On Bir Adet Son Derece Düşük Kütle Oranlı Temaslı Çift Yıldız Sisteminin İncelenmesi

2.1 Fotometrik Gözlemler

Tüm on bir sistem için yer tabanlı teleskoplarla çok bantlı fotometrik gözlemler gerçekleştirilmiştir. Gözlemler, doğru ışık eğrisi analizi sağlamak için tam yörünge döngülerini kapsamıştır.

2.2 Wilson-Devinney Analizi

Kütle oranları, doluluk faktörleri ve bileşenler arası sıcaklık farkları dahil olmak üzere fotometrik çözümler türetmek için Wilson-Devinney programı kullanılmıştır. Analiz aşağıdaki temel parametreleri kullanmıştır:

• Kütle oranı ($q = m_2/m_1$)
• Doluluk faktörü ($f$)
• Yörünge eğikliği ($i$)
• Sıcaklık oranı ($T_2/T_1$)

2.3 Spektral Analiz

Dört nesne için LAMOST düşük çözünürlüklü spektrumları, H𝛼 emisyon çizgileri yoluyla kromosferik aktiviteyi tespit etmek için spektral çıkarma teknikleri kullanılarak analiz edilmiştir.

3.1 Sistem Sınıflandırması

On bir sistem arasında, ikisi W-alt tip (CRTS J133031.1+161202 ve CRTS J154254.0+324652) olarak tanımlanırken, kalan dokuz sistem A-alt tip idi. Doluluk faktörleri %18.9 (CRTS J155009.2+493639) ile %94.3 (CRTS J154254.0+324652) arasında değişmekteydi.

3.2 Kütle Oranı Analizi

Tüm on bir sistem 0.1'den küçük kütle oranları sergilemiş ve bu da onları son derece düşük kütle oranlı (ELMR) temaslı çift yıldızlar olarak sınıflandırmıştır. Bu özellik, onları gelecekteki birleşme olayları için potansiyel adaylar yapmaktadır.

3.3 Periyot Değişimleri

Periyot analizi, açısal momentum kaybı nedeniyle muhtemelen azalan yörünge periyotlarına sahip üç sistem ve ikincil bileşenlerden birincil bileşenlere kütle aktarımını öneren artan periyotlara sahip altı sistem ortaya çıkarmıştır.

3.4 Kromosferik Aktivite

Spektral çıkarma yoluyla dört sistemde H𝛼 emisyon çizgileri tespit edilmiş ve bu da önemli kromosferik aktivite ve potansiyel manyetik aktivite döngülerine işaret etmektedir.

4.1 Matematiksel Çerçeve

Kararsızlık parametresi, Rasio (1995)'ten türetilen formül kullanılarak hesaplanmıştır:

$q_{inst} = \frac{J_s}{J_o} = \frac{(1+q)^{1/2}}{3^{3/2}} \left(\frac{R_1}{a}\right)^2$

burada $q$ kütle oranı, $R_1$ birincil yarıçap ve $a$ yörünge ayrımıdır.

Dönme açısal momentumunun yörünge açısal momentumuna oranı şu şekilde verilir:

$\frac{J_s}{J_o} = \frac{(1+q)}{q} \left(\frac{R_1^2 + R_2^2}{a^2}\right)$

4.2 Deneysel Sonuçlar

Kütle-parlaklık ve kütle-yarıçap diyagramları, birincil bileşenlerin ana kol evrimini takip ettiğini, ikincil bileşenlerin ise Terminal Ana Kol (TAMS) üzerinde yer aldığını, bu da aşırı parlaklığa işaret ettiğini ortaya çıkarmıştır. Bu, ileri evrimsel aşamaları ve potansiyel kütle aktarım etkilerini önermektedir.

Şekil 1: Birincil bileşenleri ana kol üzerinde ve ikincil bileşenleri TAMS üzerinde gösteren Kütle-Yarıçap diyagramı.

Şekil 2: CRTS J154254.0+324652 için %94.3 doluluk faktörü gösteren ışık eğrisi çözümleri.

