Tez Arşivi

Hakkımızda

Tez aramanızı kolaylaştıracak arama motoru. Yazar, danışman, başlık ve özete göre tezleri arayabilirsiniz.


Akdeniz Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Uzay Bilimleri ve Teknolojisi Anabilim Dalı

Anakol yıldızlarının yarı-empirik etkin sıcaklık hesabında metal bolluğunun etkisi

Main sequence semi-empirical effective temperature calculation metallicity relation

Teze Git (tez.yok.gov.tr)

Bu tezin tam metni bu sitede bulunmamaktadır. Teze erişmek için tıklayın. Eğer tez bulunamazsa, YÖK Tez Merkezi tarama bölümünde 467990 tez numarasıyla arayabilirsiniz.

Özet:

Klasik yöntem olarak bilinen, kütlesi (M) ve yarıçapı (R) ölçülmüş anakol yıldızlarının Stefan-Boltzmann yasası çerçevesinde (L=4R2T4), geçerli bir anakol kütle ışınım gücü bağıntısı (MLR) kullanarak etkin sıcaklıklarını (Teff) hesaplaması yöntemi hatalı (yanlı) sonuç üreten kaba bir yöntemdir. Anakol yaşamları boyunca, anakol yıldızlarının, teorik yıldız evrimi hesaplarına göre, ışınım güçleri (L) ve yarıçapları (R) sürekli artmakta ve buna bağlı olarak etkin sıcaklıkları (Teff) da değişmektedir. R artış hızı, M > 1.1 M yıldızlar için L artış hızından büyüktür, bu yüzden 1.1 M den daha büyük kütleli anakol yıldızları evrimleştikçe, etkin sıcaklıkları azalmakta, buna karşılık R artış hızı L artış hızına göre daha az olan küçük kütleli anakol yıldızlarında tam tersi durum, yani yıldız evrimleştikçe etkin sıcaklığın arttığı bilinmektedir. Doğasından kaynaklı yanlılığı nedeniyle klasik yöntem, anakol hayatına yeni başlamış (ZAMS) genç yıldızlarda yıldızın etkin sıcaklığını, olması gerekenden daha sıcak, buna karşılık anakol hayatının sonuna (TAMS) gelmiş yaşlı yıldızların etkin sıcaklığını ise olması gerekenden daha soğuk hesaplamasına sebep olmaktadır. Klasik yöntemin bu hatasını düzeltme, daha doğru Teff hesabı yapabilmek için yeni bir yöntem, Homojen Sıkıştırma Yöntemi (HSY), 114R072 nolu TÜBİTAK projesi çerçevesinde önerilmiştir. HSY'nin ilk uygulaması, Güneş civarındaki 450 anakol yıldızına, tüm yıldızları Güneş metal bolluğunda kabul ederek, PARSEC evrim modellerinden, Z = 0.014 modelleri kullanılarak uygulanmıştır. Bu tez çalışmasında, HSY farklı metal bolluğundaki 0.008 < Z < 0.06 evrim modellerinin kullanılmasıyla geliştirilmiştir. Elde edilen sonuçlara göre, metal bolluğu bilinmeyen, kütlesi ve yarıçapı duyarlı ölçülmüş bir anakol yıldızının etkin sıcaklık hesabında, Z = sabit, (Güneş metal bolluğu) varsayımıyla hesaplanan etkin sıcaklıklar da, yıldızın metal bolluğunun farklı olması durumunda, metal bolluğunun büyüklüğüyle orantılı ±600 K'e varan hatalı Teff'lerin hesaplandığı anlaşılmıştır. Yöntemin doğru sonuç vermesi, gözlemsel M ve R'lerin duyarlılığı kadar, Z ölçümü duyarlılığına da bağlıdır.

Summary:

The classical method, which is known as calculating the effective temperatures (Teff) of main sequence stars from their masses (M) and radii (R) according to the Stephan-Boltzmann law (L=4R2T4) using the main-sequence mass-luminosity relation (MLR), is a rough computing technique, which gives results with biases. During its main-sequence lifetime, the luminosity (L) and the radius (R) of a main-sequence star increases. However, for the stars with M > 1.1 M, the increasing rate of R is higher than the increasing rate of L, thus Teff appears to decrease during the main-sequence lifetime. With a less rate of increase of R, with respect to the rate of increase of its L, the stars M ≲1.1 M compensate the difference by increasing its Teff also. In any case, classical method produce larger Teff temperatures for young stars which are close to the Zero Age Main Sequence (ZAMS) and vice versa for the older stars which are close to the terminal Age Main Sequence (TAMS) stars because of the biases involved by the classical method. In order to correct this bias and to produce true Teff temperatures, a new method, Two Uniform Contractions (TUC method) was suggested according to the TÜBİTAK Project number 114R072. The preliminary application of the TUC method accomplished by using 450 main-sequence stars by using PARSEC evolutionary models with solar metallicity (Z = 0.014). In this thesis, the TUC method was improved by including the metallicity effect by 72 main-sequence stars with measured metallicities in the range of 0.008 < Z < 0.06. It can be concluded that, the TUC method would produce up to 600 K error, which is proportional to Z, in the computed temperatures if solar metalicity (Z = 0.014) were assumed for the stars with accurate M and R while their metallicities could be different within the range 0.008 < Z < 0.06. The correctness of the results of the TUC method depends on the correct Z measurements as much as the accuracy of the M and R.