IQ persei örten çift sistemin fotoelektirk ışıkölçümü ve fotometre analizi

IQ Persei (BD +47o920=HD 24909) ilk olarak 1867 yılında O.Struve tarafından gözlenmiştir, ancak onun değişkenliği Hoffmeister (1949) tarafından, fotoğrafik gözlemlerle, keşfedilmiştir. IQ Per, 1958 General Catalogue of Variable Stars' da Algol türü örten çift sistem olarak sınıflandırılmıştır. Sistem, Index Catalogue of Visuel Double Stars'da da görsel bir çift olarak listelenmiştir. Bu kataloğa göre IQ Per'in görsel bileşeninden açısal uzaklığı 39".3dir. Hall et al.(1970), IQ Per'in UBV ışık eğrilerini elde etmişler ve dönemini 1g.7435673 olarak bulmuşlardır. Onların ışık eğrilerine göre sistem, yan minimumda tam tutulma göstermektedir. Diğer taraftan yan minimum ortası 0.542 evrededir. Onlar ışık eğrilerini russel and merrill(1952) yöntemi ile çözmüşler ve schwarzschild (1958)'in kuramına dayanarak ~70 yıl dönemli bir eksen dönmesi hareketi (apsidal motion) belirlemişlerdir. Bileşenlerin tayf türlerini ise, renk ölçümlerine dayanarak ve E(B-V)=0m.15 değerini kullanarak, baş ve yoldaş yıldız için sırasıyla B7 ve A2±2 olarak belirlemişlerdir. IQ Persei örten çift sisteminin oldukça duyarlı yörünge ve fiziksel parametreleri, yeni fotomatrik ve spektroskopik gözlemlere dayanarak, Lacy and Frueh (1985) tarafından elde edilmiştir. Lacy and Frueh (1985) V ve R renklerindeki fotoelektrik gözlemlerini yayınlamışlar ve kendi ışık eğrilerini daha önce yayınlanmış UBV ışık eğrilerini sentetik yöntemlerle ayrı ayrı çözmüşlerdir. Yıldızlararası kızıllaşmadan kaynaklanan renk artığını, başyıldızın renk ölçeklerinden, Johnson (1966)'un ana kol bağlantılarına dayanan kızıllaşma tekniğini kullanarak, belirlemişlerdir. Bu şekilde Lacy and Frueh (1985), E(B-V)=0.m 14±0.01 ve E(V-R)= 0.m12±0.01değerlerini elde etmişler ve baş ve yoldaş yıldızların tayf türlerini sırasıyla B7.5 ve A6 olarak vermişlerdir. Lacy and Frueh (1985), fotometrik ve spektroskopik analizlerinden yörünge dış merkezliğini e=0.075 olarak elde etmişler ve yaklaşık 140 yıl dönemli bir eksen dönmesi belirlemişlerdir. (onların ışık eğrilerinde yan minimum ortası 0.516 evrededir.) Bu değer, Hall et al. (1970)'un verdiği değerin iki katıdır. Lacy and Frueh (1985), bileşenlerin salt parametrelerini ise mA=3.51±0.04m - , mB=1.73±0.02m - , RA=2.45±0.03R - , RB=1.50±0.02R - ve göreli yörüngenin yarı-büyük eksen uzunluğunu da a=10.6R - olarak elde etmişlerdir. Bileşenlerin salt parametrelerini Hejlesen (1980)'in kuramsal evrim modelleri ile karşılaştıran Lacy and Frueh (1985), her iki bileşenin de henüz merkezde hidrojenin yandığı anakol bandında olduklarına karar vermişlerdir. Sistemin en kapsamlı dönem analizi Drozdz et al. (1990) tarafından yapılmıştır. Onlar, sistemin yörünge dış merkezliğini, e=0.076±0.004 ve eksen dönme dönemini de, U=119±9 yıl olarak elde etmişlerdir. Lacy and Frueh (1985)'in kütle ve yarıçapları ile Hejlesen (1987)'in verdiği bileşenlerin eksen dönme sabitlerini (k1(2)=0.0056 ve k2(2)=0.0047) kullanan Drozdz et al. (1990), eksen dönme döneminin kuramsal değerini 103±10 yıl olarak hesaplamışlardır. Eğer yörünge dış merkezliği küçük ise o zaman eksen dönmesi gösteren bir çift sistemin minimum zamanlarını aşağıdaki yaklaşık bağlantı ile ifade edebiliriz. HDJ Min To+P.E+ -Acos(}o + } E), (baş min.) Acos(}o +} E), (yan min.)