4.3 Kod Uygulaması

# Wilson-Devinney ışık eğrisi analizi sahte kodu
import numpy as np

def wilson_devinney_analysis(light_curve, initial_params):
    """
    Temaslı çift yıldızlar için Wilson-Devinney analizi gerçekleştir
    
    Parametreler:
    light_curve: akı ölçümlerinin dizisi
    initial_params: başlangıç parametrelerinin sözlüğü
    
    Döndürür:
    optimized_params: uydurulmuş parametrelerin sözlüğü
    """
    
    # Parametreleri başlat
    q = initial_params['mass_ratio']  # kütle oranı
    i = initial_params['inclination']  # yörünge eğikliği
    f = initial_params['fill_out']     # doluluk faktörü
    
    # Yinelemeli uydurma süreci
    for iteration in range(max_iterations):
        # Model ışık eğrisini hesapla
        model_flux = calculate_model_flux(q, i, f)
        
        # Ki-kareyi hesapla
        chi2 = np.sum((light_curve - model_flux)**2 / errors**2)
        
        # Gradyan inişi kullanarak parametreleri güncelle
        params = update_parameters(params, chi2_gradient)
    
    return optimized_params

# CRTS J154254.0+324652 için örnek kullanım
initial_params = {
    'mass_ratio': 0.08,
    'inclination': 78.5,
    'fill_out': 0.85
}
result = wilson_devinney_analysis(light_curve_data, initial_params)

5.1 Evrimsel Durum

Analiz, birincil bileşenlerin ana kol evriminde olduğunu, ikincil bileşenlerin ise TAMS üzerinde olduğuna dair kanıtlar gösterdiğini belirtmektedir. Bu aşırı parlaklık, ileri evrimsel aşamaları ve önemli kütle aktarım geçmişini önermektedir.

5.2 Kararlılık Analizi

$J_s/J_o$ oranlarının ve kararsızlık parametrelerinin hesaplanması, CRTS J234634.7+222824'ün birleşme eşiğinde olduğunu önermektedir. Bu, Rasio (1995) ve Eggleton & Kiseleva-Eggleton (2001) tarafından aşırı kütle oranlarına sahip derin temaslı çift yıldızların kaderi hakkındaki teorik tahminlerle uyumludur.

5.3 Özgün Analiz

Bu on bir son derece düşük kütle oranlı temaslı çift yıldız çalışması, yakın çift yıldız sistemlerinin geç aşama evrimi hakkında önemli içgörüler sağlamaktadır. Kütle oranı 0.1'in altında olan sistemlerin tespiti, temaslı çift yıldız kararlılığına ilişkin geleneksel anlayışa meydan okumaktadır. Uluslararası Astronomi Birliği'nin çift yıldız veritabanında belirtildiği gibi, bu tür aşırı sistemler nadirdir ancak yıldız birleşme süreçlerini anlamak için çok önemlidir.

CRTS J234634.7+222824'ün birleşme eşiğinde olarak tanımlanması, $q < q_{inst}$ ve yüksek doluluk faktörlerine sahip sistemlerin dinamik kararsızlık yaşayacağını tahmin eden teorik modellerle uyumludur. Bu fenomen, Rasio & Shapiro (1995)'in kompakt çiftlerin birleşmesi üzerine temel çalışmasında tartışılan kararsızlık kriterlerine benzerdir.

Bu sonuçların Qian ve diğ. (2017) tarafından temaslı çift yıldız evrimi üzerine yapılan kapsamlı çalışma ile karşılaştırılması, periyot değişimlerinde ve kütle aktarım yönlerinde tutarlı kalıplar ortaya çıkarmaktadır. Dört sistemde H𝛼 emisyonunun tespiti, Mount Wilson Gözlemevi H-K projesinin aktif çift yıldızları izlemesindeki bulgulara benzer şekilde, kromosferik aktivitenin doğrudan kanıtını sağlamaktadır.

İkincil bileşenlerin TAMS üzerindeki aşırı parlaklığı, muhtemelen hızlı kütle aktarım epizodlarını içeren karmaşık evrimsel yollar önermektedir. Bu gözlem, Eggleton & Kisseleva-Eggleton (2006) tarafından çift yıldız sistemi evrimi için önerilen kütle aktarım modellerini desteklemektedir. Yüksek doluluk faktörleri (%94.3'e kadar), bu sistemlerin ileri temas aşamalarında olduğunu ve Kaluzny & Shara (1988) tarafından küresel yıldız kümeleri çalışmalarında belgelendiği gibi, FK Com-tipi yıldızlar veya mavi başıboşlar üretebilecek birleşme olaylarından önce gelebileceğini göstermektedir.

James Webb Uzay Teleskobu gibi gelişmiş tesislerle gelecekteki gözlemler, bu aşırı sistemlerdeki atmosferik dinamikleri ve kütle aktarım süreçlerini daha iyi anlamak için daha yüksek çözünürlüklü spektral veri sağlayabilir.