51
Archived Theses
0
DOIs Assigned
0%
DOI Rate
Discipline
γ dor yıldızlarının genel özellikleri
1960'lı yıllardan itibaren ayrıntılı olarak çalışılmaya başlanan zonklayan yıldızların alt sınıfları ortaya çıkmaya başlamıştır. Bununla birlikte HR diyagramı üzerinde yer alan neredeyse tüm yıldızlar zonklayan değişenlerden oluşmaktadır. En aktif bölge olarak bilinen sefeid kararsızlık kuşağının anakol ve civarında δ Scuti ve γ Dor zonklayanları bulunmaktadır. Bu yıldızlar son yıllarda birçok çalışmaya kaynaklık etmiştir. Her iki yıldız grubu birbirine karışmış durumdadırlar. Ancak yapılan çalışmalardan her iki yıldız grubunun zonklama nedenleri birbirinden farklı olduğu bilinmektedir. Bu tezde γ Dor yıldızlarının fiziksel özellikleri ayrıntılı bir şekilde ele alınarak bu kapsamdaki yıldızların literatür verileri toplanmış ve küçük bir γ Dor kataloğu oluşturulmaya çalışılmıştır. Çalışmada özellikle çift yıldız bileşeni γ Dor yıldızları üzerinde durulmuştur. Bunun yanında tek yıldız ve çift yıldız üyelerinin salt parametreleri ve zonklama dönemleri arasındaki ilişki incelenmiştir. Çift olma durumunun zonklama üzerindeki etkisi araştırılmıştır. Bu bağlamda yörünge döneminde yaklaşık 12 günlük bir eşik değeri bulunmuştur. Ayrıca yoldaş yıldızın çekim etkisi de incelenmiştir. Sonuç olarak, γ Dor yıldızlarının karakteristik özellikleri irdelenerek üzerindeki gizemin az da olsa giderilmesine çalışılmıştır.
WZ Sge türü kataklismik değişen yıldızlar
Bu tezde, kataklismik değişen yıldızların WZ Sge türü cüce novaların genel özellikleri incelenmiştir. WZ Sge sisteminin uzun dönemli ve kısa dönemli ışık değişimlerini çalışmak amacıyla TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) T60 ve T100 teleskopları kullanılarak WZ Sge sistemi gözlenmiştir. Bu tür sistemlerde gözlenen ışık değişimlerinin ardındaki olası mekanizmalar literatürden derlenerek özet halinde sunulmuştur. Ayrıca TUG teleskopları kullanılarak PX And nova benzeri değişen de gözlenmiş elde edilen ışık değişimleri sunulmuştur. Anahtar sözcükler: kataklismik değişenler, cüce novalar, WZ Sge türü kataklismik değişenler, WZ Sge sistemi, PX And sistemi.
Kara deliklerin yapısı ve geometrisi
Bu tezde, öncelikle iyi bilinen izole tek kara delik çözümleri incelendi. Bir kara deliğin oluşturduğu geometride dolanan test parçacığının kütleye ve/veya spine, yüke sahip olması, dairesel ya da eliptik yörüngede dolanması, yarattığı gravitasyonel ışımanın yörünge evrimi üzerindeki etkileri, kara deliğe parçacık gönderilerek çıplak tekilliğe dönüştürülüp dönüştürülemeyeceği gibi birçok durum incelendi. Kara delik çiftleri için başkaları tarafından elde edilen nümerik ve analitik sonuçlara ek olarak gravitasyonel dalga gözlemleri sunuldu. Son olarak, kara delik fiziği ile termodinamik arasındaki benzerliğe değinildi.
Çok halkalı aromatik hidrokarbonların (PAH) tayfsal özellikleri ve astrofiziksel açıdan incelenmesi
Çok halkalı aromatik hidrokarbonlar (PAH), yıldızlararası ortam, evrimleşmiş yıldızları çevreleyen madde, gezegenimsi bulutsular ve gezegen atmosferleri gibi astrofiziksel ortamlarda karşımıza çıkmaktadır. Bu ortamlardan alınan kızılöte tayflarda çok halkalı aromatik hidrokarbonlardan (PAH) kaynaklandığı düşünülen bantlar gözlenmektedir. Yeryüzünde yaşamın ortaya çıkışında kritik rolleri olduğu düşünülen PAH'lar astrobiyoloji alanında da önemli bir araştırma konusu olarak dikkat çekmektedir. Bu tez çalışmasında, PAH molekülleri ve onların tayfsal özellikleri irdelenmiştir. PAH'ların tayfsal özelliklerini ve ortaya çıkaracakları tayf profillerini incelemek için NASA tarafından geliştirilen "The Nasa Ames PAH IR Spectroscopic Database" isimli veri tabanından yararlanılmıştır. Seçilen farklı boyut, şekil ve yüklere sahip toplam 32 tane PAH molekülüne ilişkin beklenen tayf profilleri 0 - 15 µm aralığını kapsayan kızılöte tayf bölgesi için türetilmiştir. Bu profiller özellikle evrimleşmiş yıldızları çevreleyen maddenin fiziksel koşulları dikkate alınarak ve bu ortamlarda üretildikleri varsayımı ile elde edilmiştir. Türetilen tayf profilleri incelenerek moleküllerin boyutu, biçimi ve yükü ile incelenen ortam sıcaklığının bu profilleri nasıl etkilediği anlaşılmaya çalışılmıştır.
Alternatif kütleçekim teorisi f(R,T) ve bu teorinin kozmolojik modellere uyarlanması
Genel Görelilik Teorisi'nin evrenin ikinci ivmelenme fazı ile ilgili yaşadığı sorunlar bazı alternatif gravitasyonel teorilerin doğmasına olanak sağlamıştır. Bu teoriler içinde günümüzde en çok çalışılanlar arasında f(R) ve f(R,T) teorileri vardır. Bu teoriler evrenin ikinci ivmelenmesini karanlık enerjiye ihtiyaç duymadan açıklamasının yanında Genel Göreliliğin eksik kaldığı diğer noktalarıda tamamlamaktadırlar. f(R,T) teorisi nispeten çok yeni bir teori olması karşın literatürde çokça çalışılan bir teoridir. Bunun ana nedenlerinden birisi de etki denkleminin enerji momentum tensörünün izi T'ye bağlı olmasından kaynaklıdır. Bu bağlılık her seçilecek L_m için farklı alan denklemlerinin ortaya çıkmasına yol açmaktadır. Bu da alan denklemi içerisinde kuantum etkilerininde bulunabileceğini göstermektedir. Bu çalışma kapsamında ilk olarak Genel görelilik teorisinden ve sıkıntı yaşadığı durumlardan bahsedilmiştir. Daha sonra f(R) ve f(R,T) teorilerinin yapısından ve bu sorunlara getirdikleri çözümlerden bahsedilip son olarak da her üç teorinin birbirleri ile karşılaştırılması adına Bianchi tip I ve V modellerindeki çözümleri incelenerek benzerlikleri veya farkları ortaya konmuştur
Uzay astronomisinin geleceği
Astronomlar şuan uzayda bulunan ve dünya üzerindeki teleskoplar ile pek çok veriye ulaşabilmektedir. Ancak önümüzdeki 10 – 15 yıl içinde bu teleskopların planlanan astronomik görevleri sona erecektir. Bu durum karşısında yeni projelerin ve tasarımların yapılması gerekmektedir. Astronomi, evreni keşfetmek ve temel bilimsel soruları yanıtlamak için tüm elektromanyetik tayfı mümkün olduğunca eş zamanlı kullanmayı amaçlar. Uzayda konuşlanmış gözlemevlerinin kullanımı, yüksek enerjili gama ışınlarından radyo dalgalarına kadar tüm elektromanyetik tayfa erişim sağlayarak astronomi ve astrofizik için önemli bir rol oynamaktadır. Uzay gözlemevleri dünya üzerinde bulunan gözlemevleri ile birbirini tamamlayarak evren hakkında bilgi sahibi olmamızı sağlar. Büyük uzay gözlemevlerinin karmaşıklığı ve maliyetinin fazla olması uluslararası işbirliği gerektirir. Bu nedenle gelişmiş olan ülkeler ile gelişmekte olan ülkeler birleşerek bilime katkıda bulunurlar ve yeni hedeflere yönelirler. Tez çalışmasında her bir uzay teleskobunun astronomi ve astrofizik amaçları, proje hedefleri, gözlemsel başarıları ve çalışma sonuçları ilgili yayınlardan taranmıştır. Yeni tasarlanan uydu teleskopların yapımı ve çalışma alanları proje ekibinin hazırladıkları dokümanlarla incelenmiştir. Her geçen gün kullanım alanı genişleyen uzay, uzaya ilişkin söz sahibi ülkelerin kabiliyetleri ve bu konuda bu ülkelerin mevcut faaliyet ve politikaları hakkında araştırmalar yapılmıştır. Anahtar sözcükler: Uzay astronomisinin geleceği, uzay politikaları, uzay araçları, uzay teleskopları.
Dönen kara delikler
Günümüzde kara delikler hem LIGO/Virgo alıcıları ile gravitasyonel dalga biçiminde hem de EHT teleskop ağı ile doğrudan görüntüleme şeklinde gözlenebilmiştir. Yapılan gözlemler ile kara deliklerin önemli mertebede dönmeye sahip olduğu ortaya konmuştur. Dönen kara delikler bize hem gravitasyonel dalga formlarının mertebesi hem de dönme durumunda olası geometrileri hakkında bilgi sunar. Bu tez çalışmasında dönmeyen ve dönen kara delik durumunda uzay -zaman yapısı incelenmiş ve farklı dönme durumlarında ne tür yörüngeler olacağı tartışılmıştır.
Temel astrofizik problemlerinin çözümünde uydu teleskoplar
Günümüzde uydu teleskoplar hem hassas gözlem yetenekleri hem de kesintisiz gözlem imkanlarından dolayı astronomi ve astrofizik çalışmaları için çok önemli hale gelmiştir. Çünkü yer konuşlu teleskoplarla yapılan gözlemler hem atmosferik etkiye maruz kalmakta hem de kısıtlı gözlem süresi sunmaktadır. Uydu teleskopların hassas verileri sayesinde, gözlenen astrofiziksel kaynaklardaki mikro değişimler teleskop tarafından algılanabildiğinden gözlenen kaynak hakkında daha detaylı bilgi edinilebilmektedir. Bu sebeplerden dolayı günümüzde birçok uzay konuşlu teleskop projesi vardır. Bu tezde öncelikle fırlatılmış ve proje durumunda olan uydu teleskoplar hakkında bilgiler verilmiştir. Ayrıca hem görsel bölge uydu teleskoplarından Kepler uydusu hem de X-ışın bölgesinde gözlem yapan XMM-Newton uydusunun verileri üzerinde çalışılmıştır. Bunun için Kepler uydu teleskobunun gözlediği KIC9489411, KIC11616594, KIC3347485, KIC9392702 ve KIC7938468 çift sistemlerinin verileri Kepler veri arşivinden indirilmiştir. Bu sistemlerin ışık eğrisi analizleri yapılmış ve temel parametreleri elde edilmiştir. X-ışın bölgesi için ise XMM-Newton uydu verileri kullanılmıştır. Seçilen IGR J17285-2922 ve 1RXS J170854.4-321857 düşük kütleli X-ışın çiftinin tayfsal analizleri yapılmış ve sonuçlar tartışılmıştır. Böylece elektromanyetik tayfın hem X-ışın bölgesinde hem de görsel bölgesinde çalışma yapılmıştır.
