Yıdızların gelişiminde aktivitenin önemi
Küçük Resim Yok
Tarih
1995
Yazarlar
Dergi Başlığı
Dergi ISSN
Cilt Başlığı
Yayıncı
Ege Üniversitesi
Erişim Hakkı
info:eu-repo/semantics/closedAccess
Özet
ÖZET Yıldızların aktivitesi denildiğinde onların ışınımını değiştiren ve farklı nedenlerle yıldızın değişik katmanlarında farklı sıcaklık ve yoğunluklarda ortaya çıkan yapılardan bahsedilmektedir. Bunlar güneş benzeri yıldızlarda fotosferik lekeler, kromosferik plajlar ya da flareler şeklinde ortaya çıkar. Bu yapıların manyetik kökenli olduğuna inanılmaktadır. Bu düşünce temel alınarak dinamo kuramı oluşturulmuştur. Yıldızın dönmesi, aktiviteyi tanımlamakta önemli bir rol oynar. Bununla birlikte, konveksiyon bölgesinin derinliği ve konveksiyonun karakteristik zamanı gibi yıldız içindeki dinamik yapıyı da tanımlayan diğer parametreler de manyetik dinamo süreçlerini tanımlamakta oldukça önemlidir. Dönme, konveksiyon derinliği ve konveksiyon hızı, yıldızın yaşı ve kütlesine bağlı olduğundan, manyetik alanı oluşturan etkin yıldız parametresinden, dönme etkisini ayırmak kolay değildir. Çiftlerde dönme yaşa bağlı olmadığından, aktivite yaştan bağımsız olarak çalışılabilir. Aktiviteyi gösteren en iyi belirteçler; (1) Yıldız yüzeyindeki düzgün olmayan aktiviteden dolayı geniş band renklerin ya da tayfsal özelliklerin değişimi, (2) Yıldızların dönme hızı, (3) Artık salma. Yıldız evrimi üzerinde aktivitenin rolünü aydınlatmak için öncelikle yıldızların evrimleri sırasında ne tür bir yol izlediklerine bakılmalı ve sonrasında da aktivite tanımına uygun olarak her bir evrede aktivite ile yıldıza ait parametreler arasındaki ilişkiler incelenmelidir. Her bir evrim basamağında, yıldızın değişik katmanları için yapılan çalışmalar yaş-dönme-aktivite arasında ilişkiler olduğunu göstermiştir. Anakol öncesi yıldızlar yavaş dönerler, anakola ulaştıklarında ise hızlanırlar. Güneş benzeri yıldızlar manyetik frenleme nedeniyle zamanla yavaşlarlar. Aktivite, anakol boyunca en parlak yıldızlarda yıldız rüzgarları, 180konvektif yıldızlarda ise güneş benzeri aktivite olarak görülür. Anakol yıldızlarının dönme hızları, yıldızın yaşına v = T ~1/2 şeklinde bağlıdır. Dönme hızı yüksek olan yıldızlar daha aktiftirler. Buna göre yıldız ne kadar gençse o kadar aktiftir. Yaş önemli bir faktördür; ancak, tek faktör değildir. Çünkü, RS CVn türü çiftlerin daha ileri evrim basamağında bulunan bileşenleri, aynı yaşta olan tek benzerlerinden daha aktiftirler. Ancak, dönme, yaşın bir fonksiyonu olduğundan, yaş ve dönme etkilerini birbirinden ayırtetmek zordur. Tek anakol yıldızlarının dönme hızları ~ F5 tayf türünde keskin bir değişme gösterir. Manyetik aktivite ile yıldızın dönmesi arasında dinamo modelleri sayesinde ilişki kurulmuştur. Manyetik aktivite yıldız yavaşlarken azalır. Koronal salma, ~ A5' ten erken ~ KO' dan daha geri tayf türünden yıldızlar için ihmal edilebilirken, F2-F5 civarında bir pik yapar. Kütle kaybı ise anakol yıldızları için ~ F0-F5 tayf türünde bir pik yapar. Geri tür yıldız aktiviteleri için Rossby sayısı küçük olduğu halde, erken tür yıldızlar için büyüktür. Geri tayf türünden yıldızlarda aktivitenin en önemli parametresi olan Rossby sayısı kromosferik, geçiş bölgesi ve koronal salma ile de iyi ilişki içindedir. X-ışın aktivitesi ile dönme dönemi arasında da iyi bir ilişki bulunmuştur. M yıldızlarında koronal aktivite azalmaz; ancak, M = 0.3 M@ve logTe = 3.5' ta keskin bir azalma görülür. Dev ve süperdev yıldızların bulunduğu bölgede de çok büyük değişmeler vardır. Ayırma çizgisinin solundaki yıldızlar "güneş türü" olarak adlandırılırlarken, sağındaki yıldızlar (K2 III ve G-M süperdevlerinden daha soğuk devler), "güneş türü olmayan" yıldızlar olarak adlandırılırlar. Yumuşak x- ışın salması, geç F tayf türünden erken K tayf türü devlere doğru yaygın olmasına rağmen, bölünme çizgisinin sağında x-ışın salmalı yıldızlar bulunamamıştır. Anakol ve sonrası yıldızlar için hem koronal hem de geçiş bölgelerine ait salma çizgilerinin yaş ile ilişkili olduğu gösterilmiştir. Hem 181koronal x-isin aktivitesi hem de geçiş bölgesine ait CIV salması, yaşın artması ile hızlı bir şekilde azalır. Ca II salmaları ile bulunan ilişkide bu azalma daha fazladır. T Tauri yıldızları ve benzeri anakol öncesi yıldızlar gibi çok genç yıldızlar bir yana en yüksek aktivite düzeyli yıldızlar, soğuk (G-M türü) yıldızlardan ibaret yakın çiftlerdir. Yıldız aktivite belirteçlerini anlamakta ve tanımlamakta çift yıldızlar büyük öneme sahiptirler. Çift sistemlerin evrimi üzerinde açısal momentum kaybı (AML) ve kütle aktarımı önemli bir etkiye sahiptir. AML, çekimsel olarak etkileşen bir sistemin yörünge dönemi ve yarı büyük eksen uzunluğunda azalmaya neden olacaktır. Çeşitli aktivite belirteçleriyle yapılan çalışmalarda dönme dönemi ya da Rossby sayısı arasında bir seçim yapmak mümkün olmamasına rağmen dönme ile aktivite arasında açık bir ilişkinin varolduğu gösterilmiştir. Aktif yıldız atmosferlerinde farklı yükseklikler ve sıcaklıklarda ortaya çıkan aktivite belirteçleri arasında da çok iyi ilişkiler bulunmuştur. Dönme en önemli parametrelerden biri olmasına rağmen çift olma ve yaş etkileri de önemlidir. Yakın çiftlerde çekim etkileri bileşenleri hızlı bir şekilde ve eşzamanlı dönmeye zorlar. Bununla birlikte yıldızın dönme hızı anakola yakın ve anakolda yaşa bağlıdır. En büyük dönme hızlarına sahip olan yıldızlar RS CVn çiftlerinin dev bileşenleridir. Koronal x-ışın salmasının dönme ile arttığı görülür, kromosferik salmalar dönme hızına daha az duyarlıdır. Yaşın, x-ışın ışınım gücünü tanımlayan bir parametre olup olmadığı şüphelidir. Bu, dönme hızı ile yaşın ilişkili olduğu yıldızlarda kullanılır. 182
