Proje Yürütücüsü: Yrd. Doç. Dr. Esma YAZ
Araştırmacılar: Prof. Dr. Serap AK, Prof. Dr. Tansel AK, Doç. Dr. Selçuk BİLİR
Bursiyerler: Nazlı Derya Öztürkmen (Doktora Öğr.), Şivan DURAN (Doktora Öğr.)
Danışman: Prof. Dr. Salih Karaali
Proje Yürütücüsü: Doç. Dr. Faruk SOYDUGAN
Araştırmacılar: Doç. Dr. Esin SOYDUGAN, Doç. Dr. Selçuk BİLİR
Bursiyerler: Dr. Mehmet TÜYSÜZ (Uzman), Çağlar PÜSKÜLLÜ (Doktora Öğr.), Tunç ŞENYÜZ (Doktora Öğr.), Filiz Kahraman (Doktora Öğr.), Talar YONTAN (Yüksek Lisans Öğr.)
Yıldız evriminde yapılan modeller çoğunlukla örten çift yıldızların gözlemsel verileri kullanılarak test edilir. Bunun asıl nedeni, yıldızlara ilişkin kütle, yarıçap, vb. temel parametrelerin, en duyarlı biçimde, örten çift yıldızların gözlemlerinden elde edilmesidir. Yakın çift yıldızların en önemli sınıflamalardan biri, Kopal (1955) tarafından, Roche loblarına göre yapılmış olup bu sınıflama sistemlerin evrim durumları ile ilgili bilgi de vermektedir. Yıldızların evrimleri boyunca yarıçapları değişir ancak çift yıldızlarda genişleme onların Roche lobları ile sınırlıdır. Genellikle genç ayrık çift yıldızlar (DBs), henüz Roche loblarını doldurmamış anakol yıldızlarından oluşurken, yarı-ayrık klasik Algoller (SDBs), anakoldan ayrılmış ve Roche lobunu doldurmuş bir soğuk bileşen ve bir anakol yıldızı içerir. Bazı örten çiftlerin bileşenleri Roche lobunu doldurmaya çok yakındır ki bunlar değmeye yakın çiftler (NCBs) olarak bilinir. Bazı yakın çiftlerde ise bileşen yıldızların her ikisi de Roche lobunu doldurmuş ve birbirine değmeye başlamıştır ki bunlara da değen çiftler (CBs) denir. Çift yıldızlarda, bileşenlerin ne zaman Roche lobunu dolduracağını belirleyen niceliklerden biri yörünge dönemidir, örneğin; gözlemler, kısa dönemli yakın çiftlerde bileşenler henüz anakolda iken bile Roche lobunu doldurmakta olduğunu göstermektedir. Çift yıldızların evrimi üzerine yapılan güncel araştırmalar, farklı türden çift sistemlerde temel parametrelerin yaşla nasıl değiştiği ve farklı türler arasında evrimsel geçişlerin mümkün olup olmadığı sorularını ortaya koymaktadır. Yakın çift yıldızların yapılarının ve evrimlerinin iyi anlaşılması için en gerekli parametrelerden biri de yaş olup belirlenmesinde çeşitli güçlükler bulunmaktadır. Bunu aşmak için kullanılan yollardan biri, sistemlerin grup olarak yaşlarının belirlenebileceği, galaktik uzay hız dağılımlarına dayanan kinematik yaş hesabıdır (Wielen 1977). Son yıllarda, yakın çiftler üzerine sunulan, bu projede de yer alan bazı araştırmacıların yaptığı, çeşitli kinematik çalışmalar, bu yaklaşımın önemini göstermektedir (Karataş ve ark. 2004, Bilir ve ark. 2005, Bilir ve ark. 2010). Bu projede, kinematik çalışma yapılırken öncelikle farklı türden örten çiftler için gerekli veri tabanları oluşturulacaktır. Proje kapsamında seçilen yıldızların gözlemleri ve analizleri ile veri tabanları güncellenecek ve/veya genişletilecektir. Daha sonra, farklı türden yakın çiftlerin açısal momentum ve yörünge evrimlerini araştırmak için SDB'ler ve NCB'ler için ilk kez uzay hızları ve kinematik yaşları belirlenecektir. Bunlar, farklı yöntemlerle yaşlarının belirlenmesinin zor olduğu ve henüz literatürde yaş belirlenmesi ile ilgili çalışmaları bulunmayan sistemlerdir. Bunun yanında, veri sayısı oldukça artan CB'ler için de bu tür çalışmalar yenilenecek olup yakın zamanda kinematik çalışmaları yapılan DB'ler ve kataklismik değişenler (CVs) için ise, veri tabanları gözden geçirilecek ve eğer veri artışı olursa hesaplar güncelleştirilecektir. Kinematik hesaplamalar sonucunda elde edilen galaktik uzay hızları ile sistemlerin popülasyon analizleri de yapılacak ve bulunan sonuçlar seçilen bazı örneklerin galaktik yörüngelerinin belirlenmesi ile test edilecektir. Genellikle ayrık yıldızlardan oluşan ve en az bir bileşeninde manyetik etkinlik kanıtı gözlenen kromosferik aktif çift yıldızlar (CABs) da, manyetik etkinliğin sonucu ortaya çıkan açısal momentum kaybının etkisini araştırmak için ayrı bir grup olarak çalışılacaktır. Bunun yanında, ileri evrim aşamasında bileşen içeren CV'ler de bu çalışmada, sistemlerin parametre evrimleri çalışılırken, karşılaştırmalar amacıyla kullanılacaklardır. Proje kapsamında, yakın çift yıldızlar için oluşturulan veri tabanları kullanılarak, temel parametre dağılımları belirlenecek ve birbirleriyle karşılaştırılacaktır. Bunun yanında, M-L ve M-R vb. temel bağıntılar, çok daha fazla ve duyarlı veri ile farklı türler için oluşturulacak ve sonuçlar karşılaştırılacaktır. Böylece, farklı fiziksel süreçlerin (kütle aktarımı/kaybı, manyetik etkinlik vb.) temel parametrelerin üzerindeki etkisi incelenecektir. Ayrık CAB'ların dinamik çalışmaları, toplam kütlede, yörünge döneminde ve yörünge açısal momentumunda, manyetik etkinlik kaynaklı, zamanla azalma gösterdiklerini ortaya koymuştur (Demircan ve ark. 2006). Ancak bu etkinin, konvektif bileşene sahip diğer yakın çiftlerde (örn. klasik Algoller) var olup olmadığı önemli bir sorudur. Bunun yanında, yarı-ayrık sistemlerde kütle aktarımı ve/veya kaybının etkilerinin araştırılması da evrimlerinin anlaşılması açısından önemlidir. Bu nedenle, bu çalışmada, farklı türden çift sistemlerin ortalama toplam kütlelerinin, yörünge dönemlerinin ve yörünge açısal momentumlarının kinematik çalışmalardan elde edilen yaşlarla değişimi (başka bir deyişle evrimi) hesaplanacak ve böylece açısal momentum kaybının çift yıldızın evrimi üzerindeki etkisi ortaya konacaktır. Bu çerçevede, yakın çiftlerin açısal momentum ve yörünge dönemi evrimlerinin yanında farklı türlerin evrimsel bağlantıları da bu çalışma kapsamında araştırılacaktır.
