Yazar "Sezer, Cengiz" seçeneğine göre listele
Listeleniyor 1 - 4 / 4
Sayfa Başına Sonuç
Sıralama seçenekleri
Öğe AT peg ve UZ dra örten çift sistemlerin iki renk (b,v) fotoelektrik ışık ölçümü(Ege Üniversitesi, 1986) Gülmen, Ömür; Güdür, Necdet; Sezer, CengizBu çalışmada, AT Peg ve UZ Dra örten değişen yıldızların iki renk(B, V) fotoelektrik ışıkölçümü yapılmıştır. Bu dizgilerin ışık ve renk eğrileri elde edilmiş ve dönemleri incelenmiştir. Gözlemler, E.Ü. Fen Fakültesi Araştırma ve Uygulama Merkezinin 48 cm'lik Cassegrain teleskobu, ona bağlı fotometreyle EMI 9781Afotokatlandırıcı tübü ve standart B,V renk süzgeçleri kullanılarak yağılmıştır. AT Peg'in gözlemleri 1983-1986 gözlem mevsimlerinde 13 gecede, UZ Dra'nın gözlemeleri ise 1984-1985 yaz mevsimlerinde 35 gecede tamamlanmıştır. B ve V renklerinin her birinde AT Peg için toplam 529ve 396, UZ Dra için ise 522 ve 515 gözlem noktası elde edilmiştir. Mukayese ve denet yıldızları olarak AT PEg de BD+08o4818 ve BD+08o4800, UZ Dra - da BD+68o1061 ve BD+68o1066 yıldızları seçilmiştir. Mukayese yıldızlarının gözlemlerinden, bilinen yöntemler kullanılarak her bir renkte ve her bir gözlem gecesi için atmosfer sönükleştirme katsayıları hesaplanmıştır. Daha sonra, değişen yıldızın ölçülen parlaklığı ile mukayese yıldızının ölçülen parlaklık farkları alınarak elde edilen tüm fark gözlemleri atmosfer sönükleştirme etkisinden arındırılmıştır. Mukayese yıldızlarının parlaklıkları, gözlemler boyunca denet yıldızlarına göre , yanılgı sınırları içinde, değişme göstermemiştir. Gözlemler Çizelge 2a ve 2b de verilmiş, ışık eğrileri ise Şekil 1 ve 2 de işaretlenmiştir. AT PEg'in ışık eğrileri B ve V renklerinde sırasıyla baş minimumda 0.m845 ve 0.m785, yan minimumda ise 0.m080 ve 0.m100dir. gözlemler süresince dört baş ve iki yan minimum elde edilmiştir. Tüm fotoelektrik baş minimum zamanları kullanılarak ağırlıklı en küçük kareler yöntemiyle ikinci dereceden terim içeren aşağıdaki ışık öğeleri hesaplanmıştır: Hel MinI JD = 2440438.3898±14 + 1.g1460938.E±10-1.g92x10-9.E2±21 Bu öğeler, dönemin yüzyılda 10s.6 azaldığını göstermektedir. Öte yandan, elde minimumlar ile literatürden bulunan bütün baş minimum zamanlarını kullanılarak aynı yöntemle aşağıdaki ışık öğeleri bulunmuştur: Hel MinI JD = 2440438.3934±13 + 1.g140886.E±3 - 0.g95x10-9.E2. ±9 Bu ışık öğelerine göre dönemdeki azalma miktarı yüzyılda 5.s25dir. UZ Dra'nın ışık eğrisi tipik Algol türündendir. Minimum derinlikleri B ve V renklerinde sırasıyla baş minimumda 0.m795 ve 0.m765, yan minimumda 0.m515 ve 0.m530dir. sistemin rengi baş minimumda hafif kırmızılaşmakta, yan minimumda ise çok az mavileşmektedir. Bu durum, sistemin ikinci bileşeninin baş yıldıza göre biraz daha geri tayf türünden olduğu belirtmektedir. Gözlemler sırasında iç baş ve iç de yan minimum elde edilmiştir. Evreler aşağıdaki ışık öğeleriyle hesaplanmıştır: HEl MinI JD = 2446227.4238 + 3.g2613024.E. Dönem GCVS(1969,1985) den alınmış olup değişmediği ve tüm minimum zamanlarıyla uyuştuğu bulunmuştur. Her iki yıldız için elde edilen ışık eğrilerinin daha sonra çözümlenerek sistemlerin fiziksel ve geometrik öğelerinin belirlenmesi planlanmaktadır.