Theses supervised by Prof. Dr. Aysun Akyüz
14 theses · Çukurova University
Gama ışın patlamaları ardıl ışınımlarının fotometrik ve tayf gözlemlerinin yorumu
The short (~0.1-100 seconds) and intense bursts of high energy gamma-ray radiation (>100 keV) are called Gamma-Ray Bursts (GRBs). They occur uniformly in the universe approximately once per day at very high distances to Earth. Their nature and origin have remained a mystery of modern astronomy since GRB were discovered serendipitously in 1967. The results of afterglow observations with ground based telescopes and scientific observations sent after 1990 indicated that GRBs are cosmological objects. In this work, the association of GRBs ? SNe (Supernovae) are studied with the optical spectra of afterglow of some selected GRBs by the 6m-BTA (Bolsoi Azimuthal Telescope) telescope at SAO-RAS (Special Astrophysical Observatory of Russian Academy of Sciences). The host galaxy properties and afterglows are also studied with the photometrical observations of some selected GRBs.
Galaksi-ötesi süpernova kalıntılarının optik bölgede araştırılması
Büyük kütleli yıldız evriminin son aşamasında ortaya çıkan süpernova patlamasından geriye kalan atıklar süpernova kalıntısı olarak tanımlanır. Galaksimizdeki yoğun gaz ve tozun sönükleştirme etkisi nedeniyle, Galaksimizde süpernova kalıntıları çalışılmasında ortaya çıkan önemli problemler, galaksi-ötesi süpernova kalıntılarının incelenmesiyle en aza indirgenmektedir. Süpernova kalıntılarının sistematik olarak çalışılması, yıldızlararası ortamın kimyasal bolluğu ve patlamaları gerçekleştiren ata yıldızların patlama tiplerinin anlaşılması açısından oldukça önemlidir.Bu çalışmada, yakın sarmal galaksiler NGC 3344 ve NGC 3184'ün optik görüntüleme ve NGC 3184'ün tayf gözlemleri yapılarak süpernova kalıntıları araştırılmıştır. Gözlemler, Türkiye Ulusal Gözlemevi (TUG) `da bulunan RTT150 cm'lik teleskopa takılı TFSOC (TUG Sönük Cisim Tayf Çekeri ve Kamerası) ve SAO (Special Astrophysical Observatory)'da bulunan 6 m'lik (BAT) (Bolsoi Azimuth Teleskop) ile yapılmıştır. İndirgeme işlemeleri için MIDAS programı kullanılmıştır. İncelenen hedef galaksilerde SNK ilk kez optik bölgede belirlemek amacıyla [SII]/H? ? 0.4 temel ölçütü kullanılmıştır. Çoklu dalga boyu (X-ışın, radyo) gözlem sonuçları incelenerek belirlenen süpernova kalıntılarının bu dalga boylarında karşılıklarının araştırılması tartışılmıştır.
Yakın galaksilerde X-ışın kaynaklarının XMM-Newton ve Chandra gözlemleri
X-ışın astronomisi, gök cisimlerinden gelen kozmik X-ışınlarını inceleyen yüksek enerji astrofiziğinin önemli bir çalışma alanıdır. Kozmik X-ışınları, parçacıkları relativistik enerjilere ulaştıran ve ortamın sıcaklığını milyon derecelere kadar yükselten astrofiziksel süreçlerin gerçekleştiği kaynaklardan gelmektedir. 1970'lerden başlayarak X-ışın gözlem uydularının uzaya gönderilmesi ile yakın galaksilerde X-ışın kaynakları çalışılmaya başlanmıştır. Bu kaynakların X-ışın özellikleri ve ışıma mekanizmaları dikkate alınarak, kaynakların doğasının tartışılması mümkün olabilmiştir. 1999 yılında uzaya gönderilen ve halen gözlemlerini sürdüren, yeni nesil XMM-Newton ve Chandra gözlem uyduları ile X-ışın çalışmaları günümüzde daha ayrıntılı şekilde yapılabilmektedir.Bu tezde XMM-Newton ve Chandra uydularının arşiv gözlem verileri kullanılarak, seçilen üç yakın (<10 Mpc) galakside (NGC 4631, NGC 4490/4485 ve NGC 4945) gözlenen noktasal (point-like) X-ışın kaynakları incelenmiştir. Analiz için yeterli veriye sahip olan kaynakların X-ışın tayflarına ve zamansal değişimlerine bakılarak kaynakların doğası tartışılmıştır.