Proje Yürütücüsü: Prof. Dr. Tansel AK
Bursiyer: Nazlı Derya ÖZTÜRKMEN (Doktora Öğr.)
Bu projede, dev yıldızlar için optik, yakın ve orta kızılötesi bölgelerde yürütülen gökyüzü taramalarından elde edilen fotometrik veriler arasında metal bolluğuna duyarlı dönüşüm formülleri oluşturulması hedeflenmiştir. Günümüzde farklı amaçlar için planlanan fotometrik ve tayfsal gökyüzü tarama programları, sönük yıldızların CCD kamera ile yapılmış gözlemlerine dayanır. Gökyüzünün sistematik olarak geniş görüş alanlı CCD kameralarla taranması, Galaksimizin yapısı, oluşumu ve evriminin anlaşılmasında son derece önemlidir. Sığ ve derin gökyüzü tarama programları farklı bilimsel problemlerin çözümünde kullanılır. Farklı gökyüzü tarama programlarını birbirine bağlamada veya yıldızların fotometrik yöntemlerle uzaklıklarının tayininde fotometrik dönüşüm formülleri önemlidir. Bu çalışmada da dev yıldızların optik, yakın ve orta kızılötesi bölgede yapılmış sığ ve derin gökyüzü tarama programlarından elde edilen verileri arasında bir köprü oluşturacak dönüşüm formülleri elde edilecektir. Çalışmada kullanılacak dev yıldızlar, yıldız atmosfer model parametreleri tayinine dayanan, üçüncü veri salımı (DR3) henüz kullanıma açılan, Radial Velocity Experiment (RAVE) gökyüzü taramasından seçilecektir. Projede, optikte Johnson - Cousins (UBVRI), SDSS (ugriz), yakın kızılötesinde 2MASS (JHKs) ve orta kızılötesinde WISE (W1 W2 W3 W4) gökyüzü taramalarından alınan fotometrik veriler arasında dönüşümler yapılacaktır. Yıldız seçiminde atmosferik model parametreleri dikkate alınacaktır. Schlegel ve diğ.'nin (1998) kızarma atlasları kullanılarak program yıldızlarının kızarma tayinleri yapılacaktır. Ayrıca ilk veri salımı henüz yapılan WISE filtreleri için kızarma katsayıları belirlenip literatüre kazandırılacaktır. Optik ve kızılötesi arasında köprü görevi görecek dönüşüm formülleri metal bolluğuna bağlı ve en az iki renge duyarlı olacaktır. Denklemlerin değişkenlerine ait parametreler ve hataları regresyon analiz tekniği kullanılarak tayin edilecektir. Ayrıca kızılötesinden optik bölgeye geçişi sağlayan ters dönüşüm formülleri de benzer yöntemle elde edilecektir. Bu çalışmada elde edilecek fotometrik dönüşüm formülleri WISE verilerine uygulanarak, bu fotometrik sistem için dev yıldızların mutlak parlaklıkları ilk kez elde edilecektir. Galaksinin farklı bölgelerinden seçeceğimiz yıldız doğrultularındaki alanlarda WISE verileri bulunan dev yıldızlar belirlenerek yıldızların yoğunluk dağılımları oluşturulacaktır. Oluşturulan yoğunluk profillerinden farklı popülasyonlardaki dev yıldızlar için uzunluk ve yükseklik ölçeği ile Güneş civarındaki yoğunluk değerleri elde edilecektir.