Standart evren modelinin erken dönem problemlerine çözüm olarak enflasyon modelleri
Bu tezde, Standart Evren modelinin, evrenin erken dönemlerine ait problemlere çözüm üretememesi nedeniyle alternatif olarak sunulmuş enflasyon fikri incelenerek bu bağlamda oluşturulan farklı enflasyon modellerine değinilmiştir. Standart Evren modeli, gözlemsel kanıtları ve problemleri bir bölüm altında incelenmiştir. Sonraki bölümde Standart Evren modelinin problemlerine çözüm olarak enflasyon fikri açıklanmıştır. Daha sonra, enflasyon için gerekli kavramların tanıtılmasıyla başlanarak, enflasyon döneminin problemlerinin çözülebilmesi için gerekli olan fiziksel dinamikler ortaya konulmuştur. Bazı enflasyon modelleri için gerekli olan yavaş yuvarlanma kavramları ve bunların rollerinden bahsedilmiştir ve bu modeller, alan dinamikleri ortaya konularak incelenmiştir. Günümüz yapılarına sebep olan ilkel tedirginlikler, enflasyonist evren çerçevesinde incelenip, gözlemsel parametreler ortaya konmuştur. Son olarak enflasyon teorisinin problemleri incelenip, enflasyona alternatif modellere kısaca değinilmiştir.
Zonklama kuşağı sınırında kromosferik aktivite belirteçlerinin belirlenmesi
Bu tez çalışması kapsamında, Kepler Veri Tabanı'ndan belirlenen KIC 2557430 ve KIC 8043961 sistemlerinin doğası ortaya çıkarılmaya çalışılmıştır. Her iki sistem içinde PERIOD04 programı yardımıyla frekans analizleri yapılmıştır. Analiz sonucunda elde edilen frekanslar incelenmiş ve sistemlerde zonklama ile leke kaynaklı değişimler olduğu anlaşılmıştır. PHOEBE V.0.32 yazılımı ile literatürde, ilk kez, her iki sistem için ışık eğrisi analizleri yapılmıştır. KIC 2557430 için yapılan ışık eğrisi analizi sonucunda üçüncü cismin varlığının olduğu görülmüştür. Işık eğrisi analizlerinden elde edilen parametreler ile her iki sistemin baş ve yoldaş bileşenlerinin evrim durumu incelendiğinde, KIC 2557430'un baş bileşeninin γ Dor türü bir değişen yıldız olduğu görülmüştür. Her iki sistemin minimum zamanlarının değişimi incelenmiş ve KIC 2557430 için büyük kütleli yıldızdan küçük kütleli yıldıza bir madde aktarımı olduğu görülürken; KIC 8043961 sisteminin ise bir üçüncü cisme sahip olduğu anlaşılmıştır. Aynı zamanda KIC 2557430 sisteminin mevcut gözlem verisinden toplam 69 flare elde edilmiş ve elde edilen bu flarelerin parametreleri hesaplanıp, OPEA modeli ile modellenmiştir. Bu modelleme sonucunda flarelerin birbirinden farklı iki grup oluşturduğu anlaşılmıştır. KIC 8043961 sisteminin tayf ve frekans analizinden sistemin hem γ Dor hem de δ Scuti türü zonklama değişimi sergilediği görülmüştür.
Gökadamızın merkez doğrultusundaki yıldızlararası karbonlu toz dağılımının incelenmesi
Yıldızlararası tozda bulunan karbon miktarı konusunda önemli bir belirsizlik bulunmaktadır. Karbonlu tozun alifatik hidrokarbon bileşeni, elektromanyetik tayfın 3.4 µm dalga boyunda belirgin bir soğurmaya neden olmaktadır. Yıldızlararası toz içinde bulunan alifatik hidrokarbonların soğurma katsayısı bilindiğinde, 3.4 µm yıldızlararası soğurma yapısının niceliksel analiziyle yıldızlararası tozun alifatik hidrokarbon bileşeninin kolon yoğunluğu hesaplanabilir. Bu tez kapsamında, yıldızlararası / yıldız çevresi ortam koşulları laboratuvar ortamında oluşturularak toz benzeşikleri üretilmiştir. Yıldızlararası toz benzeşiklerinin içerdiği alifatik hidrokarbonların soğurma katsayısı ölçümleri FTIR ve 13C NMR tayfölçümü yöntemleri birleştirilerek gerçekleştirilmiştir. Bu şekilde elde edilen sonuçlar, gözlemsel bulguların doğrudan kalibrasyonuna ve yıldızlararası toz bünyesinde bulunan alifatik karbon miktarının duyarlı bir şekilde belirlenmesine olanak sağlamıştır. Ayrıca yıldızlararası ortamda 3.4 µm soğurmasını geniş alanlarda ölçmek için yeni bir yöntem uygulanmıştır. Bu yöntem, yıldızlararası tayfı örnekleyebilmek için dar bant filtrelerle donatılmış bir kızılöte görüntüleme kamerasıyla yapılan spektrofotometrik ölçümlere dayanmaktadır. Laboratuvar çalışmaları, gözlemsel çalışmalar ile birleştirilerek, Gökada merkezi bakış doğrultusundaki yıldızlararası karbonlu toz bünyesinde bulunan alifatik karbon ve toplam karbon miktarının dağılımını gösteren haritalar elde edilmiştir. Yıldızlararası toz bünyesinde önemli ölçüde alifatik hidrokarbon bulunduğu ve yıldızlararası ortam karbon bolluklarının kozmik bollukların altında ve üstünde değerler alarak küçük uzanımsal ölçeklerde değiştiği bulunmuştur.
Açık küme üyesi bazı örten çift sistemlerin tayfsal ve fotometrik incelemesi
Bu tez çalışmasında, kuzey yarı kürede yer alan bazı açık kümelerdeki örten çift sistemlerin ışık ölçüm ve tayfsal analizleri yapılarak sistemlerin bulundukları kümeyle olan ilişkisi araştırılmıştır. Tez çalışması içinde NGC 6913 kümesindeki bazı çiftlerin ışık ölçüm çalışmaları yapılmıştır. Literatürde dikine hız eğrileri bulunan ve çift sistem olarak verilen küme yıldızlarının ışık eğrilerinde her hangi bir örtme veya örtülme gözlenememiştir. V765 Cas ve V684 Mon çift yıldızlarının tayfları ede edilmeye çalışılmış ancak elde edilen veriler yetersiz kalmış, yıldızların dikine hız eğrileri oluşturulamamıştır. Tez kapsamında örnek olarak seçilen Melotte 186 açık yıldız küme bölgesinde yer alan sistemlerden V2659 Oph örten çift sisteminin BVRI ışık ölçüm çalışması yapılarak sistemin ışık eğrileri elde edilmiştir. V2659 Oph örten çift sistemine ait bileşenler için M1 = 1.827 M⊙, M2 = 0.642 M⊙, R1 = 1.657 R⊙, R2 = 0.633 R⊙, log L1 = 12.07 L⊙, log L2 = 0.18 L⊙ değerleri elde edilmiştir. Ayrıca bileşenlerin sıcaklıları sırasıyla Teff,1 = 8375 ± 0.?? K, Teff,2 = 4743 ± 40 K'dir. Sistemin ortalama uzaklığı d = 1168 pc olarak belirlenmiştir. V2659 Oph sisteminin içinde bulunduğu küme ile olan üyelik ilişkisi tartışılmıştır. Tez kapsamında incelenen bir başka örten çift sistem ise Stephenson 1 kümesinde yer alan BD+36◦3317 yıldızıdır. Bu çalışmada söz konusu yıldızın tayfsal verileri elde edilerek dikine hız eğrileri oluşturulmuştur. Elde edilen dikine hız eğrileri ve literatürden alınan UBV ışık eğrilerinin ortak analizi yapılarak sisteme ait bileşenlerin mutlak parametrelerine ulaşılmıştır. Böylece BD+36◦3317 yıldızının bileşenleri için M1 = 2.24 ± 0.07 M⊙, M2 = 1.52±0.03 M⊙, R1 = 1.76±0.01 R⊙, R2 = 1.46±0.01 R⊙, log L1 = 1.52±0.08 L⊙, log L2 = 0.81 ± 0.07 L⊙ değerleri elde edilmiştir. Ayrıca bileşenlerin sıcaklıları sırasıyla Teff,1 = 10450 ± 420 K, Teff,2 = 7623 ± 328 K'dir. Sistemin ortalama uzaklığı d = 330 ± 29 pc olarak belirlenmiştir. Böylece elde edilen sonuçlar ile BD+36 3317 sisteminin küme üyeliği ve kümeye ilişkin parametreler tartışılmıştır.
Yakın çift yıldızlarda evrimsel süreçler üzerine
Bu tez kapsamında değen çift yıldızların evrimsel durumları ve evrim aşamaları incelenmiştir. Bu sistemlerin ayırt edici en temel özelliği her iki bileşenin iç kritik Roche loblarını doldurmuş olmasıdır. Yıldızların arasındaki uzaklığın bu denli küçük olması, birbirine uyguladıkları kütle çekim etkileşimlerini ciddi oranda artırmaktadır. Bu nedenle de bileşenler arası kütle aktarımı beklenen bir durumdur. Bu kütle aktarımının bir sonucu olarak, sistemdeki ikinci bileşenin kütlesine göre parlaklığı oldukça fazla iken, birinci bileşenler tipik anakol yıldızları gibi görünmektedir. Bir yıldızın kütlesi, yıldız evrimini belirleyen önemli parametrelerdendir. Yakın bir çift yıldızda ise başlangıç kütle oranı, yörünge evrimini etkileyen temel fiziksel öğedir. Bu yüzden değen sistemlerdeki bileşenlerin başlangıç kütlelerinin saptanması, bu sistemlerin evrim aşamalarının belirlenmesi için kritik bir öneme sahiptir. Bu tez kapsamında, değen sistemlerin ikinci bileşenlerinin başlangıç kütleleri, yıldızların gözlemlenebilir fiziksel özelliklerinden yola çıkılarak ilk defa saptanmıştır. Değen sistemlerin kütle kayıp miktarları, olası farklı senaryolara dayanan yıldız evrim modelleri ile tahmin edilmeye çalışılmıştır. Sonuç olarak, değen sistemlerin A ve W alt türlerinin farklı başlangıç kütlelere sahip ikinci bileşenlere göre belirlendiği ortaya konmuştur. Bu başlangıç kütleler kullanılarak, hem birinci bileşenlerin başlangıç kütleleri, hem de değen sistemlerin evrim durumları ve oluşumları hakkında ayrıntılı bilgiler elde edilmiştir.
