(YÜKSEK LSANS TEZ)
KMYASAL TUHAF YILDIZLARIN METAL BOLLUKLARININ GÖZLEMSEL ÖZELLKLER
ÜZERNE ETKS VE YAYILMA
MEKANZMASININ VERMLL ÜZERNE Suzan DOAN
Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dal
Bilim Dal Kodu: 402.02.01 Sunu Tarihi: 17.01.2008
Tez Danman: Prof. Dr. Mutlu YILDIZ
Bornova-ZMR
Suzan Do÷an tarafÕndan YÜKSEK LøSANS tezi olarak sunulan
“Kimyasal Tuhaf Yldzlarn Metal Bolluklarnn Gözlemsel Özellikler Üzerine Etkisi Ve Yaylma Mekanizmasnn Verimlili÷i Üzerine” baúlÕklÕ bu çalÕúma E.Ü. Lisansüstü E÷itim ve Ö÷retim Yönetmeli÷i ile E.Ü. Fen Bilimleri Enstitüsü E÷itim ve Ö÷retim Yönergesi’nin ilgili hükümleri uyarÕnca tarafÕmÕzdan de÷erlendirilerek savunmaya de÷er bulunmuú ve 17.01.2008 tarihinde yapÕlan tez savunma sÕnavÕnda aday oybirli÷i/oyçoklu÷u ile baúarÕlÕ bulunmuútur.
Jüri Üyeleri: ømza
Jüri Baúkan : Prof. Dr. E. Rennan Pekünlü Raportör Üye: Prof. Dr. Mutlu Yldz
Üye : Prof. Dr. Hüseyin Erbil
ÖZET
KøMYASAL TUHAF YILDIZLARIN METAL BOLLUKLARININ GÖZLEMSEL ÖZELLøKLER ÜZERøNE ETKøSø VE YAYILMA
MEKANøZMASININ VERøMLøLøöø ÜZERøNE DOöAN, Suzan
Yüksek Lisans Tezi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Tez Yöneticisi: Prof. Dr. Mutlu YILDIZ
Ocak 2008, 63 Sayfa
Bu çalÕmada kimyasal tuhaf yÕldÕzlarÕn bir alt sÕnÕfÕ olan HgMn yÕldÕzlarÕnda yayÕlma ileminin, yÕldÕzlarÕn fiziksel parametrelerine balÕlÕÕ aratÕrÕlmÕtÕr. HgMn yÕldÕzlarÕnÕn Civa ve Mangan bolluklarÕnÕn öncelikle parlaklÕk ve renkle olan deiimi incelenmitir. Bu incelemelere göre Civa bolluu renk-parlaklÕk diyagramÕnda kÕrmÕzÕ tarafa doru artmaktadÕr, Mangan bolluu ise Civa’nÕn tersine azalmaktadÕr. AyrÕca Civa bolluunun salt parlaklÕk arttÕkça azalma eiliminde olduu görülmütür.
kinci olarak, yayÕlma ileminin yÕldÕzlarÕn temel özellikleri ile olan ilikisini aratÕrmak için modeller aracÕlÕÕyla tek HgMn yÕldÕzlarÕnÕn temel özellikleri (kütle, yarÕçap, ya, etkin sÕcaklÕk, ÕÕnÕmgücü ve bolometrik düzeltme) hesaplanmÕ ve element bolluklarÕnÕn yÕldÕz kütlesi, yaÕ ve sÕcaklÕÕ ile olan deiimi aratÕrÕlmÕtÕr. Bu incelemelerden, özellikle Civa bolluklarÕnÕn zamanla artma eiliminde olduu görülmütür.
AyrÕca yÕldÕz kütlesi ve etkin sÕcaklÕÕ arttÕkça Civa bolluklarÕ azalma göstermektedir.
Mangan bolluklarÕ ise temel özelliklerden baÕmsÕz gibi görünmektedir.
Kuramsal B-V deerleri ile gözlemsel B-V deerleri karÕlatÕrÕlarak HgMn yÕldÕzlarÕnÕn, modellerin (normal yÕldÕzlarÕn) sahip olduu (B-V)-Te ilikisinden farklÕ bir ilikiye sahip olduu bulunmu, bir HgMn yÕldÕzÕnÕn aynÕ sÕcaklÕktaki bir modele (normal bir yÕldÕza) göre daha kÕrmÕzÕ olacaÕ sonucu elde edilmitir.
Anahtar sözcükler: Kimyasal tuhaf yÕldÕzlar, HgMn yÕldÕzlarÕ, yayÕlma, element bolluklarÕ.
ABSTRACT
ON THE EFFECT OF METAL ABUNDANCES ON THE OBSERVATIONAL PROPERTIES OF CHEMICALLY PECULIAR
STARS AND EFFICIENCY OF DIFFUSION MECHANISM DOöAN, Suzan
MSc in Astronomy and Space Science Supervisor: Professor Mutlu YILDIZ
January 2008, 63 pages
In this dissertation, dependence of diffusion process on physical parameters in HgMn stars, which are the subgroup of Chemically Peculiar stars, is studied. First, the change of Mercury and Manganese abundances of HgMn stars with absolute magnitude and color are investigated. Mercury abundances increase through the red regions of Color-Magnitude diagram. Contrary to Mercury abundances, Mangan abundances decreases through the red regions of Color-Magnitude diagram.
Secondly, fundamental parameters (mass, radius, luminosity, age, effective temperature and bolometric correction) of single HgMn stars are calculated by using models to research a relation between diffusion mechanism and fundamental parameters. The change of element abundances with stellar mass, age and temeperature is investigated. It’s seen that Mercury abundances tend to increase with time. This result is in good agreement with diffusion theory. Also, Mercury abundances tend to decrease with increasing stellar mass and temperature. No exact correlation is confirmed between Mn abundance and fundamental parameteres of HgMn stars.
By comparing theoretical B-V values with observational B-V values, it’s found that HgMn stars have different (B-V)-Te relation from that of the models (normal stars).
HgMn stars seem to be redder than the models (normal stars) which have the same effective temperature.
Keywords: Chemically peculiar stars, HgMn stars, diffusion, element abundances.
TEùEKKÜR
Bu çalÕúma sürecinde bilgi ve görüúlerinden yararlandÕ÷Õm Tez DanÕúmanÕm Prof. Dr. Mutlu YILDIZ’a ve yüksek lisans ö÷renimim boyunca maddi destek veren Türkiye Bilimsel ve Teknolojik AraútÕrma Kurumu’na (Proje No:104T138) teúekkür ederim.
XI
ÇNDEKLER
Sayfa
ÖZET……….V
ABSTRACT………...VII
TEùEKKÜR……….………IX
1. GøRøù……….1
2. KøMYASAL AÇIDAN TUHAF YILDIZLAR……….4
2.1 Genel Özellikler ………..………... 5
2.2 YayÕlma KuramÕ………..9
3. CøVA-MANGAN (HgMn) YILDIZLARI………... 14
3.1 HgMn YÕldÕzlarÕnÕn Gözlemsel Özellikleri………14
3.2 YayÕlma øúleminin Salt ParlaklÕk ve B-V’ye Ba÷lÕlÕ÷Õ ... 23
3.2.1 Civa bollu÷unun (B-V) rengine ba÷lÕlÕ÷Õ………... 25
3.2.2 Civa bollu÷unun salt parlaklÕ÷a ba÷lÕlÕ÷Õ………29
3.2.3 Mangan bollu÷unun (B-V) rengine ba÷lÕlÕ÷Õ…………... 30
XII
ÇNDEKLER (devam)
Sayfa
3.2.4 Mangan bollu÷unun salt parlaklÕ÷a ba÷lÕlÕ÷Õ…………... 32
4.HgMn YILDIZLARININ EVRøM DURUMLARI VE YAYILMA øùLEMø………...35
4.1 Kimyasal Tuhaf YÕldÕzlarÕnÕn Evrim DurumlarÕ…………...35
4.2 HgMn YÕldÕzlarÕnÕn Evrim DurumlarÕ………...36
4.3 Civa ve Mangan BolluklarÕnÕn Zamana Ba÷lÕlÕ÷Õ………… 37
5. HgMn YILDIZLARININ TEMEL ÖZELLøKLERø………...39
5.1 YayÕlma øúleminin Kütle, Yaú ve SÕcaklÕ÷a Ba÷lÕlÕ÷Õ………42
5.2. HgMn YÕldÕzlarÕnÕn Renkleri………48
6. SONUÇLAR………51