Öğe Bx andromedae örten çift yıldızın fotoelektrik ışıkölçümü ve ışık eğrisinin çözümlenmesi(Ege Üniversitesi, 1989) Gülmen, Ömür; Güdür, Necdet; Sezer, CengizBu çalışmada, BX And örten çiftinin iki-renk (B,V) fotoelektrik ışık ölçümü yapılmış, sistemin ışık ve renk ergileri elde edilmiştir. Gözlemler, Ege üniversitesi Rasathanesindeki 48 cm (f/13) lik Cassegrain teleskobuyla 1985 - 1988 gözlem dönemlerinde 10 gece süreyle yapılmıştır. Gözlemlerde EMİ 9781 A fotokatlandırıcı tübü ve standart B,V süzgeçleri kullanılmıştır. Mukayese olarak kullanılan BD 39cC476 yıldızının ışığının değişmediği denet yıldızı olarak seçilen BD 39484 ile gösterilmiştir. Her bir renkte toplam 601 er gözlem noktası elde edilmiştir. BX And'ın mukayeseye göre elde edilen fark parlaklıkları çizelge optik bileşenin ışığının etkisinden arındırılmış olan parlaklıklar çizelge 2b ile şekil 2 de verilmiştir. Gözlemler sonunda toplam olarak 7 tane baş ve 3 tane de yan minimum zamanı elde edilmiştir. Bu minimumlar, dizgenin döneminde yeni ve ani bir azalma olduğunu ortaya koymuştur. Dönemdeki bu yeni değişim 1981yılı yöresinde olmuştur. Sistemin yakın gelecek için geçerli olan yeni ışık ögeleri aşağıdaki gibi hesaplanmıştır: Hel Min I JD = 24 46 359.5597+Od. 61011255.E Işık ergilerinin çözümü için çizelge 2b de verilen gözlemlerden her bir renkte 50 şer normal nokta oluşturulmuştur. Wilson- Devinney yöntemi kullanılarak ışık ergileri çözümlenmiş, fotometrik kütle oranı belirlenerek sistemin geometrik ve fiziksel parametreleri hesaplanmıştır. BX And örten çiftinin bir değen sistem olduğu ortaya çıkmıştır.Öğe ET And=HD 219749 (Ap) ve 28 Cep=HD 213403 (Am) yıldızlarının uvbyβ fotoelektrik ışıkölçümü(Ege Üniversitesi, Fen Bilimleri Enstitüsü, 1978) Sezer, Cengiz; Kızılırmak, AbdullahBu çalışmada ET And (HD 219749) ve 28 Cep (HD 213403) yıldızlarının uvbyβ fotoelektrik ışıkölçümü yapılmıştır. ET And'ın bir Ap (A-peculiar) yıldızı olduğu bilinmekte ve ışık değişim dönemi çeşitli araştırıcılar tarafından birbirinden farklı olarak verilmektedir.28 Cep'in ise Am (A-metalik) türü bir yıldız olduğu bilinmektedir. Gözlemler Ege Üniversitesi Rasathanesinin 48 cm. lik Cassegrain teleskobu kullanılarak yapılmıştır. Düzeneğimizle ayar düzeneği arasındaki gerekli dönüşümler ayar yıldızları kullanılarak yapılmıştır. ET And için gözlemlerimizle çok iyi bir uyuşma gösteren 0.49925 günlük yeni bir dönem bulunmuştur. Işık değişim genlikleri çok küçük olup u, v, b süzgeçlerinde sırasıyla. 0m 060, 0m.035 ve 0m.026 dir. Fernie ayarlama eğrisi kullanılarak yıldızın salt parlaklığı Mv= -0m.20 ve Strömgren ortaband ölçümleri kullanılarak etkin sıcaklığı Teff = 12492 K⁰ olarak bulunmuştur .Am yıldızı 28 Cep için bu güne değin ayrıntılı bir çalışma yapılmamıştır. Bu yıldız için yaptığımız gözlemler, yıldızın parlaklığında bir değişim olmadığını göstermiştir. Bu sonuç, Am yıldızının ışıklarında değişen olmadıkları iddiasıyla uyuşmaktadır. Yıldızın salt parlaklığı ve etkin sıcaklığı sırasıyla Mv = 1m10 ve Teff = 9000 K⁰ olarak bulunmuştur.