Açık yıldız kümelerinin karakteristik özellikleri
Bu tezde WEBDA da verileri bulunan 443 açık yıldız kümesinden seçtiğim en yakın (Hyades, Coma Berenices, Pleiades), en uzak (Arp Madore 2, Tombaugh 2, Shorlin 1), en genç (NGC 6618, IC 1590, Berkeley 7) ve en yaşlı (Berkeley 17, NGC 2509, King 2) açık yıldız kümelerinin CCD, CMD'leri oluşturulmuştur. CCD ve CMD'lerin kuramsal modellerle karşılaştırılması ile söz konusu kümelerin kızıllaşma miktarları, uzaklık modülleri ve uzaklıkları belirlenmeye çalışılmıştır.
Işınımsal olarak etkin olmayan toplanma akışları
Bu tez çalışmasında, çok büyük kütleli kara deliklerin etrafında bulunan (örneğin, gökadamızın merkezindeki Sagittarius A*) Işınımsal Olarak Etkin Olmayan Toplanma Akışlarındaki (ya da Verimsiz Işınımlı Toplanma Akışları: VITA) beklenen çalkantıyı tanımlayan fiziksel kararsızlığın özellikleri çalışılmıştır. Bu akışlar büyük olasılıkla zayıf çarpışmalı, sıcak, optikçe ince ve seyreltik plazma içermektedir. Bu tür akışlarda çalkantı stresleri tarafından açığa çıkartılan çekim potansiyel enerjisi, ısı enerjisi olarak tutulur. Böylece toplanma süreci sırasında, dışa doğru açısal momentum taşınımı gibi ısının da dışa doğru taşınması gereklidir. Bu dışa doğru ısı taşınımı, kara delik üzerine akan kütle miktarını azaltabilir. Momentum korunumu denkleminde yer alan viskozite katsayılarının basınç ile değişimleri dikkate alınarak, MHD denklemleri çözülmüştür. Doğrusal kararsızlık analizi sonucunda, beşinci dereceden karmaşık katsayılı bir denklem olan dağılma bağıntısı elde edilmiş ve bu bağıntının çözümleri tartışılmıştır. Kararsızlığın sıcaklık gradyenti, gyroviskozite ve dönme kesitinin yönü ile plazma beta değerinden bağımsız olduğu sonucuna varılmıştır. Kararsızlığın oldukça güçlü olduğu ve tüm dalga sayılarında ortaya çıktığı görülmüştür.
Alan taraması ile bulunan uzun dönemli değişen yıldızlar
Bilginin keşfedilmesi, yeniliğinin fark edilmesi ve karakterize edilmesi önemli bir yetenektir. Yüzyıllardır biriken veri edinme konusundaki tecrübenin ve teknolojinin oldukça ilerlediği bir dönemde, artık depolama sınırları insanın bu verileri elle değerlendirmesinin olanaksız hale geldiği bir noktadadır. Eşsiz bir veri patlamasının yaşandığı bu dönem, teknolojinin yardımını almadan değerlendirilirse devasa bir veri çöplüğünden öteye gidilemeyeceği tehdidini taşımaktadır. Dolayısıyla insanın öğrenme ve keşfetme isteği veri deposunun en iyi şekilde değerlendirilmesi ihtiyacını doğurmuş, veri analizi ve veri madenciliği üzerine çalışmalar artma yoluna girmiştir. Robotik Optik Geçici Kaynak Araştırma Deneyi (ROTSE), Gama-Işın Patlamalarının (GRB) optik ardıl ışınımını izlemek amacıyla dört robotik teleskopla kurulmuş dünya çapında bir projedir. Bu tezde, TÜBİTAK (Türkiye Bilimsel ve Teknolojik Araştırma Kurumu) Ulusal Gözlemevi'nde (TUG) bulunan ROTSE-IIId teleskobu tarafından elde edilen verinin arşivinden talep edilen veriler incelenerek uzun dönemli değişen yıldızların bulunması amaçlanmıştır. Bu amaca uygun olarak, özgün bir tarama programı yazılmış ve ROTSE-IIId'ye ait olan arşivden seçilen gözlem alanındaki 48.330 adet yıldızın taraması yapılmıştır. Sonuç olarak 36 tanesinin kesin olarak değişen yıldız olduğu, bunlardan 2 tanesi bilinen değişen yıldız, 12 tanesi literatürdeki bilgisi sadece yıldız olarak geçen değişenlerden ve 22 tanesinin ise bilgisinin literatürde hiç yer almayan yeni değişen yıldızlar olduğu tespit edilmiştir.
Gökadadaki seçilmiş kırmızı dev yıldızların kimyasal analizi
Bu tezde NGC 752, NGC 6940 ve Hyades açık yıldız kümelerindeki kırmızı dev yıldızlarının yüzey kimyasal bollukları, yüksek çözünürlüklü (R ≈ 60 000) ve sinyal/gürültü (S/G ≥ 120) oranlı tayflar kullanılarak elde edilmiştir. Kırmızı dev yıldızların küme üyelikleri dikine hız ölçümleri ile doğrulanmıştır. Kümelerin yaş ve dönme noktası kütlesi değerleri renk-parlaklık diyagramlarına uygulanan eş yaş eğrileri ile tespit edilmiştir. Model atmosfer parametreleri: etkin sıcaklık, yüzeyçekimleri, metal bolluğu, mikrotürbülans hızı (Teff, log g, [Fe/H], ξt) nötral ve iyonize demir ve titanyum çizgilerinin eşdeğer genişlikleri kullanılarak belirlenmiştir. NGC 752, NGC 6940 ve Hyades kümelerinin metal bollukları sırasıyla [Fe/H] = −0.02 ± 0.05, [Fe/H] = 0.04 ± 0.02 ve [Fe/H] = 0.12 ± 0.04 olarak hesaplanmıştır. Eşdeğer genişlik ya da sentetik tayf analizi yöntemleri kullanılarak hafif tek-atom numaralı (Na, Al), α (Mg, Si, Ca), Fe-grubu (Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn), ve nötronyakalama (Y, La, Nd, Eu) elementleri için kimyasal bolluk analizi gerçekleştirilmiştir. LiCNO element bollukları ve 12C/13C izotop oranları da elde edilmiştir. Lityum bolluğu Li I 6707 Å rezonans çizgisinden, Oksijen bolluğu 6300 Å'da bulunan yasaklanmış [O I] çizgisinden hesaplanmıştır. Karbon bollukları 4300 Å yöresindeki CH G-bandı ile 5165 Å ve 5635 Å'de bulunan C2 Swan bantlarından; Nitrojen bollukları ve 12C/13C izotop oranları ise 7995–8040 Å aralığında yer alan 12,13CN molekül bantlarından elde edilmiştir. LiCNO bollukları, 12C/13C izotop oranları ve fotometrik veriler birlikte değerlendirilerek kırmızı dev yıldızlarının evrim durumları tahmin edilmiş ve sonuçlar yıldız evrim kuramları ile birlikte tartışılmıştır.
Kara delik bileşenli çift sistemler
Özellikle LIGO nun 2015 yılında tespit ettiği çekim dalgalarının kaynağının yıldız kütleli bir çift kara delik olması onların atası olarak kabul edilen büyük kütleli çift yıldızlar ve kara delik bileşenli çift yıldızlar temel fizik alanlarının çalışılması için çok önemli bir alan haline gelmiştir. Bu tezde, bileşenlerden biri çok büyük kütleli yıldızlar evriminin sonunda oluşan bir kara delik, diğeri bir anakol yıldızı veya evrimleşmiş bir yıldız olan çift sistemler çalışılmıştır. Çalışmada bu özellikleri sağlayan ve gözlemleri göreli olarak daha güvenilir olan 27 adet çift sisteme ilişkin yörünge ve fiziksel öğeleri toplanmış ve bunlar katalog haline getirilmiştir. Daha sonra toplanan bu öğeler kullanılarak çekimsel ışıma ve manyetize yıldız rüzgarları ile açısal momentum mekanizmaları tartışılmış, hangi mekanizmanın hangi tür sistemlerde önemli olduğu ortaya konmuştur. Son olarak seçilen sistemlerin gözlenebilirliliği uygun olanlarının fotometrik değişimleri TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan T60 ve T100 teleskopları kullanılarak yeni gözlemleri elde edilmiştir. Elde edilen yeni gözlemler ile sistemlerin kısa ve uzun dönemli fotometrik davranışları incelenmiştir.
Nötron yıldızı bileşenli çift sistemler
Bu tezde bileşenlerden biri nötron yıldızı diğeri küçük veya büyük kütleli bir yıldız olan X-ışın çiftleri incelenmiştir. Önceki yıllarda bu tür sistemlere ilişkin yapılmış çalışmalar incelenmiş ve bunlara ilişkin yörünge dönemi, tayf türü, kütle, yarıçap vb. yörünge ve fiziksel öğeleri bir tablo halinde elde edilmiştir. Bu tablo kullanılarak bu sistemlerde hangi açısal momentum kayıp mekanizmasının baskın olduğu ortaya konmuştur. Çalışmada ayrıca TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan 100cm (T100) ve 60cm (T60) teleskopları ve bunlara bağlı CCD alıcıları kullanılarak yeni gözlemler elde edilmiştir. T60 teleskobu ile Her X-1, Sco X-1 sistemleri gözlenmiş ve bunlara ilişkin uzun dönemli değişimler ortaya konmuştur. PSR J1023+0038 sistemi ise T100 teleskobu ile gözlenmiş ve bu sisteme ilişkin kısa dönemli yörünge değişimleri ortaya konmuştur.
Üçüncü bir cisme sahip ortak zarf evresindeki çift sistemler
Bu tezçalışmasında ortak zarf evresi ve sonrası çift yıldızların evrimlerine ilişkin literatürde yapılan çalışmalar derlenmiş ve ortak zarf evresi sonrası bir çift sistem olan NSVS14256825 sisteminin TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan T100 teleskobu ile elde edilen ışık değişimi sistemin literatürde mevcut olan radial hız eğrisi ile birlikte analiz edilerek incelenmiştir. Sistemin bu tez çalışması kapsamında elde edilen minimum zamanları literatürde verilen diğer minimum zamanları ile birleştirilerek sistemin O-C analizi yapılmıştır. Elde edilen ilk sonuçlar çift sistemin iki gezegen bileşene sahip olabileceğine işaret etmektedir.
