Güneş komşuluğundaki G tayf türünden yıldızların gözlemsel bir çalışması: Manyetik alanın varlığı ve yıldız atmosferi üzerine etkisinin araştırılması

Güneş komşuluğundaki yıldızların köken araştırmaları, galaktik evrim modellerinin gelişimine katkı sağlamaktadır. Bu nedenle yıldız atmosfer parametrelerinin hassas belirlenmesi ve/veya metalisite ([Fe/H]) ve α element bolluklarının raporlanması kritik öneme sahiptir. Yerel termodinamik denge (LTE) yaklaşımı altında oluşturulan düzlem-paralel geometriye sahip yıldız atmosfer modelleri, polarize ışık etkilerini ve atmosferik manyetik alan gradyanlarını hesaba katmamaktadır. Bu modellerde, manyetik alan, atmosfer boyunca sabit kabul edilir. Manyetik alana duyarlı geçişlerin simülasyonları, manyetik alan varlığında bireysel element bolluklarında değişimler olduğunu göstermekle birlikte, bu değişimlerin atmosfer parametreleri üzerindeki etkisi literatürde yeterince incelenmemiştir. Bu çalışma kapsamında, TÜBİTAK ARDEB 1001 projesi (121F265) altında Galaktik kökenleri araştırılan 90 G-tayf türü yıldızdan, hem TESS hem de Kepler verisi bulunan üç yıldız (HD 189349, HD 186306, BD+443197) seçilerek yüksek çözünürlüklü (R ∼ 80,000) tayfsal analizler gerçekleştirilmiştir. ESPaDOnS arşiv tayfları kullanılarak yürütülen analizler şu adımları içermektedir: 1D-LTE ko¸sullarında atmosfer parametrelerinin belirlenmesi, element bolluklarının tayini, seçilmiş çizgilerde manyetik alan etkisinin modellenmesi. Çalışmanın temel hedeflerinden biri, Kepler ve TESS fotometrik verileri ile spektroskopik analizler aşamasında Teff ve log g arasındaki mevcut parametrik dejenerasyonun ölçeklendirme bağıntıları yardımıyla kırılmasıdır. Asterosismik analizler, ölçeklendirme bağıntılarında girdi parametresi olarak Teff de˘gerine ihtiyaç duymakta ve bu değerler genellikle fotometrik renk-sıcaklık kalibrasyonlardan türetilmektedir. Bu tez kapsamında, spektroskopik yöntemle belirlenen hassas Teff değerlerinin ölçeklendirme bağıntılarına girdi olarak kullanılmasıyla daha doğru yüzey çekim ivmesi (log g) değerleri elde edilmesi amaçlanmıştır. Ancak log g çözümü için gerekli iki temel sabit olan Güneş'in büyük (∆ν⊙) ve küçük (δν⊙) frekans ayrışım değerlerinin literatürde farklı gruplar tarafından tutarsız rapor edilmesi, iteratif parametre belirleme sürecinde belirsizliklere yol açmaktadır. Bu durum, yıldızların fiziksel doğasının bağımsız olarak tespitinden ziyade, söz konusu sabitlerce zorlanmış (forced) Teff ve log g parametre setlerinin üretilmesi riskini taşımaktadır. Elde edilen bulgular, bu metodolojik döngüselliğin kırılmasına yönelik değerli bir kavrayış sağlamıştır. Manyetik alan etkisinin nicelendirilmesinde Güneş'in spektropolarimetrik verileri referans alınmı ve yüksek çözünürlüklü güneş tayfı kullanılarak seçili atomik tayf çizgilerinde manyetik alanın bolluk hesapları üzerindeki etkisi irdelenmiştir. Güneş tayfı, atomik veri kalite validasyonu için literatürde standart bir laboratuvar işlevi görmekte olup, bu yaklaşım Akdeniz Üniversitesi HRSS Yüksek Çözünürlüklü Yıldız Spektroskopisi Temel Bilim Aratırma Laboratuvarı üyelerinin çalışmalarında başarıyla uygulanmıştır. Aynı tayf analiz yöntemleri, proje kapsamındaki metalce fakir (−2.5 < [Fe/H] < −0.5) 90 G-tayf türü yıldızlara da uygulanmıştır. Bu nedenle, bu tez sonuçları söz konusu yıldızlar için planlanan manyetik alan temelli analizler için öncül bir çalışma niteliği taşımaktadır. Manyetik alanın atmosfer parametreleri üzerindeki etkisini incelemek amacıyla, uyarılma ve iyonizasyon dengesi hesaplarında kullanılan nötral demir (Fe I) geçişleri odak noktası olarak belirlenmiştir. 5000–6000 Å aralığında yer alan manyetik duyarlılığı yüksek (Lande g > 1.9) Fe I geçişleri Güneş tayfında test edilmiş ve örneğin 5225.53, 5247.06, 5250.22, 5506.79, Å dalgaboylarındaki çizgilerin bolluk değerlerinde ∼0.1 dex mertebesinde bir bolluk artışına yol açtığı tespit edilmiştir. Hedef yıldızlarda, hesaplanan bolluk değerlerin gözlenen benzer farklılıklar, bu yıldızlar için manyetik alan etkisinin olmadığı durumda hesaplanmı etkin sıcaklık değerlerindeki düşüşler ile telafi edilebilmiştir: HD 189349 yıldızı için hesaplanan bu düşüş 100 K iken HD 186306 için 30 K ve BD+443197 için 120 K olarak belirlenmiştir. Bu aşamada hesaplanan element bollukları üzerindeki non-LTE etkilerin çizgi bazında hassas bir şekilde arındırılmış olması bir gerekliliktir. Özellikle nötral Fe çizgileri üzerinde sıcaklık düşüşü ile temsiliyet bulan manyetik alan etkisi iyonize Fe geçişleri için de bu kez log g çekim ivmesi değerinde bir değişim ile temsil edilmiştir. Manyetik alan etkisinin irdelenmesi aşamasında en az non-LTE etkiler kadar önemli olan ve hesaplanan bolluk değerleri üzerine etkisinin irdelenmesi gereken bir diğer önemli etki ise konveksiyon etkisidir. Tez kapsamında analiz edilen yıldızlar için konveksiyonun element bollukları üzerindeki etkisinin belirlenmesi için literatürde mevcut her iki reçete de kullanılmıştır (Magic vd. 2015 ve Ludwig vd.1999). Tez kapsamında ayrıca spektropolarimetrik gözlem verisi olmayan yıldızların manyetik alan şiddetinin tespiti için de yeni bir metodoloji geliştirilmiştir. Yıldızlar için hesaplanacak sentetik spektropolarimetrik çizgi profillerinin incelenen yıldız tayflara ilişkin şiddet tayflarının türevleri ile karşılaştırılması incelenen yıldız atmosferi için olası etkin manyetik alan şiddetinin sayısal olarak tahminine imkan tanımaktadır. Tez yıldızları, HD 189349 ve BD+ 443197 dev ve alt dev yıldızları için bu metdoun başarılı bir şekilde uygulanabilir olduğu tespit edilmiştir. Bu kapsamda, HD 189349 yıldızı için tespit edilen manyetik alan şiddet değeri 500 G ve BD + 443197 alt dev yıldızı için tespit edilen manyetik alan şiddeti ise 600 G olarak tespit edilmiştir. Manyetik alan için rapor edilen bu sayısal değerler yüzey manyetik alan şiddet değerlerini temsil etmektedir. Bu sonuçlar ancak yıldızlar için gerçekleştirilecek yüksek hassasiyetli spektropolarimetrik gözlemleri ile doğrulanabilir olacaktır.