Geri Dön

The Pre-main sequence evolutionary models of low mass stars in the mass range 0,30 M0-0,60 M0

0,30 M0-0,60 M0 arası küçük kütleli yıldızların ana kol öncesi evrim modelleri

PDF İndir

  1. Tez No: 28622
  2. Yazar: İBRAHİM KÜÇÜK
  3. Danışmanlar: PROF.DR. DİLHAN EZER(ERYURT)
  4. Tez Türü: Doktora
  5. Konular: Fizik ve Fizik Mühendisliği, Physics and Physics Engineering
  6. Anahtar Kelimeler: Belirtilmemiş.
  7. Yıl: 1993
  8. Dil: İngilizce
  9. Üniversite: Orta Doğu Teknik Üniversitesi
  10. Enstitü: Fen Bilimleri Enstitüsü
  11. Ana Bilim Dalı: Fizik Ana Bilim Dalı
  12. Bilim Dalı: Belirtilmemiş.
  13. Sayfa Sayısı: 72

Özet

ÖZ 0.30 M@- 0.60 M© ARASI KUÇUK KÜTLELİ YILDIZLARIN ANA KOL ÖNCESİ EVRİM MODELLERİ KÜÇÜK, İbrahim Doktora Tezi, Fizik Anabilim Dalı Tez Yöneticisi: Prof. Dr. Dilhan ERYURT-EZER Nisan 1993, 60 sayfa. Bu tezde kütleleri 0.30 - 0.60MS arasında olan küçük kütleli yıldızların evrim modelleri verilmektedir. Bu amaçla Eryurt- Ezer[25] yıldız evrim programı küçük kütleli yıldızlar için gerekli ilaveler yapılarak kullanılmıştır. Başlangıç kompozisyonu olarak X=0.739, Y=0.240, Z=0.021, karışma uzunluğu için ise //Hj,=1.3 değerleri kullanılmıştır. Her model kararlılık aşamasından başlatılmış, evrim yolu yıldız sıfır yaş ana- kol konumuna eriştikten sonra hidrojen miktarı ~ 0.600 değerine düşene kadar sürdürülmüştür., Fiziksel girdiler en yeni reaksiyon oranları (Fowler et al. [18] and Harris et. al. [19]) kullanılarak geliştirilmiş ve yüksek yoğunluğa sahip olan küçük kütleli yıldızlarda elektronların perdeleme etkilerinin reaksiyon oranlarının hesabında önemli rol oynaması nedeniyle perdeleme etkisi faktörleri hesabına ayrı bir önem verilmiştir. Bu amaçla Itoh et. al. [21] tarafından verilen yöntem ile hesaplanan perdeleme etkisi faktörleri kullanılmıştır. İyonlaşma basıncı etkisi için Rouse[20] yöntemi dikkate alınmıştır.0.30M© kütleli yıldız küçük bir radyatif çekirdek oluşturmasına rağmen sıfır yaş ana kol'una tamamen konvektif bir yapıya sahip olarak ulaşmaktadır. 0.30M© kütleli yıldızdan O.6OM0 kütleli yıldıza gidildikçe yıldızların çekimsel büzülme evresinde harcadıkları zaman kısalmaktadır. Nükleer reaksiyonlardan dolayı açığa çıkan enerjinin çekimsel büzülme enerjisi ile aynı olmaya başladığı zaman oluşan konvektif çekirdek büyüklüğünün 0.40Me kütleli yıldızdan O.6OM0 kütleli yıldıza gidildikçe azalmakta olduğu görülmüştür. 0.30, 0.40, 0.50 and 0.60M© kütleli yıldızların sıfır yaş ana kol'una erişme zamanları ise sırasıyla 6.95xl08, 3.57xl08, 3.46xl08 ve 1.89xl08 yıl olarak bulunmuştur. Elde edilen sonuçların ilgili küçük kütleli yıldızların en yeni gözlemsel sonuçları ve T Tauri yıldızları ile karşılaştırması verilmiştir. Buradan HR 6426 B yıldızının sıfır yaş ana kol'u yakınlarında bir yıldız olduğu sonucuna varılmıştır. Belirlenen evrim zamanı 1.08xl08 yıl, merkezi sıcaklık ve yoğunluk ise, sırasıyla, 9xl06 K° ve 78 gr/cc 'dir. T Tauri yıldızlarının yaş tayini için kuramsal sonuçlardan elde edilerek çizilen eşit yaş çizgilerinden bulunan ~6xl06yıllık üst limit Herbig[33] tarafından verilen ~ 5xl06yıl değeri ile uyum göstermektedir. Anahtar kelimeler :Yıldızların Evrimi, Küçük Kütleli Yıldızlar, Ana- Kol Öncesi Evrim Yolları, Konvektif Yıldızlar, T Tauri Yıldızları, Reaksiyon Oranları, Elektronların Perdeleme Etkileri. Bilim dalı sayısal kodu : 402.02.01 vı

