625435 (1).pdf - Akademik Arşiv Sistemi - Ankara Üniversitesi
Post on 08-May-2023
0 Views
Preview:
Transcript
ANKARA ÜNİVERSİTESİ
FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
DOKTORA TEZİ
KÜMELERDEKİ MORÖTE IŞIN KAYNAKLARININ FOTOMETRİK VE
TAYFSAL İNCELENMESİ
H. Gökhan GÖKAY
ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI
ANKARA
2020
Her hakkı saklıdır
ii
ÖZET
DOKTORA TEZİ
KÜMELERDEKİ MORÖTE IŞIN KAYNAKLARININ FOTOMETRİK VE
TAYFSAL İNCELENMESİ
H.Gökhan GÖKAY
Ankara Üniversitesi
Fen Bilimleri Enstitüsü
Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı
Danışman: Doç.Dr. Birol GÜROL
Bu çalışmada, seçilen 16 adet açık yıldız kümesi içerisindeki moröte (UV) bölgede en
parlak ilk 20 cisim GALEX veritabanı kullanılarak belirlenmiş ve ilgili kümeler
incelenmiştir. Küme üyesi yıldızların GAIA, Kepler Uydusu ve 2MASS gözlemleri
kullanılarak fotometrik incelemeleri yapılmıştır. Her bir yıldız kümesi için öncelikli
olarak küme üyesi olan yıldızlar belirlenmiş ve küme üyesi olmayan yıldızlar
ayıklanmıştır. Belirlenen kaynakların büyük çoğunluğu renk-parlaklık diyagramlarında
üst anakol ve Mavi Aykırı yıldızların bulundukları bölgede yer almıştır. Toplamda 3
kaynak beyaz cüce, 11 kaynak ise kırmızı devler bölgesine henüz ulaşmamış veya
ulaşmakta olan cisim olarak belirlenmiştir. Mavi Aykırı yıldızların olmadığı ve çok az
sayıda evrimleşmiş yıldızın bulunduğu bazı yıldız kümelerinde (Blanco-1, NGC 2548
gibi), moröte bölgede en parlak cisimlerin çoğunlukla anakolda, daha soğuk olan
yıldızların bulunduğu alanlarda toplandığı görülmektedir. Seçilen kümeler arasında
yıldız sayısının fazla olduğu ve literatürde de üzerinde çok sayıda araştırmanın
bulunduğu M67 kümesi bu çalışmada, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde (TUG)
gerçekleştirilen fotometrik ve tayfsal gözlemlere de dayalı olarak, ayrıntılı şekilde
incelenmiştir. Küme alanında bulunan ancak küme üyesi olmayan 4 kaynağın ilk tayf
türü belirlemesi yapılmıştır. Ayrıca biri küme üyesi toplam 3 kaynağın parlaklığında
dönemli değişim olduğu ilk defa belirlenmiş, küme alanında bulunan 2 kaynağın da
literatürde verilen parlaklık değişim dönemleri güncellenmiştir. M67, diğer yıldız
kümelerine göre yaşlı olmasına rağmen üyeliği kesinleşmiş herhangi bir beyaz cüce
adayı bulunamamıştır. UV bölgede parlak bazı kaynakların optik karşılığının
bulunmadığı görülmüştür. Bu tür kaynaklar toplam 11 açık yıldız kümesinde
araştırılmıştır. Bu kaynakların küme üyelikleri ve galaksimizdeki dağılımları
araştırılmıştır.
Mart 2020, 234 sayfa
Anahtar Kelimeler: Fotometri, spektroskopi, morötesi, optik, kızılötesi, kümeler.
iii
ABSTRACT
Ph.D. Thesis
THE PHOTOMETRIC AND SPECTROSCOPIC ANALYSIS OF UV SOURCES IN
CLUSTERS
H.Gökhan GÖKAY
Ankara University
Graduate School of Natural and Applied Sciences
Department of Astronomy and Space Sciences
Supervisor: Assoc.Prof.Dr. Birol GÜROL
In this study, 20 UV brightest objects in the selected 16 open stellar clusters have been
identified with using GALEX database and have been investigated. Photometric
investigations of cluster member stars were made using GAIA, Kepler Satellite and
2MASS observations. For each star cluster, the stars that are cluster members are
identified and non-cluster stars are extracted. The vast majority of the identified sources
are located in the region where the upper main sequence and Blue Straggler stars are
located in the color-brightness diagrams. In total, only 3 sources have been identified as
White Dwarf, and 11 sources as the source that has not yet reached the Red Giants
region or Red Giant star. In some star clusters (such as Blanco-1, NGC 2548), it is seen
that in environments where there are no Blue Stragglers and very few evolved stars, the
brightest objects in the ultraviolet region mostly gather in the main sequence, where
there are cooler stars exists. The M67 cluster, where the number of stars is high and
there are many studies in the literature, has been examined in detail, based on
photometric and spectroscopic observations made at the TUBITAK National
Observatory (TUG), in this study. First spectral type determination of 4 non-member
objects in this cluster field have been made. In addition, it has been determined for the
first time that there was a periodic change in the brightness of a total of 3 sources, one
of which is a cluster member, and the brightness change periods given in the literature
of the 2 sources in the cluster area have been updated. Although M67 is older than other
star clusters, a candidate for a white dwarf approved for membership has not been found.
It has been found that some bright sources in the UV region have no optical counterpart.
Such sources were researched in a total of 11 open star clusters. Cluster membership
and distribution of these resources in our galaxy were investigated.
March 2020, 234 pages
Key Words: Photometry, spectroscopy, ultraviolet, optic, infrared, clusters.
iv
TEŞEKKÜR
Bilimsel bir çalışmanın üretilmesi hakkında deneyimlerini benimle de paylaşan, ortak
yaptığımız tüm araştırmalarda değerli katkıları olan, çalışmalarımı yönlendiren,
akademik ortamda olduğu kadar beşeri konularda da değerli nasihatleri ile daima yol
göstericilerim olan, bu tez çalışmasının sırasıyla fikir olarak doğmasında, gelişmesinde
ve sonuçlanmasında önemli katkılarda bulunan değerli danışman hocalarım Prof.Dr.
Ethem DERMAN, Prof.Dr. Sacit ÖZDEMİR ve Doç.Dr. Birol GÜROL’a,
TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde TUG_RTT150.07.52 numaralı gözlem projesi
kapsamında aldığımız ve bu çalışmamızda kullandığımız verilerin gözlem öncesi ve
sonrası süreçlerde emeği geçen tüm TUG ekibine,
Çalışma azmimin zayıfladığı anlarda yanımda olan, bana moral veren, farklı bakış
açıları ile önerilerde bulunan ve motivasyonumu artıran değerli arkadaşlarım Öğr.Gör.
Yahya DEMİRCAN, Araş.Gör.Dr. Hande MUTLAY, Dr. Serdar KOÇAK, Cem
DESTİCİ, Dr. Korhan SEMİN, Zahide TERZİOĞLU ve Öğr.Gör. Abdullah OKAN’a,
Bu günlere gelmemde büyük destekleri olan, tam anlamıyla benim “ilk öğretmen”lerim,
koşulsuz destekçilerim, sevgili annem ve ablama,
…en içten teşekkürlerimi sunarım.
H. Gökhan GÖKAY
Ankara, Mart 2020
v
İÇİNDEKİLER
TEZ ONAY SAYFASI
ETİK .................................................................................................................................. i
ÖZET ................................................................................................................................ ii
ABSTRACT .................................................................................................................... iii
TEŞEKKÜR ................................................................................................................... iv
SİMGELER ve KISALTMALAR DİZİNİ ................................................................. vii
ŞEKİLLER DİZİNİ ....................................................................................................... ix
ÇİZELGELER DİZİNİ ............................................................................................. xviii
1. GİRİŞ ........................................................................................................................... 1
1.1 Yıldız Kümeleri ........................................................................................................ 1
1.1.1 Küresel yıldız kümeleri ......................................................................................... 2
1.1.2 Açık yıldız kümeleri ............................................................................................... 5
1.1.3 Yıldız oymakları .................................................................................................... 8
1.2 Yıldızların Gözlemsel Işıma Mekanizmaları ......................................................... 8
1.2.1 Isısal ışıma .............................................................................................................. 9
1.2.2 Isısal olmayan ışıma ............................................................................................. 11
1.2.3 Çizgi salma mekanizmaları ................................................................................. 12
1.3 Moröte Bölgede Parlak Yıldızlar .......................................................................... 14
1.3.1 Mavi aykırı yıldızlar (Blue Straggler, BS) ......................................................... 14
1.3.2 Mavi yatay kol yıldızları (Blue Horizontal Branch Stars, BHB) .................... 17
1.3.3 RR Lyrae türü değişenler ................................................................................... 18
1.3.4 Beyaz cüce (White Dwarf, WD) yıldızlar .......................................................... 21
1.3.5 OB-yıldızları ......................................................................................................... 22
1.3.6 RS CVn türü yıldızlar ......................................................................................... 23
1.3.7 Wolf-Rayet (WR) yıldızları ................................................................................. 24
1.3.8 Parlak mavi değişenler (Luminous Blue Variables, LBV) .............................. 25
2. MATERYAL ve YÖNTEM ..................................................................................... 27
2.1 Yıldız Kümelerinin ve UV-Parlak Kaynakların Seçimi ..................................... 27
2.2 Kaynakların Tayf Türlerinin Belirlenmesi.......................................................... 30
2.3 Fotometrik Verilerde Dönemli Değişim Aranması ............................................. 31
2.4 Kümelerin Renk-Parlaklık Diyagramlarının Üye Olmayan Yıldızlardan
Arındırılması .......................................................................................................... 33
2.5 Kümelerin Temel Parametrelerinin Belirlenmesi ............................................... 35
3. GÖZLEM ARAÇLARI ........................................................................................... 37
3.1 GALEX (Galaxy Evolution Explorer).................................................................. 37
3.2 TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) Gözlemleri ................................................ 42
3.2.1 RTT150 ile yapılan fotometrik gözlemler ......................................................... 43
3.2.2 RTT150 ile yapılan tayfsal gözlemler ................................................................ 50
vi
4. ARAŞTIRMADA SEÇİLEN YILDIZ KÜMELERİ............................................. 57
4.1 Moröte Bölgede Parlak Olan Kaynaklar ............................................................. 64
4.2 Moröte Bölgede Parlak Fakat Optik Karşılığı Bulunamayan Kaynaklar ....... 97
4.3 NGC 2682 (M67) Yıldız Kümesi ......................................................................... 110
4.3.1 Kaynak 01 (S977) ............................................................................................... 115
4.3.2 Kaynak 02 (S1434) ............................................................................................. 118
4.3.3 Kaynak 03 (S1066) ............................................................................................. 120
4.3.4 Kaynak 04 (S968) ............................................................................................... 123
4.3.5 Kaynak 05 (S1263) ............................................................................................. 126
4.3.6 Kaynak 06 (S1284) ............................................................................................. 130
4.3.7 Kaynak 07 (S1267) ............................................................................................. 133
4.3.8 Kaynak 08 (S752) ............................................................................................... 136
4.3.9 Kaynak 09 (S1082, ES Cnc) .............................................................................. 144
4.3.10 Kaynak 10 (S975) ............................................................................................ 161
4.3.11 Kaynak 11 (S434) ............................................................................................ 163
4.3.12 Kaynak 12 (S751) ............................................................................................ 164
4.3.13 Kaynak 13 (S1216) .......................................................................................... 165
4.3.14 Kaynak 14 (S1589) .......................................................................................... 166
4.3.15 Kaynak 15 (S926) ............................................................................................ 166
4.3.16 Kaynak 16 (S610) ............................................................................................ 168
4.3.17 Kaynak 17 (S1506) .......................................................................................... 170
4.3.18 Kaynak 18 (S856) ............................................................................................ 172
4.3.19 Kaynak 19 (S1313) .......................................................................................... 173
4.3.20 Kaynak 20 (S927) ............................................................................................ 174
4.3.21 Küme üyesi olmayan yıldızlar ........................................................................ 176
5. SONUÇ .................................................................................................................... 192
KAYNAKLAR ............................................................................................................ 197
EKLER ......................................................................................................................... 213
EK 1 2MASS Teleskobu Fotometrik Verileri ........................................................... 214
EK 2 Kepler Teleskobu Fotometrik Verileri ............................................................ 220
EK 3 GAIA Teleskobu Fotometrik Verileri ............................................................. 223
EK 4 2MASS JHKs Filtreleri İle Alınan Fotometrik Verileri Wilson-Devinney
Programı İle Modelleyebilmek İçin Gerekli Olan Katsayılar ....................... 224
EK 5 Kepler Teleskobu İle Alınan Fotometrik Verileri Wilson-Devinney
Programı İle Modelleyebilmek İçin Gerekli Olan Katsayılar ....................... 228
EK 6 S752 Sistemine Ait Kepler PDC-SAP Akıları Kullanılarak Elde Edilmiş
Olan Minimum Zamanları. .............................................................................. 231
ÖZGEÇMİŞ ................................................................................................................. 232
vii
SİMGELER DİZİNİ
Å Angstrom
C Karbon
Ca Kalsiyum
F Doldurma Oranı
H Hidrojen
He Helyum
IY Işık yılı
i Yörünge eğim açısı
Jy Jansky
Lʘ Güneş ışınım gücü
mas Mili yaysaniyesi
Mg Magnezyum
Mʘ Güneş kütlesi
N Azot
O Oksijen
P Dönem
pc parsek
Rʘ Güneş yarıçapı
t Yaş
Potansiyel
Sağ Açıklık
Dik Açıklık
Kısaltmalar
2MASS 2 Micron All Sky Survey
ADU Analog to Digital Unit
AGB Asimtotik Devler kolu (Asymptotic Giant Brunch)
AIS Allsky Imaging Survey
BHB Mavi Yatay Kol (Blue Horizontal Branch)
BS Mavi Aykırı (Blue Straggler)
CBV Co-trending Basis Vector
CCD Charge Coupled Device
CMD Renk-Parlaklık Diyagramı (Color-Magnitude Diagram)
DFT Ayrık Fourier Dönüşümü (Discrete Fourier Transform)
DIS Deep Imaging Survey
DSS Deep Spectroscopic Survey
FGS Fine Guidance Sensor
FITS Flexible Image Transport System
FOV Field of View
FUV Far UltraViolet
FWHM Full Width at Half Maximum
GALEX Galaxy Evolution Explorer
viii
GIP Guest Investigator Program
HB Yatay Kol (Horizontal Branch)
LBV Parlak Mavi Değişen (Luminous Blue Variable)
LC Long Cadence
MIS Medium Imaging Survey
MS Anakol (Main Sequence)
MSS Medium-deep Spectroscopic Survey
NGS Nearby Galaxy Survey
NIR Near Infrared
NUV Near UltraViolet
PDC Pre-search Data Conditioning
Pop I Popülasyon I
Pop II Popülasyon II
PRF Pixel Response Function
PSC Point Source Catalog
PSF Point Spread Function
RDP Radial Density Profile
RG Kırmızı Dev (Red Giant)
RGB Kırmızı Devler Kolu (Red Giant Branch)
RLOF Roche Şişimi Taşması (Roche Lobe Overflow)
RW Reaction Wheel
SAA South Atlantic Anomaly
SAP Simple Aperture Photometry
SC Short Cadence
SDSS Sloan Digital Sky Survey
SFR Star Formation Rate
SNR Signal to Noise Ratio
SOC Science Operation Center
STScI Space Telescope Science Institute
TDR Tonry-Davis Ratio
TFOSC TUG Faint Object Spectrograph and Camera
TUG TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi
UDIS Ultra-Deep Imaging Survey
UV Moröte (Ultra Violet)
WCS World Coordinate System
WD Beyaz Cüce (White Dwarf)
WR Wolf-Rayet
WSS Wide-field Spectroscopic Survey
XSC Extended Source Catalog
ZAHB Sıfır Yaş Yatay Kol (Zero Age Horizontal Branch)
ZAMS Sıfır Yaş Anakol (Zero Age Main Sequence)
ix
ŞEKİLLER DİZİNİ
Şekil 1.1 M3 küresel kümesine ait CMD (Renzini ve Pecci, 1988). ................................ 3
Şekil 1.2 M5 küresel kümesine ait CMD (Sandquist vd., 1996). ...................................... 4
Şekil 1.3 Bazı kümelere ait renk-parlaklık diyagramları (Sandage, 1958). Kümeler
farklı yaşlarda oldukları için, dönüm noktalarının yerleri de farklı
konumlardadır. .................................................................................................... 6
Şekil 2.1 GALEX kataloğunda NGC 1039 bölgesindeki parlaklığı verilmiş kaynaklar
görülmektedir. Kümenin Kharchenko vd. (2012) tarafından verilmiş olan
merkezi, çekirdek ve limit yarıçapları sırasıyla nokta ve kesikli çizgiler ile
gösterilmiştir. .................................................................................................... 27
Şekil 2.2 Optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynakların incelenmesi için seçilen açık
yıldız kümeleri ve GALEX ile taranan gözlem alanları görülmektedir.
Kümelerin çekirdek ve limit yarıçapları kesikli çizgiler ile gösterilmiştir. ...... 28
Şekil 3.1 GALEX uydu teleskobunun kesiti şekildeki gibidir. Teleskobun
açıklığından giren ışığın izlediği yol şekilde görülmektedir. ............................ 38
Şekil 3.2 GALEX NUV ve FUV dedektörlerinin geçirgenlik eğrileri şekilde
görülmektedir. ................................................................................................... 39
Şekil 3.3 Fairchild 447 CCD algılayıcısının kuantum etkinliği, oda sıcaklığında
(kesikli çizgi) ve -100˚C çalışma sıcaklığında verilmiştir. ............................... 43
Şekil 3.4 TFOSC u'g'r'i'z' filtrelerine ilişkin geçirgenlik eğrileri. ................................... 44
Şekil 3.5 std31, std32 ve std33 yıldızları TFOSC görüş alanının dışında kalmaktadır.