YARARLANILAN KAYNAKLAR………55
ÖZGEÇMøù……….63
XIII
ùEKøLLER DøZøNø
ùekil Sayfa
3.1 HgMn yldzlarnn Renk-Parlaklk Diyagram…..………24
3.2 HgMn yldzlar için B-V’ye karú Civa bolluklar……….27
3.3 HgMn yldzlarnn salt parlaklklarna
karú Civa bolluklar……….…29
3.4 Mangan bollu÷u saptanmú olan HgMn
yldzlarnn renk-parlaklk diyagram………….………...31
3.5 HgMn yldzlarnn B-V’sine karúlk
Mangan bolluklar………..………32
3.6 Salt parlakl÷a karú Mangan bolluklar……….…………33
4.1 Schaller’in z=0.02 için elde etti÷i evrim yollar ve
HgMn yldzlar………..……37
4.2 HgMn yldzlar ve t=224 my izokronu……….…………38
5.1 B-V’den bulunan kütlelere karú Civa bolluklar……...42
5.2 Scaklktan bulunan kütlelere karú Civa bolluklar…..….43
5.3 B-V’den bulunan yaúlara karú Civa bolluklar………..…44
XIV
ùEKøLLER DøZøNø (Devam)
ùekil Sayfa
5.4 Etkin scaklktan bulunan yaúlara karú Civa bolluklar.…45
5.5 Modellerden hesaplanan etkin scaklklara
karú Civa bolluklar………...46
5.6 Farkl çalúmalarda tayf gözlemlerinden elde edilmiú olan etkin scaklklara karú Civa bolluklar………...……47 5.7 HgMn yldzlarnn modelden hesaplanan ve
gözlemlerden elde edilen B-V renklerinin
karúlaútrlmas………...……48
XV
ÇøZELGELER DøZøNø
Çizelge Sayfa
2.1 Kimyasal açdan tuhaf yldzlar için Preston’un
yapt÷ snflandrma……….... ...7
3.1 HgMn yldzlarnn farkl çalúmalarda gözlemsel
yollardan elde edilmiú olan özellikleri………..….18
3.2 Çift çizgili tayfsal çift sistem oldu÷u bilinen HgMn yldzlarnn literatürde bulunan úk oranlar
ve bileúenlerin ayrútrlmú parlaklklar...26
3.3 HgMn yldzlarnda farkl salt parlaklk aralklarnda
Civa bollu÷unun (B-V)’ ye ba÷ll÷……….…….…28
3.4 HgMn yldzlarnda farkl B-V aralklarnda Civa
bollu÷unun salt parlakl÷a ba÷ll÷……….…..30 3.5 HgMn yldzlarnda farkl salt parlaklk
aralklarnda Mangan bollu÷unun B-V’ye ba÷ll÷….….….34
3.6 HgMn yldzlarnda farkl B-V aralklarnda
Mangan bollu÷unun salt parlakl÷a ba÷ll÷………….……34
5.1 HgMn yldzlarnn salt parlaklk ve B-V
de÷erlerinden hesaplanan temel özellikleri………..….40
XVI
ÇøZELGELER DøZøNø (Devam)
Çizelge Sayfa
5.2 HgMn yldzlarnn salt parlaklk ve tayf çalúmalarndan elde edilen etkin scaklk de÷erlerinden hesaplanan
temel özellikleri………...41
1. GøRøù
Günümüzden yaklaúÕk olarak iki yüzyÕl öncesine kadar Güneú’i ve di÷er yÕldÕzlarÕ oluúturan maddeye iliúkin hiçbir bilgimiz yoktu. Güneú’in hangi elementlerden oluútu÷una dair ilk çalÕúmalar 18. yüzyÕlÕn baúlarÕnda ünlü fizikçi Fraunhofer’Õn yapmÕú oldu÷u tayfsal gözlemlerdir.
1857 yÕlÕnda Kirchhoff ve Bunsen’in, günümüzde Kirchoff yasalarÕ olarak bilinen, maddenin ÕúÕnÕmla etkileúimine dair deneysel yollarla elde ettikleri üç yasanÕn bulunmasÕnÕn ardÕndan Güneú’te bulunan elementlere dair ilk bilgiler türetildi.
Bugün biliyoruz ki, yÕldÕzlar çok büyük oranda Hidrojen’den oluúmaktadÕr. Hidrojen’den sonra en bol bulunan element ise Helyum’dur. Kimyasal içeri÷ini en iyi bildi÷imiz yÕldÕz olan Güneú’in atmosferinin yaklaúÕk olarak %74’ü Hidrojen, %25’i Helyum’dan oluúmaktadÕr. Geri kalan yaklaúÕk %2’lik kÕsmÕnÕ ise baúta Oksijen (O), Karbon (C), Azot (N), Silisyum (Si) olmak üzere a÷Õr elementler oluúturur. Di÷er yÕldÕzlarÕn kimyasal içeri÷i ise ço÷unlukla Güneú’inki ile benzer kabul edilir.
YÕldÕzlarÕn kimyasal içeri÷ine iliúkin do÷rudan bilgi türetmenin yegane yolu tayfsal gözlemlerdir. YÕldÕz tayflarÕ sürekli bir zemin üzerinde pek çok karanlÕk çizgiler (ya da bantlar) ile bazen parlak çizgilerden oluúur. Bu çizgiler bize yÕldÕzda bulunan elementler ve bunlarÕn miktarÕna iliúkin bilgiler sunar. Gözlenen tayf çizgilerinin, elementlerin laboratuvarda elde edilmiú çizgileri ile karúÕlaútÕrÕlmasÕ yoluyla hangi çizginin hangi elemente ait oldu÷unu tespit etmek mümkündür. Ancak yÕldÕzlarda element bolluklarÕnÕ belirlemenin
oldukça zor bir süreç oldu÷unu da belirtmek gerekir. Günümüzde birçok yÕldÕzÕn yüksek çözünürlüklü tayflarÕ elde edilebilmekte, böylelikle element bolluklarÕna iliúkin bilgilerimiz gün geçtikçe hem nicelik hem de nitelik olarak artmaktadÕr.
YÕldÕzlar, tayflarÕnda görülen elementlere ve bunlarÕn çizgi ye÷inliklerine göre alt sÕnÕflara ayrÕlÕrlar ve her tayf türünün kendine özgü birtakÕm özellikleri vardÕr. Ancak, bazÕ yÕldÕzlarÕn tayflarÕnda aynÕ tayf türünden yÕldÕzlarÕn tayflarÕna göre elementten elemente farklÕlaúmalar gözlenmektedir. Bunlar A ve B-tipi yÕldÕzlar olup tayflarÕnda bazÕ elementlerin çizgileri normal A ve B yÕldÕzlarÕnda gözlenenlere göre çok daha úiddetlidir. Bu yÕldÕzlar Kimyasal Açıdan Tuhaf Yıldızlar olarak adlandÕrÕlÕrlar. Kimyasal tuhaf yÕldÕzlarÕn tayflarÕndaki úiddetli çizgilerin, elementlerin yÕldÕz yüzeyinde birikmiú olmasÕndan kaynaklandÕ÷Õ düúünülmektedir ve Michaud (1970) tarafÕndan geliútirilen yayÕlma (difüzyon) kuramÕ bu durumu açÕklayabilen biricik kuramdÕr.
1970’li yÕllardan bugüne kadar kimyasal tuhaf yÕldÕzlarda yayÕlma iúlemine iliúkin birçok kuramsal çalÕúma yapÕlmÕútÕr. Bu çalÕúmalarda farklÕ elementlerin difüzyon hesaplarÕ yapÕlmÕú, tuhaf yÕldÕzlarda gözlenen bolluk tuhaflÕklarÕnÕn yayÕlma iúlemi ile oluúturulup oluúturulamayaca÷Õ tartÕúÕlmÕú ve bu tuhaflÕklarÕn gözlenebilmesi için gerekli zaman ölçekleri hesaplanmÕútÕr. Bu çalÕúmalara Michaud (1970), Michaud ve ark. (1974), Alecian (1986), Babel (1993), Seaton (1999), Turcotte (2003), Alecian ve Stift (2006) örnek verilebilir.
Literatürde kuramsal çalÕúmalarÕn yanÕ sÕra tuhaf yÕldÕzlarÕn tayf analizinden element bolluklarÕnÕn saptandÕ÷Õ birçok gözlemsel çalÕúma da yer almaktadÕr. Drake ve ark. (2005), Dolk ve ark. (2003), Dworetsky (2004), Woolf ve Lambert (1999), Adelman (1990, 1996) ve Ryabchikova (1998) bunlardan birkaçÕdÕr. Bu tezde kullanÕlan gözlemsel veriler büyük oranda bu kaynaklardan alÕnmÕútÕr.
