Kataklismik Deðiþenler
advertisement
INTERACTING BINARY STARS eds. J. E. Pringle ve R. A. Wade Hazırlayan Sinan Aliş 2601010246 [email protected] 4.1. Kataklismik Değiş enler: Gözlemsel Bir Genel Bakış R. A. Wade ve M. J. Ward 4.1.1. Giriş Kataklismik değ işenler ç ok uzun yıllar boyunca hem amatö rlerin hem de profesyonellerin ilgilendiğ i bir konu olmuştur. İlk cü ce nova Hind tarafından 1855 yılında bulunmuştur. Novalar ise ç ok daha ö ncelerden beri bilinmekteydi. Bu kadar uzun sü redir incelenmelerine rağ men KD’lerin yapıları hakkında temel aç ıklamalar 1960’lardan beri yapılmaktadır. Artık bugü n biliyoruz ki, KD’ler etkileşen ç ift yıldızlardır. Roche modeline gö re ise yarı-ayrık ç ift yıldızlar sınıfına girmektedirler. Kataklismik kelimesi eski Yunan dağ arcığ ında bulunan “kataklymos” dan tü retilmiştir. Fırtına, felaket gibi anlamlara gelen cataclysm kelimesi ise İngilizce’de şiddetli anlamına gelmektedir. Ancak burada bir noktayı aç ıklamakta yarar var: KD’lerde meydana gelen olaylar sistemi parç alamamaktadır. Yani KD’lerde gö rdü ğ ü mü z patlamalar şiddetli sü pernovalara gö re ç ok daha zayıftır. KD’lerin Ç ift Yıldız Modeli Tü m KD’lerin ç ift yıldız oldukları bilinmektedir (inanılmaktadır). Roche modeline dayanan aç ıklamalar ve gö zlemler de bunu doğ rulamaktadır. Şimdiye kadar aksini gö sterir belirgin bir ö rneğ e rastlanmamıştır. KD’ler biri yozlaşmış yıldız (beyaz cü ce) diğ eri ise kırmızı dev ya da ç oğ u durumda olduğ u gibi anakol yıldızı olan iki yıldızdan meydana gelirler. Beyaz cü ceye baş yıldız (kü tlesinden dolayı) diğ erine ise yoldaş yıldız denmektedir. Yoldaş yıldızın kırmızı dev olduğ u durumlar genellikle tekrarlayan novalar olmaktadır. Bazı ö zel sistemlerde iki yıldızın da yozlaşmış olması mü mkü ndü r (AM CVn). Fakat ç oğ unlukla yoldaş yıldız Gü neş gibi cü ce bir yıldız olmaktadır ve gö zlenen tayf tipleri de genellikle G, K, M olmaktadır. Bu yoldaş yıldızların hidrojen yakmaya devam eden anakol yıldızları oldukları bilinmektedir. Bunun yanında yö rü nge dö nemi 2 saatten kısa olan sistemlerde, yoldaş yıldızlar doğ rudan gö zlenemedikleri iç in anakol yıldızları olduklarından %100 emin değ iliz. Bü tü n KD’lerde iki yıldız arasındaki ayrıklık ve sistemin kü tle oranı bize gö stermektedir ki; yoldaş yıldız kendi Roche lobunu doldurmuştur. Bunun bir sonucu olarak 1 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com yoldaş yıldızdan beyaz cü ceye bir gaz akışı olmaktadır. Bu gaz beyaz cü cenin etrafında bir yığ ılma diski oluşturmaktadır. Madde akımı diskin dış bö lgelerinde yü ksek hızlarla diske ç arpmakta ve orada bir bö lgeyi ısıtmaktadır. Burası “sıcak leke” diye bilinen yerdir. Burada disk oluşumu ile ilgili olarak bir ayrım yapılabilmektedir: Eğ er beyaz cü cenin manyetik alanı 106 ve daha dü şü kse bahsettiğ imiz tarzda bir disk oluşabilir. Ancak beyaz cü cenin manyetik alanı 106 dan daha yü ksekse, manyetik alan disk oluşumunu engeller. Bu durumlarda akan gaz alan ç izgilerini takip ederek beyaz cü cenin kutuplarına gider. Bunlara “yığılma sü tunları” denmektedir. Diskli sistemlerde ışınıma katkısı olan beş bö lgeden sö z edebiliriz: Baş ve yoldaş yıldız, yığ ılma diski, gaz akışı ve sıcak leke.. Disk olmayan sistemlerde bu yapılar 4 tanedir: Baş ve yoldaş yıldız, gaz akımı ve yığ ılma sü tunları.. Ş ekil 1. Kataklismik ç ift yıldızların modelleri. Manyetik ve manyetik olmayan sistemler iç in. KD modelindeki her ayrı yapı elektromanyetik tayfın farklı bö lgelerinde ışınım yapmakta veya daha baskın olmaktadır. X-ışın gö zlemleri gö reli olarak daha sıcak bö lgelerden bilgi almaktadır. Bu da yığ ılma diskinin iç kısımları yani sınır tabaka diye bilinen bö lgedir. Manyetik olmayan sistemlerde bu bö lgede yığ ılma diski ile beyaz cü ce etkileşim iç erisindedir. Yığ ılma diskinin kendisi ö zellikle morö tesi bö lgede ışınım yapmaktadır. Optik ışınım ise diskin dış bö lgeleri (sıcak leke) ve yoldaş yıldızdan gelmektedir. Kırmızıö tesi ışınım yine yoldaş yıldızdan ve olası bir zarf yapıdan gelmektedir. Simbiyotik sistemlerde iki yıldızın da bir zarf iç inde olduklarına dair ç ok gü ç lü kanıtlar bulunmaktadır. Bu tip sistemlerde kırmızıö tesi ışınımın ö nemi bü yü ktü r. Son olarak da radyo ışınımı ise iyonize olmuş gazlardan ve bazı sistemlerde gö rü len jetlerden kaynaklanmaktadır. 2 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Ş ekil 2. Kataklismik değ işenlerde ç eşitli dalgaboylarındaki ışınımlar ve yayınlandıkları bö lgeler. Kataklismik Değiş enlerin Tipleri İlk zamanlar sü pernovaların, novaların, tekrarlayan novaların ve cü ce novaların aynı fiziksel yapıda oldukları dü şü nü lü yordu. En belirgin ortak ö zellikleri patlama ile birlikte gelen parlaklık artışıydı. Bu parlaklık artışı, sü pernovada en fazla cü ce novada ise en azdı. Bu parlaklık artışı bö ylece bu tip yıldızları ayırmada kullanılan bir kriter oldu. Bir diğ er kriter ise iki patlama arasındaki sü reydi. Başka bir deyişle patlama dö nemi.. Sü pernova ve novalar bir kere, tekrarlayan novalar ise bir kaç onyılda bir patlıyorlardı. Cü ce novalar ise hepsinden daha sık periyotlarla patlama gö stermekteydi. Bugü n biliyoruz ki, sü pernovalar bir yıldızın ç ö kü şü ya da patlaması ile oluşan ö lü mü dü r. Bö yle bir olay yıldızı tamamen parç alamaktadır. Bu yö nü yle “kataklismik”den daha fazla şiddetli bir olayı gö stermektedir. Novaların ve cü ce novaların etkileşen ç ift sistemler olduklarını sö ylemiştik. Nova patlamaları baş yıldızın sıcak ve yoğ un dış zarfında birdenbire meydana gelen hidrojen yanması ile oluşmaktadır. Diğ er yandan, cü ce nova patlamaları ise yığ ılma diskinde meydana gelen bir olaydır ve yoldaş yıldızdan akan maddenin meydana getirdiğ i kararsızlıklar sonucunda oluşur. 