Cüce novaların uzun süreli davranışları
Long-term behaviour of dwarf novae
Yazar: TANSEL AK
Danışman: PROF. DR. M. TÜRKER ÖZKAN
İstanbul Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı
Derece: Doktora, 1999
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences
Dizin: Cüce novalar = Dwarf novae ; Işık eğrileri = Light curves

Özet:
ÖZET CÜCE NOVALARIN UZUN SURELİ DAVRANIŞLARI Bu çalışmada, cüce novalann 39 üyesinin AAVSO ve RASNZ'den alınmış uzun dönemli görsel ışık eğrileri incelenmiş, sonuçlar cüce nova patlama modellerinin sınanmasında kullanılmıştır. Çalışmamızın sonuçlan hiçbir patlama modelini açıkça desteklemezken, gözlemlerin, disk kararsızlığı modeli ile genelde uyumlu oldukları görülmüştür. Çevrim sürelerinin ortalama değerleri, SU UMa sistemlerindeki normal patlamaların yığışma diskinin iç kısmında oluştuklarım göstermektedir. Korelasyon analizlerinde, ortalama ışık eğrisi parametreleri arasında evvelce bulunmuş bazı korelasyonlar onaylanırken, bazıları reddedilmiş, örneğin HL CMa ve RX And için yeni korelasyonlar önerilmiştir. Ortalama iniş ve çıkış oranı, ve patlama süresi ile yörünge periyodu arasındaki ilişkiler, sırası ile, At^ [gün/H = 0.324(±0.030) P[saat] + 0.291(±0.159) At^ [günT] = 0.131(±0.022) P[saat] + 0.213(±0.103) tbfeün] = 1.412(±0.165) P[saat] + 2.484(±0.885) olarak bulunmuştur. Bu bağlılıklardan, yörünge periyodu ve bileşen yıldız kütlesi bilinmeyen CY Lyr, FQ Sco, UY Pup, FO Per ve AT Ara'nın bu parametreleri sırasıyla 2.14(±0.79), 3.20(±o.9O), 3.60(±o.94), 5.89(±ı.i8), ve 6.42(±1.23) saat, ve 0.18(±0.07), 0.31(±o.09), 0.36(±o.09), 0.64(±o.i3), ve 0.71(±o.i3) M© olarak önerilmiştir. Bunlara ilaveten, beyaz cüce kütlesi ile yörünge periyodu arasında, tbfeün] = 14.199(±3.631) Mj[M©] - 3.332(±3.334) ilişkisi ortaya konulmuştur. O-C eğrileri ve uzun dönemli hareketli ortalamalar yöntemi, ışık eğrisi parametrelerinin uzun dönemli değişkenliklerini sergilemektedirler. IVUzun dönemli hareketli ortalamalar yöntemi ile elde edilen korelasyonlar, Ichikava ve Osaki'nin [73] model öngörülerini desteklemez. Disk kararsızlığı modeli ile gözlemlerin karşılaştırılmasından, viskozite sabiti aH için 0.11 (l\33 < P < 10\5) ve 0.33 'lük (lh.33 < P < 2a.00) ortalama değerler elde edilmiştir. Bu karşılaştırmalar göstermiştir ki model parametreler yeniden değerlendirilmeli, ve bunların zamana bağlı değişimleri dikkate alınmalıdır. Bu çalışmada, cüce novalann sakin evre parlaklıklarına Fourier periyot analizleri yöntemi ilk kez uygulanmış, ve bileşen yıldızların manyetik aktivitelerinin varlıkları bu yolla da ortaya konulmuştur. Ayrıca, manyetik çevrimin genliği ile ışık eğrisi parametreleri ve sistem parametreleri arasındaki korelasyonlar ilk kez ortaya konularak, çevrim genliğinin, bileşen yıldızın manyetik etkinliğinin bir ölçüsü olabileceği gösterilmiştir.

Abstract:
SUMMARY LONG-TERM BEHAVIOUR OF DWARF NOVAE In this work, statistical analyses of the long-term visual light curves of 39 dwarf novae, which are taken from AAVSO and RASNZ, are done, and results are used to test dwarf nova outburst models. While our results do not clearly support outburst models, it seems that they are generally in accord with the disk instability model. Average values of the cycle times show that normal outbursts of SU UMa systems are formed inner parts of the accretion disk. Although some correlations among average long-term light curve parameters are in agreement with those found by previous workers, some of them are not. For instance, new correlations for HL CMa and RX And are suggested. Relations of average decline and rise rates, and outburst duration with orbital period are found as follows, At^ [day/*] = 0.324(±0.030) P[hour] + 0.291(±0.159) At,^ [dayr] = 0. 13 1(±0.022) Pfhour] + 0.213(±0.103) tb[day] = 1.412(±0.165) P[hour] + 2.484(±0.885) respectively. From these relations, orbital periods and secondary masses of CY Lyr, FQ Sco, UY Pup, FO Per ve AT Ara are suggested as follows: 2.14(±0.79), 3.20(±o.90), 3.60(±0.94), 5.89(±i.i8), 6.42(±1.23) hours, and 0.18(±o.O7), 0.31(±0.09), 0.36(±0.09), 0.64(±o.i3), 0.71(ifl.i3)M®, respectively. In addition to these correlations, in this work, relation between the outburst duration and primary mass is given: tb[day] = 14.199(±3.631) M^a] - 3.332(i3334) VIO-C curves and long-term moving averages exhibit the long-term variability of the light curve parameters. Correlations inferred from long-term moving averages do not support the model of Ichikava and Osaki [73]. Average viscosity coefficient aH is calculated as 0.11 (l\33 < P < 10^.5) and 0.33 (lh.33 < P < 2h.00), from comparison of disk instability model to observations. These comparisons reveal that model parameters should be re-examined and their time-dependence should be considered. In this thesis, as a first application, quiescent magnitudes of dwarf novae are analyzed by Fourier periodogram analyses, and magnetic activities of the secondary stars are also demonsrated by this way. While correlations of cycle amplitude with the long-term light curve parameters and system parameters are found, it is shown that cycle amplitude can be a measure of magnetic activity of the secondary stars. VII