Güneş benzeri titreşim yapan yıldızların yapısı ve evrimi
Güneş benzeri titreşim yapan yıldızlar üzerine yapılan çalışmalar CoRoT (2006) ve Kepler (2009) uzay araçlarının duyarlı ve kaliteli gözlem verileriyle günümüzde oldukça önem kazanmıştır. Gözlenen çok sayıda titreşim frekansı sayesinde, artık yıldızların özeği ve özeğine yakın bölgeleri hakkında bilgi sahibi olunabilir. Ayrıca bu tür yıldızların titreşim frekansları ve etkin sıcaklıkları kullanılarak temel parametreleri (kütle, yarıçap, etkin sıcaklık, yaş vb.) duyarlı bir şekilde elde edilebilir. Bu frekanslar ile yıldızların temel fiziksel parametreleri ilişkilendirilebilir. Bu bağıntılara "ölçeklendirme ilişkisi" adı verilir. Bu tez kapsamında Güneş benzeri titreşim gösteren yıldızlar MESA ve ANKİ evrim kodları kullanılarak incelenmiştir. İlk olarak Güneş kompozisyonundaki modeller hesaplanmıştır. Bu modeller için elde edilen frekanslar detaylı olarak incelenmiştir. Böylece frekansa karşı büyük ayrılma grafiklerinde düşmeler gözlenmiştir. Bu düşmelere minimum adı verilmiştir. Bu sayede yıldızların temel parametreleri arasında ilişkiler kurularak literatürde var olan ölçeklendirme ilişkisine yeni bir yaklaşım getirilmiştir. Bu yapılan yaklaşımlarla anakol yıldızları için oldukça iyi sonuçlar elde edilmiştir. Son olarak, sismik ve sismik olmayan gözlemsel parametreleri bilinen 15 evrimleşmiş yıldız seçildi. Bu seçilen yıldızlar MESA evrim koduyla modellenmiştir. Böylece ölçeklendirme ilişkisinin evrimleşmiş bu yıldızlarda testleri yapılmıştır. Bu çalışmada Güneş benzeri titreşim yapan yıldızların frekansları iyi bir şekilde temsil edildiğinde yaşın da belli bir duyarlılıkta (yaklaşık 3 Gyıl gibi bir hata aralığında) elde edilebileceği ortaya çıkmıştır. Ayrıca minimumlar kullanılarak geliştirilen ölçeklendirme ilişkisinin de oldukça iyi sonuçlar verdiği görülmüştür.
Örten Wolf-Rayet çift sistemleri
Bu tezde büyük kütleli yıldızların bir evrim aşaması olan Wolf-Rayet (W-R) türü sistemler incelenmiştir. Çalışmada W-R sistemlerine ilişkin genel bilgiler verildikten sonra örten değişen olduğu bilinen W-R sistemleri kataloglanmıştır. Son olarak dört adet örten W-R türü sisteminin (WR 127, WR139, WR 141, WR 155) TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan T60 robotik teleskop ile elde edilen yeni gözlemleri sunulmuştur. Bu gözlemlerden sistemlerin özellikleri ortaya konmuştur.
Manyetik kataklismik sistemlerin manyetik doğasının uçlaşma ölçüm ile araştırılması
Bu tez kapsamında polar ve intermediate (orta) polar olarak sınıflandırılan seçilen manyetik kataklismik değişenlerin zamana göre tayf uçlaşma ölçüm gözlemleri sunulmaktadır. Gözlenen sistemlerin manyetik alan özellikleri, dikine hızları ve görsel bölgedeki çembersel uçlaşmaları araştırıldı. Çembersel uçlaşma sinyaline sahip polar sistemlerin uçlaşma tayflarından cyclotron ışınımı varsayımıyla manyetik alan şiddetleri ve manyetik alan yapıları belirlendi. Maksimum çembersel uçlaşmaların takibi ile gözlenen her bir polar sistemdeki beyaz cüce bileşenin dönme dönemi elde edildi. Intermediate polar sistemlerde herhangi bir çembersel uçlaşma sinyali belirlenemedi.
A-tayf türünden HD 58552 yıldızının kimyasal bollukanalizi
Bu tez çalışmasında, A-tayf türü HD 58552 yıldızının yüksek çözünürlüklü tayfsal veri- sine kimyasal bolluk analizi yapıldı. Literatürde bu yıldızın ayrıntılı bir tayfsal çalışması bulunmamaktadır. HD 58552 yıldızının tayfında gözlenen elementlerin bolluk değerleri hesaplanarak Güneş'e göre dağılımları incelendi. TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde yer alan 1.5 m çaplı teleskoba bağlı Coude tayfçekeriyle yıldızın tayfı elde edildi. 3900-8000 Å dalgaboyu aralığını kapsayan tayfın gözlemsel verileri IRAF programı kullanılarak in- dirgendi. ATLAS9 kodu yardımıyla atmosfer modelleri üretildi. Yıldıza yönelik çizgi listesi Vienna Atomic Line Database'inden derlendi. Çizgi listesiyle oluşturulan sentetik tayflar BINMAG programına uyarlanarak önce HD 58552 yıldızının gözlemsel tayfında görünen tüm soğurma çizgilerinin merkezi dalgaboyu değerleri belirlendi ve ardından bu çizgilerin eşdeğer genişlikleri ölçüldü. Fotometrik kalibrasyonlar yardımıyla hesaplanan atmosfer parametrelerini denetlemek için sentetik hidrojen Balmer çizgi profilleri yıldızın gözlemsel verisiyle karşılaştırıldı. Tayfsal veriye uygulanan analizler sonucunda HD 58552 yıldızının atmosfer parametreleri; Tet = 9000±150 K, log g = 4.4±0.1 dex ve ξ= 3.2±0.5 kms-1 olarak belirlendi. Yıldızın dönme hızı ise 16±2 kms-1 olarak ölçüldü. Tüm atomik tür- ler için ölçülen eşdeğer genişlik değerlerini WIDTH9 programına uyarlayarak C, O, Na, Mg, Si, S, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Ni, Sr, Y ve Ba elementlerinin bollukları hesap- landı. HD 58552 yıldızının bolluk dağılımının kimyasal tuhaf A türünden metalik çizgili sınıfı ile uyum gösterdiği belirlendi. Tayfsal olarak hesaplanan etkin sıcaklık değeriyle H-R diyagramı üzerine HD 58552 yıldızı konumlandırıldı. Bu anakol yıldızının evrim yolları ve izonkronlarını da yerleştirerek kütlesi 2.06±0.09 Mʘ ve yaşı 400±80 milyon yıl olarak hesaplandı. MTGR bağıntısından hesaplanan kütlenin H-R diyagramında elde edilen sonuç ile uyumlu olduğu belirlendi.
ZAMS sonrası orta kütleli yıldızların kimyasal bollukları ile atmosfer parametreleri arasındaki ilişkiler
Bu tez çalışmasında geç B - erken F tayf türü aralığında olan sıfır yaş anakol sonrası orta kütleli ve düşük dönme hızına sahip 17 yıldızın kimyasal bolluk analizi, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde RTT150 teleskobu ile elde edilen yüksek çözünürlüklü tayfları kullanılarak gerçekleştirildi. Yıldızların atmosfer parametreleri, dikine hızları ve izdüşüm dönme hızları tayfsal olarak belirlendi. Bu parametreler kullanılarak her bir yıldız için yerel termodinamik denge ve düzlem paralel atmosfer varsayımlarını esas alan ATLAS9 kodu yardımıyla model atmosferler üretildi. Yıldızların tayfından C, N, O, Na, Mg, Al, Si, S, K, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn, Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Nd, Sm, Eu, Gd ve Hg elementlerine ilişkin bolluk değerleri hesaplandı. Buna göre ilk kez analiz edilen yıldızlardan HD 4321, HD 125658, HD 137928, HD 154713 ve HD 159834'ün metalik çizgili, HD 2924 ve HD 26553'ün ise normal A-türünden olabilecekleri tespit edildi. Yıldızların Hertzsprung Russel diyagramında konumları belirlenip, kuramsal evrim yolu ve yaş çizgileri kullanılarak kütleleri ve yaşları öngörüldü. Belirlenen ışınım gücü ve etkin sıcaklıkları yardımıyla yarıçapları hesaplandı. Atmosfer parametreleri ile kimyasal bollukları arasındaki olası ilişki Pearson, Spearman ve Kendall korelasyon analizi ile araştırıldı. Etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi arttıkça Sc bolluğunda belirgin bir azalma, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn, Y, Zr ve Ba bolluklarında artma eğilimi gözlendi. Diğer taraftan yine Sc bolluğu azalırken Ti, V, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn, Sr, Zr ve Ba bolluklarında bir artış görüldü.
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.
Uzun süreli ışıma gösteren kısa gama ışını patlamalarının araştırılması
Gama ışını patlamaları (GRB'ler), geleneksel olarak kısa süreli ve uzun süreli olmak üzere iki temel sınıfa ayrılır. Kısa süreli patlamaların genellikle ikili kompakt cisim birleşmeleri ile, uzun süreli patlamaların ise büyük kütleli yıldızların çekirdeğinin çökmesi ile karadelik oluşturması sonucu oluşabileceği düşünülmektedir. Günde ortalama birkaç defa gerçekleşen bu olayların tespitine adanmış uzay görevlerinden elde edilen verilerin artmasıyla, bahsedilen genel çerçeveye uymayan birçok gözlem de kaydedilmiştir. Öyle ki bu "aykırı" GRB'lerin ayrı popülasyonlara ait olabileceği düşüncesi yaygınlaşmıştır. Bahsedilen popülasyonlardan biri hem kısa hem uzun patlamaların karakteristik özelliklerini barındırması nedeniyle hibrit bir sınıf olarak değerlendirilen ve bu tez çalışmasının da odak noktasını oluşturan "uzun süreli ışınım (extended emission: EE) bileşenine sahip kısa gama ışını patlamaları"dır. EE'li GRB'lerin oluşumları genellikle yeni doğmakta olan nötron yıldızı veya iki bileşenli jet modeli aracılığı ile açıklansa da bu hibrit sınıf ile ilgili teorilerin test edilebilmesi ve yeni düşüncelerin geliştirilebilmesi adına gözlemsel temellerinin sağlamlaştırılması elzemdir. Bu bağlamda Şubat 2013 ila Ağustos 2020 tarihleri arasında Swift/BAT dedektörü ile gözlenmiş tüm GRB'lerin ışık eğrilerine, EE'li kısa GRB sınıfında incelenebilecek patlamaların belirlenebilmesi amacıyla belirli kriterler uygulanmıştır. İlgili kriterler, hibrit sınıfın bariz bir örneği olan GRB060614A patlamasının ışık eğrisine olan morfolojik benzerliğe dayanmaktadır. Araştırmanın sonucunda ilgili zaman aralığında gerçekleşen GRB'lerden 25 tanesinin uzun GRB olarak kataloglanmasına rağmen ışık eğrisinin kısa GRB yapısına uygun olduğu tespit edilmiştir. Tüm kısa GRB'ler dikkate alındığında aralarından 17 tanesinin ilk 350 saniyesinde en az bir EE ışınım bileşenine sahip olduğu belirlenmiştir. Belirlenen 17 EE'li GRB'nin öncü ve EE bileşenleri için detaylı tayfsal inceleme yapılmış ve bileşen sürelerinin; tayfsal sertlik oranı, maksimum enerji akısı ve tayfsal kırılma indisi ile kuvvetli bir şekilde bağlantılı olduğu bulunmuştur. Diğer bazı önemli parametreler arasındaki korelasyon katsayıları da tez çalışması çerçevesinde sunulmuş ve ayrıca tüm Swift/BAT kataloğu üyesi GRB'lerin iki bileşenli jet modeline uygun olduğu gösterilmiştir. Literatürde aynı kriterlerle Şubat 2013 öncesi Swift/BAT kataloğu halihazırda taranmış olduğundan, bu tez çalışması tüm Swift/BAT GRB kataloğundaki patlamaların kısa, uzun ve EE bileşenli kısa GRB ayrımının yapılabilmesi açısından tamamlayıcı niteliktedir.
