İZOKRONLAR İLE YAŞ TAYİNİ NURTEN FİLİZ

Transkript

1 T.C. ÇANAKKALE ONSEKİZ MART ÜNIVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ FİZİK ANABİLİM DALI YÜKSEK LİSANS SEMİNERİ İZOKRONLAR İLE YAŞ TAYİNİ NURTEN FİLİZ DANIŞMAN Prof. Dr. Zeki EKER

2 İzokronlar ile Yaş Tayini Yıldız evrimi ve izokronlar İzokronlar ile yaş tayini Kromosferik aktif yıldızların izokron yaşları Fiziksel parametreler ve yaş ilişkisi Sonuç

3 Yıldız Evrimi ve İzokronlar H-R diyagramı Yıldızların H-R diyagramı üzerindeki dağılımları Yıldızların Evrimi

4 Evrimin başlangıç kütlesine bağlılığı Evrimi belirleyen iki temel faktör vardır, başlangıç kütlesi ve kimyasal kompozisyon. 4 iç yapı denklemi ile yıldızın yapısı ve yüzey parametreleri L ve Teff çözülebilir. L ve Teff değişimi de yıldızların evrim yollarını belirler

5 Yıldız iç yapı denklemleri

6 Yıldızların farklı evrim aşamalarında farklı yüzey parametrelerine sahip olmalarının nedeni iç yapıda meydana gelen değişikliklerdir. Enerji üretim mekanizmalarındaki değişimler ışınım gücü, yarıçap ve sıcaklığın değişimine neden olur.

7 Evrim yolları üzerindeki işaretlenmiş noktalarda yıldızların yaşı İben (1964) tarafından aşağıdaki gibi belirtilmiştir. Aynı evrim aşamasında, farklı kütleler için farklı yaşalar elde edilmiştir. Genel bir anlatımla; büyük kütleli yıldızlar daha çabuk evrimleşir.

8 5 Mo Kütleli Yıldızın Evrimi A; ZAMS, anakol başlangıcı B; RTO noktası Log (L/Lo) C; çekirdekte H tükenmiştir. Anakoldan ayrılır Mo 4.3 F 4.1 C B A Log (T ef f /K) E D C-D arası, kabukta H yanmaya devam ederken çekirdek büzülür. D; dış konvektif katman oluşur. E; merkezi He tutuşma noktası F; çekirdekte He azaldıkça büzülür, dış katmanlar genişler.

9 1.25 Mgüneş kütleli yıldızın evrim yolu 1.8 Log (L/Lo) Mo C A B D 5 Mo kütleli bir yıldızla karşılaştırdığında anakol sonrası evrim aşamalarının farklı olduğu göze çarpar. Böyle bir yıldız He yakabilecek iç sıcaklığa ulaşamadan bir beyaz cüce olarak soğur Log (T ef f /K)

10 Evrim Yolları ve İzokronlar log L/Lo Mo 4 Mo 3 Mo 2.5 Mo 2 Mo 1.7 Mo İzokronlar, farklı kütlelere sahip yıldızların evrim çizgilerindeki eş yaş noktalarının birleştirilmesi ile elde edilir Mo 1.2 Mo log Teff

11 -11 Z=0.004 Mv-log Te -9 Z= için Log yaş izokronları

12 Evrimi Etkileyen Süreçler Metal Bolluğu Overshooting Kütle kaybı

13 Metal Bolluğunun Evrime Etkisi Dört farklı metal bolluğu değeri için yıldızların anakol üzerindeki davranışı: Metalce zengin yıldızlar anakolun daha alt kısımlarına doğru uzanır. Anakolun bant şeklinde görülmesine yol açar.

14 Metal Bolluğunun Etkileri Metal bolluğu fazla olan anakol yıldızlarında enerji üretiminde CNO çevrimi daha etkilidir. Az olanlarda ise P-P zinciri daha etkilidir. Ağır element bolluğu soğurma katsayısını etkiler dış konvektif katman kalınlığı Z ile orantılıdır. 1. Z nin artan değerleri için L ve T azalır. 2. Aynı kütlede metalce fakir bir yıldızın yaşam süresi nispeten daha uzundur.