Bu nedenle dönüşüm katsayıları belirlenirken kullanılmamıştır. ..................... 49
Şekil 3.6 Akı standardı olarak seçilen BD+08 2015’in tayfsal gözlemleri. Parantez
içindeki sayılar, aynı tarihte yapılan gözlemlerin sırasını göstermektedir. ...... 54
Şekil 3.7 Akı standardı olarak seçilen HD84937’nin tayfsal gözlemleri. Tayflar
üzerindeki soğurma çizgisi benzeri yapılar ok işaretleri ile gösterilmiştir. ...... 54
Şekil 3.8 Akı standardı olarak seçilen HD109995’in tayfsal gözlemi. ........................... 55
Şekil 3.9 TUG gözlemlerinden elde edilen tayfsal ve fotometrik ortalama sönümleme
değerleri, IRAF veri tabanındaki KPNO ve CTIO gözlemevlerine ait
değerler ile beraber verilmiştir. ......................................................................... 56
x
Şekil 4.1 Berkeley 10, Blanco 1, Collinder 463 ve IC 361 yıldız kümelerine ait
paralaks ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi
modelleyen Gauss eğrisini göstermektedir. ...................................................... 58
Şekil 4.2 King 5, NGC 188, NGC 752 ve NGC 1647 yıldız kümelerine ait paralaks
ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen Gauss
eğrisini göstermektedir. ..................................................................................... 59
Şekil 4.3 NGC 1817, NGC 2420, NGC 2548 ve NGC 2632 yıldız kümelerine ait
paralaks ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen
Gauss eğrisini göstermektedir. .......................................................................... 60
Şekil 4.4 Melotte 111, NGC 2506, Tombaugh 5 ve NGC 2682 yıldız kümelerine ait
paralaks ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen
Gauss eğrisini göstermektedir. .......................................................................... 61
Şekil 4.5 Moröte bölgede parlak olan kaynakların inceleneceği yıldız kümeleri için
oluşturulmuş bileşik HR diyagramı. ................................................................. 63
Şekil 4.6 Berkeley-10 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini (bkz. Bölüm 2.5), çarpı işaretleri ise
kaynakları göstermektedir. ................................................................................ 65
Şekil 4.7 Berkeley-10 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 65
Şekil 4.8 Blanco-1 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. .................................................... 67
Şekil 4.9 Blanco-1 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 67
Şekil 4.10 Collinder-463 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 69
Şekil 4.11 Collinder-463 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak
20 kaynak. ......................................................................................................... 69
Şekil 4.12 IC-361 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. .................................................... 71
Şekil 4.13 IC-361 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 71
Şekil 4.14 King-5 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. .................................................... 73
xi
Şekil 4.15 King-5 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 73
Şekil 4.16 NGC 188 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 75
Şekil 4.17 NGC 188 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 75
Şekil 4.18 NGC 752 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 78
Şekil 4.19 NGC 752 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 78
Şekil 4.20 NGC 1647 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 80
Şekil 4.21 NGC 1647 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 80
Şekil 4.22 NGC 1817 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 82
Şekil 4.23 NGC 1817 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 82
Şekil 4.24 NGC 2420 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 84
Şekil 4.25 NGC 2420 yıldız kümesine ait CMD’nin dönüm noktası bölgesi. ................ 84
Şekil 4.26 NGC 2420 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 85
Şekil 4.27 NGC 2548 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 86
Şekil 4.28 NGC 2548 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 87
Şekil 4.29 NGC 2632 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 88
Şekil 4.30 NGC 2632 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 88
xii
Şekil 4.31 Melotte 111 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 91
Şekil 4.32 Melotte-111 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak
20 kaynak. ......................................................................................................... 92
Şekil 4.33 NGC 2506 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 93
Şekil 4.34 NGC 2506 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak. .............................................................................................................. 94
Şekil 4.35 Tombaugh-5 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir. ..................................... 95
Şekil 4.36 Tombaugh-5 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak
20 kaynak. ......................................................................................................... 96
Şekil 4.37 Seçilen küme bölgelerinde optik karşılığı olmayan kaynakların parlaklık
dağılımları. ........................................................................................................ 99
Şekil 4.38 Berkeley-10 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 100
Şekil 4.39 Collinder-463 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. Sağ tarafta, işaretli
bölge daha detaylı gösterilmiştir. .................................................................... 101
Şekil 4.40 IC-361 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 101
Şekil 4.41 King-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 102
Şekil 4.42 NGC 1647 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 102
Şekil 4.43 NGC 188 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 103
Şekil 4.44 NGC 2420 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 103
Şekil 4.45 NGC 2539 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 104
xiii
Şekil 4.46 NGC 2632 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 104
Şekil 4.47 NGC 2682 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 105
Şekil 4.48 Tombaugh-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. ..................................... 105
Şekil 4.49 Seçilen üç galaktik bölge için optik karşılığı olmayan kaynaklar için
belirlenen NUV parlaklık sınırı. ..................................................................... 108
Şekil 4.50 A bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar. .................... 108
Şekil 4.51 B bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar. .................... 109
Şekil 4.52 C bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar. .................... 109
Şekil 4.53 NUV bandında en parlak M67 küme üyeleri, parlaklık sırasına göre
numaralandırılmıştır. En parlak kaynak en küçük numara ile gösterilmiştir. . 111
Şekil 4.54 M67 yıldız kümesinin renk-parlaklık diyagramı. Moröte bölgede en parlak
20 kaynak (Çizelge 4.26) ve bulundukları konumlar sayılarla gösterilmiştir.
Eş yaş eğrisi Girardi vd. (2002)’den alınmıştır. .............................................. 112
Şekil 4.55 M67 yıldız kümesi. Numaralar, NUV'de parlak yıldızları göstermektedir. . 114
Şekil 4.56 M67 kümesinin TUG’da gözlenen merkezi bölgesi ve bu bölgeye düşen
NUV bandında seçilen en parlak kaynaklar. ................................................... 114
Şekil 4.57 TUG fotometrik verilerinden elde edilmiş renk-parlaklık dağılımı.
İşaretlenmiş olan kaynaklar NUV'de parlak olan ve RTT150-TFOSC ile
gözlemi yapılan cisimlerdir. Şekil üzerinde kararsızlık kuşağı gösterilmiştir.
......................................................................................................................... 115
Şekil 4.58 S977 yıldızının TUG'da farklı tarihlerde alınan tayfsal gözlemleri ile bu
tayfla en iyi uyumun bulunduğu ELODIE tayfı. Parantez içindeki sayılar,
tayfların gözlenme sıralarını göstermektedir. ................................................. 117
Şekil 4.59 S1434 yıldızının TUG'da farklı tarihlerde alınan tayfsal gözlemleri ve bu
tayflarla en iyi uyumu sağlayan ELODIE tayfı. ............................................. 120
Şekil 4.60 S1066 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 122
xiv
Şekil 4.61 M67 kümesine ait renk-parlaklık diyagramı üzerinde S1066 yıldızının
bulunduğu konum. Fotometrik gözlemler TUG'da alınmıştır. ....................... 123
Şekil 4.62 S968 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 125
Şekil 4.63 S1263 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfları. .......................................................................................... 127
Şekil 4.64 S1263’ün Kepler arşivindeki PDC-SAP akı ölçümlerinin zamana göre
değişimi. Veri üzerinde teleskop sisteminden kaynaklı hatalar bulunmaktadır.
......................................................................................................................... 129
Şekil 4.65 S1284 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 131
Şekil 4.66 EX Cnc sisteminin RTT150 teleskobu ile yapılan fotometrik gözlemleri. .. 133
Şekil 4.67 S1267 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 135
Şekil 4.68 S752 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 137
Şekil 4.69 Sol panelde dönem analizinden belirlenmiş P, sağ panelde ise 2P dönemi
kullanılarak evrelendirilmiş ışık eğrisi verilmiştir. ......................................... 140
Şekil 4.70 S752 sistemine ait Kepler fotometrik verilerinden elde edilen minimum
zamanları kullanılarak oluşturulmuş (O-C) grafiği. ........................................ 141
Şekil 4.71 S752’nin Kepler gözlemleri sırasında PDC-SAP akı değerleri ile (altta),
gözlem sırasında iki eksende yapılan konumsal düzeltme miktarları
görülmektedir. Üstte bir eksende (pos_corr2+1.5), ortada diğer eksende
(pos_corr1) yapılan düzeltme miktarları görülmektedir. ................................ 142
Şekil 4.72 S752’nin Denklem 4.1 ile verilen ışık elemanlarına göre evrelendirilmiş
ışık eğrisi. ........................................................................................................ 142
Şekil 4.73 S752’nin her bir çevrimine karşılık gelen ortalama akı değerleri. ............... 143
Şekil 4.74 S752 ışık eğrisindeki rastgele saçılmaların azaltıldığı evrelendirilmiş
normalize ışık eğrisi. ....................................................................................... 143
xv
Şekil 4.75 S1082 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 145
Şekil 4.76 ES Cnc sistemine ait O-C eğrisi, modellenebilir bir dağılım
göstermemektedir. Kepler gözlemlerinden elde edilen noktalar grafik üzerinde
işaretlenmiştir. Diğer minimum zamanları literatürden alınmıştır. Işık
elemanları olarak T0(HJD)=2454173.337, P=1.0677968 gün
(Pribulla vd., 2008) değerleri kullanılmıştır. ................................................... 151
Şekil 4.77 ES Cnc sisteminin Kepler verilerinden elde edilen minimum zamanları,
O-C diyagramında belirgin bir “phase smearing” etkisi göstermektedir. ....... 152
Şekil 4.78 ES Cnc sistemine ait 2MASS fotometrik verileri, gözlenebildiği
dönemlere göre bölgelere ayrılmıştır. ............................................................. 153
Şekil 4.79 Üst panelde Kepler teleskobu verileri kullanılarak elde edilmiş ortalama ışık
eğrisi görülmektedir. Alt panelde ise Kepler ışık eğrilerinde minimum ve
maksimum seviyeleri arasındaki fark çevrimden çevrime değişim
göstermektedir. Gözlemsel veri, değişimin arttığı, sabit kaldığı ve azaldığı
bölgeler dikkate alınarak bölgelere ayrılmıştır. .............................................. 154
Şekil 4.80 ES Cnc’nin 6 ayrı dilime ayrılmış Kepler verilerinden türetilen
evrelendirilmiş teorik ve gözlemsel ışık eğrileri. Işık eğrileri 0.25 evresine
normalize edilmiştir. Sürekli çizgiler, ışık eğrisi çözümü ile ulaşılan en iyi
modeli temsil etmektedir. ................................................................................ 156
Şekil 4.81 2MASS ışık eğrilerinin sezonlara göre çözümleri görülmektedir. Sürekli
eğri modeli, noktalar ise gözlemsel veriyi temsil etmektedir. ........................ 157
Şekil 4.82 ES Cnc sisteminin örten bileşeninin baş (Aa) ve yoldaş (Ab) yıldızlarına
ait dikine hız verileri hata barları ile görülmektedir (van den Berg vd., 2001,
Sandquist vd., 2003). Bu verileri temsil eden ve WD kodu ile üretilmiş en
uygun model sürekli çizgi ile gösterilmiştir. ................................................... 158
Şekil 4.83 ES Cnc sisteminde 2MASS ve Kepler ışık eğrilerinin çözümünden
belirlenen leke parametrelerinin zamana göre değişimi görülmektedir.
PDCSAP akı ile lekenin doldurma parametresi (filling factor) dağılımı
arasındaki korelasyon katsayısı R=-0.745 olarak hesaplanmıştır. .................. 159
Şekil 4.84 S975 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 162
Şekil 4.85 S926’nın Gonzalez (2016) tarafından belirlenmiş P=18.276964 gün
dönem değerine göre evrelendirilmiş, Kepler teleskobu fotometrik verisi. .... 167
xvi
Şekil 4.86 S610 yıldızının Brucalassi vd. (2017) tarafından ölçülmüş dikine hızlar
ve bunların hata değerleri. ............................................................................... 169
Şekil 4.87 S610 yıldızının P=34.532463 gün dönemi dikkate alınarak evrelendirilmiş
Kepler gözlemleri. ........................................................................................... 169
Şekil 4.88 S1506’nın Gonzalez (2016) tarafından verilmiş P=15.325387 gün değişim
dönemine göre evrelendirilmiş Kepler teleskobu verileri. 0.01 evre aralıklar ile
oluşturulmuş normal noktalar, daha büyük semboller ile gösterilmiştir. ........ 171
Şekil 4.89 S1506’nın Kepler arşivindeki fotometrik verileri kullanılarak oluşturulan
periodogram, parlaklıkta P=14.96016 gün dönemli değişim olduğunu
göstermektedir. Şekil üzerinde normal noktalar, daha büyük semboller ile
gösterilmiştir. .................................................................................................. 171
Şekil 4.90 2P=29.92032 gün döneme göre evrelendirilmiş Kepler verileri. ................. 172
Şekil 4.91 S927’nin, Gonzalez (2016) tarafından verilmiş P=10.289683 gün değişim
dönemine göre evrelendirilmiş Kepler verileri. Normal noktalar daha büyük
semboller ile gösterilmiştir. ............................................................................ 175
Şekil 4.92 S927’nin, P=10.10822 gün değişim dönemine göre evrelendirilmiş Kepler
verileri. Normal noktalar daha büyük semboller ile gösterilmiştir. ................ 175
Şekil 4.93 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinden elde edilen minimum
zamanları ile elde edilen (O-C) diyagramı. Diyagram oluşturulurken
kullanılan ışık elemanları Pribulla vd. (2008)’den alınmıştır. ........................ 178
Şekil 4.94 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinin, Denklem 4.3’de verilmiş
olan güncellenmiş ışık elemanları kullanılarak elde edilmiş ışık eğrisi. ........ 179
Şekil 4.95 GSC 814 601 sisteminin Kepler teleskobu verileri kullanılarak belirlenmiş
P=7.858978 gün değişim dönemine göre evrelendirilmiş ölçümleri. ............. 179
Şekil 4.96 GSC 814 601 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve
ELODIE kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR
oranını veren kütüphane tayfı. ........................................................................ 180
Şekil 4.97 S436 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve çapraz
korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren kütüphane tayfı. ............. 181
Şekil 4.98 S1466 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 183
xvii
Şekil 4.99 S1381 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını
veren kütüphane tayfı. ..................................................................................... 184
Şekil 4.100 HD75299 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 185
Şekil 4.101 Kepler arşivinde HD75299’a ait PDC-SAP akı değerleri görülmektedir.
Sistematik hatalar giderilmemiş olduğu için bu veriler kullanılmamıştır. ...... 186
Şekil 4.102 S376 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 187
Şekil 4.103 S1522 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 188
Şekil 4.104 S1510 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 189
Şekil 4.105 Sol panelde dönem analizinden belirlenmiş P, sağ panelde ise 2P dönemi
kullanılarak evrelendirilmiş ışık eğrisi verilmiştir. ......................................... 190
Şekil 4.106 S353 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı. ............................................................................................... 191
Şekil 5.1 Bu çalışmada seçilen yıldız kümelerinin tamamına ilişkin HR diyagramı.
Koyu noktalar, tez kapsamında incelenen moröte bölgede parlak cisimlerin
bulunduğu konumları göstermektedir. ............................................................ 194
xviii
ÇİZELGELER DİZİNİ
Çizelge 2.1 Optik karşılığı olan ve olmayan kaynakların incelendiği açık yıldız
kümeleri. Koordinat bilgileri küme merkezini göstermektedir. ................ 29
Çizelge 2.2 Kararsızlık kuşağının sınırları (b-y)0, Mv etiketli sütunlarda, M67
kümesi için farklı filtrelere karşılık gelen değerler 3.sütun ve
sonrasında verilmiştir. ................................................................................ 36
Çizelge 3.1 GALEX FUV ve NUV bantlarına ilişkin bilgiler. ....................................... 38
Çizelge 3.2 GALEX dedektörleri ile nokta kaynak ve alan gözlemlerindeki
satürasyon sınırları. .................................................................................... 41
Çizelge 3.3 RTT150 teleskobunun iki odağına ait görüş alanı bilgileri. ........................ 42
Çizelge 3.4 TFOSC’da kullanılabilecek dispersiyon elemanlarının özellikleri. ............. 43
Çizelge 3.5 TUG RTT150 teleskobu ile alınan M67 küme görüntülerine ait bilgiler.
Fotometrik gözlemler toplam 5 gün sürmüştür. ......................................... 45
Çizelge 3.6 M67 kümesinde kullanılan standart yıldızlar (Gary, 2012). ........................ 48
Çizelge 3.7 RTT150 teleskobunda TFOSC g'r'i'z' filtreleri için standart sistem
dönüşüm katsayıları. .................................................................................. 50
Çizelge 3.8 TUG’da gerçekleştirilen tayfsal gözlemlerde kullanılan poz sürelerine
ilişkin özet bilgi verilmiştir. Parantez içinde verilenler, ilgili gözleme
ait sinyal/gürültü (S/N) oranını göstermektedir. ........................................ 52
Çizelge 3.9 TUG RTT150 TFOSC gözlemlerine ait ortalama tayfsal sönümleme
miktarları (18 ve 19 Aralık 2007 tarihlerinde gerçekleştirilen akı
standardı gözlemlerinden belirlenmiştir). .................................................. 56
Çizelge 4.1 GAIA DR2 kataloğu verilerinden yararlanılarak seçilen, moröte bölgede
parlak olan kaynakların inceleneceği yıldız kümeleri ve hesaplanan
parametreleri. Yıldız kümelerinin çekirdek ve limit yarıçapları
Kharchenko vd. (2012)’den alınmıştır. ...................................................... 62
Çizelge 4.2 Berkeley-10 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 64
Çizelge 4.3 Blanco-1 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 66
xix
Çizelge 4.4 Collinder-463 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 68
Çizelge 4.5 IC-361 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak. .................................................................................................. 70
Çizelge 4.6 King-5 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak. .................................................................................................. 72
Çizelge 4.7 NGC 188 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 74
Çizelge 4.8 SB2 türü Cl* NGC 188 DGV 643 sistemine ait parametreler. .................... 76
Çizelge 4.9 NGC 752 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 77
Çizelge 4.10 NGC 1647 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 79
Çizelge 4.11 NGC 1817 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 81
Çizelge 4.12 NGC 2420 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynağa ait bilgiler. ....................................................................... 83
Çizelge 4.13 NGC 2420 küme bölgesinde bulunan yıldızların, başka araştırmacılar
tarafından verilmiş olan küme üyelik olasılıkları. “Yıldız No”
sütunundaki numara, yıldızların NUV parlaklık değerlerine göre
parlaktan sönüğe gidecek şekilde verilmiştir. ............................................ 83
Çizelge 4.14 NGC 2548 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 86
Çizelge 4.15 NGC 2632 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 87
Çizelge 4.16 TX Cnc örten sisteminin ışık eğrisi çözümü ile belirlenmiş, literatürde
verilen parametreler. .................................................................................. 89
Çizelge 4.17 Kovács vd. (2014) tarafından dönen değişen olarak belirtilen yıldızların
dönemleri ve ışık değişim genlikleri. ......................................................... 90
Çizelge 4.18 Melotte 111 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 91
xx
Çizelge 4.19 NGC 2506 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak. .......................................................................................... 93
Çizelge 4.20 Tombaugh 5 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en
yüksek olan 20 kaynak. .............................................................................. 95
Çizelge 4.21 Moröte bölgede parlak olduğu belirlenen yıldızların, türlerine göre
dağılımları. ................................................................................................. 96
Çizelge 4.22 Seçilen kümelerin konum bilgileri ve Kharchenko vd. (2013) tarafından
verilmiş limit yarıçapları. ........................................................................... 98
Çizelge 4.23 Seçilen küme bölgeleri için belirlenmiş parlaklık sınırları ve bu sınırdan
daha parlak kaynakların sayısı. Bu kaynakların küme üyelik durumları
bilinmemektedir. ...................................................................................... 100
Çizelge 4.24 Seçilen üç yıldız kümesi ve yakın komşuluğunda optik karşılığı
olmayan kaynakların (O.K.O.K.) sayısı. ................................................. 107
Çizelge 4.25 Galaksimizde seçilen üç farklı bölge için optik karşılığı olmayan
kaynakların dağılımı. ............................................................................... 107
Çizelge 4.26 NUV bandı parlaklığı en yüksek olan M67 küme üyeleri. ...................... 111
Çizelge 4.27 M67 küme alanında NUV bandında en parlak 20 kaynak arasında olan
ancak küme üyesi olmayan yıldızlar. 06 numaralı kaynağın optik karşılığı
bulunmadığı için GALEX arşivinde bulunan koordinatı verilmiştir. ...... 112
Çizelge 4.28 M67 kümesine ait literatürde mevcut olan kızarma değerleri. ................ 113
Çizelge 4.29 S977 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 116
Çizelge 4.30 S977’nin literatürde verilmiş tayf türü bilgileri. ...................................... 117
Çizelge 4.31 S1434 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 119
Çizelge 4.32 S1434’ün literatürde verilmiş tayf türü bilgisi. ........................................ 120
Çizelge 4.33 S1066 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 121
Çizelge 4.34 S1066’nın literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı
değerleri. .................................................................................................. 121
Çizelge 4.35 S1066’nın literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. ....................................................................................... 122
Çizelge 4.36 S968 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 124
Çizelge 4.37 S968’in literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri. .. 124
xxi
Çizelge 4.38 S968’in literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. ....................................................................................... 125
Çizelge 4.39 S1263 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 126
Çizelge 4.40 S1263’ün literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
................................................................................................................. 127
Çizelge 4.41 S1263’ün literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. ....................................................................................... 128
Çizelge 4.42 S1284 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 130
Çizelge 4.43 S1284’ün literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. ....................................................................................... 131
Çizelge 4.44 S1267 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 134
Çizelge 4.45 S1267’nın literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
................................................................................................................. 134
Çizelge 4.46 S1267’nin literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. Liu vd. (2008), belirledikleri logg değerinin Mathys
(1991) tarafından verilen değere göre oldukça yüksek çıkmasını,
sistemin çift yıldız olması nedenine bağlamıştır. ..................................... 135
Çizelge 4.47 S752 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 136
Çizelge 4.48 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. İkinci
kolonda dikkate alınan parametre(ler) verilmiştir. .................................. 137
Çizelge 4.49 S752 için literatürde verilmiş ve bu çalışmada belirlenmiş olan
parametreler. ............................................................................................ 138
Çizelge 4.50 S752 sisteminin literatürde verilmiş olan dikine hız ve baş bileşenin
dönme hızı değerleri. ............................................................................... 138
Çizelge 4.51 Kepler teleskobu fotometrik verileri kullanılarak yapılan analiz sonucu
belirlenmiş frekanslar. ............................................................................. 140
Çizelge 4.52 S1082 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 144
Çizelge 4.53 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. ................... 144
Çizelge 4.54 S1082’nin literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. ....................................................................................... 145
xxii
Çizelge 4.55 2MASS ve Kepler teleskopları arşivlerinden alınan fotometrik veriler
kullanılarak yapılan analiz sonucu belirlenmiş frekanslar. ...................... 149
Çizelge 4.56 ES Cnc sistemine ilişkin 2MASS gözlemleri, çizelgedeki sezonlara
bölünmüş ve ışık eğrisi analizi yapılan toplam fotometrik ölçüm
sayıları belirtilmiştir. ................................................................................ 153
Çizelge 4.57 Toplam 6 bölüme ayrılmış Kepler fotometrik verilerinin çözümünden
elde edilen ortalama model parametreleri görülmektedir. ....................... 155
Çizelge 4.58 3 bölüme ayrılmış 2MASS fotometrik verisinin analizinden elde edilen
ortalama parametre değerleri. .................................................................. 156
Çizelge 4.59 ES Cnc sisteminin modellenmesi ile elde edilen leke parametreleri
görülmektedir. Çözümde kullanılan iki leke de soğuk olan ikinci bileşen
üzerine yerleştirilmiştir. Lekelerin enlemleri sabit 90° ve sıcaklık
faktörleri (Tleke/Tfotosfer) 0.8 olarak kabul edilmiştir. ................................ 159
Çizelge 4.60 ES Cnc sisteminin örten bileşenlerine ait mutlak parametreler. .............. 160
Çizelge 4.61 S975 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 161
Çizelge 4.62 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. İkinci
kolonda dikkate alınan parametre(ler) verilmiştir. .................................. 161
Çizelge 4.63 S975 için literatürde verilmiş ve bu çalışmada belirlenmiş olan
parametreler. ............................................................................................ 162
Çizelge 4.64 S434 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 164
Çizelge 4.65 S751 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 165
Çizelge 4.66 S1216 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 165
Çizelge 4.67 S1589 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 166
Çizelge 4.68 S926 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 167
Çizelge 4.69 S610 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 168
Çizelge 4.70 S1506 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 170
Çizelge 4.71 S856 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 173
Çizelge 4.72 S1313 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 173
Çizelge 4.73 S927 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 174
Çizelge 4.74 GSC 814 601 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. .......................... 176
xxiii
Çizelge 4.75 Kepler teleskobu arşivindeki veriler kullanılarak belirlenen dönemli
fotometrik değişimlere ilişkin bilgiler. .................................................... 178
Çizelge 4.76 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinden hesaplanan minimum
zamanları (Gökay, Derman ve Gürol, 2017). .......................................... 178
Çizelge 4.77 S436 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 181
Çizelge 4.78 S1466 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 182
Çizelge 4.79 S1381 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 183
Çizelge 4.80 HD75299 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ................................ 184
Çizelge 4.81 S376 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 187
Çizelge 4.82 S1522 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 188
Çizelge 4.83 S1510 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ..................................... 189
Çizelge 4.84 Kepler teleskobu fotometrik verileri kullanılarak yapılan analiz sonucu
belirlenmiş frekanslar. ............................................................................. 190
Çizelge 4.85 S353 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ....................................... 191
Çizelge 5.1 Seçilen 16 açık yıldız kümesinde, anakol harici belirlenen yıldızların
türleri ve sayıları. ....................................................................................... 193
1
1. GİRİŞ
Gökadaların temel bileşenlerinden birisi yıldız kümeleridir. Bir yıldız kümesi,
birbirlerine kütle çekimsel olarak bağlı yıldızlardan oluşur. Kümeyi oluşturan yıldızların
yaklaşık olarak aynı yaşta oldukları ve aynı bulutsudan oluştukları kabul edilir. Bu
çıkarıma küme üyesi yıldızlar için çizilen Renk-Parlaklık Diyagramlarından (CMD)
ulaşılır. Küme üyesi yıldızların tamamı göreli olarak bize aynı uzaklıkta olduğundan,
onların mutlak parlaklıkları ve/veya mutlak ışınım güçleri hesaplandığında yıldızların
renk-parlaklık diyagramındaki konumları değişmez. Yıldız kümelerine ait renk-
parlaklık diyagramlarının modellenmesi ile onların uzaklıkları, yaşları ve kızarma
miktarları gibi parametrelere ulaşmak mümkün olabilmektedir.