Kırmızı öbek adayı HD 94264 (46 LMi) yıldızının element bolluk analizi
Bu tez çalışmasında HD 94264 (46 LMi) yıldızının TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'den (TUG) elde edilmiş yüksek çözünürlüklü (R = 40000) ve yüksek sinyal/gürültü oranına (S/N ≥ 100) sahip tayfları kullanılarak detaylı kimyasal bolluk analizi yapılmıştır. Yıldızın atmosferik parametreleri (etkin sıcaklık (Teff), yüzey çekim ivmesi (log g) ve mikrotürbülans hızı) demir çizgilerinin eşdeğer genişliklerinden itibaren, uyarılma (eksitasyon) ve iyonizasyon dengeleri kurularak tayin edilmiştir. Teff = (4770 ± 70) K, log g = 2.55 ± 0.15, mikrotürbülans hızı = (1.31 ± 0.06) km/sn olarak belirlenmiş ve demir bolluğu [Fe/H] = - 0.14 ± 0.03 olarak hesaplanmıştır. Aşırı ince yapı ve izotopik kaymalar da dikkate alınarak, eşdeğer genişlik ya da tayf sentezi yöntemleri ile hafif tek atom numaralı elementler (Na, Al), alfa elementleri (Ti, Si, Mg, Ca), demir grubu elementleri (Sc, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn) ve s-elementleri (yavaş nötron yakalama elementleri) (Sr, Y, Zr, Mo, Ba, La, Ce, Pr, Nd) için kimyasal bolluklar tayin edilmiştir. Ayrıca yıldızın evrim durumu ile ilişkili olan p-elementleri (proton yakalama elementleri) LiCNO element bollukları ve 12C/13C izotop oranı belirlenmiştir. Lityum bolluğu 6707 Å rezonans çizgisinden, oksijen bolluğu 6300 Å de bulunan yasak [OI] çizgisinden elde edilmiştir. Karbon bolluğu 5085 – 5087 Å dalgaboyu aralığında bulunan C2 Swan bandının 5086.2 Å molekül çizgisinden, azot bolluğu 7980 – 8130 Å dalgaboyu aralığında bulunan CN bandı bölgesindeki 7995 Å molekül çizgisinden, 12C/13C izotop oranı 8002 – 8007 Å dalgaboyu bölgesinde bulunan 12C14N ve 13C14N moleküler çizgilerinden hesaplanmıştır. Elde edilen LiCNO bollukları ve 12C/13C izotop oranı değerlendirilerek, yıldızın evrim durumu tartışılmıştır. Evrim yolu modelleri ve eş yaş eğrilerinden itibaren yıldızın kütlesi ve yaşı tespit edilmiştir. Bu tez çalışmasında HD 94264 yıldızı için 28 tane elementin kimyasal bolluk analizi yapılmıştır. Bu elementlerden 8 tanesi (C, N, Cu, Zn, Mo, Ba, Ce ve Pr) için ilk kez bolluk değerleri verilerek literatüre kazandırılmıştır. Bu çalışma, TUG'dan gözlemlenerek detaylı kimyasal bolluk analizi yapılan ilk geç tayf türü yıldız çalışmasıdır
Güneş civarındaki anakol yıldızlarının ışıma gücü fonksiyonunun gaıa verileriyle belirlenmesi
Bu çalışmada, Güneş civarındaki anakol yıldızlarının uzay yoğunluğu ve ışıma gücü fonksiyonunun elde edilmesi hedeflenmiştir. Bu amaç doğrultusunda Gaia uydusunun erken üçüncü veri sürümü (Gaia EDR3) kataloğundan Güneş'ten uzaklıkları 1 kpc içinde ve rölatif paralaks hataları σ π /π≤0.10 olan 41,848,305 yıldız seçilmiştir. Yıldızların Gaia fotometrik parlaklıklarına ait sönükleşme değerlerinin hesaplanmasında Samanyolu'na ait toz haritaları kullanılmıştır. Anakol yıldızlarının seçiminde M G ×(G BP -G RP ) diyagramı üzerine kalibre edilen ince disk popülasyonuna ait PARSEC eş-yaş eğrileri dikkate alınmıştır. Eş-yaş eğrileri çift yıldız etkisini içerecek şekilde genişletilmiştir. M G ×(G BP -G RP ) diyagramı üzerinde anakol bandı içinde bulunan 39,131,320 nesne anakol yıldızı olarak seçilmiştir. Mutlak parlaklıkları 0 < M G ≤ 15 kadir aralığındaki anakol yıldızları A1 ile M6 tayf sınıfı aralığında bulunmaktadır. Güneş'ten uzaklığı 25 ≤ d ≤ 300 pc aralığındaki anakol yıldızlarından Güneş civarındaki uzay yoğunluğu 0.072±0.001 yıldız/pc 3 olarak hesaplanmıştır. Güneş civarındaki anakol yıldızlarının ışıma gücü fonksiyonlarının elde edilmesinde farklı uzaklık aralıklarında üç farklı rölatif paralaks hata değerleri dikkate alınmıştır. Analizler, rölatif paralaks hatası σ π /π≤0.10 olan ve 175 pc'e kadar hesaplanan ışıma gücü fonksiyonlarının literatürde 100 pc'lik uzaklık değeri için verilen ışıma gücü değeriyle uyumlu olduğunu göstermiştir.
Büyük Macellan bulutu'ndaki N63A süpernova kalıntısının X-ışın tayfsal analizi
Tezde, Büyük Macellan Bulutu'ndaki parlak süpernova kalıntılarından biri olan ve çekirdek çökmesiyle oluşmuş N63A'nın 2000 yılındaki Chandra arşiv verisi incelenmiş ve uzaysal çözünürlüklü detaylı X-ışın tayfsal analizleri gerçekleştirilmiştir. Tayfsal analizlerde kalıntı üzerinde üç farklı radyal doğrultuda 75 bölgeye ek olarak X-ışınlarında farklı özellikler gösteren 10 farklı bölge de incelenmiştir. Analizler sonucunda seçilen bölgeler için elektron sıcaklığı, iyonlaşma zaman ölçeği, emisyon ölçeği, element bolluk parametreleri hesaplanmış, kalıntının fiziksel özellikleri ve element bollukları konumsal olarak elde edilmiştir. Öncü şokun süpürdüğü yıldızlararası ortamın fiziksel yapısı da incelenmiştir. N63A'nın dinamik özellikleri belirlenmiş, Sedov yaşı yaklaşık 5,500 yıl ve patlama enerjisi E0 = 7.251051 erg olarak hesaplanmıştır.
Güneş civarının kimyasal evriminin araştırılması
Tez çalışmasında Güneş civarının kimyasal evrimi araştırılmıştır. GALAH, APOGEE ve GAIA gökyüzü taramaları yardımıyla tayfsal, astrometrik ve kimyasal bolluk bilgileri olan hem güney hem kuzey yarıküreyi dikkate alan bir veri seti oluşturulmuştur. Oluşturulan bu veri seti Güneş merkezli olup Güneş ve çevresini iyi şekilde ifade etmiştir. Oluşturulan veri seti makine öğrenmesi yöntemleri yardımıyla ışınım gücü sınıflarına ve galaktik popülasyonlarına ayrılmıştır. Popülasyon ayrımı yapılırken yıldızların kimyasal bollukları ve uzay hızları kullanılarak popülasyonlar hem kimyasal hem de kinematik düzlemde birbirinden başarılı bir şekilde ayrılmıştır. GAIA'dan gelen hassas astrometrik veriler ve \textit{galpy} kütüphanesi yardımıyla dinamik yörünge parametreleri Galaksi'nin kütle çekim potansiyeli altında hesaplanmıştır. Işınım gücüne ve popülasyonlarına ayrılan yıldızlardan beş farklı element (Mg, Si, Ca, Ti, Fe) için ortalama yörünge yarıçapı ($R_m$) doğrultusunda gradyent hesaplanmıştır. Hesaplanan gradyentler literatürle uyumludur. Güneş civarı üç farklı $R_{GC}$ aralığına bölünerek, her bir aralık için Geciken İkili Çökme Modeli Markov Chain Monte Carlo simülasyonu yardımıyla $[Fe/H]\times[Mg/Fe]$ düzlemine uygulanarak, her bir bölgenin Geciken İkili Çökme Modeli girdi parametreleri elde edilmiştir. Elde edilen girdi parametreleri yardımıyla üç ayrı yarıçap bölgesinde beş ayrı element için evrim modeli oluşturulmuştur. Oluşturulan modeller yardımıyla üç ayrı bölgenin zamana bağlı element bolluğu değişimi tahmin edilmiş ve tahminlerden yola çıkılarak, Galaksi'nin günümüzdeki gözlemsel özellikleri modele göre elde edilmiştir ve bu parametreler veriden gelen değerlerle ve literatürle karşılaştırılmış ve uyumlu bulunmuştur. Üç ayrı bölge için elde edilen model öngörüleri sayesinde Güneş civarının geçmişe dönük gözlenemeyen özellikleri öngörüşmüş ve bu tahminler yardımıyla Güneş civarının kimyasal evrim süreci tez çalışmasında ortaya çıkarılmıştır.
