoldaş bileşenden gelen kütle akımının baş yıldıza çarptığı yerde oluşturduğu sanılan sıcak lekedir (bölgedir).

iv) Baş minimumun giriş ve çıkışındaki asimetrinin (u-b) ve (v-b)’de diğer renk ölçeklerine göre ters olduğu açıkça görülüyor. (b-y)ve (v-b)’de baş minimum öncesi parlaklık sonrasından daha “parlak” iken (u-b) ve (u-v)’de tam tersidir.

Işık eğrisine göre bu da aktif kütle akıntısının baş minimumdan önce sıcak baş bileşeni kısmen örttüğü şeklinde yorumlanabilir.

v) Son olarak (u-v) eğrisi diğerlerinin tersine baş minimumda artış gösteriyor.

Şekil 24 RZ Cas’ın ubvy β gözlemlerinden elde edilmiş ışık eğrisi (Rodriguez et al., 2004a)

Bütün bu etkilerin sorumlusu olduğu sanılan RZ Cas’taki kütle aktarımı Richards (2004) tarafından Doppler tomografisi yöntemiyle gösterilmiştir. Nazerenko et al. (2003) tarafından yapılan kütle aktarımının 2 boyutlu hidrodinamik modeli Şekil 25’te gösterilmektedir.

Serbest parçacık yöntemiyle hazırlanan model ışık eğrisinin biçimini üretebilmektedir. Son olarak Lehmann et al. (2004) tarafından yapılan tayfsal çalışmalarda da kütle aktarımının olduğu açıkça gözlenmiştir.

Şekil 25 Üst kısımda RZ Cas’ın Doppler tomografisi yöntemiyle bulunmuş kütle aktarım yolu, aşağı kısımda ise serbest parçacık yöntemiyle modellenmiş sistem ve çevresi görülmektedir.

RZ Cas’ın baş bileşeninin tayfsal gözlemleri (Fukuda, 1982;

Lehmann et al., 2004) bu bileşenin dönmesine ait dikine hızının v.sin i ≈ 85 km/sn olduğunu göstermektedir. Yörünge düzleminin eğimi

= 83°

i olan sistemin baş bileşeninin asenkronizasyon oranı 2

. 1

/ =

=P_rot P_orb

F olarak belirlenmiştir.

İkinci bileşenin aktif bir yıldız olduğu Umana et al. (1999) ve Gunn and Brady (2003) tarafından bildirilmiştir. Son olarak da sistemin ikinci bileşeninin flare gösterdiğinin AAVSO gözlemcisi W. Lowder (2003) tarafından belirtilmesi sistemin aktif bir bileşeni olduğuna ilişkin kuşku bırakmamıştır. İki saat süren optik flare gözleminde (2450415 J.D) sistemin parlaklığı 0.5^m artmıştır (6.2^m 5.7^m). Daha sonra sistemin parlaklığı 6.15^m’e inmiştir.

Daha önce de değinildiği üzere RZ Cas’ın 1999-2001 zaman aralığında üç gözlem kampanyası bulunmaktadır. Temmuz 1999 ile Ekim 2000 arasında yapılan ilk kampanyada baş bileşenin 22,4^d dönemle yarı-genliği 8 mmag olarak monoperiodik zonkladığı gözlenmiştir. Bu sonuç ise Oshima et al. (1998) çalışması ile tutarlılık içerisindedir (Mkrtichian 2002a; Rodriguez 2004a).

Bunlara rağmen üçüncü tayfsal ve ışıkölçümsel gözlem kampanyasında daha önce bulunan monoperiodik salınımın 2001’de frekansları 64,19 c/d ve 56,6 c/d olan iki düşük genlikli moda ayrıldığı gözlenmiştir. Bunun yanı sıra daha önceki baskın modun yarı-genliğinin ani olarak 1 mmag değerine düştüğü bildirilmiştir (Mkrtichian, 2005).

Genliklerdeki bu değişimler ışıkölçümsel gözlemlerin yanı sıra aynı zaman aralığında yapılan tayfsal gözlemlerle de doğrulanmıştır (Lehmann et al., 2004). Bu çalışma oEA yıldızlarının zonklama tayflarındaki ani değişimin ilk gözlemsel kanıtıdır.

