Be bileşenli etkileşen çift sistemler

Abstract

Bu tez çalısmasında, tayflarında salma özelliği gösteren ve Be yıldızlarıolarak sınıflandırılan yıldızlar arasından çift olduğu bilinen veya aday olan üçsistemin, R Ara, V716 Cen ve EM Cep, tayfsal ve fotometrik incelemesiyapılmıstır. Seçilen her bir sistemin yeni tayfsal ve/veya fotometrik verisi eldeedilmistir. Elde edilen verilerin analizinden sistemin temel parametrelerinin yanısıra sistemdeki Be bileseninden kaynaklanan salma yapıları da incelenmistir.Bulunan sonuçlardan, bu yıldızlardaki salma yapılarının yıldızların çift olmaları ileiliskisi arastırılmıs ve sonuçlar tartısılmıstır.R Ara sisteminin literatürde yetersiz olan tayfsal verisi nedeniyle yüksekçözünürlüklü tayfları elde edilmis ve ilk kez tayfında ikinci bilesene ait çizgilerbelirlenmistir. Sistemin ısık ve dikine hız eğrilerinin es-zamanlı çözümündenbilesenlerin, birinci ve ikinci bilesen için sırasıyla, kütleleri M1=5,40 M ve M2=1,72M yarıçapları R1=4,13 R ve R2=6,18 R olarak bulunmustur. Sistemin var olanminimum zamanları ve yeni elde edilen minimum zamanı kullanılarak elde edilen(O-C) verilerinin analizinden ikinci bilesenden birinci bilesene korunumlu maddeaktarım miktarı 5,23×10?7M/yıl olarak belirlenmistir. Bulunan sonuçların yavaskütle aktarımında olan bu tür sistemler için verilen ortalama değerden(M ~ 10?11 ?10?7 M/yıl) çok fazla olduğu görülmüstür. Bu durum aynı zamandaR Ara'da görülen kuvvetli salmaların varlığını da desteklemektedir. R Ara'nın eldeedilen tayflarında özellikle H?'da olmak üzere He I ve bazı metal çizgilerinde debaskın salmalar gözlenmektedir. Bu salma yapılarını incelemek amacıyla farktayfları elde edilerek bu yapıların çiftin yörünge dönemi ile iliskisi incelenmistir.V716 Cen sistemi tayfsal olarak gözlenmis ve ilk kez tayfında ikinci bileseneait çizgiler belirlenmistir. Sistemin ısık ve dikine hız eğrilerinin es-zamanlıçözümünden bilesenlerin kütleleri M1=5,93 M ve M2=2,51 M ve yarıçaplarıR1=4,14 R ve R2=3,41 R olarak bulunmustur. Sistemin analizine göre, bilesenlerinkütleleri, birinci ve ikinci bilesen için sırasıyla, B5,5 ve A3 tayf türünden anakolviiyıldızlarına uygundur. Bilesenlerin ısıtmaları uzaklık modülünde kullanılarak V716Cen sistemi için fotometrik uzaklık 340±10 pc olarak belirlenmistir. Bu uzaklıkHipparcos kataloğunda verilen 337±72 pc uzaklık ile uyumludur. He I 4471 Å ve MgII 4481 Å çizgilerine yapılan model atmosfer fitinden, bilesenlerin sıcaklıkları vedönme hızları, Te1=15500±50 K, Te1=9500±350 K, (vdönmesini)1=130±2 km/s ve(vdönmesini)2=110±3 km/s seklinde belirlenmistir. Buna göre bilesenler hata sınırıiçinde es dönme göstermektedir. Yıldızı saran maddeye ait bilgi edinmek amacıylaKOREL programı kullanılarak fark tayfları elde edilmistir. Analiz sonucunda, farktayflarının sıfırdan kayda değer bir sapma yapmadığı görülmüstür. Bu yüzden,sistemde yıldızı saran önemli bir madde olmadığı sonucuna varılmıstır.EM Cep yıldızı için literatürde simdiye kadar öne sürülen mekanizmalarınolasılığını arastırmak amacıyla ilk olarak kütle, yarıçap gibi mutlak parametreleribelirlenmeye çalısılmıstır. EM Cep yıldızı NGC 7160 kümesinin üyesi olduğu içinuzaklığı duyarlı bir sekilde belirlenebilmektedir (760 pc). Yıldızın elde edilenrenklerinden tayf türü genis ısıtma sınıfı aralığında B2III (IV, V) olarakbelirlenmistir. Bu tayf türündeki yıldızlar 7R ve 11M yarıçapı ve kütlesine isaretetmektedir (Straizys ve Kuriliene, 1981). EM Cep, tayflarında Hidrojen ve Helyumçizgilerinde kimi zaman az kimi zaman ise çok ve özellikle de H? tayf çizgisindeoldukça karmasık hareket eden yapılar sergilemektedir. Tayfsal gözlemler sonucundaelde edilen çizgi kesiti değisimleri fotometrik dönemi desteklememektedir. Ancakçizgi kesitlerindeki salma ve soğurmanın zamanla değistiği açık olarak görülmüstür.Bu yapılar ve ısık eğrisindeki ani artıslar bu yıldızın etrafında yıldızla beraber dönengaz yapılarının varlığını desteklemektedir.Anahtar Sözcükler: Etkilesen Çift Yıldızlar, Be Yıldızları, Salma Yapıları,Tayfbilim, Yıldızların Mutlak Parametreleri.

