TANRIVER M. (Yürütücü)
TÜBİTAK Projesi, 2020 - 2023
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 104 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. Bu
parametrelerin belirlenmesi, çift yıldız sistemindeki her bir bileşenin başlıca
UBT60 Teleskobu, eShel
tayfçeker (çözünürlük, R=12000, parlaklık limiti<11 kadir) ve RTT150
Teleskobu, TFOSC (çözünürlük, R=5500, parlaklık limiti<13 kadir) ile elde edilen görünür bölge tayflarına NLTE atmosfer
modelinin uygulanarak sentetik tayflarının oluşturulmasına (WM basic atmosphere
model) dayanmaktadır. 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 O-B 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.