Zonklama tayfında böylesi ani genlik değişimlerinin RZ Cas’ın geçmişinde olup olmadığını araştırmak için Rodriguez et al. (2004a) literatürde yayınlanmış ve yayınlanmamış bütün gözlemleri toplamıştır.

Yapılan analizler sonucunda daha önceki dönemlerde de RZ Cas’ın ani

dönem değişimleri gösterdiği ve bu dönemlerin büyük bir kısmının genliğinin 1999–2000 gözlemlerinden elde edilen genlik değerine uymadığı görülmüştür. Genelde S/N (sinyal-gürültü) oranı küçük olan bu gözlemlerden S/N ≥ 4 olan frekanslar aşağıda Tablo 6’da görülmektedir (Rodriguez et al., 2004a).

Tablo 6 RZ Cas’ın farklı gözlem dönemleri ve süzgeçlerinden elde edilen zonklama frekansları (Rodriguez et al., 2004a).

Dönem Süzgeç Frekans (cd^-1) Genlik (mmag) S/N 1984 U f1=25.355(5) 3.8(5) 4.8

f2=67.044(6) 2.8(5) 4.3 f3=51.068(6) 2.8(5) 3.7

B f1=24.361(4) 3.1(4) 4.7

f2=31.097(6) 2.5(4) 3.7 f3=66.053(6) 2.0(4) 3.3

V f1=65.050(6) 2.5(4) 4.1

f2=21.524(7) 2.1(4) 3.8 f3=37.680(7) 2.1(4) 3.8

1990 B f=64.057(3) 6.8(1.3) 3.9

V f=64.046(3) 5.0(1.0) 3.3

1995 J f=66.394(3) 6.5(1.4) 3.7

K f=66.719(3) 6.8(1.7) 3.6

Özellikle dönem değişimlerinin oldukça etkin olduğu zaman aralıklarında O-C’lerde de değişim olduğu görülmektedir. Şekil 26’da uzun dönemli O-C değişimi görülen RZ Cas’ın özellikle AAO-84 gözlemlerindeki genlik değişimi O-C’de de kolaylıkla görülebilir (Kreiner et al., 2001).

Şekil 26 RZ Casın uzun dönemli O-C değişimi (Kreiner et al., 2001)

Şu halde RZ Cas’ta böylesi ani dönem ve genlik değişimleri yaratacak etkilerin bulunması gerekmektedir. δ Scutilerin böylesi ani dönem ve genlik değişimleri yapmadığı bilinmektedir. Var olan değişimler ise genellikle birbirine yakın iki frekansın vurusu (beat) veya tek bir modun uzun dönemli (genellikle evrimsel) genliğinde artışlar olarak değerlendirilmektedir (Breger, 2003). oEA ve δ Scuti yıldızlarını

birbirinden ayıran en önemli farkı yani kütle aktarımının böylesi ani dönem ve genlik değişimleri yaratması şu an için en akılcı çözüm görülmektedir. Sistemdeki manyetik aktif yoldaş bileşen (kütle veren) K0-IV yıldızından zaman zaman hızlı akan kütle böylesi değişimler yaratabilir (Mkrtichian et al., 2005).

RZ Cas’ın yoldaş bileşeninin aktif bir yıldız olmasının yanı sıra, Lehmann et al. (2004) tarafından yapılan tayfsal gözlemlerde zonklama genliklerinin baş minimumdan önce en küçük, sonra ise en büyük değere ulaşması sistemdeki kütle aktarıma ilişkin en önemli kanıttır. Bu etkilerin ikisi birden ancak baş bileşenin yüzeyindeki asimetrik gaz zarfı ve kütle akışı ile açıklanabilir.

Anlaşıldığı kadarıyla aktif bir geçmişi olan RZ Cas’ın 2001’deki ani dönem ve genlik değişimi, 2000–2001 arasında manyetik etkinlikten kaynaklanan hızlı bir kütle aktarımı göstermiş olabileceği hipotezini ortaya atmaktadır. Bu hipotez için önemli bir dinamik kanıt da O-C gözlemlerinden gelmektedir. Bir amatör astronom olan K. Tikkanen tarafından yapılan gözlemler (2000–2001) sistemin yörünge döneminde de +1 sn’lik ani bir değişim olduğunu göstermektedir. Bu O-C’ye eşlik eden zonklama genlikleri Şekil 27’de görülmektedir. Rodriguez et al.

