Yazar "İbanoğlu, Cafer" seçeneğine göre listele
Listeleniyor 1 - 20 / 20
Sayfa Başına Sonuç
Sıralama seçenekleri
Öğe Bazı açık yıldız kümelerindeki mavi aykırı yıldızların araştırılması(Ege Üniversitesi, 2008) İbanoğlu, Cafer; Taş, Günay[Abstract Not Available]Öğe Beyaz cüce bileşenli örten çiftlerin yörünge dönemlerindeki değişimler(Ege Üniversitesi, 2005) Devlen, Ahmet; İbanoğlu, Cafer[Abstract Not Available]Öğe Öğe Delta scuti yıldızlarının fotoelektrik ışık ölçümü(Ege Üniversitesi, 1988) Tunca, Zeynel; İbanoğlu, CaferBu çalışmada Delta Scuti türü fiziksel değişen yıldızların kısa ve uzun dönemli alt gruplarına birer örnek olan 44 Tau ve 28 And'ın fotoelektrik ışıkölçümü yapılmıştır. Gözlemeler; Ege Üniversitesi Rasathanesinin 48 cm lik teleskobuyla standart düzeneğe yakın B, V süzgeçleri kullanılarak yapılmıştır. Her iki yıldızın toplam 4 gecelik gözlemleri sonucu B, V renklerinde ışık değişim eğrileri elde edilmiştir. Delta Scuti yıldızlarının çoğunun ışık eğrileri düzensiz olarak değişmektedir. Bu olay çoğul dönemli ve farklı genliklere sahip değişimlerin girişim sonucudur. Çoğul dönemlerin birbirine oranı olan zonklama modları yıldızların zonklama türlerinin bir belirtecidir. Gözlenen ışık değişim ergilerine uygulanan Multiple Frequency Fitting Method (MFF) yardımı ile bu çoğul dönemler belirlenebilmektedir. Seçilen yıldızların elde edilen ışık ergileri incelendiğinde art arda gelen çevrimlerde bile genlik, dönem, ortalama parlaklık değerlerinin değiştiği görülmektedir. Her iki yıldızın gözlenen ışık değişmelerine MFF metodu uygulanmıştır. Bulunan çoğul dönemlerin oranlarının ortalamaları 44 Tau için 0.81, 28 And için 0.93 olarak hesaplanmıştır. Elde edilen sonuçlara göre 44 Tau 2. mertebeden < 2nd overtone > dikine zonklama yapmaktadır. 28 And'ın ise dikine olmayan < non-radikal > zonklama yaptığı belirlenmiştir.Öğe Etkileşen çift yıldızların yapısı ve evrimi(Ege Üniversitesi, 2010) Dervişoğlu, Ahmet; İbanoğlu, CaferBinaries: close, stars: evolution, stars: magnetic fields.;Bu tezde, Algol türü çift yıldızların kütle alan bileşenlerinin dönme açısal momentum evrimini inceliyoruz. Çok ayrık dizgelerde kütle aktarımı disk yoluyla olur ve aktarılan madde alıcıya yeterince açısal momentum aktarır ki onun eşlek dönme hızı yıldızın parçalanma hızına ulaşır. Bugün gözlenen kütle oranına inmeden önce, küçük miktarda bir kütle taşınımı bile alıcıya yeterli açısal momentum kazandırarak onu kritik dönme hızına ulaştırabilir. Işınım zarflı yıldızlardaki gel-git etkileşmelerin açısal momentum kaybını yaratmak için yeterli olmadığını buluyoruz. Dolayısı ile diferansiyel dönme gösteren bir yıldızda ışınımla erke taşınan atmosferinde manyetik alan üretimini ele alıyor ve orta kütleli, yani Algollerin baş yıldızlarının yıldız rüzgarları yoluyla açısal momentum kaybetme olasılığını göz önüne alıyoruz. Bu özgün modelin uzun dönemli Algollerdeki açısal momentum kaybında oldukça etkin olduğunu gösteriyoruz. Kütle alan bileşenin dönme evrimi modelini 5 gün yörünge dönemli, (5 + 3M ) ve (3.2 + 2M ) başlangıç kütleli iki dizgeye uyguladık. Yaptığımız hesaplara göre manyetik alan yeğinliği 1 kG'dan büyük olan bir yıldızda gelen kütlenin yüzde 10'u rüzgarla kaybedilirse alıcının dönme hızı, en hızlı kütle aktarım evresinde bile dağılma hızının altına iner.;Yakın çiftler, yıldız evrimi, yıldız manyetik alanları.