SUMMARY When it comes to explaining the stellar activity, we talk about structures with different temperature and density which exist in the various regions of stars. These differences are brought about by different processes and causes the variation in stellar light. These structures are found as photospheric spots, chromospherical plages or flares in the solar like stars. It is believed that these structures are of magnetic in origin. The dynamo theory based on this idea. The rotation plays an important role in defining activity. However, the depth of the convection zone and the characteristic time of the convection to define the process of magnetic dynamo is also important. It's not easy to tell rotational effect from efficient stellar parameter due to the rotation, the depth of the convection zone, convection rate depends on stellar age, so the activity can be studied independently from age. The best diagnostics showing stellar activity are as follows: (1) the changing of the broad band colors or spectral features, (2) the stellar rate, (3) the excess emission. To explain the role of the activity on the stellar evolution, first thing to be done would be to look at the stages star follows during the evolution, and later the relations between stellar parameters must be investigated in each of the evolutionary stages. Studies show that there are relations between age, rotation and activity. The pre-main sequence stars rotate fast but when they arrive to the main sequence, their rotation slow down. The solar like stars spin down due to the magnetic breaking. Activity is seen as stellar winds in the brightest stars, as solar like activity in convective stars during the main sequence. 183The rotation rate of the main sequence stars depends on the stellar age as v=T1/2. The stars with high rotation rate are more active. The age is an important factor but it's not unique one. Because late type companions of RS CVn binaries are more active than single stars in the same age. But the rotation is due to the function of age, it's difficult to derive the effects of age and rotation. The rotation rates of the single main sequence stars change about in F5. Relations between magnetic activity and stellar rotation are found by the dynamo models. The magnetic activity decreases as star spins down. The coronal emission can negligible for the stars earlier than A5 and later than KO, it's peak lies around F0-F5. The Rossby number for late type stars is low, but it's high for early type stars. The coronal activity in M stars does not decrease but in M= 0.3M@ and logle/P 3.5 appear a sharp decrease. A good relation between x-ray activity and rotation is found. There are great variations in the region where giant and the supergiant stars lie. Here, there is a line that divides the stars into two groups. The stars in left of the line are called solar like stars; there are stars which showing non-solar activity in the right of the line. Although soft x-ray emission is common from late type F to early K giants, the star with x-ray emission in the right of the dividing line cannot be found. It's shown that both of the emission lines are related to the stellar age and that these emission lines decrease speedly with increasing age. Except the young stars, those with the highest activity level are close binary stars. The double systems have an important role in understanding stellar activity diagnostics. 184The angular momentum loss (AML) and mass transfer on the binaries have an important effect. AML will result in decreasing rotational period and semi-major axis length. Although it's not possible to make a choice on the rotational period and the Rossby number in works using the various activity indicators, it's shown that there is a clear relation between the rotation and the activity. It's also found that there are relations between different activity indicators. Although rotation is one of the most important parameters, binarity and the age effects are also important. The companions in close binaries rotate synchronously and speedly under mutual gravitational influences. However, the stellar rotation rate in main sequence and near main sequence stars depends on age. The stars with the highest rotation rate are the giant companions of the RS CVn binaries. The coronal x-ray emission increases with rotation. The choromospheric emission is a little sensitive to the rotation rate. It's doubtfull whether the age is a parameter defining x-ray activity. This relation is used for the stars which show a relation between rotation and age. 185
