Kromosferik Aktif V1379 Aql Sisteminin T60 Gözlemleri
advertisement
Türkiye’deki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu - İstanbul KROMOSFERİK AKTİF V1379 AQUILAE SİSTEMİNİN T60 GÖZLEMLERİ Esin SİPAHİ Ege Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, 35100, Bornova, İZMİR (e-posta: [email protected]) Özet: Bu çalışmada, V1379 Aql sisteminin TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde T60 teleskobu ile elde edilmiş ışık ölçümüne ilişkin ilk sonuçlar sunuldu. V1379 Aql sıcak altcüce B ve K0III bileşen içeren örten bir çift sistemdir. Sistem asenkronize dönmektedir. Sistemin yörünge dönemi ~21 gün iken dev bileşenin dönme dönemi ~26 gündür. Sistemin tutulmalar dışı ışık değişiminin kaynağı soğuk bileşenin leke aktivitesidir. Soğuk bileşen üzerindeki aktif yapıların evrimi sistemin toplam ışığını değiştirir. Sisteme ilişkin yaklaşık 23 yıllık fotometrik gözlem verisinden sistemin ortalama parlaklık değişimi, genlik değişimi ve fotometrik dönem değişimi arasında bir ilişki olduğu görülmüştür. 1. Giriş V1379 Aql, soğuk bir dev (K0III) ve sıcak alt cüce B yıldızından oluşan örten bir çift sistemdir. Sistemin yörünge dönemi 20.7 gündür. Sistem asenkronize dönmektedir. Işık eğrisinde baş minimumda tam tutulma görülürken yan minimum görülmemektedir. Baş minimuma iniş/çıkış süresi 27dk ve tam tutulmada kalma süresi ise 1.38 gündür. Tutulma U ve B filtresinde görülmekte, V renginde ise görülmemektedir. Sistemin soğuk bileşeninde Ca II H ve K salmasının varlığı Bidelman ve Mac Connell (1973) tarafından belirtilmiştir. Buna göre sistemin RS CVn türü bir değişen olabileceği ve dev yıldızda kromosferik aktivitenin görülebileceği ilk kez bu çalışmada ifade edilmiştir. Fekel ve Simon (1985) tarafından yıldızın tayf çalışması yapılmış ve B-V’de belirlenemeyen fakat U-B’de farkedilen sıcak bileşen için alt ışıtmalı bir yıldız olabilir denilmiştir. Balona ve arkadaşları (1987) tarafından yapılan bir çalışmada sistemin dikine hız ölçümlerinden yörünge dönemi 20.7 ve fotometrik dönemi 25.4 gün olarak belirlenmiştir. Fotometrik gözlemler sonucunda da K yıldızında lekelerin olabileceği önerilmiştir. Sıcak yıldızın U-B renk ölçeğinde 0.4 evrede tutulması (~0m.15 genlikle) ilk kez bu çalışmada belirtilmiştir. Baş minimum daha sonra yapılan uzak moröte gözlemlerinde belirlenmiştir. Frasca ve ark. (1998) tarafından da sistemin tayfsal ve fotometrik çalışması yapılmış ve sistemin UBV renklerinde ışık eğrileri elde edilmiştir. Kromosferik aktif yıldızlarda yıldızın aktivite doğası üzerine tartışabilmek için uzun dönemli fotometrik gözlemler önemlidir. Uzun dönemli fotometrik veri kullanılarak aktif yıldızın yüzey diferansiyel dönmesi incelenebilir. Yıldız yüzeyinin diferansiyel dönmesini fotometrik olarak belirlemenin birkaç yöntemi vardır. Bunlardan biri geniş band fotometrik veri üzerinden dönem analizi yapmaktır. Yine uzun dönemli fotometrik veri üzerinden yıldızın zaman içerisinde ortalama parlaklığının ve sezonluk ışık eğrilerinin genlik değişimi de incelenebilir. Bu çalışmada, 1988 yılından itibaren mevcut fotometrik verisi bulunan V1379 Aql sisteminin TÜBİTAK Ulusal Gözlemevin’deki (TUG) T60 teleskobu ile devam edilen gözlemlerine ilişkin ilk sonuçlar verilmiştir. 