Yazar "Erdem, Ahmet" seçeneğine göre listele
Listeleniyor 1 - 7 / 7
Sayfa Başına Sonuç
Sıralama seçenekleri
Öğe First BVR Photometry of TV Ursae Minoris(2003) Değirmenci, Ömer Lütfi; Bozkurt, Zeynep; Yakut, Kadri; Demircan, Osman; Erdem, Ahmet; Çiçek, Caner; Özdemir, Sacit…Öğe First BVR Photometry of V821 Cassiopeiae(2003) Değirmenci, Ömer Lütfi; Bozkurt, Zeynep; Yakut, Kadri; Demırcan, Osman; Erdem, Ahmet; Çiçek, Caner; Özdemir, Sacit…Öğe First Photometric Observations of MR Delphini(2001) Soydugan, Faruk; Buddıng, E.; Demircan, Osman; Erdem, Ahmet; Çiçek, Caner; Özdemir, Sacit; Bulut, İbrahim…Öğe Güneş flareleri(Ege Üniversitesi, 1992) Erdem, Ahmet; Güdür, NecdetÖZET Güneşteki parlama gözlemleri ve onların yorumlanması parlamaların en önemli gözlemsel özelliklerini tanımlamakla başlar. Bu özellikler, parlama bölgesindeki elektromanyetik ışınım yeğinliğinin hızlı ve korkunç artışı; radyo bölgesinden itibaren gamma ışınlarını da içeren Gev enerjilerine kadar tayfın büyük bir bölümünde yüksek erkeli parçacık ışınımı üretilmesi; parlama 13 enerjisinin büyük bir bölümünü de birlikte taşıyan ve 10 kg değerlerine ulaşan taç bölgesindeki geçici kütle atımları biçimindedir. 21 Bir güneş parlaması sırasında ortaya çıkan toplam erke 10 25 ile 10 Joule aralığındadır. Gelenek olarak parlamalar gözlenen şu üç evreyle tanımlanır: (1) Belirli ışınım işaretiyle ve bazen de aktif bölgenin manyetik alan biçimiyle ilgili değişimlerle belirlenen müjdeci (precursor) evre; (2) Elektromanyetik ışınımın yeğinliğinde ve oylumunda hızlı bir artışın olduğu sıçrama evre sini de içeren ve 1-5 dakikada sona eren ani parlama (flash) evresi; (3) Yeğinliği yavaşça bozulan ve saatlerce süren ana ya da kademeli (main or gradual) evre. Gözlemler, güneş parlamalarına "iki evreli ivmelendirme hipotezi"nin uygulanabileceğini önermektedir. Bu hipoteze göre ani parlama evresi, esas erke çıkış mekanizmasıyla ilişkili; genişleyen patlamalar ve geçici olaylar ise esas erke çıkışı sırasında üretilen şokları kapsayan ikincil erke çıkışlarıyla ilgilidir. Bu çalışma, güneşteki parlama ışınımları ve erke aktarım işlemlerinin geniş bir incelemesini içermektedir. Yalnızca parla- 228malar sırasında ortaya çıkan güneşin sert X-ışınlarının ısısal ve ısısal olmayan kökenleri de ayrıntılı olarak ele alınmıştır. Sert X-ışını tayfı, bu ışınımın ısısal kökenli olmadığını öneren bir uslu yasa biçimi sergiler. Ancak, çok sayıda ısısal kaynağın katkılarını toplayarak böyle bir tayfı oluşturmak da olasıdır, o zaman bu ışınımın sürekli olarak salınması, renkküredeki parlama salması için başka bir açıklama yöntemi sağlar. Bu yöntem, genel olarak, ani parlama evresinde taçta üretilen son derecede eşyönsüz elektron demetine karşı renkkürenin duyarlığı biçiminde ele alınır. Radyo verileri de bu açıklamayı bir parça desteklemektedir. Bununla birlikte, renkküre ışınımının bozulma süresi, yalnız başına bir ısınma kaynağı olarak, tek ve kısa süreli bir demet için çok uzundur. Genellikle, bir parlama içindeki erke aktarım işlemleri henüz iyice anlaşılmamış olup SMM (Solar Maksi¬ mum Mission) uydusuyla elde edilen verilerin kısıtlı olasılıkları genişletmesi beklense bile eldeki gözlemler sorunları çözmeye yeterli değildir. Uygulamada güneş parlamaları ile ilgili bütün çalışmalar atmosferdeki parlama erke kaynağının manyetik alan olduğunu varsaymaktadır. Bu varsayımın uygulanması için çok güçlü gözlem¬ sel nedenler vardır. Ne yazık ki, aktif bölgelerin manyetik alanlarının büyüklüğünü ve gradiyentlerini gözlemsel olarak belirlemek çok zor bir problemdir. Ayrıca, bu alanların geçici davranışlarının da bilinmesi gerekir. Gözlemlerle ilgili bu sorunun yakın gelecekte çözülmesinin