10
Archived Theses
0
DOIs Assigned
0%
DOI Rate
Discipline
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
XO-2b ve QATAR-3b ötegezegenlerin geçiş zamanlarının incelenmesi
Bu tez çalışmasında, XO-2b ve QATAR-3b ötegezegenlerinin geçiş gözlemleri Çukurova Üniversitesi UZAYMER Gözlemevi'nde bulunan 50 cm Ritchey-Chretien türü teleskobu (UT50) ile gerçekleştirilmiştir. UT50 gözlemlerine ek olarak T35, T100 ve TESS ile alınmış gözlem verileri, kullanılmıştır. Verilerin analizi ve modelleme sonuçları ile ötegezegen ve yıldız sistem parametreleri elde edilmiştir. Bu iki sistemin geçiş zamanlarının ardışıklığı geçiş ortası zamanları kullanılarak takip edilmiş ve olası tedirgin edici etkiler araştırılmış ancak geçiş ortası zamanın dönemli değişimine ilişkin bir sonuca ulaşılamamıştır. Her iki sistemin TTV verilerine yapılan en iyi doğru uyumlamalarının sonucunda; XO-2b ve QATAR-3b için bulunan doğrusal efemeris sırasıyla T(BJD-TDB)=2457760.2527(33)+2.61585927xE ve 245768.799410(11)+2.50790292(25)xE olarak belirlenmiştir. XO-2b'nin geçiş ışık eğrilerinin analizi sonucunda hesaplanan bu parametre değerleri Burke ve ark (2007) ve Fernandez ve ark (2009) ile QATAR-3b'nin analiz sonuçları ise Alsubai ve ark (2017)'nın çalışmalarıyla uyumludur. Geçiş ortası zamanlarının frekans analizlerinde Lomb-Scargle (LS) periodogramı kullanılmış, XO-2b ve QATAR-3b için anlamlı bir dönem değişimi bulunamamıştır. Anahtar Kelimeler: Gezegen Sistemleri, Gezegen-Yıldız Etkileşimleri, Ötegezegen, TTV, Lomb Scargle Periodogram, Yörünge Dönemi, Efemeris
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
Değişik eğitim alanlarına sahip UZAYMER'i ziyaret eden halk gözlemine katılan bireylerle, fen bilgisi öğretmen adaylarının temel astronomi kavramlarına dair bilgilerinin sorgulanması ve karşılaştırılması
Bu araştırmada, Çukurova Üniversitesi Fen bilimleri öğretmen adaylarının ve UZAYMER ziyaretçilerinin temel astronomi konularındaki anlama ve kavrama seviyelerini belirlemek ve kavram yanılgılarını saptayıp karşılaştırma amacıyla Dünya, evren, astronomi ve temel fen konularının olduğu, müfredata bağlı kalınarak hazırlanan 14 sorudan oluşan açık uçlu nitel sorular geliştirilmiştir. Testte yer alan sorular fen bilgisi öğretmenliği öğretim programında yer alan konular doğrultusunda oluşturulmuştur. Araştırmanın örneklemini Çukurova Üniversitesi'nde fen bilimleri öğretmenliği programının 1-4.sınıflarda öğrenim gören 174 öğretmen adayı ve değişik eğitim alanlarına sahip mesleklerde görev alan UZAYMER ziyaretçileri oluşturmaktadır. Fen Bilimleri öğretmen adaylarının sınıf düzeyine göre astronomi bilgilerinin değiştiği ve temel fizik konularında verilen cevaplarda kavram yanılgılarının olduğu saptanmıştır. Uzaymer ziyaretçilerinin ise astronomiye dair verilen cevapların yaş ve meslek ile bir ilişkisinin olmadığı sonucuna ulaşılmıştır. Öğretmen adayları ve Uzaymer ziyaretçilerinin astronomi sorularına verdiği cevaplarda önemli bir farklılığa rastlanmamıştır. Anahtar Kelimeler: Astronomi, Eğitim, Astronomi Eğitimi
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.
