Delta scuti yıldızlarında çoğul dönemli değişmeler /
Yazar: MUSTAFA CAN AKAN
Danışman: PROF.DR. CAFER İBANOĞLU
Ege Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı
Derece: Doktora, 1991
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences
Dizin: Delta scuti yıldızları = Delta scuti stars ; Yıldızlar = Stars

Özet:
ÖZET Bu çalışmada, Delta Scuti türü zonklayan yıldızlar olan 63 Her, 44 Tau ve 78 Tau'nun geniş band ışıkölçümleri yapılarak ışık eğrilerinde çoğul dönemli değişimlerin araştırılması amaçlanmıştır. Gözlemler E. Ü. Gökbilimleri Araştırma ve Uygulama Merkezi 'nin 48 cm lik Cassegrain teleskobu ile iki renkte (B,V) yapılmıştır. Yapılan gözlemlere ve araştırmaya geçmeden önce zonklama üzerine konu ile ilgili bilgilerin belli bir ölçüde aktarılması gereği duyulmuştur. O nedenle işe Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramının Cepheid kararsızlık kuşağı olarak adlandırılan bölgesinde yer alan yıldızlarda görülen zonklama olayının ana hatlarıyla ele alınmasıyla başlanmıştır. Evriminin belirli bir aşamasında anakoldan ayrılan bir yıldız eğer evrim yolu gereği kararsızlık kuşağından geçerse küçük titreşimlere karşı dengesiz duruma gelecek ve zonklama yapmaya başlayacaktır. Zonklamanın kararsızlık kuşağı içerisinde görülmesinin nedeni zonklamaları devam ettirebilecek mekanizmaların yalnızca bu kuşağa ilişkin sıcaklık değerlerinde devreye girmesindendir. Zonklama olayında, yıldızın zarfının kritik derinliklerinde yer alan hidrojen ve/veya helyum iyonlaşma bölgelerinin rolü olduğu bilinmektedir. Daha düşük sıcaklıklarda olmak üzere kararsızlık kuşağının dışında kalan bölgelerde yıldızların 135sahip oldukları sıcaklıklar hidrojen ve/veya helyumu yete rince iyonlaştırmaya yetmemektedir. H-R diyagramının ka rarsızlık kuşağı dışındaki daha yüksek sıcaklıklara sahip bölgelerindeki yıldızlarda ise hidrojen ve/veya helyum, mevcut yüksek sıcaklık nedeniyle zonklama için gerekli fonksiyonları yerine getirememektedir. Oysa zonklamaların devam edebilmesi için hidrojen ya da helyumun dönemli ola rak iyonlaşması ve nötr duruma gelmesi gerekmektedir. Baş ka bir deyişle, yıldız maksimum yarıçapına ulaştığı zaman yüzey tabakalarının sıcaklığı yeterince düşmekte ve bu du rumda elektronlar iyonlarla birleşerek nötr atomları oluş turabilmektedirler. Bu oluşum sırasında yüzeydeki gazlar iç bölgelerden almış oldukları ısıyı serbestçe uzaya sala- bilmektedirler. Bunun sonucu olarak gaz basıncı düşmekte, yıldızın dış katmanları içeriye doğru büzülmeye başlamak tadır. Büzülme nedeniyle sıkışmakta olan gazlar iç bölge lerden aldıkları erke nedeniyle tekrar iyonlaşmaya başlar lar, îç bölgelerden emilen erke nedeniyle gaz yeniden ısınmakta, basıncı artmakta ve yeniden genişlemektedir. Anakol gelişimini tamamlamış olup kararsızlık kuşağının dışında yer alan yıldızlarda etkin sıcaklık ya çok fazla ya da gereğinden düşük olduğundan bu olay meydana gelemez. Burada zonklama sorununu ele alan yöntemler ve konveksiyonun zonklama üzerindeki etkisi ayrıntılı bir şekilde tartışılmıştır. Zonklama olayı üzerine tartışılan bu temel sorunlar- 136dan sonra araştırma konumuzu oluşturan Delta Scuti yıldız larına geçilerek bu yıldızların özellikleri, dönemleri ve değişim zaman ölçekleri özetle ele alınmıştır. Bunlara ek olarak radyal ve radyal olmayan çoğul dönemli zonklayanlar üzerinde durulmuş ve son olarak dönme ve metal bolluğunun zonklama üzerindeki etkileri tartışılmıştır. Ele aldığımız üç Delta Scuti yıldızından biri olan 78 Tau 1989 yılı içerisinde Şubat ve Aralık ayları ara sında dört gece gözlenebilmiştir. Parlaklık değişim genli ği çok küçük olup saçılmalar oldukça fazladır. Gözlem ve rileri uzun bir zaman aralığına yayıldığından periodogram analizi ile bir sonuca ulaşılamamıştır. Bunun üzerine Breger ve ark. (1989) 'nın verdiği beş frekans kullanılarak en uzun verilerin elde edildiği 11 Aralık 1989 gecesi göz lemlerinin bu frekanslarla temsil edilmesine çalışılmış fakat iyi bir uyuşma bulunamamıştır. 63 Her için yapılan dönem analizi sonucunda bu yıldı zın 0.686 ile 19.870 ç/g değerleri arasında yedi ayrı fre kansla zonklama yaptığı ortaya konmuştur. Bulunan frekans lara karşılık gelen genliklerin zamanla değiştiği bulun muştur. 44 Tau için yapılan dönem analizi ise bu yıldızda zonklama frekanslarının ve genliklerinin zaman içerisinde sürekli olarak değiştiğini göstermiştir. Yıldızda frekans sayısı da zamanla değişmektedir. Kuramsal çalışmalar ka rarsızlık kuşağının kırmızı kenarına yakın yıldızların te- 137mel modda zonklama eğiliminde olduğunu gösterirken, göz lemsel çalışmalar bu görüşü doğrulamamaktadır. 138