Özet (Çeviri)

ABSTRACT THE PRE-MAIN SEQUENCE EVOLUTIONARY MODELS OF LOW MASS STARS IN THE MASS RANGE 0.30 M0- 0.60 M0 KÜÇÜK, Ibrahim Ph. D. in Physics Supervisor: Prof. Dr. Dilhan ERYURT-EZER April 1993, 60 pages. In this thesis, stellar evolutionary models of stars of low mass in the mass range of 0.30 through 0.60M® are presented. For that purpose Eryurt- Ezer[25]'s stellar evolutionary program is used and modified for low mass stars of our interest. An initial chemical composition of X=0.739, Y=0.240, Z=0.021 for mixing- length, //Hp ratio of 1.3 were chosen. Each model has started from threshold of stability and the evolution has followed through the zero age main sequence (ZAMS) up to a point at which the hydrogen content has been reduced to about 0.600. The physical input has been improved with the adoptation of the recent values of thermonuclear reaction rates (Fowler et al.[18] and Harris et. al.[19]). Since in these high density low mass stars the electron screening plays an important role in calculating the thermonuclear reaction rates, particular at tention has been given to the treatment of the electron screening factors. For this purpose we have used screening factors calculated by the method given by Itoh et. al.[21]. The effect of pressure ionization has been treated by the method of Rouse[20]. Ill \&>The 0.30M© star develops a small radiative core but reaches the ZAMS as a wholly convective star. As going from 0.30M© to 0.60MQ the time the stars spend during gravitational contraction phase gets shorter. The size of the convective cores, which develops when the energy generated by nuclear burning becomes comparable with gravitational contraction energy, gets smaller while going from 0.40M® to 0.60M®. The zero age evolutionary times for 0.30, 0.40, 0.50 and 0.60M@ stars are found to be 6.95xl08, 3.57xl08, 3.46xl08 and 1.89xl08 years, respectively. A comparison of results of the present study with recent observational results of low mass stars of our interest and T Tauri stars are presented. This led us to the conclusion that HR 6426 B is a star near ZAMS. The estimated evolutionary time is about t=1.08xl08 yr. with central temperature and density of 9xl06 K° and 78 gr/cc, respectively. An upper limit to the ages for T Tauri stars, ~ 6xl06yr., which is found from isochrones drawn from theoretical results seems to be in agreement with the es timates of ~ 5xl06yr. by Herbig[33]. Keywords : Stellar Evolution, Low Mass Stars, Pre- Main Sequence Evolutionary Tracks, Convective Stars, T Tauri Stars, Reaction Rates, Electron Screening. Science Code : 402.02.01 IV

Benzer Tezler

  1. Tez No

    197063

    Açık yıldız kümelerinin başlangıç kütle ve ışıma gücü fonksiyonları

    The initial mass and luminosity functions of open clusters

    İNCİ AKKAYA

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    2006

    Astronomi ve Uzay BilimleriErciyes Üniversitesi

    Fizik Ana Bilim Dalı

    DOÇ.DR. İBRAHİM KÜÇÜK

  2. Tez No

    56259

    Yıdızların gelişiminde aktivitenin önemi

    Başlık çevirisi yok

    GÜNAY TAŞ

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    1995

    Astronomi ve Uzay BilimleriEge Üniversitesi

    Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı

    DOÇ.DR. SERDAR EVREN

  3. Tez No

    56835

    Evolution and structure of the sun and low mass stars-influence of eos by minimization of free energy method and OPAL opacity

    Güneş ve küçük kütleli yıldızların evrim ve yapıları-serbest enerjinin azaltımı yöntemiyle durum denklemi ve OPAL opasitesinin etkisi

    MUTLU YILDIZ

    Doktora

    İngilizce

    İngilizce

    1996

    Fizik ve Fizik MühendisliğiOrta Doğu Teknik Üniversitesi

    Fizik Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. NİLGÜN KIZILOĞLU

  4. Tez No

    50874

    Kuramsal yaş çizgileri yöntemi ile yıldız kümelerinin yaş tayini

    Age determination of clusters by using isochrones

    AYŞEN DURMUŞ

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    1996

    Fizik ve Fizik MühendisliğiErciyes Üniversitesi

    Fizik Ana Bilim Dalı

    Y.DOÇ.DR. İBRAHİM KÜÇÜK

  5. Tez No

    292608

    Eksantrik yörüngeli örten çift yıldızların izokron yaşları

    Isochronal ages of eccentric orbit eclipsing binary stars

    MÜMİN GÜNEŞ

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    2011

    Astronomi ve Uzay BilimleriÇanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi

    Uzay Bilimleri ve Teknolojisi Ana Bilim Dalı

    YRD. DOÇ. DR. İBRAHİM BULUT

Geri Dön