Öğe FT orionis çift yıldızında eksen dönmesi(Ege Üniversitesi, 1997) İbanoğlu, Cafer; Keskin, Varol; Pekünlü, RennanBüyük yörünge basıklıklı örten çift yıldızlardan biri olan FT Ori'nin şimdiye kadar elde edilen minimum zamanları derlenerek analiz edilmiştir. Eksen dönme dönemi 553±35 yıl, enberinin boylamındaki çevrim başına değişmenin ise 0.005613±0.000382 - / çevrim olarak hesaplanmıştır. Buna göre bileşen yıldızlardaki yoğunluk dağılımını gösteren iç yapı sabiti k2=0.003922 dir. Aynı kütle ve sıcaklıktaki yıldızların kuramsal iç yapı sabitleri ise 0.00329 olup gözlenen değerden %19 daha düşüktür. Eksen dönme döneminin kuramsal değeri ise 748 yıl dolayında olup gözlemlerle bulunan dönemden %35 daha uzundur. Kuramsal gelişim modelleri merkezi yoğunlaşmayı daha yüksek vermektedir. Anahtar kelimeler: örten çift yıldızlar, eksen dönmesi, yıldız: FT OriÖğe Genç OB yıldızlarının bünyesel özellikleri(Ege Üniversitesi, 2011) Şen, Şeyda; İbanoğlu, CaferBüyük kütleli yıldız bulunduran, parlaklık degisimleri Hipparcos uydusu ile belirlenen V2107 Cyg, V426 Aur, V427 Cep yıldızlarının ısıkölçüm ve tayfsal gözlemlerinin yapılması planlanmıstır. Isık ve dikine hız egrilerinin analizi ile bilesen yıldızların kütle, yarıçap, etkin sıcaklık ve ısıtmalarının bulunması amaçlanmıstır. Gözlemler TÜB TAK Ulusal Gözlemevi ve Ege Üniversitesi Gözlemevi'nde yapılmıstır. Hava kosullarının elverissiz olması nedeniyle ancak V2107 Cyg örten çiftinin UBV ısık egrileri elde edilmistir. TUG'dan alınan gözlem gecelerinde zayıf hava kosulları nedeniyle yalnız bir tayf alınabilmistir. Isık egrileri analiz edilmis, daha önceki tayfsal veriler ile birlestirilerek bilesenlerin salt ögeleri belirlenmistir. Bulunan salt parametreler kuramsal modellerle karsılastırılmıstır. Bu modellere göre bas yıldız çekirdeginde hidrojen yakma evresinin sonuna yaklasmıs görünürken, yoldas yıldız hidrojen yakmaya yeni baslamıs görünmektedir. Dizgenin tutulmalar dısındaki parlaklık degisimi incelenerek bas yıldızın ? Cephei türü bir degisen oldugu sonucuna varılmıstır. Bas yıldız 3.68 saat dönem ve 0.03 kadir genlikli bir zonklayan yıldızdır.;Büyük kütleli yıldızlar, V2107 Cygni, yıldıza ait temel parametreler.;Massive stars, V2107 Cygni, stellar parameters.Öğe Genç oymaklardaki örten çift yıldızlar(Ege Üniversitesi, 2011) İkiz, Tuba; İbanoğlu, CaferAssociations, classical Algols, stellar parameters.;Bu tezde, genç bir oymak üyesi olan V368 Cas örten çiftinin U, B ve V bandlarında ısık egrileri elde edilmistir. Klasik Algol türü bu yıldızın daha önce elde edilen minimum zamanları derlenerek bizim elde ettigimiz minimum zamanı ile birlestirilmis ve ısık ögeleri düzeltilmistir. Genis band ısık egrileri analiz edilerek kütle oranı tahmin edilmis ve yörünge ögeleri Wilson-Devinney programı ile bulunmustur. Bas yıldızın tayf türü ve etkin sıcaklıgından kütlesi tahmin edilerek bilesenlerin salt ögeleri hesaplanmıstır. Bas yıldız bir anakol yıldızı oldugundan kütle, ısıtma ve yarıçapı kuramsal modeller ile karsılastırılmıstır. Yoldas yıldız evrimlesmis bir yıldız oldugundan karsılastırma yapılmamıstır. Genç oymaklardaki büyük kütleli yıldızlar oymakların yapısı ve kimyasal evrimi açısından oldukça önemlidir.;Oymaklar, Klasik Algoller, yıldız parametreleri.