24. güneş çevriminde güneş lekesi bölgelerinin dağılımınınincelenmesi
Güneş, Dünya'daki yaşamın kaynağı ve Dünya'ya en yakın yıldız olarak insanlığın her zaman ilgisini çekmiştir. Güneş'i anlamak, diğer yıldızları anlamanın önemli bir ilk adımıdır. Güneş lekeleri, Güneş'in yüzeyinde yer alan ve Dünya'dan gözlemlenebilen nispeten soğuk bölgeler olup, Güneş fotosferinde meydana gelen değişimlerin en belirgin gözlemlenebilir işaretidir. Bu lekeler, tarih öncesi çağlardan itibaren Güneş'in dinamik bir yapıya sahip olduğunun açık bir göstergesidir. Bu dinamik yapının içinde, Güneş lekeleri çeşitli evreler geçirmektedir. Güneş lekeleri doğar, büyür, farklı konumlarda görülür, yaşam süreleri değişir ve büyük güneş patlamalarına yol açabilir. Güneş lekelerinin yapısal oluşumu ve yok oluşunu etkileyen birçok fiziksel etmen vardır. Bunlardan en önemlisi Güneş'in manyetik alanındaki değişimdir. Güneş'in diferansiyel dönmesi, Güneş lekelerinin oluşumuna sebep olan manyetik alan değişimlerinin temel nedenidir. Güneş lekelerinin manyetik alanlarını belirlemede çeşitli teknikler, özellikle spektropolarimetreler ve görüntüleme manyetografları kullanılır. Güneş lekelerinin konumlarındaki, alanlarındaki, manyetik sınıflandırmalarındaki ve Zürich sınıflandırmalarındaki değişiklikler, Güneş'in hangi yarıküresinin daha aktif olduğu hakkında bilgi verebilir ve Güneş'in 24. döngüsünden 25. döngüsüne geçişi sırasında manyetik alanındaki değişimlerle ilgili fikir sunar. Bu çalışmada, 2023 yılı boyunca her ayın 1., 7., 14., 21. ve 28. günlerinde Güneş'in kuzey ve güney yarıkürelerindeki Güneş lekelerinin fotoğrafları, alanları, konumları, manyetik alanları, yaşam süreleri ve büyük patlamalar üretip üretmedikleri gibi özellikleri incelenmiştir. Ayrıca, 2023 yılı boyunca Güneş lekesi alanlarındaki değişimler grafiksel olarak gösterilmiştir. 24. Güneş döngüsünden 25. döngüsüne geçerken Güneş'teki aktivite değişimleri detaylı bir şekilde analiz edilmiştir. Sonuç olarak, 2023 yılında Güneş'in kuzey yarıküresinde daha fazla Güneş lekesi bölgeleri belirlenmiştir. Bunlardan en büyük Güneş lekesi 1100 MH olarak 2 Temmuz'da hesaplanmıştır. Güneş lekelerinin büyüklüğü ile Güneş leke sayılarının doğru orantılı olduğunu bulunmuştur.
Samanyolu'ndaki gezegenimsi bulutsuların fiziksel özellikleri, kimyasal bolluk ve galaktik dağılımları
Bu tez çalışmasında, Samanyolu Gökadası'ndaki gezegenimsi bulutsuların fiziksel ve kimyasal özellikleri ile bu bulutsuların Gökadanın disk, şişkin bölge ve halo gibi yapısal bileşenleri arasındaki dağılımları incelenmiştir. Bu amaçla, HASH (The Hong Kong/AAO/Strasbourg Hα Gezegenimsi Bulutsu Veri Tabanı) veri tabanından seçilen 1449 "doğrulanmış gezegenimsi bulutsu" verisi kullanılmıştır. Gezegenimsi bulutsuların çoğunluğunun Galaktik diskte yer aldığı ve halodaki gezegenimsi bulutsuların göreceli olarak daha büyük açısal boyutlara sahip oldukları belirlenmiştir. Gezegenimsi bulutsuların tayf verilerinden elde edilen yaklaşık 16500 ışınım çizgi ölçümlerinden fiziksel parametreler; sönümleme katsayısı, elektron sıcaklığı ve elektron yoğunluğunun sırasıyla 1.5, 9900 K ve 1200 cm-3 medyan değerleriyle Gauss benzeri dağılımlar oluşturduğu gözlenmiştir. Ayrıca elde edilen element bolluklarının 7200 farklı ölçüm sonucunda Helyum, Azot, Oksijen, Neon, Kükürt, Klor ve Argon elementlerinin Galaktik bileşenler arasında farklı dağılımlar gösterdiği ve özellikle halodaki gezegenimsi bulutsularda tüm element bolluklarının en düşük düzeyde olduğu tespit edilmiştir. Bununla birlikte, tüm Galaktik bileşenlerde Kükürt ve Azot element bolluğu arasında güçlü bir korelasyon (r=0,87) saptanmıştır.
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