3 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com SINIF NOVA TEKRARLAYAN NOVA CÜ CE NOVA U Gem SU UMa Z Cam NOVA BENZERİ YILDIZ UX UMa Anti-Cü ce Nova DQ Her AM Her AM CVn GENLİK (m) 8 – 18 7–9 ENERJİ Ç IKIŞ I (erg) 1044 - 1045 1043 - 1044 TEKRARLAMA PERYODU Tekrarlama yok 10 - 100 + yıl 2–6 2–6 2–6 1038 - 1039 1038 - 1039 1038 - 1039 30 - 500 + gü n 10 - 30 + gü n 10 - 50 + gü n ----2–5 ----2–5 ----- --------------------- ----sö nü kleşme ----sö nü kleşme ----- Tablo 1. Kataklismik değ işenlerin tipleri ve başlıca ö zellikleri. Nova patlamaları her ne kadar bir ç ift sistemde de olsa, tek bir yıldızda yani beyaz cü cede meydana gelen yanmanın bir sonucu. Oysa cü ce nova patlamaları tamamıyla sistemin “ç ift” olmasıyla yakından ilgili. Benzer bir şekilde, AM Her ve VY Scl yıldızlarında da alç ak ve yü ksek durumlar diye adlandırılan durumlar, madde aktarımının dü şü k ve yü ksek olduğ u halleri ifade etmektedir. Bu tü r değ işimlerin hiç biri doğ al olarak, tek yıldızlarda dü şü nü lemez. KD’lerin geleneksel sınıflaması onların ışık değ işimlerinin karakterlerine gö re yapılmaktaydı. Mesela novalar ç ok bü yü k patlamalar gö stermekteydiler. Bu patlama sırasında parlaklıklar, hızlıca yü kseliyor ama ç ok daha yavaş iniyordu. Nova kelimesi Latince “nova stella” = yeni yıldızdan gelmektedir. Tanım olarak bir nova patlaması bir yıldız iç in yalnız bir defa gö zlenir. Ancak bu konuda değ işik fikirler de ortaya atılmaktadır. Mesela novaların da aslında birden fazla patladığ ı ancak dö nemlerinin ç ok uzun olması nedeniyle bizim onları yalnızca bir defa patlıyor gibi gö rü şü mü z. Bununla ilgili şü phenilen dö nem ise 10.000 yıl mertebesinde. Tekrarlayan novalar birden fazla patlaması kayıt edilmiş olanlardır. Cü ce novalara gö re daha fazla erke aç ığ a ç ıkarmaları ve bunu tekrarlamaları nedeniyle “tekrarlayan novalar” diye anılmaktadır. Bu sistemlerin patlama dö nemleri 10-50 yıl arasında değ işmektedir. Cü ce novalar ise (U Geminorum, Z Camelopardalis ve SU Ursae Majoris) sıklıkla ama kü ç ü k ve kısa patlamalar gö sterirler. KD’lerin birç ok tü rü “nova-benzeri sistemler” diye bilinmektedir. Bunlardan UX UMa tü rü olanların patlama gö sterdikleri gö rü lmemiştir. Manyetik olan AM Her sistemleri ise alç ak ve yü ksek durumlar gö stermektedirler. Bu sistemlerin en ö nemli ö zelliğ i, şiddetli manyetik alandan kaynaklanan kutuplaşmış ışıklarıdır. Bir diğ er tü r ise VY Sculptoris yıldızlarıdır. Bunlar da AM Her’ler gibi alç ak ve yü ksek durumlar gö sterirler ancak ışıkları kutuplaşmamıştır. Ç oğ u zaman bu yıldızlar “anti cü ce nova” diye adlandırılmaktadır. Ç ü nkü normalde hep yü ksek durumdayken zaman zaman ç ukur gibi alç ak durumlar gö sterirler. Tü m bu sistemler kısa dö nemli ç ift yıldızlardır. 4 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com 4.1.2. Kataklismik Değiş enlerin Uzun Dönemli Davranış ları Geniş Bant Iş ık Değiş imleri Astronomik bir nesnenin parlaklık değ işimi, ışığ ının zamanın fonksiyonu olarak ç izdirildiğ i ışık eğ risiyle gö sterilir. KD’lerin uzun dö nemli değ işimleri ağ ırlıkla amatö r gö kbilimcilerin gö zlemlerine dayanmaktadır. Bu amatö rler birkaç dernek veya organizasyon ç evresinde toplanmışlardır: AAVSO, RASNZ, BAA-VSS gibi. Amatö rlerin yaptığ ı gö rsel gö zlemlerin yanısıra tarama ç alışmaları nedeniyle elde edilmiş fotoğ rafik veriler ve bir de fotoelektrik veriler bulunmaktadır. Bir ç ok KD iç in bir yü zyılı aşkın sü reyi kapsayan gö zlem verisi bulunmaktadır. Daha ö nce bahsetmiştik novalar patlama ile birlikte parlaklıklarında 7-20 kadir arasında artış gö sterirler. Novanın maksimum parlaklığ a ulaşması bir ya da 2 gü n sü rer. Oysa minimuma inişi ç ok daha yavaştır ve bu iniş hızının belirlediğ i sınıflara ayrılırlar. Hızlı novalar maksimum parlaklıktan 2 kadir sö nü kleşmeyi 10-20 gü n iç inde yaparken, ç ok yavaş novalarda bu sü re 100 gü ndü r. Bunun dışında orta hızlı ve de ç ok hızlı novalar da gö zlenmiştir. Bu sınıflama novanın maksimumdaki mutlak parlaklığ ı ile ilişkilidir. Hızlı novalar en parlak olanlarıdır. Keskin iniş bazen ani sö nü kleşmelerle bazen de gö rü len salınımlarla bozulabilir. Bir nova patlamasında etrafa bir kabuk yayılır. Bu kabuk bazen gö rü lebilir de. Bu kabuk ile kaybedilen kü tle ya da başka bir deyişle kabuktaki maddenin kü tlesi 10-5 – 10-4 M• civarındadır. Son zamanlarda nova patlamalarının morö tesi ve kızılö tesi dalgaboylarında da gö zlenmesi gö sterdi ki, gö rsel dalgaboylarında tü m olayları anlamamız mü mkü n değ il. Maksimumdan sonraki ilk haftalarda gö rsel ışık azalırken, morö tesi ışık artmaya başlar. Morö tesi ışık da daha sonra kızılö tesi tarafından geç ilir (Şekil 3). Bu bü yü k ihtimalle toz parç acıklarından yansıyan morö tesi ışınımla ilgilidir. Ş ekil 3. Zamanın bir fonksiyonu olarak, Nova FH Ser ‘in ışınım gü cü . Dolayısıyla bir novanın toplam yani tü m ışınım parlaklığ ı gö rü nü r ışıktan ç ok daha fazla olmaktadır. 