(1999, 2003) ve Soydugan et al. (2002) tarafından yapılan gözlemlerde, sistemin baskın döneminin genliğindeki azalma 2002-2003’te tekrar artmış ve 5 mmag düzeyine gelmiştir (Mkrtichian et al., 2005).

Şekil 27 RZ Cas’ın O-C değişiminin bir bölümü şeklin üst kısmında görülmektedir. Ok işareti kayıtlanmış optik flare dönemini göstermektedir. Alt kısımda RZ Cas’ın zonklayan bileşeninin 1997–2003 dönemleri arası genlik değişimi görülmektedir.

RZ Cas’ın 2000-2001’de gözlenen ani dönem ve genlik değişimi için bütün tayfsal ve ışıkölçümsel bulgular göz önüne alınarak Mkrtichian et al. (2005) tarafından yapılan senaryo şöyledir;

“2001’den önce RZ Cas’ın aktif yoldaş bileşeninin manyetik tetiklemesiyle hızlı bir kütle aktarım evresi yaşanmıştır. Kütle alan bileşen aktarılan açısal momentum ve kütle, yörünge döneminin artmasına neden oldu. Böyle bir kütle aktarımına eşlik eden (dinamik veya termal) zaman süresince baş bileşen A3V yıldızının zonklama-rezonans özelliklerinde değişim meydana geldi. Bu süreç içerisinde mod seçim ve etkileşim mekanizmaları devreye girerek yeni duruma en uygun mod kombinasyonunu oluşturdu. Baskın modun (f1=64,2 c/d) genliği 1 mmag düşerken daha önce görülmeyen (f2=56,6 c/d) modunun genliği arttı. Hızlı kütle akışından sonraki aşamalarda (2002–2003) başlangıçtaki zonklama modu tekrar eski haline döndü ve f2 modu tekrar bozunarak belirlenebilme eşiğinin altına düştü.”

Genel olarak oEA’ların anlaşılmasında çok önemli bir yeri olan RZ Cas’ın, minimumlar içinde de zonklama gösterdiği bilinmektedir.

Önceden değinildiği gibi NRP modlarının belirlenmesi için yeni bir yöntem olan PSF, RZ Cas’ın ışık eğrisinde baş minimum içinde geometrik etkilerden dolayı zonklama genliğinde değişim görülebildiği için uygulanabilmektedir (Rodriguez et al., 2004a). Gamarova et al.

(2003) tarafından yapılan PSF modellerinde en uygun mod tanısı 2

Şekil 28 Üst kısımda RZ Cas’ın tutulma içi genlik değişimleri ve l= m2, =±2

(sürekli çizgi), l= m2, =±1 (kesikli çizgi) modelleri görülmektedir. Alt kısımda ise tutulma içindeki evre kaymaları ve l= m2, =−2 (sürekli çizgi), l= m2, =+2

(kesikli çizgi), l= m2, =−1 (noktalı çizgi), l= m2, =+1 (noktalı-kesikli çizgi) modelleri görülmektedir.

Tabi bu çalışmalar PSF yönteminin ilk uygulamaları olup daha iyi sonuçlar elde edebilmek için ayrıntılı modellerin yapılmaları gerekmektedir. RZ Cas’ın ubvy gözlemlerinden elde edilen u/b,u/v değerlerin kuramsal Q değerleri ile karşılaştırılması yıldızın n=5,6 olarak zonkladığını yani δ Scuti kararsızlık kuşağının mavi kenarında olduğunu göstermektedir.

3.3.2 AB Cassiopeiae

oEA türü sistemler içinde önemeli bir yeri olan AB Cassiopeiae’nın (AB Cas) zonklama gösterdiği uzun süredir bilinmektedir. Tayf türü A3V-K0IV olarak bildirilen sistemin yörünge dönemi Porb=1.3669 gündür (Rodriguez and Breger, 2001). Örtülmeden dolayı oluşan minimum I ve II derinlikleri sırasıyla ∆Vmin I,II ~1.6^m ve 0.1^m olan sistemin Ppul=0.0583 günlük zonklama döneminin genliği yaklaşık 0.05^m’dir.

