33
Arşivlenen Tez
0
DOI Atanmış
0%
DOI Oranı
Anabilim Dalı
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.
Galaksimizdeki çubuk yapının incelenmesi
İçinde bulunduğumuz Galaksi birçok yapıyı barındırmaktadır. Yarım asır önce bu yapılar keşfedilse de bunların nasıl oluştukları, nasıl evrimleştikleri ve yapısal parametreleri tam olarak bilinmemektedir. Galaksimizin yapısını ortaya koyabilmek için tüm bu yapıların iyi bir şekilde anlaşılması önemlidir. Galaktik çubuk da bu yapılardan biridir. Bu yapının, Galaksi'deki bükülme ve alevlenme gibi yapıların oluşumunda önemli rolü olduğu düşünülmüştür. Çubuk yapının çalışılması Galaksimizin oluşumu, evrimini anlamamız için önemlidir. Dolayısıyla doktora tezinde, toplam sönükleştirmenin maksimum olduğu Galaktik düzlemde uzak kaynakların gözlenebilmesini sağlayan yeni ve hassas kızılöte fotometrik verilerden (WISE, VVV ve UKIDSS) faydalanılmıştır. Tez çalışmasında kırmızı yığın yıldızlar kullanılarak Güneş'in Galaksi merkezine olan uzaklığı, çubuk yapının konum açısı, çubuğun yarı uzunluğu ve şişkin bölgenin yarı uzunluğu sırasıyla R0 = 8,0±0,5 kpc, φ = 39,4°±0,8°, rçubuk = 4,1±0,1 kpc ve rş.b. = 3,0±0,2 kpc olarak hesaplanmıştır. Ayrıca tezde çubuk yapıyla şişkin bölge aynı hizada bulunmuştur. Tezde bulunan sonuçlar daha hassas ve büyük verilerden elde edildiği için literatüre önemli bir katkı sağlanmıştır.
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.
Galaksi kümelerindeki galaksi popülasyonlarının evriminin incelenmesi
Bu tez çalışmasında, 72 derecekarelik CFHTLS-W1 alanında tespit edilen, kırmızıya kaymaları 0.1 < z < 1 aralığındaki 1216 galaksi kümesine ait galaksi popülasyonlarının evrimi incelenmiştir. SED uyumlandırma ve (u-r) rengi kullanılarak ~ 60000 üye galaksi ve ~ 210000 alan galaksisi, erken-tip/geç-tip ve kırmızı/mavi galaksi olarak sınıflandırılmış ve her bir popülasyona ait oranlar küme ve karşılık gelen alan örneklemi için hesaplanmıştır. Belirlenen popülasyonlardan geç-tip galaksi oranının kırmızya kaymaya (Butcher-Oemler etkisi), yarıçapa (morfoloji-yoğunluk ilişkisi) ve kütleye bağlı değişimleri incelenmiştir. Analizler ortamın galaksi evrimi üzerindeki etkisini ortaya koyabilmek için hem fakir hem de zengin galaksi kümeleri için ayrı ayrı yapılmıştır. Ortamdan bağımsız olarak kütle arttıkça geç-tip galaksi oranının azaldığı gösterilmiştir. Geç-tip galaksi oranının kırmızıya kayma ile evrimi üstel bir fonksiyonla temsil edilmiş ve sonuçlar iki tür galaksi kümesi için ayrı ayrı sunulmuştur. Bu çalışma, benzer yöntemlerle geç-tip galaksi oranının evrimini en çok galaksi kümesi ile inceleyen çalışma olmaktadır.
Kırmızı dev yıldızlarda yaş-metal bolluğu ilişkisi
Tez çalışmasında kırmızı dev yıldızların tayfsal ve astrometrik verileri kullanılarak Güneş civarındaki evrimleşmiş yıldızlar için yaş-metal bolluğu ilişkisi araştırılmıştır. Tayfsal ve astrometrik veriler, sırasıyla, APOGEE-2 ve Gaia DR2 kataloglarından alınmıştır. Kırmızı dev yıldızlar, etkin sıcaklıkları (Teff) ve yüzey çekim ivmelerinin (log g), sırasıyla, 3,550 ≤ Teff (K) ≤ 5,600 ve 0.5 ≤ log g (cm/sn) ≤ 3.5 aralıkları dikkate alınarak seçilmiştir. Rölatif paralaks ve toplam uzay hızı hatalarına, sırasıyla, σπ/π ≤ 0.1 ve Shata ≤ 9.8 km/sn sınırlamaları getirilerek 62,928 yıldız incelenmiştir. Yaş-metal bolluğu ilişkisinin araştırılmasında kırmızı dev yıldızların Galaksi merkezine (Rgc) ve Galaktik düzleme (Z) uzaklıkları, [/Fe] ve [Fe/H] bollukları dikkate alınmıştır. İnce ve kalın disk/halo bileşenlerine ait kırmızı dev yıldızlar için yaş-metal bolluğu ilişkisinde belirgin bir değişimin 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.