Tuhaf yÕldÕzlara iliúkin pek çok gözlemsel verinin bulunmasÕ bize yayÕlma kuramÕnÕ test etme ve kuramsal hesaplamalara iliúkin birtakÕm kÕstaslar koyma olana÷Õ verir. Buradan yola çÕkÕlarak bu çalÕúmada kimyasal tuhaf yÕldÕzlarÕn bir alt sÕnÕfÕ olan Civa-Mangan (HgMn) yÕldÕzlarÕ ele alÕnmÕú ve bu yÕldÕzlarda yayÕlma iúleminin yÕldÕzlarÕn fiziksel parametrelerine ba÷lÕlÕ÷ÕnÕ incelemek amaçlanmÕútÕr. ÇalÕúmanÕn ilk aúamasÕnda gözlemsel verilerden yola çÕkÕlarak birtakÕm iliúkiler türetmek hedeflenirken, ikinci aúamasÕnda gözlemsel veriler ile modellerden elde edilen özellikler arasÕnda bir iliúki olup olmadÕ÷Õ araútÕrÕlmÕútÕr. Bu ba÷lamda yayÕlma iúleminin zamana ba÷lÕlÕ÷ÕnÕ araútÕrmak, tuhaf yÕldÕzlarda element bolluklarÕndan yÕldÕzÕn yaúÕna iliúkin bilgi türetmek açÕsÕndan büyük önem taúÕr. økinci bölümde kimyasal tuhaf yÕldÕzlar ve yayÕlma iúlemi ile ilgili olarak gerekli görülen bilgilerin verilmesinin ardÕndan, üçüncü bölümde HgMn yÕldÕzlarÕnÕn farklÕ çalÕúmalarda elde edilmiú olan gözlemsel özellikleri (parlaklÕk, Civa ve Mangan bolluklarÕ, sÕcaklÕk vd.) derlenmiú ve ilk olarak element bolluklarÕnÕn salt parlaklÕk ve renk ile de÷iúimi incelenmiútir. Dördüncü bölümde Schaller’in (1992) yÕldÕz modelleri kullanÕlarak HgMn yÕldÕzlarÕnÕn evrim durumlarÕ ve bolluklarÕn zamana ba÷lÕlÕ÷Õ incelenmiútir. Beúinci bölümde HgMn yÕldÕzlarÕnÕn gözlemsel
özelliklerinden YÕldÕz (2007) tarafÕndan elde edilen modeller aracÕlÕ÷Õyla kütle, yaú, sÕcaklÕk gibi temel özellikleri hesaplanmÕú ve yayÕlma iúleminin bu özelliklere ba÷lÕ olup olmadÕ÷Õ araútÕrÕlmÕútÕr. Gözlemsel verilerle kuramsal sonuçlar karúÕlaútÕrÕlÕrken yÕldÕzlarÕn i) B-V rengi, ii) etkin sÕcaklÕ÷Õ dikkate alÕnmÕútÕr. AyrÕca HgMn yÕldÕzlarÕnÕn normal yÕldÕzlardan farklÕ (B-V)-Te iliúkisine sahip olduklarÕ bulunmuútur. Son olarak altÕncÕ bölümde, elde edilen sonuçlar özetlenmiútir.
2. KøMYASAL AÇIDAN TUHAF YILDIZLAR
2.1. Genel Özellikler
Erken tayf türünden yÕldÕzlarÕn bazÕlarÕnÕn tayflarÕna bakÕldÕ÷Õnda aynÕ tayf türünden yÕldÕzlarÕn tayflarÕna göre birtakÕm farklÕlÕklar gösterdi÷i bilinmektedir. Bunlar A ve B-tipi yÕldÕzlar olup tayflarÕnda kimi elementlerin çizgileri aynÕ tayf türünden normal yÕldÕzlarda gözlenenlere göre çok úiddetlidir. BazÕ a÷Õr elementler ve nadir toprak elementlerinin (Sr, Eu, Cr, Y) beklenenden çok daha úiddetli çizgilerini veren bu yÕldÕzlar, kimyasal açÕdan tuhaf yÕldÕzlar ya da kÕsaca CP (chemically peculiar) yÕldÕzlarÕ olarak adlandÕrÕlÕr (Preston, 1974).
Çizgi ye÷inliklerinin yüksek olmasÕ ile ilgili olarak yapÕlabilecek ilk yorum, yüksek ye÷inliklerin bu elementlerin bu yÕldÕzlarda bol bulunmasÕndan kaynaklandÕ÷Õ úeklinde olacaktÕr. Ancak çizgi ye÷inliklerindeki fazlalÕklardan yÕldÕzÕn element bollu÷unu sorumlu tutmak, bu yÕldÕzlarda söz konusu elementlerin normal bir yÕldÕzdakinden 10 000 – 100 000 kat daha fazla olmasÕnÕ beklemek anlamÕna gelir ki, bu da pek olasÕ bir durum gibi görünmemektedir. Bu durumda tayf çizgilerindeki tuhaflÕklarÕn, úiddetli çizgi veren elementlerin büyük olasÕlÕkla yÕldÕz yüzeyinde bazÕ bölgelerde birikmiú olmalarÕndan kaynaklandÕ÷Õ düúünülmektedir (Michaud, 1970). YayÕlma (difüzyon) kuramÕ tuhaf yÕldÕzlarÕn yüzeyindeki homojen olmayan element da÷ÕlÕmÕnÕ oldukça iyi açÕklamaktadÕr.
AyrÕca küme üyesi olan tuhaf yÕldÕzlarÕn da gözlenmiú olmasÕ bu yÕldÕzlarda farklÕ evrimsel süreçlerin iúledi÷inin bir göstergesidir (Bkz.
Preston, 1974; Young ve Martin, 1973; Hubrig ve Schwan, 1991).
Çünkü tuhaf yÕldÕzlarÕn yüzeylerindeki kimyasal içerik kümenin di÷er üyelerinden farklÕlÕklar göstermektedir. Oysa küme yÕldÕzlarÕ aynÕ anda ve aynÕ ham maddeden oluútuklarÕndan, aynÕ veya çok benzer kimyasal içeri÷e sahip olmalarÕ beklenir. O halde tuhaf yÕldÕzlarda beliren bu farklÕlÕklar büyük olasÕlÕkla bir takÕm fiziksel süreçlerle sonradan oluúmaktadÕr.
Keúfedilen ilk kimyasal tuhaf yÕldÕz A tayf türünden bir tek yÕldÕz olan CVn’dir. Antonio Mauri 1897’de bu yÕldÕzÕn tayfÕnda daha önce hiçbir A yÕldÕzÕnÕnÕn tayfÕnda görülmemiú türden tuhaf çizgiler gözlemledi (Wolff, 1983; Pöhnl ve ark, 2003). Bu yÕldÕzÕn tayfÕnda bir kez iyonlaúmÕú Silisyum (Si II) çizgileri çok úiddetli, Potasyum (K) çizgileri ise çok zayÕftÕ. Bundan sonra acayip tayflÕ baúka A yÕldÕzlarÕ da keúfedilince bu tip yÕldÕzlar CVn türü yÕldÕzlar ya da Ap (A-peculiar, tuhaf A) yÕldÕzlarÕ olarak adlandÕrÕlmaya baúlandÕ. 1913 yÕlÕnda Belopolski CVn’nin tayf çizgilerinin úiddetinin zamanla de÷iúim gösterdi÷ini, hatta kimilerinin bazen görünüp bazen kayboldu÷unu gözlemledi. Sonraki gözlemler úiddetleri de÷iúim gösteren çizgilerin Krom (Cr), Stronsiyum (Sr), Öropyum (Eu) gibi nadir toprak elementlerine ait oldu÷unu ortaya koydu. Daha sonra bu tür anomalilerin yalnÕzca A tayf türünden de÷il, bazÕ B tayf türünden yÕldÕzlarda da görüldü÷ü ortaya çÕkmÕútÕr. BunlarÕn yanÕnda demir grubu elementlerin úiddetli çizgilerini içeren baúka bir tuhaf yÕldÕz grubu daha keúfedildi ve bunlar Am/Fm (metalik A/F) yÕldÕzlarÕ olarak sÕnÕflandÕrÕldÕ (Wolff, 1983; Romanyuk, 2007).
D2
D2
D2
Tablo 2.1. Kimyasal açÕdan tuhaf yÕldÕzlarÕn etkin sÕcaklÕklarÕ, tayf türleri ve manyetik yapÕlarÕ gözönünde bulundurularak Preston (1974) tarafÕndan yapÕlan sÕnÕflandÕrma.
Tablo Kurtz ve Martinez’in (2000) ortaya koydu÷u bazÕ küçük de÷iúiklikler dikkate alÕnarak Romanyuk (2007) tarafÕndan güncellenmiútir.
Etkin sÕcaklÕk (K) Manyetik yÕldÕzlar Manyetik olmayan yÕldÕzlar
7 000 - 10 000 Ap SrCrEu
A3-F0
Am, O Boo A0-A1
10 000 - 14 000 Ap Si
B8-A2
Ap HgMn B6-B9
13 000 - 18 000 Helyumca fakir Si, SrTi B3-B7
Helyumca fakir PGa B4-B5
18 000 - 22 000 Helyumca zengin B1-B2
1970’li yÕllarda bu yÕldÕzlarda görülen tayfsal tuhaflÕklarÕn nedeni açÕklÕ÷a kavuúmaya baúladÕ. Tuhaf yÕldÕzlarÕn tayflarÕnda görülen úiddetliçizgiler, bu yÕldÕzlarÕn yüzeylerinde birtakÕm fiziksel süreçler sonucu kimyasal tuhaflÕklar oluúmasÕndan kaynaklanÕyordu (Michaud, 1970). Buradan yola çÕkarak Preston (1974) bu yÕldÕzlarÕ CP yÕldÕzlarÕ (Chemically Peculiar- Kimyasal açÕdan tuhaf) olarak adlandÕrdÕ ve tayfÕnda tuhaflÕklar gösteren tüm yÕldÕzlarÕ bu isim altÕnda topladÕ (Romanyuk, 2007).
