Yıldız Rüzgarları — Mehmet Tanrıver

Parlak erken tür yıldızların dış atmosfer tabakalarının sürekli genişlemesini açıklayan teorilerle ilgilidir Bu yıldızlar için rüzgarlar kesin süreklilikte ve güçlü rezonans çizgilerinin opasitesinde ve optik olarak ince olmasında yeterince yoğundur Bu nedenle rüzgarlar ortaya çıkan yıldız spektrumu boyunca keşfedilmektedir Spektral çizgi şiddetlerinin analizi yıldızın 10 5 Mo yıl kadar yüksek bir oranda kütle kaybettiğini göstermektedir Soğurma çizgilerinin kısa dalgaboylarına kayması rüzgarın hızıyla ilgili bilgi vermektedir 600 3500 km sn lik terminal hızlar erken tür yıldızlar için büyüktür ama 10 100 km sn lik hızlar ise K ve M Son 10 yılda yıldız rüzgarlarındaki ilgi Morton 1967 ve onun çalışma arkadaşları Morton Jenkiss Brooks 1969 tarafından O ve B süperdevlerinden yüksek hızlı akışların fışkırmaların keşfedilmesiyle canlandı UV gözlemleri C 3 gibi iyonizasyonun orta evresinde olan çizgilerin geniş P Cygni profilleri gösterdiklerini buldu İyonizasyon evreleri ve yüksek hızlar güneş rüzgarı teorisinin basit bir genellemesiyle açıklanamadı ve bu ışınımın neden olduğu rüzgar teorilerinin gelişmesine öncü olmuştur Aksine evrimleşmiş K ve M yıldızlarındaki rüzgarlar güçlü Fraunhofer çizgilerinin çekirdeklerinde merkezlerinde dar P Cygni çizgileri göstermektedir ve hızlar fotosferik kaçış hızı olarak aşağıda daha iyi verilmiştir Deutsch 1956 genişleme oranının yerel kaçış hızını aştığı yerde genişlemenin bir kaç 100 yıldız yarıçapına uzandığını göstererek yıldızın bir kütle Yıldız rüzgarları üzerine son çalışmaların çoğu devler ve süperdevlerle ilgili olmasına rağmen anakoldaki yıldızlardan yıldız rüzgarları içinde doğrudan deliller vardır Örneğin F5V den daha geç türlü yıldızlar genişleyen koronal plazmayla yıldız manyetik alanının kutuplaşmasıyla birleşmesiyle açısal momentumun kaybının bir sonucu olarak düşük dönme hızlarına sahiptirler Kraft 1967 Bu yıldızların kütle ve açısal momentum kayıpları için mekanizma belki güneşinki gibidir

Parlak erken tür yıldızların dış atmosfer tabakalarının sürekli genişlemesini açıklayan teorilerle ilgilidir Bu yıldızlar için rüzgarlar kesin süreklilikte ve güçlü rezonans çizgilerinin opasitesinde ve optik olarak ince olmasında yeterince yoğundur Bu nedenle rüzgarlar ortaya çıkan yıldız spektrumu boyunca keşfedilmektedir Spektral çizgi şiddetlerinin analizi yıldızın 10 5 Mo yıl kadar yüksek bir oranda kütle kaybettiğini göstermektedir Soğurma çizgilerinin kısa dalgaboylarına kayması rüzgarın hızıyla ilgili bilgi vermektedir 600 3500 km sn lik terminal hızlar erken tür yıldızlar için büyüktür ama 10 100 km sn lik hızlar ise K ve M yıldızları içn küçüktür Son 10 yılda yıldız rüzgarlarındaki ilgi Morton 1967 ve onun çalışma arkadaşları Morton Jenkiss Brooks 1969 tarafından O ve B süperdevlerinden yüksek hızlı akışların fışkırmaların keşfedilmesiyle canlandı UV gözlemleri C 3 gibi iyonizasyonun orta evresinde olan çizgilerin geniş P Cygni profilleri gösterdiklerini buldu İyonizasyon evreleri ve yüksek hızlar güneş rüzgarı teorisinin basit bir genellemesiyle açıklanamadı ve bu ışınımın neden olduğu rüzgar teorilerinin gelişmesine öncü olmuştur Aksine evrimleşmiş K ve M yıldızlarındaki rüzgarlar güçlü Fraunhofer çizgilerinin çekirdeklerinde merkezlerinde dar P Cygni çizgileri göstermektedir ve hızlar fotosferik kaçış hızı olarak aşağıda daha iyi verilmiştir Deutsch 1956 genişleme oranının yerel kaçış hızını aştığı yerde genişlemenin bir kaç 100 yıldız yarıçapına uzandığını göstererek yıldızın bir kütle kaybı gösterdiğini kanıtlamıştır Yıldız rüzgarları üzerine son çalışmaların çoğu devler ve süperdevlerle ilgili olmasına rağmen anakoldaki yıldızlardan yıldız rüzgarları içinde doğrudan deliller vardır Örneğin F5V den daha geç türlü yıldızlar genişleyen koronal plazmayla yıldız manyetik alanının kutuplaşmasıyla birleşmesiyle açısal momentumun kaybının bir sonucu olarak düşük dönme hızlarına sahiptirler Kraft 1967 Bu yıldızların kütle ve açısal momentum kayıpları için mekanizma belki güneşinki gibidir Tanıtım Bülteninden