beklenmemesi, görünür, UV (morötesi), EUV (uç morötesi), x-ışını ve gama ışını verileriyle radyo patlamaları, yüksek erkeli parçacık atımı ve geçici kütleolaylarının çözümünde olduğu kadar parlama sorununun çözümünü de zorlaştırmaktadır. Hemen hemen bir açı saniyesinin altındaki ayırma gücüne sahip olan SMM gözlem programı bu işle uğraşmakta¬ dır. Bu programın sonunda astrofizikçiler, güneşteki parlama ışınımının oldukça tam bir incelemesinin yanında özel erke akta¬ rım mekanizmalarının birçok gözlemsel delilini de bulacaklardır. Bu gözlemler, diğer yıldızlardaki parlama olaylarının ölçülmesi ve yorumlanmasında da yaralı olacaktır. 230Öğe Öğe TV cas ve XY UM a örten çift yıldızlarının dönem analizi ve fotoelektrik ışık ölçümü(Ege Üniversitesi, 1996) Erdem, Ahmet; Güdür, NecdetABSTRAKT Değişen Yıldızlar Genel katalogu (1985)' nda dönem değişimi gösteren örten çift yıldızlan arasından seçilen TV Cas ve XY UMa sistemleri, Ege Üniversitesi Rasathanesi'nde gözlenmiş ve B ve V renk bölgelerinde fotoelektrik ışık eğrileri elde edilmiştir. Literatürden toplanan gözlem verileri yeni gözlemlerle birleştirilerek söz konusu iki sistemin yörünge dönemi sorunları incelenmiş ve yörünge dönemi değişimini manyetik aktivite çevrimine bağlayan Applegate (1992) mekanizması test edilmiştir. Ayrıca elde edilen fotoelektrik ışık eğrileri modem yöntemlerle çözülerek bu iki sistemin geometrik ve fiziksel parametreleri bulunmuştur. ABSTRACT Two eclipsing binary systems, TV Cas and XY UMa, which have been catalogued in the General Catalogue of Variable Stars (1985) as systems exhibiting orbital period changes, have been chosen and observed photoelectrically in order to obtain their B and V light curves at Ege University Observatory. Combining these newly obtained data with the previous ones available in the literature, the problems pertaining to the orbital periods of the two systems have been investigated and the mechanism proposed by Applegate (1992), which relates the orbital period changes to the magnetic activity cycle, has been checked. Further, the observed photoelectric light curves of the two systems have been analyzed by use of the most recent methods in order to obtain the geometric and physical parametersÖğe TV Cas ve XY UMa örten çift yıldızlarının dönem analizi ve fotoelektrik ışık ölçümü(Ege Üniversitesi, 1996) Erdem, Ahmet; Güdür, NecdetDeğişen Yıldızlar Genel Kataloğu (1985)'nda yörünge dönemi değişimi gösteren örten çift yıldızlar arasından seçilen TV Cas sistemi 1993-1994 XY Uma sistemi 1994 yılında, Ege Üniversitesi Rasathane'sinde gözlenerek ve B ve V renk bölgelerinde fotoelektrik ışık eğrileri elde edilmiştir. TV Cas ve XY Uma için mukayese yıldızları olarak, sırasıyla BD +54{486} 1278; denet yıldızı olarak, sırayla BD +54{486} 22 ve BD +54{486} 1275 yıldızları seçilmiştir. Gözlenen bütün fark parlaklıkları (değişen-mukayese), Hardie (1962) yöntemi kullanılarak atmosfer sönükleştirme etkisinden arındırılmış ve gözlem zamanları Güneş merkezine indirgenmiştir. Düzeltilmiş parlaklıklar, TV Cas için Ek1 de ve XY Uma için Ek2 de verilmiştir. Sistemlere ilişkin ışık ve renk eğrileri ise TV Cas Şekil 2.1.1 ve Şekil 2.1.2 de; XY Uma için Şekil 2.1.3 ve Şekil 2.1.4 te gösterilmiştir. Gözlemler boyunca TV Cas'a ilişkin sekiz baş minimum ve iki yan minimum zamanı, XY Uma'ya ilişkin dört baş minimum ve iki yan minimum zamanı elde edilmiştir. Literatürde toplanan minimum zamanları ile yeni minimum zamanları birleştirilerek TV Cas ve XY Uma için, sırayla Ek3 ve Ek4 teki çizelgeler oluşturulmuştur. Tv Cas için yörünge dönemi değişimi sorunu üç yolla analiz edilmiştir( i) Ek3 teki minimum zamanlarına Frieboes-Conde