Küme üyesi yıldızların diyagram üzerindeki konumları, bize yıldızların hangi evrim
aşamasında bulundukları hakkında bilgi verir. Yıldızların evrimi konusunda sahip
olduğumuz bilgilerin büyük çoğunluğu yıldız kümeleri gibi farklı evrim aşamalarında
bulunan çok sayıda yıldızın bir arada bulunduğu alanların incelenmesi ile elde
edilmiştir. Yıldız kümeleri aynı zamanda yıldızlar arasındaki dinamik etkileşimler
üzerine kurulmuş teorilerin de test edilmesi için kullanılabilen uygun bölgelerdir.
1.1 Yıldız Kümeleri
Yıldız toplulukları aynı bulutsudan doğmuş ve birbirlerine kütle çekimsel olarak bağlı
yıldızlardan oluşur. Bir yıldız kümesi içerisindeki yıldızların birbirlerine olan
uzaklıkları, kümenin bize olan uzaklığı ile karşılaştırıldığında ihmal edilebilecek kadar
küçük olduğundan, küme üyesi bütün yıldızların bize aynı uzaklıkta bulunduğu kabul
edilir. Farklı yıldız kümeleri, farklı yaşlara sahip olabilirler. Fakat aynı yıldız kümesine
ait üyeler, yaklaşık olarak aynı yaşta olan yıldızlardan oluşur. Büyük kütleye sahip
yıldızların enerji üretimleri küçük kütleli yıldızlara göre daha fazla olduğundan
evrimleri daha hızlı gerçekleşir, bu nedenle yıldız kümelerinde farklı evrim
aşamalarında bulunan yıldızlar ile karşılaşılır. Yapılarına bağlı olarak yıldız kümeleri
Küresel Yıldız Kümeleri ve Açık Yıldız Kümeleri olarak iki sınıfta toplanır. Bununla
birlikte yine bir yıldızlar topluluğu olarak dikkate alınabilecek Yıldız Oymakları da
2
mevcuttur, fakat böylesi topluluklarda yıldızların birbirlerine çekimsel bağlılıkları çok
daha zayıftır.
1.1.1 Küresel yıldız kümeleri
Küresel Kümeler, oldukça kalabalık yıldız topluluklarıdır. Üye sayıları birkaç milyon
kadar olabilmektedir. Ortalama olarak 1 milyon IY3 (ışık yılı3) hacim içinde 100000
yıldız bulunur. Küresel kümeler, merkez ve dış bölge olarak ikiye ayrılır. Merkezi bölge
kütlenin yarısını içerir ancak çapı birkaç pc kadardır (10 IY’dan daha küçüktür). Bu
yarıçap değeri, “yarı-kütle yarıçapı” olarak adlandırılır. Merkezi bölgeyi çevreleyen dış
bölge birkaç 100 IY çapındadır ve geriye kalan kütle bu hacim içerisinde bulunur. Bu
bölgedeki yıldızlar 10 km/s kadar hızlara sahiptir ve kümenin merkezi bölgesine
çekimsel bağlılıkları daha zayıftır. Küresel yıldız kümeleri gökadamızda çoğunlukla
Halo ve gökadamızın merkez bölgesinde bulunurken az sayıda da olsa disk bölgesinde
de bulunurlar. Üye yıldızların yörüngesel kinetik enerjileri, toplam kütle çekimsel
potansiyel enerjisinden çok daha azdır. Bu nedenle dağılmadan uzun zaman boyunca bir
arada kalabilirler (örn. Samanyolu’ndaki küresel kümeler için ortalama dağılma süresi
t1~3x108 yıl, Wielen, 1971).
Samanyolu içinde yaklaşık olarak 200 tane küresel küme vardır ve bunların çoğu halo
bölgesinde bulunur (Kharchenko vd., 2013). Bu kümelerin yaşları Samanyolu'nun
yaşına yakın düzeylerdedir. Ortalama yaşları 1.3-1.6x109 yıl kadardır. Dolayısıyla
içerdikleri yıldızlar, Samanyolu'ndaki en yaşlı yıldızlardır (Pop. II). Çoğunlukla F-G
tayf türünden daha erken tayf türünden olan yıldızlar anakoldan ayrılmış durumdadır.
Bu nedenle, bu kümelerin gözlemleri yıldız evrimi çalışmaları için son derece
önemlidir. Örneğin M3 küresel kümesinin renk-parlaklık diyagramında (Şekil 1.1),
anakolda yüksek kütleli yıldızlar bulunmamaktadır. Büyük kütleli yıldızlar yüksek
ışınım gücüne sahip yıldızlardır ve nükleer yakıtlarını daha hızlı tüketmişlerdir. Güneş
benzeri yıldızlar ile karşılaştırıldığında anakol yaşam süreleri (10 milyar yıl) oldukça
kısadır (birkaç milyon yıl). Bu nedenle M3'deki en büyük kütleli yıldızlar devler
bölgesine ilerlemiş, sonrasında nötron yıldızı, kara delik veya düşük ışınım güçlü beyaz
cüce türü yıldızlara dönüşmüşlerdir. M3'ün devler ve yatay kolunda çok sayıda yıldız
1 Dağılma (disruption) zaman ölçeği
3
bulunur. Kümedeki ~1.0 Mʘ kütleli yıldızlar halen anakol üzerindedir. Dolayısıyla dev
ve yatay kol yıldızlarının başlangıç kütleleri Güneş’ten daha fazladır.
Şekil 1.1 M3 küresel kümesine ait CMD (Renzini ve Pecci, 1988).
Küme yıldızlarının oluştuğu gaz ve toz metalce zengin değildir. Bu nedenle üye
yıldızların metalisiteleri düşüktür. Küme içinde yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek
maddenin çoğu ya erken yıldız evriminde tüketilmiştir ya da kümenin çekim alanından
kaçmıştır. Kalan az miktarda madde nedeniyle yıldız oluşumu düşük oranda devam
etmektedir (Bradt, 2008).
Küresel kümeler, gökada merkezi etrafında milyar yıl mertebelerinde döneme sahip
yörüngelerde dolanırlar. Bu süre içerisinde çeşitli kütle çekimsel tedirginlikler nedeniyle
çok sayıda üye kümeden ayrılır. Bu süreç, galaktik haloda bulunan yalnız (tek) Pop II
yıldızlarının gözlemleri ile anlaşılmıştır. Küme içerisindeki yıldızlar, kümenin galaktik
hareketinin yanı sıra kümenin kütle merkezi etrafında da hareket ederler. Bu hareketleri
nedeniyle, özellikle yoğun bölgelerde çok sayıda çarpışma gerçekleşir. Küresel
4
kümelerin merkez bölgelerinde yıldızların sayısal yoğunluğu çok yüksek olduğu için,
yıldızlararası çarpışmalar yıldız evriminde önemli rol oynar. Yıldızlar, her ne kadar
kümenin kütle çekimi ile bağlı olsalar da, oldukça karmaşık yörüngelere sahip
olabilirler.
Gökadamızda haloda bulunan küresel kümelere benzer kümeler, başka gökadalarda da
keşfedilmiştir. Ayrıca Samanyolu’nun uydusu olarak da bilinen Büyük Macellan
Bulutundaki Tarantula Bulutsusu (30 Dor), gelecekteki küresel kümelerin
oluşabilecekleri bir bölge olduğu düşünülmektedir.
Renk-parlaklık diyagramları Yatay Kol ve RR Lyr türü yıldızların bulunduğu
Hertzsprung boşluğu gibi özel bölgelere sahiptir (Şekil 1.2). RR Lyrae türü yıldızlar,
küme değişeni olarak da bilinirler. Anakoldan ayrılmış dev yıldızlardır ve zonklama
yaparlar. Ortalama kütleleri 6Mʘ, ışınım güçleri ise 50Lʘ mertebesindedir. Zonklama
dönemleri 1 günden kısadır ve parlaklıklarında yaklaşık 1m’lik değişim gösterirler.
Cepheid türü değişenler gibi zonklamaları düzenlidir ve zonklama dönemleri ile
parlaklıkları arasında bir bağıntı mevcuttur. Bu sayede uzaklık göstergeci olarak
kullanılırlar. Küme değişenleri, her küresel kümede bulunmaz.
Şekil 1.2 M5 küresel kümesine ait CMD (Sandquist vd., 1996).
5
Merkezi bölgesinde Pulsar (atarca) olan küresel kümelerin sayısı da fazladır. Tek bir
küresel kümede bulunan pulsarların sayısı birkaç düzine kadar olabilmektedir. Bu tür
yıldızlar çok hızlı dönen nötron yıldızlarıdır ve süpernova patlamalarından arta kalan
gök cisimleridir. Çok yüksek dönme hızlarına sahiplerdir. Bu yüksek dönme hızları, çok
yüksek manyetik alanlar üretmelerine neden olur ve manyetik kutuplarından radyo
bölgede ışıma yaparlar. Manyetik kutupları dönme kutupları ile çakışmayan pulsarlarda,
manyetik kutup bakış doğrultumuza geldiğinde parlama (flash) gözlenir.
1.1.2 Açık yıldız kümeleri
Açık Kümeler, bileşen yıldızların teleskop ile ayrı ayrı görülebildiği yıldız kümeleridir.
Küresel kümelere göre daha az sayıda yıldıza sahiptirler. Gökadamızda galaktik disk
komşuluğunda bulundukları için Galaktik Kümeler olarak da adlandırılırlar. Genellikle
birkaç yüz yıldızdan oluşurlar. Yıldızların yörüngesel kinetik enerjileri, toplam kütle
çekimsel enerjiye yaklaşık olarak eşittir. Küme, galaksi içinde hareket ettikçe
karşılaştığı kütle çekimsel tedirginlik kuvvetleri nedeniyle bileşen yıldızlarını
kaybederler. Ortalama üye sayıları birkaç 10 ile birkaç 1000 arasında değişir. Açık
kümeler bir uçtan bir uca ortalama 40 IY uzunluğundadır. Küme yıldızlarının yarısı
yaklaşık 3-4 IY yarıçaplı çekirdek bölgesi içinde bulunur. Küme üyelerinin kalan kısmı
ise yaklaşık 20 IY çaplı korona olarak adlandırılan bölgede dağınık bir şekilde bulunur.
Belirgin bir biçimleri yoktur. Üyelerinin sayısı ve birbirlerine bağlılık derecesi, açık
yıldız kümelerinin şekillerini de belirler. Bileşen sayısı fazla olmadığı için dağınık bir
topluluk gibi görünürler. Yaşları birkaç on milyon ile birkaç yüz milyon yıl arasında
olan daha yaşlı kümeler, oldukça düzgün (smooth) görünüme sahiplerdir. Düzgün
görünüme sahip olmalarının en önemli nedeni küme içindeki fiziksel süreçlerdir. Açık
kümeler oluşum şekillerine göre çok fazla çeşitlilik gösterirler. Tipik olarak küme ne
kadar büyükse, kütlece büyük yıldızların bulunma olasılığı da o kadar artar. Bu tür
kümelerin nötron yıldızı veya karadelik gibi yoğun cisimler barındırdığına dair herhangi
bir bilimsel bulguya henüz ulaşılamamıştır. Küme üyesi bir yıldızın SN patlaması
sonrasında kümeden kopması mümkündür. Oluşan şiddetli patlama, yıldızın kümenin
çekim alanından kurtulması için gerekli enerjiyi sağlar. NGC3603’ün merkezi bölgesi
gibi büyük kütleli yıldızlar içeren açık kümeler, onlarca hatta birkaç 100 tane kütleli
6
yıldız içerebilmektedir. Bununla beraber, yüksek kütleli yıldızlar içeren kümelerin
çoğunun özellikleri, genç küresel kümelere daha fazla benzemektedir.
Üyelerinin kimyasal bileşimleri de birbirlerine benzemektedir. NGC2362 gibi çok genç
kümelerin bileşen yıldızları halen anakol üzerinde ya da yakınlarında bulunur. Buna zıt
olarak M41 gibi daha yaşlı kümelerdeki büyük kütleli yıldızlar anakolu terk etmişlerdir.
Bazı yıldızlar renk-parlaklık diyagramının sağ tarafında devler ve yatay-kol yıldızları
bölgesinde bulunur (Şekil 1.3). Bu yaşlı kümelerde en büyük kütleli yıldızlar sıkışık
cisimlere çoktan dönüşmüş durumdadır. Bir açık kümede beyaz cüce, nötron yıldızı
veya karadelik bulunur ise, bu cismin atası anakoldan evrimleşmiş ve kütlesi dönüm
noktasındaki bir yıldızınkinden çok daha büyük olan bir yıldız olacaktır. Kümenin renk-
parlaklık diyagramında dönüm noktası ne kadar geç tayf türünden yıldızlara ulaşmışsa,
küme o kadar yaşlı demektir (Şekil 1.3). Örneğin M67 oldukça yaşlı bir kümedir. Bu
nedenle dönüm noktası, Güneş’in bulunduğu noktaya oldukça yakındır.
Şekil 1.3 Bazı kümelere ait renk-parlaklık diyagramları (Sandage, 1958). Kümeler farklı
yaşlarda oldukları için, dönüm noktalarının yerleri de farklı konumlardadır.
7
Açık kümeler kararlı değillerdir. Galaksinin farklı bölgelerinden gelen tedirginlik
kuvvetleri birkaç milyon yıl içerisinde küme üyelerini kümeden ayırarak, kümenin
dağılmasını sağlar. Güneş, muhtemelen M45 gibi bir küme içerisinde oluşmuş ve
milyonlarca yıl içerisinde kümenin pek çok üyesi galaksimizdeki spiral kollar boyunca
dağılmıştır. Hesaplamalar, 1 yıldız/pc3 den daha az yoğunluktaki kümelerin çok hızlı
şekilde kararsız hale geleceklerini göstermektedir. Hyades bu tür kümelerden birisidir: 1
yıldız / 40 pc3 yoğunluğu nedeniyle oldukça kararsız bir kümedir. M45, 1 yıldız /10 pc3
yoğunluğu ile çok daha kararlıdır. Dolayısıyla M45’in dağılıp yok olması için geçecek
sürenin çok daha uzun olması beklenmektedir (Cardona III, 2010).
Göreli olarak yaşlı, milyarlarca yıl yaşında, açık kümeler de mevcuttur. Yaşlı açık
kümelere örnek olarak zengin metalisiteye sahip M67 verilebilir. Samanyolunda
bulunan 1100’den fazla açık küme içerisinde, sadece %1 kadarının yaşı 4 milyar yıl
veya daha fazladır. Açık Kümeler genç yıldızlardan oluşur (Pop I). Bu nedenle yüksek
metalisite değerlerine sahiptirler. Dağılmadan uzun süreler varlığını koruyabilen açık
küme sayısı azdır. Bu tür yaşlı açık kümelere ait CMD’ler üzerinde yatay kol (HB),
Beyaz Cüce (WD) bölgesi ve Mavi Aykırı (BS) yıldızlar gibi evrimleşmiş yıldızlara
ilişkin kollar da görülebilir.
Açık kümeler için oluşturulmuş en iyi sınıflandırma Trumpler sınıflandırmasıdır. Bu
sınıflandırma üç parçadan oluşur: yoğunluk, ışınımgücü fonksiyonu ve yıldız sayısı.
Yoğunluk roma rakamları ile belirtilir ve yoğunluğu en fazla olan küme I ile en az olan
ise IV ile gösterilir. Işınımgücü fonksiyonu 1 ile 3 arasında bir sayıdır ve küme üyesi
parlak yıldızların sayılarını ve ışınımgüçlerini gösterir. Küme üyesi yıldız sayısı ise üç
harften birisi ile gösterilir: p (poor): 50 yıldızdan az üyesi olan kümeleri, m (medium):
50-100 üyesi olan kümeleri ve r (rich): 100’den fazla üyesi olan kümeleri ifade eder.
Örnek olarak M45 “I 3 r” olarak sınıflandırılır: oldukça yoğun, oldukça parlak yıldızlara
sahip ve 100 yıldızdan fazla üyesi bulunan bir küme olduğu anlaşılır. Sınıflandırmanın
sonuna “n” eklenirse, bu durumda küme içerisinde bir bulutsunun varlığını ifade eder.
Bu haliyle M45, I3rn olarak sınıflandırılabilir.