Parlak ve zonklama genliği büyük olan AB Cas’ın bir çok çalışması olmakla birlikte bunlardan üçü oldukça ayrıntılı yapılmıştır (Rodriguez et al. 1998, 2004b, Soydugan et al., 2003). Bu üç çalışma boyunca yapılan analizlerde sadece 1 frekansın oldukça belirgin olduğu görülmüş ( f1 =17.1564 c/d ) ve bu frekans çapsal harmonik olarak tanımlanmıştır.

Rodriguez et al. (2004b) çalışmasında elde edilen dar bant ubvy-β gözlemlerinde sistemin zonklaması açıkça görülmektedir (Bkz. Şekil 29).

Fakat zonklama genliğinin büyük olması bu gözlemlerden elde edilen renk ölçeklerini kullanarak sistemin yakın çevresi hakkında bilgi edinebilmeyi zorlaştırmaktadır. c1 ve m1 gözlemlerinden elde edilen

1 . 0

logg = dex ve Mv=0.3^m değerleri sistemin evrimleşmiş olduğunu göstermektedir.

Şekil 29 AB Cas’ın v bandı ışık eğrisi ve diğer renk ölçekleri (Rodriguez et al., 2004b).

Rodriguez et al. (2004b) gözlemlerinden elde edilen v ve b renklerinin en temiz 65 saatlik (919 nokta) verisinin frekans analizinde de çıkan en baskın frekans f1=17.1564 c/d daha önce yapılmış Frolov et al.

(1982), Rodriguez et al. (1995) ve Soydugan et al. (2003) çalışmasıyla aynı çıkmıştır. Bunların yanı sıra bu gözlemlerde belirgin iki frekans daha ortaya çıkmıştır. Değerleri sırasıyla f2=18.25 c/d ve f3=34.64 c/d olan bu frekansların sinyal/gürültü (S/N) oranları 4.7 ve 3.1 olarak belirlenmiştir. Breger et al. (1993) çalışmasında belirtildiği gibi bir frekansın dikkate alınabilmesi için S/N>4 olmalıdır. Dolayısı ile bu iki

frekans içerisinden yalnızca f2 dikkate değer görülmelidir. Önceki dönem gözlemlerin (1998-1999) yeniden analizi f2 değerlerinin 1998 döneminde 17.1 c/d, 1999 döneminde ise 19.2 c/d ve S/N>4 olduğunu göstermiştir.

Bunun olası nedeninin 1 c/d alias olduğu düşünülmektedir. Dolayısı ile bütün bu çalışmalar boyunca AB Cas’ın radyal bir harmonik moddan başka bir modda zonkladığına dair güçlü kanıtlar bulunamamıştır.

Frolov et al. (1982) maksimum zamanlarının da katıldığı O-C analizinde noktaların “0” civarında gelişi güzel toplanması sistemin zonklama döneminde göze çarpan bir değişim olmadığını göstermektedir (Bkz. Şekil 30). Daha önce değinildiği gibi SMT’in ortalarında olan Algol sistemlerinde dönem değişimi 0P&/P≈ olarak öngörülmektedir.

Bu ise AB Cas’ın dar bant ölçümler sonucu ortaya çıkan evrimleşmiş bir sistem olduğu bulgusunu doğrular niteliktedir.

Şekil 30 AB Cas’ın zonklayan bileşeninin uzun dönemli O-C değişimi (Rodriguez et al., 2004b)

Şekil 31’de AB Cas’ın Garrido et al. (1990) yöntemiyle elde edilmiş mod tanısı görülmektedir. Farklı gözlem kampanyaları boyunca elde edilen bütün veriler sistemin l=0 modunda yani çapsal tonda zonkladığını göstermektedir. Bununla birlikte olası çapsal olmayan modlar kendilerini tutulma içinde gösterebileceğinden, tutulma içi ışık eğrisinin genlik ve evre kaymaları incelenmiştir. Şekil 32’de AB Cas’ın tutulma içi zonklama davranışı ve çapsal-çapsal olmayan modların PSF yöntemi ile incelenmiş tutulma içindeki davranışını gösteren kuramsal modeller gösterilmektedir. Görüldüğü gibi hata değerleri içerisinde dağılım gösteren evre ve genlik değişimleri herhangi belirgin bir NRP modu göstermemektedir.

