22ARTT150-1930
Sıcak bileşenli çift yıldız rüzgarlarının terminal hız değişiminin araştırılması


ÖZET
Bütün sıcak yıldızlar ışıma ile sürüklenen rüzgârlara sahiptir. Yıldızlar belirli bir ışınım gücünün üstüne çıkar çıkmaz sahip oldukları bu rüzgârların etkisi yıldızın tayf çizgilerinde doğrudan gözlenebilir. Tayf türü O, B olan büyük kütleli yıldızların ışınım güçleri en küçük değer 10E4 L⊙ den başlayarak daha büyük değerler almaktadır (Vanbeveren 2001, Abbott 1979). Bütün büyük kütleli yıldızlar bu başlangıç ışınım gücünün üstünde olduklarından dolayı ömürleri boyunca oluşturdukları rüzgârların tayfsal delillerini doğrudan gösterirler (Abbott 1979). Orta ve küçük kütleli yıldızlar (MZAMS ≤ 8 M⊙) ise bu sınır ışıtma değerine ulaştıkları AGB sonrası ve beyaz cüce evresinde benzer rüzgârları gösterirler. Rüzgârlar yıldızların atmosfer fiziğini (yoğunluk, etkin sıcaklık Teff, metalisite [Fe/H], yüzey çekim ivmesi log g, elektron yoğunluğu ne), evrimsel zaman-ölçeklerini, tayf çizgisi kesitlerini, yüzey kimyasal element bolluklarını ve ışınım güçlerini değiştirdikleri için yıldızların evrimlerinde oldukça etkilidirler. Rüzgârlar galaksilerin evriminde de çok önemli bir yere sahiptirler. Bunun sebebi ise rüzgârların galaksilerde enerji ve momentuma katkıda bulunması ve yıldızlararası ortam materyalinin nükleer sürecinde etkili olmasıdır. Rüzgârlar uzaklık belirteçleri olarak da kullanılmaktadırlar. Sıcak yıldızlara ait rüzgârların önemli rolü göz önüne alındığında astrofiziğin çoğu alanında birçok makale ve bildirilerde yer alması şaşırtıcı değildir. Sıcak yıldızların rüzgârları iki genel parametre ile karakterize edilir, bu parametreler terminal hız ν∞ ve kütle-kayıp oranı Ṁ dır. Yıldızdan çok büyük uzaklıklarda rüzgârın hızı maksimum hız olan terminal hıza ulaşır, bu uzaklıklarda ışınımsal hızlandırma yaklaşık sıfırdır çünkü fotosferik ışınım alanı seyrelmiştir. Kütle kayıp oranı ise bize yıldızın rüzgarla bir yılda güneş biriminde ne kadar kütle kaybettiğini söyler. Proje kapsamında, yıldızların ve galaksilerin yaşamlarında çok önemli bir yere sahip olan yıldız rüzgârlarının terminal hız ve kütle kayıp oranlarının O ve B tayf türünden bileşenlere sahip örten çift yıldız sistemleri incelenerek belirlenmesi ve bu hızların sistemin yörünge evresi ile değişiminin araştırılması planlanmaktadır. Atmosfer modellerinin ve sentetik tayfların oluşturulmasında yıldızın etkin sıcaklığı, kütlesi, yarıçapı, terminal hızı ve kütle kayıp oranının bilinmesini gerektirmektedir. Seçilen sistemlerin örten çift yıldızlar olması bu sistemlerin tayfsal ve fotometrik ortak çözümleriyle kütle, yarıçap ve etkin sıcaklıkları doğrudan belirleme imkânı sunar. Böylece, bu sistemlerdeki ön tayf türünden OB bileşen yıldızların tayf çizgilerinin modellenmesi bu yıldızların herbir yörünge evresi boyunca terminal hız değişimini ve kütle kayıp oranını belirlememizi sağlayacaktır. Özellikle terminal hızların evreye göre değişimi ile ilgili literatürde bulunan çalışma yok denecek kadar azdır. Ayrıca, proje kapsamında görünür bölgede tayfı alınan sistemlerin moröte (UV) bölgede tayfı (IUE) varsa ve tayflarında salma çizgisi veya P Cygni profili gözlenmişse, moröte bölgedeki tayf çizgilerinden elde edilen rüzgar parametrelerinin görünür bölgede elde edilenler ile karşılaştırılmasının yapılması planlanmaktadır. Böyle bir karşılaştırma literatürde oldukça nadirdir.