Büyük kütleli yıldızların yapısının incelenmesi

Abstract

Bu çalışmada kütlesi 50 Mʘ'den büyük olan ZAMS (Sıfır Yaş Ana Kol) model yıldızların içyapı sabitleri kj , ηj , ∆j'nin metallik ve kütleye göre değişimi incelenmiştir. Hesaplamalar, 50-100 Mʘ arasında kütleye sahip bir dizi yıldız modeli için yapılmıştır. Metallik değeri olarak, Z=0.0001 ve Z=0.03 aralığında olan değerler alınmıştır. Her model için katsayılar Clairaut-Radau'nun diferansiyel denklemi ile elde edilmiştir. Eggleton yıldız modelleri, EZ-Web derlemesinde kullanılmıştır. Sonuçlar, yüksek metal değerleri için ilginçtir. Evrimleşmiş yıldızlar için apsisli hareket sabiti k2'nin nasıl değiştiğini araştırılmıştır. Bu bağlamda eksantrik kütleli ikili sistemler olan HD 152218 ve HD 152248 için yıldız yaşına bağlı olarak k2 sabiti teorik olarak hesaplanmıştır. Sonuçlar en son teorik ve gözlemsel sonuçlarla karşılaştırılmıştır. Sonuçlar, büyük kütleli yıldızların içlerinin evrimleştikçe değiştiğini göstermektedir. Kütlesi 50 Mʘ'den büyük olan yıldız modelleri için içyapı katsayılarını hesaplamak için az sayıda çalışma bulunduğundan, bu sonuçlar çok büyük kütleli yıldızlar için gelecekteki teorik ve gözlemsel çalışmalara rehberlik edecektir.

The variation of internal structure constants kj, ηj , ∆j of ZAMS ( Zero Age Main Sequence) model stars larger than 50 Mʘ mass according to metallicity and mass are investigated. Calculations are made for stellar model in the range of 50-100 Mʘ. Metallicities are taken between Z=0.0001 and Z=0.03. For each model, the coefficients are obtained by Clairaut Radau‟s differential equation. The Eggleton stellar models are used in EZ- Web compilation. The results are interesting for high metal values. We investigate how the apsidal motion constant k2 changes for evolved stars. In this context, we have computed the constant k2 theoretically depending on stellar age for the eccentric eclipsing massive binaries HD 152218 and HD 152248. Comparison of the models with observational data was made for stars below 50 Mʘ . Since there are no studies to calculate internal structure coefficients for stellar models with masses greater than 50 Mʘ, these results will guide the future theoretical and observational studies for very massive stars.