Proje Yürütücüsü:Yrd. Doç. Dr. Volkan BAKIŞ
Araştırmacılar: Yrd. Doç. Dr. Hicran BAKIŞ, Doç. Dr. Selçuk BİLİR, Yrd. Doç. Dr. İbrahim BULUT, Dr. Miloslav ZEJDA, Yrd. Doç. Dr. Esma YAZ
, Prof. Dr. Herman Hensberge, Prof. Dr. Osman DEMİRCAN
Bursiyerler: Figen YILMAZ, Evrim KIRAN
Yıldız oluşum bölgelerindeki yıldız sistemlerinin incelenmesi yıldızların oluşumu ve evriminin ilk basamakları hakkında doğrudan bilgi edinilmesini sağlar. Ancak bu bölgeler yoğun gaz ve toz bulutları içerdiğinden sönük yıldız öncesi cisimlere ulaşmak oldukça zordur. Bu nedenle bu bölgelerde şimdiye kadar yapılan çalışmalar daha çok ön tayf türündeki yıldızlar üzerinde yoğunlaşmıştır. Son yıllarda teleskop ve gözlem ekipmanlarının dizaynındaki hızlı gelişmeler yıldız oluşum bölgelerine olan ilgiyi arttırmıştır. Özellikle X-ışın uyduları ve gelişmiş kızıl ötesi gözlem teknikleri yıldız oluşum bölgelerinde optik bölgede görünmeyen nesnelerin incelenme fırsatını doğurmaktadır. Bazı yıldız oluşum bölgelerinde gözlenen yıldız öncesi cisimlerin ön tayf türünden yıldızlar ile birlikte çalışılması bu yıldız oluşum bölgelerinin yaşı ve başlangıç kütle fonksiyonunun belirlenmesine olanak sağlamıştır. Ancak yıldız oluşum bölgelerindeki ön ve geri tayf türünden yıldızların hepsinin gözlenmesi çok fazla gözlem zamanı gerektirmektedir. Her ne kadar yeni geliştirilen ve birden fazla cismin aynı zamanda tayfsal olarak gözlenmesine olanak sağlayan "çok nesneli tayfçekerler" bu gözlem zamanını azaltsa da, bu tür alıcılar ile yüksek çözünürlüklü tayflar almak veya bu alıcıların bağlı bulunduğu teleskoplardan gözlem zamanı alabilmek çok zor ve maliyetlidir. Önerdiğimiz bu projede ilk olarak güney ve kuzey yarımküreden seçtiğimiz yıldız oluşum bölgelerinden belirlediğimiz bazı çift ve çoklu yıldız sistemlerinin fotometrik ve tayfsal gözlemlerini yapmayı planlıyoruz. Güney yarımküreden gözlenebilen bazı sistemlerin de projemiz içinde yer alması, güney yarımkürede bulunan gözlemevlerinin de kullanılmasını gerektirmektedir. Bu amaçla ikisi güney üçü kuzey yarım kürede olmak üzere beş gözlemevi ile yürüteceğimiz projede ÇOMÜ Ulupınar gözlemevinin yeni 1.22-m teleskobu için de proje kapsamında bir tayfçeker yapılması planlanmaktadır. Bu projeyi tamamladıktan sonra, yapımını planladığımız tayfçekerin Ulupınar gözlemevindeki 1.22-m teleskoba takılarak farklı bilimsel projelere de hizmet etmesi planlanmıştır. Gözlemler sonucunda elde edeceğimiz tayfsal verilerinin analizlerinde modern bir yöntem olan "tayfın fourier analizi ile bileşenlerine ayrıştırılması" tekniğini kullanacağız. Bu analizlerin sonunda incelenen sistemlerin bileşenlerinin ayrı ayrı tayflarına ulaşmayı hedefliyoruz. Yıldız oluşum bölgelerinin özelliği gereği bu bileşenlerin sayıları en az 2 olmak üzere, 3 veya 4 olabilir. Başka hiçbir teknikle elde edilemeyen bileşenlerin bu tayfları bize içinde bulundukları yıldız oluşum bölgesinin kimyasal element bolluğu hakkında da bilgi verecektir. Ayrıca bu bileşenlerin tayflarındaki soğurma çizgilerinin Doppler kaymasından elde edeceğimiz dikine hızlarının analizi bize incelenen çift veya çoklu sistemin ortak kütle merkezi hızı ile birlikte bileşenlerin tayfsal yörünge parametrelerini de verecektir. Bu tür çift ve çoklu sistemler içinde bulundukları yıldız oluşum bölgesinin kimyasal özellikleri ile birlikte kinematik özelliklerini de yansıtacağından ilgili yıldız oluşum bölgesinin temel özelliklerine ulaşılmış olacaktır. İncelediğimiz sistemlerin örtme ve örtülme göstermesi bize ışık eğrilerinin, elde ettiğimiz dikine hızlar ile birlikte analiz edilmesini, böylece bileşenlerin mutlak fiziksel özelliklerini ortaya çıkarmamızı sağlayacaktır. Yıldızların mutlak parametreleri (kütle, yarıçap, ışıtma) bize evrimleri ile ilgili bilgi verecektir. Bu da içinde bulundukları yıldız oluşum bölgesinin yaşını belirlememize olanak sağlayacaktır. Yıldız oluşum bölgelerinin yaşları süresince Galaksimizdeki dinamik evrimlerinin incelenmesi bu bölgelerin yıldız oluşumu başlamadan önceki konumlarının belirlenmesini sağlamaktadır. Bunun için dinamik evrim modelleri ile inceleyeceğimiz yıldız oluşum bölgelerinin geçmişine giderek Galaksimizdeki yol haritalarını ortaya çıkaracağız. Bu çalışma aynı zamanda geçmişte meydana gelmiş süpernova patlamaları hakkında bilgi elde etmemizi sağlayacaktır. Proje kapsamında yapılacak bir diğer çalışma ise eksen dönmesi gösterdiği bilinen çift sistemlerin kinematik ve dinamik evrimlerini inceleyerek yıldız oluşum bölgeleri ile bağlantılarını ortaya çıkarmaktır. Böylece eksen dönmesi gösteren sistemin oluştuğu bölge belirlenmiş olacaktır. Eksen dönmesi gösteren yıldızlar çoğunlukla genç sistemler oldukları için bu tür yıldızların kinematik ve dinamik evrimlerinin çalışılması diğer yaşlı yıldızların benzer yöntemler ile çalışılmasından daha kolaydır. Çünkü bu tür yıldızlar dinamik evrimleri süresince daha az galaktik ivmelere maruz kalacaklardır ve kinematik bilgilerini kullanıp zamanda geriye giderek bu yıldızların konumsal değişimleri çok daha duyarlı sonuçlara götürecektir. Bu proje sonucunda elde edilecek bilimsel verilerin yanı sıra önerdiğimiz lisansüstü bursları ile bu alanda çalışacak öğrenciler yetiştirilecek ve lisansüstü tezleri hazırlanacaktır. Ayrıca yapmayı planladığımız tayfçeker de gelecekte yapılacak projelerde ülkemiz bilimine hizmet ederek gözlemevlerimizde ekipman ihtiyacını kısmen temin edecektir.