Chandra gözlemleri ile belirlenen bazı aktif galaksi çekirdeklerin HST gözlemlerinde incelenmesi
Bu tez çalışmasında, astrofiziksel kaynakların oldukça geniş bir sınıfını oluşturan Aktif Galaktik Çekirdeklerin farklı dalga boylarında özellikleri araştırıldı. Bu amaçla X-ışın ( Chandra) ve optik (Hubble Uzay Teleskopu, HST) arşiv verileri analiz edildi. Chandra Derin Alan-Güney (CDF-S) bölgesi gözlem verilerinden belirlenen X-ışın kaynaklarının HST gözlem alanlarında optik eşlenikleri tanımlandı. Kaynakların V ve I bantlarında parlaklıkları ve alan kaynakları ile karşılaştırılmaları, sertlik oranları, akı değerleri vb. Karakteristik özellikleri incelendi. Tanımlanan optik eşleniklerin V-I renk diyagramlarının sönük ve parlak olmak üzere iki sınıf oluşturduğu gözlendi.
NGC 4861, NGC 4449 galaksilerinde aşırı parlak X-ışın kaynaklarının x-ışın ve optik özelliklerinin araştırılması
Aşırı parlak X-ışın kaynakları, galaksilerin merkez bölgesinin dışında bulunan ve Galaktik X-ışın çiftlerinden çok daha yüksek ışıtma (LX > 1039 erg s-1) değerine sahip çift yıldız sistemleridir. Bu çalışmada, NGC 4861 galaksisinde ULX-1, ULX-2 ve NGC 4449 galaksisinde ULX-1 kaynaklarının olası optik karşılıkları Hubble Uzay Teleskobu (HST) arşiv verileri kullanılarak ilk kez tanımlandı. NGC 4861'de yalnızca ULX-2 için hata yarıçapı 0.28" olan daire içinde iki optik aday (% 90 güvenilirlikte) belirlendi Bu adayların mutlak parlaklıkları, Mv, -6 ve -5 olarak tanımlandı. Her iki optik adayın tayfsal tipi F0I ve yaşları ~31Myıl olarak belirlendi. Bununla birlikte, NGC 4449'da ULX-1 kaynağı için hata yarıçapı 0.20" olan daire içinde (%90 güvenilirlikte) belirlenen üç optik aday için mutlak parlaklıkları -5
Geçiş zamanları değişimi yöntemiyle hat-p-16b ve tres-3b ötegezegenlerinin incelenmesi
Bu çalışmada, HAT-P-16b ve TrES-3b ötegezegenlerinin geçiş gözlemleri Ç.Ü. UZAYMER Gözlemevi'nde 50 cm Ritchey Chretien tipi teleskobu ile gerçekleştirilmiştir. Veri analizleri ve modelleme sonuçlarıyla ağırlıklı ortalama hesaplanarak ötegezegen ve barınak yıldızı için sistem parametreleri elde edilmiştir. Bu parametrelerden HAT-P-16 sistemi için: Mp=4.172± 0.163MJ, Rp= 1.309 ± 0.111 RJ, M*= 1.212 ± 0.002 M⊙, R*= 1.232 ± 0.001 R⊙ ve [Fe/H] = + 0.165 ± 0.006 dex olup Buchhave ve ark. (2010) çalışmasında verilen değerler ile uyumludur. TrES-3 sistemi için ise: Mp=1.959 ± 0.111 MJ, Rp=1.306 ± 0.169 RJ, M*= 0.947 ± 0.005 M⊙, R*= 0.819 ± 0.05 R⊙ ve [Fe/H] = - 0.190 ± 0.001 dex olup O'Donovan ve ark. (2007) çalışmasında sunulan değerler ile uyumludur. Literatür ve açık veritabanlarındaki geçiş ışık eğrilerinden elde edilen geçiş zamanları kullanılarak HAT-P-16b için Lomb-Scargle (LS) periyodogramı sonucunda anlamlı Geçiş Zamanları Değişimi (TTV) bulgusuna rastlanılmamıştır. Bununla birlikte TrES-3b verilerinden elde edilen LS periyodogramı sonucunda 32.38 günlük bir baskın dönem ve 41.07 günlük ikincil dönem tespit edilmiştir.