15 Metal Bolluğunun İzokronlar Üzerindeki Etkisi 2 Log L/Lo Z=0.004 Z=0.008 Z=0.02 Z=0.04 Z olduğundan küçük alınırsa yaş olduğundan büyük bulunur. Z nin aratan değerleri için RTO sıcaklığı azalır. Z nin aratan değerleri için C-D evreleri arası kısalır. Azalan Z değerleri için RTO nun ışıtması artar Log Teff

16 Overshootingin Evrim Üzerindeki Etkisi Overshooting, konvektif çekirdeğe sahip yıldızlarda konvektif akımların konvektif katmanın da ötesine, radyatif katmana kadar ulaşması ve böylece çekirdeğe H taşınır. Böylece tepkimelere katılan H miktarı artar. Radyatif çekirdek, konvektif çekirdek ve overshootingli konvektif çekirdek için çekirdekte H ve He davranışı...

17 ZAMS Radyatif Çekirdekte H ve He davranışı 1 Radyatif Cekirdek Radyatif Katman 0.7 Kesirsel Kutle 0.28 H He Kesirsel Yaricap TAMS

18 Kesirsel Kutle Konvektif Cekirdek Radyatif Katman H He Konvektif Çekirdekli yıldız Kesirsel yaricap 1 Konvektif Cekirdek Overshooting Bolgesi Radyatif Katman Konvektif Çekirdek ve Overshooting Kesirsel Kutle Kesirsel yaricap

19 Log 8.8 ve 9.0 yaş izokronları ve overshootingin etkisi. Overshooting Yıldızların anakol ömrünü uzatır.

20 Sabit bir yaş için anakol üzerindeki en kırmızı nokta, RTO overshootingli modellerde daha parlaktır (0 m.9). bu nedenle özellikle kümelerin yaşını RTO nun ışınım gücünden belirlerken daha büyük değerler elde edilecektir ( kat kadar büyük). Sabit bir yaş için RTO nun etkin sıcaklığı gerçekte overshootingten bağımsızdır. Overshooting yıldızın anakolda kalma süresini uzatırken aynı zamanda anakolun sonunu kırmızı tarafa doğru genişletir. Bu iki etki bir arada olduğundan sıcaklık farkı görülmez. Bu durum iyi belirlenirse T eff (RTO) yu en önemli yaş belirteci yapar. Sıklıkla, anakol evresinde izokron üzerindeki en mavi nokta, BTO nun etkin sıcaklığı yaş belirteci olarak dikkate alınmaktadır. Oysa Şekil 1.11 de bu noktanın overshootinge çok duyarlı olduğuna dikkat çekilmiştir. Örneğin BTO noktasının etkin sıcaklığı logaritmik olarak 3.94 için, overshootingli izokron, diğerinde 1.7 kat daha büyük bir yaş vermektedir.

21 Kütle Kaybının Etkileri Yıldızlar zamanla kütle kaybeder, en büyük kütle kaybı en kütleli yıldızlarda olur. Büyük kütleli yıldızların daha fazla kütle kaybetmesinin nedeni, yıldız rüzgarı ile kütle kaybının yıldızın ışınım basıncına bağlı olmasıdır. Küçük kütleli yıldızlar için ışınım basıncı, dikkate alınmayacak kadar küçük olduğundan anlamlı bir rüzgar oluşumu söz konusu değildir. Büyük kütleli yıldızlarda ise (10 M! den büyük), ışınım basıncı çok güçlüdür ve büyük miktarlarda rüzgara neden olur. Rüzgarla kaybedilen kütle miktarı ağır element bolluğuna da bağlıdır. Bu bağlılık, Kudritzki et al. (1989) tarafından; M dot ~ Z 0.5 verilmiştir. Çok büyük kütleli erken O türü yıldızlarda rüzgar ile kütle kayıp miktarları 10-4 M! /yıl mertebelerine kadar çıkabilmektedir.