Proje Yürütücüsü: Yrd. Doç. Dr. Selçuk BİLİR
Araştırmacılar: Prof. Dr. Zeki EKER, Yrd. Doç. Dr. Faruk SOYDUGAN, Yrd. Doç. Dr. Esin SOYDUGAN
Bursiyerler: Esma YAZ, Mehmet TÜYSÜZ, Tunç ŞENYÜZ
Danışman: Prof. Dr. Osman DEMİRCAN
Ayrık örten çift yıldızlar, teorik Astrofiziği yakından ilgilendiren özel bir yıldız grubudur. Bu özel ilgi, kütle ve yarıçap gibi yıldız evrimi ile ilgili fiziksel parametrelerin en duyarlı şekilde sadece bu yıldız grubundaki yıldızların gözlemlerinden hesaplanabilir olmasındandır. Duyarlı parametreleri olan bu sistemlerin Galaktik kinematiğinin incelenmesi ile, sistemlerin kinematik yaşları, yıldız evrimi içindeki konumları daha iyi belirlenebilecek ve yörünge parametrelerinin istatistiksel analizi ile de yörüngelerinin dinamik evrimleri hakkında yeni bilgiler ortaya çıkartılabilecektir. Benzer şekilde Aktif Kromosferli Çift yıldızlar (CABs) Karataş ve ark. (2004) tarafından, W UMa türü kontak ve kontak ötesi yıldızlar da Bilir ve ark. (2005) tarafından çalışılmıştır. Çift yıldız evrimi, yörünge dinamiği ve kinematiğini birleştiren bu çalışmaların sonuçları Demircan ve ark. (2006) tarafından değerlendirilmiştir. Çift yıldız yörüngelerinin dinamik evrimini ilgilendiren ayrık aktif kromosferli çift yıldızlar için yıllık ortalama kütle kaybı, açısal momentum kaybı ve yörünge periyotlarındaki azalma, sırası ile, dM/dt = -1.30 10-10 yıl-1, dJ/dt = -3.48 10-10 yıl-1 ve dP/dt = -3.96 10-10 yıl-1 olarak hesaplanmıştır. Çift yıldız yörüngelerinin dinamik evrimini yönlendiren bu parametreler ile dinamik evrimin yönü ve karakteri log J - log P, log M - log P ve log J - log M diyagramları üzerinde incelenmiş ve ayrık çift sistemlerden kontak W UMa oluşumu Eker ve ark. (2006) tarafından tartışılmıştır. Bu ilgili alanda dördüncü ve son çalışmamız uluslararası bir dergide hakem aşamasındadır. Ancak sözünü ettiğimiz çalışmalardan elde edilen genelleştirilmiş bilgiler sadece aktif kromosferli sistemlerden (CAB ve W UMa'lardan) elde edilen bilgilerdir. Aktif olmayan diğer yıldız gruplarının katkısının da bilinmesi, elde edilen bilgilerin daha güvenilir olmasını sağlayacaktır. Astrofizik teorilerin gözlemlerle test edilmesine imkan veren ayrık örten çiftlerin kinematik özelliklerinin belirlenmesini hedefleyen çalışmamız, sadece bu yıldızların kinematik yaş ve evrimlerinin daha iyi belirlenmesi açısından değil aynı zamanda çift yıldız yörüngelerinin dinamik evriminin daha iyi anlaşılabilmesi bakımından da çok büyük öneme sahiptir.
Proje Yürütücüsü: Prof. Dr. Zeki EKER
Araştırmacılar: Prof. Dr. Osman DEMİRCAN, Prof. Dr. Osman DEMİRCAN, Doç. Dr. Ahmet ERDEM, Doç. Dr. Yüksel KARATAŞ, Yrd. Doç. Dr. Caner Çiçek , Dr. Selçuk BİLİR, Dr. Faruk SOYDUGAN
Bursiyerler: Araş. Gör. Serkan DOĞRU, Araş. Gör. Derya SÜRGİT, Nurten FİLİZ (Yüksek Lis. Öğr.)