8
1.1.3 Yıldız oymakları
Yıldız oymakları (associations) çok genç (yeni oluşmuş) yıldızlardan oluşmuş yıldız
gruplarıdır. Üye yıldızlar halen kütle çekimsel çökme aşamasındadır. Ancak birbirlerine
çekimsel olarak daha zayıf bağa sahiptirler. Yıldızların yörüngesel kinetik enerjileri de
oldukça yüksektir. Bu nedenle uzun süre bir arada kalamaz, dağılırlar. Uzaysal olarak
bileşenleri en yaygın halde bulunan yıldız topluluklarıdır. Oymaklardaki yıldızlar
çoğunlukla, galaktik düzlemde spiral kollarda bulunan büyük kütleli O ve B türü
yıldızlar (OB oymakları) veya T Tauri türü yıldızlardır (T oymakları). Daha yaşlı
yıldızlardan oluşan oymaklar da olabilir. Ancak bileşenlerin dağılma süresi çok kısa
olduğu için gözlenen oymakların tümü genç yıldızlardan oluşur. Bu yıldızlar kendilerini
oluşturan yıldızlararası madde (gaz, toz, vb) ile birlikte bulunurlar. Bu da halen devam
eden yıldız oluşumunu gösterir. Oymakların merkezi bölgelerinde bir veya daha fazla
açık küme bulunabilir. Merkezdeki küme veya kümeler ile etrafını çevreleyen oymak
aşağı yukarı aynı maddeden aynı zamanda oluşmuştur. Dağılan oymaklar veya kümeler,
aynı bölgede benzer hızlarla hareket ederler.
1.2 Yıldızların Gözlemsel Işıma Mekanizmaları
Küme üyesi yıldızların aynı anda oluşmasına rağmen farklı evrim aşamalarında
bulunmalarının en önemli nedeni başlangıç kütleleridir. Büyük kütleli yıldızlar evrim
aşamalarını daha hızlı geçmekteyken, küçük kütleli yıldızlar için bu süre, kütleleri ile
orantılı olarak yavaştır. Örneğin başlangıç kütlelerine göre, çekirdekte hidrojen (H)
yaktıkları anakol ömürleri, 0.5Mʘ için ~1.29x1011 yıl, 10Mʘ için 1.83x107 yıl kadardır
(Salaris & Cassisi, 2006). Belirtilen süreler arasındaki fark, büyük kütleli yıldızların
saldıkları ışınım güçlerinin kütle ile orantılı olması (LMx) ve anakol evriminde
kullandıkları yakıtlarını daha erken tüketmelerinden kaynaklanmaktadır. Işınım gücü
sıcaklığın bir fonksiyonu olduğundan (LT4), kütlesi daha büyük olan bir anakol
yıldızının yüzey sıcaklığı da daha fazladır.
9
Bir yıldız (en azından yerel olarak) ısısal dengede2 ise yüzeyinden yayınlanan sürekli
enerji dağılımının dalgaboyuna göre değişimi, yaklaşık karacisim ışınımı ile temsil
edilebilir. Wien yasasına göre kaynağın sıcaklığı arttıkça, yayınlanan en fazla enerji
daha kısa dalgaboylarına doğru kayacaktır. Sadece sıcaklıkları farklı iki yıldızı dikkate
aldığımızda, sürekli ışınımları arasındaki fark kısa dalgaboylarında daha fazladır. Ancak
uzun dalgaboylarına doğru gidildikçe bu fark gittikçe azalır. Dolayısıyla kısa
dalgaboyunda salınan ışınım, kaynağın sıcaklığına daha duyarlıdır.
Yıldızlar için, sıcaklığın artması salınan toplam enerjinin de artması demek olacağından,
daha sıcak yıldızın herhangi bir filtredeki fotometrik ölçümü daha büyük parlaklık
verecektir. Bununla beraber, seçilen filtrenin geçirgenlik aralığındaki tayf çizgilerinden
birinde güçlü salma gerçekleşirse, bu durumda da seçilen filtrede ölçülen parlaklık
büyük olabilir. Dolayısıyla bir yıldızın bir filtrede gözlenen parlaklık değerine etki
edebilecek fiziksel mekanizmalar, sürekli salma ve çizgi salma mekanizmaları olarak
düşünülebilir. Karacisim ışınımı gibi ısısal süreçlerin yanında ısısal olmayan süreçler de
ışınıma katkı sağlayabilir. Farklı fiziksel koşullar altında farklı ışıma mekanizmaları
baskın olabilir. Işıma süreçlerine ait bazı fiziksel mekanizmalar şunlardır:
1.2.1 Isısal ışıma
Işıma, yüklü parçacıkların ısısal hareketleri tarafından oluşturulmaktadır. Isısal
dengedeki ideal gaz ortamda elektronların hız dağılımı, Maxwell-Boltzmann dağılımına
uyarlar. Bu dağılım ortamın sıcaklığı (T) ile belirlenir. Sistemin kinetik sıcaklığı vardır.
Yüklü parçacıkların hareketi ve salınan akı bu sıcaklığa göre değişir. Bu tür ışımada,
kaynağın parlaklık sıcaklığı3 düşüktür. Fotonların ısısal hareketlerinin dağılımı belirli
bir yönlenme göstermediği için, kaynaktan salınan fotonlar kutuplanmamıştır. Bu
nedenle eğer kutuplanma gözleniyorsa, foton yayınlandıktan sonra kutuplandığı
söylenebilir (örn. Thompson saçılması ile). Isısal ışıma mekanizmaları şu başlıklar
altına toplanabilir:
2 Kütle elementleri arasında herhangi bir ısı alış-verişi gerçekleşmiyor ise, sistem ısısal dengededir. 3 Bir kaynağın parlaklık sıcaklığı, o kaynak ile aynı yüzey parlaklığına sahip karacismin sıcaklığı olarak
tanımlanmaktadır.
10
Karacisim ışınımı: Yüklü parçacıklar sıcaklık nedeniyle hareketlenirler. Bu hareketleri
sırasında, birbirlerine Coulomb kuvvetleri etkin olacak mesafeye kadar yaklaşabilirler.
Bu yakın geçişe “çarpışma” denir. Çarpışma sonucu parçacığın yörüngesi, dolayısıyla
da kinetik enerjisi değişir ve foton salımı gerçekleşir. Bu ısısal ışınım, madde ile ısısal
dengeyi foton-madde etkileşimleri ile sağlamaya çalışır.
Isısal frenleme ışınımı (serbest-serbest ışıma, bremsstrahlung): Yüklü bir parçacık,
başka bir yüklü parçacığın (elektron veya iyon) yakınından geçerken Coulomb
etkileşimleri sonucu ivmelenir (hareket yönü değişir). Bu durumda iki yük, elektrik
dipol oluşturur ve yüklerin ivmeli hareketi nedeniyle bu dipol zamanla değişir.
Değişken dipol (basit anten) elektromanyetik dalga yayınlar. Elektron enerjisinin bir
kısmını bu elektromanyetik dalgalara (foton) aktarır ve kinetik enerjisini kaybeder. Bu
şekilde elektron frenlenmiş olur. Bu türden ışıma sık olarak sıcak, genç yıldızların
çevresindeki HII bölgelerinde sıcaklığın ~104K mertebesine ulaştığı yerlerde, birikim
disklerinde (T≥106 K) ve tayfın radyo bölgesinde gözlenmektedir. Ayrıca galaksilerin
halolarında veya galaksi kümelerindeki yaygın gazda sıcaklığın ~106-7K mertebesine
ulaştığı yerlerde, tayfın X-ışın kısmında da sık olarak gözlenmektedir.
Serbest-bağlı ışıma: Yüksek enerjili bir elektron yakalanarak, atom çekirdeği etrafındaki
enerji seviyelerinden birisine yerleştiğinde bu türden ışıma meydana gelir. Yakalanan
elektron ile yerleştiği seviye arasındaki enerji farkı, foton olarak salınır. Bu nedenle
serbest-bağlı ışıma, serbest-serbest ışıma gibi sadece iyonize gaz içinde gerçekleşebilir.
Bu ışınım tayfta süreklilik oluşturur. Serbest-bağlı ve serbest-serbest (bremsstrahlung)
ışımanın ortam koşulları birbirlerine çok benzemektedir. Düşük frekanslarda (h<<kT)
elektron, çekirdeğe bağlanamayacak kadar yüksek enerjiye sahiptir. Bu nedenle sadece
serbest-serbest geçiş gerçekleştiği kabul edilebilir. Ancak olan bölgelerde
serbest-bağlı geçişler, bremsstrahlung ışınımından daha önemli hale gelmektedir.
Çift-foton salması: Düşük yoğunluklu iyonize bölgelerde belirli frekanslarda
gerçekleşmektedir ve özellikle H ve He benzeri iyonlar için önemlidir. Bağlı-bağlı
geçişler nedeniyle meydana gelmekle beraber, tayf çizgisi oluşturmak yerine sürekli
ışınıma katkıda bulunan bir mekanizmadır. Çarpışma ile uyarılmış elektron temel
seviyeye dönerken yapacağı alt geçişler, quantum mekaniksel seçim kurallarına uygun
olmayacak (yasak geçiş oluşturacak) bir seviyede ise iki olasılık vardır. Bağlı elektron
11
bir kere daha uyarılır ve elektronun yeni seviyesinden temel seviyeye dönüşü yasaklı
olmayan geçiş özelliğini kazanır. Böylece elektron başlangıçtaki seviyeye geri döner.
Ancak düşük yoğunluklu bölgelerde bu ilave uyarılma işlemi gerçekleşemeyebilir. Bu
durumda toplam enerjileri, iki seviye arasındaki enerji farkına eşit olacak şekilde iki
foton salınır. Genellikle düşük yoğunluklu iyonize bulutsularda gerçekleşmektedir.
1.2.2 Isısal olmayan ışıma
Işınım gücünün sıcaklıktan bağımsız olduğu tüm mekanizmalarla gerçekleşen ışıma bu
gruba girmektedir. Bu durumda salma, yüklü parçacıkların elektrik/manyetik alanda
ivmelenmesinden veya hız dağılımı Maxwell-Boltzmann dağılımına uymayan (örneğin
üstel dağılım gösteren) başka parçacıklarla çarpışmasından kaynaklanmaktadır. Yüklü
parçacıkların istatistiksel hareketi manyetik alanın büyüklüğüne bağlı değişim gösterir.
Bu nedenle sistemin kinetik sıcaklığından söz edilemez. Manyetik alan yönlenmiş
(vektörel) bir nicelik olduğu için salınan ışınım kutuplanma gösterebilir.
Sinkrotron (synchrotron) (ve sayklotron-cyclotron) ışınımı: Relativistik elektronların
manyetik alan içinde hareket etmeleri nedeniyle bu tür ışınım oluşmaktadır. Bu tür
ışınım ile bremsstrahlung ışınımı arasında benzerlik bulunmaktadır. Bremsstrahlung
ışınımında elektron bir elektrik alan içinde ivmelendirilir, sinkrotron ışınımında ise
manyetik alan içinde ivmelenmektedir. Bu nedenle sinkrotron ışınımı bazen manyeto-
bremsstrahlung ışınımı olarak da adlandırılmaktadır. Elektronun hareket doğrultusu
manyetik alan doğrultusuna dik ise en yüksek Lorentz kuvveti etkiyecek ve elektron,
manyetik alan çizgisi etrafında çember çizmeye başlayacaktır. Eğer elektronun hareket
doğrultusu manyetik alan doğrultusuna paralel ise bu durumda herhangi bir kuvvet
etkimeyecek ve elektron ışıma yapmayacaktır. Bu iki açı arasında bir eğim ile manyetik
alana giren elektron, manyetik alan çizgisi boyunca spiraller çizecektir. Çember veya
spiral yörüngede bir tam turunu tamamlama (jirasyon) süresi boyunca elektronun hızı,
etkiyen kuvvet nedeniyle değişim göstermez. Ancak elektronun yönünün değişmesi,
ivmelenmesine neden olur ve bu nedenle de ışıma yapar. Yüklü tüm parçalar (protonlar
ve iyonlar dahil) bu etkileşimi gösterirler. Ancak elektronların neden olduğu sinkrotron
ışınımı yanında büyük kütlelerinden dolayı iyonların neden oldukları ihmal edilebilir.
12
Neredeyse tüm sinkrotron kaynağında relativistik elektronlar üstel enerji dağılımına
sahiptir. Bu nedenle yerel termodinamik dengede değillerdir. Sonuç olarak sinkrotron
kaynakları ısısal olmayan (non-thermal) kaynaklar olarak adlandırılmaktadır. Ancak
relativistik Maxwellian elektron enerji dağılımı ısısaldır. Bu nedenle sinkrotron ve non-
thermal ifadeleri tam olarak aynı kavramı ifade etmemektedir. Isısal olmayan ışınım
sergileyen astronomik kaynakların çoğunda sinkrotron mekanizması baskındır.
Sinkrotron ışınımının tayfı, karacisim tayfı gibi karakteristik bir biçim göstermez.
Ancak uzun dalga boylarına gidildikçe ısısal olmayan ışınım miktarı artma
göstermektedir (ısısal ışınımın tersi).
Ters Compton (IC) ışınımı: Foton madde etkileşimi sonucu oluşmaktadır. Compton
saçılması, yüksek enerjili bir fotonun serbest bir elektron ile esnek olmayan çarpışması
sonucu saçılması ile oluşmaktadır. IC saçılması ise bu işlemin tersidir. Yüksek enerjili
elektronun düşük enerjili foton (mesela radyo bölgede) ile esnek olmayan çarpışması ile
saçılma gerçekleşir. Bu durumda elektron enerji kaybeder, foton ise enerji kazanır
(maviye kayma). Yüksek enerjili relativistik elektronların enerjileri üstel dağılım
göstermektedir. Bu nedenle IC ışınımı, ısısal bir ışınım olarak düşünülemez. IC ışınımı
için gerekli olan yüksek enerjili elektronlar ve düşük enerjili (örn. radyo) fotonlar,
synchrotron salması yapan herhangi bir kaynak tarafından üretilmektedir. Bu nedenle IC
salması, synchrotron salması yapan kaynaklarda da gözlenebilmektedir.
1.2.3 Çizgi salma mekanizmaları
Eğer dar bant fotometrik gözlem yapılıyor ise, bu durumda gözlenen bandın içine giren
bir frekansta aşırı salma, yüksek parlaklık ölçümüne neden olacaktır.
Atom çekirdeği atrafındaki bağlı elektron(lar) ısısal hareketler sonucu çarpışma veya
uygun enerjiye sahip foton tarafından uyartılırsa, ilk konumuna geri dönerken belirli bir
enerjide (dalgaboyunda) ışın salar. Çizgi salma mekanizmaları şunlardır:
Yük değişimi: Bir atom ve iyonun çarpışması sonucu aralarında elektron geçişi
gerçekleşebilir. Yer değiştiren elektron, ilk enerji seviyesinden daha düşük enerjili bir
yörüngeye oturursa bu durumda aradaki enerji foton olarak salınır.
13
Floresan ışıma: K (n=1) seviyesi ve bunun üzerinde en az bir enerji seviyesinde (L:n=2,
M:n=3, ...) elektron bulunan atomlarda gerçekleşmektedir. Örneğin K seviyesindeki iki
elektrondan birisi yüksek enerjili bir foton tarafından iyonlaştırılmış olsun. Bu durumda
üst enerji seviyelerindeki elektronlardan birisi, bu boşluğu doldurmak için uygun
enerjiye gelirken foton salar. Bu durumdaki bir atomda üst enerji seviyelerinin sayısı
arttıkça, oluşan elektron boşluğunun kademeli olarak birden fazla elektron hareketi ile
kapanma olasılığı artacaktır. Bu şekilde gerçekleşen ışınıma floresan ışıma denir.
Bu geçiş ile salınan foton, aynı atom içerisinde başka bir elektron tarafından
soğrulabilir. Elektron ve soğrulan fotonun enerjilerine bağlı olarak uyartılma veya
iyonlaşma (Auger iyonlaşması) gerçekleşebilir. Floresan ışıma x-ışın çiftlerinde ve
AGN’lerde oldukça önemlidir.
Isısal: Bağlı bir elektron, ısısal hareketler sonucu çarpışma ile uyartılabilir. Bu durumda
başlangıçtaki enerji düzeyine dönerken foton salar.
Sayklotron (Cyclotron) ışınımı: Manyetik alan içinde relativistik olmayan hızlarla
hareket eden elektronlar sayklotron ışınımı oluşturur. Oluşan ışınımın frekansı,
elektronun manyetik alan çizgisi etrafında dolanma (jirasyon) frekansına eşittir. Bu tür
ışıma, sayklotron mekanizmasından farklı olarak belirli bir frekansta (ve büyük
olasılıkla harmoniklerinde) çizgi salmasına neden olur ve salınan ışınım kutuplanma
gösterir. Dairesel harekette ivme vektörü daima dairenin merkezini gösterir. Salınan
ışınımın elektrik alan vektörü ise ivme vektörünün doğrultusuna eşittir. Gözlemci alan
çizgisi doğrultusunda bakıyorsa ’nin zamanla dönme hareketi yaptığını ve salmanın da
dairesel kutuplandığını görecektir. Yandan bakıldığında elektrik alan vektörü doğrusal
salınım yapıyor görünür (dipol gibi) ve ışınım da doğrusal kutuplanmış olarak gözlenir.
İkisi arasındaki bir açıda bakıldığında ise eliptik kutuplanma gözlenecektir.
Dönme ve titreşimsel geçişler: Moleküllerde elektronik geçişlere ilave olarak bu
geçişler de gerçekleşmektedir. Moleküller kuantumlu bir şekilde dönme ve titreşme
hareketi yaparlar. Bu kuantum seviyeleri arasındaki geçişlerde de, ilgili geçişe ait ışınım
salınır. Salınan ışınım çok düşük enerjilidir ve kırmızıöte-mm bölgesinde
gözlenmektedir.
14
21-cm çizgisi: Bir atomda 1S seviyesinde iki elektron bulunabilir. Bu elektronların spin
yönleri Hund kuralı gereğince birbirlerine zıt olmalıdır. Hidrojen atomunda n=1 enerji
seviyesinde çekirdek etrafında dolanan tek elektron, eğer spin yönünü değiştirirse bu
durumda dalgaboyu yaklaşık 21cm olan bir foton salınır.
1.3 Moröte Bölgede Parlak Yıldızlar
Küresel kümelerde Moröte bölgede parlak kaynakların tanımı Zinn, Newell ve Gibson
(1972) tarafından yapılmıştır. Tanıma göre yatay koldan daha parlak ve kırmızı devler
kolundan daha mavi olan yıldızlar bu gruba girmektedir. Genel olarak tüm kümeler için,
mavi aykırı yıldızlar (Blue Straggler, BS), mavi yatay kol (Blue Horizontal-Branch,
BHB) yıldızları, RR Lyrae değişenleri, Beyaz Cüceler (White Dwarf, WD), OB-
yıldızları, RS CVn türü yıldızlar, Wolf-Rayet yıldızları ve parlak mavi değişenler
(Luminous Blue Variable, LBV) UV-parlak yıldızlar olarak tanımlanır (Rastorguev,
Sachkov ve Zabolotskikh, 2017).
Bu yıldızlar kısa dalgaboylarında, kümedeki diğer tüm yıldızlardan daha parlak
görülürler. Sıcaklığın artmasıyla, en fazla akının salındığı bölge daha kısa
dalgaboylarına kayar. Teorinin öngördüğü sıcaklık değerleri 100000K’lere kadar çıksa
da (örn. Schoenberner, 1983, Renzini, 1985), Yer tabanlı taramalarda belirlenen UV
parlak yıldızların çoğu 30000K’den daha düşük sıcaklıklara sahiptir.
1.3.1 Mavi aykırı yıldızlar (Blue Straggler, BS)
BS yıldızlar ilk olarak M3 küresel kümesinde Sandage (1953) tarafından keşfedilmiştir.
Xin vd. (2011), kısa dalgaboylarında yıldız kümesinin toplam ışınım gücüne BS’lerin
~%10’lara ulaşan ciddi bir katkıda bulunduğunu göstermiştir. Bulundukları kümenin
yaşına göre daha mavi ve renk-parlaklık diyagramında aykırı bir noktada bulundukları
için bu ismi almışlardır. Yıldızın mevcut enerji kaynağına ilave katkı gelmesi sonucu
anakolda kalma süresi, diğer yıldızlara göre daha uzun olan yıldızlardır. Renk-parlaklık
diyagramında anakol yıldızlarından daha sıcak bir bölgede oldukları için UV bölgede
daha parlak görülürler. Çekirdeklerinde hidrojen yakmaya devam ettikleri için tayfsal
özellikleri anakol yıldızlarına benzer yapıya sahiptir. Bu nedenle sadece yıldız
15
kümelerinde, kümenin renk-parlaklık diyagramında dönüm noktasına göre daha sıcak
olan yıldızlar, BS olarak ayırd edilebilirler. Normal yıldız evrimine göre tüm BS
yıldızlar, kırmızı devler koluna (RGB) doğru evrimleşeceklerdir.