f(T) kütle çekim teorisinde eksenel simetrik karadelik çözümleri
f(T) kütle çekimi kuramı erken evren enflasyonu, kozmik ivmelenme gibi kozmolojik olguları açıklayabilme kapasitesine sahip bir kuram görünümü vermektedir. Infrared ölçeğinde gösterdiği başarı değerlendirildiğinde ultraviyole ölçeğinde nasıl bir f(T) kuramı ortaya çıkacağını inceleyebilmek adına kuramın karadelik çözümlerini elde etmek önemlidir. Bu tezde f(T) kuramı için eksenel simetrinin yanında küresel simetrik karadelik çözümleri elde edilmiştir. Öncelikle kuramın en genel skaler - tensör eşdeğeri için konformal dönüşümler kullanılarak Einstein çerçevesi Lagrangianı elde edilmiştir. Daha sonra hem Jordan hem Einstein çerçeveleri için Noether Simetri Yaklaşımı (NSY) kullanılarak hem küresel hem de silindirik simetriye sahip tetradlar için korunan büyüklükler cinsinden tetrad potansiyelleri elde edilmiştir. Aynı zamanda hem küresel hem silindirik simetrik Jordan çerçevesi Lagrangianlarına tekabül eden Euler - Lagrange denklemlerinden yeni çözümlere ulaşılmıştır. Elde edilen çözümlerin hangi şartlarda karadelik çözümlerine karşılık geleceği yapılan tekillik analizleriyle belirlenmiştir.
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.
Etkileşen eliptik galaksilerin sayı yoğunluklarının incelenmesi
Bu tez çalışmasında CFHTLS-W1 alanındaki 194735 (i < 22) eliptik galaksi incelenmiş ve bunlardan 1950 etkileşen eliptik galaksi çifti belirlenmiştir. Bu galaksiler aynı alandaki tüm eliptik galaksilerin yaklaşık %1'ini oluşturmaktadır. Ayrıca etkileşen galaksilerin oranlarının kırmızıya kayma ile değişimi incelenmiş ve günümüze geldikçe (z ~ 0) bu oranın arttığı belirlenmiştir. Bu değişim bir kuvvet kanunu ile modellenmiş ve etkileşen eliptik galaksilerin oranı için f_m=3.80 ± 0.20 〖(1+z)〗^(-1.55 ±0.30) bağıntısı elde edilmiştir. Evrende genel etkileşen galaksi oranları azalırken, etkileşen eliptik galaksi oranlarının artması spiral galaksilerin eliptik galaksilere dönüştüğünün ve eliptik galaksi popülasyonunun arttığının bir göstergesidir. Belirlenen galaksi çiftleri ışınım güçlerine göre büyük ve küçük birleşme gösteren sistemler olarak sınıflandırılmıştır. 1434 galaksi çiftinin büyük birleşme, 516 galaksi çiftinin de küçük birleşme geçirdiği bulunmuştur. Hem genelde hem de büyük ve küçük birleşme olarak ayrıldıklarında, galaksi çiftlerinin bileşenlerinin aynı (g-r) renklerine sahip oldukları 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.