5 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Bir ç ok durumda fotoğ rafik kayıtlar patlama ö ncesi novaları tespit etmiştir. Bö ylece nova ö ncesi ile nova sonrası parlaklıklarını karşılaştırma şansımız olur. Burada da gö rü lmü ştü r ki, bu iki durum arasında pek fark olmamaktadır. Bu da, nova sonrası gö zlenen yığ ılma diskinin nova ö ncesinde de varolduğ unu gö stermektedir. Ayrıca nova patlamasına yoldaş yıldızdan aktarılan bu maddenin neden olduğ u dü şü nü lmektedir. Nova patlamalarının modelleri ve fırlatılan kabuktaki madde miktarı 10-5 – 10-4 M• lik bir maddenin yığ ılması sonucu patlamanın olduğ unu gö stermektedir. Yine modellere gö re yılda ortalama 10-8 M• lik bir madde aktarımı olursa bö yle bir patlamanın 104 yılda tekrarlanacağ ı gö sterilmiştir. Yığ ılan maddenin beyaz cü ce yü zeyinde yanmasıyla oluşan nova patlamalarının tersine cü ce nova patlamaları, beyaz cü ce ü zerine yığ ılan maddenin oranındaki değ işmeden meydana gelirler. Cü ce nova patlamaları daha kü ç ü k, daha kısa ve nova patlamalarına gö re daha sık olmaktadır. Maksimum parlaklıkta sakin evreden 2-5 kadir daha parlaktırlar. Her bir patlama birkaç gü n sü rer. Bir gü nde meydana gelen bir ç ıkış ve daha uzun sü ren bir inişten ibarettir. Patlamalar arası sü re ise 10-100 gü ndü r. Herhangi bir cü ce nova iç in birden fazla biç imde patlamadan sö z etmek mü mkü ndü r. Ö rneğ in SS Cygni kısa ve uzun diye adlandırılan iki tip patlamaya sahiptir. Kısa patlamalar 414 gü n sü rerlerken, uzun patlamalar 6-29 gü n sü rebilmektedir. Patlama tiplerini ayırmada kullanılan diğ er ö zellikler ise; maksimum parlaklığ a ç ıkış sü resi ile patlamanın genel şeklidir. Ş ekil 4. Değ işik KD sistemlerinin patlama ışık eğ rileri. a) U Gem tipinden SS Cyg’nin 1975 ışık eğ risi, geniş ve dar patlamalar gö rü lmekte. b) Z Cam; patlamadan inişte bir duraklama gö steriyor. c) SU UMa tipinden VW Hyi ‘nin bir sü per patlaması. d) Nova-benzeri VY Scl ‘nin alç ak ve yü ksek durumları. Patlama ışık eğ rilerinden dolayı ayrılan 2 tü r cü ce nova daha vardır. SU UMa yıldızları U Gem (SS Cyg) ‘ye benzer normal patlamalar gö stermenin yanında, genliğ i daha bü yü k sü per patlamalar da gö sterirler. Bu sü per patlamaların tekrarlama dö nemleri daha uzundur. Genellikle sü per patlamadaki maksimum parlaklık, normal patlamaya gö re 1m kadir daha parlaktır. Ayrıca SP’lar normal patlamalardan daha uzun sü rerler. SU UMa tipinden VW 6 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Hydri 28 gü nde bir 4 kadir genlikli ve 4 gü n sü ren NP’ların yanında, her 180 gü nde bir 5 kadir genlikli ve 12 gü n sü ren SP’ler gö sterir. Bir diğ er tü r olan Z Cam tipi cü ce novalarda ise patlamadan minimuma (sakin) iniş sırasında zaman zaman duraklamalar gö zlenir. Bu duraklamalar bir kaç gü n sü rebileceğ i gibi aylarca da sü rebilir. Neredeyse tü m duraklamalar, patlama maksimumundan iniş sırasında gö zlenmiştir. Duraklamanın bitmesi ile sistem sö nü kleşmeye devam eder ve minimuma iner. Yine Z Cam tipi cü ce novalar ü zerinde yapılan ç alışmalar duraklamanın, maksimum parlaklıktan genliğ in 1/3’ü nü n inilmesiyle başladığ ını gö stermiştir. Cü ce novaların yö rü nge dö nemleri ile patlamadan sakin evreye iniş iç in geç en sü re arasında bir ilişki vardır. Maksimumdan 1m kadir inmesi iç in geç en ortalama sü re 10 yö rü nge dö neminin sü resine eşittir. Bu durumun en iyi aç ıklaması şu; bü yü k yö rü nge dö nemleri bü yü k yığ ılma disklerine neden olmaktadır. Bü yü k bir diskin ise patlamadan sakin evreye geç işi iç in geç en sü re de uzundur. UX UMa, AM Her ve VY Scl yıldızları ya da diğ er adlarıyla nova-benzeri değ işenler, gü nden gü ne veya haftadan haftaya dü zensiz değ işimler gö sterirler. Bu değ işimler genellikle onların ortalama parlaklığ ının birkaç onda biri kadardır. Bu tip yıldızlarda gö rü len alç ak durumlar haftalarca ya da aylarca sü rebilir. Erke (Enerji) Dağılımları KD’lerin gö zlemlerinin en ö nemli amaç larından biri sakin evreden patlamaya geç erken bu yıldızların tayflarında gö rü len değ işimleri anlamaktır. Yığ ılma diski teorilerinden (merkezsel yıldızın dö nü şü nü ihmal ederek) sabit hızla madde aktarımı olan bir sistemde, yığ ılma diski ve sınır tabaka iç in parlaklıklar şö yle verilebilir: • GM W M Ldisc ≅ LBL ≅ 2 RW • kü tlesi 1 M•, ç apı Rw = 6x108 cm ve yığ ılma oranı ( M ) 1016 g/sn olan (1,6x10-10 M• / yr) bir beyaz cü ce iç in diskin parlaklığ ı 1033 erg / sn ‘dir. Yani Gü neş’in parlaklığ ının 1/4’ ‘ü . Buradan hareketle diskin ç eşitli yerlerindeki yü zey sıcaklığ ını tahmin edebiliriz. Diskin dış kısımlarında, maddenin ç ok kü ç ü k bir uzaklıktan dü ştü ğ ü ve alanın bü yü k olduğ u, Stefan yasasını kullanarak şö yle yazabiliriz: • 2 (2π Rd ) (σ Tout 4 GM W M )≅ 2 Rd burada Rd diskin dış kısmının ç apı, σ = 5,67x10-5 erg / cm2sK4 ‘dir. Bu ifadenin solundaki ilk terim parlaklığ ı yayan bö lgenin alanını ifade ediyor. Fakat disk iç in dü şü ndü ğ ü mü zde bu diskin iki yü zü nü de iç eriyor. Bu yazılırken diskin optikç e kalın olduğ u varsayılmıştır. Bö ylece Stefan yasası ile bulunan etkin sıcaklık ile yü zeydeki gazın 7 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com fiziksel sıcaklığ ı birbirlerine yakındır. Diskin optikç e ince olması durumunda bu alan ile aynı parlaklığ ı vermesi iç in daha sıcak olması gerekiyor. • Eğ er, Mw = 1 M• ; Rd = 4x1010 cm ve M = 1016 g/sn kabul edersek diskin sıcaklığ ı Tout = 2x103 K olur. Diskin iç kısımlarında, daha fazla yığ ılma erkesi vardır ve de ışınım yapan alan daha kü ç ü ktü r. • 2 (2π Rw ) (σ Tmax 4 GM W M )≅ 2 RW Rw ‘yi 6x108 cm alırsak, Tmax ≅ 5x104 K olmaktadır. Bu varsayımlar kaba olmakla birlikte, diskin farklı sıcaklıklarda ışınım yaptığ ını gö stermektedir. Optikç e kalın ve değ işmez disk modelleri (Bö lü m 4.2.) kanıtlamıştır ki, diskin yü zey sıcaklığ ı yarıç apın artmasıyla azalmaktadır. Tdisc (R) α R-3/4 Ayrıca yine bu modeller gö stermiştir ki, maksimum yü zey sıcaklığ ı tahmin ettiğ imiz değ erin 1,5 katıdır. Sınır tabakası beyaz cü cenin boyutları kadar veya daha azdır. Dolayısıyla karakteristik sıcaklığ ı diskin iç kısımlarına gö re 3 kat daha fazladır. 