Büyük kütleli yıldızların yapısının incelenmesi

Abstract

Bu çalışmada kütlesi 50 Mʘ'den büyük olan ZAMS (Sıfır Yaş Ana Kol) model yıldızlarıniçyapı sabitleri kj , ηj , ∆j'nin metallik ve kütleye göre değişimi incelenmiştir.Hesaplamalar, 50-100 Mʘ arasında kütleye sahip bir dizi yıldız modeli için yapılmıştırMetallik değeri olarak, Z=0.0001 ve Z=0.03 aralığında olan değerler alınmıştır. Her modeliçin katsayılar Clairaut-Radau'nun diferansiyel denklemi ile elde edilmiştir. Eggleton yıldızmodelleri, EZ-Web derlemesinde kullanılmıştır. Sonuçlar, yüksek metal değerleri içinilginçtir. Evrimleşmiş yıldızlar için apsisli hareket sabiti k2'nin nasıl değiştiğiniaraştırılmıştır. Bu bağlamda eksantrik kütleli ikili sistemler olan HD 152218 ve HD152248 için yıldız yaşına bağlı olarak k2 sabiti teorik olarak hesaplanmıştır. Sonuçlar enson teorik ve gözlemsel sonuçlarla karşılaştırılmıştır. Sonuçlar, büyük kütleli yıldızlarıniçlerinin evrimleştikçe değiştiğini göstermektedir. Kütlesi 50 Mʘ'den büyük olan yıldızmodelleri için içyapı katsayılarını hesaplamak için az sayıda çalışma bulunduğundan, busonuçlar çok büyük kütleli yıldızlar için gelecekteki teorik ve gözlemsel çalışmalararehberlik edecektir.ANAHTAR KELiMELER: Yıldız yapısı, yapısal katsayılar, büyük kütleli yıldızlar,evrim

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 takenbetween Z=0.0001 and Z=0.03. For each model, the coefficients are obtained by ClairautRadau‟s differential equation. The Eggleton stellar models are used in EZ- Webcompilation. The results are interesting for high metal values. We investigate how theapsidal motion constant k2 changes for evolved stars. In this context, we have computedthe constant k2 theoretically depending on stellar age for the eccentric eclipsing massivebinaries HD 152218 and HD 152248. Comparison of the models with observational datawas made for stars below 50 Mʘ . Since there are no studies to calculate internal structurecoefficients for stellar models with masses greater than 50 Mʘ, these results will guide thefuture theoretical and observational studies for very massive stars.KEYWORDS: Stellar structure, structural coefficients, very massive stars, evolution