Öğe Geri tür yıldızlarda diferansiyel dönmenin saptanması(Ege Üniversitesi, 2007) Evren, Serdar; İbanoğlu, CaferIşıkölçüm, aktivite, leke, diferansiyel dönme.;Photometry, activity, starspot, diferantial rotation.Öğe Gezegenimsi bulutsu çekirdeklerindeki örten çift yıldızlar(Ege Üniversitesi, 2006) Afşar, Melike; İbanoğlu, Cafer[Abstract Not Available]Öğe Klasik algol dizgelerinde kimyasal elementlerin göreli bolluklarının tayini(Ege Üniversitesi, 2012) İbanoğlu, Cafer; Çakırlı, Ömür; Dervişoğlu, Ahmet; Yüce, Kutluay; Sipahi, EsinAsiago ve TUG’da gözlenen Algol dizgelerinin tayflarından CII l 4267 çoklusunun eşdeğer genişliği ölçülmüştür. Orta-band ışıkölçüm verileriyle yıldızların etkin sıcaklıkları yeniden hesaplanmıştır. 18 Algol dizgesinin başyıldızları için ortalama C bolluğu loge (C) = 7.75 ± 0.19 dolayındadır. Ortalama log( / ) = −4.29 ± 0.22 C tot N N olup Güneş’e göre karbonca en fakir yıldızlar [ / ]= −1.98, −1.88, −1.41 C tot N N ile GT Cep, AU Mon ve TU Mon görünmektedir. Güneş’e göre toplam parçacık içinde C bolluğunun ortalama değeri − 0.82dex bulunmuştur. Azot bollukları TUG’da tayfı alınabilen beş yıldızın NII l 3995 çizgisi kullanılarak belirlenmiştir. V548 Cyg ve RS Vul’un başyıldızlarının atmosferleri azot bakımından Güneş’e göre daha zengin görünmektedir. GT Cep, RY Per ve b Per’de belirgin bir farklılık bulunamamıştır. İncelenen on yıldızın yörünge dönemlerindeki kısalma miktarları ve buna neden olan madde aktarım miktarları hesaplanmıştır. Kütle aktarım miktarı ile CIIl 4267 çizgisinin eşdeğer genişliği arasında bir ilişki bulunmuştur. Kütle aktarım miktarı arttıkça bu çizginin eşdeğer genişliği azalmaktadır ki bu da atmosferde daha az karbon fakat daha çok azota karşılık gelir. Bu sonuç klasik Algol yıldızlarında vericilerin anakoldayken CNO çevrimiyle hidrojeni yaktığı, dolayısıyla başlangıç kütlelerinin 1.4 Mʘ’ten daha büyük olması gerektiğini gösterir.Öğe Klasik algol dizgelerinde kimyasal elementlerin göreli bolluklarının tayini(Ege Üniversitesi, 2012) İbanoğlu, CaferAsiago ve TUG'da gözlenen Algol dizgelerinin tayflarından CII l 4267 çoklusunun eşdeğer genişliği ölçülmüştür. Orta-band ışıkölçüm verileriyle yıldızların etkin sıcaklıkları yeniden hesaplanmıştır. 18 Algol dizgesinin başyıldızları için ortalama C bolluğu loge (C) = 7.75 ± 0.19 dolayındadır. Ortalama log( / ) = ?4.29 ± 0.22 C tot N N olup Güneş'e göre karbonca en fakir yıldızlar [ / ]= ?1.98, ?1.88, ?1.41 C tot N N ile GT Cep, AU Mon ve TU Mon görünmektedir. Güneş'e göre toplam parçacık içinde C bolluğunun ortalama değeri ? 