2. Gözlemler V1379 Aql’nın gözlemleri 1988-2002 yılları arasında Vanderbilt-Tennessee State 40cm teleskobu (APT) ve 2002-2007 yılları arasında ise Ege Üniversitesi Gözlemevi’nin 48cm Cassegrain teleskobu ile yapılmıştır. Gözlemlerde HD 185567 ve HD 185587, mukayese ve denet yıldızı olarak kullanılmıştır. G. Henry’den alınan gözlem verileri B, V süzgeçlerinde 195 Türkiye’deki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu - İstanbul elde edilirken 2002-2007 yılları arasında sistem U, B, V, R süzgeçleri ile gözlenmiştir. Her iki gözlemevinde de aynı mukayese ve denet yıldızı kullanılmıştır. Sistemin yörünge dönemi (P=20.66 gün) uzun olduğu için bir gecelik gözlem süresi içinde yaklaşık bir saat kadar gözlenmiştir. Işık eğrilerinde gözlem noktaları bir gece içinde elde edilen gözlem noktalarının ortalaması alınarak elde edilmiştir Sistemin TUG’daki T60 teleskobu ile gözlemleri ise 2010 yılında 10CT60-73 numaralı proje olarak başlamıştır. Gözlemler 2010C, 2011C dönemlerinde elde edilmiş ve 2012B dönemi olarak günümüzde devam etmektedir. Proje kapsamında sistemin gözlemleri her gözlem gecesinde tek yönlenme ile B ve V filtrelerinde 60s poz süresi ile 3'er CCD görüntüsü alınarak yapılmıştır. 2010 yılında 20 ve 2011 yılında ise 36 gece gözlem verisi elde edilmiştir. Sistemin diğer gözlemevlerinde yapılan gözlemlerinde kullanılan mukayese ve denet yıldızları T60 teleskobuna takılı CCD’de de görüntüye girmektedir. T60 teleskobu ile 28 Eylül 2010 gecesinde V filtresinde alınan bir görüntü örnek olması açısından Şekil 1’de verilmiştir. Şekil 1. V1379 Aql sistemi için T60 teleskobu ile V filtresinde alınmış örnek bir görüntü. 3. Işık Eğrileri V1379 Aql’nın 2010 ve 2011 gözlem sezonunda T60 teleskobu ile V filtresinde elde edilen ışık eğrisi ve B-V renk eğrisi Şekil 2’de verilmiştir. Karşılaştırma amacıyla her bir grafikteki y ekseni aynı ölçeklidir. Farklı iki gözlem sezonunda elde edilen eğrilerin genliği ve biçimi değişmiştir. 2010 yılında elde edilen V ışık eğrisi için genlik ~0.165 ve ortalama parlaklık 0.113 kadirdir. 2011 yılında ise V ışık eğrisinin biçimi değişmiştir. Genlik değeri ~0.235 kadirlere çıkarken ortalama parlaklık -0.173 kadir olmuştur. Bu tür sistemlerde ışık eğrilerinin genliği, sistemin minimum ve maksimum parlaklığı soğuk yıldız üzerindeki aktivite yapılarının evrimine göre değişir. Işık eğrilerinin şekli bazı yıllarda oldukça karmaşık olabilir ve bu durumda genlik belirlenemez. 196 . . Türkiye’deki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu - İstanbul 2011 -0.30 -0.25 -0.25 delta_V (mag) delta_V (mag) 2010 -0.30 -0.20 -0.15 -0.10 -0.15 -0.10 -0.05 -0.05 0.00 55435 -0.20 55440 55445 55450 55455 55460 55465 55470 55475 55480 0.00 55785 55485 55795 55805 55815 55835 55845 55855 55865 55835 55845 55855 55865 . . 2011 2010 0.54 0.54 0.55 0.55 0.56 0.56 0.57 0.57 B-V (mag) B-V (mag) 55825 HJD-2400000 HJD-2400000 0.58 0.59 0.60 0.58 0.59 0.60 0.61 0.61 0.62 0.62 0.63 0.63 0.64 55435 55440 55445 55450 55455 55460 55465 HJD-2400000 55470 55475 55480 55485 0.64 55785 55795 55805 55815 55825 HJD-2400000 Şekil 2. V1379 Aql’nın 2010-2011 yıllarında T60 teleskobu ile elde edilen V gözlemleri ve B-V renk değişimi. 4. Bulgular ve Değerlendirme Fairborn Gözlemevi, EÜ Gözlemevi ve TUG’da elde edilen 23 yıllık V ışık eğrileri Şekil 3’te birlikte verilmiştir. Genel olarak her gözlem sezonunda elde edilen ışık eğrilerinin genliğinin değiştiği açıkça görülür. En büyük genlikli ışık değişimi 1996 yılında (Şekil 2’de HJD 2450252) gözlenmiştir. 