Aktif kromosferli çift yıldızlar (CAB) kromosfer, geçiş bölgesi ve korona aktivitesi güçlü olması ile tanınmış F tayf türü veya daha geç türde ayrık çift yıldız sistemleridir. Ca'nın H ve K cizgi merkezinde ve bazen H? da belirgin olan emisyon kromosferik aktivitenin en temel belirtecidir ve Güneş lekeleri analojisi soğuk yıldız lekelerinden kaynaklanan fotometrik değişimleri de beraberinde getirir. CAB ler bir veya iki bileşeni de dev, alt dev veya anakol yıldızı olabilen heterojen bir gruptur. CAB'ler son yarım asırdan beri gözlemci ve teorik astrofizikçilerin yoğun ilgisini çekmiştir. X-ışınları, moröte, görünen, kızılöte ve radyo dalga boylarında hala ilgi ıle gözlenmektedir. Teorik öngörüleri doğrulamak veya düzeltmek amacı ile birlikte kromosferik aktivitenin yıldız evrimindeki rolünü anlamak için sistemlerin fiziksel parametreleri hesaplanmaktadır. Son yıllarda CAB lerin kinematik çalışmalarından yörünge döneminin azalması ve buna sebeb olan yörünge açısal momentumunun azaldığının delilleri ortaya çıkmıştır. Ama henüz momentum kaybı ve dönem azalması oranları sayısal olarak belirlenememiştir. Bu oranların belirlenebilmesi için daha çok sayıda yıldızın daha duyarlı fiziksel parametrelerine ihtiyaç vardır. 168 sistemi içeren ilk CAB kataloğu 1988 yılında yayınlanmıştır. CAB lerin sayısı beş yıl sonra 1993 de yayınlanan ikinci katalogda 206 ya yükselmiştir. Ama nedense, on yılı aşkın süredir katalog güncellenip ve üçüncü katalog yayınlanamamıştır. Birinci katalogun yazarlarından biri olan Eker (proje yürütücüsü) bağımsız olarak katalog verisi toplamaya devam etmiş ve bu gün elimizdeki bu listede CAB lerin sayısı 280'i bulmuştur. Bu çalışmada elimizdeki bu verileri düzenlemek, eksikliklerini tamamlamak, yeni CAB ler bulmak yani kullanıcılar tarafından ihtiyaçla beklenen CAB katalogunu güncellemek ve üçüncü versiyonunu yayınlamak amaçlanmaktadır. Güncellenen katalog ilk olarak Çanakkale Astrofizik Gözlemevinde yürütülen gözlem programları için yıldız seciminde ve veri tabanı oluşturmada faydalı olacaktır. Katalog ayrıca gözlenen yıldızlarının değerlendirilmesi ve yayınında yıldızla ilgili önceki çalışmalara ulaşmada kolaylık sağlayacaktır. Sonuç olarak proje ile bu yıldızlarla ilgili lisansüstü tez konuları ve ileri akademik düzeyde yurtdışı araştırma işbirliği olanağı sağlanacaktır.
Proje Yürütücüsü: : Prof. Dr. Serap AK
Bursiyer: Şivan DURAN (Yüksek Lis. Öğr.)
Galaktik diskin yapısı ve evriminin en iyi anlaşılabileceği yer, Güneş komşuluğudur. Güneş civarında örnek uzay hacmindeki yıldızların analizi, Galaktik düzlem civarındaki kütle yoğunluğu hakkında bilgi elde edilmesine olanak sağlar. Yıldızların yaş dağılımları, Galaktik diskin yıldız oluşum tarihinin kayıtlarını; yaşın fonksiyonu olarak genel ve detaylı ağır element bollukları ise diskin kimyasal evrimi ve zenginleşmesinin ilkel kayıtlarını içerir. Yaşın fonksiyonu olarak yıldızların uzay hızları ve Galaktik yörüngeleri, Galaksinin dinamik evrimi ve diskin farklı bölgelerindeki yıldız popülasyonlarının karışımı hakkında bilgi verir. Bu proje çalışmasında, Güneş civarındaki farklı popülasyon ve tayf türündeki anakol yıldızlarının kinematik ayırımı yapıldıktan sonra, Galaksi diskinde "yaş-metal bolluğu" ve "metal bolluğu-uzaklık" ilişkileri araştırılacaktır. Çalışma, Radyal Hız Deneyi (RAVE, RAdial Velocity Experiment) verilerine dayalı olacaktır. Proje çerçevesinde henüz astrofizikçilerin kullanımına açık olmayan 3. Veri Sürümündeki (DR3) veriler kullanılacaktır. Projenin hedefindeki yıldızlar daha önce DeNIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky) gökyüzü tarama programından seçildiği için yıldızların öz hareket bileşenleri de duyarlı olarak bilinmektedir. Anakol yıldızlarının seçiminde RAVE DR3'teki atmosfer modellerinden elde edilen yüzey çekim ivmeleri (4 < log g ? 5) kullanılacaktır. Yıldızların uzaklıkları Bilir ve diğ.'nin (2008) ışıma gücü-renk kalibrasyonları ile tayin edilecektir. Yıldızların uzay hızlarının ve hatalarının hesaplanmasında Johnson ve Soderblom'ın (1987) algoritması kullanılacaktır. Yıldızların tayf türleri kırmızı-öte renk indekslerinden, popülasyon tipleri ise Bensby ve diğ.'nin (2003) kinematik kriterleri kullanılarak tayin edilecektir. RAVE DR3 veri tabanındaki anakol yıldızlarının atmosferik parametreleri (Teff, log g, [M/H]) ile farklı çalışma gruplarından alınacak yaş-eğrilerinden tayin edilecek yaşların belirlenmesinde Bayesian yöntem kullanılacaktır. Sonuç olarak, yukarıdaki kriterler altında seçimi yapılan F-G tayf türündeki anakol yıldızlarının "yaş-metal bolluğu" ve "metal bolluğu-uzaklık" değişimlerinden Galaktik diskin yapısı ve oluşumuna ait sonuçlar elde edilecek ve bunlar literatürdeki teorik modeller ile karşılaştırılacaktır. Bu çalışma İstanbul Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü'nden Prof. Dr. Serap AK danışmanlığında yüksek lisans öğrencisi Şivan DURAN tarafından yapılacaktır. Çalışmanın materyalini RAVE gökyüzü tarama programının WEB sayfasındaki (RAVE Data Release 3, Eylül 2010) veriler oluşturacaktır. Verilerin standart hale getirilmesi, anakol yıldızlarının seçimi, yıldızların kinematik kriterler altında belirlenmesi ve Bayesian yöntem ile yaş tayininin çok sayıda yıldıza uygulanabilmesi için IDL'de geliştirilecek yazılımın oluşturulması, projenin ilk yarısında gerçekleşecektir. Güneş komşuluğundaki anakol yıldızlarından hesaplanacak "yaş-metal bolluğu" ve "metal bolluğu-uzaklık" ilişkileri, projenin kesin raporunun yazılması ve çalışmanın yurt dışındaki SCI kapsamındaki bir dergi için yayına hazırlanma aşamaları projenin ikinci yarısında yapılacaktır.
