Yazar "Dal, Hasan Ali" seçeneğine göre listele
Listeleniyor 1 - 12 / 12
Sayfa Başına Sonuç
Sıralama seçenekleri
Öğe Analysis of seven low-mass eclipsing binaries discovered by the Kepler mission(Oxford Univ Press, 2024) Ozdarcan, Orkun; Dal, Hasan Ali; Kilic, Esin Sipahi; Tutar Ozdarcan, Demet; Yoldas, EzgiThe discrepancy between the observed and the predicted radii in low-mass stars is a well-known and yet to be resolved problem. Although various theoretical approaches have been developed since the first appearance of the problem, there is still no satisfactory mechanism or model which could successfully reproduce observed radii. The stellar magnetic field is among proposed resolutions but has not been investigated comprehensively for detached eclipsing binary stars. In this study, we present analysis of seven low-mass Kepler eclipsing binaries, KIC 4484356, KIC 4678171, KIC 5300878, KIC 6147573, KIC 8543278, KIC 9762519, and KIC 9821078. We investigate the average amplitude of the rotational modulation signal observed at out-of-eclipse phases, which could be used as the proxy for the strength of the stellar magnetic field, and possible discrepancies between observed and theoretically calculated radii of the components of the target systems. Our findings indicate radius discrepancy for both components of KIC 4678171 and KIC 9821078. Moreover, secondary components of KIC 9762519 and KIC 8543278 appear to have quite inflated radii. However, results from this limited sample do not indicate any correlation between average amplitude of the rotation modulation signal and observed radius discrepancies.Öğe Çok hızlı dönen, tek yıldız(Ege Üniversitesi, 2003) Dal, Hasan Ali; Taş, GünayGeri tür yıldızlar güneş benzeri aktivite gösterirler. Güneşʼte gözlenen aktivite yapılarının oluşumu dinamo kuramıyla açıklanır. Güneşʼe benzerlik kullanılarak, geri tür yıldızlarda gözlenen aktivitenin kökeninin de dinamo olduğu kabul edilir. Bu anlamda, aktivitenin oluşmasındaki en önemli iki parametre konveksiyon bölge derinliği ve dönme hızıdır. Konveksiyon bölgeleri yaklaşık olarak F5 tayf türünde görülmeye başlar ve geri tayf türlerine doğru derinleşir. Dönme hızıyla aktivite arasında da bir ilişki vardır: dönme hızı arttıkça aktivite düzeyi de artar. Aktivite düzeyine etki eden diğer parametre ise yaştır. Genç yıldızlar daha hızlı dönerler ve daha aktiftirler. Skumanich (1972), dönme, aktivite ve yaş arasında bir ilişki olduğunu göstermiştir. Ancak, 80ʼli yılların başlarında genç açık kümelerin üyeleri arasında bu ilişkiye uymayan geri tür aktif yıldızlar keşfedilmiştir. Son yıllarda alan yıldızları arasında da böylesi yüksek hızlarda dönen yıldızlar bulunmuştur. Çok yüksek dönme hızlarına sahip bu yıldızlara “ultrafast rotators” adı verilmiştir. Bu yıldızlar, kısa dönemli olmaları ve ultra hızlı dönme olayının yaşla doğrudan ilişkili olması nedeniyle genellikle tayfsal olarak çalışılmıştır. Fotometrik çalışmalar ise çok azdır. Bu tezde, ultra hızlı dönücülerin oluşumu ve özelliklerine ilişkin genel bir tartışma yapılmış ve bir ultra hızlı dönücü olan LO Pegasiʼnin fotoelektrik fotometri gözlemlerinin sonuçları sunulmuştur.