Yakın çift yıldızların dönem değişimleri
Period variations of close binary stars
Yazar: SELİM OSMAN SELAM
Danışman: PROF. DR. OSMAN DEMİRCAN
Ankara Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı
Derece: Doktora, 1998
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences
Dizin: Çift yıldızlar = Binary stars

Özet:
Tutulma minimumu zamanlarından oluşturulan (O-C) diyagramlarında görülen değişimler, çift yıldız sistemlerinin dinamik evrimlerinin gözlemsel belirteçleri olarak düşünülmektedir. Bileşenler arası kütle aktarımı, sistemden kütle kaybı, bileşenlerden en az birinin içinde kütle dağılımının değişim göstermesi ve çift sisteme çekimsel olarak bağlı ilave cisimlerin (yıldız vb.) varlığı, çift sistem yörüngelerinin dinamik olarak evrimleşmesine neden olmaktadır. Çift yıldız sistemlerinde, gözlemlerden en kolay belirlenen parametre yörünge dönemidir ve değişimi, tutulma minimumu zamanlarından oluşturulan (O-C) diyagramlarında görülebilmektedir. Bu tezde sunulan araştırmanın ana amacı, uzun süre düzenli olarak gözlenmiş on adet etkileşen çift sistemin (RS CVn, RW Cap, SV Cen, TX Her, RT Per, RW Per, P Per, V505 Per, W UMa, ve TX UMa) (O-C) diyagramlarını kullanarak dönem değişimi karakterlerini belirlemektir. Bu on sistem için literatürde yer alan tüm minimum zamanları toplanmış, ayrıca Ankara Üniversitesi Gözlemevi ve TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi' nde altı sistem (TX Her, RT Per, p Per, V505 Sgr, W UMa and TX UMa) için yeni gözlemsel veri üretilmiştir. Tutulma minimumu zamanları kullanılarak sistemlerin, uzun zaman aralığı içerisinde gösterdikleri dönem değişimlerinin karakterleri belirlenmiş ve olası nedenleri üzerinde irdelemeler yapılmıştır. Ulaşılan sonuçlar şöyledir: (i) Gözlenen dönem değişimleri, uzun zaman içerisinde süreklilik göstermekte ve düzensiz atlamalar içermemektedir. Yalnızca 1842 ve 1917 yılları civarında Algol'ün, 1982 yılı civarında ise RS CVn'nin (O-C) diyagramlarında, dönem atlamasını çağrıştıran yapılar mevcuttur. (ii) Sürekli yapıdaki dönem değişimleri bir polinom (2. veya 3. derece) ve bir veya birkaç sinüs eğrisinin bileşkesi ile temsil edilebilmiştir. (iii) Eksen dönmesi, seçilen sistemler için, çevrimsel yapılı dönem değişimlerinin nedeni olamaz. Bu çift sistemlerin yörüngeleri çemberdir ve (O-C) eğrilerinde yan minimumların oluşturduğu değişimler, ana minimumların oluşturduğu değişimleri aynı yapıda takip etmektedir. (iv) Polinomlarla ifade edilen değişimlerin nedeni, büyük olasılıkla bileşenler arası kütle aktarımı ve sistemden kütle kaybıdır. Bazı durumlarda (RT Per, p Per, ve W UMa'da) sistemden kütle kaybının daha baskın olduğu görülmektedir. (v) Maceroni et al. (1990) ve Bianchini'nin (1990) çalışmaları dikkate alındığında, kısa dönemli (5yıl

Abstract:
The (O-C) diagrams formed by the eclipse minima of binary stars are considered to be an observational evidence on the dynamical evolution of binary star systems. The mass transfer between the components, mass loss from the system, any redistribution of mass inside the one or both component stars, and the existence of a gravitationally bound material around the system (in the form of a star or else) all cause the dynamical evolution of the binary star orbits. The orbital period of a binary star system is most easily observable parameter, and any change in this parameter can be detected by using the (O-C) diagrams formed by the eclipse minima. The objective of the research presented in this thesis is to explore the long-term period variations by using the (O-C) diagrams of most frequently observed ten interacting binary star systems; namely RS CVn, RW Cap, SV Cen, TX Her, RT Per, RW Per, p Per, V505 Per, W UMa, and TX UMa. All available times of eclipse minimum for ten systems were collected from the literature, and some new data were obtained for the six systems (TX Her, RT Per, P Per, V505 Sgr, W UMa and TX UMa) at the Ankara University Observatory and Turkish National Observatory. The times of eclipse minimum were used to define the character of long-term period variations, then the possible causes of the variations were explored. The main results include: (i) The obverved long-term period variations are continuous rather than irregular jumps. Only in two cases period jumps were suspected: for Algol in 1842 and 1917, and for RS CVn in 1982. (ii) The continuous period variations are all representable by the combination of a polinomial (of second or third degree) and one or more cyclic variation with different periods and amplitudes. (iii) The apsidal motion was found not responsible for any cyclic variation for the sample stars of the present study. Because the orbits are circular and available secondary times of minimum follow the same trend with the primary times of minimum on the (O-C) diagrams. (iv) The polinomial variations are most probably caused by the mass transfer and mass loss in the systems. In some cases (e.g. RT Per, P Per, and W UMa) the mass loss process was found to be the dominant effect in forming the long-term period variation. (v) Based on the statistical study by Maceroni et al. (1990) and Bianchini (1990), the relatively short period (Sy^Pcyc^öyr) cyclic variations were interpreted in terms of the cyclic magnetic activity effect of the cooler components (cf. Applegate 1992). (vi) The remaining relatively longer period cyclic variations were interpreted in terms of the light-time effect due to additional invisible component stars in the systems. (vii) In a few cases (for RS CVn, SV Cen, and RW Per) unacceptably large additional component masses should be invoked to explain the large amplitude cyclic period variations. Such unexpected result may be due to insufficient data set used in defining the character of the period variation, or if the additional components exist they should be either multiple stars or black holes. (viii) The existence of the predicted additional components around RS CVn, RW Cap, SV Cen, TX Her, RT Per, p Per, W UMa and TX UMa can be checked by speckle interferometry, far-infrared photometry, and/or high resolution spectroscopy.