Proje Yürütücüsü: Doç. Dr. Serap AK
Bursiyer: Başar COŞKUNOĞLU (Yüksek Lis. Öğr.)
Bu proje çalışmasında, Güneş civarındaki farklı popülasyon ve tayf türündeki anakol yıldızlarının kinematik özellikleri incelenecektir. Böyle bir araştırmanın yapılabilmesi için çok sayıda yıldızın öz hareketi, radyal hızı ve uzaklıklarının oldukça duyarlı belirlenmesi gerekmektedir. Bu araştırmanın en önemli parametresi, incelenen yıldızların radyal hızlarıdır. 2003 tarihinde Güney yarım küredeki yıldızlar için başlatılan Radyal Hız Deneyi (RAVE, RAdial Velocity Experiment) ile duyarlı radyal hızlar tayin edilmeye başlanmıştır. RAVE gökyüzü taramasında şimdiye kadar yaklaşık 100 000 yıldızın radyal hızı ve atmosfer parametreleri spektroskopik yöntemler ile tayin edilmiştir. Projenin hedefindeki yıldızlar daha önce DENIS (DEep Near Infrared Survey of the Southern Sky) gökyüzü tarama programından seçildiği için yıldızların öz hareket bileşenleri de duyarlı olarak bilinmektedir. Bu çalışmada yıldızların uzaklıkları fotometrik paralaks yöntemine göre, Bilir ve ark.'nın (2008a) ışıma gücü - renk kalibrasyonu ile belirlenecektir. Astrometrik yöntemler ile ışıma gücü sınıfı belirlenen anakol yıldızlarının, radyal hız, öz hareket ve uzaklıkları da dikkate alınarak Johnson ve Soderbloom'ın (1987) çalışmasında verilen algoritma ile her bir yıldızın uzay hız bileşenleri belirsizlikleri ile tayin edilecektir. Yıldızların popülasyon tipleri Bensby ve ark.'nın (2003) kinematik kriterlerine göre belirlenecektir. Böylece projedeki anakol yıldızları ince disk, kalın disk ve halo popülasyon sınıflarına ayrılacaktır. Bu aşamadan sonra yıldızların tayf türleri, yıldızların kırmızı-öte bandlarındaki renkleri dikkate alınarak belirlenecektir. Ayrımları yapılan her bir örneğin uzay hız bileşenleri, (U-V, W-V) diyagramları üzerine işaretlenecek ve hız dispersiyonları hesaplanacaktır. Her bir örneğin toplam hız dispersiyonları dikkate alınarak kinematik yaşları hesaplanacaktır (Cox, 2000). Bu projenin amaçlarından biri de yıldızların kinematik yaşları ile fotometrik verilerden hesaplanan yaşlarını karşılaştırarak aralarındaki uyumu/uyumsuzluğu araştırmaktır. Özellikle örnekteki G tayf türünden daha erken yıldızların yaşları, fotometrik verileri dikkate alınarak, literatürdeki farklı yaş eğrileri ile karşılaştırılarak tayin edilecektir. Çalışmanın son kısmında bu projede elde edilecek kinematik sonuçlar, literatürdeki Galaksi diski için var olan teorik modeller (Just ve Jahreiss 2007) ile karşılaştırılacaktır. Hız dispersiyonları ile disk yükseklik ölçekleri arasındaki ilişki incelenecektir.Bu çalışma İstanbul Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümünden Doç. Dr. Serap AK ve yüksek lisans öğrencisi K. Başar COŞKUNOĞLU tarafından yapılacaktır. Çalışmanın materyalini RAVE gökyüzü tarama programının WEB sayfasındaki (RAVE Data Release 2, Haziran 2008) veriler oluşturacaktır. Verilerin standart hale getirilmesi ve yıldızların uzay hızlarının hesaplanması projenin ilk yarısındaki zaman dilimi içerisinde gerçekleşecektir. Elde edilecek kinematik sonuçların Galaksi diski için var olan teorik modeller ile karşılaştırılması, projenin kesin raporunun yazılması ve yayına çevrilmesi ikinci yarıdaki zaman diliminde gerçekleşecektir.
Proje Yürütücüsü: Doç. Dr. Selçuk BİLİR
Bursiyer: Özgecan ÖNAL (Doktora Öğr.)