1016 g/sn veya 1018 g/sn ‘lik yığ ılma oranlarına gö re tahmin edilen bu yü zey sıcaklıkları gö stermektedir ki; yığ ılma diski 3000-10000 A (gö rsel) ile 1000-3000 A (morö tesi) dalgaboylarında etkin bir ışınım yapmaktadır. Ayrıca sınır tabakasının da uç morö tesi (300-1000 A) ile yumuşak x-ışınlarında (50-300 A) ışınım yapması beklenmektedir. Nova sonrası, nova-benzeri yıldızlar ve patlamada olan cü ce novalar; sakin evredeki cü ce novalara gö re daha hızlı madde yığ ıştırmaktadırlar. Dolayısıyla bu sistemlerin sınır tabakaları ve diskin kendisi daha sıcak (mavi) olurlar. KD’lerin gö zlemleri, yıldız disklerindeki erke dağ ılımları ile ilgili beklentileri genellikle desteklemektedir. Bir KD’nin erke dağ ılımını belirli yapmak iç in bir tayfsal indeks kullanılmaktadır. Bu indeks s ile gö sterilmektedir. fν ∝ ν s Burada ν, ışınımın frekansı (Hz) ve fν ise birim frekansta yayınlanan akıyı temsil etmektedir (erg / cm2sHz). Sakin haldeki cü ce novalar optik bö lgede sopt ≅ 0 indeksine sahiptir. Morö tesi bö lgelerde ise s genellikle –1 < suv < 0 arasında bulunur. Patlama sırasında sopt ve suv yü kselirler ve yayınımın kısa dalgaboylarında daha fazla olduğ unu gö sterirler. Bu ise yü ksek oranda madde yığ ılmasının bir sonucu olan yü ksek sıcaklıktır. Nova sonrası sistemler ile nova-benzeri sistemler genellikle patlama sırasındaki cü ce novaların erke dağ ılımına benzer bir dağ ılım gö sterirler. 8 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Bazı KD’lerde yoldaş yıldız yeterince parlaktır ve sakin evredeki gö rsel ve kırmızıö tesi ışınıma katkıda bulunur ve sopt < 0 olan bir indeks verir. Ama patlama sırasında yoldaş yıldızdan gelen ışınım belirginliğ ini yitirir ve sistem diğ er cü ce novalar gibi gö rü lü r. Gö zlenen ve beklenen erke dağ ılımlarının karşılaştırılması ile disk boyunca yığ ışan madde miktarını tahmin etmek mü mkü ndü r. Modelleri oluşturmak iç in kullanılan değ işik yö ntemler aynı gö zlemler iç in bile farklı sonuç lar verebilmektedir. Yıldız atmosfer modellerini kullanarak oluşturulan disk tayflarına dayanan yö nteme gö re; nova sonrası sistemler, UX UMa yıldızları, yü ksek durumdaki VY Scl yıldızları, • patlamadaki ve duraklamadaki cü ce novalar 1017 ≤ M ≤ 1018 g / sn arasındaki değ erlerde bir madde aktarım oranına sahiptir. Atmosfer modelleri yerine karacisim ışınımını kullanan yö ntemlerde yukarıdaki madde aktarım oranı bir kuvvet daha fazla olmaktadır. Kü tle aktarım oranını belirlemede, belirgin bir dalgaboyundaki gö zlenen ve beklenen akıların karşılaştırılması erke dağ ılımının şekline dayanan yö nteme gö re daha doğ rudur ancak bu yö ntem ancak yıldızın uzaklığ ının ç ok iyi bilinmesi halinde kullanılabilir. Bu ve buna benzer yö ntemlerle elde edilen yığ ılma oranları yukarıdaki değ erlere ç ok yakın sonuç lardır. Optikç e kalın disklere dayanan model tayflar, sakin evredeki cü ce novaların gö zlenen erke dağ ılımları ile uyum iç inde değ ildir. Optikç e ince dış kısımlar ile 1015 – 1016 g /sn ‘lik madde aktarım oranları daha iyi sonuç vermektedir. Kü tle aktarım oranındaki bu 10-100 oranındaki azalma sakin ve patlama halindeki parlaklık farkı ile tutarlıdır. 4.1.3. Disk Bileş enli Kataklismik Değiş enlerde Yörü ngesel Olaylar Yörü nge Dönemi Dağılımları Tekrarlayan nova T CrB (227 gü n) ve nova GK Per (1,99 gü n) dışındaki tü m KD’lerin yö rü nge dö nemleri 15 saatten kısadır. 8 saatten uzun dö nemli sistemlerde muhtemelen yoldaş yıldızlar genişlemiştir. Bilinen en kısa dö nemli iki sistem AM CVn (18 dakika) ve G61-29 (46 dakika) ‘nin iki bileşeni de beyaz cü cedir. Bu iki sistemde patlamalar gö rü lmemekle birlikte, kü tle aktarımının gö stergesi olan dü zensiz ışık değ işimleri mevcuttur. Patlama gö steren en kısa dö nemli yıldız WZ Sge (82 dakika) ‘dir. 82 dakika ile 2h 10m arasında oldukç a fazla sistem vardır. Tıpkı 2h 50m ile 8h arasında olduğ u gibi. Ancak 2h 10m ile 2h 50m arasında hiç KD yoktur ve burası dö nem boşluğ u diye bilinir. Son zamanlarda bu aralığ a giren bir iki sistem bulunmuştur. Tü m novaların ve UX UMa sistemlerinin dö nemleri 3h ‘den fazladır. AM Her, U Gem, Z Cam ve SU UMa sistemleri dö nem boşluğ unun her iki tarafında da bulunurlar. Geniş Bant Iş ık Değiş imleri Bir ç ift yıldız sisteminde dö nemli olarak ö rtü lmelerin gö rü lebilmesi dizgenin yö rü nge dü zlemi ile bizim bakış doğ rultumuz arasındaki aç ıya bağ lıdır. KD’lerde beyaz cü cenin kendisi tam ö rtü lmese de yığ ılma diskinin bir kısmı ö rtü lebilir. Ya da parlak leke ö rtü lebilir. 9 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Ş ekil 5. Diskli bir KD sisteminin temel yapısı. a) Yö rü nge eğ iminin yü ksek olduğ u durumlarda yoldaş yıldız sıcak lekeyi ve diskin bir kısımını ö rtecektir. Ama eğ im ç ok daha fazla olursa (b durumu) diskin merkezi kısımları ve beyaz cü cenin kendisi de ö rtü lecektir. Ö rnek olarak Z Cha dizgesinde eğ im ç ok yü ksek olduğ u iç in hem sıcak leke hem de beyaz cü ce ö rtü lmektedir. Sakin evrede iken hem iniş hem de ç ıkış kolunda bu iki ö ğ enin etkisi de gö rü lmektedir. Patlama sırasında yığ ılma diskinin iç kısımları baskın hale geldiğ inden, ışık eğ risi daha keskin bir hal alır. Ş ekil 6. Z Cha ‘nın sakin ve sü per patlama halindeki ö rtü lme ışık eğ rileri. Sü per patlamada diskin parlaklığ ı ç ok yü kseldiğ i iç in ö rtü len bileşenleri ayırmak mü mkü n olmamaktadır. U Gem ‘de ise baş yıldız ve diskin iç kısımları ö rtü lmez. Dolayısıyla ışık eğ risi sıcak lekenin ö rtü lmesini gö stermektedir. U Gem ‘de tutulmadan yarım dö nem sonra bir “tü msek” gö rü lü r. Bunun nedeninin parlak (sıcak) leke olduğ u dü şü nü lmektedir. KD ’lerde yoldaş yıldızlar Roche loblarını doldurmuş olduklarından şekilleri armutlaşmıştır. Bunun bir uzantısı olarak yö rü nge dö nemine bağ lı olarak ışık değ işimleri gö rü lü r. Eğ imin bü yü k olduğ u sistemlerde bu (elipsoidal) değ işimler daha belirgindir. 