WASP-10b VE WASP-93b ötegezegenlerinin geçiş zamanlamasındaki değişimlerinin gözlenmesi
Bu tez çalışmasında, WASP-10b ve WASP-93b ötegezegenlerinin geçiş gözlemleri Çukurova Üniversitesi UZAYMER Gözlemevi'nde bulunan 50 cm (UT50) Ritchey Chretien tipi teleskobu ile gerçekleştirilmiştir. Tez kapsamında seçilen iki ötegezegen için UT50 verilerinin yanı sıra; ATA50, IST60, TUGT100 teleskopları ve TESS uydusunun verileri de analizlerimize dahil edilmiştir. Çalışmamızda, veri analizleri ve modelleme sonuçlarını kullanarak ötegezegen ve barınak yıldızı için sistem parametreleri elde edilmiştir. WASP-10 yıldız sistemi için belirlenen paramatreler: Mp= 3.2218±0.3936MJ, Rp= 1.0945±0.2077RJ, M*= 0.7238±0.0124M , R*= 0.6993±0.1172R ve [Fe/H]= +0.0153±0.0102 dex olup Bonomo ve ark. (2017) çalışmasında verilen değerler ile uyumludur. WASP-93 yıldız sistemi için ise: Mp= 1.5881 ±0.1341MJ, Rp= 1.4813 ±0.16063RJ, M*= 1.4044 ±0.0071M , R*= 1.5583 ±0.0057R ve [Fe/H]= +0.0616 ±0.0209dex olup Hay ve ark. (2016) çalışmasında sunulan değerler ile uyumlu olduğu belirlenmiştir. Çalışmamız kapsamında analiz ettiğimiz tüm verilerden yararlanarak oluşturulan geçiş ışık eğrilerinden elde edilen geçiş zamanları kullanılarak WASP-10b ve WASP-93b için Lomb-Scargle (LS) periyodogramı sonucunda anlamlı Geçiş Zamanları Değişimi (TTV) bulgusuna rastlanılmamıştır. Anahtar Kelimeler: Ötegezegen, Işık Eğrisi, WASP-10b, WASP-93b
V1302 her örten çift sisteminin fotometrik verilerle incelenmesi
Bu çalışmada UZAYMER UT50 ve NASA'nın TESS teleskoplarıyla alınan veriler ile W UMa türü örten çift sistem V1302 Her 'in fotometrik analizleri yapıldı. Sisteme ait ışık elemanları ve minimum zamanları belirlendi. Ayrıca ışık eğrisi çözümünden ilk kez fiziksel ve geometrik parametreler tanımlandı, Roche modellemesi yapıldı. Dönem (periyot), kütle ve yarı-büyük eksen arasındaki bağıntılar ile bu sisteme ait diğer parametreler hesaplandı. Sonuç olarak, sistemin hangi W UMa alt türüne ait olabileceği elde edilen parametreler ışığında tartışıldı. Anahtar Kelimeler: Çift Yıldızlar, W UMa, V1302 Her, Örten Çiftler
Leke örtülmelerinin ötegezegen geçiş ortası zaman ölçümlerine etkisi
Geçiş yapan ötegezegenlerin özelliklerini hassas bir şekilde belirleyebilmek için geçiş ışık eğrilerinde görülebilecek zaman değişimlerini (TTV) tespit etmek oldukça önemlidir. Geçiş ve örtülme ortası zamanları, sistemdeki tedirgin edici etkiler (varsa sistemdeki ilave nesneler, kenar kararması, yıldız aktivitesi, yörünge presesyonu, barınak yıldızın basıklığı gibi) nedeniyle saniye, dakika veya saat mertebesinde, çoğunlukla sinüzoidal şekilde değişebilmektedir. Bu çalışmada manyetik aktivite gösteren barınak yıldızlarda gözlenen yüzey lekelerinin gezegen tarafından örtülmesinin geçiş ortası zamanlarındaki değişime etkileri incelenmektedir. Bu etkiler HAT-P-11, HAT-P-36, WASP-52 ve benzeri özellikler sergileyen barınak yıldız sistemlerine ait leke modelleri ve simülasyonları ile ortaya çıkarılmıştır. HAT-P-11, HAT-P-36 ve WASP-52'ye ait UT50, T100, ETD, Kepler ve TESS verilerinden hesapladığımız sonuçlara göre geçiş