(2.2.55) Burada To sıfırıncı baş minimum zamanı (E=0 için) ve çevrim sayısı E ise baş minimumlar için bir tamsayı, yan minimumlar için ise buçukludur. (2.2.55) ifadesindeki HJD (Heliocentric Julian Date) ifadesi, ölçüm zamanlarının güneş merkezine indirgendiğini ifade eder. IQ Persei örten çift sistemi, 1993 ve 1994yıllarında Ege Üniversitesi Rasathanesinde, fotoelektrik olarak B ve V süzgeçlerinde, toplam 32 gece gözlenmiştir. Gözlemler EMI 9781A fotokatlandırıcı tüpünün takılı olduğu 48 cmlik Cassegrain türü teleskopla yapılmıştır. Her bir renkte toplam 1045'er tane gözlem noktası elde edilmiştir. BD+47o923 yıldızı mukayese, BD+47o921 yıldızı denet, BD+48o906, BD+48o907 ve BD+48o909 yıldızları da Standard yıldızlar olarak seçilmiştir. Bütün fark parlaklıklar (değişen-mukayese), Hardie (1962) yöntemi kullanılarak, atmosfer sönükleştirme etkisinden arındırılmış ve gözlem zamanları Güneş merkezine indirgenmiştir. Düzeltilmiş parlaklıklar EK 2 de verilmiştir. Ayrıca ışık ve renk eğrileri de sırasıyla Şekil 3.1.1 ve Şekil 3.1.2 de verilmiştir. Gözlem sezonu boyunca, her bir renkte 9'ar tane baş minimum ve 4'er tane de yan minimum zamanı elde edilmiştir. Bunlar ve literatürden bulunan diğer minimum zamanları Ek 1'de verilmiştir. Drozdz et al. (1990)'un verdiği O-C eğrisinden O-C değerlerinin yalnızca sinüsoidal bir dağılım gösterdiği anlaşılmaktadır. Bu nedenle dönem değişiminin yalnızca eksen dönmesinden kaynaklandığı varsayılarak, sistemin minimum zamanları (2.2.55) bağlantısı ile temsil edilebilir. Bu bağlantıya göre To, P, A, }o, ve } parametreleri diferensiyel düzeltme (differential correction) yöntemi kullanılarak elde edilmiştir. Bu işlem sırasında, (2.2.55) bağlantısı baş ve yan minimum zamanlarına eş zamanlı olarak (simultaneously) uygulanmıştır. Sonuç aşağıdaki gibidir: HJD Min = 2444290.3639+1.74356208.E±0.0405 cos(61o.31+0o.0146.E). (3.2.1) EK 2'de verilen, dört basamak duyarlıklı sinüsoidal evreler, (3.2.1) bağlantısından iterasyon yöntemi ile hesaplanmıştır. Ek 2'deki evre ve parlaklıklar kullanılarak her bir renkte 50'şer tane ortalama nokta elde edilmiş ışık eğrilerimizin çözümlerinde bu noktalar kullanılmıştır. Işık eğrileri Wood ve Wilson-Devinney metodlarıyla çözülmüştür. Wood ve Wilson-Devinney metodlarıyla elde edilen sonuçlar, sırasıyal çizelge 3.3.1 ve Çizelge 3.3.4 ve Şekil 3.3.5'te verilmiştir. Ayrıca göreli yörüngenin yarı-büyük eksen uzunluğu için, Lacy and Frueh (1985) tarafından verilen 10.6 R - değerleri kullanılarak, bileşenlerin salt parametreleri hesaplanmış ve sonuçlar Çizelge 3.3.3'te verilmiştir. Gözlem sonuçları Claret and Gimenez (1989)'in kuramsal evrim modelleri ile karşılaştırılmış ve baş yoldaş yıldızın eksen dönmesi sabitlerinin kuramsal değerleri sırasıyla 6.1 x 10-3 ve 4.8x10-3 olarak elde edilmiştir. Sistemin ortalama iç yapı sabiti için de (2.2.49) bağlantısından k(2)=4.2x10-3 değeri elde edilmiştir. Gözlemlerle kuramsal modellerin karşılaştırılması Şekil 3.4.1 ve Şekil 3.4.4'te verilmiştir. Bu şekillerden de anlaşılacağı gibi gözlemlerle kuramsal modellerin uyuşumu oldukça iyidir.