Günümüze kadar kimyasal açÕdan tuhaf yÕldÕzlara iliúkin birçok sÕnÕflandÕrma yapÕlmÕútÕr. Genel olarak bakÕldÕ÷Õnda kimyasal tuhaf yÕldÕzlar manyetik yapÕlarÕna ve tayfta úiddetli çizgi veren elementlere göre alt sÕnÕflara ayrÕlÕrlar. Bu sÕnÕflar ço÷unlukla úiddetli çizgi veren elementin adÕnÕ alÕrlar. Si, SrCrEu, HgMn yÕldÕzlarÕ gibi. Bununla birlikte
her grubun belirli etkin sÕcaklÕk aralÕklarÕnda yer aldÕ÷Õ görülür. Tuhaf yÕldÕzlarÕn etkin sÕcaklÕk ve manyetik alan durumlarÕ göz önünde tutularak Preston (1974) tarafÕndan yapÕlan sÕnÕflandÕrma Kurtz ve Martinez’in (2000) yaptÕ÷Õ bazÕ küçük de÷iúiklikler de dikkate alÕnarak Tablo 2.1’de gösterilmektedir (Romanyuk, 2007).
Bununla birlikte kimyasal tuhaf yÕldÕzlar için Preston’un (1974) yapmÕú oldu÷u bir di÷er adlandÕrma da yaygÕn biçimde kullanÕlmaktadÕr:
x CP1: Am yÕldÕzlarÕ (Metal çizgili yÕldÕzlar) x CP2: Manyetik Ap ve Bp yÕldÕzlarÕ
x CP3: HgMn yÕldÕzlarÕ
x CP4: Helyumca fakir B yÕldÕzlarÕ
Tuhaf yÕldÕzlarÕn bazÕ alt sÕnÕflarÕnda manyetik alan úiddetleri oldukça yüksektir. A ve B tayf türünden normal yÕldÕzlarda manyetik alan úiddetleri 150 Gauss’u geçmezken, Ap/Bp yÕldÕzlarÕnda 1000-10000 Gauss arasÕnda de÷iúir (Landstreet, 1982). Yer ve Güneú yüzeyindeki manyetik alan 1 Gauss ve güneú lekelerinde ise 1000 Gauss mertebesindedir. Bu de÷erlerle karúÕlaútÕrÕldÕ÷Õnda Ap/Bp yÕldÕzlarÕnÕn ne denli kuvvetli manyetik alanlara sahip oldu÷u anlaúÕlabilir. Bunlarla birlikte ölçülebilir manyetik alanlara sahip olmayan tuhaf yÕldÕzlar da vardÕr (örn. Am, HgMn yÕldÕzlarÕ).
A ve B türü yÕldÕzlar arasÕnda kimyasal açÕdan tuhaflÕklar gösteren yÕldÕz oranÕ epeyce fazladÕr. Tuhaf yÕldÕz oranÕ tayf türlerine göre de÷iúmekle birlikte genel olarak bakÕldÕ÷Õnda erken tip yÕldÕzlarÕn
%25’nin CP yÕldÕzÕ oldu÷u görülmektedir (Smith, 1996). Bu oran A6 tayf türünde %50’yi aúÕp maksimum de÷erine ulaúmaktadÕr. Tuhaf yÕldÕzlarÕn
derlendi÷i en genel katalog Renson ve ark.’Õn 1991’de oluúturduklarÕ
“Ap/Bp ve Am/Fm YÕldÕzlarÕ Katalo÷u” dur. Bu katalogda yaklaúÕk 6700 yÕldÕz ve bu yÕldÕzlarÕn bazÕ gözlemsel özellikleri bulunmaktadÕr.
2.2. YayÕlma KuramÕ
Tuhaf yÕldÕzlarda bazÕ elementler yÕldÕz yüzeyinde homojen olmayan bir da÷ÕlÕm gösterirler. YukarÕda belirtti÷imiz gibi, bu homojen olmayan yapÕyÕ en iyi yayÕlma kuramÕ açÕklar. YÕldÕzlarda yayÕlma iúlemi genel olarak, (i) homojenleúme, (ii) sÕcaklÕk gradyenti, (iii) basÕnç gradyenti ve (iv) ÕúÕnÕmsal sürüklenme olmak üzere dört olguya dayanÕr.
Bunlardan ilki, günlük hayatÕmÕzda da karúÕlaútÕ÷ÕmÕz bir olgudur. Bir odanÕn bir köúesine parfüm sÕktÕ÷ÕmÕzÕ düúünelim. Parfüm odanÕn di÷er bölgelerine de yayÕlacak ve bir süre sonra odanÕn içindeki da÷ÕlÕmÕ homojen hale gelecektir. Köúeye sÕkÕlmÕú olan parfümün kokusu odanÕn her yerinden alÕnabilecektir. Bu olay homojenleúmenin sÕk rastlanan örne÷idir.
økinci olarak, sÕcaklÕk gradyentinin yayÕlmayÕ nasÕl etkiledi÷ini görebilmek için ortamÕn sÕcaklÕ÷Õ ile ortamda bulunan parçacÕklarÕn hÕzlarÕ arasÕndaki iliúkiye bakmak gerekir. Bir ortamda parçacÕk baúÕna düúen ÕsÕsal kinetik enerjiyi ortamÕn sÕcaklÕ÷Õ belirler. Her bir parçacÕ÷Õn sahip oldu÷u kinetik enerji için,
2
2 1 2
3
i iV m
kT (1) eúitli÷ini yazabiliriz. Burada k Boltzman sabiti, T sistemin sÕcaklÕ÷Õ, mi
parçacÕ÷Õn kütlesi, Vi parçacÕ÷Õn hÕzÕdÕr. Buradan da görülece÷i üzere, T
sÕcaklÕ÷Õndaki sistem içinde bulunan farklÕ kütlelere sahip parçacÕklarÕn hÕzlarÕ da farklÕ olur. Büyük kütleli parçacÕklarÕn hÕzlarÕ küçük kütleli parçacÕklarÕnkinden daha düúüktür. Kütlesi küçük olanÕn hareket kabiliyeti daha fazla olacaktÕr. Baúka bir deyiúle, atom a÷ÕrlÕ÷Õ az olan parçacÕklar bulunduklarÕ yeri daha çabuk terk etme özelli÷ine sahiptir.
BasÕnç gradyentini burada ele alaca÷ÕmÕz haliyle, basÕncÕn yükseklikle de÷iúimi olarak tanÕmlayabiliriz. BasÕnç gradyentinin yayÕlma üzerindeki rolünü açÕklayabilmek için, a÷Õr ve hafif parçacÕklardan oluúmuú iki farklÕ atmosfer hayal edelim ve bunlarda basÕncÕn yükseklikle nasÕl de÷iúti÷ine bakalÕm. Molekül a÷ÕrlÕ÷Õ büyük olan parçacÕklardan oluúmuú atmosferde basÕnç gradyenti, hafif parçacÕklardan oluúmuú atmosferin basÕnç gradyentine göre daha keskin olur. Yani a÷Õr parçacÕklardan oluúmuú atmosferde basÕncÕn yükseklikle de÷iúimi hÕzlÕdÕr, hafif parçacÕklardan oluúan atmosferde ise basÕnç yükseklikle daha yavaú de÷iúir. YÕldÕz atmosferlerinde a÷Õr ve hafif parçacÕklar bir arada bulunurlar. Bu durumda molekül a÷ÕrlÕ÷Õ büyük olan elementler merkeze do÷ru gömülme e÷ilimi gösterirken, molekül a÷ÕrlÕ÷Õ küçük olan elementler yÕldÕzÕn daha üst katmanlarÕna do÷ru ilerleyebilirler (Böhm-Vitense, 1989; YÕldÕz, 2007a). Ancak tuhaf yÕldÕzlarda bunun tam tersi bir durum söz konusudur. Bu tip yÕldÕzlarÕn yüzeylerinde bazÕ a÷Õr elementlerin birikmiú oldu÷u gözlenmektedir. Bu durumda a÷Õr elementlerin merkeze do÷ru gömülmesine engel olacak zÕt bir etkiden bahsetmek gerekir ki bu da ÕúÕnÕmsal sürüklenmedir.
IúÕnÕmsal sürüklenme, fotonlarÕn atoma çarpa çarpa onu yüzeye do÷ru sürüklemesi olarak tanÕmlanabilir. YÕldÕzlarda net enerji akÕúÕ merkezden yüzeye do÷rudur. Erken tip yÕldÕzlarda merkezde üretilen
enerji yüzeye ÕúÕnÕm yoluyla taúÕnÕr. Fotonlar merkezde üretilen enerjiyi yüzeye do÷ru taúÕrken parçacÕklarla etkileúime girerler ve onlara momentum aktarÕrlar. Etkileúim so÷urma ve yeniden salma úeklindedir.
ParçacÕklar (atomlar ya da iyonlar) her so÷urma iúleminde yüzeye do÷ru momentum kazanÕr. Salma iúleminde ise foton geliúigüzel bir do÷rultuda salÕnaca÷Õndan parçacÕ÷Õn toplam momentumuna net bir etkisi olmaz.
Böylelikle parçacÕklar foton so÷urup saldÕkça yüzeye do÷ru sürüklenir.
Sürüklenme iúlemi sÕrasÕnda farklÕ elementler farklÕ úiddette itilirler.
Burada itmenin úiddeti foton so÷urup salma sÕklÕ÷Õna ba÷lÕdÕr. En fazla foton so÷uran ve yeniden salan element, en büyük itmeye maruz kalÕr.
Bunu da elementin atom a÷ÕrlÕ÷Õ ve elektron dizilimi belirler. Elektron sayÕsÕ fazla olan elemente daha çok foton çarpar. BazÕ a÷Õr elementler bu úekilde yÕldÕzÕn yüzeyine sürüklenir (Böhm-Vitense, 1989; YÕldÕz, 2007a).