22 Başlangıç kütlesi ve RTO noktasındaki kütle Başlangıç kütlesi arttıkça, kaybedilen kütle miktarı da artar

23 M o Log L/L o Log T eff

24 İzokronlar ile yaş tayini Kümeler ile uygulamalar CAB yıldızları ile uygulamalar

25 Pleiades (M45) Kütle kaybı ve Overshootingi dikkate alan izokronu

26 NGC 2682 (M67) Overshootingsiz yaş izokronu

27 NGC 581 A- M0.5 Ib B- B5 Iab Overshootıngli yaş izokronu

28 CAB YILDIZLARININ YAŞLARININ BELİRLENMESİ Kullanılan veriler Yaşların bulunması Elde edilen ilişkiler

29 Evrim yolları Schaller et al. (1992), M! için İzokronlar Maeder&Meynet (1991) a) Güneş kütlesi cinsinden ZAMS taki başlangıç kütlesi b) Logaritmik cinsten T eff ; etkin sıcaklık c) M bol ; bolometrik mutlak parlaklık d) M V ; görsel mutlak parlaklık e) U-B renk ölçeği (Johnson sisteminde) f) B-V renk ölçeği (Johnson sisteminde) g) Logaritmik olarak g; yüzey çekim ivmesi (g [cm/sn 2 ] biriminde) h) Logaritmik, L/L! ;ışınım gücünün Güneşinkine oranı i) İzokron boyunca güneş kütlesi cinsinde gerçek kütle

30 CAB yıldızlarının yaşları İncelenen 287 yıldız Yaşı tayin edilen 50 yıldız (şimdilik) Tamamı çift yıldız, her iki bileşene ait parametreler biliniyor. Yaş tayininde her iki bileşen de dikkate alındı Dört farklı Z değeri için hesaplanmış izokron setleri kullanıldı.

31 Bütün Yıldızlar Log T- Log L

32 DQ Leo Bulunan yaş 950 M yıl

33 CQ Aur Cq aur Bulunan yaş 1.59 Gyıl

34 LX Per Bulunan yaş 7.59 Gyıl

35 Elde Edilen Bağıntılar Yaş-Dönem ilişkisi 140 Donem Yas E E E E E E E+10 Yaşlı yıldızların dönemi kısa Uzun dönemli yıldızlar genç Zamanla yıldızların dönemi kısalıyor!!!!!

36 Bulunan bağıntıya göre Donem Log P = T Log P = Log Po C T E+09 4E+09 6E+09 8E+09 1E+10 1E+10 1E+10 2E+10 Yas CAB yıldızlarında dönem azalması Po = gün için

37 Kütle-Yaş bağıntısı Top Kutle E+09 4E+09 6E+09 8E+09 1E E+10 Yas Genç yıldızların kütleleri daha büyük.

38 Toplam Kutle Toplam kütlenin zamana bağlı değişimi Log M = log Mo c T c = Yas E E E E E E E+10

39 Açısal Momentum Değişimi 4.50E E+53 Acis al momentum 3.50E E E E E E E+52 Yas 0.00E E E E E E E E+10 Yaşlı yıldızların açısal momentumu az Büyük açısal momentuma sahip yıldızlar genç Zamanla yıldızların toplam açısal momentumu azalıyor!!!!!

40 Açısal momentumun zamanla azalması 4.50E E E+53 Acis al momentum 1.00E E E+52 Acis al momentu 3.00E E E E E E E E E E E E+09 4E+09 6E+09 8E+09 1E E+10 Yas 3.00E E E E E+09 4E+09 6E+09 8E+09 1E E+10 Yas Log J = log Jo c T c =

41 Teşekkürler N. F.