BS yıldızlar için en çok kabul gören iki oluşum mekanizması, çift yıldızlarda kütle
aktarımı ve yıldızların çarpışarak birleşmesidir (merging). Bunun yanında farklı
mekanizmalar da mevcuttur (örn. çok yakın çiftlerde, rüzgar ile açısal momentum kaybı
yıldızları birbirlerine yaklaştıracak ve çarpışma ile oluşandan çok da farklı olmayan bir
BS oluşturacaktır). Ancak bunlar çok nadirdir.
BS’ler arasında Algol türü değişenler de bulunmaktadır. Algoller, örten çiftlerdir ve
daha parlak, daha kütleli olan bileşen sıfır-yaş anakolu (ZAMS) yakınlarında bulunur.
Daha sönük olanın ise evrimde daha ileri aşamada olduğu görülür. Sönük olan yıldız
başlangıçta daha kütlelidir ve evrimleştikçe kütle aktarımı ile kütlesinin bir kısmını şu
anda anakolda bulunan ve daha büyük kütleli hale gelen bileşenine aktarmış
durumdadır.
Roche lobu taşması (Roche lobe overflow, RLOF) ile kütle aktarımı tipik olarak üç
gruba ayrılır: A, B ve C türü olarak bilinen bu aktarımlar, kütlesini veren yıldızın evrim
durumuna bağlıdır (Kippenhahn ve Weigert, 1967, Paczynski, 1971). Kütlesini
bileşenine aktaran donör yıldız A türü kütle aktarımında anakolda (çekirdekte H yakma
evresinde), B türü aktarımda kırmızı dev kolunda (çekirdekteki H tükendikten sonra), C
türü aktarımda ise asimtotik dev kolunda (çekirdekteki He yanması bittiğinde) bulunur.
Eğer kütle aktaran (donör) ve kütle kazanan (toplayıcı) yıldızların her ikisi de anakolda
ise, A türü kütle aktarımı yıldızların birleşmesi ile sonuçlanır (Chen ve Han, 2008).
Genel olarak, iki anakol yıldızından oluşan yakın çift değen hale gelir ve daha sonra da
yıldız evrim süreçleri ile veya açısal momentum kaybı nedeniyle (örneğin manyetik
frenleme ile) birleşir (Nelson ve Eggleton, 2001).
Dev yıldızdan RLOF kütle aktarımı dinamik zaman ölçeğinde gerçekleşirse, ortak zarf
aşamasına neden olur. Bu durumda kütle aktarılmaz ve dolayısıyla BS oluşmaz. Kütle
aktarımının kararlı (termal, nükleer) veya kararsız (dinamik) olacağını kritik kütle oranı
(qc) belirler. Eğer q1=Mdonör/Mtoplayıcı>qc ise, çift sistem dinamik kütle aktarımına gider,
diğer durumlarda kütle aktarımı kararlıdır. Kütle aktarımı kararlı olduğu takdirde sadece
B ve C türü kütle aktarımları BS oluşturabilir. Kararlı kütle aktarımı için, B türü aktarım
16
BS’ye bağlı bir He beyaz cücesi oluştururken, C türü aktarım C-O beyaz cüce bileşen
oluşturur (Boffin, Carraro ve Beccari, 2015).
Üçlü sistemlerde iki bileşenin birleşmesi ile BS oluşumunda, “Kozai cycle tidal
friction” mekanizması olarak bilinen Kozai çevrimleri ve gel-git sürtünmesi işlemi etkin
rol oynar (Perets ve Fabrycky, 2009). Gel-git sürtünmesine en iyi örnek Yer-Ay
ikilisidir. Ay’ın neden olduğu tedirginlik kuvvetleri Yer’in dönme hızını yavaşlatır ve
Yer-Ay uzaklığının zamanla artmasına neden olur. Yavaşlatma işlemi en sonunda
dönme-dolanma kilitlenmesini sağlar. Üçlü sistemlerde üçüncü bileşen, içteki ikili
sistemin kütle merkezi etrafında dolanıyorsa buna hiyerarşik üçlü sistem denir. Bu tür
üçlü sistemlerde eğer üçüncü bileşenin yörünge düzlemi ile ikili sistemin yörünge
düzlemi arasındaki eğim yeteri kadar büyükse, üçüncü bileşenin yörüngesinin dış
merkezliği ve eğim açısı dalgalanma gösterir. Buna Lidov-Kozai çevrimi denir (Lidov,
1962, Kozai, 1962). Özetle üçüncü bileşendeki bu dalgalanma nedeniyle içteki çift
sistem değen hale gelir ve sonrasında BS oluşur.
İki veya daha fazla yıldızın fiziksel olarak çarpışması, sonrasında da birleşerek tek bir
yıldız haline gelmeleri ile de BS’ler oluşabilir. Kütle aktarım mekanizmasından farklı
olarak çarpışma, yıldız kümelerindeki gibi dinamik bir ortama ihtiyaç duyar (veya
dinamik olarak kararsız bir çoklu-yıldız sistemine, Perets ve Kratter, 2012). NGC188
gibi açık kümelerde, esas olarak bütün çarpışmalar en az bir çift (veya çoklu) sistem
içeren dinamik karşılaşmalar sırasında meydana gelir. Tek yıldızlar karşılaşma için, çift
sistemlere göre çok daha küçük hedeflerdir. Fiziksel yıldız çarpışmaları yoğun yıldız
kümelerinin merkez kesimlerinde sıklıkla gerçekleşir. Çarpışmaların çoğu, yıldızlar
anakol evresindeyken olur. Ancak evrimin her aşamasındaki yıldızlar arasında çarpışma
gerçekleşebilir. Yıldız kümeleri içinde yıldızların göreli hızları, kaçma hızlarından daha
küçük olduğu için, iki anakol yıldızının çarpışması yıldızların birleşmesi ile sonuçlanır
ve çok az miktarda kütle kaybı gerçekleşir (Boffin, Carraro ve Beccari, 2015).
Çarpışma sonrasında oluşan yıldızın evrimi karmaşıktır ve çok miktarda belirsizlik
içerir. Oluşan yeni yıldız göreli olarak yüksek bir açısal momentuma sahiptir. Diğer bir
deyişle, yıldız küresellikten önemli miktarda sapacak kadar hızlı dönecektir.
Gözlenen BS’lerin neredeyse tamamı, çarpışma ile birleşme ve çift sistemlerin evrimi
ile oluşan BS’lerin birleşimidir. BS’lerin ölçülen dönme hızları hem hızlı dönen hem de
17
yavaş dönenlerin var olduğunu göstermektedir (Boffin, Carraro ve Beccari, 2015). Çoğu
küresel kümede tüm mekanizmalar görülürken, çift yıldız evrimi ile oluşan BS’lerin
açık kümeler ve halo gibi daha az yoğun bölgelerde sıkça görülmesi beklenir.
Kararsızlık kuşağına giren BS’ler zonklama yaparlar. Bunlar SX Phe türü yıldızlar
olarak bilinirler. Küresel kümeler ve haloda bulunan, metalce-fakir BS’lerdir (Cohen ve
Sarajedini, 2012). Dönemleri 0.03-0.08 gün, genlikleri 0.1 kadir mertebesindedir. Işık
eğrilerinin maksimumu keskin bir yapıdadır (Percy, 2007).
1.3.2 Mavi yatay kol yıldızları (Blue Horizontal Branch Stars, BHB)
Çekirdekte hidrojen yakan yıldız, yakıtı bitince helyumdan oluşan bir çekirdeğe sahip
olur. Ayrıca helyum çekirdeği saran ve hidrojenin yakıldığı bir kabuk bölgesi bulunur.
Bu aşamada yıldız Renk-Parlaklık diyagramında devler koluna doğru yükselir. Yıldız
devler kolunda yukarı gittikçe kütle kaybeder. Yıldız Yatay Kol’a ulaşmadan önce
yaklaşık olarak 0.2Mʘ ölçüsünde kütle kaybeder. Yıldız RGB’nin ucuna eriştiğinde
“helyum flash” olayı gerçekleşir ve çekirdekteki sıcaklık helyumu yakmaya yetecek
kadar yükselir. Bu sırada yıldız HB’ye ilerler. Eğer yıldız küçük kütleli ise HB’de mavi
tarafa, büyük kütleli ise kırmızı tarafa düşer (Philip, 2000). Yıldızların HB’ye geldikleri
noktaların konumları sıfır-yaş HB (ZAHB) olarak tanımlanır. Bu aşamada yıldız
çekirdeğinde helyum yakar. Bu tür yıldızların renk-parlaklık diyagramında bulundukları
bölge, üyesi oldukları yıldız kümesinin sıcak yıldızları olduklarını göstermektedir. Bu
nedenle UV bölgede parlaktırlar. Ata anakol yıldızının başlangıç parametrelerine
(başlangıç kütlesi, metal içeriği, vs) bağlı olarak ve kütle kaybetme evresi de dikkate
alınarak, yıldızın belirli bir kütlede hidrojen kabuğu olacaktır. Eğer burada yeterli
miktarda hidrojen kalırsa, aynı zamanda kabukta hidrojen yanması da gerçekleşir. HB
yıldızları, kırmızı dev evresinden sonraki yıldızlardır. Bu konumdaki yıldızlar için genel
olarak çekirdekteki helyum kütlesinin ~0.5Mʘ kadar olduğu kabul edilir.
Başlangıç kütlesi 0.8Mʘ≤M≤3Mʘ aralığında olan yıldızlar, HB yıldızı olurlar. Bu geniş
aralığa göre, HB yıldızlarının geniş bir yaş ve dolayısıyla geniş bir metalisite aralığına
yayılması beklenir. 3Mʘ ile başlayan bir yıldız HB’ye ~109 yıl içinde evrimleşir. Bu
nedenle “genç” olarak görülür ve diskte büyük olasılıkla “güneş” bolluklarında olan
maddeden oluşmuştur. 0.8Mʘ kütle ile başlayan yıldızlar ise >=1010 yıl süre sonra
18
HB’de olabilirler, bu nedenle de “yaşlı” olarak görülebilirler ve bu nedenle metalce
Güneş’ten çok daha fakir bir maddeden oluşmalıdır (de Boer, 1999).
Alanda da HB yıldızları bulunmaktadır. Bunlar ilk olarak Oke, Greenstein ve Gunn
(1966) tarafından keşfedilmiştir. Yaş ile metalisite arasında bir ilişki varsayımı olmadan,
bir alan yıldızının yaşını belirleyebilmek imkansızdır. Bu nedenle alan yıldızları
arasında bulunan yaşlı ve genç HB yıldızları birbirlerinden ayrılamaz. Alanda bulunan
HB yıldızlarının, genç ve yaşlı yıldızların karışımı olduğu kabul edilir.
Samanyolu’ndaki yıldız oluşum oranı, HB yıldız grubunun yaş dağılımı için bir
süreklilik oluşturur. Ancak genel olarak, daha yaşlı olanların sayıca daha fazla olması
gerektiği düşünülmektedir (de Boer, 1999).
HB yıldızlarının metal bollukları normal değerler ile düşük değerler arasındadır.
Yıldızın rengi atmosferik yapısının (Teff, logg, [M/H]) bir fonksiyonudur. HB
yıldızlarının dönme hızları genellikle çok düşüktür (Peterson, 1983).
HB yıldızları mutlak uzaklık ölçeğini tanımlamada önemli rol oynar. Bunun için her tür
HB yıldızı için iyi tanımlanmış [M/H] ile uygun B-V’de Mv değerinin bilinmesi
gereklidir. En iyi Hipparcos paralaksına sahip HB yıldızları kullanılarak, (B-V)0=0.20
ve [Fe/H]=-1.5 olan bir HB yıldızı için Mv=+0.71 olarak belirlenmiştir. HB
yıldızlarında, [Fe/H] ile Mv ilişkisinin RR Lyrae türü yıldızlar için olan ile aynı olduğu
varsayıldığında, [Fe/H]=0 için Mv~1.00 bulunur (de Boer, 1999).
Metalce fakir küresel kümelerde Yatay Kol, daha mavi tarafta oluşur. Metalce daha
zengin olan küresel kümelerde ise Yatay Kol yıldızları kırmızı tarafta dar bir renk
aralığında toplanmıştır ve oluşan “red clump”, kırmızı devler kolu ile bağlantılı gibi
görünür. Ancak bu tablodan sapan küresel kümeleri açıklayabilmek için daha fazla
araştırma gerekmektedir (de Boer, 1999).
1.3.3 RR Lyrae türü değişenler
RR Lyrae yıldızları zonklayan, düşük kütleli, anakoldan evrimleşmiş ve çekirdeklerinde
helyum yakan yıldızlardır. CMD’de HB üzerinde bulunurlar. Bu yıldızların bulunduğu
bölgeye “kararsızlık kuşağı” adı verilir. Bu kuşakta (anakolu neredeyse dikey olarak
keser) zonklama, kappa () mekanizması ile gerçekleşir. Kappa, yıldız katmanlarının
19
opasitesini temsil eder ve gelen ışınımı engelleme kapasitesini gösterir. Yıldızların iç
kısımlarında çoğu yerde sıcaklık arttıkça yıldız gazının opasitesi düşer. Ancak bu
eğilimin zayıfladığı hatta tersine döndüğü bölgeler de mevcuttur. Örneğin hidrojen ve
helyum kısmi iyonizasyon bölgelerinde (belirli bir sıcaklığa bağlıdır) sıcaklık arttıkça
opasite de artar. Bu bölgeler, özellikle helyum kısmi iyonizasyon bölgesi, klasik
Cepheid’lerde ve RR Lyrae türü yıldızlarda zonklamayı tetikleyici bölgeler olarak
dikkate alınır. Sıkıştığında, iyonize madde opasiteyi artırır. Işınım basıncı kütle çekim
kuvvetini geçtiğinde, yıldızın yarıçapı küçülürken sıcaklığı da artar. Basınçtaki
dengesizlik yıldızın üst katmanlarını dışa doğru iter ve yıldız genişlerken aynı zamanda
soğumaya başlar. Yıldız yeniden hidrostatik dengeye ulaştığında, anakol yıldızlarından
farklı olarak dış katmanlar genişlemeye devam eder. Bu noktada yıldızın yarıçapı daha
büyük, sıcaklığı daha düşüktür. Genişleme durduğunda yıldız kısa dalgaboylarında
(UV, X-ışın) ışıma yapar (Catelan ve Smith, 2015). Katman hareket ettiğinde ve daha
düşük sıcaklıklara ulaştığında, serbest elektronlar iyonlara bağlanır, opasite düşer,
katman geriye gelir ve döngü tekrarlanır. Zonklamanın etkin olabilmesi için, kısmi
iyonizasyon bölgelerinin yıldız içinde belirli derinliklerde olması gereklidir. Bunun için
yıldızın özellikleri uygun olmalıdır. Bu nedenle kappa mekanizması kaynaklı
zonklamalar CMD’de, “kararsızlık kuşağı” gibi belirli bir bölgede olmaktadır
(Kolenberg, 2012).
RR Lyrae yıldızları tipik olarak ~0.2 ile ~1 gün arasında dönemli parlaklık değişimi
gösterirler. Optik bölgede genlikleri 0m.3 ile 2m arasında değişir. Işık eğrilerinin genliği
UV bölgede 2m-5m aralığını bulmaktadır (Wheatley, Welsh ve Browne, 2012). Tayf
türleri ise A2 ile F6 arasındadır. Çoğu, radyal temel modda (RRab), radyal ilk
harmonikte (RRc) ve bazı durumlarda her iki modda da (RRd yıldızları) zonklama
yaparlar. RRab yıldızlarının ışık eğrilerinin genlikleri daha büyük (~1m) ve dönemleri
daha uzundur (~0.35-1 gün). RRc türü yıldızlarda ışık değişimi genellikle daha sinüsel
bir yapıdadır. Bunların ışık eğrilerinin genliği daha düşük (0m.5 civarı), dönemleri daha
kısadır (~0.2-0.45 gün). Dönem aralıkları bir önceki tür ile çakışır. RRd yıldızları her iki
radyal modda da eşzamanlı olarak zonklama yaptıklarından daha karmaşık ışık
eğrilerine sahiplerdir.
V bandındaki mutlak parlaklıkları +0m.6 civarında, etkin sıcaklıkları ise 6000-7250K
aralığındadır (Catelan, 2004). RR Lyrae türü yıldızlar sadece yaklaşık 10Gyr’dan daha
20
yaşlı yıldızlar içeren yıldız topluluklarında bulunurlar. CMD üzerinde, HB ile
kararsızlık kuşağının kesiştiği konumda yer alırlar. RR Lyrae yıldızları anakoldan
evrimleşmiş, kırmızı devler koluna (RGB) çıkmış, helyum flash aşamasından geçmiş,
çekirdekte helyum yakma evresinde bulunan yıldızlardır (bu evre HB’yi tanımlar)
(Catelan ve Smith, 2015).
HB’deki düşük kütleli yıldızlar için çekirdekte helyum yakma evresinde geçen süre
yaklaşık 108 yıldır, bu da HB’deki bir yıldızın RR Lyrae yıldızı olarak kalabilmesi için
maksimum süredir. Ancak HB yıldızları çekirdekte helyum yakma evresinin tamamında
kararsızlık kuşağında bulunmaz. Bu nedenle bu süreden daha kısa ömürleri olmalıdır
(Catelan ve Smith, 2015). RR Lyrae yıldızları dev yıldızlardır ancak yarıçapları 4-6Rʘ
kadardır. Bu yarıçap değeri, RGB’nin ucunda oldukları zamanki değerden çok daha
küçüktür (Smith, 1995). Bu yıldızlar merkezi helyumlarını tüketince HB’yi terkederler,
yeniden genişleyerek asimtotik devler koluna (AGB) giderler.
Bazı RR Lyrae yıldızlarının ışık eğrileri çevrimden çevrime değişim göstermezken,
bazıları Blazkho etkisi olarak adlandırılan bir değişim gösterir. Blazkho etkisi, RR
Lyrae yıldızlarının birincil zonklama çevrimlerinin dönemlerinin çok daha uzun bir
dönem ile modüle olmasıdır. Temel moddaki RRab yıldızlarının yaklaşık %50’sinde bu
etki gözlenir (Jurcsik vd., 2009, Benkő vd., 2010). Bu etki ilk harmonikte olan RRc
yıldızları arasında daha az yaygındır, bu yıldızların %10’undan daha azında gözlenir.
Blazkho modülasyonunun dönemi 5 ile 1000 gün arasında olabilir. Blazkho etkisinin
genliği zamana göre sabit kalmaz. Bazı yıldızlar (örn. RR Gem, Sódor, Szeidl ve
Jurcsik, 2007) etkinin bazen şiddetli, bazen ihmal edilebilecek seviyede olduğunu
göstermişlerdir.
RR Lyrae yıldızları HB’de V parlaklığında aslında küçük bir bölgeyi işgal ettikleri için
(bkz. Smith, 1995), mükemmel uzaklık göstergeçleri olarak tanımlanırlar. Bu yıldızların
ışınımgüçleri veya mutlak parlaklıkları bilindiği takdirde, küresel kümelerin, galaktik ve
galaksi dışı (yerel grup) konumların uzaklıklarını (dolayısıyla yaşlarını) belirlemede
kullanılabilir. Bu yıldızlar için dönem, ışınımgücü ve kütle arasında bir ilişki
bulunmaktadır. RR Lyrae yıldızlarının geniş bir aralıkta metal içeriğe sahip olduğu (bkz.
Lambert vd., 1996) ve düşük metal bolluğuna sahip olanların daha fazla sayıda olduğu
bilinmektedir. İlave olarak yaşlı bir yıldız topluluğu oldukları ve çok sayıda
21
bulundukları için, galaksinin kimyasal ve dinamik evrimi ile ilgili bilgiler
taşımaktadırlar.