Şekil 31 Kurucz (1998) modellerinin farklı veri setlerine uygulanması ile elde edilmiş

χ2 mod tanısı modelleri. χ²’nin en küçük olduğu değerler zonklama modunu gösteririr (Rodriguez et al., 2004b).

Şekil 32 Sol ve orta kesimlerde AB Cas’ın tutulma içindeki v ve b renklerinde genlik değişimi, evre kaymaları ve çapsal zonklama modelleri görülmektedir. Sağ kesimde karşılaştırma için v rengi l= m2, =0 (sürekli), l= m2, =+1 (kesikli),

2 ,

2 =+

l= m (noktalı), l= m1, =0 (kesikli noktalı) ve l= m1, =±1 (kesikli-üç noktalı) modlarının tutulma içi genlik ve evre kayması modelleri görülmektedir (Rodriguez et al., 2004b).

3.3.3 AS Eridani

AS Eridani (AS Eri) (V=8.31^m) Porb=2.6442 yörünge dönemi iyi bilinen yarı-ayrık Algol türü bir sistemdir. Tayf türü A3V, özellikleri 1.92 M ve 1.80 R olan baş bileşenin hala Roche lobunu doldurmadığı bilinmektedir. Yoldaş bileşen ise (K0IV, 0.27 M ve 2.25 R ) bir üst dev olup Roche lobunu doldurmuştur. Bileşenlerin mutlak parlaklıkları sırasıyla Mvpr=1.77^m ve Mvsec=4.18^m’dir (Popper, 1973). Baş bileşenin etrafındaki gaz halkadan gelen salma çizgilerine ilişkin bulgular (Struve

and Huang, 1956) AS Eri’nin bugünkü durumuna açısal momentum kaybı ile evrimleştiğini düşündürmektedir (Eggleton and Kiseleva-Eggleton, 2002). Işık eğrisinde tutulma dışındaki bölgelerde çevrimsel olarak parlaklık değişimleri gözlenen AS Eri’in bileşenleri arasında gaz akışı olabileceği Koch (1960) tarafından önerilmiştir.

AS Eri’nin değişken genlikli ve P=24.39 dak. gibi kısa süreli hızlı zonklamaları, Gamarova et al. (2000) tarafından, örten çift sistemler içerisindeki zonklamaları araştırmak amacıyla yapılan CAN (Central Asian Network) programı kapsamında bulunmuştur (Mkrtichian and Kusakin, 2002). Bu program çerçevesinde dört farklı gözlemevinde dar ve geniş bantlarda gözlemleri yapılan AS Eri’nin ışık eğrisi Şekil 33’te görüldüğü gibidir (Mkrtichian et al., 2004).

Şekil 33 AS Eri’nin çok bölgeli kampanyalardan elde edilmiş V rengi ışık eğrisi (Mkrtichian et al., 2004)

Işık eğrisinden de kolaylıkla görülebileceği gibi, sistemin zonklama genlikleri tutulma derinliklerinin yanında oldukça küçük kalmaktadır. Bu yüzden zonklama gösterdiği uzun süre fark edilemeyen AS Eri’nin ışık eğrisinden tutulmadan kaynaklanan ışık değişiminin çıkarılmasıyla oluşturulmuş zonklaması Şekil 34’de görülmektedir.

Sistemin zaman serisi analizi (time series analysis - TSA) üç tane oldukça belirgin zonklama frekansı olduğunu ortaya çıkarmıştır. Tablo 7’de değerleri verilmiş bu üç frekanstan f1 ve f2’in farklı dalgaboylarındaki genliklerinin normal δ Scuti’lere göre oldukça büyük olması bu zonklamaların büyük n değerli yüksek harmonikler olduklarını göstermektedir (Rodriguez et al., 2004a). Sistemin yörünge eğiminin

≈83

i (Van Hamme and Wilson, 1984) olması, daha önce değinilen örten çift sistemlerdeki mod gözlenebilirlik özelliklerinin kullanılmasını olanaklı kılmaktadır. Dolayısı ile yalnızla l± m =çift modlarının gözlenebileceği sistemde var olan frekansları tanımlayabilmek için

2 gibi yüksek harmonikler olduğu belirlenmiştir. Mod tanısı yüksek genliklerinden dolayı ancak f1 ve f2 frekanslarına yapılabilmiştir (Mkrtichian et al., 2004).