10 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Burada tartışılan bu tip değ işimlerin hepsi sistemin dö nmesi ile ilgilidir. Yani sistem dö ndü kç e dö nemli olarak karşımıza ç ıkmaktadır. Ancak SU UMa tipi cü ce novalarda gö rü len bir olay vardır ki, sadece patlama halinde hatta sü per patlama halinde gö rü lebilir. Yapı olarak tü mseğ e benzeyen bu değ işimlere sü per patlamada gö rü ldü kleri iç in sü per tü msek denmektedir. Bunların en ö nemli ö zelliğ i dö nemlerinin yö rü nge dö neminden %2-5 kadar daha uzun olmasıdır. Sü per tü msekler sakin evrede hiç bir değ işim gö stermeyen sistemlerde bile gö rü lmektedir. Sü per tü msekler iç in bir ç ok aç ıklama getirilmiştir. İkinci yıldızdan akan maddenin oranındaki değ işiklik ya da sistem etrafında yö rü ngede dö nen maddeler; fakat bu dü şü ncelerden hiç biri yeterince tatmin etmemiştir. Tayf Ç izgilerinin Yörü ngesel Davranış ları KD ’lerde genellikle ikincil yıldızın tayfını gö rmek zordur. Bunun nedeni, yığ ılma diskinden gelen kuvvetli ışınım, sü rekliliğ i yü kseltmekte ve ç izgilerin belirginleşmesini ö nlemektedir. Yoldaş yıldızın soğ urma ç izgileri gö rü lebildiğ i zamanlarda, yıldızın kü tle merkezi etrafındaki hareketin temsil eden ç izgi kaymaları da gö zlenebilir. Bö ylece yıldızın dikine hız eğ risi oluşturulabilir. Dikine hız eğ risi, yö rü nge dö nemine gö re ç izdirilir. Değ işimin genliğ i KR ‘de bu eğ riden elde edilir. KD ‘lerde salma ç izgileri de dö nemli bir dikine hız değ işimi gö sterirler. Bu salma ç izgilerinin hareketi zıt evrelidir. Ç ü nkü bunlar yığ ılma diskinde oluşmaktadırlar ve beyaz cü cenin hareketini temsil etmektedirler. Değ işimin genliğ i KW aynı KR gibi bulunur. KR ve KW kullanılarak yıldızların ayrı ayrı kü tleleri bulunabilmektedir. KR = VR . sini MW 2πa VR = . P MW + M R Kü tle fonksiyonu diye bilinen bir bü yü klü k, P ve KR ‘den itibaren oluşturulabilir: f (M W ) = PK R3 M W3 . sin 3 i = 2πG ( M W + M R ) 2 Yö rü ngenin eğ ikliğ i i biliniyorsa yıldızların kü tleleri bulunabilir. Ç oğ u durumda i bilinmemektedir. O zaman bazı varsayımlar yapmak gerekir. En geç erli yol yoldaş yıldızın anakol yıldızları iç in varolan kü tle-ç ap ilişkisine uyduğ u varsayımı ile hesap yapmaktır. Yoldaş yıldız Roche lobunu doldurduğ u iç in ç apını bulmak kolay. Bir ç ift yıldızda Roche lobunu kü tle oranı (q) ve ayrıklık (a) belirler. q= a sin i = MW K = R M R KW PK R M W + M R ( ) 2π MW 11 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com olduğ undan sini gö zardı edilerek MR ve MW ‘yi bulmak mü mkü ndü r. Ö rten KD’lerde KW salma ç izgilerinden, sini ise tutulma ışık eğ risinden bulunabilmektedir fakat KR bilinemiyor ç ü nkü yoldaş yıldız gö zlenemiyor. Bu durumda kü tleç ap ilişkisi varsayımı ile kü tlelere ulaşılabilmektedir. Birç ok KD (diskli) iç in kü tleler bu yolla tahmin edilmektedir. Eğ er yö rü nge dö nemi ve bileşenlerin kü tleleri biliniyorsa, beyaz cü cenin etrafındaki diskin maksimum ç apı bilinebilir. Bu zaten beyaz cü cenin Roche lobu kadar olabilir. İyi ç alışılmış bir iki sistemde, tutulmaların sü resinden itibaren bulunan gerç ek disk ç apının bu maksimum değ ere yakın olduğ u gö rü lmü ştü r. 4.1.4. Kataklismik Değiş enlerde Hızlı Iş ık Değiş imleri Beyaz Iş ık Değiş imleri Bü tü n KD’ler gö rü nü r dalgaboylarında hızlı ışık değ işimleri gö sterirler. Bu değ işimler, genellikle, uzun dö nemli fotometrik gö zlemlerin toplanması ile ç alışılmıştır. Bu gö zlemlerde genellikle orta boy teleskoplarla ve ışıkö lç erler ile yapılır. Tipik bir KD gö zlemi birkaç saat boyunca 5 saniyelik ö lç ü mlerden ibarettir. Bö yle bir gö zlem o kadar seri yapılır ki, yalnızca arada bir gö kyü zü ve karşılaştırma yıldızının ö lç ü mlerini yapmak iç in kesilir. Sö nü k yıldızlara gidebilmek iç in bu gö zlemler genelde filtresiz (beyaz ışık) yapılır. Hızlı ışık değ işimleri temelde iki tiptir. Bunlardan biri “flickering = parıldama” dır. Parıldama, dü zensiz iniş ve ç ıkışlar gö sterir parlaklıkta ve bu değ işimler tek bir dö nem ile ifade edilemez. Bir gü ç tayfında, parıldamalar kendilerini geniş bir gü ç ve frekans aralığ ına yayılmış gö sterirler. Kü ç ü k frekanslara doğ ru genelde kuvvet artar. Değ işimler tek bir dö nem ile ifade edilemese de bazı sistemler diğ erlerine gö re daha aktiftir. Ö rneğ in LX Ser ‘in 5 dakikalık bir zaman ö lç eğ i varken, HT Cas ‘ın bundan daha kısadır. Sistemler arasındaki bu farklılıkların yanında tek bir sistem iç in bile zamanla parıldama aktivitesi oldukç a farklı olabilmektedir. Şekil 7 ’de UX UMa iç in iki farklı ö rnek verilmektedir. Parıldama genellikle sakin haldeki sistemlerde daha kuvvetli gö rü lü r. U Gem ‘de bunun kaynağ ı parlak leke iken HT Cas ‘da beyaz cü ceye yakın bir yer olduğ u dü şü nü lmektedir. Bir diğ er hızlı ışık değ işimi ise tek bir dö nemle ilişkili olan değ işimlerdir. Bunlar gü ç tayfında bir ya da daha fazla tepe (peak) ile kendilerini gö sterirler. Bu tepenin keskinliğ i bu dü zenli salınımların tutarlılığ ının gö stergesidir. Salınımlar, dö nemleri sabit ya da ç ok yavaş değ işen değ işimlerdir. Yarı-dö nemli salınımlar ise, dö nemleri birkaç ç evrim sonra değ işen hızlı değ işimlerdir. Oldukç a kararlı olan salınımlar bü yü k ihtimalle beyaz cü cenin dö nü şü nden kaynaklanmaktadır. Bu salınımlar genelde ortalama ışık dü zeyinin yü zde birkaç ı mertebesindedir. 