1.3.4 Beyaz cüce (White Dwarf, WD) yıldızlar
Yıldızların büyük çoğunluğu (~>95%) evrimlerinin sonunda WD olurlar. WD’ler
termonükleer yakıtlarını tüketmişlerdir. Çoğu, beyaz cüce olmadan önce çekirdeğinde
hidrojen ve helyum yakmıştır. Çekirdeklerinde C-O bulunduğu düşünülmektedir
(Fontaine vd., 2013). Yaklaşık olarak 1Mʘ ile 8Mʘ kütle aralığındaki anakol yıldızları
bu evreye gelirler (Fontaine vd., 2013). WD olduktan sonra tüm yıldızlar ~0.6Mʘ
civarında kütlelere sahip olurlar. Bu durum, bir önceki evrim aşaması olan kırmızı dev
evresinde ciddi kütle kaybı yaşadıklarını göstermektedir. WD’ler katmanlı yapıya
sahiptir. Çoğunun sahip olduğu C-O çekirdek (kütlenin %99’unu içerir), ince bir
helyum mantosu ile sarılmıştır (en fazla ~0.01 MWD). En dışta ise daha ince ancak opak
hidrojen zarf ile çevrilidir (en fazla ~0.0001 MWD). WD’ler hidrostatik dengede, sıkışık
ve soğuyan cisimlerdir: kütle çekim kuvveti, dejenere elektron basıncı ile
dengelenmiştir. Bu, evrimin neredeyse sabit yarıçapta olduğunu gösterir. Soğuyan
WD’ler sahip oldukları plazmanın termal enerjisini yavaşça yayınlayarak ışınımda
bulunurlar. Bu plazma başlangıçta gaz gibi davranır, soğudukça akışkan gibi davranır ve
en sonunda katı faza geçer (Fontaine vd., 2013).
WD türü yıldızların etkin sıcaklıkları 3000-200000K aralığındadır. Soğuma evresinin
başında olanlar, bulundukları kümelerin sıcak yıldızları arasındadır. Bu nedenle UV
bölgede parlak görülürler. Yüzey çekim ivmeleri log g~8 civarındadır. Kütleleri 0.3-
1.2Mʘ, yarıçapları 0.025-0.006 Rʘ aralığında olup, çoğu kütle olarak 0.6Mʘ ve yarıçap
olarak 0.012Rʘ komşuluğundadır (Fontaine vd., 2013).
Post-AGB yıldızlarının yaklaşık %75’i WD bölgesine hidrojence zengin atmosferler ile
girerler. Element çökelmesi (sedimentation) logg~8 olan yıldızlarda oldukça etkindir.
Çökelme sonrasında neredeyse tamamen hidrojenden oluşan bir atmosfer kalır. Bu tür
WD’ler DA türü olarak adlandırılırlar. DA türü yıldızlarda, HR diyagramındaki
neredeyse tüm sıcaklık aralıklarında Balmer çizgileri gözlenebilir.
22
Post-AGB yıldızlarının bir kısmında helyum flash işlemi çok geç gerçekleşir. Bu olay,
onları geçici olarak yeniden AGB’ye yerleştirir. Yeniden AGB’ye gelen yıldızda oluşan
şiddetli karışım (violent mixing) nedeniyle, kalan hidrojenin önemli bir kısmı yanar. Bu
aşamadan sonraki yıldızlar, birbirleriyle kabaca karşılaştırılabilir oranlarda He, C ve O
karışımı fazla olan atmosferlere sahiptirler. Bunlar çok sıcak yıldızlardır ve PG1159
yıldızları olarak adlandırılırlar (Fontaine vd., 2013).
Yıldız rüzgarları bir süre daha kütle çekimsel çökmeyi dengeleyerek, PG1159 türü
yıldızların atmosfer bileşimini korumaya çalışır. Ancak yıldızın soğuması ile rüzgar
etkinliği azalır ve çökelme ön plana çıkar. Sonuçta helyumdan oluşan bir atmosfer kalır
(C ve O fotosferde görülebilecek alanın altına çöker). Etkin sıcaklığa ve atmosferde eser
miktarda kalan diğer elementlerin izlerine bağlı olarak, bu yıldızlar DO, DB, DQ, DZ ve
DC türleri olarak adlandırılırlar.
Bir WD soğuma evrimi sırasında, zarf oluşumu için uygun olan kararsızlık bölgesine
girdiğinde zonklama yapar. Zonklamalar non-radyal düşük dereceli g-modlarında, ~100
s ile ~1000 s arasında dönemlerde olur. İlk keşfedilen zonklayan WD olan “HL Tau
76”dan sonra (Landolt, 1968), çok sayıda zonklayan WD bulunmuştur (Saio, 2013).
1.3.5 OB-yıldızları
Bu gruptaki yıldızlar O ve erken B tayf türünden yıldızları içermektedir. Yüksek etkin
sıcaklık değerlerine sahip olan bu yıldızlar UV bölgede çok parlak görülürler. Anakol
ömürleri çok kısadır. Bu nedenle oluştukları bulutsudan çok uzaklaşamazlar. Hidrojen
bakımından zengin olan bulutsu içinde, bir kez iyonize hidrojen (H II) bölgeleri
oluşmasına neden olurlar (Puls, 2007).
OB oymakları (OB-associations) olarak bilinen yıldız toplulukları içinde B türü
yıldızların yanı sıra birkaç tane O türünden yıldız bulunur. Ortalama üye sayısı 50-100
kadardır. O türü yıldızların anakol ömrü birkaç 10 milyon yıl kadardır. Bu da OB-
oymaklarının ömürlerini belirler. Oymak içindeki yıldızlar birbirlerine kütle çekimsel
olarak bağlı değildir. Bir OB-oymağının boyutu açık kümelerden daha büyük, onlarca
parsek kadar olabilir (Garmany, 1994).
23
1.3.6 RS CVn türü yıldızlar
RS CVn türü yıldızlar yörünge dönemleri 1 ile 14 gün arasında, sıcak bileşeni F-G IV-V
türü ve tutulma dışında tayfında güçlü Ca II H-K çizgileri görülen çift yıldız
sistemleridir (Hall, 1976). Dönemi 1 günden daha kısa olan “kısa dönemli” RS
CVn’lerin yanı sıra, 14 günden daha uzun olan “uzun dönemli” değişenler de
bulunmaktadır. Keşiflerinden sonra yapılan çalışmalar ile bu tür yıldızların; radyo
salmaları, flare, 107 K sıcaklığa karşılık gelen ısısal X-ışın salmaları, şiddetli ve
değişken Ca II H ve K, H, Mg II h ve k çizgi salmaları gösterdikleri anlaşılmıştır.
Bu sistemler kilitli yörüngeye sahiptirler ve aynı zamanda hızlı dönen yıldızlar olarak
da bilinirler. Bu nedenle diğer soğuk aktif yıldızlara göre RS CVn’ler güçlü kromosferik
plage bölgeleri, koronal X-ışın ve mikrodalga salmaları, optik, UV, radyo ve X-ışın
bölgesinde güçlü flare yapıları gösterirler.
Işık değişiminin genliği, leke alanı değiştikçe değişim gösterir. Leke kaynaklı değişimin
gözlendiği bölgeler, yıldızın diferansiyel dönmesi nedeniyle yer değiştirir. Çoğu RS
CVn yıldızı parlaktır. Leke kaynaklı değişimin ortalama genliği 0.2 kadir
mertebesindedir (Percy, 2007). Büyük genlikli değişimler, yıldızın görünen yüzeyinin
yarısına kadar leke ile kaplı olduğunu göstermektedir (Berdyugina, 2005).
Manyetik dinamo mekanizması ile üretilen manyetik alan, yıldız atmosferinin üst
katmanlarını ısıtır. Bu nedenle kromosfer ve varsa geçiş bölgesi ile korona katmanları
kısa dalgaboylarında parlak görülürler. Eğer RS CVn türü yıldızın anakol bir bileşeni
varsa, optik ve UV bölgede bu bileşenin etkileri de belirgin olur. Bu durumda X-ışın
veya mikro dalga bölgesinde flare özellikleri daha iyi incelenebilmektedir.
Kırmızı cüce yıldızlar, manyetik aktivite gösteren, 0.08 Mʘ ile 0.5 Mʘ kütle aralığındaki
anakol yıldızlarıdır. Kütle için alt sınırı, Güneş bolluğundaki yıldızlarda hidrojenin
yanması için gerekli kütle sınırı belirler. Üst sınır ise M0 tayf türüne karşılık gelir.
Yarıçapları 0.2 Rʘ ile 0.6 Rʘ, etkin sıcaklıkları ise 2500-4000K aralığındadır.
Dolayısıyla kütleleri, yarıçapları ve sıcaklıkları Güneş’ten daha düşüktür. Işınım
güçleri, Güneşin 0.001-0.08’i kadardır. Galaksimizdeki yıldızların yaklaşık %80’i bu
türden yıldızdır. Manyetik etkinlikleri nedeniyle aşırı güçlü flare yapıları gözlenir.
Yıldızların yüzeylerinin en fazla %10’u kadar bir alanı kaplayan lekeler, fotosferin leke
24
olmayan bölgelerinden daha soğuktur. Leke etkinliğinin yanı sıra UV, X-ışın ve radyo
bölgede etkin kromosfer ve koronaları bulunur. Etkinliğe neden olan manyetik alan,
“türbülanstan kaynaklı dinamo modeli” ile açıklanmaktadır. Bu modelde manyetik alan
rastgele konvektif hareketler tarafından üretilir. Diferansiyel dönme veya ışımasal-
konvektif bölge sınırının konumu önemli değildir. Manyetik alan akı tüpleri oluşturur,
tüpler yıldız yüzeyinde dışa doğru yönelir, ters kutuplu bölgeler ile birleşir ve yok
olurlar. Çevrimsel bir değişim göstermezler (Berdyugina, 2005).
Güneş türü yıldızlarda, Güneş’tekine benzer kromosferik aktivite gözlenir. En belirgin
işareti tayfta görülen Ca II H&K salma çizgileridir (Wilson, 1978). Kromosferik aktivite
çevrimleri, yıldızdan yıldıza değişen biçimlerde ışık değişimine neden olabilir. Benzer
değişim F7-K2 tayf türü aralığındaki yıldızlarda da gözlenir. Güneş türü değişim
gösteren yıldızların etkin sıcaklıkları 4900-6400K aralığındadır. Güneş türü yıldızlarda
manyetik aktivite yıldızın yaşı arttıkça azalma gösterdiği anlaşılmıştır (Gudel, Guinan
ve Skinner, 1997).
1.3.7 Wolf-Rayet (WR) yıldızları
WR yıldızları, renk-parlaklık diyagramında üst anakol bölgesinde bulunan, 30000K
veya daha fazla etkin sıcaklığa sahip, ışınımgüçleri 106Lʘ’e kadar çıkabilen Pop I
yıldızlarıdır. Tayflarında OB türü yıldızların soğurma çizgilerinin yanı sıra geniş,
şiddetli ve yüksek derecede iyonize olmuş C, N, O ve He salma çizgileri görülür. Güçlü
C ve O salması görülen (WC), N ve He salması görülen (WN) ve O salması görülen
(WO) alt grupları bulunur. Sayıları çok azdır. Şiddetli yıldız rüzgarları ile kütle
kaybederler. Kütle kayıp hızları çok yüksek olduğu için (10-4 Mʘ/yıl) galaksinin
kimyasal evriminde önemli rol üstlenirler (Percy, 2007). Salma çizgilerinin nedeni bu
yıldız rüzgarlarıdır (Crowther, 2007).
WR yıldızlarının başlangıç kütleleri 30-40 Mʘ kadardır ve çekirdeklerinde helyum
yakarlar. Yıldızın ilk kütlesinin %75’i kadar olabilen dış katmanları yıldız rüzgarları ile
atılır. Yıldız rüzgarlarının ortalama terminal hızı 750-5000 km/s aralığındadır. WR
yıldızlarının yarıya yakını değişendir. Fotometrik değişim genellikle düşük genlikte ve
düzensizdir. Kararsızlık kuşağına yakındırlar. Diğer kütleli yıldızlar gibi örten veya
25
elipsoidal değişen olabilirler. Rüzgar ile atılan maddenin yoğunluğundaki değişimler
nedeniyle dakika veya saat mertebesinde küçük ölçekli değişimler sergileyebilirler.
Salma çizgilerinin şiddeti ile parlaklık ve renklerindeki değişim birbirlerine bağlıdır
(Percy, 2007).
1.3.8 Parlak mavi değişenler (Luminous Blue Variables, LBV)
Cyg veya S Dor türü yıldızlar olarak da bilinen LBV yıldızları, renk-parlaklık
diyagramındaki en parlak ve en sıcak yıldızlardır. WR yıldızlarına ait çoğu karakteristik
özellikler bu yıldızlar için de geçerlidir. Genel olarak LBV’lerin WN türü Wolf-Rayet
yıldızlarının atası olduğu düşünülmektedir (Crowther, 2007). Sıcaklıkları nedeniyle UV
bölgede parlak görülürler. Sayıları çok azdır. Ancak çok parlak oldukları için herhangi
bir engelleyici ortamın arkasında kalmadıkları sürece çok uzakta olsalar da
gözlenebilirler. Bu türden ilk keşfedilen yıldızlardan olan S Dor, galaksimizin dışında,
Büyük Macellan Bulutu’nda bulunmaktadır.
LBV grubuna giren B1 tayf türünden bir hiperdev yıldız olan P Cygni ilk keşfedilen
atmosferi genişleyen yıldızlardandır. Tayfında, genişlemiş soğurma çizgisi üzerine
binmiş salma çizgisi (P Cygni profili) bulunmaktadır ve bu çizgi kısa dalgaboylarına
kaymış durumdadır. Bu durum atılan maddenin yıldızdan uzaklaştığını göstermektedir.
Eta Carinae, LBV grubuna giren bir diğer yıldızdır. 1840’larda -1m değerine ulaşan
görünür parlaklığı, yıldızın etrafını saran toz nedeniyle yaklaşık 10m kadar azalmıştır.
Bu yıldız ayrıca yakın-IR bölgede de değişimler göstermektedir.
LBV’ler evrimin ileri aşamalarında olan kütleli yıldızlardır. Merkezlerinde B-F türü
hiperdev yıldız bulunur. Ancak etraflarında bulunan gaz nedeniyle tayfları ve renkleri
farklıdır. Kütle kaybına neden olan patlamalar (Crowther, 2007), kalın bir yıldız rüzgarı
tabakası oluşturur. Bu da görünen sıcaklıkta ani ve hızlı düşmelere neden olur.
Püskürmelerin, Eddington limitine yakın ışınımgüçleri ile kararsızlık kuşağına yakın
olmalarının neden olduğu düşünülmektedir (Percy, 2007).
Yaşlı kümelerin gözlemi, Mavi Aykırı (BS) ve Beyaz Cüce (WD) türleri gibi
evrimleşmiş yıldızlar hakkında bilgi edinmek için oldukça önemlidir. Kümeler gibi
26
kalabalık alanların fotometrik gözlemlerinde farklı teknikler kullanılabilir (PSF
modelleme, açıklık düzeltmesi, vb). Ayrıca CCD fotometrisi ile aynı anda birçok küme
üyesinin ışıkölçüm gözlemi de gerçekleştirilebilir. Tayfsal gözlemler için durum biraz
daha farklıdır. Küresel bir kümede, belirli bir yıldızın tayfsal gözleminde,
yakınlarındaki diğer yıldızlardan gelen ışınım ile karışma olasılığı oldukça yüksektir.
Bu istenmeyen sinyaller nedeniyle alınan tayfların kalitesi düşer. Bu olasılık açık
kümeler için daha düşüktür. Bu nedenle açık kümelerin fotometrik ve tayfsal gözlemleri
daha karışmamış veri üretmeye imkan sunar.
BS ve beyaz cüce türü yıldızlar, yıldız evrimi sonucunda anakoldan ayrılmış durumda
olan cisimlerdir. Bu yıldızların gözlemleri bize tek ve çoklu yıldız sistemlerinin evrimi
hakkında önemli bilgiler verir. Bunun yanında Ferraro vd. (2009), çarpışma ile oluşan
BS türü yıldızların daha mavi, çift sistemlerde kütle aktarımı ile oluşanların ise daha
kırmızı olduğunu belirtmiştir. Hills ve Day (1976) ve Benz ve Hills (1987), çarpışma
nedeniyle oluşan BS’lerin çevrelerindeki zarfta Helyum miktarının artacağını, bu
nedenle diğerlerinden daha mavi olacaklarını göstermiştir. Ayrıca Deupree (1990),
çekirdeği hızlı, çevresindeki zarfı yavaş dönen BS türü yıldızların uniform dönen
yıldızlara göre daha kırmızı görüneceğini göstermiştir. Uzay dağılımları da, kümenin
hangi bölgesinde hangi oluşum mekanizmalarının daha etkin olduğu konusunda bilgiler
vermektedir. Bu tür yıldızlar, kararsızlık kuşağı içinde olmaları halinde zonklama
yapabilirler. Zonklama sabitinin belirlenmesi durumunda yıldızların kütleleri doğrudan
hesaplanabilir (Mateo, 1993, Winget ve Kepler, 2008). Örten çift sistemlerin bileşeni
olmaları halinde, sisteme ve bileşenlere ait fiziksel ve geometrik parametreler oldukça
duyarlı belirlenebilir. Bu bilgiler, yapılmış modelleri test etmek için ve yeni modellerin
oluşturulmasında değerlidir. Bu nedenle bu tür yıldızların gözlemleri ve belirlenecek
fiziksel parametreler oldukça önemlidir.
27
2. MATERYAL ve YÖNTEM
2.1 Yıldız Kümelerinin ve UV-Parlak Kaynakların Seçimi
Çalışma kapsamında incelenen açık yıldız kümeleri, “Milky Way Star Clusters”
kataloğundan4 alınmıştır (Kharchenko vd., 2013). Bu derleme katalogda çeşitli türden
toplam 3208 yıldız kümesine ait yaş, uzaklık, yarıçap, kızarma gibi parametreler
bulunmaktadır. Bu kümelerin bir kısmının limit yarıçapları içinde kalan bölge GALEX
tarafından tamamen gözlenmiştir. Ancak bu durumdaki yıldız kümelerinin sayısı fazla
değildir. GALEX arşivinde çoğunlukla küme alanının sadece bir kısmına ait gözlemler
bulunmaktadır (örn. Şekil 2.1). Bu nedenle optik karşılığı olan kaynakların ve optik
karşılığı olmayan kaynakların incelenmesi için iki farklı küme listesi oluşturulmuştur.
Optik karşılığı olmayan kaynakların incelendiği kümeler için, limit yarıçapları içinde
kalan kaynakların %80 ve daha fazlasının GALEX tarafından gözlemi olan 11 yıldız
kümesi seçilmiştir. Şekil 2.2’de, seçilen yıldız kümeleri, GALEX arşivinde parlaklığı
verilen tüm kaynaklar ile beraber verilmiştir. Her bir kümeye ait çekirdek ve limit
yarıçap sınırları da şekil üzerinde işaretlenmiştir. Optik karşılığı olan kaynakların
incelendiği yıldız kümeleri listesinde ise, GALEX gözlemlerinin küme bölgelerini
kapsama miktarı görsel olarak seçilmiş toplam 16 yıldız kümesi bulunmaktadır. Seçilen
yıldız kümeleri Çizelge 2.1’de verilmiştir.
Şekil 2.1 GALEX kataloğunda NGC 1039 bölgesindeki parlaklığı verilmiş kaynaklar
görülmektedir. Kümenin Kharchenko vd. (2012) tarafından verilmiş olan
merkezi, çekirdek ve limit yarıçapları sırasıyla nokta ve kesikli çizgiler ile
gösterilmiştir.
4 https://heasarc.gsfc.nasa.gov/db-
perl/W3Browse/w3table.pl?tablehead=name%3Dmwsc&Action=More+Options
28
Şekil 2.2 Optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynakların incelenmesi için seçilen açık
yıldız kümeleri ve GALEX ile taranan gözlem alanları görülmektedir.
Kümelerin çekirdek ve limit yarıçapları kesikli çizgiler ile gösterilmiştir.
29
Çizelge 2.1 Optik karşılığı olan ve olmayan kaynakların incelendiği açık yıldız kümeleri.
Koordinat bilgileri küme merkezini göstermektedir.