0.82dex bulunmuştur. Azot bollukları TUG'da tayfı alınabilen beş yıldızın NII l 3995 çizgisi kullanılarak belirlenmiştir. V548 Cyg ve RS Vul'un başyıldızlarının atmosferleri azot bakımından Güneş'e göre daha zengin görünmektedir. GT Cep, RY Per ve b Per'de belirgin bir farklılık bulunamamıştır. İncelenen on yıldızın yörünge dönemlerindeki kısalma miktarları ve buna neden olan madde aktarım miktarları hesaplanmıştır. Kütle aktarım miktarı ile CIIl 4267 çizgisinin eşdeğer genişliği arasında bir ilişki bulunmuştur. Kütle aktarım miktarı arttıkça bu çizginin eşdeğer genişliği azalmaktadır ki bu da atmosferde daha az karbon fakat daha çok azota karşılık gelir. Bu sonuç klasik Algol yıldızlarında vericilerin anakoldayken CNO çevrimiyle hidrojeni yaktığı, dolayısıyla başlangıç kütlelerinin 1.4 M?'ten daha büyük olması gerektiğini gösterir.Öğe Manyetik aktif çift yıldızların yüzey yapılarının modellenmesi(Ege Üniversitesi, 2003) Çakırlı, Ömür; İbanoğlu, CaferBu tezde RS CVn türü örten çift RT Lacertae'nin uzun dönemli (1965-2000) ışık eğrileri analiz edilmiştir. RS CVn türü yıldız olan ER Vul'un ise 1974-2003 yıllarına ait ışık eğrileri analiz için elde edilmiştir. İki yıldızında 2000 yılına ait tayfsal gözlemleri yapılmıştır. RT Lac yıldızına ilişkin 1965-2000 yılları arasında elde edilen B ve V renklerindeki ışık eğrileri Maksimum Entropy, Tikhonov ve Invers Problem yöntemleriyle analiz edilmiş, sonuçlar birbirleriyle karşılaştırılmıştır. İki sisteme ait tayfsal gözlemlerden elde edilen sonuçlar, ışık eğrileri ile karşılaştırılmıştır. RT Lac ve ER Vul örten çiftlerine ait tayfsal gözlemlerden HÜ çizgileri ayırt edilerek incelenmiş ve bu çizgilerden elde edilen eşdeğer genişlikler ışık değişimleri ile karşılaştırılmıştır. Yıldız yüzeylerinde manyetik etkinlikten kaynaklanan yapılar tayfsal gözlemlerle de kendini gösterdiği kanıtlanmıştır. Maksimum Entropy, Tikhonov ve Invers Problem yöntemleriyle analiz edilen RT Lac'ın B ve V rengi ışık eğrilerinin analiz sonuçları genel olarak birbiriyle uyumludur. Üç yöntemle de elde edilen yıldızlar üzerindeki etkin yapıların değişimi ve yapılan O-C analizi sonuçlarının karşılaştırılmasıyla yörünge dönem değişimi ile etkinlik çevrimi arasında bir ilişki kurulmaya çalışılmıştır. Yıldız yüzeyinde aktif yapılar büyüdüğünde yöründe dönemi uzamaktadır. Etkin yapıların yıldız üzerinde bulunmayı tercih ettikleri boylamlar Maksimum Entropy ve Tikhonov yöntemlerine göre 0° ile 180° dir. Invers Problem yöntemiyle aktif boylamlar, 45° ve 170° bulunmuştur.;Stars activity, close binary, eclipsing binary, starspots.;Yıldız etkinliği, yakın çiftler, örten çiftler, yıldız lekeleri.Öğe Ortak zarf evrimi ile beyaz cüce-anakol çift yıldızlarının oluşumu(Ege Üniversitesi, 2007) Şahin, Özlem; İbanoğlu, CaferAccretion, accretion discs, close binaries, cataclysmic variables, pre-cataclysmic variables.;Bu çalismada, iyi gözlenmis ortak zarf evresi sonundaki (Post Common Envelope Binaries, kisaca PCEBler) 30 yildizin özellikleri verilmistir. Beyaz cücelerin soguma yasi belirlenerek PCEB öbeginin daha çok genç dizgeler oldugu gösterilmistir. Açisal momentum kaybi için farkli iki görüs varsayimi altinda sistemlerin yörünge evrimi