Cüce Novaların Uzun Süreli Davranışları

---

Tezin Türü: Doktora

Tezin Yürütüldüğü Kurum: İstanbul Üniversitesi, Fen Bilimleri Enstitüsü, Fen Fakültesi Bölümü, Türkiye

Tezin Onay Tarihi: 1999

Tezin Dili: Türkçe

Öğrenci: Tansel Ak

Asıl Danışman (Eş Danışmanlı Tezler İçin): Mustafa Türker ÖZKAN

Açık Arşiv Koleksiyonu: AVESİS Açık Erişim Koleksiyonu

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.