Öğe Çok hızlı dönen, tek yıldız: LO PEG(Ege Üniversitesi, 2003) Taş, Günay; Dal, Hasan Ali[Abstract Not Available]Öğe Cool spot migration and flare activity of KIC 11560447(Elsevier, 2019) Enez, Seyda; Dal, Hasan AliAnalysing the photometrical data taken from the Kepler Mission Database, the results obtained from both the One Phase Exponential Association model derived for the flare activity and the spot migration on the surface of eclipsing binary system KIC 11560447 are presented. A sinusoidal variation due to the rotation modulation is defined. There are two cool spots separated by about 100 longitudinally. It is seen that the parameters of these spotted areas such as radii, latitudes and longitudes, were varying during observing seasons. Apart from the cool spots, flare activity is also detected on the target, and 226 flares were determined with their parameters. Modelling the distribution of flare equivalent durations versus the flare total times, the Plateau parameter was found to be 1.4114 +/- 0.1712 s in the logarithmic scale, while the Half-time value was found to be 2394.03 s. The frequency of flare N-1, which is the number of flares per an hour in the system, was computed as 0.064454 h(-1), while the flare-equivalent duration emitting per an hour, N-2 frequency, was found to be 0.000058.Öğe KIC 7385478: An Eclipsing Binary with a gamma Doradus Component(Cambridge Univ Press, 2017) Ozdarcan, Orkun; Dal, Hasan AliWe present spectroscopic and photometric analysis of the eclipsing binary KIC 7385478. We find that the system is formed by F1V + K4III-IV components. Combining results from analysis of spectroscopic data and Kepler photometry, we calculate masses and radii of the primary and the secondary components as M-1 = 1.71 +/- 0.08 M-circle dot, M-2 = 0.37 +/- 0.04 M-circle dot and R-1 = 1.59 +/- 0.03 R-circle dot, R-2 = 1.90 +/- 0.03 R-circle dot, respectively. Position of the primary component in HR diagram is in the region of. Doradus type pulsators and residuals from light curve modelling exhibit additional light variation with a dominant period of similar to 0.5 d. These are clear evidences of the. Doradus type pulsations on the primary component. We also observe occasional increase in amplitude of the residuals, where the orbital period becomes the most dominant period. These may be attributed to the cool star activity originating from the secondary component.Öğe Kırmızı cücelerde flare karakteri ve leke aktivitesi(Ege Üniversitesi, 2009) Dal, Hasan Ali; Evren, SerdarBu tez kapsamında, genç kırmızı cüce yıldızlarda ortaya çıkan flare ve leke aktivitelerinin davranışları ve aralarındaki ilişkiler incelenmiştir. AD Leo, EV Lac, EQ Peg, V1005 Ori ve V1054 Oph’nin Johnson standart UBVR bandlarındaki üç yıllık gözlem verileri iki grupta incelenmiştir. Birinci grup, flare taramalarında U bandında elde edilen veridir. İkinci grup ise, yıldızların flare parlamaları dışında dönemli parlaklık değişimi gösterip göstermediğinin anlaşılması için, gözlem yapılan her gece UBVR bandlarında alınan öçlümlerden oluşur. Elde edilen U bandı flare verisinin, T Testi analizleri, “hızlı flare” ve “yavaş flare” adı verilen iki farklı karakterde flare parlamasının olduğunu gösteriyor. Flare sönümlenme süresinin parlama süresine oranının 3.50 olduğu sınır değerine göre ayrıştığı bulunan bu flareler arasında, flare başlangıcında 5.05 katlık enerji farkı, flare toplam süresinde 8.07 katlık enerji farkına ulaşmaktadır. Bu sonuçla literatürde ilk kez, “hızlı flare” ve “yavaş flare” kavramları belirleyici istatistiksel bir yöntemle tanımlanmıştır. Ancak, yıldızlarda ortaya çıkan flarelerin ulaşabilecekleri maksimum enerjinin yıldızdan yıldıza değiştiği belirlenmiştir. UBVR bandlarında elde edilen verinin analizi ise, EV Lac ve V1005 Ori’de etkinliği ve konumu hızla değişen soğuk leke aktivitesinin olduğunu göstermektedir. AD Leo’da ise, kısa dönemli bir değişim gözlenemezken, yıldızın ortalama V bandı parlaklığının her gözlem sezonunda 0m.02 arttığı gözlenmiştir. Bu, uçlakta etkinliği azalan soğuk leke bölgesinin varlığını gösteriyor olabilir. EQ Peg ve V1054 Oph’nin flare aktivitesi dışında değişim göstermediği görülmüştür. Dönme dönemi