YukarÕda birbirine zÕt etki eden iki mekanizmadan sözedildi:
Çekimsel gömülme ve ÕúÕnÕmsal sürüklenme. Bir elementin merkeze mi yoksa yüzeye do÷ru mu yönelece÷ini bu iki kuvvet arasÕndaki yarÕú belirler. Tuhaf yÕldÕzlarda bazÕ a÷Õr elementler için çekim kuvveti radyatif kuvvete yenik düúer, bu elementler ÕúÕnÕm yoluyla yÕldÕz yüzeyine taúÕnÕr ve bazÕ bölgelerde birikir. DolayÕsÕyla tuhaf yÕldÕzlarda bazÕ elementlerin normal yÕldÕzlara oranla daha bolmuú gibi gözlenmesinin sebebi, bu elementlerin bu yÕldÕzlarda gerçekten de daha fazla bulunmasÕ de÷il, yÕldÕz yüzeyine taúÕnmÕú ve burada birikmiú olmalarÕdÕr (Michaud, 1970).
Belirtmemiz gerekir ki; elementlerin ayrÕúmasÕ ancak yÕldÕzda karÕútÕrma iúleminin etkilerinin yayÕlma iúleminin yanÕnda zayÕf kaldÕ÷Õ
durumda gerçekleúir. HÕzlÕ dönen yÕldÕzlarda Eddington çevrimi, yÕldÕzÕn iç ve dÕú katmanlarÕ birbirine karÕútÕrÕr. Bu da hÕzlÕ dönen yÕldÕzlarda yayÕlma mekanizmasÕnÕn etkin olamayaca÷Õ anlamÕna gelir. Ancak tuhaf yÕldÕzlar, kendi tayf türünden normal yÕldÕzlara göre oldukça düúük dönme hÕzlarÕna sahiptir. AyrÕca A/B tayf türünden yÕldÕzlarda konvektif katman oldukça ince oldu÷undan konveksiyonun yayÕlmayÕ engelleyici bir rol oynamasÕ beklenmez. Michaud’ya (1970) göre yÕldÕz atmosferi yeterince “sakin” ise yayÕlma iúlemi gözlenen tuhaflÕklara yol açabilmektedir. Düúük dönme hÕzlarÕ ve derin olmayan konvektif katmanlarÕ nedeni ile tuhaf yÕldÕzlarda yayÕlma mekanizmasÕnÕn rahat çalÕúabilece÷i düúünülmektedir.
Tuhaf yÕldÕzlarda yayÕlma iúlemi sonucunda ne tür tuhaflÕklarÕn görülebilece÷ine iliúkin 1970’li yÕllardan bugüne pek çok kuramsal hesaplamalar yapÕlmÕútÕr. Bu hesaplamalar temelde süreklilik denklemini çözmeye dayanÕr. Düzlem-paralel durumda, x yÕldÕz merkezinden olan uzaklÕk olmak üzere süreklilik denklemi úöyle yazÕlÕr:
>
( ) 0ww
@
w w
W
D V
V x N t
N (2)
Burada N parçacÕklarÕn sayÕsal yo÷unlu÷u, VD difüzyon hÕzÕ, VW kütle kaybÕ hÕzÕnÕ (örn. yÕldÕz rüzgarÕnÕn hÕzÕ) göstermektedir (Alecian, 1986).
YayÕlma süreci esas olarak zamana ba÷lÕ bir süreçtir. Tuhaf yÕldÕzlarda zamana ba÷lÕ yayÕlma iúlemi, bu yÕldÕzlarda ne tür element ayrÕúmalarÕnÕn oluúabilece÷i ve bunun sonucunda hangi zamanda hangi tuhaflÕklarÕn gözlenebilece÷ini belirler. Baúka bir deyiúle, bir yÕldÕzÕn yüzeyinde belli bir t anÕnda gözlenen bolluk anomalileri, yayÕlma iúleminin verilen t
zamanÕ içinde üretti÷i element ayrÕúmasÕnÕn bir sonucudur. Bu ayrÕúma sürecini hesaplamak, süreklilik denklemini çözmeyi gerektirir. Bu denklemin çözümü için farklÕ çalÕúmalarda farklÕ yöntemler geliútirilmiútir. Burada birkaç kuramsal hesaplamaya de÷inebiliriz:
Michaud ve ark. (1974) Civa bollu÷undaki fazlalÕklarÕ ÕúÕnÕmsal sürüklenme yoluyla açÕklayabilen bir model oluúturmuútur. Alecian (1986) zamana ba÷lÕ yayÕlma için bir yöntem geliútirip örnek olarak Mangan bolluklarÕ için hesap yapmÕútÕr. Babel (1993) yÕldÕzda kütle kaybÕnÕn etkisini de hesaba katarak kuramsal hesaplamalar yapÕp bunlarÕ gözlemlerle karúÕlaútÕrmÕútÕr. Bu alanda en güncel çalÕúmalardan biri ise Alecian ve ark.’Õn (2006) 28 element için yapmÕú oldu÷u difüzyon hÕzÕ hesaplamalarÕdÕr.
3. CøVA-MANGAN (HgMn) YILDIZLARI
3.1. HgMn YÕldÕzlarÕnÕn Gözlemsel Özellikleri
HgMn yÕldÕzlarÕ B-türü tuhaf yÕldÕzlar içinde en çok çalÕúÕlmÕú sÕnÕftÕr. Bu yÕldÕzlar etkin sÕcaklÕklarÕ yaklaúÕk olarak 10 000 ile 15 000 K arasÕnda de÷iúen, manyetik alanlarÕ ço÷unlukla ölçülemeyecek kadar zayÕf olan ya da hiç olmayan B-tipi tuhaf yÕldÕzlardÕr (Preston, 1974;
Shorlin ve ark., 2002).
HgMn yÕldÕzlarÕnÕ Morgan (1933) A-tipi tuhaf yÕldÕzlarÕn tayfsal sÕnÕflamasÕ üzerine yaptÕ÷Õ çalÕúma esnasÕnda keúfetmiútir. ÇalÕúmasÕnda bu tip yÕldÕzlarda gözlenen úiddetli Mangan (Mn II) çizgilerine dikkat çekmiútir. HgMn yÕldÕzlarÕnÕn en belirgin özelli÷i olan O3984 Å’da gözlenen úiddetli Civa (Hg II) çizgisini ise ilk kez Bidelman 1962’de tespit etmiútir. Bugün biliyoruzki, HgMn yÕldÕzlarÕ tayflarÕnda Mn I ve Mn II ile Hg II’nin çok úiddetli çizgilerini veren tuhaf yÕldÕzlardÕr. Bu yÕldÕzlarda elde edilen Civa bollu÷u Güneú’te gözlenenden 400 000 kat, Mangan bollu÷u ise 600 kat daha fazladÕr (Woolf ve Lambert, 1999).
Burada HgMn yÕldÕzlarÕnÕn yalnÕzca adÕnÕ aldÕklarÕ elementlerin de÷il, bunlarÕn yanÕnda baúka elementlerde de bolluk anomalileri gösterdi÷ini belirtmemiz gerekir. Bu durum tuhaf yÕldÕzlarÕn tüm alt sÕnÕflarÕ için geçerlidir. HgMn yÕldÕzlarÕ’nda Civa ve Mangan’Õn yanÕ sÕra Platin (Pt), Stronsiyum (Sr) ve Gallium (Ga) bolluklarÕnda da fazlalÕk gözlenmektedir. AyrÕca Helyum (He), Alüminyum (Al), Azot (N) ve Kobalt (Co) bollu÷u normal yÕldÕzlarda gözlenen bolluklara göre daha azdÕr (Woolf ve Lambert, 1999; Jomaron, 1999).
HgMn yÕldÕzlarÕnÕn B tipi yÕldÕzlardaki oranÕ oldukça fazladÕr.
Manyetik olmayan B yÕldÕzlarÕnÕn %16’sÕ, yavaú dönen yÕldÕzlarÕn da
%70’i HgMn yÕldÕzÕdÕr (Wolff ve Preston, 1978). Bununla birlikte yüksek dönme hÕzlarÕna do÷ru gidildikçe HgMn özelli÷i gösteren yÕldÕzlarÕn sayÕsÕnda da azalma görülmektedir: 5 km/s’den daha yavaú dönen HgMn yÕldÕzlarÕnÕn sayÕsÕnÕn normal yÕldÕz sayÕsÕna oranÕ %70 iken, 100 km/s’lik dönme hÕzlarÕnda bu oran sÕfÕra düúüyor.
Dönme hÕzÕ ile kimyasal tuhaflÕk arasÕndaki iliúki birçok çalÕúmada ele alÕnan bir konu olmuútur. Smith (1996) yavaú dönen A-yÕldÕzlarÕnÕn neredeyse tamamÕnÕn kimyasal bakÕmdan tuhaf oldu÷unu söylemektedir.