Öğe IQ persei örten çift sistemin fotoelektirk ışıkölçümü ve fotometre analizi(Ege Üniversitesi, 1995) Değirmenci, Ömer Lütfi; Sezer, CengizIQ Persei (BD +47o920=HD 24909) ilk olarak 1867 yılında O.Struve tarafından gözlenmiştir, ancak onun değişkenliği Hoffmeister (1949) tarafından, fotoğrafik gözlemlerle, keşfedilmiştir. IQ Per, 1958 General Catalogue of Variable Stars' da Algol türü örten çift sistem olarak sınıflandırılmıştır. Sistem, Index Catalogue of Visuel Double Stars'da da görsel bir çift olarak listelenmiştir. Bu kataloğa göre IQ Per'in görsel bileşeninden açısal uzaklığı 39".3dir. Hall et al.(1970), IQ Per'in UBV ışık eğrilerini elde etmişler ve dönemini 1g.7435673 olarak bulmuşlardır. Onların ışık eğrilerine göre sistem, yan minimumda tam tutulma göstermektedir. Diğer taraftan yan minimum ortası 0.542 evrededir. Onlar ışık eğrilerini russel and merrill(1952) yöntemi ile çözmüşler ve schwarzschild (1958)'in kuramına dayanarak ~70 yıl dönemli bir eksen dönmesi hareketi (apsidal motion) belirlemişlerdir. Bileşenlerin tayf türlerini ise, renk ölçümlerine dayanarak ve E(B-V)=0m.15 değerini kullanarak, baş ve yoldaş yıldız için sırasıyla B7 ve A2±2 olarak belirlemişlerdir. IQ Persei örten çift sisteminin oldukça duyarlı yörünge ve fiziksel parametreleri, yeni fotomatrik ve spektroskopik gözlemlere dayanarak, Lacy and Frueh (1985) tarafından elde edilmiştir. Lacy and Frueh (1985) V ve R renklerindeki fotoelektrik gözlemlerini yayınlamışlar ve kendi ışık eğrilerini daha önce yayınlanmış UBV ışık eğrilerini sentetik yöntemlerle ayrı ayrı çözmüşlerdir. Yıldızlararası kızıllaşmadan kaynaklanan renk artığını, başyıldızın renk ölçeklerinden, Johnson (1966)'un ana kol bağlantılarına dayanan kızıllaşma tekniğini kullanarak, belirlemişlerdir. Bu şekilde Lacy and Frueh (1985), E(B-V)=0.m 14±0.01 ve E(V-R)= 0.m12±0.01değerlerini elde etmişler ve baş ve yoldaş yıldızların tayf türlerini sırasıyla B7.5 ve A6 olarak vermişlerdir. Lacy and Frueh (1985), fotometrik ve spektroskopik analizlerinden yörünge dış merkezliğini e=0.075 olarak elde etmişler ve yaklaşık 140 yıl dönemli bir eksen dönmesi belirlemişlerdir. (onların ışık eğrilerinde yan minimum ortası 0.516 evrededir.) Bu değer, Hall et al. (1970)'un verdiği değerin iki katıdır. Lacy and Frueh (1985), bileşenlerin salt parametrelerini ise mA=3.51±0.04m - , mB=1.73±0.02m - , RA=2.45±0.03R - , RB=1.50±0.02R - ve göreli yörüngenin yarı-büyük eksen uzunluğunu da a=10.6R - olarak elde etmişlerdir. Bileşenlerin salt parametrelerini Hejlesen (1980)'in kuramsal evrim modelleri ile karşılaştıran Lacy and Frueh (1985), her iki bileşenin de henüz merkezde hidrojenin yandığı anakol bandında olduklarına karar vermişlerdir. Sistemin en kapsamlı dönem analizi Drozdz et al. (1990) tarafından yapılmıştır. Onlar, sistemin yörünge dış merkezliğini, e=0.076±0.004 ve eksen dönme dönemini de, U=119±9 yıl olarak elde etmişlerdir. Lacy and Frueh (1985)'in kütle ve yarıçapları ile Hejlesen (1987)'in verdiği bileşenlerin eksen dönme sabitlerini (k1(2)=0.0056 ve k2(2)=0.0047) kullanan Drozdz et al. (1990), eksen dönme döneminin kuramsal değerini 103±10 yıl olarak hesaplamışlardır. Eğer yörünge dış merkezliği küçük ise o zaman eksen dönmesi gösteren bir çift sistemin minimum zamanlarını aşağıdaki yaklaşık bağlantı ile ifade edebiliriz. HDJ Min To+P.E+ -Acos(}o + } E), (baş min.) Acos(}o +} E), (yan min.)