Küçük kütleli yıldızlarda termonükleer reaksiyonlar, enerjiler ve kompozisyon değişimi
Thermonuclear reaction rates, energies and composition changes in low mass stars
Yazar: ŞEYMA ÇALIŞKAN
Danışman: DOÇ.DR. İBRAHİM KÜÇÜK
Erciyes Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Fizik Ana Bilim Dalı
Derece: Yüksek Lisans, 2006
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences ; Fizik ve Fizik Mühendisliği = Physics and Physics Engineering

Özet:
iiiKÜÇÜK KÜTLELİ YILDIZLARDA TERMONÜKLEERREAKSİYONLAR, ENERJİLER VE KOMPOZİSYON DEĞİŞİMİŞeyma ÇALIŞKANErciyes Üniversitesi, Fen Bilimleri EnstitüsüYüksek Lisans Tezi, Temmuz 2006Tez Danışmanı: Doç. Dr. İbrahim KÜÇÜKÖZETBu tez çalışmasında kütleleri 0.7, 0.8, 0.9 ve 1M olan küçük kütleli yıldızlarınevrimlerine termonükleer reaksiyonların etkileri incelenmiştir. Bu amaçla Eryurt-EzerYıldız Evrim Programı kullanılmıştır. Her model kararlılık aşamasından (threshold ofstability) başlatılmış, evrim yolu, yıldız sıfır yaş ana koluna (ZAMS) eriştikten sonrahidrojen miktarı ~ %50 azalana kadar sürdürülmüştür. 0.7, 0.8, 0.9 ve 1M kütleliyıldızların ZAMS'a erişme zamanları sırasıyla, 1.9Ã 108 , 1.3Ã 108, 1.06Ã 108 ve7.64Ã 107 yıl olarak bulunmuştur.Fiziksel girdiler en yeni termonükleer reaksiyon oranları ve elektron perdeleme etkilerideğerleri kullanılarak geliştirilmiştir. Yüksek yoğunluğa sahip olan küçük kütleliyıldızlarda elektron perdeleme etkilerinin reaksiyon oranlarının hesabında önemli roloynaması nedeniyle, perdeleme etkisi faktörlerinin hesaplanmasına ayrı bir önemverilmiştir. Bu amaçla Salpeter tarafından verilen yöntem ile hesaplanan perdelemeetkisi faktörleri kullanılmış ve değişik yöntemlerle hesaplanan perdeleme faktörlerimukayese amaçlı listelenmiştir. Nükleer reaksiyon oranlarından dolayı açığa çıkanenerjiler proton-proton ve 3He-3He reaksiyonları için ve her bir kütle için ayrı ayrıhesaplanmıştır. Kütle arttıkça üretilen enerji miktarının da arttığı görülmüştür. X3kompozisyon değişimi Siess (2000) ile mukayese edilmiş ve büyük kütlelerde uyumundaha iyi olduğu, küçük kütlelere gidildiğinde uyumun bozulduğu görülmüştür. Bununnedeni de reaksiyon oranlarının ve elektron perdeleme faktörleri değerlerinin ayrıntılıolarak evrim programı hesaplarına ilave edilmesidir.Anahtar Sözcük: Küçük kütleli yıldızlar, Termonükleer reaksiyon oranları, Elektronperdeleme etkisi, Kompozisyon değişimi.

Abstract:
ivTHERMONUCLEAR REACTION RATES, ENERGIES AND COMPOSITIONCHANGES IN LOW MASS STARSŞeyma ÇALIŞKANErciyes University, Graduate School of Natural and Applied SciencesM. Sc. Thesis, July 2006Thesis Supervisor: Assoc. Prof. İbrahim KÜÇÜKABSTRACTIn this thesis work, the effect of thermonuclear reactions to the evolutionary of lowmass stars whose masses are 0.7, 0.8, 0.9 and 1M . For this purpose, Eryurt- EzerStellar Evolutionary Program is used. Each model is started from threshold of stability;evolutionary path is continued up to the point where the hydrogen amount decreases50% after the star reaches to the zero ages main sequence (ZAMS). The ZAMS times of0.7, 0.8, 0.9 and 1M stars are found to be, respectively, 1.9Ã 108, 1.3Ã 108, 1.06Ã 108and 7.64Ã 107 years.The input physics are advanced by using the most new thermonuclear reaction rates andelectron screening factors. Since the electron screening factors in low mass high densitystars play important role for thermonuclear reaction rates calculation, it is paid attentionto the calculation of screening effect factors. For this purpose, the screening factorswhich are calculated with the method given by Salpeter and screening factors calculatedwith different methods are displayed for comparison. The energies released due tonuclear reaction rates are calculated for proton-proton and 3He-3He reactions and foreach mass, respectively. It is seen that, the released energy increases with increasingmass. X3 composition change is compared with Siess (2000) and it is seen that thematching is destroyed. The reason is that the values of reaction rates and electronscreening factors are added to the evolutionary program in details.Keywords: Low mass stars, Thermonuclear reaction rates, Electron screening factors,Composition changes.