12 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Ş ekil 7. UX UMa iç in iki farklı zamanda elde edilmiş tutulma ışık eğ risi. Parıldamaların farklılığ ına dikkat ç ekilmek istenmiş. Daha az tutarlı salınımlar patlamadaki cü ce novalarda gö zlenmektedir. Bu salınımlar iç in tipik dö nemler 10-40 saniyedir ve birkaç yü z ç evrim boyunca değ işmez. Bunun yanında 30-150 saniye arasındaki değ işimler QPO olarak da bilinirler (yarı-dö nemli salınımlar). Bunlar birkaç ç evrim sonra değ işirler. Renk ve Salma Ç izgisi Değiş imleri Bu hızlı ışık değ işimlerinin erkeye bağ lılığ ı konusunda ç ok fazla bilgimiz yok. Birkaç yıldız iç in ç ok renkte gö zlemler yapılmış ve genellikle parıldama bileşeninin mavi renklerde daha belirgin olduğ u gö rü lmü ş. Işık değ işimleri kısa dalgaboylarında daha kuvvetli. SS Cyg ve U Gem ‘in x-ışın gö zlemleri optik salınımlarla aynı dö nemli değ işimler gö stermiştir. Ama x-ışın salınımları sadece birkaç ç evrim boyunca evreye bağ lılığ ını koruyabilmiştir. X-ışın salınımlarını ayıran bir diğ er ö zellik ise değ işimlerin genliğ inin daha bü yü k olması. 4.1.5. Manyetik Kataklismik Değiş en Yıldızlar KD ‘lerin tanımı gereğ i, şimdiye kadar yığ ılma diski olan ve bu disk vasıtasıyla bileşenler arası madde aktarımı olan ç ift sistemlerle ilgilenildi. Eğ er beyaz cü cenin manyetik alanı yeterince kuvvetliyse beyaz cü cenin etrafında, aktarılan maddenin Kepleryen bir disk yerine manyetik alan ç izgilerini takip edeceğ i bir bö lge oluşur. Bu manyetosfer iç inde bir yığ ılma diski oluşamaz. Yine bu manyetosferin ç apı ise Alfven ç apı ile verilir (Ra). Bir KD sisteminde diskin ç apı (Rdisc) Alfven ç apından kü ç ü kse, yoldaş yıldızdan gelen madde akımı bir disk oluşamadan manyetik alan ç izgileri boyunca hareket eder. Bunun 13 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com sonucunda beyaz cü cenin manyetik kutuplarında madde birikmesi olur. Bu tip sistemlere AM Her sistemleri ya da “polars” denir. Polars denmesinin nedeni kuvvetli manyetik alandan dolayı, bu sistemlerden gelen ışınımın kutuplaşmış (polarize) olmasıdır. Ş ekil 8. Kuvvetli manyetik alana sahip KD ‘ler = AM Her sistemleri. Eğ er Rw < Ra < Rdisc ise, o zaman madde akımı bir disik oluşturacak ancak Ra ‘nın başladığ ı yerde kesilecektir. Dolayısıyla yoldaş yıldızdan gelen madde ö nce bir madde akımı biç iminde sonra bir disk biç iminde ve de en son olarak yine madde akımı biç iminde (manyetik alan ç izgileri boyunca) beyaz cü ceye aktarılmaktadır. Bu tip sistemlere ise DQ Her sistemleri ya da yarı-kutuplaşmış (intermediate-polars) sistemler denir. AM Her sistemlerinde beyaz cü cenin yü zeydeki manyetik alan şiddeti 2x107 Gauss mertebesindedir. Bu derece kuvvetli manyetik alanın yaratacağ ı torklar, beyaz cü cenin dö nme dö nemi ile yö rü nge dö neminin birbirlerine eşit olmasına neden olur (manyetik kilitlenme). DQ Her sistemlerinde manyetik alan bö yle bir durumu yaratacak kadar kuvvetli değ ildir. O yü zden DQ Her ‘ler ç oğ u yerde “eş zamanlı dö nmeyen yıldızlar” olarak da bilinirler. Bu sistemlerde aktarılan aç ısal momentum beyaz cü cenin giderek hızlanmasına ve dö nme dö neminin yö rü nge dö neminden kısa olmasına neden olur. Beyaz cü cenin yö rü nge dö nemi zamanla azalmaya devam eder. Yığılma Sü tunlarından Gelen Iş ınım İlk başlarda AM Her sistemlerini aç ıklarken bu dizgelerde 4 bö lgeden ışınım geldiğ ini sö ylemiştik. Bunlar yoldaş ve baş yıldız, madde akımı ve yığ ılma sü tunlarıydı. Yığ ılma sü tunları beyaz cü ce yü zeyinin hemen ü stü nde manyetik alan tarafından biriktirilmiş maddeyi iç ermektedir. Bu sü tunların beyaz cü ce ü zerindeki tabanları birkaç on kilometre ç apındadır. Beyaz cü cenin manyetik ekseki ile dö nme ekseni genellikle ç akışık olmadığ ı iç in her AM Her sisteminin geometrisi birbirinden farklı olabilmektedir. Yığ ılma sü tununda ilerleyen madde neredeyse dik olarak beyaz cü ce yü zeyine dü şmektedir. Yü zeyin yakınında, hızla ilerleyen madde bir şok ile karşılaşır ve yavaşlayarak hareket erkesini ısısal erkeye dö nü ştü rü r. Buradaki şok sıcaklığ ı, Ts ≥ 108 K (kT ≥ 10 keV) 14 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Ş ekil 9. AM Her sistemlerinde dü şen maddeni yarattığ ı ışınımlar. Bu sıcaklıktaki madde (gaz) geniş bir dalgaboyu aralığ ında ışınım yapar ancak en fazla ışınım x-ışınlarında gelmektedir. Ayrıca bu sü tunlardaki gaz siklotron ışınıma da yapar. Bu ışınımın frekansı, νB = eB B = 2,8 × 1013 ( 7 ) mc 10 G burada e = 4,8x10-10 elektronun yü kü , m = 9,1x10-28 g. elektronun kü tlesi ve c ‘de ışık hızıdır. B ise yerel manyetik alanın Gauss biriminde şiddetidir. 