hesaplandiginda onlarin çogunun PCEB yaslarinin önemli bir bölümünü henüz tamamlamadiklari sonucuna varilmistir. Soguk beyaz cüce (Te < 15 000K ) içeren yasli PCEB?lere iliskin büyük bir öbeginin varligi tahmin edilmektedir. Hesaplar, PCEB?lerin yaklasik yarisinin yari ayrik duruma dogru evrimlesecegini ve Hubble Zamanindan daha kisa bir zamanda kütle aktarimina baslayacaklarini göstermektedir. Dolayisi ile bu dizgeler bugünkü kataklismik degisen (CV) öbeginin atalarini temsil eder. Bu sistemlerden sadece biri (V471 Tau) uzun dönemli (Pyör ³ 4sa) CV?lere dogru evrimlesecek ve bu sistemlerin önemli bir bölümü dönem boslugu içindeyken kütle transferine baslayacaklardir. Örneklemede yer alan PCEB?lerin uzaklik tahminleriyle açisal momentum kayip biçimine bagli olarak uzay yogunlugunun ?PCEB ³630x10-6 pc-3 oldugu bulunmustur. Evrim zaman ölçekleri göz önüne alindiginda CV?lerin uzay yogunlugunun alt siniri için ?cv ³ 10-5 pc-3 bulunmustur. Son olarak olasi gözlemsel seçim etkileri tartisilmis ve gözlenen PCEB öbeginin büyük bir olasilikla tam olmadigi sonucuna varilmistir.;Toplanma, toplanma diski, yakin çift yildizlar, kataklismik degisenler, kataklismik öncesi degisenler.Öğe Örten çift yıldızlarda eksen dönmesi(Ege Üniversitesi, 1999) İbanoğlu, CaferYakın çift yıldızlarda çekim etkilerinin yıldızların içyapılarına ilişkin önemli bilgiler verdiği bilinmektedir. Son otuz yılda yıldızların gelişimi ve yapısı için farklı birçok model geliştirilmiştir. Bir örten çiftin bileşeninin küresel yapısındaki bozulma, dönme ve karşılıklı çekimden ileri geliyorsa onun dış potansiyeli içyapı sabitleri ile ifade edilebilir. Eksen dönmesi çalışmalarında gözlem ile kuram arasında genel bir uyuşma vardır. Ancak kimi örten çiftlerde gözlenen eksen dönme miktarı ile kuramsal olarak beklenen birbirinden farklıdır. Bu çalışmada böyle bir örten çift olan DI Herculis'in eksen devinimi ve ışık eğrileri analizlerinin sonuçlarını veriyoruz.Öğe Oymaklardaki genç örten çift yıldızlar(Ege Üniversitesi, 2014) İbanoğlu, Cafer; Çakırlı, ÖmürBinary Star, Young Associations, Chemical Composition, Massive Stars.;Çekirdeklerinde hidrojen yanmasının başlarında kütleleri 8 M'ten büyük olan yıldızlara büyük kütleli yıldızlar diyoruz. Nükleer yanmanın tüm evrelerini çekirdeklerinde herhangi bir yozlaşma ile karşılaşmadan geçerler. Bu yıldızlar süpernovaların ataları olup evrimlerinin sonunda bir nötron yıldızı veya bir karadelik bırakırlar. Büyük kütleli yıldızlar genellikle yıldız oluşum bölgeleri olan oymaklarda bulunurlar. Büyük kütleli yıldızların incelenmesi ile gökadanın yapısı ve yıldızlararası ortamın sönükleştirmesi kolayca ortaya çıkartılabilir. Bunlar genellikle genç olup doğum yerleri olan tozlu bölgeler, yani genç oymaklarda bulunurlar. Hipparcos uydusu yakın oymakların güvenilir uzaklıklarını bulma yanında onlarda büyük kütleli örten çift yıldızların da keşfini sağlamıştır. Oymaklardaki çok az sayıda çift çizgili örten çift yıldızların tayfsal ve ışıkölçüm gözlemleri ile çifti oluşturan yıldızların kütle, yarıçap, etkin sıcaklık ve ışıtmaları bulunabilir. Tayfların ayrıntılı