Bu durum yavaú dönmenin erken tip yÕldÕzlarda kimyasal tuhaflÕ÷Õn oluúabilmesi için yeterli bir koúul olup olmadÕ÷Õ sorusunu akla getirir. B- yÕldÕzlarÕnda ise durum biraz daha farklÕdÕr. 100 km/s’den daha hÕzlÕ dönen HgMn yÕldÕzÕ yoktur ancak, dönme hÕzÕ 40 km/s’den küçük olup da HgMn özelli÷i göstermeyen B yÕldÕzlarÕnÕn da var oldu÷u bilinmektedir. O halde, yavaú dönmenin kimyasal tuhaflÕklarÕn oluúumunda gerekli bir koúul oldu÷u ancak, tek baúÕna yeterli olmadÕ÷Õ sonucuna varmak mümkündür (Wollf ve Preston, 1978).
HgMn yÕldÕzlarÕ manyetik yapÕ göstermeyen tuhaf yÕldÕzlar olarak sÕnÕflandÕrÕlmaktadÕr. Bu yÕldÕzlarÕn manyetik alan durumlarÕ ile ilgili olarak yapÕlan ilk çalÕúmalarda bu yÕldÕzlarda çok zayÕf ama ölçülebilir manyetik alanlar oldu÷u öne sürülmüútür (Babcock, 1958). Daha sonraki çalÕúmalar bu tip yÕldÕzlarda manyetik alan varsa bile birkaç 100 Gauss’tan daha az úiddette oldu÷u sonucuna varÕlmÕútÕr (Borra and Landstreet, 1980; Landstreet, 1980; Borra ve ark., 1982;). YakÕn zamanlarda HgMn yÕldÕzlarÕnda manyetik alan problemi Mathys ve
Hubrig’in (1995) tayfsal çift olan 74 Aqu’da 3.6 kG’luk manyetik alan ölçmesiyle yeniden gündeme gelmiútir (Smith, 1996). Son olarak, B, A ve F türü normal ve tuhaf yÕldÕzlarÕn yüksek duyarlÕklÕ manyetik alan ölçümlerini yapan Shorlin ve ark.’nÕn (2002) ele almÕú oldu÷u 10 HgMn yÕldÕzÕnda ölçülebilir úiddette manyetik alanlarÕn bulunmadÕ÷Õ sonucunu elde etmiútir.
Son yÕllarda birçok HgMn yÕldÕzÕnÕn tayf analizi yapÕlmÕú ve element bolluklarÕ saptanmÕútÕr. Smith (1997) ile Wolff and Lambert (1999a) çok sayÕda HgMn yÕldÕzÕnÕn Civa bolluklarÕnÕ belirlemiútir.
ÇalÕúmalarÕnda özellikle Hg II O3984 çizgisi üzerine yo÷unlaúmÕúlardÕr.
Bunun yanÕnda bazÕ yÕldÕzlar için Hg I O4358 çizgisine de bakÕlmÕútÕr.
AyrÕca Profitt ve ark. (1999) ile Wahlgren ve ark. (1995) Hg III çizgilerini de içeren yüksek çözünürlüklü tayf analizleri yapmÕútÕr. Çok sayÕda HgMn yÕldÕzÕnÕn bolluk analizinin yapÕldÕ÷Õ en güncel çalÕúma ise Dolk et al.’a (2003) aittir. Bu çalÕúmada Hg I O4358 ile Hg II O3984 ve O6149 çizgilerine bakÕlmÕútÕr. AyrÕca Jomaron (1999) 24 yÕldÕzÕn Mangan bollu÷unu tespit etmiútir. Bunlarla birlikte Ryabchikova ve ark.
(1996, 1999), Adelman ve ark. (1990, 1996, 1998, 2006), Zverko (1997);
D And, 112 Her, F Lupi, 33 Gem, 53 Tau, Q Her, 46 Dra ve AR Aur gibi iyi bilinen HgMn yÕldÕzlarÕnÕn tek tek ele alÕnÕp bolluk analizlerinin yapÕldÕ÷Õ çalÕúmalardan birkaçÕdÕr.
Bu çalÕúmada Smith (1997), Adelman (1996), Ryabchikova (1998, 1999), Wolff ve Lambert (1999), Jomaron ve ark. (1999) ve Dolk’un (2003) Hg II Ȝ 3984A çizgisinden elde etmiú olduklarÕ Civa bolluklarÕ ile Adelman (1996) ve Jomaron’un (1999) MnI ve MnII çizgilerinden elde
HgMn yÕldÕzlarÕnÕn A-B tayf türünden yÕldÕzlar arasÕnda en yavaú dönen yÕldÕzlar oldu÷u bilinmektedir (Wolff ve Preston, 1978). Bununla birlikte bu yÕldÕzlarda mikrotürbülans de÷erleri normal yÕldÕzlara göre çok düúüktür (Adelman, 1994). Bu özellikler HgMn yÕldÕzlarÕnÕn atmosferlerinin oldukça “sakin” oldu÷una iúaret etmektedir. Bu nedenle HgMn yÕldÕzlarÕnÕn yayÕlma kuramÕnÕ test etmek için ideal birer laboratuvar oldu÷unu söylemek mümkündür (Smith, 1996). Buradan hareketle bu çalÕúmada HgMn yÕldÕzlarÕnda yayÕlma iúleminin yÕldÕzlarÕn salt parlaklÕk ve B-V rengine ba÷lÕlÕ÷Õ incelenmiú, daha sonra modeller aracÕlÕ÷Õyla bu yÕldÕzlarÕn temel özellikleri hesaplanarak, yayÕlma iúleminin kütle, yaú ve sÕcaklÕ÷a göre nasÕl bir de÷iúim gösterdi÷ine bakÕlmÕútÕr.
úeklinde logaritmik ölçekte ve Hidrojen bollu÷una oranlanmÕú hali ile verilmiútir. Bunlarla birlikte 61 HgMn yÕldÕzÕnÕn Hipparcos’tan alÕnan bazÕ gözlemsel özellikleri (parlaklÕk, uzaklÕk, vb.) ile çeúitli tayf çalÕúmalarÕndan elde edilmiú olan etkin sÕcaklÕk ve log g de÷erleri de Tablo 3.1’de sunulmaktadÕr.
etmiú olduklarÕ Mangan bolluklarÕnÕn ortalamalarÕ ele alÕnmÕútÕr. Tablo 3.1’de, çalÕúÕlan HgMn yÕldÕzlarÕnÕn Civa ve Mangan bolluklarÕ listelenmektedir. Element bolluklarÕ,
12 ) log(
log
¸¸¹·
¨¨©§
el H
el A
A
A (3)
18 Tablo 3.1 HgMn yÕldÕzlarÕnÕn farklÕ çalÕúmalarda gözlemsel yollardan elde edilmiú olan teklik/çiftlik, parlaklÕk, renk, kÕzÕllaúma uzaklÕk, Civa ve Mangan bolluklarÕ, etkin sÕcaklÕk ve çekim ivmesi gibi özellikleri. Element bolluklarÕ logaritmik ölçekte verilmiú No HD HR øsim T/Ç V B-V E(B-V)MvPlx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kaynak 1 358 A 15 D And A SB2 2.22 -0.038 -0.190 33.6 -6.03 -3.73 13800 3.75 1, 3 2 1909 A 89 AV Scl A SB2 6.64 -0.060 0.190 5.13 -5.00 -4.58 12400 4.00 1, 5 3 7374 364 87 Psc Ç 6.05 -0.082 0.121 6.52 -6.2 -4.7 13126 4.02 1, 5 4 11753 558 I Phe Ç 5.20 -0.060 0.316 10.55 -7.05 -5.86 10612 3.79 1, 5 5 16727 785 11 Per T 5.76 -0.110 0.209 7.76 -6.94 14550 4.19 1, 6 27295 1339 53 Tau SB?5.58 -0.069 0.02 0.932 12.20 -4.7 12000 4.25 1, 7 27376 A 1347 41 Eri A SB2 4.19 -0.108 0 0.500 18.27 -6.5 -5.2 12750 4.18 1, 5 8 27376 B 1347 41 Eri B SB2 4.43 -0.108 0 0.740 18.27 -6.25 -5.7 12250 4.10 1, 5 9 29647 - T 8.31 0.910 1.03 -1.333 5.64 -5.24 -4.09 12650 1, 10 32964 B 1657 66 Eri B SB2 5.87 -0.059 0.01 1.170 11.65 -6.17 10900 4.25 1, 8 11 33647 1690 SB2 7.43 -0.072 0.06 -1.240 2.03 1 12 33904 1702 P Lep T 3.29 -0.110 -0.471 17.69 -6 -4.4 12750 3.77 1, 5
No HD HR øsim S/B V B-V E(B-V)MvPlx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kay 13 34364 A 1728 AR Aur A SB2 6.87 -0.060 1.110 7 -6.25 -5.08 10950 4.33 1, 10 14 35548 A 1800 SB2 6.93 -0.038 0.160 4.42 -5.35 -5.21 11088 3.79 1, 5 15 49606 2519 33 Gem T 5.87 -0.136 0.01 -1.430 3.52 -6.68 -4.38 14400 3.77 1, 7 16 53244 2657 J Cma T 4.11 -0.110 -1.345 8.11 -7.5 13600 3.40 1, 17 53929 2676 T 6.10 -0.129 -0.586 4.6 -7.89 -5.84 13900 3.77 1, 7 18 58661 2844 Ç 5.78 -0.092 0.282 7.95 -5.25 -4.02 13450 3.80 1, 7 19 63975 3059 ] Cmi T 5.12 -0.120 0.02 -0.481 7.76 -7.82 13500 3.36 1, 20 70235 3273 T 6.43 -0.079 -0.560 4 -6.42 12350 3.28 1, 21 71066 3302 T 5.63 -0.099 0.212 8.25 -6.35 12010 3.95 1, 22 72208 A 3361 SB2 7.53 -0.037 1.010 4.96 -6.89 10900 3.87 1, 8 23 75333 3500 14 Hya T 5.30 -0.090 0.00 -0.339 7.45 -6.33 -4.44 12250 3.72 1, 8, 11 24 77350 3595 Q Cnc SB1 5.53 -0.041 -0.202 7.14 -7.05 -6.05 10375 3.50 1, 25 78316 A 3623 N Cnc SB2 5.32 -0.090 0.03 -0.840 6.74 -6.2 -4.38 13470 3.81 1, 5