sırasında gezegen tarafından örtülen yüzey lekeleri bu sistemlerin ışık ölçüm yöntemiyle elde edilen ışık eğrilerini bozarak geçiş ortası zamanlarında 1 ila 3 dakika sapmaya neden olduğu belirlenmiştir. Diğer yandan geçiş kirişi dışında kalarak örtülmeyen lekelerin ise geçiş derinliğini etkilediği ve bu lekelerin boyutlarının 20 dereceden 40 dereceye çıktığında gezegen yarıçapının ~%8 oranında değişimine yol açtığı hesaplanmıştır. Anahtar kelimeler: leke örtülmesi, yıldız aktivitesi, gezegen geçişi, geçiş zamanı değişimi
NGC 4490 ve NGC 4395 galaksilerindeki sıkı yıldız kümeleri ve X-ışın çiftleri arasındaki etkileşimin doğasının araştırılması
Bu çalışmada, NGC 4490 ve NGC 4395 galaksilerinde bulunan X-ışın çiftleri (XRB) ve yıldız kümeleri arasındaki olası ilişki X-ışın (Chandra) ve optik (HST) uydularının arşiv verileri kullanılarak araştırıldı. Yüksek yıldız yoğunluğuna sahip yıldız kümeleri, XRB'lerin oluşumu için ideal bölgelerdir. Bazı XRB'lerin uzay koordinatları yıldız kümeleriyle uyumlu iken, bazıları bu uyumu göstermez ve bu kaynaklar oluşumdan sonra barınak kümelerinden yüksek hızlarla ayrılmış olabilirler. Chandra uydu verilerinden, NGC 4490'da 84 ve NGC 4395'te 19 XRB tespit edildi. Astrometrik düzeltmeler yapılarak HST alanına düşen NGC 4490'da 33 XRB'den 11'inin ve NGC 4395'te 5 XRB'den birinin optik karşılıkları belirlendi ve bu kaynaklar sırasıyla büyük kütleli-XRB (HMXB) ve orta kütleli-XRB (IMXB) olarak sınıflandırıldı. Optik karşılığı belirlenemeyen kaynaklar küçük kütleli –XRB (LMXB) olarak sınıflandırıldı. Ayrıca HST verilerinden NGC 4490'da 728 ve NGC 4395'te 233 sıkı yıldız kümesi belirlendi. Oluşturulan renk-renk diyagramlarına en uygun SSP modelleri uygulanarak bu kümelerin yaş ve kütle değerleri elde edildi. NGC 4490 ve NGC 4395 galaksilerinde çoğunlukla HMXB'lerin genç (<108 Myıl) ve LMXB'lerin daha yaşlı (>108 Myıl) yıldız kümeleriyle ilişkili olduğu belirlendi. Bulgularımız, literatürdeki diğer galaksilerde bulunan farklı tipteki XRB'ler ve küme yaşları arasındaki ilişkiyi desteklemektedir. Anahtar kelimeler: Galaksiler, Sıkı Yıldız Kümeleri, X-Işın Çiftleri
NGC 4214 ve NGC 4303 galaksilerinde geçici X-ışın kaynaklarının araştırılması
Bu tez çalışmasında, NGC 4214 ve NGC 4303 galaksilerindeki X-ışını çifti (XRB) ve geçici XRB kaynakları Chandra uydusunun arşiv verileri ile belirlenmiştir. Chandra veri setlerinin analizi sonucunda, NGC 4214'te 51 ve NGC 4303'te 54 X-ışını kaynağı tespit edilmiştir. Bu kaynaklardan, HST/WFC3 görüntüleme alanına düşenler arasında NGC 4214 için 19 ve NGC 4303 için 23 XRB tanımlanmıştır. Her iki galakside toplam 3 geçici XRB ve 6 geçici kaynak adayı belirlenmiştir. XRB'lerin potansiyel optik karşılıklarının varlığı HST/WFC3 görüntülerinde hassas astrometrik hesaplamalarla araştırılmıştır. Belirlenen optik karşılıkların renk-kadir diyagramlarına göre kütleleri dikkate alınarak, her iki galaksideki XRB'ler toplamda 14 HMXB, 8 IMXB ve 16 LMXB olarak sınıflandırılmıştır. Ayrıca, geçici kaynakların 2/3'ü LMXB olarak tanımlanmış, geçici kaynak adaylarının ise yarısı HMXB olarak belirlenmiştir.