Bu projede, Güneş civarındaki evrimleşmiş yıldızların duyarlı trigonometrik paralakslarından farklı fotometrik sistemler için "ışıma gücü - renk" bağıntıları elde edilecektir. Güneş civarına ait hassas uzaklık bilgilerin çoğu Hipparcos uydusunun sınırlı limit parlaklığı (Hp<9) içinde bulunan yıldızlardan gelmektedir. Geçen on sene içerisinde orijinal Hipparcos katalogunda karşılaşılan hatalar, kısa bir süre önce yeni bir algoritmayla düzeltilerek yeni indirgenmiştir. Günümüzde, farklı amaçlar için planlanan fotometrik ve tayfsal gökyüzü tarama programları, sönük yıldızların CCDlerle gözlemlerine dayalıdır. Fakat bu gökyüzü taramalarında program yıldızlarının uzaklık verilerine ulaşılamamaktadır. Bu problemin üstesinden gelebilmek için yakın uzaydan elde edilen duyarlı paralakslar ile hassas fotometrik veriler arasında bir bağıntı kurulmalıdır. Yeni indirgenmiş Hipparcos kataloguna dayalı ilk çalışmalar, Bilir ve diğ., (2008a, 2008b, 2009) tarafından Güneş civarındaki anakol yıldızlarına uygulanmıştır. İlk çalışmada anakol yıldızları için optik (UBVRI, ugriz) ve kızılötesi (JHKS) bölgedeki renk dönüşümleri elde edilmiş, daha sonra Hipparcos katalogundan belirlenen anakol bölgesindeki yıldızların "ışıma gücü - renk" bağıntıları optik ve kızılötesi filtreler için elde edilmiştir. Sloan Dijital Gökyüzü Taraması'ndaki (SDSS) ugriz parlaklıkları, Güneş civarındaki yıldızlar için doymuş olduğundan yıldızların orijinal parlaklıklarına ulaşmak imkânsızdır. Üçüncü çalışmamızda ise ilk çalışmamızda elde ettiğimiz dönüşüm formülleri kullanılarak (SDSS) anakol yıldızları için "ışıma gücü - renk" bağıntısı elde edilmiştir. Bu çalışmamızda ise Hipparcos katalogunda yer alan III. ışıma gücü sınıfındaki evrimleşmiş dev yıldızların farklı fotometrik sistemlerdeki (UBVRI, ugriz, JHKS) "ışıma gücü - renk" bağıntıları elde edilecektir. Hipparcos ve fotometrik kataloglardan oluşturulacak "renk - kadir" diyagramları üzerine farklı metal bolluğu ve yaşta bulunan Padova eş yaş eğrileri işaretlenerek dev yıldızların bulunduğu bölge belirlenecektir. Dev yıldızların SDSS parlaklıkları, Yaz ve diğ.'nin (2010) dev yıldızlar için elde etmiş olduğu bağıntılar kullanılarak elde edilecektir. Duyarlı paralaks ve fotometrik veriler, her üç fotometrik sistem için bir araya getirilip regresyon analizi ile "ışıma gücü - renk" bağıntılarına ait parametreler ve hatalar belirlenecektir. Bu bağıntılar sayesinde derin gökyüzü tarama sonuçlarından elde edilen fotometrik verilerden uzaklıklar tayin edilebilir ve ayrıca Galaktik yapı araştırmalarındaki farklı popülasyonların uzunluk ve yükseklik ölçekleri, Güneş civarındaki rölatif yoğunlukları ve halonun basıklığı hakkında bilgilere ulaşılabilir. Uzaklık bilgisine erişilemeyen ancak radyal hız (Vrad) ve yıldız atmosfer parametreleri ([M/H], log g, Teff) hassas ölçülen RAVE gökyüzü taramasındaki yıldızların, uzay hızlarının belirlenmesinde kullanılabilir. Radyal Hız Deneyi (RAVE) gökyüzü taraması Hipparcos'un limit kadirlerinde başlayan ve en az 4 - 5 kadir daha sönük yıldızların gözlenmekte olduğu bir programdır. Bu bağıntıların RAVE verileri üzerinde kullanılmasıyla Güneş civarı kavramı daha büyük bir veri seti üzerinden analiz edilebilecektir. Bu çalışmada elde edeceğimiz "ışıma gücü - renk" bağıntılarının bir uygulaması henüz astronomların kullanımına açık olmayan RAVE veri sürümü 3 (DR3) setindeki dev yıldızların uzaklıklarının tayininde kullanılacaktır. Farklı doğrultularda gözlemleri yapılan RAVE alanları içerisinde astrometrik ve radyal hız verileriyle bu çalışmada hesaplayacağımız uzaklık değerleri bir araya getirilerek dev yıldızların uzay hızları belirlenecektir. Galaksi merkezine ve Galaksi düzlemine göre simetrik alanlardaki dev yıldızların uzay hızları karşılaştırılarak Galaksi merkezindeki uzun çubuğun neden olduğu tedirginliklerin (Bilir ve diğ., 2008c) Güneş civarına yansımaları araştırılacaktır. Bu çalışmadan elde edeceğimiz bağıntılar henüz literatürde yer almadığı için özgün bir çalışma olacaktır.