20 No HD HR øsim S/B V B-V E(B-V)MvPlx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kay 26 89822 A 4072 SB2 5.13 -0.052 0.310 10.84 -5.3 -5.76 10900 4.07 1, 5 27 101189 4487 T 5.15 -0.040 0.353 10.98 -5.5 11020 3.92 1, 28 101391 4493 T 6.35 -0.092 0.312 6.2 -5.89 12500 4.02 1, 29 106625 4662 J Crv SB 2.66 -0.107 -0.857 19.78 -7.42 12000 3.31 1, 30 110073 4817 l Cen SB1 4.71 -0.082 0.03 -0.572 9.19 -6.96 12900 3.75 1, 31 124740 A - SB2 7.99 -0.018 1.420 4.86 -5.6 10350 4.00 1, 5 32 129174 5475 S Boo T 4.57 -0.002 -0.370 10.28 -5.28 13050 3.97 1, 33 141556 A 5883 F Lup A SB2 4.22 -0.045 0.03 0.130 15.86 -5.6 -6.29 10608 3.98 1, 5 34 141556 B 5883 F Lup B SB2 5.67 -0.045 0.03 1.580 15.86 9200 4.20 1, 35 143807 A 5971 Õ CrB SB2 5.34 -0.050 0.180 9.29 -5.9 -5.21 11250 3.65 1, 5 36 144206 5982 Q Her T 4.72 -0.094 -0.587 8.68 -5.6 -4.92 12013 3.73 1, 37 144661 5998 T 6.32 -0.038 0.03 0.868 8.5 -5.92 15800 4.19 1, 38 145389 A 6023 I Her SB1 4.41 -0.045 0.01 0.070 14.27 -6.19 -5.09 11800 3.97 1, 7
No HD HR øsim S/B V B-V E(B-V)MvPlx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kay 39 149121 6158 28 Her T 5.63 -0.044 0.656 10.12 -6.65 -5.75 10908 3.83 1, 5 40 158704 A 6520 SB2 6.17 -0.065 0.540 7.47 -5.8 13163 4.22 1, 5 41 159082 6532 SB1 6.50 -0.013 0.594 6.59 -6.41 11100 3.97 1, 42 165493 6759 SB1 6.21 -0.082 -0.780 4 -6 13890 3.90 1, 43 169027 - 38 Dra T 6.79 -0.071 0.276 4.98 -5.58 11500 4.01 1, 8 44 172044 6997 SB?5.49 -0.101 -0.531 6.25 -5.46 -4.13 14500 3.89 1, 7, 12 45 172728 7018 T 5.74 -0.045 0.161 7.66 -5.96 10700 3.98 1, 46 172883 7028 T 6.00 -0.067 -0.187 5.79 -6.39 11300 4.01 1, 47 173524 A 7049 46 Dra A SB2 5.53 -0.070 0 0.290 8.96 -6.25 11700 4.00 1, 8 48 173524 B 7049 46 Dra B SB2 6.11 -0.070 0 0.870 8.96 -6.1 11100 4.01 1, 8 49 174933 A 7113 112 Her SB2 5.60 -0.068 0.03 -0.240 7.1 -5.9 -5.26 13294 4.15 1, 5 50 175640 7143 T 6.20 -0.046 0.165 6.21 -6.35 -4.49 12077 3.92 1, 5 51 178065 7245 SB1 6.63 0.043 -0.183 4.34 -6.65 12193 3.54 1,
22 No HD HR øsim S/B V B-V E(B-V)MvPlx. (mas) [Hg/H] [Mn/H] Te log g Kay 52 182308 7361 Ç 6.60 -0.098 -0.606 3.62 -6.5 -3.95 13570 3.56 1, 5 53 186122 7493 46 Aql T 6.33 -0.077 -0.390 4.53 -7.05 -5.8 12194 3.74 1, 5 54 190229 7664 SB1 5.81 -0.095 -0.644 5.12 -6.82 -5.56 13250 3.43 1, 7 55 191110 A 7694 AV Cap SB2 6.84 0.031 0.810 6.22 -5.3 12000 4.07 1, 5 56 193452 7775 T 6.17 -0.016 1.255 10.4 -5.65 -5.99 10750 4.00 1, 5 57 207857 8349 SB1 6.28 -0.068 -1.306 3.04 -6.12 13300 3.56 1, 58 213236 8567 56 Aqr T 6.36 -0.047 -0.081 5.15 -6.75 11977 4.06 1, 59 216494 A 8704 74 Aql SB2 6.42 -0.082 -0.110 4.96 -6.8 12000 4.05 1, 8 60 220933 8915 69 Peg T 5.99 -0.066 0.735 8.89 -5.74 10950 4.05 1, 61 221507 8937 E Scl T 4.38 -0.090 0.00 0.690 18.28 -5.4 -4.5 12476 4.13 1, 5 (1)Hipparcos ESA 1997; (2) Berghoefer ve ark., 1996; (3) Ryabchikova, 1998; (4) Ryabchikova, 1999; (5) Dolk, 2003; (6) Wahlgren 2002; (7) Jomaron, 1999; (8) Woolf ve Lambert, 1999; (9) Adelman, 2001; (10) Nordström, 1994; (11) Adelman ve Pintado, 2000 (12) Smith, 1997.
Tablo 3.1 için kaynaklar:
3.2. YayÕlma øúleminin Salt ParlaklÕk ve Renge Ba÷lÕlÕ÷Õ Genel olarak tuhaf yÕldÕzlarda kimyasal tuhaflÕ÷Õn kayna÷Õ çekimsel gömülme ve ÕúÕnÕmsal sürüklenme ise yayÕlmanÕn yÕldÕz kütlesine ve zamana ba÷lÕlÕ÷ÕnÕ bekleriz. Çünkü i) çekimsel gömülme çekim ivmesine, çekim ivmesi de kütleye ba÷lÕdÕr; ii) ÕúÕnÕmsal sürüklenme foton da÷ÕlÕmÕna, foton da÷ÕlÕmÕ da bir bakÕma yÕldÕzÕn evrimine (zamana) ba÷lÕdÕr. Bu bölümde HgMn yÕldÕzlarÕnda Civa ve Mangan bolluklarÕnÕn salt parlaklÕk ve B-V rengine göre de÷iúimi incelenecektir. Tuhaf yÕldÕzlarda bolluk anomalileri kütleye ve/veya zamana ba÷lÕ ise, element bolluklarÕnÕn salt parlaklÕk ve renge göre de÷iúim göstermesini umabiliriz. Salt parlaklÕk yÕldÕzÕn kütlesine, renk ise yÕldÕzÕn sÕcaklÕ÷Õna ba÷lÕdÕr. Bununla birlikte yÕldÕzlar evrimleútikçe hem parlaklÕk hem de renk de÷iúime u÷rar. Anakol ömrü boyunca yÕldÕzlarÕn parlaklÕklarÕ zamanla artarken, sÕcaklÕklarÕ giderek azalÕr. Ele almÕú oldu÷umuz erken tip yÕldÕzlarÕn evrim yollarÕna bakÕlacak olursa B- V’nin zamanla de÷iúiminin salt parlaklÕktaki de÷iúimden daha fazla oldu÷u görülür. O halde B-V’deki de÷iúim zamanÕn bir fonksiyonu, salt parlaklÕktaki de÷iúim ise esas olarak kütlenin bir fonksiyonu olarak sembolize edilebilir.
Element bolluklarÕ parlaklÕk ve/veya B-V rengine ba÷lÕ ise, renk- parlaklÕk diyagramÕnda dikey ve/veya yatay do÷rultuda de÷iúim görmeyi bekleriz. YukarÕda belirtildi÷i üzere renk-parlaklÕk diyagramÕnda B-V rengi boyunca (yatay do÷rultudaki) de÷iúim zamanla olan de÷iúime iúaret edecektir. Salt parlaklÕk boyunca (dikey do÷rultudaki) de÷iúim ise hem kütlenin hem de zamanÕn bir fonksiyonu olacak ancak, kütleye daha çok
ba÷lÕ olacaktÕr. Civa ve Mangan bolluklarÕnÕn renk-parlaklÕk diyagramÕnda B-V rengi ve salt parlaklÕk ile nasÕl de÷iúim gösterdi÷ini görebilmek için, parametrelerden birini sabit tutmak amacÕyla, belli bir salt parlaklÕk aralÕ÷Õ ele alÕnÕp bu aralÕkta yer alan HgMn yÕldÕzlarÕnÕn element bolluklarÕnÕn B-V rengi ile nasÕl de÷iúti÷ine bakÕlacak, benzer úekilde belli bir B-V aralÕ÷Õ ele alÕnÕp bolluklarÕn bu kez salt parlaklÕ÷a ba÷lÕlÕ÷Õ incelenecektir. Bu inceleme önce Civa sonra da Mangan bolluklarÕ için yapÕlacaktÕr.