Oymaklar katalogu
Oymaklar, genç yıldızların nasıl oluştuğunu, yıldızlarla yıldızlararası maddenin nasıl etkileştiğini, hangi şartlarda gruplar halinde yıldızların oluştuğunu, bu yapıların zaman içinde iç ve dış etkenlerle nasıl dağıldığını, alan yıldızlarının nasıl oluştuğunu, büyük ve küçük kütleli yıldızların grup içindeki evrimini, başlangıç kütle fonksiyonunu, çoklu yıldız sistemlerini, gezegenli sistemleri ve onların disklerini anlamamız için temel laboratuvar kaynaklardır. Bu yüksek lisans tezinde, oymakların ve yıldız gruplarının kapsamlı kataloğu yapılmıştır. Oymakların listesi oluşturulurken Simbad veri tabanı ve literatürdeki veriler kullanılmıştır. Sonuç olarak, katalogda 7.511 adet oymak ve yıldız grupları listelenmiştir. Katalogdaki oymakların uzaklıkları 25 ile 8100 pc aralığında, yaşları ise 6.0 < log t (yıl) < 9.8 aralığındadır. d < 150 pc'deki oymakların yaş aralığı 6.0 < log t (yıl) < 9.1 'dir. Genellikle, oymak içeren kataloglarda sadece OB oymakları dikkate alınmaktadır. Bu tezde ise, literatürde verilen T ve R türü oymaklar da dikkate alınmıştır. Bu nedenle bu tez çalışmasının literatüre önemli bir katkısı olacaktır. Oymakların makaleleri dikkatle incelendiğinde, veri tabanlarında rastlanmayan alt gruplarının olduğu görülmüş ve bunlar kataloğa eklenmiştir. Bundan dolayı, bu katalogla oymakları ayrıntılı çalışacak araştırmacılar için literatüre önemli bir katkı sunulmaktadır.
X-ışın gözlemleri kullanılarak nötron yıldızlarında r-mod osilasyonlarının genlikleri üzerine limitler
r-modlar, baskın kuvvetin Coriolis kuvveti olduğu ve özellikle yüksek hızlarda dönen yıldızlarda daha belirgin olarak gözlenen osilasyonlardır. Bu modlarda baskın kuvvet Coriolis kuvveti olduğu için modun frekansı yıldızın iç yapısından bağımsızdır fakat açısal hızının bir fonksiyonudur. Kütleçekimsel ışınım dönen tüm yıldızlarda bu modları kararsızlık kuşağına doğru iter, öte yandan yıldızın içindeki viskoz kuvvetler ise bu osilasyonu bozucu bir rol üstlenirler. Eğer yıldız yavaş dönüyorsa, kütleçekimsel ışınım için zaman ölçeği hep çok daha büyüktür ve yıldız kararlıdır. Hızlı dönen yıldızlarda ise, viskoz kuvvetler sıcaklığa bağlı olduğu için, yıldızın bu osilasyonlara karşı kararsızlığı sıcaklığın bir fonksiyonu olarak tanımlanmaktadır. X-ışın spektroskopisi, bu salınımların genliklerini sınırlamak için oldukça idealdir çünkü bu salınımların sönümlenmesi yıldızda ekstra bir ısı artışına sebep olur. Sonrasında ise r-mod kararsızlığı durur ve yıldız yavaşça tekrar soğumaya başlar. Yıldızda meydana gelen bu sıcaklık artışı X-ışın spektroskopisi ile incelenebilir. Bu kararsızlığın hızlı dönen sistemlerde, örneğin, yeni doğmuş nötron yıldızlarında veya düşük kütleli X-ışın çiftlerinin (DKXÇ'ler) üyelerinde ya da milisaniye pulsarlarında olması beklenir. DKXÇ'lerin gözlemlerine göre birçok kaynak, teorik olarak beklenen r-mod kararsızlık penceresinde yer almaktadır. Nötron yıldızlarında veya DKXÇ içindeki ısı iletimi ve soğuma karakteristikleri iç yapılarına bağlı olduğu için bize yıldızların iç yapısına dair önemli ipuçları sunmaktadır. Örneğin; dönme frekansı - sıcaklık düzlemindeki r-mod kararsızlık bölgesinin sınırı ve özellikle yıldızın son dönme frekansını belirleyen minimum - farklı iç kompozisyonlara sahip yıldızlar için çok farklıdır. Bu bağlamda literatürden yüksek dönme frekansına sahip potansiyel X-ışın milisaniye pulsarları veya DKXÇ'leri seçilerek tez kapsamında çalışılmıştır. Arşivden alınan X-ışın verilerinin analizi ile bu kaynakların yüzey sıcaklıklarına dair limitler sunulmuştur. Yapılan analizler, çalışılan kaynakların r-mode osilasyonları ve nötron yıldızlarının iç yapısı hakkında bilgi verecek niteliktedir.
Galaksi kümelerindeki parlak galaksilerin özelliklerinin ortamla ilişkisinin incelenmesi
Bu tez çalışmasında galaksi kümelerinin renk-parlaklık diyagramlarından belirlenen kırmızı kol galaksileri, hem küme merkezinde hem de kümenin dış kısımlarında incelenmiştir. İki farklı küme bulma algoritmasıyla (WaZP ve CAMIRA) ve iki ayrı gökyüzü tarama projesinde (CFHTLS ve Subaru HSC-SSP) belirlenen kümelerdeki kırmızı kolun eğiminin kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olmadığı görülmüştür. Ayrıca, eğimin ortamdan bağımsız olduğu zengin ve fakir kümelerde çok yakın değerlerde olduğu belirlenmiştir. Kırmızı koldaki sönük/parlak galaksi sayı oranlarının hem ortam yoğunluğuna hem de kırmızıya kaymaya bağlı değişimi araştırılmıştır. Galaksilerin küme içindeki konumlarından bağımsız olarak, düşük kırmızıya kaymalardaki sönük/parlak galaksi oranının yüksek kırmızıya kaymalara göre daha yüksek olduğu belirlenmiştir. Ayrıca, kümelerin en parlak üç galaksisinin yapısal parametrelerinin karşılaştırılması, BCG'lerin diğer parlak galaksilerden etkin yarıçap ve Sérsic indeksi bakımından farklı olduğunu önermektedir.
Geçici kütle aktarımı yapan nötron yıldızlarının soğuması
Geçici düşük kütleli X-ışın çiftlerinin kütle aktarımının çok düşük seviyelerde olduğu sıralardaki ışınımı asıl olarak kütle aktarımının yoğun olduğu sırada yüzeyi ısınan nötron yıldızının soğumasından ileri gelmektedir. Bu ışınım özellikle son yıllarda X-ışın teleskopları ile gözlenmiş ve bu sayede, nötron yıldızlarının kabuk katmanlarının soğuma özellikleri dolayısıyla da fiziksel yapıları hakkında önemli bulgulara ulaşılmıştır. Ancak günümüzde bu ışınımı modellemek için kullanılan tüm atmosfer modelleri nötron yıldızlarının rölativistik anlamda dönmediği varsayımı altında geliştirilmiştir. Bu durum ise, bu nötron yıldızlarının bazılarının yüksek dönme frekansları ile bir çelişki içindedir. Tez kapsamında yapılan çalışmalar ile, yüzey ışınımının modellenmesinde dönme kaynaklı ek rölativistik etkilerin de hesaba katıldığı yeni bir model ilk kez olarak ve sistematik bir biçimde geçici X-ısın çiftlerine uygulanmıştır. Böylece dönmenin nötron yıldızlarının soğuması üzerine olan etkisi, ilgili rölativistik etkilerin hesaba katılması ile ilk defa olarak incelenmiştir. Yapılan çalışmalar sonucunda toplamda 8 farklı düşük kütleli X-ışın çiftindeki nötron yıldızlarının soğuma verilerine uygulanan model, klasik model ile aynı başarımla verileri açıklamakta ise de %3 kadar farklı bir sıcaklık değeri vermektedir. Bu değişim sistematik gibi görünmekte ise de kaynakların soğuma eğrilerini önemli ölçüde etkilemekten uzaktır. Tez kapsamında yapılan çalışmaların yayınlanması ile modelin XSPEC programının model kütüphanesine eklenmesi için de gerekli çalışmalar yapılmaktadır.
Düşük kütleli X-ışın çiftlerinin zaman analizi ile tayfsal evrelerinin incelenmesi
Kara delik X-ışın çiftlerinde görülen parlamaların sertlik - ışıma gücü diyagramında çeşitli tayfsal evrelerden geçerek "q-eğrisi" benzeri bir yapı gösterdikleri bilinmektedir. Kara delik barındıran düşükkütleli x-ışın çiftlerindeki tayfsal evre geçişlerine benzer yapı sergileyen ve "histerezis" olarak bilinen tayfsal evre geçişleri nötron yıldızı sistemlerinde de görülmektedir. Bu tez çalışmasında kara delik barındıran düşük kütleli x-ışın çifti GX 339-4' ün 2002/2003-2010 parlaması, nötron yıldızı barındıran düşük kütleli x-ışın çifti olan 4U 1608-52 ve Aql X-1' ın sırasıyla 2002-2007 ve 1999-2000 parlamaları incelenmiştir. Kaynakların Rossi X-Ray Timing Explorer uydusu arşiv verileri kullanılarak yapılan analizleri sonucunda minimal zaman ölçekleri (MTS) elde edilmiştir. Her bir parlama için minimal zaman ölçeği - ışıma gücü diyagramları oluşturulmuştur. Bu diyagramlar geleneksel sertlik - ışıma gücü diyagramları ile karşılaştırılmıştır. Ayrıca MTS ile güç tayflarından elde edilen ve değişkenliğin bir ölçüsü olan karelerin ortalamasının karekökü ile arasındaki ilişki incelenmiştir. Minimal zaman ölçeği ile güç tayflarından elde edilen kırılma frekansları arasındaki ilişkiye de ek olarak bakılmıştır. GX 339-4 kaynağının farklı evrelerde zamansal ve tayfsal olarak nasıl davranış gösterdiğinin anlaşılması için kaynağın tayfsal analizlerinden Compton-y parametresi hesaplanmıştır ve diğer parametrelerle arasındaki ilişki araştırılmıştır. Bu tez çalışmasında ilk kez oluşturulan minimal zaman ölçeği - ışıma gücü diyagramları ile geleneksel sertlik - ışıma gücü diyagramları karşılaştırılmış ve aralarında benzerlik bulunmuştur. 4U 1608-52 ve Aql X-1 kaynaklarının farklı parlamaları için minimal zaman ölçeği ile kesilim frekansı arasında güçlü bir pozitif korelasyon görülmüştür. Kaynakların incelenen her parlaması için histerezis çevrimleri, sertlik - minimal zaman ölçeği ilişkisinde farklılıklar gözlenirken minimal zaman ölçeği - kesilim frekansı korelasyonunun evrensel olduğu görülmüştür.