Küme Adı Sağ Açıklık Dik Açıklık Galaktik
Boylam
Galaktik
Enlem
Optik
Karşılığı
Olanlar
Optik
Karşılığı
Olmayanlar
Blanco 1 00sa 04dk 07s -29° 50ʹ 00ʺ 138°.6186 +08°.8858 +
NGC 188 00sa 47dk 24s 85° 15ʹ 18ʺ 015°.5719 -79°.2612 + +
Collinder 463 01sa 49dk 12s 71° 46ʹ 48ʺ 127°.1919 +09°.3889 + +
NGC 752 01sa 57dk 41s 37° 47ʹ 06ʺ 147°.5152 +05°.6614 +
King 5 03sa 14dk 46s 52° 41ʹ 49ʺ 143°.7732 -04°.2760 + +
Berkeley 10 03sa 39dk 36s 66° 29ʹ 24ʺ 122°.8647 +22°.3836 + +
Tombaugh 5 03sa 48dk 04s 59° 04ʹ 12ʺ 137°.1251 -23°.2542 + +
IC 361 04sa 18dk 58s 58° 15ʹ 00ʺ 180°.3366 -16°.7718 + +
NGC 1647 04sa 45dk 59s 19° 10ʹ 12ʺ 186°.1561 -13°.0961 + +
NGC 1817 05sa 12dk 15s 16° 41ʹ 24ʺ 198°.1071 +19°.6340 +
NGC 2420 07sa 38dk 23s 21° 34ʹ 01ʺ 227°.8725 +15°.3929 + +
NGC 2506 08sa 00dk 01s -10° 46ʹ 12ʺ 205°.9195 +32°.4843 +
NGC 2539 08sa 10dk 41s -12° 50ʹ 24ʺ 221°.3528 +84°.0248 +
NGC 2548 08sa 13dk 43s -05° 45ʹ 00ʺ 230°.5639 +09°.9347 +
NGC 2632 08sa 40dk 23s 19° 41ʹ 24ʺ 233°.7053 +11°.1115 + +
NGC 2682 08sa 51dk 23s 11° 48ʹ 54ʺ 143°.9423 +03°.5725 + +
Melotte 111 12sa 25dk 06s 26° 06ʹ 00ʺ 215°.6960 +31°.8963 +
GALEX çoğunlukla tarama gözlemi yapmaktadır. Ancak gözlem süresinin %33’ünü
projeli gözlemlere ayırmıştır (bkz. Bölüm 3.1). Seçilen her bir küme bölgesinde,
GALEX NUV (Near UltraViolet) parlaklığı en yüksek olan toplam 20 kaynak
incelenmiştir. GALEX pipeline’ında kaynakların fotometrik görüntü üzerindeki
konumları SExtractor (Bertin ve Arnouts, 1996) yazılımı ile belirlenmektedir. Ancak
bazı kaynakların parlaklıkları nedeniyle konumlarının belirlenmesinde zorluklar
çıkabilmekte veya görüntüler üzerinde yanlış belirlemeler yapılabilmektedir. Bu
nedenle katalogdaki her kaynağın iki bant NUV-FUV ölçümleri olmayabilmektedir.
NGC 2682 (M67) bölgesindeki yıldızlar daha detaylı incelenmek üzere seçilmiştir ve
GALEX arşivinde projeli gözlemi mevcuttur. Bu nedenle kaynakların NUV
parlaklıkları bu gözlemlerden alınmıştır5. Kalan tüm yıldız kümelerinde yıldızların AIS
(All Sky Imaging Survey) taraması ile verilmiş parlaklıkları kullanılmıştır.
Optik karşılığı olmayan parlak kaynaklar ise, küme limit yarıçapı içinde kalan, GAIA,
Tycho-2 veya SDSS kataloglarında, GALEX arşivinde belirtilmiş karrdinatların 10”
komşuluğunda herhangi bir cisim olmayanlar arasından seçilmiştir. Bu kaynakların
5 http://galex.stsci.edu/GR6/?page=tilelist&survey=gii
30
parlaklık dağılımları Gaussian dağılım ile modellenmiş ve parlaklığı, ortalama değerden
2 ve daha parlak olanlar kullanılmıştır.
Seçilen kümeler içinden M67 bölgesinde bulunan kaynaklar, arşivden alınmış
fotometrik ölçümleri ile fotometrik ve tayfsal gözlemler birleştirilerek (bkz. Bölüm 3 ve
Bölüm 4) daha detaylı olarak incelenmiştir.
2.2 Kaynakların Tayf Türlerinin Belirlenmesi
Kaynakların tayf türleri, RTT150 teleskobuna bağlı TFOSC dedektörü ile alınmış slit
tayfların, bir tayf kütüphanesi ile çapraz korelasyona sokulması ile belirlenmiştir.
Tayf kütüphanesi olarak Elodie 3.1 (Prugniel vd., 2007) düşük çözünürlüklü tayflar
kullanılmıştır. Kütüphane içerisinde 1388 yıldızın toplam 1962 tayfı bulunmaktadır.
Tayflar Haute-Provence Gözlemevi’ndeki 193 cm çaplı teleskoba bağlı ELODIE
tayfçekeri ile alınmıştır. Dalgaboyu aralığı 3900-6800 Å’dur. Tayfı alınan kaynakların
etkin sıcaklıkları (Teff) 3100-50000 K, logg değerleri -0.25 ile 4.9, metalisiteleri ([M/H])
ise -3 ile 1 aralığındadır. Her tayf iki farklı çözünürlükte verilmektedir. Yüksek
çözünürlüklü tayflarda (R~42000) akı değerleri, her bir soğurma çizgisinin iki
tarafındaki en yüksek akı değerlerinin olduğu noktalara (pseudo-continuum) normalize
edilmiştir. Düşük çözünürlüklü (R~10000) tayflarda doğrudan akı değerleri
verilmektedir.
Çapraz korelasyon işlemi IRAF programında noao.rv.fxcor “task”ı kullanılarak
gerçekleştirilmiştir. Bu çalışmada yapılan tayfsal gözlemler TUG RTT150 teleskobuna
bağlı TFOSC tayfçekerinde 14 numaralı grism (R~1337) kullanılarak yapılmıştır.
“Task”ın “rebin=largest” parametresi kullanılarak, karşılaştırılan tayfların
çözünürlükleri (Å/piksel), düşük çözünürlüklü olan ile uygun hale getirilmiştir. Ayrıca
tüm tayflar çapraz korelasyona sokulmadan önce 5550Å’daki akı değerlerine normalize
edilmiştir.
“Task” tarafından kullanılan çapraz korelasyon, Tonry ve Davis (1979) tarafından
geliştirilmiş olan, Fourier çapraz korelasyon yöntemidir. Sürekli f ve g fonksiyonlarının
çapraz korelasyonu:
31
dtgtfgf )()())(( 2.1
şeklinde ifade edilir. Burada )(tf , )(tf fonksiyonunun kompleks eşleniğidir. İkinci
fonksiyonun (g), kadarlık kayma miktarına karşılık gelen bu fonksiyon çarpımı,
çapraz korelasyon fonksiyonudur. Korelasyonun durumu Tonry-Davis oranı ile
ölçülebilir. Tonry-Davis oranı (TDR ah 2 ), çapraz korelasyon fonksiyonundaki
gerçek pik (h) ile, fonksiyonun kalanının ortalaması arasındaki orandır. Bu değer ne
kadar büyük ise, karşılaştırılan iki tayfın birbirlerine benzerliği o kadar fazladır.
Kütüphane tayfları geniş bir Teff, logg, [M/H] aralığını kapsamaktadır. Bu tayflar ile
gözlenen tayflar arasındaki çapraz korelasyonda, en yüksek TDR oranını veren
tayflardan tayf türü belirlenmiştir.
2.3 Fotometrik Verilerde Dönemli Değişim Aranması
Fotometrik veriler üzerinde dönemli bir değişim olup olmadığı, Period 04 (Lenz ve
Breger, 2005) programı kullanılarak araştırılmıştır. Program, frekans tarama işleminde
ayrık Fourier dönüşümünü (discrete Fourier transform, DFT) kullanmaktadır. Fourier
dönüşümü, periyodik bir sinyalin, farklı genlik, frekans ve evrelerde sinüs ve kosinüs
fonksiyonlarının birleşimi ile ifade edilebilmesi için yapılır. DFT’de, sadece belirli
frekans değerlerine karşılık gelen Fourier serisi elde edilir. Serinin elemanları sonlu
sayıdadır. Bu nedenle zaman serisi verilerinin analizinde DFT tercih edilir. Zamana (t)
göre değişen ölçüm değerleri x(t) olmak üzere,
2.2
ile verilir (Hatzes, 2016). Burada N toplam veri sayısını, w ise frekansı (1/t) temsil
etmektedir. Kompleks trigonometrik fonksiyon olan ise şu şekilde verilmektedir:
2.3
32
DFT ile herhangi bir periyodik sinyal, sinüs ve kosinüs fonksiyonlarının birleşimi
olarak ifade edilebilir. Buna göre şiddet (power spectrum):
2.4
ile verilir ve sık olarak periodogram olarak adlandırılır. Genlik (amplitude spectrum)
olarak verildiği durumlarda dönüşüm ifadesine göre yapılmaktadır.
Programa girdi olarak verilen 2 sütunlu metin dosyası içinde 2MASS fotometrik verileri
için ilk sütunda (time) HJD değerleri, ikinci sütunda (observed) ise parlaklık değerleri
alınmıştır. Kepler fotometrik verileri için ise ilk sütunda (time) BJD-2454833 değeri,
ikinci sütunda (observed) ise PDC-SAP6 akı değerleri kullanılmıştır.
Program veriler üzerinde ilk kez çalıştırılırken, girdi parlaklık/akı değerlerinden
ortalama parlaklık/akı değeri çıkarılarak frekans taraması gerçekleştirilmiştir. İkinci ve
daha sonraki frekans taramalarında girdi verisi olarak, önceki taramalarda belirlenmiş
olan frekans değerlerinin etkileri temizlenmiş gözlemsel veriler kullanılmıştır. Bu
temizleme işlemi program tarafından otomatik olarak yapılmaktadır. Belirlenen
herhangi bir frekans değerine ait genlik, o frekansa ait gürültünün 4 katından büyük
veya eşitse, belirlenen frekanslar anlamlı olarak değerlendirilmiştir (Kuschnig vd., 1997,
Kolenberg, Guggenberger ve Medupe, 2008, Bernabei vd., 2009, Liakos ve Niarchos,
2011). Ayrıca belirlenen frekanslar içinden, Yer’in dönmesi nedeniyle oluşan 1 gün
dönemli değişimler ve bunun harmonikleri çıkarılmıştır.
Period04, Bevington (1969) tarafından verilmiş olan ve en küçük kareler yöntemini
kullanan curfit rutinini kullanmaktadır. En küçük kareler hesabının yan ürünü olarak
hata matrisi de elde edilmektedir. Parametrelerdeki hata değerleri, bu hata matrisi
kullanılarak program tarafından hesaplanmaktadır.
Frekans analizinde veri setinin kapsadığı zaman aralığı, gürültü düzeyi gibi parametreler
önemlidir. Fourier analizi ile frekans belirlenirken, oluşturulan tayfında (power
spectrum) en yüksek genlik değerini veren frekans, teorik olarak gerçek değişime
karşılık gelen frekanstır. Özellikle gözlemsel verinin kapsadığı zaman aralığı geniş ve
6 Pre-search Data Conditioning Simple Aperture Photometry: Işık eğrisinde aletsel kaynaklı değişimlerin
bir kısmının giderilmiş olduğu veriler (Smith vd., 2012).
33
birer çevrimlik veriler arasında düzensiz aralıklar mevcutsa (örneğin ilk gözleminden iki
hafta sonra ikinci kez, 1 yıl sonra üçüncü kez gözlenmişse), kuvvet tayflarında
genellikle küçük frekans değerlerinde de çok sayıda pik gözlenir. Tüm kuvvet tayfında,
belirlenen pikler içinde gerçek değişim ile beraber harmonikleri ve alias’ları da
bulunmaktadır. Gürültü miktarına ve zamana göre verilerin alınma aralıklarına bağlı
olarak kuvvet tayfında, gerçek değişime ait frekanstan daha yüksek genlikli frekanslar
olabilir. Bu durumda gerçek frekansı belirleyebilmek için gözlemsel veri, tüm aday
frekanslar için çizilerek görsel olarak incelenmelidir (Aerts, Christensen-Dalsgaard ve
Kurtz, 2009).
2.4 Kümelerin Renk-Parlaklık Diyagramlarının Üye Olmayan Yıldızlardan
Arındırılması
Yıldız kümelerinin fotometrik gözlemlerinden elde edilen renk-parlaklık
diyagramlarında, küme üyesi olmayan yıldızlar da bulunur. Renk-Parlaklık diyagramları
kullanılarak kümeye ait parametreler (yaş, uzaklık, kızarma, vs) belirlenirken, üye
olmayan yıldızlardan temizlenmesi önemlidir. Bu çalışmadaki temizleme işleminde,
oldukça güncel ve duyarlı verisi bulunan GAIA DR2 veritabanındaki paralaks ve
özhareket bilgileri kullanılmıştır.
GAIA, gökcisimlerinin üç boyutlu uzay ve hız dağılımı, yüzey çekim ivmesi ve etkin
sıcaklık gibi astrofiziksel parametrelerini ölçmek amacıyla kullanılan bir uydu
teleskoptur (Prusti vd., 2016). Bu teleskop ile gerçekleştirilmiş gözlemleri içeren güncel
veriler, ikinci sürüm olan DR2 (Data Release 2) veritabanında yayınlanmıştır
(Lindegren vd., 2018). GAIA DR2 verilerinden, tez çalışmamız kapsamında seçmiş
olduğumuz yıldız kümelerinin merkezi koordinatlarını dikkate alarak, uzaysal limit
yarıçaplarının %5’i kadar fazla mesafe içinde kalan kaynakların güncel özhareket ve
paralaks değerleri alınmıştır.
Alınan özhareket ve paralaks değerleri kullanılarak, seçilen aralıklarda (bin’lerde) kaçar
tane yıldız olduğu hesaplanmıştır. Bu şekilde elde edilen histogramlarda, küme ile aynı
doğrultuda bulunan ancak küme üyesi olmayan yıldızların verileri de bulunmaktadır.
Kümelere ait parametreleri elde edebilmek için, küme üyesi olmayan yıldızların
histogramlar üzerindeki etkilerini en aza indirmek gerekmektedir. Bu amaçla, paralaks
34
(ϖ) ve özhareket (μαcosδ, μδ) parametrelerinin sınırları iteratif olarak daraltılmıştır. İlk
iterasyonda, paralaks dağılımında küme üyelerini temsil eden pikin 2σ komşuluğundaki
yıldızlar belirlenmiştir. Özhareket dağılımı incelenirken sadece bu yıldızlar dikkate
alınmıştır. Böylece özhareket dağılımında küme üyesi yıldızlara ait pik daha belirgin bir
duruma gelmiştir. İkinci iterasyonda, özhareket dağılımlarında küme üyesi yıldızlara ait
piklerin 2σ komşuluğundaki yıldızlar dikkate alınmıştır. Paralaks dağılımı, bu yıldızlar
kullanılarak güncellenmiştir. Bu işleme, dağılım biçimleri Gauss eğrisi ile
modellenebilir olana kadar ve alan yıldızlarının neden olduğu ilave pikler kaybolana
kadar devam edilmiştir.
Paralaks ve özhareket dağılımları, Gauss formülüne (Denklem 2.5) göre modellenmiştir.
2.5
Kaynakların küme üyelik olasılıkları Randich vd. (2018) tarafından verilen Denklem
2.67 kullanılarak hesaplanmıştır.
2.6
İfadede yer alan , ve , kümelere ait paralaks ve özhareket parametrelerinin
en olası değerleri, Gaussian dağılımlar ile belirlenen sapma miktarını, R ise
( ) parametreleri arasındaki korelasyon matrisinin determinantını
göstermektedir. , , … ise, alt indis ile belirtilen matris elemanına ait kofaktörü
7 = μαcosδ
35
temsil etmektedir. Küme üyelik olasılığı %70 ve üzeri olan yıldızlar kullanılarak
kümelerin renk (BP-RP)-parlaklık (G) diyagramları oluşturulmuştur.
2.5 Kümelerin Temel Parametrelerinin Belirlenmesi
Seçilen kümelerin paralaks (uzaklık), özhareket, ortalama renk artığı ve sönümlenme
değerleri ile yaşları belirlenmiştir. Ayrıca küme üyesi kaynakların CMD üzerinde
konumları, kararsızlık kuşağı içinde kalıp kalmadığı kontrol edilerek zonklama yapıp
yapmadıkları incelenmiştir.
Yıldız kümelerinin paralaks ve özhareket değerleri belirlenirken, küme alanındaki
kaynakların GAIA DR2 kataloğunda verilmiş paralaks ve özhareket değerlerinin
histogram dağılımları, Gaussian dağılım ile modellenmiştir. Modelin verdiği merkez
değer ortalama paralaks ve özhareket değeri, değeri ise bu değerin hatası olarak
alınmıştır. Kümelerin uzaklıkları, bu paralaks değerleri kullanılarak hesaplanmıştır.
Kümelere ait renk artığı E(BP-RP) ve sönümlenme AG değerleri belirlenirken, öncelikle
küme üyelik olasılıkları %90 ve daha fazla olan yıldızlar seçilmiştir. Seçilen yıldızların
GAIA DR2 kataloğunda verilen E(BP-RP) ve AG değerlerinin ortalaması alınmıştır.
Kümelerin yaşları belirlenirken GAIA renk-parlaklık diyagramları kullanılmıştır. GAIA
filtreleri (Evans vd., 2018a) için eş-yaş eğrileri CMD8 arayüzünden alınmıştır (Girardi
vd., 2002). Küme üyelik olasılığı %70 ve daha fazla olan yıldızlar kullanılarak her
kümeye ait CMD oluşturulmuştur. Dönüm noktası belirgin olan kümelerde, bu noktayı
en iyi modelleyen eş-yaş eğrisi kullanılarak kümenin yaşı belirlenmiştir. Dönüm noktası
belirgin olmayan kümelerde ise yaşlar, anakol üzerindeki en parlak yıldızlar dönüm
noktasında kabul edilerek belirlenmiştir.
Renk-parlaklık diyagramlarında, H, He I ve(ya) He II’nin kısmi iyonizasyon
bölgelerinin neden olduğu ve kappa-mekanizması ile zonklama yapan yıldızların
bulunduğu bölge, kararsızlık kuşağı olarak adlandırılır. Kararsızlık kuşağının sınırları
Strömgren filtreleri için Rodríguez ve Breger (2001), M67 kümesi için Johnson
filtrelerinde kararsızlık kuşağının sınırları ise Bruntt vd. (2007)’den alınmıştır. Bu
sınırların SDSS filtrelerindeki karşılığı Lupton (2005) ve Jordi, Grebel ve Ammon
8 http://stev.oapd.inaf.it/cmd
36
(2006), 2MASS filtrelerindeki karşılığı Bilir vd. (2008), GAIA filtrelerindeki karşılığı
ise Evans vd. (2018b) tarafından verilen dönüşüm denklemleri kullanılarak
belirlenmiştir. Kararsızlık kuşağının sınırları, M67 kümesi için hesaplanmış değerler ile
beraber Çizelge 2.2’de verilmiştir.
Çizelge 2.2 Kararsızlık kuşağının sınırları (b-y)0, Mv etiketli sütunlarda, M67 kümesi
için farklı filtrelere karşılık gelen değerler 3.sütun ve sonrasında verilmiştir.
(b-y)0 (a) Mv
(a) B-V (b) V (b) g'-r' g' r'-i' r' GBP-GRP G
Mavi Sınır 0.0374 2.080 0.0709 11.700 -0.1437 11.621 -0.2806 11.764 -0.4546 11.689
0.0854 -0.799 0.1240 10.100 -0.0859 10.054 -0.2439 10.140 -0.3255 10.081
Kırmızı Sınır 0.2030 3.000 0.3220 12.700 0.1298 12.779 -0.1074 12.649 0.1245 12.638
0.2950 -0.194 0.4370 10.100 0.2550 10.251 -0.0280 9.996 0.3640 10.005 (a): Rodríguez ve Breger (2001), (b): Bruntt vd. (2007)
37
3. GÖZLEM ARAÇLARI
Bu tez çalışmasında seçilen açık yıldız kümelerinde bulunan yakın morötede en parlak
kaynaklar, GALEX uydu teleskobu tarafından alınmış ve serbest kullanıma açılmış
veriler kullanılarak belirlenmiştir. Kümelerin yarıçap, özhareket, paralaks, yaş, kızarma
gibi temel parametreleri, 2MASS ve GAIA arşivlerinden alınan parlaklık değerleri
kullanılarak hesaplanmıştır. Seçilen 16 açık yıldız kümesi içinde M67, detaylı olarak
çalışılmıştır. Bu kümedeki seçilen kaynakların yakın kırmızıöte parlaklıkları 2MASS
kalibrasyon veri tabanından alınmıştır. Düşük ayırma güçlü tayfları TUG RTT150
teleskobu ile gerçekleştirilen gözlemler ile elde edilmiştir. Optik bölgedeki fotometrik
verileri TUG RTT150 teleskobu ile gerçekleştirilen gözlemlere ek olarak Kepler ve
GAIA teleskop arşivlerinden alınmıştır. 2MASS, Kepler ve GAIA teleskopları ile ilgili
bilgi sırasıyla EK-1, EK-2 ve EK-3’de verilmiştir.