incelenmesi ile kimyasal elementlerin bolluğu ortaya çıkartılabilir. Böylece gökadamızın kimyasal evriminin ipuçları elde edilebilir. Bu çalışmada seçilen oymak üyesi örten çift yıldızların tayfsal ve ışıkölçüm gözlemleri yapılarak çifti oluşturan yıldızların salt öğeleri belirlenmiş, bileşenlerde bünyesel değişimin olup olmadığı incelenmiş, ağır elementlerin bolluğu belirlenmeye çalışılmış ve kütle kaybı konusunda belirtiler ortaya çıkartılmaya çalışılmıştır.;Çift Yıldız, Genç Oymaklar, Kimyasal Komposizyon, Büyük Kütleli Yıldızlar.Öğe Rs canum venaticorum yıldızlarında ani parlamalar(Ege Üniversitesi, 1987) İbanoğlu, Cafer; Evren, Serdar; Tunca, ZeynelBu araştırmada RS CVn türü iki örten çift RT Lac ve ER Vul'un fotoelektrik ışıkölçümü yapılmıştır. Bu yıldızların dönemleri sırasıyla 5.074001 ve 0.698082 gündür. RT Lac'ın dönemi uzun ve günün katına yakın olduğundan bir gözlem mevsimi içerisinde ancak tam bir ışık eğrisi elde edilebilmektedir. ER Vul'u tam bir ışık eğrisi ise bir haftalık gözlemlerle ortaya çıkartılabilmektedir. İki yıldızın elde edilen ışık eğrileri incelendiğinde RT Lac'ın özellikle baş minimum içerisinde kısa süreli parlaklık değişimi gösterdiği bulunmuştur. Ayrıca RS CVn yıldızlarında olduğu gibi ışık eğrisinde dalga benzeri bir bozulma vardır. Yan minimum öncesinde bir parlaklık düşmesi gözlemlenmiştir. Kısa süreli parlaklık değişimlerinin özellikle baş minimum içersinde görülmesi bu minimumda önceki yıldızın daha aktif olduğunu ortaya koyar. Baş minimumdaki parlaklık değişimiyle ikinci maksimumdaki parlaklık değişimi birbirine benzemektedir. Öte yandan bu değişme 4.5 yıllık bir dönemle tekrarlanıyor gibi görünmektedir. ER Vul'un eğrilerinde, yan minimum dışında kısa süreli parlaklık değişimleri ilk kez bu çalışmayla ortaya çıkartılmıştır. Sistem kimi zaman oldukça sakin kimi zaman da oldukça aktif görünmektedir. Kısa süreli parlaklık değişmelerinin genliği ve sıklığı evreden evreye değişmektedir.Bunu dışlında ışık eğrisi üzerine binmiş dalga benzeri bozulma açık bir şekilde görülmektedir.Bu dalganın azalan evrelere doğru kayıp kaymadığı ve dönemi konusunda herhangi bir şey söylenememektedir.Öğe V471 Tau örten çift yıldızının yörünge dönemindeki değişmeler(Ege Üniversitesi, 2000) Akan, Can; Çakırlı, Ömür; İbanoğlu, Cafer[Abstract Not Available]Öğe VZ Canes Venatici'nin fotoelektrik ışıkölçümü ve yörünge öğeleri(Ege Üniversitesi, Fen Bilimleri Enstitüsü, 1972) İbanoğlu, Cafer; Kızılırmak, AbdullahÖzten bir çift yıldız dizgesi olan ve gösterdiği parlaklık değişimleri ile dikkati çeken VZ CVn'nin tarafımızdan iki renkte fotoelektrik ışıkölçümü yapılmıştır. Bunun için Rasathanemizin 48 cm.'lik teleskobu ve IP21 fotokatlandırıcısı kullanılmıştır. Yapılan 12 gecelik gözlemler sonunda ışık eğrisine ilişkin 770 gözlem noktası elde edilmiştir. Bu arada kullanılan bir dizi ayar (standart) yıldızları yardımıyla VZ CV'nin maksimum, Min I ve Min II'deki ayar düzeneğine dönüştürülmüş parlaklıkları ve renk ölçekleri tayin edilmiştir. Elde ettiğimiz minimum zamanları ile dizgenin yeni ışık öğeleri hesaplanmıştır. Bizim bu