In this thesis, photometric and spectroscopic study of three emission linestars, R Ara, V716 Cen and EM Cep, which are known to be binaries or candidatesbinaries with Be type components were carried out. New spectroscopic and/orphotometric data of each system chosen were obtained. In addition to basicparameters of the systems, which were obtained from the analysis of observationaldata, emission features in the spectra due to the existence of Be type componentswere also studied. The relationship between the emission structures and thesystems? binarity were investigated and the results were discussed.Due to insufficient spectroscopic data of R Ara in literature, its highresolution spectra were obtained and the secondary component was identified in thespectra for the first time. From the simultaneous solution of light and radial velocitycurves, masses were determined as M1=5,40 M and M2=1,72 M and radii asR1=4,13 R and R2=6,18 R for the primary and secondary component respectively.Conservative mass transfer rate from the secondary to the more massive primary wasdetermined to be 5,23×10?7M/yr from the O-C data constructed by using newlyobtained and old times of minima. The mass transfer rate of R Ara was found ratherhigh in comparison to the average mass transfer rate ( M ~ 10?11 ?10?7 M/yıl)determined for this type of binary stars. This high mass transfer rate support thestrong emission features in spectra. The emission features are visible especially inBalmer and Helium lines and even in some metallic lines. To investigate theseemission features, difference profiles of H? lines were constructed and therelationship of the emission with the orbital motion was studied.V716 Cen was observed spectroscopically and spectral lines of the secondarycomponent were determined for the first time. From the simultaneous solution oflight and radial velocity curves, masses of the components were determined asM1=5,93 M and M2=2,51 M and radii of the components as R1=4,14 R andR2=3,41 R. The system is composed of two main sequence stars with spectral typesixB5.5 and A3. The photometric distance of the system (340±10 pc) is consistent withthe Hipparcos distance (337±72 pc). According to model atmosphere fitting to He I4471 Å and Mg II 4481 Å lines, temperatures and projected rotational velocities ofthe components were found to be Te1=15500±50 K, Te1=9500±350 K,(vdönmesini)1=130±2 km/s and (vdönmesini)2=110±3 km/s for primary and secondary,respectively. Thus, observed rotational velocities imply synchronized rotation ofcomponents. In order to investigate the existence of circumstellar matter, thedifference spectra of V716 Cen were constructed from the disentangled spectrawhich were obtained by using KOREL. The difference profiles of spectra show nodetectable deviation from zero. Therefore, it is fair to conclude that there is no clearevidence for circumstellar matter in or around V716 Cen.In order to investigate the mechanisms proposed for EM Cep in the literatureto explain the nature of the system, the absolute parameter were determined. SinceEM Cep is member of a cluster, its distance (760 pc) is well known. From the colors,the spectral type of the system was determined as B2III (IV, V) . In this spectral type,stars, irrespective of their luminosity class, have radius and mass of 7R and 11M.EM Cep exhibits sometimes weak, sometimes strong line variations in Hydrogen andHelium lines, and rather complicated moving structures H? spectral line. The linevariations determined from spectroscopic analysis do not support photometric period.However, the variations of emission and absorption features in spectra are clear.These structures and the sudden changes in the photometric light curve of the systemimply a co-rotating gas clouds around the system.Key words: Interacting Binary Stars, Be Stars, Emission Structures,Spectroscopy, Absolute Parameters of Stars.