24. güneş leke çevriminin genel özellikleri ve diğer bazı leke çevrimleriyle karşılaştırılması
Bu çalışmada, 24. güneş leke çevrimi rölatif sayı ve leke alanları göz önüne alınarak ayrıntılı olarak incelenmiştir. İnceleme ölçütlerimiz önceki beş çevrime de uygulanmış ve sonuçlar listelenmiştir. Rölatif sayı-zaman ilişkisi ve kuzey ve güney yarımküreler için rölatif sayı ayrı ayrı araştırılmıştır. Leke alanları, leke alanları ile rölatif sayı arasındaki ilişki ve incelediğimiz diğer çevrimlere ait lekesiz günler kullanılarak elde edilen sonuçlarla 24. güneş leke çevrimin genel karakteristikleri ve diğer çevrimlerle arasındaki farklılıklar ortaya konulmaya çalışılmıştır. Çevrimin maksimuma çıkış süresi, genliği ve iniş kolu süresince nasıl davrandığı görünen tüm diske uygulanmıştır. Ayrıca yarımküreler arasındaki aktivitenin zaman ile değişimi olup olmadığına bakılmıştır. Sonuçlar gerek tablolar ile gerekse şekiller ile gösterilmiştir.
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.
F-G tayf türü anakol yıldızları için yeni fotometrik metal bolluğu ve mutlak parlaklık kalibrasyonları
Yüksek lisans tez çalışmasında, UBV fotometrisi için Güneş civarından seçilen tayfsal, fotometrik ve astrometrik verileri duyarlı belirlenmiş F ve G tayf türündeki 893 anakol yıldızı kullanılarak metal bolluğu ve mutlak parlaklık kalibrasyonları üretilmiştir. Yeni kalibrasyonlar SA 141 yıldız alanındaki anakol yıldızlarına uygulanmış ve yıldızların metal bollukları ve mutlak parlaklıkları elde edilmiştir. SA 141 alanı içinde metal bolluğu gradyentleri yıldızların mutlak parlaklık aralıklarına göre yapılma gerekliliği görülmüş ve Galaktik düzleme dik doğrultulardaki metal bolluğu gradyentleri yaklaşık -0.15 dex/kpc olarak hesaplanmıştır. Yeni kalibrasyonların literatürdeki benzer kalibrasyonlar ile karşılaştırılması sonucunda, orijinal verileri en iyi temsil eden kalibrasyonların bu tez çalışmasında üretilenler olduğu görülmüştür. Ayrıca SA 141 yıldız alanındaki Gaia yıldızlarının uzaklıkları ve yeni mutlak parlaklık kalibrasyonuyla hesaplanan uzaklıkların karşılaştırılması, yıldız alanındaki evrimleşmiş ve çift yıldızları etkilerini ortaya koymuştur.
Kepler gözlemleri ile çift yıldızlarda yakınlık etkisinin araştırılması
Çift yıldız evrimin önemli aşamalarından biri, yakın çift sistemlerin etkileşimleridir. Yakınlık etkisi çift sistemi oluşturan bileşen yıldızların ömrünü etkiler. Bu çalışmada yakın çift sistemlerin türleri, geometrik yapısı, evrimi ve fiziksel öğelerinin nasıl elde edildiği bilgisine değinilmiştir. Son bölümde ise Kepler uydusundan alınmış veriler kullanılarak yakın ve etkileşen bir çift sistem olan KIC 3104113 sisteminin analizleri yapılmış ve bazı yörünge elemanları ile bileşenlerin fiziksel ve geometric parametreleri detaylı ve hassas olarak ilk kez elde edilmiştir.
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.
Erzurum ve çevresinin astronomi gözlemleri açısından atmosferik özellikleri
Bu çalışma ile Türkiye'nin en büyük çaplı (4 m) optik ve kırmızı öte bölgede gözlem yapacak teleskobunun kurulacağı, Erzurum ve çevresinin astronomik gözlemler açısından atmosferik özellikleri incelenmiştir. Atmosferik özellikler, bütün gözlemevlerinin geçmiş ve ileriye dönük atmosfer ve gözlem kalitesini belirlemek için kullanılan en önemli faktörlerden birisidir. Atmosferik çalışmalar, özellikle büyük çaplı teleskoba sahip gözlemevlerinin hem gözlem planlaması yapabilmesi ve adaptif optik sistemine sürekli veri sağlaması hem de gerektiğinde sistemin atmosferik etkilerden daha az etkilenmesi için önemli bir çalışmadır. Bu çalışmada, Doğu Anadolu Gözlemevi (DAG) yerleşkesi olarak seçilen Konaklı - Karakaya Tepeleri ile benzer rakıma sahip Palandöken Dağı Ejder Tepesi atmosferik verileri incelenmiş ve bölgenin atmosferik özellikleri astronomik açıdan değerlendirilmiştir.