2002 yılından (Şekil 2’de HJD 2452225) sonra genlikte artma görülse de 1996 yılında V süzgecinde görülen 0m.166 genlik değerine ulaşılamamıştır. Sistemin ortalama parlaklığı 2002 yılının ikinci yarısından sonra artma eğilimindedir. Bu sisteme ilişkin ışık eğrilerini klâsik ve karmaşık ışık eğrileri olarak ayırmak mümkündür. Klâsik ışık eğrileri belirli bir genliğe sahip düzgün sinüs şekilli iken karmaşık ışık eğrileri genliğin neredeyse kaybolduğu ve bir fotometrik dönem belirlemenin zor olduğu ışık eğrileridir. Böylesi ışık eğrilerine örnek Şekil 4’te verilmiştir. Şekil 4’te verdiğimiz örnek ışık eğrilerinden (a) panelinde görülen, sistemin 1996 yılına ilişkin ışık eğrisidir. Bu yıl elde edilen ışık eğrisi sistemin mevcut fotometrik verisi içinde en büyük genliğin gözlendiği ışık eğrisidir. (b) panelinde verilen ışık eğrisi ise 2000 yılına aittir ve bir genlik değerinin belirlenemeyeceği ışık eğrilerinden biridir. Sistemin T60 teleskobu ile devam eden gözlemleri, 2000 yılından sonra sürekli artma eğiliminde olan sistemin ortalama parlaklığının tekrar azalmaya başladığını gösterir. Yine bu gözlemlerden ışık eğrilerinin genliğinin artmaya başladığı görülür. Bu durum yıldız üzerindeki aktif bölgelerin etkinliğinin arttığına işaret eder. Sistemin gözlemleri T60 teleskobunda 2012B döneminde de devam etmektedir. Bu gözlemlerden elde edilen ışık eğrilerinde genliğin artmaya devam edip etmeyeceği izlenecektir. Sistem acaba gelecek gözlem sezonlarında 1996 yılında sahip olduğu en büyük genlik değerine ulaşacak mıdır? Kromosferik aktif yıldızlarda uzun dönemli fotometrik veri oldukça önem taşır. Yıldız yüzeyindeki aktif yapıların ömürleri uzun dönemli gözlemlerden belirlenebilir. Yine uzun dönemli fotometrik veriden yıldız üzerindeki aktif boylamların ve diferansiyel dönmenin varlığı belirlenebilir. Yıldızın diferansiyel dönmesi sonucunda lekelerin yıldız yüzeyi üzerindeki dağılımına uygun olarak ışık eğrilerinin genliği ve biçimi değişir. Yıldızlarda yüzey diferansiyel dönmesini fotometrik olarak belirlemenin birkaç yöntemi vardır. Bunlardan bir tanesi, geniş bant fotometrik veri üzerinden her gözlem sezonuna ait ışık eğrilerinden dönem analizi yapmaktır. V1379 Aql’nın T60 gözlemlerini de içeren 23 yıllık 197 Türkiye’deki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu - İstanbul fotometrisini kullanılarak aktif bileşenin fotometrik dönem değişimi üzerinde çalışmaktayız. V1379 Aql Güneş-benzeri diferansiyel dönme gösterir. . V1379 Aql (1988-2011) -0.3 delta_V (mag) -0.2 -0.1 0.0 0.1 0.2 0.3 47000 48000 49000 50000 51000 52000 53000 54000 55000 56000 HJD-2400000 Şekil 3. V1379 Aql sisteminin 1988-2011 yıllarına ait V ışık eğrileri (Şekilde içi boş daireler APT teleskobu verilerini, içi dolu daireler EÜ Gözlemevi verilerini ve içi dolu üçgenler TUG-T60 teleskobu verilerini göstermektedir.). Şekil 4. Sistemin ışık değişiminde klâsik (a) ve karmaşık (b) sınıflamasına ait örnek ışık eğrileri. Son yıllarda bu konu üzerine yapılan bilimsel makalelerde yıldız yüzeyinde görülen aktivite yapılarına ilişkin çalışmalar için 30-40 yıldan daha fazla gözlemsel veriye gerek olduğu ifade edilmeye başlanmıştır. Bu tür uzun dönemli aktif sistemlerin gözlemlerinin T60 teleskobunda yapılması, bu teleskobun amaçlanan hedeflerine ulaşması için oldukça uygun bir çalışma alanıdır. Teşekkür: Bu çalışma TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi tarafından 10CT60-73 numaralı proje ile desteklenmiştir. Kaynaklar: - Bidelman W.P., MacConnell D.J., 1973, AJ, 78, 687. - Fekel F.C., Simon T., 1985, AJ, 90, 812. - Balona L., Lloyd Evans T., Simon T., Sonneborn G., 1987, IBVS 3601. - Frasca A., Marilli E., Catalano S., 1998, A&A, 333, 205. 198