(2.2.55) Burada To sıfırıncı baş minimum zamanı (E=0 için) ve çevrim sayısı E ise baş minimumlar için bir tamsayı, yan minimumlar için ise buçukludur. (2.2.55) ifadesindeki HJD (Heliocentric Julian Date) ifadesi, ölçüm zamanlarının güneş merkezine indirgendiğini ifade eder. IQ Persei örten çift sistemi, 1993 ve 1994yıllarında Ege Üniversitesi Rasathanesinde, fotoelektrik olarak B ve V süzgeçlerinde, toplam 32 gece gözlenmiştir. Gözlemler EMI 9781A fotokatlandırıcı tüpünün takılı olduğu 48 cmlik Cassegrain türü teleskopla yapılmıştır. Her bir renkte toplam 1045'er tane gözlem noktası elde edilmiştir. BD+47o923 yıldızı mukayese, BD+47o921 yıldızı denet, BD+48o906, BD+48o907 ve BD+48o909 yıldızları da Standard yıldızlar olarak seçilmiştir. Bütün fark parlaklıklar (değişen-mukayese), Hardie (1962) yöntemi kullanılarak, atmosfer sönükleştirme etkisinden arındırılmış ve gözlem zamanları Güneş merkezine indirgenmiştir. Düzeltilmiş parlaklıklar EK 2 de verilmiştir. Ayrıca ışık ve renk eğrileri de sırasıyla Şekil 3.1.1 ve Şekil 3.1.2 de verilmiştir. Gözlem sezonu boyunca, her bir renkte 9'ar tane baş minimum ve 4'er tane de yan minimum zamanı elde edilmiştir. Bunlar ve literatürden bulunan diğer minimum zamanları Ek 1'de verilmiştir. Drozdz et al. (1990)'un verdiği O-C eğrisinden O-C değerlerinin yalnızca sinüsoidal bir dağılım gösterdiği anlaşılmaktadır. Bu nedenle dönem değişiminin yalnızca eksen dönmesinden kaynaklandığı varsayılarak, sistemin minimum zamanları (2.2.55) bağlantısı ile temsil edilebilir. Bu bağlantıya göre To, P, A, }o, ve } parametreleri diferensiyel düzeltme (differential correction) yöntemi kullanılarak elde edilmiştir. Bu işlem sırasında, (2.2.55) bağlantısı baş ve yan minimum zamanlarına eş zamanlı olarak (simultaneously) uygulanmıştır. Sonuç aşağıdaki gibidir: HJD Min = 2444290.3639+1.74356208.E±0.0405 cos(61o.31+0o.0146.E). (3.2.1) EK 2'de verilen, dört basamak duyarlıklı sinüsoidal evreler, (3.2.1) bağlantısından iterasyon yöntemi ile hesaplanmıştır. Ek 2'deki evre ve parlaklıklar kullanılarak her bir renkte 50'şer tane ortalama nokta elde edilmiş ışık eğrilerimizin çözümlerinde bu noktalar kullanılmıştır. Işık eğrileri Wood ve Wilson-Devinney metodlarıyla çözülmüştür. Wood ve Wilson-Devinney metodlarıyla elde edilen sonuçlar, sırasıyal çizelge 3.3.1 ve Çizelge 3.3.4 ve Şekil 3.3.5'te verilmiştir. Ayrıca göreli yörüngenin yarı-büyük eksen uzunluğu için, Lacy and Frueh (1985) tarafından verilen 10.6 R - değerleri kullanılarak, bileşenlerin salt parametreleri hesaplanmış ve sonuçlar Çizelge 3.3.3'te verilmiştir. Gözlem sonuçları Claret and Gimenez (1989)'in kuramsal evrim modelleri ile karşılaştırılmış ve baş yoldaş yıldızın eksen dönmesi sabitlerinin kuramsal değerleri sırasıyla 6.1 x 10-3 ve 4.8x10-3 olarak elde edilmiştir. Sistemin ortalama iç yapı sabiti için de (2.2.49) bağlantısından k(2)=4.2x10-3 değeri elde edilmiştir. Gözlemlerle kuramsal modellerin karşılaştırılması Şekil 3.4.1 ve Şekil 3.4.4'te verilmiştir. Bu şekillerden de anlaşılacağı gibi gözlemlerle kuramsal modellerin uyuşumu oldukça iyidir.
