Anakol yıldızlarının kütle parlaklık bağlantısı ve etkin sıcaklık duyarlılık problemi

Abstract

Bu tez çalışmasında, klasik metot olarak tanımlanan kütle-parlaklık bağıntısı (MLR) kullanarak yıldızın kütlesi (M) ve yarıçapından (R) Stefan-Boltzmann yasası çerçevesinde yıldızın etkin sıcaklığının hesaplanması konusu incelenmiş ve klasik metot ile hesaplanan etkin sıcaklıklardaki duyarlılık problemi araştırılmıştır. Anakol yıldızları için, XX. yüzyılın başlarında empirik olarak keşfedilen MLR bağıntısının günümüze kadar olan gelişimi özetlenmiştir. Klasik metot kullanılarak hesaplanmış etkin sıcaklıkların belirsizlik miktarına katkının sadece gözlemsel parametrelerin rastgele hatalarından gelmediği, daha çok log M – log L diyagramı üzerinde saçılmaya sebep olan yıldızların farklı kimyasal kompozisyonları ve değişen evrim durumlarının daha büyük belirsizliklere neden olduğunun önemine dikkat çekilmiştir. Ayrıca, metalisite ve evrim hatalarının, yıldızın log M – log L diyagramı üstündeki konumundan kaynaklanması sebebiyle rastgele değil, sistematik olması belirtilmiştir. Bu sistematik belirsizliklerin hesaplanmasıyla düzeltilmesi bu tez çalışmasının temelini oluşturmaktadır. Yarı-empirik olarak önerdiğimiz, homojen sıkıştırma yöntemi (HSY) olarak adlandırdığımız bir metot geliştirilmiş, günümüzde M ve R değerleri en duyarlı 450 anakol yıldızına uygulanmıştır. Bu metodun kullanımı, geçerli bir MLR bağıntısından başka yıldızın anakol evrimi başlangıcında (ZAMS) ve sonunda (TAMS) teorik yarıçap ve etkin sıcaklık değerlerinin bilinmesini gerektirmektedir. HSY kullanılan MLR'lerden bağımsızdır, buna karşılık uygulamasında güçlü bir model bağımlılığı vardır. Bu nedenle anakol yıldızlarının ZAMS ve TAMS konumlarındaki teorik yarıçap (R) ve etkin sıcaklık (Teff) değerleri için Bressan vd'nin (2012) evrim modelleri ve Eker vd'nin (2015) MLR bağıntıları tez çalışmasında kullanılmıştır. Kullanılan MLR bağıntıları katalizör gibi davranmaktadır; yani MLR bağıntısı olmadan HSY'nin uygulanması mümkün değildir. Fakat kullanılan MLR'nin elde edilen sonuca da hiç katkısı yoktur. Sonuçlar doğrudan kullanılan evrim modellerine bağımlıdır. Bu tez çalışmasında ortaya konan metot (HSY) sadece güvenilir, yani hatası çok küçük bir etkin sıcaklık (Teff) ve bir ışınım gücü (L) hesaplamak için değil, aynı zamanda yıldız yapısı ve evrim modellerinin test edilmesi için de kullanılabilir. Tez çalışmasında kullanılan Eker vd'nin (2014) "Samanyolundaki Ayrık Örten Çift Çizgili Tayfsal Çift Yıldızlardan Toplanmış Yıldız Parametreleri Kataloğu" ndan seçilmiş Güneş komşuluğundaki 450 anakol yıldızının gözlemsel (yayınlanmış) sıcaklıkları için oluşturulan etkin sıcaklık hata histogramı %2-3 değerlerinde bir maksimum göstermektedir. HSY ile hesaplanan etkin sıcaklıkların hataları M ve R'nin gözlemsel hatalarının etkin sıcaklıklara taşınmasıyle elde edilen hatalardır. Bu nedenle, HYS ile elde edilen etkin sıcaklıklar ve hataları gözlemsel sıcaklık ve hatalarından bağımsızdır. Bu tez çalışmasında 450 anakol yıldızı için hesaplanmış daha duyarlı sıcaklık hatalarından oluşturulan histogram %1'den küçük olan bir maksimum göstermektedir. 450 anakol yıldızı arasından M ve R değerleri %3 ve daha duyarlı olanlar seçilmiş ve MLR bağıntıları HSY ile güncellenmiştir. Daha duyarlı yeni hesaplanmış etkin sıcaklıklardan çıkartılmış bu yeni MLR bağıntıları ile klasik yöntem uygulandığında %3.5 duyarlılık düzeyinde etkin sıcaklıklar yıldızın M ve R'si kullanılarak elde edilebilir. Böylece bu tez çalışmasında daha duyarlı etkin sıcaklık hesaplama yöntemi (HSY) ile birlikte daha duyarlı MLR bağıntıları ortaya konmuştur.