gözlemlerimizde Harris (1968) tarafından bulunan sonuçlara uymayan fakat bütün gözlem verileriyle bağdaşan sonuçlara varmış oluyoruz. Örneğin: Biz Min I çukurunu Harris'in tersine olarak örtülme kabul ettik. Dizgenin Min I'de rengi F3, Min II'de ise FI olmaktadır. Öyleyse parlak bileşen Min I'de arka tarafa geçmekte yani örtülmektedir. Buna dayanarak ışık analizini yaptık ve yarıçaplar oranı k=0.60, örtülen alanı da ?ooc = 0,85 olarak bulduk. Bu değerleri kullanarak diğer yörünge öğelerini, ag=0.196 as=0.118 bg=0.190 bs=0.114 Oe=310.5 i=830 101 z=0.0702 e=0.035 Lg=0.650 Ls=0.350 Js/Jg=1.496 şeklinde bulduk. 1971 gözlemleri sonunda ışık eğrisinde özellikle maksimum bölgelerinde 0m.05'lik değişmeler görüldü. Bu değişmelerin belirli bir dönemle olup olmadığını araştırmak için dizge 1972 Ocak ve Şubat aylarında yedi gece daha gözlendi. Bu gözlemler sonunda değişmelerin belirli bir dönemle olmadığı sonucuna varıldı. Cester (1972) de aynı dizgeyi gözlemekte ve maksimumlarda 0m.05 lik değişmelerin olduğunu söylemektedir. Popper (1971) tayfının çift soğurma çizgisi gösterdiğini bulmuştur. Çift soğurma çizgisi gösteren dizgelerin çoğunda beklenilmeyen olayların olduğu Struve (1950) tarafından ortaya çıkarılmıştır. Değişmelerin özellikle maksimumlarda olması ve belirli bir dönem içermemesi bizi bileşenler arasında bir gaz akımının olabileceği sonucuna götürmüştür.Öğe Yakın çift yıldızların ortak zarf sonrası evrimi(Ege Üniversitesi, 2010) Çamurdan, C. Muzaffer; İbanoğlu, CaferBu tez çalışmasında yakın çift yıldızların evriminde en önemli basamaklardan biri olan ortak zarf evrimi süreci sonrasında oluşan PCEB türü sistemlerin yapıları ve evrimleri üzerine yapılan literatür çalışmalar ayrıntılı olarak incelenmiştir. Bileşenlerinden biri Roche lobunu dolduran ve madde aktaran K yada M tayf türünden kırmızı cüce olan, diğeri aktarılan bu maddeyi toplayan bir beyaz cüceden oluşan kataklismik değişen yıldızlar etkileşen çift yıldız sistemleridir (Warner, 1995). CV'lerin, düşük kütleli bir bileşen ile orta kütleli bileşenin yeraldığı büyük yörüngelerde dolanan bir çift sistemden oluştuğu önermektedir. Ortak zarf süreci sonrasında oluşan yörünge dönemi bir günden kısa olan bu yıldızlar (Post Common Envelope Binaries, kısaca PCEB) yörünge açısal momentumunu kaybı ile yarı-ayrık CV'lere doğru evrimleşirler (Schreiber & Gansicke, 2003). Tez kapsamında PCEB türü bir yıldız olan ve örten çift olduğu bilinen NY Vir dizgesinin Ege Üniversitesi Gözlemevi'nde V renginde ışık eğrisi elde edilmiştir. Işık eğrisinin çözümünden yıldıza ilişkin hesaplanan fiziksel parametreler ile sonuçlar tartışılmıştır. Buna ek olarak günümüzde bilinen ve iyi gözlenmiş PCEB'lerin özelliklerinin belirlenmesi amacıyla Ritter & Kolb (2010) "kataklismik değişenler ve ilişkili cisimler kataloğunda" yeralan PCEB'lerin yörünge dağılımları, baş bileşenin kütle dağılımı ve ikinci bileşenler için kütle-yarıçap ilişkileri incelenerek sonuçlar üzerine tartışılmıştır.;Near contact binary stars, post common envelope binaries, stars: NYVir.;Yakın çift yıldızlar, ortak zarf sonrası yıldızlar: NY Vir.