ve Herczeg(1973)in verdiği ışık öğeleri uygulanarak elde edilen O-C diyagramının (bkz. Şekil 3.1.1) parabolik bir değişim gösterdiği kabul edilmiş ve ağırlıklı en küçük kareler yöntemiyle Ek3 teki minimum zamanları kullanılarak (3.1.2) bağıntısıyla verilen quadratik terimli yeni ışık öğeleri bulunmuştur. Bu sonuç Şekil 3.1.2 de gösterilmiş ve TV Cas'ın yörünge döneminin 4.94±0.14 saniye/yüzyıl miktarınca azaldığı hesaplanmıştır. Roche lobunu dolduran ikinci bileşenin kütle aktarımından sorumlu olabileceği göz önüne alınırsa bu bileşenin kütlesi kütle kazanan bileşenin kütlesinden daha küçük olması nedeniyle yörünge dönemindeki bu seküler azalma miktarından kütle kaybı ve kütle aktarımının sorumlu tutulmayacağı önerilmiş ve yörünge dönemindeki seküler azalmadan asıl sorumlunun gravitasyonel ışınım yoluyla enerji kaybı olabileceği bulunmuştur.(ii) Analizin bu kısmında TV Cas'ın Şekil 3.1.1 deki O-C diyagramının parabolik değişim yerine sinüslü değişim gösterdiği kabul edilmiştir. Böylece Ek3 teki minimum zamanlarının (1.3.81) ve( 1.3.86) bağıntıları ile temsil edilebileceği düşünülerek diferensiyel düzeltmeli regresyon yöntemi ile Çizelge 3.1.2 ve Çizelge 3.1.2 de verilen bu bağlantılara ilişkin parametreler bulunmuştur. Sonuçlar, Şekil 3.1.3 ve Şekil 3.1.4 te gösterilmiştir. Ayrıca, TV Cas'ın Şekil 3.1.1 deki O-C diyagramının sistemin yörünge dönemi değişimini hangi karakterde ( parabolik karakterde mi yoksa sinüslü karakterde mi ) gösterdiğini anlamak için O-C değerlerine fit edilen kuramsal eğrilerin duyarlığına bakılmış ve x2 testi uygulanmıştır. Öngörülen parabolik değişim için x2 değeri 0.0078, sinüslü değişim için ise 0.0056 olarak elde edilmiştir. Sonuç olarak TV Cas'ın yörünge dönemi değişimini gravitasyonel ışınım yoluyla enerji kaybı olarak açıklayan parabolik değişim, x2 testi sonucu elimine edilmiştir. Böylece sistemin yörünge dönemi değişiminin sinüslü bir değişim olduğu anlaşıldıktan sonra bu değişimin olası nedenleri araştırılmıştır. İlk olarak, TV Cas'ın yörünge döneminin sinüslü değişiminden, sistemden uzak görülmeyen üçüncü bileşenin ışık-zaman etkisinin sorumlu tutabileceği önerilmiş ve üçüncü cismin sahip olabileceği minimum kütle olarak yaklaşık 0.90 m - değeri bulunmuştur. Ancak, bu hipotezin, analizde belirtildiği gibi, günümüzün gözlem teknikleriyle doğrulanmasının mümkün olamayacağı vurgulanmıştır.(iii) Dönem analizinin bu kısmında ise TV Cas'ın yörünge döneminin değişimi olarak Şekil 3.1.3 te verilen sinüslü değişimin gerçekte dönem modülasyonu biçiminde olduğu düşünülmüştür. Diferensiyel düzeltmeli regresyon yöntemi ile bu modülasyonun dönemi 83 yıl ve yarı-genliği de 0.0297 gün olarak bulunmuştur. Yörünge dönemi değişimini bileşendeki manyetik aktiviteye bağlayan Applegate modeli, TV Cas'ın yörünge döneminin modülasyon biçimli değişimine uygulanarak; bu modelin dönem değişimini tayf türü G5-G9IV olan ikinci bileşendeki manyetik aktiviteye bağlı olarak çözebileceği sonucuna varılmıştır. Modele gre TV Cas'ın 1.73 m - kütlesine ve 3.45 R - yarıçapına sahip ikinci bileşeni alt dev için yüzey altı manyetik alanı yeğinliği 3.04 kGauss olarak bulunmuştur. Ancak bu hipotezin kesinlik kazanması için hem yoldaşın manyetik aktivitesinin hem de sistemin minimum zamanları ile ışık değişiminin birlikte aynı zaman ölçeğine göre izlenmesi gerekmektedir. TV Cas'ın gözlemleri sonucunda elde dilen ışık eğrilerinde gözlem noktalarının evrelerini hesaplamak için Şekil 3.1.1 deki O-C diyagramına göre çevrim sayısı E>4700 olan fotoelektrik minimum zamanları kullanılarak ağırlıklı en küçük kareler yöntemiyle çok yakın gelecekte de kullanılabilecek olan güncel lineer ışık öğeleri bulunmuştur.