ùekil 3.1 HgMn yÕldÕzlarÕnÕn renk-parlaklÕk diyagramÕ
3.2.1. Civa bollu÷unun (B-V) rengine ba÷lÕlÕ÷Õ
Civa bolluklarÕ saptanmÕú olan HgMn yÕldÕzlarÕnÕn renk-parlaklÕk diyagramÕ ùekil 3.1’de görülmektedir. Bu renk-parlaklÕk diyagramÕ oluúturulurken Hipparcos’un uzaklÕk verileri kullanÕlmÕútÕr. Tek yÕldÕzlar için bu de÷erler aynen alÕnmÕú, ancak çift yÕldÕzlar için birtakÕm düzeltmeler yapÕlmÕútÕr. Ele alÕnan objelerin yaklaúÕk olarak %60’Õ çift sistemdir. BunlarÕn da bir kÕsmÕ çift çizgili (SB2) bir kÕsmÕ da tek çizgili tayfsal çift (SB1) yÕldÕzdÕr. Burada tek çizgili tayfsal çift sistemlere iliúkin yapÕlan çalÕúmalar bu tip sistemler için ÕúÕk oranÕ (l1/ltoplam) sÕnÕrÕnÕn minimum %90 civarÕnda oldu÷unu göstermektedir. Yani birinci bileúenin toplam ÕúÕk oranÕndaki payÕ bu de÷erden büyük ise ikinci bileúenin çizgisi görülmemektedir. Bu ÕúÕk oranÕndan, tek çizgili tayfsal çiftlerde birinci bileúenin parlaklÕ÷ÕnÕn sistemin parlaklÕ÷Õndan 0m.08 kadar sönük olmasÕ gerekti÷i sonucu çÕkar. Sonuç olarak tek çizgili tayfsal çift yÕldÕzlar için,
08 .
1 0
m
mtop
m (4)
úeklinde bir düzeltme yapÕlmÕútÕr. Çift çizgili tayfsal çift yÕldÕzlar için yaygÕn olarak kullanÕlan yöntem, bileúenleri ikiz gibi kabul ederek her ikisinin de aynÕ parlaklÕ÷a sahip oldu÷unu varsaymaktÕr (Örn. Hubrig ve ark., 2000). Bu da toplam parlaklÕ÷a 0.75 kadirlik bir düzeltme yapmak anlamÕna gelir. Burada ise yalnÕzca, bileúenleri ikiz oldu÷u bilinen sistemler için 0.75 kadirlik düzeltme yapÕlmÕú, di÷er sistemler için bileúenlerin literatürde verilen ÕúÕk oranlarÕ kullanÕlarak birinci ve ikinci bileúenin parlaklÕklarÕ ayrÕútÕrÕlmÕútÕr. Diyagramda kimyasal tuhaflÕk gösteren bileúenin parlaklÕ÷Õ kullanÕlmÕútÕr. Çift çizgili tayfsal çift
Tablo 3.2 Çift çizgili tayfsal çift sistem oldu÷u bilinen HgMn yÕldÕzlarÕnÕn literatürde bulunan ÕúÕk oranlarÕ ve bileúenlerin ayrÕútÕrÕlmÕú parlaklÕklarÕ.
HD lA/lBB mtop mA mBB MA MBB HgMn AçÕklama 358 - 2.06 2.22 4.21 -0.19 2 A ve B 1 1909 12 6.55 6.64 9.33 0.19 2.89 A 2 27376 1.25 3.55 4.19 4.43 0.50 0.74 A ve B 3 32964 1.00 5.12 5.87 5.87 1.17 1.17 B 4 33647 1.00 6.68 7.43 7.43 -1.24 -1.24 ? 5 34364 - 6.14 6.87 6.98 1.11 1.21 A 6 35548 2.40 6.55 6.93 7.88 0.16 1.10 A 7 72208 1.00 6.78 7.53 7.53 1.01 1.01 A 8 78316 11.50 5.23 5.32 7.97 -0.84 1.82 A 9 89822 5.23 4.94 5.13 6.93 0.31 2.10 A 10 124740 8.00 7.86 7.99 10.25 1.42 3.68 A 11 141556 3.80 3.97 4.22 5.67 0.13 1.58 A ve B 12 143807 2.58 4.98 5.34 6.36 0.18 1.20 A 13 145389 10.70 4.23 4.33 6.90 0.07 2.64 A 14 158704 8.50 6.05 6.17 8.49 0.54 2.86 A 15 173524 1.70 5.03 5.53 6.11 0.29 0.87 A ve B 16 174933 6.00 5.43 5.60 7.54 -0.24 1.71 A 17 191110 1.20 6.18 6.84 7.04 0.81 1.01 A 18 216494 1.31 5.8 6.42 6.71 -0.11 0.19 A 19
1 Bileúenlerin parlaklÕklarÕ Pan et al.,1992'den alÕnmÕútÕr. 2 IúÕk oranÕ 6350 Å için 12 (Wahlgren, 2002) ve 3984 Å için yine 12'dir (Dolk, 2003). Burada da V bandÕ için ÕúÕk oranÕ 12 kabul edilmiútir. 3 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti÷i ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 4 Catanzaro'ya (2004) göre bileúenler neredeyse ikizdir (Ma/Mb=0.98, Ra/Rb=0.99). Bileúenlerin parlaklÕklarÕ eúit kabul edilmiútir. 5Catanzaro'ya (2004) göre bileúenler ikizdir (Ma/Mb=1, Ra/Rb=1). Bileúenlerin parlaklÕklarÕ eúit kabul edilmiútir. 6 Bileúenlerin parlaklÕklarÕ Nordstrom, 1994'ten alÕnmÕútÕr. 7 Harman'a (1997) göre H beta çizgisi için ÕúÕk oranÕ 2.45, 6402 Å çizgisi için ÕúÕk oranÕ 2.34'tür. Bu ÕúÕk oranlarÕnÕn ortalamasÕ alÕnmÕútÕr. 8 Hubrig'e (1996) göre ikiz kabul edilip bileúenlerin parlaklÕklarÕ eúit alÕnmÕútÕr. 9 Ryabchikova'nÕn (1998) V bandÕ için ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 10 Harman'a (1997) göre 4520 Å çizgisi için ÕúÕk oranÕ 5.45, 6402 Å çizgisi için ÕúÕk oranÕ 5.01'dir. Bu ÕúÕk oranlarÕnÕn ortalamasÕ alÕnmÕútÕr. 11 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti÷i ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 12 IúÕk oranÕ Dworetsky'den (1971) alÕnmÕútÕr. 13Harman'a (1997) göre 4520 Å çizgisi için ÕúÕk oranÕ 2.7, 6402 Å çizgisi için ÕúÕk oranÕ 2.46'dÕr. Bu ÕúÕk oranlarÕnÕn ortalamasÕ alÕnmÕútÕr. 14 Zavala'ya göre (2007) bileúenlerin parlaklÕk farkÕ 2.57' dir. IúÕk oranÕ buradan türetilmiútir.
15 Dolk'un (2003) 3984 Å için türetti÷i ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 16Adelman'Õn (1998) 5000 Å için türetti÷i ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 17Ryabchikova vd.'nin (1996) 5000 Å için türetti÷i ÕúÕk oranÕ kullanÕlmÕútÕr. 18 IúÕk oranÕ Catanzaro'dan (2003) alÕnmÕútÕr. 19 IúÕk oranÕ Catanzaro'dan (2006) türetilmiútir.
ùekil 3.2 B-V’ye karúÕ civa bolluklarÕ. KÕrmÕzÕ tarafa do÷ru civa bollu÷unun artma e÷ilimi oldu÷u görülüyor.
sistemler için ÕúÕk oranlarÕ ve bileúenlerin ayrÕ ayrÕ parlaklÕklarÕ Tablo 3.2’de sunulmaktadÕr.
YukarÕda belirtilen düzeltmeler gözönünde tutularak elde edilen renk-parlaklÕk diyagramÕna bakÕldÕ÷Õnda yÕldÕzlarÕn salt parlaklÕklarÕnÕn kabaca -1.5 ile 1.5 kadir arasÕnda, B-V renklerinin ise -0.14 ile 0.04 arasÕnda de÷iúti÷i görülmektedir (Bkz. ùekil 3.1). ølk olarak Civa bollu÷u ile B-V rengi arasÕnda bir iliúki olup olmadÕ÷ÕnÕ görebilmek için bu diyagramda belli bir salt parlaklÕk aralÕ÷Õ seçilmiútir. Burada incelemeyi belli bir aralÕkta yapmamÕzÕn sebebi de÷iúkenlerden birini sabit tutmaktÕr.
Seçilen salt parlaklÕk aralÕ÷Õ (-0.9 < Mv < -0.3) renk-parlaklÕk diyagramÕnda yatay çizgilerle belirtilmiútir. ùekil 3.2’de ise bu aralÕkta