107 G mertebesinde manyetik alanlar iç in siklotron ışınımı kızılö tesi bö lgede olmaktadır. Fakat AM Her sistemlerinin gö rü nü r ışınımının ö nemli bir bö lü mü de dairesel kutuplaşmış siklotron ışınımıdır. Beyaz cü ce ü zerine yığ ılan maddenin erkesinin bir kısmı, belki de en bü yü k kısmı, yine beyaz cü cenin yü zey katmanları tarafından soğ urulur. Bu erke ağ ırlıklı olarak yumuşak x-ışın ve uç morö tesi bö lgelerde karacisim ışınımı olarak tekrar salınır. Bu ışınımlar yıldızın bu bö lgesindeki yü ksek sıcaklığ ın gö stergesidir. Beyaz cü cenin iki manyetik kutbuna da yığ ılma prensip olarak mü mkü ndü r. Ama manyetik eksen yıldızın merkezinden geç miyorsa iki kutbun şiddetleri farklı olacaktır. Bu da zaten yorumlanması karışık olan ışınımı daha da karmaşık bir hale getirmektedir. Beyaz cü cenin yü zeyinden daha yukarıda, madde salma ç izgileri oluşturabilecek kadar soğ uktur. Bu ışınım sakin haldeki cü ce novalara benzer ancak buradaki ç izgiler daha yü ksek uyarılma dü zeylerindedirler. AM Her Yıldızlarının Keş fi Kü tle aktarım oranındaki bü yü k değ işiklikler, yıldızda yü ksek ve alç ak durum adı verilen parlaklık seviyelerine neden olur. Ö rneğ in AM Her ‘in kendisi iç in yü ksek durumdaki parlaklık mv = 13m kadirdir. Haftalarca ya da aylarca sü ren alç ak durumda ise sistemin parlaklığ ı mv = 15m kadir civarındadır. Yö rü ngesel etkilerden kaynaklanan parlaklık değ işimi de bir diğ er tespit yö ntemidir. Bir ü ç ü ncü yö ntem ise gü ç lü salma ç izgileri gö rü lmesi ya da mavi renklerde olmalarıdır. Aslında bu sayılanlar diğ er KD ‘leri tespit etmede de kullanılır. AM Her yıldızları gü ç lü x-ışınları yayarlar. Uydularla yapılan gö kyü zü taramalarında bir sü rü AM Her ve DQ Her yıldızı bulunmuştur. Fakat bir AM Her sisteminin karakteristik ö zelliğ i 15 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com (ki bu ö zellik ile bir yıldızın AM Her olduğ unu iddia etmek kesinlikle doğ rudur) ışınımının dairesel kutuplaşmış olmasıdır. Bugü n 50 AM Her ve 5 DQ Her sistemi bilinmektedir. En yakın sistem 100 pc. uzaklıktadır. AM Her yıldızlarının yü ksek durumdaki parlaklıkları, ç oğ u parlak cü ce novanın sakin haldeki parlaklığ ı kadardır. Cü ce novalardan ayrılan en ö nemli ö zelliğ i, ışınımının bü yü k ç oğ unluğ unun x-ışınlarında olması. AM Her Yıldızlarında Görü len Salma Ç izgileri Sakin haldeki cü ce novalar gibi, AM Her yıldızlarının da gö rü nü r tayflarında hidrojen ve helyum ç izgileri baskındır. Fakat gö reli ç izgi şiddetleri, cü ce novalarınkinden farklıdır. Kısa dalgaboyundaki hidrojen ç izgileri Hβ (4861 A) ile karşılaştırıldığ ında daha kuvvetlidirler. Yü ksek durumdayken HeII ç izgisi Hβ ‘dan kuvvetli iken alç ak durumda tam tersi olur. Bunların dışında 4269 A CII ç izgisi ile 4640 A civarındaki CIII-NIII bileşiğ i de AM Her ‘lerde her zaman gö rü lü r. Bu ç izgilerin nedeni maddenin ç ok sıcak olmasıdır. AM Her yıldızlarında salma ç izgileri yığ ılma diskinden kaynaklanmadığ ı iç in, ç ift tepeli simetrik ç izgi kesitleri gö rü lmez. AM Her ‘lerdeki ç izgilerin genişliğ i cü ce novalardaki kadar geniştir. Bu genişlik beyaz cü ce ü zerine dü şen maddenin hızlarına karşılık gelmektedir. AM Her sistemlerinde madde akımının ve yığ ılma sü tunlarının geometrisi ç ok karmaşıktır. Ayrıca salma ç izgileri, beyaz cü cenin yö rü nge hareketini anlayabilmek iç in yeterli bilgi vermemektedir. Dolayısıyla beyaz cü cenin ve yoldaş yıldızın kü tleleri ve ç apları hakkında doğ rudan bilgimiz oldukç a az. Karşılaştırma iç in; aynı yö rü nge dö nemindeki cü ce novalarda yoldaş yıldızların kü tleleri 0,1 < MR < 0,3 M ¤ arasındadır. Kutuplaş ma (Polarizasyon) Yığ ılma sü tunlarında bakış aç ımız yö rü nge dö nemi boyunca değ iştiğ inden, gö rdü ğ ü mü z kutuplaşmanın miktarı ve yö nü de değ işmektedir. Dairesel kutuplaşmanın sağ dan sola (ya da tam tersi) geç işi sırasında kısa bir sü re ışınımın kü ç ü k bir kısmı lineer kutuplaşır. Bu atma yığ ılma sü tunun bakış doğ rultumuza dik olduğ u ana gelir. Dolayısıyla manyetik alan ç izgilerinde hareket eden yü klü parç acıkları kenardan gö rebiliriz. Yığ ılma modelleri gö stermekte ki, kutuplaşmanın sağ ve sol olduğ u durumların gö reli miktarları, doğ rusal kutuplaşmanın durum aç ısının değ işme hızı yö rü ngenin eğ imini bulmada ya da en azından bir fikir vermede kullanılabilir. Ayrıca buradan beyaz cü cenin yö rü nge ekseni ile manyetik ekseni arasındaki fark da bulunabilmektedir. Dairesel kutuplaşmanın miktarındaki değ işim (yö rü nge dö nemiyle) genelde uzun dalgaboylarında daha iyi gö rü lebilmektedir. Ç ü nkü burada yığ ılma sü tunu kutuplaşmış ışık iç in oldukç a fazla optik kalındır. Kısa dalgaboylarına gidildikç e değ işimler daha karmaşık ve daha gü ç sü z olurlar. Kısa dö nemli parıldamalar (flickering) hem parlaklık değ işimini hem de kutuplaşmanın değ işimini gö stermektedir. Cü ce novalarla karşılaştırıldığ ında AM Her yıldızlarında parıldamalar kırmızı dalgaboylarında daha kuvvetlidir. Bu gö zlemler 16 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com parıldamaların ve parlaklıkta meydana gelen yö rü ngesel değ işimlerin yığ ılma sü tunundan gelen siklotron ışınımı ile ilişkilendirilebilmesini sağ lamıştır. Manyetik Alanın Ş iddeti AM Her sistemlerindeki beyaz cü celerin manyetik alanlarını ö lç mek iç in 3 yö ntem kullanılmaktadır. Siklotron ışınımının tayfı belli koşullar altında ç ukurlar ve tepeler gö sterir. Bu ç ukurlar ve tepeler siklotron frekansı ν B ’deki ışınımın soğ urma ve salmalarının kesirsel bir halidir. Bazı durumlarda bu ç ukurlar veya tepeler tayfta ayrılamayınca, gö rü nü r ve kırmızıö tesi bö lgedeki erke ve kutuplaşmanın dağ ılımı manyetik alanın şiddetini hesaplamada kullanılır. İkinci olarak, alç ak durumdayken beyaz cü cenin tayfı gö rü lebilmektedir. Bu tayfta hidrojen ç izgilerinin yer değ iştirmesi ve Zeeman etkisi ile bö lü nmesi gö zlenmektedir. Zeeman etkisi, manyetik alandan dolayı hidrojen ve helyum atomlarının erke dü zeylerinde meydana gelen değ işimlerdir. Buradan manyetik alanın şiddeti bulunabilir. Ü ç ü ncü olarak, bir AM Her sistemi olan CW 1103+254 ‘de gaz (madde) akımından kaynaklanan salma ç izgilerinde Zeeman etkisi gö zlenmiş ve yü zeydeki manyetik alan şiddeti tahmin edilmiştir. Genel