Parlak erken tür yıldızların dış atmosfer tabakalarının sürekli genişlemesini açıklayan teorilerle ilgilidir Bu yıldızlar için rüzgarlar kesin süreklilikte ve güçlü rezonans çizgilerinin opasitesinde ve optik olarak ince olmasında yeterince yoğundur Bu nedenle rüzgarlar ortaya çıkan yıldız spektrumu boyunca keşfedilmektedir Spektral çizgi şiddetlerinin analizi yıldızın 10 5 Mo yıl kadar yüksek bir oranda kütle kaybettiğini göstermektedir Soğurma çizgilerinin kısa dalgaboylarına kayması rüzgarın hızıyla ilgili bilgi vermektedir 600 3500 km sn lik terminal hızlar erken tür yıldızlar için büyüktür ama 10 100 km sn lik hızlar ise K ve M yıldızları içn küçüktür Son 10 yılda yıldız rüzgarlarındaki ilgi Morton 1967 ve onun çalışma arkadaşları Morton Jenkiss Brooks 1969 tarafından O ve B süperdevlerinden yüksek hızlı akışların fışkırmaların keşfedilmesiyle canlandı UV gözlemleri C 3 gibi iyonizasyonun orta evresinde olan çizgilerin geniş P Cygni profilleri gösterdiklerini buldu İyonizasyon evreleri ve yüksek hızlar güneş rüzgarı teorisinin basit bir genellemesiyle açıklanamadı ve bu ışınımın neden olduğu rüzgar teorilerinin gelişmesine öncü olmuştur Aksine evrimleşmiş K ve M yıldızlarındaki rüzgarlar güçlü Fraunhofer çizgilerinin çekirdeklerinde merkezlerinde dar P Cygni çizgileri göstermektedir ve hızlar fotosferik kaçış hızı olarak aşağıda daha iyi verilmiştir Deutsch 1956 genişleme oranının yerel kaçış hızını aştığı yerde genişlemenin bir kaç 100 yıldız yarıçapına uzandığını göstererek yıldızın bir kütle kaybı gösterdiğini kanıtlamıştır Yıldız rüzgarları üzerine son çalışmaların çoğu devler ve süperdevlerle ilgili olmasına rağmen anakoldaki yıldızlardan yıldız rüzgarları içinde doğrudan deliller vardır Örneğin F5V den daha geç türlü yıldızlar genişleyen koronal plazmayla yıldız manyetik alanının kutuplaşmasıyla birleşmesiyle açısal momentumun kaybının bir sonucu olarak düşük dönme hızlarına sahiptirler Kraft 1967 Bu yıldızların kütle ve açısal momentum kayıpları için mekanizma belki güneşinki gibidir