belirlenen 3 yıldız için, flarelerin evre ışık eğrilerinde ortaya çıktığı evrelerin dağılımı incelendiğinde, belirli bir kurala uymadıkları görülmüştür. Bu sonuç, literatürde ifade edildiği gibi flarelerin leke minimum evresinde ortaya çıkmadığını göstermektedir. Ayrıca dönme dönemi bilinen bu yıldızlar için “hızlı” ve “yavaş” flarelerin evre dağılımı incelendiğinde, Gurzadyan (1986)’da öngörüldüğü gibi “yavaş flare ışık eğrileri”nin “hızlı flare” parlamalarına göre yıldızın diğer yüzünde ortaya çıkan flare parlamaları olmadığı, her iki türün her evre aralığında gözlenebildiği görülmüştür.Öğe Long-term flare energy variation driven by the dipole moment of solar magnetic field(Cambridge University Press, 2024) Yoldas, Ezgi; Dal, Hasan AliIn this study, the results obtained using GOES satellite X-ray data and MWO and WSO measurements of the solar magnetic field between 1976 and 2022 are compared and discussed. By analysing GOES satellite X-ray data in 47 different time periods of one month long, 7 500 solar flares are obtained, the flare equivalent duration distributions against the total duration of the flare are statistically modelled, and then their variation via time is examined. The variations of the model parameters such as the Plateau, which is considered as an indicator of the stellar saturation level in an observation season, and the flare timescales via time are examined. We noticed that the variation found in the solar magnetic field and the variation determined in the flare saturation levels are very similar. As a result, it is well known that the solar magnetic dipole moment measured from the solar poles steadily decreased from 1976 to 2022. We revealed that the solar X-ray flare energies are also generally decreasing in the same trend. This decrease is also evident in flare timescales, indicating that the geometry of solar magnetic loops is getting smaller over time.Öğe Öğe New Photometry of Blue Stragglers in Four Galactic Open Clusters(2009) Taş, Günay; Evren, Mustafa Serdar; Özdarcan, Orkun; Dal, Hasan Ali; Sipahi, Esin…Öğe Olası Cepheid bileşenli örten çift sistemlerin ışıkölçümü(Ege Üniversitesi, 2010) Sipahi, Esin; Dal, Hasan Ali; Evren, Serdar; Özdarcan, OrkunBu çalışmada gökadamızda keşfedilen Cepheid bileşenli ilk örten çift sistem olan TYC 1031 1262 1 ve hemen ardından bu sisteme benzerliği ile farkedilen NSV 10993 sistemlerinin ışıkölçümü sunuldu. Sistemlerin 2008 ve 2009 yılları gözlem sezonlarında fotometrik gözlemleri yapıldı ve çokrenk ışık eğrileri ve renk eğrileri elde edildi. Sistemlerin Cepheid bileşenlerinin zonklama dönemleri belirlendi. Zonklayan bileşenler fotometrik olarak Tür II Cepheid yıldızlarının bir alt grubu olan BL Her yıldızları olarak ilk kez bu çalışmada sınıflandı. Cepheid türü zonklamalar gösteren yıldızlara ilişkin dönem-parlaklık, dönem-renk, dönem-ışıtma, dönem-yarıçap, vb. eşitlikler kullanılarak sistemlerin zonklayan bileşenlerine ilişkin fiziksel parametreler hesaplandı. Cepheid bileşenlerin HR diyagramında kararsızlık kuşağındaki yeri belirlendi ve evrim durumu tartışıldı. BVR süzgeçlerinde elde edilen ışık eğrilerinden Cepheid bileşenlerin sistemlerin toplam ışığına katkısı arındırılarak bileşenlerin yörünge hareketine ilişkin ışık eğrileri elde edildi. Bu ışık eğrileri analiz edilerek yörünge öğeleri ve fiziksel parametreler hesaplandı.;Eclipsing binary, Cepheid variables.;Örten çift, Cepheid değişenleri.Öğe Photoelectric Minima of Some Eclipsing Binary Stars(2009) Sipahi, Esin; Dal, Hasan Ali; Özdarcan, Orkun…Öğe Times of Minima for Some Eclipsing Binaries(2004) Taş, Günay; Sipahi, Esin; Dal, Hasan Ali; Göker, Ü. D.; Tığrak, E.; Yigen, S; Özdarcan, Orkun…