SUMMARY When it comes to explaining the stellar activity, we talk about structures with different temperature and density which exist in the various regions of stars. These differences are brought about by different processes and causes the variation in stellar light. These structures are found as photospheric spots, chromospherical plages or flares in the solar like stars. It is believed that these structures are of magnetic in origin. The dynamo theory based on this idea. The rotation plays an important role in defining activity. However, the depth of the convection zone and the characteristic time of the convection to define the process of magnetic dynamo is also important. It's not easy to tell rotational effect from efficient stellar parameter due to the rotation, the depth of the convection zone, convection rate depends on stellar age, so the activity can be studied independently from age. The best diagnostics showing stellar activity are as follows: (1) the changing of the broad band colors or spectral features, (2) the stellar rate, (3) the excess emission. To explain the role of the activity on the stellar evolution, first thing to be done would be to look at the stages star follows during the evolution, and later the relations between stellar parameters must be investigated in each of the evolutionary stages. Studies show that there are relations between age, rotation and activity. The pre-main sequence stars rotate fast but when they arrive to the main sequence, their rotation slow down. The solar like stars spin down due to the magnetic breaking. Activity is seen as stellar winds in the brightest stars, as solar like activity in convective stars during the main sequence. 183The rotation rate of the main sequence stars depends on the stellar age as v=T1/2. The stars with high rotation rate are more active. The age is an important factor but it's not unique one. Because late type companions of RS CVn binaries are more active than single stars in the same age. But the rotation is due to the function of age, it's difficult to derive the effects of age and rotation. The rotation rates of the single main sequence stars change about in F5. Relations between magnetic activity and stellar rotation are found by the dynamo models. The magnetic activity decreases as star spins down. The coronal emission can negligible for the stars earlier than A5 and later than KO, it's peak lies around F0-F5. The Rossby number for late type stars is low, but it's high for early type stars. The coronal activity in M stars does not decrease but in M= 0.3M@ and logle/P 3.5 appear a sharp decrease. A good relation between x-ray activity and rotation is found. There are great variations in the region where giant and the supergiant stars lie. Here, there is a line that divides the stars into two groups. The stars in left of the line are called solar like stars; there are stars which showing non-solar activity in the right of the line. Although soft x-ray emission is common from late type F to early K giants, the star with x-ray emission in the right of the dividing line cannot be found. It's shown that both of the emission lines are related to the stellar age and that these emission lines decrease speedly with increasing age. Except the young stars, those with the highest activity level are close binary stars. The double systems have an important role in understanding stellar activity diagnostics. 184The angular momentum loss (AML) and mass transfer on the binaries have an important effect. AML will result in decreasing rotational period and semi-major axis length. Although it's not possible to make a choice on the rotational period and the Rossby number in works using the various activity indicators, it's shown that there is a clear relation between the rotation and the activity. It's also found that there are relations between different activity indicators. Although rotation is one of the most important parameters, binarity and the age effects are also important. The companions in close binaries rotate synchronously and speedly under mutual gravitational influences. However, the stellar rotation rate in main sequence and near main sequence stars depends on age. The stars with the highest rotation rate are the giant companions of the RS CVn binaries. The coronal x-ray emission increases with rotation. The choromospheric emission is a little sensitive to the rotation rate. It's doubtfull whether the age is a parameter defining x-ray activity. This relation is used for the stars which show a relation between rotation and age. 185
Açıklama
Bu tezin, veri tabanı üzerinden yayınlanma izni bulunmamaktadır. Yayınlanma izni olmayan tezlerin basılı kopyalarına Üniversite kütüphaneniz aracılığıyla (TÜBESS üzerinden) erişebilirsiniz.
Anahtar Kelimeler
Astronomi ve Uzay Bilimleri, Astronomy and Space Sciences, Yıldızlar, Stars