Abstract:
SUMMARY The aim of this work is to find out the multiple periods in the light curves of the Delta Scuti stars 63 Her, 44 Tau and 78 Tau, based on their broad-band B,V observations. For this purpose, observations of these stars have been carried out with the 48 cm Cassegrain telescope of Ege University Observatory. For the first step, the presentation of the basic concepts of the pulsation theory has emerged to be a necessity. Thus, the pulsation phenomenon, which takes place in stars in the H-R-diagram-instability-strip, should be taken into consideration. Through its post-main-sequence evolution, a star will become unstable to even very small disturbances during the course of crossing the instability strip. The reason of the pulsations in the instability strip lies in the fact that the mechanisms which continue the pulsations become active only in the temperature range of this particular strip. The presence of hydrogen and/or helium ionization zone at a critical depth of a stellar envelope is known to play a crucial role for a stellar pulsation. Outside the instability strip populated with cooler stars, the stellar temperatures are not high enough to sufficiently ionize the zones of hydrogen and/or helium. On the other hand, the hotter region of the H-R diagram has stars having 139hydrogen and/or helium zones in their envelopes which are unable to show the required conditions for pulsation due to the existence of higher temperatures. In order to make the pulsations last for quite a long time, hydrogen and/or helium should be ionized and deionized periodically. When the star is at its greatest diameter, its surface temperature is at a minimum, and ions can then combine with electrons to produce neutral atoms. These electrically neutral gases freely radiate energy into space, causing the gas pressure to decline and the star's outer layers to start falling inward. As the gases of the shrinking star become more compressed, they absorb energy from the star's interior and become reionized. This absorption of energy heats the gases and raises their pressure, pushing the star's surface back out to restart the cycle. In stars having completed their main-sequence evolution and have locations in the H-R diagram outside to the instability strip, this mechanism cannot work because of the higher or lower values of the temperatures. After having discussed these basic problems of stellar pulsation, the properties of Delta Scuti stars, their periods and time scales of variations are presented. Also the radial and nonradial multiperiodic pulsators have been considered in some extent. Finally, the effects of rotation and metallicism on pulsation are presented. The star 78 Tau has been observed during four nights 140between February and December in 1989. The amplitude of its light variation is quite small and the light curve is of a fluctuative character. Since the observations spread over quite a long interval of time, no solution has been reached by the periodogram analysis. Moreover, five frequencies given by Breger et al. (1989) have been used to represent the light curves obtained in December 11, 1989. This was the longest chain of observations among the four nights, but again gave no satisfactory result. The period analysis made for 63 Her resulted in seven frequencies ranging from 0.686 to 19.870 c/d. It was also found that the amplitudes corresponding to these frequencies change with time. On the other hand, 44 Tau seems to change its pulsation frequencies and amplitudes continuously. Morover, the number of the frequencies also vary. Although the theoretical work suggests that the variables located near to the red edge of the instability strip pulsate in the fundamental mode, observations do not seem to verify this. 141