Zayıf ve şiddetli çizgili geç f ve erken g spektrel sınıf anakol yıldızlarının spektroskopik incelenmesi
Spectroscopic analysis of weak and strong-line late f- and early g-type main sequence stars
Yazar: MELİHAT SIRMA ASLAN
Danışman: PROF.DR. HASAN HÜSEYİN MENTEŞE
İstanbul Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı
Derece: Doktora, 2006
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences

Özet:
Bu çalışmada temel amaç, H-R diyagramı üzerinde F5-G5 spektrel sınıf aralığında yeralan dört zayıf çizgili ve iki şiddetli çizgili anakol yıldızı için spektroskopik incelemeyapılarak, benzerliklerini ve farklılıklarını ortaya çıkarmaktır.Amaçlarımızdan biri de ele aldığımız zayıf ve şiddetli çizgili yıldızlarda Skandiyum(Sc) ve Mangan (Mn) elementlerinin davranışını incelemektir. HD 115617 ve HD160269 yıldızları için Mn bolluğu, HD 15335 ve HD 84737 yıldızları için Sc ve Mnbollukları ilk defa bu çalışmada hesaplanmıştır. Detaylı bolluk incelemeleri veelementlerin yıldızlardaki davranışlarının ortaya konması, Galaksimizde elementlerinoluşumlarını ortaya çıkarmak için yararlı olacaktır.Isaac Newton Teleskop Grubu arşiv verilerinden ve ?F, G, K ve M alan cüceyıldızlarının yüksek ayırma güçlü UES (Utrecht Echelle Spectrograph) eşelspektrumları kütüphanesi? nden (Montes ve Martin, 1998) alınan yüksek çözünürlüğesahip eşel spektrumlar kullanılmıştır.İncelenen yıldızlar için, büyüme eğrisi tekniği kullanılarak Fe I için eksitasyonsıcaklıkları hesaplanmıştır. Bu eksitasyon sıcaklıklarından itibaren gözlemsel büyümeeğrileri oluşturulup, Menzel'in teorik büyüme eğrisiyle (Wright, 1951) karşılaştırılarakmikrotürbülans hızları ve demir, skandiyum, mangan elementlerine ait bolluk değerlerielde edilmiştir.Daha önceki araştırmacılar tarafından zayıf veya şiddetli çizgili olarak tanımlananyıldızlar için bu çalışmada hesaplanan Fe, Sc ve Mn bollukları Güneş değerlerineyakındır.Çalışmada ayrıca yıldızlara ait yaşlar hesaplanıp kinematik incelemeleri de yapılmıştır.Yaş tayini için yıldızların gözlemsel parametreleri olarak M(V) mutlak kadir ve (b-y)orenk indeksi değerleri alınarak, bu değerlerle Clem ve ark. (2004) na ait teorik verilerkarşılaştırılmış ve yıldızlara ait yaşlar belirlenmiştir. Yıldızların uzay hız bileşenleri iseHipparcos kataloğundan (ESA, 1997) alınan uzaklıklar ve öz hareketlerden itibarenJohnson ve Soderblom (1987) a ait yöntem ve formüller kullanılarak hesaplanmıştır.

Abstract:
In this study, four weak line and two strong line main sequence stars in the range F5-G5spectral classes on H-R diagram have been analysed and determined of similarities anddifferences between two groups.We also investigated the treatment of scandium and manganese in these weak andstrong line stars. Mn abundance analysis of HD 115617 and HD 160269, and Sc and Mnabundance analysis of HD 15335 and HD 84737 have not yet been done up to now.Detailed abundance information and investigation the treatment of the elements in starswill be useful to reveal the synthesis history of elements in the Galaxy.The echelle spectra with high resolution have been taken from the archive of the IsaacNewton Group of Telescopes (The UK Astronomical Data Centre) and the ?Library ofhigh-resolution UES (Utrecht Echelle Spectrograph) echelle spectra of F, G, K and Mfield dwarf stars? (Montes and Martin, 1998).Excitation temperatures for these stars have been determined using curve of growthtechnique on the neutral iron lines. Then empirical curve of growths have beenconstructed by using these excitation temperatures. Microturbulance velocities and iron,scandium, manganese abundances have been calculated by comparing empirical andtheoretical curve of growth (Wright, 1951).Fe, Sc and Mn abundances for the stars described weak or strong line in the literaturehave been found about solar values.Isochrones ages have been determined by placing the stars in the observed Mv, (b-y)ovalues for each stars and then reading of the ages of the stars by interpolating betweentheoretical and computed isochrones. Galactic space velocity components of stars havebeen computed by using the parallaxes and the proper motions taken from HipparcosCatalogue (ESA, 1997) and applying the algorithm and the transformation matrises ofJohnson and Soderblom (1987).