Galaksimizdeki radyal metal bolluğu gradyentinin açık kümeler yoluyla incelenmesi
Doktora tez çalışmasında, Galaksi merkezinin zıt doğrultusunda seçilen 39 açık kümenin fotometrik analizleri yapılarak astrofiziksel parametreleri tayin edilmiş ve bu parametreler kullanılarak Galaksi diskindeki radyal metal bolluğu gradyenti araştırılmıştır. İncelenen 15 açık kümenin CCD UBV fotometrik gözlemleri TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'ndeki (TUG) 1m ayna çaplı T100 teleskobuyla, geriye kalan 24 açık kümenin fotometrik verileri de literatürdeki çalışmalardan alınmıştır. Küme üyesi yıldızların seçiminde fotometrik ve astrometrik verilerden faydalanılmış, kümenin astrofiziksel parametrelerinin belirlenmesinde küme üyesi yıldızlara ağırlık verilmiştir. Kümelerin renk artıkları ve metal bolluklarının hesaplanmasında bağımsız yöntemler kullanılırken, uzaklık modülü ve yaş tayinleri renk-parlaklık diyagramlarındaki kümeye üyelik olasılıkları yüksek yıldızlara fit edilen PARSEC eş-yaş eğrileriyle yapılmıştır. Küme uzaklıklarının astrometrik veriler ile uyumlu olması bağımsız yöntemler kullanılarak hesaplanan küme parametrelerinin dejenerasyona uğramadığını göstermiştir. Kümelerin F ve G tayf türündeki anakol yıldızlarından itibaren fotometrik metal bolluğu kalibrasyonuyla hesaplanan metal bolluklarıyla Galaksi merkezine uzaklıkları arasında oluşturulan radyal metal bolluğu gradyent incelemesinde 6 < Rgc < 9 kpc uzaklık aralığında d[Fe/H]/dRgc = -0.053 0.014 dex/kpc'lik kuvvetli, 9 ≤ Rgc < 12 kpc uzaklık aralığında ise d[Fe/H]/dRgc = -0.018 0.010 dex/kpc'lik zayıf bir gradyent belirlenmiştir. Radyal metal bolluğu gradyentinin hesaplanmasında metal bolluklarında görülen saçılmaların incelenen bazı açık kümelerin basık Galaktik yörüngelerde dolanmalarından kaynaklandığı gösterilmiştir. Galaksimizin ikili çökme senaryosunu içeren modeller ile genç açık küme verilerinin karşılaştırılmasında benzer radyal metal bolluğu gradyentleri elde edilmesine rağmen, kümelerin metal bolluklarıyla kimyasal evrim modeli arasında metal bolluğu değerlerinde belirgin bir farklılık tespit edilmiştir. Kümelerin metal bolluğu hesaplanmasında kümelere üye farklı ışıma gücündeki yıldızların analiz edilmesi söz konusu farklılığı açıklamaktadır.
Seçilmiş açık kümelerin fotometrik ve astrometrik analizi
Tez çalışmasında, Czernik 2 ve NGC 7654 açık kümelerinin CCD UBV fotometrik ve Gaia DR2 kataloğundaki astrometrik verileri kullanılarak hem yapısal hem de astrofizik parametreleri elde edilmiştir. Bu kümelerin fotometrik gözlemleri TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'ndeki T100 teleskobuyla yapılmıştır. Czernik 2 kümesinin yapısal ve astrofizik parametreleri ilk kez bu tez çalışmasında elde edilirken, NGC 7654 kümesinin değerleri de güncellenmiştir. Czernik 2'nin merkezi yoğunluğu, f0 = 1.426 ± 0.663 yıldız/(yay dakikası)2, kor yarıçapı rc = 0.988 ± 0.879 yay dakikası, renk artığı E(B-V) = 0.49 ± 0.02 kadir, metal bolluğu [Fe/H] = -0.04 ± 0.03 dex ve yaşı t = 650 ± 100 Myıl olarak hesaplanmıştır. NGC 7654'ün merkezi yoğunluğu, f0 = 3.024 ± 0.274 yıldız/(yay dakikası)2, kor yarıçapı rc = 4.663 ± 0.699 yay dakikası, renk artığı E(B-V) = 0.57 ± 0.05 kadir, metal bolluğu [Fe/H] = -0.04 ± 0.02 dex ve yaşı t = 37 ± 5 Myıl olarak hesaplanmıştır. Czernik 2 ve NGC 7654 açık kümelerinin, sırasıyla, X = 1.30 ± 0.49 ve X = 1.49 ± 0.12 olarak hesaplanan başlangıç kütle fonksiyonları Güneş civarı için verilen X = 1.35 değeriyle uyumludur.
Bazı W UMa tipi çift yıldızların fotometrik analizi
Bu tez çalışmasında W UMa türü örten QQ Boo ve V342 Dra çift sistemlerinin ilk kez ayrıntılı fotometrik analizleri yapılmıştır. Hedef yıldızların gözlemleri 2013 yılında İstanbul Üniversitesi Bilimsel Araştırma Projeleri Yürütücü Sekreterliği'nin "3685" numaralı projesi ile desteklenen, Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Astrofizik Araştırma Merkezi ve Ulupınar Gözlemevi'nde bulunan İST60 teleskobu ile yapılmıştır. Bu çalışmada elde edilen sonuçlar aşağıdaki gibi ifade edilebilir: 1. QQ Boo ve V342 Dra'nın fotometrik gözlemlerinin analizinden yeni minimum zamanları ve ışık elemanları elde edildi. 2. Sistemlerin ışık eğrisi çözümünden fiziksel parametreleri elde edildi. 3. Daha önceki çalışmalardan alınmış 56 tane W-alt tip W UMa türü sistem verisinden yola çıkarak yarı-büyük eksen ve periyot arasında bir korelasyon (a, p) bulundu. 4. Bu ampirik (a, p) ilişki yaklaşımı doğru kabul edilerek mutlak parametreler elde edildi.
Avrupa güney gözlemevinde gözlenmiş bazı açık kümelerin fotometrik analizi
Tez çalışmasında incelenen NGC 3293, NGC 3766, NGC 4755 ve NGC 6231 açık kümelerinin fotometrik verileri, 1,54 m çaplı Danimarka Teleskobu ile 3 Mart 2013 ve 8 ile 25 Mart 2014 tarihleri arasında UBV filtreleriyle yapılmış gözlemlerinden elde edilmiştir. Bu fotometrik verilerden itibaren incelenen dört açık kümenin görüş alanında bulunan yıldızlarının öz hareketlerinden üye yıldızları belirlenmiş ve kümelerin yapısal ve astrofiziksel parametreleri elde edilmiştir. NGC 3293, NGC 3766, NGC 4755 ve NGC 6231 açık kümeleri için sırasıyla E(B-V) renk artıkları iki-renk diyagramlarından 0,29 ± 0,05, 0,20 ± 0,03, 0,34 ± 0,03 ve 0,45 ± 0,05 olarak ve kümelerin uzaklıkları ise Gaia paralakslarından 2586 ± 240, 2159 ± 215, 2136 ± 175 ve 1679 ± 143 pc olarak elde edilmiştir. Kümeler fotometrik metal bolluğu tahmini için oldukça genç olduklarından metal bollukları Güneş bolluğunda (Z = 0,0152) kabul edilmiştir. Bu parametrelerden itibaren açık kümelerin yaşları, teorik PARSEC eş-yaş eğrileri kullanılarak gerçek renk-parlaklık diyagramlarından, sırasıyla, 10 ± 6 Myıl, 14 ± 6 Myıl, 22 ± 6 Myıl ve 4+6-3 Myıl olarak belirlenmiştir. Ayrıca açık kümelerin elde edilen başlangıç kütle fonksiyonu eğim değerlerinin 1,14 ile 1,25 aralığında değiştiği bulunmuş ve bu değerlerin Güneş civarı için verilen X = 1,35 değeriyle uyumlu olduğu görülmüştür.
Anadolu'da arkeoastronomi: Grek kültüründe güneş saatleri
Arkeoastronomi, geçmişte yaşamış olan insanların gök olaylarını nasıl anladıklarını ve kültürlerinde gökyüzünün nasıl bir rol oynadığını araştıran bilim dalıdır. Geçmişteki kültürlerin, gökyüzüyle ilgili olgulara (Güneş tutulması, Ay tutulması, yıldızlar, gezegenler vb.) ilişkin yaptıkları kaynakları (tapınaklar, sunaklar, efsaneler, destanlar vb.) inceler. Arkeoastronomlar, geçmiş astronomik uygulamaları değerlendirmek için; tutulan yazılı kayıtları, göksel olayların tarihsel kayıtlarını, bunların nasıl kullanıldığını ve kültürel etkilerini araştırır. Bu çalışmada; Antik Anadolu'daki Grek kültürüne ait güneş saatleri araştırılmıştır. Çalışma kapsamında; güneş saatlerinin kökenine ve gelişimine değinilmiştir. Güneş saatlerinin köken olarak nereden geldiği tam olarak bilinmese de, günümüzde bilinen ilk güneş saati Antik Mısır'da Krallar Vadisi'nde bulunmuştur. Bu güneş saati MÖ ~1300 civarına tarihlenmektedir. Güneş saati kültürünün daha sonra Grek toplumuna geçtiği düşünülmektedir. Çalışmamızda Türkiye'deki bazı güneş saatleri araştırılmış olup tiplerine ve özelliklerine değinilmiştir. Çalışmamızı ilgilendiren güneş saatlerinin bulunduğu antik kentler alfabetik sırayla şu şekildedir: Aphrodisias, Ephesos, Klaros, Latmos, Pergamon, Sagalassos, Side, Smyrna.
Meteoritlerin sınıflandırılması ve Türkiye'deki bazı meteoritlerin analizi
Bu yüksek lisans tez çalışması, Türkiye'de bulunan bazı meteorit örneklerin analizlerini kapsamaktadır. Örneklerin görsel incelemesi yapıldıktan sonra, İstanbul Üniversitesi Kimya Mühendisliği'nde bulunan SEM cihazı ile atomik ölçekte görüntüleri alınmıştır. Daha sonra İstanbul Üniversitesi TTM, MERLAB'da bulunan XRD cihazı ile mineral incelemeleri yapılmıştır. Son olarak Kanada'da bulunan Bureau Veritas Mineral Laboratories'te ICP-MS cihazı kullanılarak element ve bazı bileşen değerlerine ulaşılmıştır. Elde edilen sonuçlar literatüre uygun olarak verilmiştir.
Göktaşlarının tipleri ve özellikleri
Bu tez çalışmasında, Çanakkale'ye düşen (40°844K; 26°2423D) göktaşının ilk kez spektroskopik tanımlaması araştırılmıştır. Olivin grubu [(Mg, Fe)2Si04], enstatit [Mg2Si2O6] (ortopiroksen minerallerinden biridir) ve plajiyoklaz, mikro-Raman ve FTIR spektroskopileri ve EDX-SEM analizleri ile tanımlandı. Çanakkale göktaşı, tez çalışmasından önce henüz Dünya Meteor Veritabanı'nda sınıflandırılmamıştı. Şimdi bu veri tabanında tüm ayrıntıları ile yer almaktadır. Ayrıca, bir kaç tane amino asit te bulunmuştur.
Rave ve xmm kataloglarındaki ortak yıldızların analizi
Bu doktora tez çalışmasında Radyal Hız Deneyindeki yıldızlar, XMM kataloğundaki X-ışını kaynakları ile eşleştirilmek vasıtasıyla, tespit edilmiş ve incelenmiştir. Katalogların eşleşmesinden 1063 yıldız içeren bir X-ışını RAVE kataloğu elde edilmiştir. Katalogdaki yıldızların ham X-ışını gözlemlerinden yola çıkılmış, gözlemler indirgenmiş, örneğe uygun bir model havuzundan seçilmiş modellere fitler geçirilmiş ve en uygun model belirlendikten sonra, o modele göre, akıları tekrar hesaplanmıştır. Bunu takiben katalogda lityumca zengin devlerin, Galaksi halosundaki metalce fakir, yakın çift sistemlerin, yerel YOO'nun, kataklismik değişenlerin ve Gould diski üyelerinin tespiti konuları irdelenmiştir. Katalogda dört adet lityumca zengin evrimleşmiş yıldız, bir adet kataklismik değişen ve 10 adet Gould diski üyesi bulunmuştur.