Şekil 34 AS Eri’nin V rengi ışık eğrisinden tutulma ışık değişimlerinin çıkarılması ile elde edilmiş zonklama ışık eğrisi (Mkrtichian et al., 2004).

Tablo 7 AS Eri’nin zaman serisi analizi sonucu elde edilmiş frekansları eğrisi (Mkrtichian et al., 2004).

Frekans

Giuricin et al. (1984) tarafından asenkronize olduğu bildirilen AS Eri, asenkronizasyon ile ilgili ortaya atılan hipotezlerin zonklama özelliğinin de kullanılarak test edilebileceği bir sistem olabilir. Popper (1973) çalışması ile baş bileşene ait elde edilen vsini≈35 km/s dönme hızı (Prot=2.268 gün) ve yörünge hızı v_sync =29.8 km/s (Van Hamme and Wilson, 1984) sayesinde sistemin tayfsal asenkronizasyon oranı

17 . 1 ) (A =

F olarak belirlenmiştir (Mkrtichian et al., 2004).

Her ne kadar düşük S/N oranından dolayı zonklama modu belirlenmemiş olsa da f3 frekansı hakkında bir tahmin yapılabilir. f2 ve f3

arasındaki frekans farkının (∆f = f₂ − f₃ =0.8888), bileşenin tayfsal olarak belirlenmiş dönme döneminden elde edilen dönme frekansının ( f_rot =0.441) yaklaşık iki katı olması f3 frekansının 0n l, ,m=6,2, modu olma olasılığına işaret etmektedir (Bkz. Şekil 35). Eğer bu olasılığın doğru olduğu kabul edilirse 3.2.1 bölümünde elde edilen (23)-(27) eşitlikleri sayesinde asterosismik olarak sistemin dönme dönemi ve asenkronizasyon oranı belirlenebilir. Bu durumda

mfrot

f =±

∆ (37)

olduğundan sistemin dönme frekansı;

d

olarak bulunur. Dolayısı ile asterosismik asenkronizasyon oranı;

184F(A)=P_orb/P_rot ≈1. (40)

olarak bulunur. Bu ise yaklaşık olarak tayfsal olarak bulunan asenkronizasyon oranı ile aynı değeri vermektedir. Fakat asterosismik asenkronizasyon oranı değerinin doğrulanması için f3 frekansının tahmin edilen modunun ışıkölçümsel olarak doğrulanması gerekmektedir.

Şekil 35 AS Eri’nin zonklama spektrumu. Ok ile işaret edilen bölgeler f2 ve f3 frekansı arsındaki ilişkiye dikkat çekmektedir (Mkrtichian, 2005).

4. SONUÇ

Bu çalışmada Mkrtichian et al. (2003) tarafından “A-F tayf türünde, kütle artırımı gösteren zonklayan anakol yıldızı bileşenli yarı-ayrık Algol tipi sistemler” olarak sınıflandırılma önerisi sunulan oEA (oscillating Eclipsing Algols) yıldızları incelenmiştir. Evrimsel olarak Algol türü örten çift sistemlerde zonklayan bileşenlerin incelenmesinden bu yana bu tür sistemlerin sayıları hızla artmaktadır. oEA türü sistemlerin gözlemleri için yapılan CAN (Central Asian Network) kampanyaları bu listeye sürekli yeni sistemler eklemektedir.