Galaktik 12 gezegenimsi bulutsunun element bolluklarının belirlenmesi
Gezegenimsi bulutsuların element bolluklarının incelenmesi, galaksilerin kimyasal evrimi hakkında kritik bilgiler sağlar. Bu tez çalışmasında, HASH kataloğundan seçilen Galaktik 12 Gezegenimsi Bulutsunun Helyum, Azot, Oksijen, Neon, Argon, Kükürt elementlerinin bollukları incelenmiştir. Bu amaçla TÜBİTAK Ulusal Gözlemevinde (TUG)'da bulunan RTT150 teleskobuna takılı TFOSC tayfçekerinden alınan veriler kullanılmıştır. İncelenen Galaktik 12 Gezegenimsi Bulutsu için belirlenebilen yayınım çizgilerinden elektron sıcaklığı, elektron yoğunluğu ve sönümleme için c(Hβ) değerleri hesaplanmıştır. Bununla birlikte farklı programlar (Image Reduction and Analysis Facility (IRAF), Automated Line Fitting Algorithm (Alfa), PyNeb ve Nebular Empirical Abundance Tool (Neat)) kullanılarak incelenen gezegenimsi bulutsuların iyonik bollukları, iyonik düzeltme faktörü (ICF) ve element bollukları belirlenmiştir. Elde edilen element bollukları Galaktik şişkin bölge, disk ve halo için verilen değerlerle çoğunlukla uyumlu olduğu gözlenmiştir.
Seçilen sarmal galaksilerde X-ışın çift sistemlerinin sınıflandırılması
Bu tez çalışmasında, NGC 1365 ve NGC 4321 sarmal galaksilerindeki X-ışın çiftlerinin (XRBs) popülasyonu incelenmiştir. Aday XRB'ler, Chandra X-ışın Gözlemevi'ne ait arşiv verilerinin analizleri ile belirlenmiştir. Olası optik ve yakın kızılötesi karşılıklarını belirlemek için Hubble Uzay Teleskobu (HST) ve James Webb Uzay Teleskobu (JWST) verileri kullanılmıştır. NGC 1365'te toplam 63 aday XRB'nin X-ışın akıları (FX), 8,61×10⁻16 – 7,54×10⁻13 erg s-1 cm-2 arasında, ışıtmalarının (LX), (3,11×1037 ile 2,72×10⁴⁰) erg s⁻¹ arasında değiştiği belirlenmiştir. Bu adaylardan yedisinin X-ışın akı değişkenlik faktörünün, Vf > 10 olduğu hesaplanmıştır. 4 XRB için HST ve JWST gözlemlerinde kullanılan filtrelerde potansiyel karşılıklarının parlaklık değerleri, HST/F555W filtresinde m₍F555W₎ > 22 mag ve JWST/F200W filtresinde m₍F200W₎ > 17 mag olarak ölçülmüştür. Benzer şekilde, NGC 4321'de 101 aday XRB belirlenmiş ve bu kaynakların FX = (2,94×10-16 - 2,11×10-13) erg s-1 cm-2 ve LX = ( 7,22×1036 ile 5,18×1039) erg s-1 değerleri arasında değiştiği belirlenmiş ve 19 kaynak için Vf > 10 olarak hesaplanmıştır. 15 XRB'nin potansiyel optik ve yakın kızılötesi karşılıkları için, m₍F555W₎ > 21 mag ve m₍F200W₎ > 19 mag değerleri elde edilmiştir. HST'nin F438W, F555W ve F814W filtreleri ile renk-kadir diyagramları oluşturulmuş ve Padova eş-yaş çizgileri kullanılarak optik karşılıklar için kütle aralıkları NGC 1365'te 8–30 M☉, NGC 4321'de ise 8–25 M☉ olarak belirlenmiştir. Elde edilen bulgularla bu optik karşılıklar, büyük kütleli X-ışın çiftleri (HMXB) olarak sınıflandırılmıştır. Anahtar Kelimeler: X-ışın çiftleri, Galaksiler, NGC 1365, NGC 4321.