Proje Yürütücüsü: Yrd. Doç. Dr. Esin SOYDUGAN
Araştırmacılar: Yrd. Doç. Dr. Faruk SOYDUGAN, Yrd. Doç. Dr. Selçuk BİLİR, Dr. Volkan BAKIŞ
Danışman: Prof. Dr. Osman DEMİRCAN
Örten çift yıldız bileşenlerinde ? Scuti türü zonklamalara ilişkin ilk keşifler 1970'lerde (Tempesti, 1971; Broglia ve Marin, 1974; McInally ve Austin, 1977 ve Jørgensen ve Gønbech, 1978) olmasına karşın, bu dizgelerin bileşenlerinin zonklamalarına ilişkin yeterince çalışma yapılamamıştır. 2000 yılına kadar kararsızlık kuşağında olup zonklama gösteren yalnızca Algol türü yarı-ayrık üç örten çift yıldız sistemi biliniyordu. Bunlar AB Cas, Y Cam ve RZ Cas'dır. Algol türü çift sistemlerde yeni zonklayan bileşenler ortaya çıkarabilmek için, iki grup kurulmuştur; birincisi D. E. Mkrtichian önderliğinde merkez Asya ağı (Central Asian Network) grubu (Mkrtichian et al., 1998), ikincisi S.-L. Kim'in öncülüğünde kurulan güney Kore (South Korean) (Kim et al, 2002a) grubudur. Bu iki grup Algol türü dizgelerde ? Scuti türü değişimlerin bulunmasını kendilerine amaç edinmiştir. Türkiye'de zonklama gösteren tek yıldızlara ilişkin çalışmalar yürütülmesine rağmen (örneğin; Kırbıyık et al., 2005; Civelek et al., 2003; Akan, M.C., 1993), zonklama yapan bileşene sahip çift sistemlere ilişkin çalışmalar henüz başlangıç aşamasındadır (Soydugan et al., 2003; Soydugan, 2005; Soydugan et al., 2006a, 2006b). ? Scuti yıldızları küçük genlikli ışık değişimi gösterir. Bu tür yıldızlarda genellikle birden fazla zonklama modu bulunmaktadır. Bu nedenle ışık eğrileri düzenli değildir. Bu tür yıldızların bir çift sistemin üyesi olması durumunda, zonklama doğasını ortaya çıkarmak daha zordur ve daha karmaşıktır. Çiftten kaynaklanan etkilerin yanında (yansıma, basıklık vs.) zonklamadan kaynaklanan küçük genlikli değişimleri belirlemek oldukça zor olduğundan, güvenilir gözlemsel veriye gereksinim duyulmaktadır. Çiftlik etkisi yanında, genliklerin çok küçük olması (milikadir) ve genellikle çoklu dönem bulunması yapılan çalışmaları zorlaştırmaktadır. Fakat son yıllarda Algol türü dizgelerde bu şekilde değişimlerin ortaya çıkması, gözlem yapılan aletlerin duyarlığının artmasına paralel olarak artış göstermiştir. ? Scuti bileşenli örten çift sistemlerin sayısı literatürde bugün 25'e ulaşmıştır (Soydugan et al., 2006b). Kararsızlık kuşağının ? Scuti bölgesine düşen ve zonklama göstermeye aday olan örten çift sistemler için hazırlanmış olan ? Scuti bileşenli örten çift sistemler kataloğundan (Soydugan et al., 2006b), aday sistemler gözlenerek literatüre yeni ? Scuti bileşenli örten çift sistemler kazandırılmaya çalışılacak ve sistemlerin zonklama doğası ortaya konacaktır. Projenin temel amacı, seçilen örten çift sistemlerin zonklama gösteren bileşeninin zonklama dönemlerinin Ppuls, genliğinin Apuls, kaç modla zonklama gösterdiğinin ortaya konmasıdır. Algollerde görülen Roche lobunu doldurmuş yoldaş bileşenden zonklayan bileşene doğru olan madde aktarımının, zonklama genliğini ne ölçüde etkilediği ortaya çıkartılabilir. Eğer kütle aktarımı nedeni ile genlik değişiyorsa, buradan kütle aktarımının hızı ve miktarına ilişkin öngörülerde bulunulabilir. Bizim seçeceğimiz sistemlerin bir kısmı klasik Algol'dür ve ikinci bileşen Roche lobunu doldurmuştur. Yoldaş bileşenden, zonklayan bileşene (baş bileşen) doğru madde aktarımı beklenmektedir. Bu maddenin, zonklama genliğini ne ölçüde etkilediği araştırılacaktır. Madde toplanması yıldızın ortalama yoğunluğunun değişimine neden olacak, yoğunluk değişimi de yıldızın zonklama frekansının veya frekanslarının değişimlerini ortaya çıkaracaktır. Soydugan et al. (2006a) tarafından örten çift sistemlerin yörünge dönemleri Pyör ile zonklama dönemleri Pzonk arasındaki ilişki ilk defa ortaya konmuştur. Ayrıca bu çalışmada ikinci bileşenin (zonklamayan) birinci bileşen (zonklayan)'in bir gramlık yüzeyi üzerine uyguladığı çekim kuvveti Fçek ile zonklama dönemi Pzonk arasındaki ilişki de elde edilmiştir. Böyle bir çalışma literatürde yer almamaktadır. Bu proje kapsamında, ? Scuti bileşenli örten çift sistemler kataloğundan seçilerek zonklama yaptığı kesin olarak belirlenen sistemlerin yörünge dönemleri P yör ile zonklama dönemleri Ppuls arasındaki ilişkinin bu bağıntıyı destekleyip desteklemediğine bakılacaktır. Bir bağlamda bu bağıntı bugüne kadar keşfedilen ? Scuti bileşenli çift sistemler için oldukça duyarlı bir korelasyon vermiştir. Zonklama dönemi yörünge döneminin 0.02 kadardır. Ayrıca bu yeni keşfedilen sistemlerden mutlak parametreleri belli olanların çekim kuvveti F çek ile zonklama dönemi Pzonk arasındaki ilişkinin sınanması da yapılacaktır. Yeni keşfedilen ve gözlenen sistemlerle bu iki korelasyonun güvenirliği test edilecektir. Bu çalışmada, gözlem ölçütlerine bağlı olarak, literatürde sadece ? Scuti bileşenli örten çift olduğu tahmin edilen ancak hiçbir ayrıntılı çalışması olmayan, birkaç sistemin fotometrik incelenmesi de önerilmektedir. Işıkölçüm gözlemleri, Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Gözlemevi'nde yapılacaktır. Gözlemlerin indirgemelerinin ve analizlerinin 2 yıl; proje raporunun yazılması ve sonuçların makale ya da makalelere dönüştürülmesinin 6 ay sürmesi planlanmaktadır.