Galaksimizdeki kalın diskin metal bolluğu gradyentinin incelenmesi
Doktora tez çalışmasında SDSS fotometrik sisteminde yeni metal bolluğu ve mutlak parlaklık kalibrasyonlarının oluşturulması ve geliştirilen bu yeni kalibrasyonların kuzey Galaktik yarıküredeki orta/yüksek Galaktik enlemlerdeki geniş bir yıldız alanına uygulanarak Galaksimizin kimyasal oluşum ve evrimi sınanmıştır. Literatürdeki duyarlı fotometrik, tayfsal ve astrometrik verileri bulunan 168 F ve G tayf türünden anakol yıldızı kullanılarak mor-ötesi artığı yöntemiyle metal bolluğu ve mutlak parlaklık kalibrasyonları oluşturulmuştur. SDSS DR12 fotometrik verilerinden kuzey Galaktik yarıkürede b > 50 derece için ve -2 < [Fe/H] < 0.3 dex metal bolluğu aralığında belirlenen 1,437,467 F ve G tayf türünden anakol yıldızlarına üretilen kalibrasyonların uygulanmasıyla Galaksi merkezinden radyal ve Galaktik düzlemden dik doğrultularda metal bolluğu gradyentleri hesaplanmıştır. İnce disk bileşeninin etkin olduğu Galaksi düzleminden dik uzaklık aralığı 0.5 < Z < 1.74 kpc için hesaplanan ortalama radyal metal bolluğu gradyenti d[Fe/H]/dR = -0.042 (0.011) dex/kpc iken kalın disk ve halo bileşenleri için radyal metal bolluğu gradyenti sıfıra yakındır. Galaktik düzlemden dik doğrultudaki metal bolluğu gradyentlerinin hesaplanmasında Galaksi merkezinden 6 < R < 10, 10 < R < 15 ve 15 < R < 20 kpc radyal uzaklık aralıkları dikkate alınmıştır. 6 < R < 10 kpc uzaklık aralığında belirgin olan ince disk popülasyonu için (0.5 < Z < 2 kpc) Galaktik düzlemden dik doğrultudaki metal bolluğu gradyenti d[Fe/H]/dZ = -0.308(0.015) dex/kpc ve kalın disk popülasyonu için de (2 < Z < 5 kpc) d[Fe/H]/dZ = -0.164(0.011) dex/kpc hesaplanmıştır. 10 < R < 15 kpc uzaklık aralığında hesaplanan Galaktik düzlemden dik doğrultudaki metal bolluğu gradyenti kalın disk e halo popülasyonları için, sırasıyla, d[Fe/H]/dZ = -0.172(0.012) ve d[Fe/H]/dZ = -0.007(0.001) dex/kpc'tir. Galaksinin halo bileşenin etkin olduğu 15 < R < 20 kpc uzaklık aralığında Galaktik düzlemden dik doğrultudaki metal bolluğu gradyenti sıfıra yakın hesaplanmıştır. Tez çalışmasında gözlemlerden hesaplanan Galaksi merkezine radyal ve Galaktik düzleme dik doğrultulardaki metal bolluğu gradyentleri sentetik yıldız sayımı modeli olarak bilinen Galaxia'dan elde edilen sonuçlarla karşılaştırılmıştır. Gözlemsel ve sentetik yıldızlardan hesaplanan metal bolluğu gradyentleri birbiriyle ile uyumludur. Sonuç olarak, ince disk yıldızlarından hesaplanan radyal metal bolluğu gradyenti ince diskin içten dışa doğru oluşum senaryosunu desteklerken, kalın disk ve haloda radyal metal bolluğu gradyentinin bulunamaması ise bu bileşenlerin böyle bir oluşum süreci geçirmediğini gösterir. Öte yandan, üç Galaktik bileşen için hesaplanan Galaktik düzleme dik doğrultudaki metal bolluğu gradyentlerinin varlığı genel olarak Galaksimizin bir bütün olarak çökme senaryosunu desteklemektedir.
Galaktik model parametrelerinin gökyüzü tarama programlarına bağlılığı
Bu tez çalışmasında, SDSS ve 2MASS kataloglarından alınan fotometrik veriler kullanılarak orta Galaktik enlemli, 10 derece kare büyüklüğündeki bir alanda bulunan anakol yıldızları kullanılarak Galaksi model parametreleri tayin edilmiştir. Üç bileşenli Galaksi model parametreleri F8-K5 tayf türü arasındaki ardışık üç mutlak parlaklık aralığı için hesaplanmıştır. Gözlemsel yoğunluk profillerini en iyi fit eden teorik modelin parametreleri dikkate alınarak, ince diskin yükseklik ve uzunluk ölçekleri, sırasıyla, 198 ≤ HZ1 ≤ 221 pc ve 2.20 ≤ hR1 ≤ 2.91 kpc aralığında hesaplanmıştır. Kalın diskin Güneş civarındaki yoğunluğu, yükseklik ve uzunluk ölçekleri de, sırasıyla, 4.60 ≤ n2 (%) ≤ 9.21, 616 ≤ HZ2 ≤ 678 pc ve 1.89 ≤ hR2 ≤ 2.11 kpc'tir. Halonun Güneş civarındaki yoğunluğu ve eksen basıklık oranı 0.07 ≤ n3 (%) ≤ 0.09 ve 0.690 ≤ κ ≤ 0.824 olarak tayin edilmiştir. Model parametrelerinin belirlenmesinde belirgin bir dejenerasyonluğa rastlanmamıştır. Kalın disk bileşeninin farklı mutlak parlaklık aralıklarındaki uzay yoğunluğunun oldukça geniş bir aralıkta belirlenmesinin nedeni, 4 < Mg ≤ 5 mutlak parlaklık aralığındaki kalın disk yıldızlarının yarısından fazlasının evrimleşmiş olmasıdır.
Fen eğitiminde astronomi uygulamaları
Astronomi çalışmaları, hem diğer bilimlere hem günlük yaşama katkı sağlar. Toplumların bilimsel gerçeklere yönlendirilmesi açısından da mükemmel bir eğitim aracıdır. Okullarda, bilimsel yaklaşımların temelinde yer alan, sonucu bilinen bir olayı sadece doğrulama yöntemiyle gerçekleştirilen astronomi uygulamaları öğrencilerin akademik başarılarını ve bilimsel süreç becerilerini de daha çok arttırmaktadır. Bu sonuç deney sonrasında, yalnızca doldurulan formlardan değil aynı zamanda öğrencilerin derslerdeki başarılarından çıkarılmaktadır. Bu tezde, kişiye doğru ve mantıklı düşünmeyi en etkin şekilde öğreten bilim dallarından biri olan astronominin, öğrencilere keyifli yollarla bilim öğrenimini sağlayan basit astronomi deneyleri ile nasıl aktarılabileceği tartışıldı. Astronomi eğitimi ile gençlerin doğaya ve topluma karşı bilinçlendirilmesi, kullanılan bilimsel yöntemler ile doğanın döngüsü ve evrenin sırları hakkında merak duygusunun uyandırılması, genç nesiller üzerinde önemli eğitim eşiğinin aşılmasının sağlanması, özellikle orta öğretim kurumlarında eğitim görmekte olan gençler üzerinde bilimsel bir farkındalık yaratılması amaçlanır.
Kara delik çiftlerinin birleşme anı ve gravitasyonel dalgaların modellenmesi
Bu tez kapsamında kara delik çiftlerinin oluşturduğu gravitasyonel dalgalar incelenmiştir. Çalışma kapsamında çift sistem durumunda oluşacak gravitasyonel dalga genliği Einstein alan denklemleri çözülerek elde edilmiştir. Çift kara delik sistemlerinin farklı yörünge ve kütle oranı özelliklerine göre oluşturacağı gravitasyonel dalga modelleri karşılaştırılmıştır. Birleşme anlarına ilişkin durumlar tartışılmıştır.
Kataklismik değişen yıldızlarda bileşen yıldızın evrime etkisi
Bu tez çalışmasında bileşenlerinden bir tanesi beyaz cüce diğeri de beyaz cüceye kütle aktaran yıldızdan oluşan kataklismik değişen yıldızlarda bileşen yıldızın sistemin evrimine etkileri ayrıntılı literatür taraması yapılarak sunulmuştur. Ayrıca kataklismik değişenlerin bir alt grubu olan Intermediate Polarlar (IP) olarak sınıflandırılan DQ Her ve V405 Aur sistemlerinin TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) ve Ege Üniversitesi Gözlemevi'nde elde edilen ışık değişimleri sunulmuştur.
Kataklismik öncesi sistemlerin gözlemsel özellikleri
Kataklismik öncesi değişenler (Pre-cataclysmic variable, Pre-CV) ayrık, yakın çift sistemlerdir ve çekimsel ışıma ve yıldız rüzgarlarının neden olduğu manyetik frenleme nedeniyle açısal momentum kaybı yaşayarak kataklismik değişen (Cataclysmic variable, CV) olarak evrimleşeceklerdir. Bu tür ayrık çift sistemler üzerinde yapılan çalışmalar bu sistemlerin bir kısmının Gökada yaşı içerisinde yarı ayrık sistemlere dönüştüklerini, devamında da muhtemelen CV'ye dönüşeceklerini göstermiştir. Bu çalışmada yakın çift sistemlerin evrimleri süresince geçirdikleri ortak zarf evrimi aşaması, ortak zarf sonrasında ve Pre-CV aşamasındaki evrim süreçleri, bu aşamalardaki açısal momentum kayıp süreçleri ve sistemlerin CV halini alma süreçleri irdelenmiştir. Ayrıca Ege Üniversitesi Gözlemevi Uygulama ve Araştırma Merkezi teleskopları kullanılarak, ilerleyen evrim aşamalarında muhtemelen ortak zarf evrimi yaşayacak olan dört ayrık, yakın çift sistemin (V402 Lac, V380 Cas, DU Leo, UZ Sge) ve ortak zarf sonrası evrim aşamasında bulunan bir çift sistemin (EG UMa) gözlemleri yapılarak ışık eğrileri elde edilmiştir. Bu sistemlerden V402 Lac, V380 Cas, DU Leo ve UZ Sge sistemlerinin ışık eğrisi çözümleri yapılmış ve yeni minimum zamanları elde edilmiştir. Ayrıca V402 Lac sistemindeki olası bir üçüncü cismin kanıtları ortaya konmuştur.