Bursa meteoritinin termolüminesans özelliklerinin belirlenmesi
özellikleri incelenmiş ve meteorite ait TL kinetik parametreler belirlenmiştir. Bu kapsamda yapay TL (YTL) ile meteoritin dozimetrik potansiyeli araştırılmış, doğal TL (DTL) analizleri ile günberi uzaklığı ve kozmik radyasyon maruziyet yaşı (KRY) tahmin edilmiştir. SEM-EDS analizleri, meteoritin morfolojik özellikleri ve kimyasal element içeriklerinin sıradan kondritlerle uyumlu olduğunu göstermiştir. XRD sonuçları, baskın mineral fazlarının silikatlı minerallerden oluştuğunu doğrulamış; TL sinyalinin de bu silikat minerallerinin kusurlu yapılarından kaynaklandığı değerlendirilmiştir. TL ölçümleri, 500 °C'de 15 dakika tavlanmış numune üzerinde 565 nm filtre kombinasyonu kullanılarak gerçekleştirilmiştir. Doz–cevap deneyi, 0,5–50 Gy aralığında uygulanan dozlarda TL şiddetinin doğrusal olarak arttığını ortaya koymuştur. Yeniden kullanılabilirlik testlerinde 20 Gy için yaklaşık %3,5'lik azalma, 50 Gy için ise %5'lik artış gözlenmiştir. Bu sonuçlar, Bursa meteoritinin tekrarlı kullanımlarda kararlı bir davranış sergilediğini göstermiştir. Artan ısıtma hızlarında gerçekleştirilen deneyler (1–5 °C/s), tepe maksimum sıcaklıklarının yükselmesine, tepe şiddetlerinin azalmasına, yarı tepe genişliklerinin genişlemesine ve ışıma eğrisi altındaki toplam alanlarının azalmasına neden olmuştur. TL sinyaline katkı sağlayan tuzakların aktivasyon enerjileri başlangıç artış yöntemiyle hesaplanmış ve 0,90–1,70 eV aralığında dokuz bireysel tuzaktan oluştuğu belirlenmiştir. Bilgisayarlı ışıma eğrisi ayrıştırma yöntemiyle bu dokuz tuzağın kinetik parametreleri değerlendirilmiştir. Solma deneyinde, bir haftalık bekleme süresi sonunda %30,83'lük solma belirlenmiş; teorik solma analizinde ise solmanın büyük ölçüde ilk üç sığ tuzaktan kaynaklandığı ve bu nedenle malzemenin kısa süreli dozimetrik uygulamalarda kullanıma uygun olduğu değerlendirilmiştir. Ayrıca, DTL ışıma eğrisinin analizinden meteoritin günberi uzaklığı yaklaşık 1,007 AB ve KRY alt limiti 11.000 yıl olarak belirlenmiştir. Bu sonuçlar, Bursa meteoritinin TL özelliklerinin yanısıra astrofiziksel geçmişi açısından önemli bilgiler sunmaktadır. Anahtar Kelimeler: Meteorit, termolüminesans, dozimetri