Bu bağlamda oEA türü sistemler iki ana çerçeve içerisinde ele alınmıştır. Bu sistemler kütle aktarımı gösterdiğinden, çift yıldız evrimi ile olan sıkı ilişkilerine değinilmiştir. Çift yıldız evriminin günümüz sorunları ve oEA yıldızlarının bu sorunlarla ilgili yeni yanıtlar verip veremeyeceği tartışılmıştır. Zonklama ve kütle aktarımı arasındaki doğrudan ilişkinin ortaya konulması en azından sorunun anlaşılmasına ve dolayısı ile daha iyi belirlenmiş sınırlar içerisinde çözüm aranmasına olanak sağlayacaktır. Bu sayede oEA türü sistemlerin gözlemleri ile elde edilebilecek dönem değişimi P&/P değerlerinin bu sorunların çözümleri için gerekecek anahtarları sağlayacağı düşünülmektedir.

İkinci olarak, oEA türü sistemlerin doğası gereği faydalanılabilecek bazı gözlemsel kolaylıklar ve geliştirilebilecek yöntemler ele alınmıştır. Sistemlerin örten çift olması asterosismolojinin önemli sorunlarından biri olan mod tanısını kolaylaştırmaktadır.

Sistemlerin yörünge eğiminin genellikle i~90^o olması _l dereceli bir modun N= l2 +1 bileşen sayısını neredeyse yarıya düşürerek 1N= l+

tanesinin gözlenebilir olmasını sağlamaktadır. Bunun yanı sıra sistemin tutulma geometrik özellikleri kullanılarak mod tanısına yeni bir boyut katılmaktadır. Bu sayede sistemin bileşenlerinden birinin diğer bileşeninin yüzeyini süpüren bir dönemli geometrik uzaysal filtre (PSF) gibi kullanımı olanaklı olmaktadır (Mkrtichian et al., 2005).

Bu sayede elde edilecek daha fazla modun günümüz astrofiziğinin önemli sorunlarından asenkronizasyon problemini daha anlaşılır kılacağı düşünülmektedir. oEA türü sistemlerin kullanılması ile asenkronizasyon probleminin çözümü için ortaya atılan hipotezlerin denetlenmesi olanaklı hale gelecektir. Günümüzde örten çift sistemler içindeki zonklayan bileşenler üzerine yapılan çalışmaların çoğu bileşenin zonklama dönemi ile sistemin yörünge dönemi arasında olabilecek bir senkronizasyon öngörmektedir. oEA türü sistemlerde daha fazla frekans gözlemi ve frekansların ilişkin olduğu modların tanısının daha kolay olması bu hipotezin de denetlenebilmesini kolaylaştıracak gibi göstermektedir.

oEA türü sistemler içerisinde yeni keşfedilmesine karşın en fazla çalışılmış üyelerden RZ Cas, AB Cas ve AS Eri ortaya birçok bulgunun konmasına yardımcı olmuştur. RZ Cas’ın hem tayfsal hem de ışıkölçümsel gözlemleri sistemdeki ani zonklama dönemi değişikliklerini ortaya çıkarmıştır. Bu tür değişimlerin, RZ Cas’ın radyo gözlemlerinden aktif olduğu bilinen manyetik tetiklemesi ile oluşan hızlı kütle aktarımı evrelerinden kaynaklandığı düşünülmektedir. Bu tür bir senaryonun RZ Cas’ta gözlenen asenkronizasyonun da sorumlusu olduğu düşünülmektedir. (Rodriguez et al., 2004a).

Işıkölçümsel olarak belirlenen m1 ve c1 gözlemleri sayesinde evrimleşmiş olduğu düşünülen AB Cas’ın uzun dönemli gözlem ve

gözlem kampanyalarından elde edilen P&/P değerleri de bu savı doğrular niteliktedir. Zonklayan bir sistem olduğu yeni bulunan AS Eri’nin, mod gözlenebilirlik özellikleri kullanılarak iki modun kolaylıkla belirlenmesi oEA türü sistemlerin önemini bir kez daha vurgulamaktadır.

Fakat daha önce de değinildiği gibi çift yıldız evrim modellerinde kütle aktarım oranları değerleri hala sorunludur. Bileşenler arası ortamın karmaşık fiziği kütle aktarım oranlarının modellenmesini oldukça

Fakat daha önce de değinildiği gibi çift yıldız evrim modellerinde kütle aktarım oranları değerleri hala sorunludur. Bileşenler arası ortamın karmaşık fiziği kütle aktarım oranlarının modellenmesini oldukça