olarak uygulanan bu yö ntemlerle beyaz cü cenin manyetik alanı birkaç 107 Gauss mertebesinde bulunmuştur. Manyetik alan şiddetinin bu değ erlerde olması kuvvetli kutuplaşmış ışık ile karakterize edilir. Eğ er beyaz cü cenin manyetik alanı daha gü ç lü veya daha zayıf olsaydı, kuvvetli kutuplaşmanın gö rü lebileceğ i bö lge gö rü nü r tayfın dışına ç ıkacaktı. DQ Her Yıldızları Manyetik alanın 107 G ‘den zayıf olduğ u sistemlerde, beyaz cü cenin manyetosferi tamamıyla etkin değ ildir. Bö yle bir durumda, manyetosferin dışında yığ ılma diski oluşması ve madde aktarımının bu disk ile yapılması mü mkü ndü r. Alfven yarıç apı iç inde ise AM Her sistemlerinde olduğ u gibi yığ ılma sü tunları ile madde taşınır. Ç oğ unlukla dairesel kutuplaşma gö rü nü r dalgaboylarında gö rü lmez ve ayrıca beyaz cü cenin dö nme dö nemi ile yö rü nge dö nemi kilitlenmiş değ ildir. Yığ ılma sü tunlarının kısa olmasına rağ men dü şen madde hala yü ksek sıcaklıklara ulaşabilir. DQ Her sistemlerinin ç oğ u ilk defa x-ışın uydularıyla bulunmuştur. En ö nemli ortak ö zellikleri x-ışın veya optik dalgaboylarında kararlı ve kısa dö nemli ışık değ işimleridir. Bu tip salınımların dö nemleri 33 saniyeden 67 dakikaya kadar olabilmektedir. Bu grubun ilk ö rneğ i olan DQ Her ‘de bu salınımlar 71 saniye dö nemlidir. Bu sistemin tutulma sırasındaki gö zlemleri parlaklık değ işiminde yığ ılma diskinin bü yü k rol oynadığ ını gö stermiştir. Birkaç sistemde 3 ayrı değ işim dö nemi bulunmuştur. Ö rneğ in x-ışın kaynağ ı AO Piscium ‘da P1 = 805 saniye, P2 = 858 saniye ve Porb = 3h 35m olarak bilinmektedir. Burada P1 birincil olarak x-ışın erkelerinde gö rü lmü ş iken, P2 ise gö rü nü r dalgaboylarında belirgindir. Porb sıcak lekenin yö rü nge hareketinden kaynaklanan gö rü lebilirliğ inin değ işimidir. 17 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com Ş ekil 10. DQ Her ‘deki 71 saniye dö nemli salınımlar. Bu 3 dö nem şu şekilde ilişkilendirilmiştir, 1 1 1 = − P2 P1 Porb Bu ilişki gö rü nü r dalgaboyundaki değ işim olan P2 ‘nin, beyaz cü cenin yakınında salınan yü ksek erkeli ışınımın yeniden ü retilmesi sonucu oluşan ışıkla ilgili olması durumunda geç erlidir. Beyaz cü cenin dö nme dö nemi ise P1 ‘dir. Gö zlemler gö stermektedir ki; AM Her sistemleri, DQ Her sistemleri ve diğ er KD ‘ler azalan manyetik alan şiddetine gö re bir sıra oluşturmuşlardır. Ne yazık ki, ancak birkaç AM Her sisteminde manyetik alan şiddeti doğ rudan ö lç ü lebilmektedir. DQ Her sistemlerinin daha zayıf manyetik alana sahip oldukları ç ok iyi ç alışılmış birkaç sistemden ç ıkarılmıştır. Ç ü nkü DQ Her ‘lerde AM Her sistemlerinde olduğ u gibi beyaz cü cenin dö nme dö nemi ile yö rü nge dö neminin sü resi eşit değ ildir. 4.1.6. Tekrarlayan Novalar KD ‘ler ile ilgili gö zlemsel bilgilerimizi toparlarken 4 tane tekrarlayan novayı ve bunlara ait problemleri tartışacağ ız. T CrB ‘nin iki patlaması da ç ift patlamaydı. Hızlı ve bü yü k birinci patlamanın ardından daha yavaş bir ç ıkış ve iniş gö steren ikinci bir patlama. V616 Monocerotis ‘in 1975 patlaması x-ışın dalgaboylarında keşfedildi ve daha sonra takip edildi. Patlamadan iniş hızları farklı olmasına rağ men, bu cisimlerin patlama ışık eğ rileri birbirinin benzeri. Patlamanın diğ er ö zellikleri ve ç ift sistemin yapısı bir sistemden diğ erine değ işmekteydi. T CrB, 227 gü nlü k bir yö rü nge dö nemine sahiptir. Yoldaş yıldızı bir anakol yıldızı yerine, bir dev yıldızdır. Mavi baş yıldız ise beyaz cü ce olmak iç in ç ok fazla kü tleli. Yoldaş yıldızı dev olan diğ er tekrarlayan novalar RS Oph ve V1017 Sgr ‘dir. Diğ er taraftan WZ Sge 82 dakikalık bir yö rü nge dö nemine sahiptir ve yoldaş yıldızı hiç tespit edilememiştir. Yoldaş yıldızın hidrojen yakamayacak kadar kü ç ü k olma ihtimali var. Yıldızın 1978 patlaması iyi gö zlenmiştir. Ancak bu patlamada nova patlamalarına benzer bir şekilde fırlatılan bir gaz kabuk gö zlenememiştir. V616 Mon yoldaş yıldız olarak K tipinden bir anakol yıldızına sahiptir. Sistemin yö rü nge dö nemi 8 saattir. Baş yıldızın ne olduğ u aç ık olarak bilinmemektedir ancak nö tron yıldızı olma olasılığ ı yü ksektir. Ç ü nkü , x-ışınlarında yaptığ ı ışınım gö rü nü r ışınımdan fazla 18 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com olmaktadır (patlama sırasında) ve patlamanın maksimumunda bu fark 2000 katı kadar olmaktadır. Bunun yanında x-ışınımı gö rü nü re gö re daha hızlı inmektedir. T CrB 1866, 1946 Patlama tarihi Patlamanın genliğ i (m) m 3 sö nü kleşmesi iç in geç en sü re (gü n) Maksimumdaki gö rü nü r parlaklığ ı (m) V616 Mon 1917, 1975 7 WZ Sge 1913, 1946, 1978, 2001 8 8 U Sco 1863, 1906, 1936, 1979 9 6 30 200 6 3 8 11 9 Tablo 2. Dö rt ö nemli tekrarlayan nova ve patlama ö zellikleri. U Scorpii, sakin haldeyken HeII salma ç izgileri gö stermekte ama HI gö stermemektedir. 1979 ‘daki patlaması sırasında U Sco 10-7 M¤ ‘lik bir kabuk fırlatmıştır. Ancak bu kü tle klasik nova patlamasına gö re oldukç a dü şü k kalmaktadır. Sakin haldeki tayfında geç tipten bir yıldıza ait ç izgiler belirgindir. Fakat yoldaş yıldızın dev ya da cü ce olup olmadığ ı bilinmemektedir. Bir de U Sco ‘nun yö rü nge dö nemi bilinmemektedir. Kaynaklar - Interacting Binary Stars, eds. J. E. Pringle ve R. A. Wade, 1985, Cambridge University Press. Cataclysmic Variables and Related Objects, eds. A. Evans ve J. H. Wood, 1996, Kluwer Academic Publishers. Cataclysmic Variables and Related Objects, Margherita Hack ve Constanze La Dous, 1990, NASA - SP 507. 19 PDF created with FinePrint pdfFactory trial version http://www.fineprint.com