3.1 GALEX (Galaxy Evolution Explorer)
Galaxy Evolution Explorer (GALEX) 28 Nisan 2003’de fırlatılmıştır. Uydu teleskobun
fırlatılma amacı yıldız oluşum bölgelerini, bilinen yıldızların ve kimyasal elementlerin
oluşum zamanını ve yakın galaksilerin moröte özelliklerini araştırmaktır. 1 Ekim
2004’ten itibaren görev süresinin 1/3’ü projeli gözlemlere ayrılmıştır. Asıl görevi Kasım
2007’de tamamlanan GALEX, 2012 yılı itibarıyla çalışmayı durdurmuştur.
GALEX 50 cm çaplı aynaya sahip, geniş alan görecek şekilde tasarlanmış Ritchey-
Chretien türü bir teleskoptur. FUV (Far UltraViolet, uzak moröte) ve NUV (Near
UltraViolet, yakın moröte) kameraları ile iki bant fotometrik gözlemler yapabilmektedir.
Üzerinde bulunan grism, tayfsal gözlemler (80≤R≤300) de yapabilmesine imkan
tanımaktadır. Bunların yanı sıra üzerinde dichroic ışın ayırıcı, astiğmatizm düzeltici ve
destek elektroniği bulunmaktadır. Teleskobun ikinci aynası 22cm çapındadır. Odak
uzaklığı 3m, odak oranı f/6 olan teleskop 1.25 derecelik dairesel bir alan görmektedir.
Teleskobun kesiti Şekil 3.1’de verilmiştir.
38
Şekil 3.1 GALEX uydu teleskobunun kesiti şekildeki gibidir. Teleskobun açıklığından
giren ışığın izlediği yol şekilde görülmektedir.
Fotometrik gözlemler için kullanabileceği iki banda sahiptir. FUV (Far UltraViolet)
bandı yaklaşık 1350-1800 Å, NUV (Near UltraViolet) bandı ise yaklaşık 1800-3000 Å
dalgaboyu aralığında geçirgendir. Bu bantların geçirgenlik eğrileri Şekil 3.2’de
verilmiştir. Görüntüleme ve tayf çekiminde her iki bant için eşzamanlı olarak kullandığı
toplam 4 kanalı vardır. Bantlara ilişkin özet bilgi Çizelge 3.1’de verilmiştir.
Çizelge 3.1 GALEX FUV ve NUV bantlarına ilişkin bilgiler.
FUV NUV
Band 1350-1750 Å 1750-2800 Å
Işın gelme yolu Dichroic’den yansıyarak Dichroic’den geçerek
Filtreler Mavi kenar filtresi
OI, Lyman geçişlerini engeller
Kırmızı engelleyici ayna
Kırmızı Zodyak ışığını
engeller
Görüş alanı (FOV) çapı 1°.25 1°.25
Açısal ayırma gücü 2ʺ.5-3ʺ.5 3ʺ.5-5ʺ.0
Dedektör piksel büyüklüğü 4096x4096 (1ʹ.1 x 1ʹ.1) 4096x4096 (1ʹ.1 x 1ʹ.1)
Dedektör fotokatodu CsI, opak (ışık geçirmez) Cs2Te yarı geçirgen
39
Şekil 3.2 GALEX NUV ve FUV dedektörlerinin geçirgenlik eğrileri şekilde
görülmektedir.
Görüntüleme dichroic9 ışın bölücü sayesinde iki filtrede eş zamanlı olarak yapılmaktadır.
GALEX’in esas görüntüleme görevleri Yakın Galaksi Taramaları (Nearby Galaxy
Survey, NGS), Ultra-derin (UDIS), Derin (DIS), Orta (MIS) ve Tüm Gökyüzü
Görüntüleme Taramaları (AIS)’dır. AIS taramasında 21.m7 (AB10)’den daha parlak ve
70 Mpc uzaklığa kadar yaklaşık 10000 galaksi görüntülenmiştir. Bu görüntüler
sönümleme, yıldız oluşum oranı (SFR, Star Formation Rate) ve UV galaksi oluşum
modellerinin kalibrasyonu için kullanılmıştır. GALEX AIS taramasında her seferinde
12 görüntü alarak, gökyüzünde yaklaşık 26000 derece2’lik bir alanı kapsayacak şekilde
gözlem yapmıştır. Ultra Derin Görüntüleme Taraması (UDIS) 26m (AB) parlaklığa
kadar 4 derece2’lik taramalar gerçekleştirmektedir. Bu veriler en sönük ve en uzak
galaksiler için fotometrik kırmızıya kayma, sönümleme ve Yıldız Oluşum Oranı (SFR)
belirlemek için kullanılmaktadır. Derin Görüntüleme Taraması’nda (DIS) 25m (AB)
parlaklığına kadar inilmektedir ve 80 derece2’lik taramalar yapılmaktadır. Elde edilen
9 Belirli dalgaboyu aralığında geçirgen, kalan aralıkta ise yansıtıcı özelliğe sahip optik elemanlardır. 10 Tek-renk parlaklık sistemidir: (Oke, 1974).
40
veriler UDIS’te hedeflenen kadar olmasa da sönük ve uzak galaksiler için kullanılır.
Orta Görüntüleme Taraması’nda (MIS) 1000 derece2’lik alanlarda 23m (AB) parlaklığa
kadar kaynaklar gözlenmektedir. DIS ve MIS taramalarında incelenen parametreler ise
UDIS ile aynıdır. Son olarak Yakın Gökadalar Taraması’nda (NGS) her biri için 1-2
yörünge boyunca görüntü alarak 150 yakın galaksi taranmıştır. Tüm bu taramalara ilave
olarak GALEX, UV bölgede gökyüzü arkafonunu da haritalamıştır. Bunların yanı sıra
GALEX gözlem süresinin %33’ünü projeli gözlemlere ayırmıştır (Guest Investigator
Program, GIP). SOC (Science Operation Center) tarafından uygun görülen ve gözlemi
yapılan projelerin verileri, gözlemden 6 ay sonra genel kullanıma açılır11. NUV ve FUV
filtrelerinde eşzamanlı görüntüleme yapabilen GALEX, FUV kamerasının arızalanması
ve Mayıs 2009’da tamamen kapanmasından sonra sadece NUV filtresinde görüntüleme
yapmaya devam etmiştir.
GALEX, görüntüleme yaptığı filtrelerin geçirgenlik bölgesinde tayf da alabilmektedir.
1350-2800 Å aralığında 3 tane, birbirleri ile örtüşen yarıksız-grism tayf taraması da
gerçekleştirmiştir. Toplamda 100000’den fazla galaksinin ~100 ayırma güçlü tayfı
elde edilmiştir. Bu tayflar ile kırmızıya kayma miktarları (0<z<2), sönümleme ve SFR
değerleri belirlenmiştir. Geniş Alan Tayfsal Tarama (WSS, Wide Field Spectroscopic
Survey) 20m (AB) parlaklığa kadar 80 derece2’lik alanlar gözlemektedir. Gözlemler
UV/SFR/sönümleme ilişkilerini kalibre etmek için ve bazı galaksilerin parlaklıklarını
bulmak için kullanılmaktadır. Orta Derinlikteki Tayfsal Tarama (MSS, Medium-deep
Spectroscopic Survey) 21-23m (AB) parlaklık aralığında 8 derece2’lik alanları
gözlemektedir. Bu veriler, ortalama SFR ve kırmızıya kayma değerine sahip galaksileri
bulmak için kullanılmaktadır. Sonuncu tayfsal tarama ise Derin Tayfsal Tarama (DSS,
Deep Spectroscopic Survey)’dır. Bu taramada 2 derece2’lik alanlarda 22-24m (AB)
parlaklığa kadar kaynaklar gözlenmektedir. Veriler ise en düşük SFR ve en yüksek z
değerine sahip galaksileri bulmak için kullanılmaktadır.
Fotometrik görüntülerde, ölçülen aletsel parlaklıkların standart sisteme
dönüştürülebilmesi için GALEX tarafından çok sayıda Beyaz Cüce, standart yıldız
olarak gözlenmiştir. Belirlenen standart yıldızların listesi Bohlin (1996) tarafından
verilmiştir. Ancak bu listedeki beyaz cücelerden LDS479B hariç, kalan tümünün de
11 http://galexgi.gsfc.nasa.gov
41
GALEX dedektörleri için görüntüleme modunda satürasyon sınırını aşan parlaklıkta
olduğu görülmüştür. LDS479B yıldızı da dedektörün bazı konumlarında az miktarda
satüre olmaktadır. Yine de fotometrik görüntülerin standart sisteme dönüştürme
işleminin tümü bu yıldız kullanılarak gerçekleştirilmiştir. Tayfsal görüntüler için durum
böyle değildir. Belirtilen listedeki yıldızların hiç biri de satüre olmamaktadır. Bu
nedenle listedeki yıldızların tümü tayf kalibrasyonunda kullanılmıştır.
GALEX’in dedektörleri oldukça duyarlıdır. Nokta kaynaklar ve alanlar için parlaklık
sınırları Çizelge 3.2’de verilmiştir.
Çizelge 3.2 GALEX dedektörleri ile nokta kaynak ve alan gözlemlerindeki satürasyon sınırları.
Nokta Kaynak Alan
FUV 5000 sayım/s mAB=9m.5 15000 sayım/s
F=7x10-12 erg cm-2 s-1 Å-1 F=2x10-11 erg cm-2 s-1 Å-1
NUV 30000 sayım/s mAB=8m.9 80000 sayım/s
F=6x10-12 erg cm-2 s-1 Å-1 F=1.6x10-11 erg cm-2 s-1 Å-1
Gözlemi yapılan cisimlerin konumları konusunda üç önemli bozucu etki söz konusudur.
Bunlar titreme (wiggle), hareket etme (walk) ve biçim bozulması (distortion) etkileridir.
Titreme ve hareket etme, aletin görüntü üzerindeki kaynakların konumlarını belirlemesi
sırasında oluşmaktadır. Bu etkiler ayrıntılı olarak Morrissey vd. (2007) tarafından
açıklanmıştır. Bozulma ise, aletin içindeki yüksek voltajın, elektronları dedektör
kenarlarında normal yollarından saptırması nedeniyle gerçekleşmektedir. Bahsedilen üç
etki de tablolar kullanılarak düzeltilmektedir (Team, 2003). Dedektör koordinatlarından
gök koordinatlarına geçiş için öncelikle uydunun jiroskopları tarafından belirlenen ve
çok küçük olan salınım hareketi (dither) dikkate alınarak, gördüğü bölgedeki bilinen
yıldızlar kullanılır. Daha sonra görüntüler üzerinde SExtractor (Bertin ve Arnouts, 1996)
yazılımı ile kaynaklar belirlenerek ACT ve USNOA yıldız katalogları ile eşleştirilir. Bu
eşleştirme ile nihai astrometrik çözüm gerçekleştirilir. Görüntülerdeki astrometrik
duyarlık 1ʺ değerinden daha küçüktür.
42
3.2 TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) Gözlemleri
M67 küme alanında seçilen kaynakların gözlemleri TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’ne
(TUG) sunulan bir proje kapsamında (TUG_RTT150.07.52) gerçekleştirilmiştir. Proje
18-24 Aralık 2007 tarihleri arasında toplam 7 gece sürdürülmüştür. M67 kümesi hem
2MASS kalibrasyon alanına hem de Kepler teleskobunun gözlemlediği bölgelere de
girmektedir. Bu nedenle iki teleskobun veri arşivinde de uzun zaman aralığına yayılmış
çok sayıda fotometrik ölçüm bulunmaktadır. Tayfsal ve fotometrik gözlemler, TUG’da
bulunan RTT150 teleskobu ve TFOSC (TUBITAK Faint Object Spectrograph and
Camera) dedektörü ile yapılmıştır. Ekvatoryal kurguya sahip RTT150, 150 cm çaplı
aynalı bir teleskoptur. Teleskop iki odağa sahiptir ve kullanılacak algılayıcıya göre bu
odaklardan birisi tercih edilmektedir. Bu odak noktaları ve arayıcı/takip teleskoplarına
ait bilgiler Çizelge 3.3’te verilmiştir.
Çizelge 3.3 RTT150 teleskobunun iki odağına ait görüş alanı bilgileri.
Odak Odak
Oranı
Odak
Uzaklığı
(mm)
Odak
ölçeği
("/mm)
Açısal görüş
alanı
(')
Cassegrain f/7.7 11611 17.8 26.7
Coude f/48 72257 2.9 3.83
Hem tayfsal hem de görüntüleme amaçlı olarak kullanılabilen TFOSC, teleskobun
Cassegrain odağına yerleştirilmiştir. Filtre tekerleklerinden birisi üzerine yerleştirilen
bir dispersiyon elemanı ile orta ayırma güçlü tayf (200≤R≤5000) alınabilmektedir.
Algılayıcı böylece görüntüleme yaparken kısa süre içinde tayf alabilecek hale
gelebilmektedir. 3300-12000 Å dalgaboyu aralığında gözlem yapabilmektedir. Yaklaşık
13'.3x13'.3 açısal büyüklüğe sahip kare bir alan gözlenebilmektedir. Slit tayf almak için
kullanılan toplam 6 tane açıklık ve eşel tayf çekerken kullanılmak üzere bir adet pinhole
vardır. Açıklıkların genişlikleri 39, 44, 54, 67, 100 ve 134 m’dir. Tayfsal gözlem
yapılırken bunlardan herhangi biri kullanılabilmektedir. Kullanılabilecek dispersiyon
elemanlarına ilişkin bilgiler Çizelge 3.4’de verilmiştir. Dedektör için kaydedici olarak
2048x2048 piksel boyutlu Fairchild 447 yongasına sahip arkadan aydınlatmalı CCD
kullanılmıştır. 15x15 m ölçüye sahip her bir piksel, 0".39x0".39 büyüklüğünde bir alan
43
görüntüler. Kullanılan CCD, çalışma sıcaklığı olan -100˚C’ye sıvı azot ile
soğutulmaktadır. Kuantum etkinliği eğrisi Şekil 3.3’te verilmiştir.
Şekil 3.3 Fairchild 447 CCD algılayıcısının kuantum etkinliği, oda sıcaklığında (kesikli
çizgi) ve -100˚C çalışma sıcaklığında verilmiştir.
Çizelge 3.4 TFOSC’da kullanılabilecek dispersiyon elemanlarının özellikleri.
Grism
(optik ağ)
Çözünürlük
(R)
Dalgaboyu
Aralığı (Å) (Å)
7 1331 4300-6250 4.1
8 2189 6200-7850 3.0
9 5099 3350-9400 1.2
10 228 3300-6400 17.0
11 392 4000-7600 13.0
12 205 5300-10200 37.0
14 1337 3270-6120 5.4
15 749 3230-9120 12.0
17 2659 6500-12000
3.2.1 RTT150 ile yapılan fotometrik gözlemler
Fotometrik gözlemler g', r', i' ve z' filtrelerinde yapılmıştır. Bu filtreler Sloan Digital
Sky Survey (SDSS)’de kullanılan ışıkölçüm sistemine ait filtrelere benzemektedir.
SDSS ugriz filtreleri tüm görsel bölgeyi kapsayacak şekilde tasarlanmış geniş-bant
filtrelerdir. Diğer geniş bant filtrelerden önemli iki farkları vardır: i) filtrelerin
geçirgenlik eğrilerinin kesiştikleri bölgeler çok daha azdır, ii) filtre geçirgenlik eğrileri,
dalgaboylarının sınırlarında çok daha hızlı bir düşüş gösterirler. Filtreler geniş
44
dalgaboyu aralıklarında geçirgen oldukları için, sönük cisimlerin gözlenmesi çok daha
kolay olmaktadır. TFOSC’da kullanılan filtreler, orjinal SDSS filtrelerinden bir miktar
farklıdır. Orjinal SDSS ugriz filtreleri vakum ortamında bulunmaktadır. Bu filtreler
vakum ortamında olmadıkları zaman u'g'r'i'z' adını almaktadır. TFOSC içinde kullanılan
filtreler de vakum ortamında olmayan SDSS filtreleridir. Bu filtrelerin geçirgenlik
eğrileri Şekil 3.4’da verilmiştir.
Şekil 3.4 TFOSC u'g'r'i'z' filtrelerine ilişkin geçirgenlik eğrileri.
Fotometrik gözlemlerde görüntüler g'r'i'z' filtrelerinin her birinde 5 s poz süresi ile
alınmıştır. Bu denli kısa tutulan poz süresine rağmen, fotometrik görüntülerin hepsinde
de en az 2 yıldız sürekli satüre olmuştur. Tüm gözlemler boyunca M67 kümesinin aynı
bölgesi gözlenmiştir.
Gözlem tarihlerinin başında Ay 8.7 günlükken, sonunda 15.9 günlük evresine gelmiştir.
Bu zaman aralığı başında Ay’ın görünen yüzeyinin %64’ü aydınlıkken, bu değer son
gözlem günlerinde %98’e ulaşmıştır. Bu tarihler aralığında Ay, M67 küme bölgesine
gitgide yaklaşmıştır.
M67 kümesi fotometrik olarak sadece 5 gece gözlenmiştir (18-22 Aralık 2007). Toplam
dört filtrede alınan yaklaşık 370 görüntü (Çizelge 3.5) IRAF12 programı kullanılarak
indirgenmiştir. Ön indirgemede, tüm gecelerde alınan kalibrasyon görüntülerinin
medyan birleşimi ile elde edilen master görüntüler kullanılmıştır. Ön indirgeme
12 IRAF: Image Reduction and Analysis Facility, http://iraf.noao.edu
45
imred.ccdred paketi ile tamamlanmıştır. Sonrasında görüntünün kenarlarında kalan bias
şeridi kesilerek, sadece yıldız görüntülerinin bulunduğu kısım bırakılmıştır.
Çizelge 3.5 TUG RTT150 teleskobu ile alınan M67 küme görüntülerine ait bilgiler.
Fotometrik gözlemler toplam 5 gün sürmüştür.
18 Aralık 2007 19 Aralık 2007 20 Aralık 2007 21 Aralık 2007 22 Aralık 2007
Bias 10 5 10 5 7
Dark 5 2
Flat g' 1 1 1
Flat r' 1 1 1
Flat i' 1 1 1
Flat z' 3 2 1
M67 g' 16 18 13 12 36
M67 r' 14 19 13 11 38
M67 i' 14 18 12 11 37
M67 z' 14 17 10 11 36
Genel olarak CCD görüntülerinde indirgeme işleminde kullanılmak üzere, dedektörün
elektronik parçalarının ürettiği istenmeyen ısısal sinyali (kara akım) ifade eden “dark”
görüntüleri de gözlem sırasında alınmıştır. Toplam 7 gece süren fotometrik ve tayfsal
gözlemler sırasında dedektörün düşük çalışma sıcaklığının, ihmal edilebilecek kadar
küçük bir kara akım ürettiği görülmüştür (~377 ADU). Bu nedenle ön indirgeme
işleminde kara akım düzeltmesi yapılmamıştır.
CCD gözlemlerinde herhangi bir yıldız, alınan farklı görüntüler üzerinde aynı fiziksel
(x,y) piksel koordinatlarında bulunmayabilir. Bütün görüntülerde aynı yıldıza ilişkin
fotometrik verileri elde edebilmek için iki yöntem uygulanabilir. Bu yöntemlerden ilki;
görüntülerin birbirlerine göre hizalanması ile aynı yıldızların farklı görüntüler üzerinde
aynı piksel koordinatlarına sahip olmasını sağlamaktır. İkinci yöntem ise görüntülerdeki
yıldızların gerçek koordinatlarını belirlemektir. Görüntülerdeki yıldızların gerçek
koordinatlarını belirlemek amacıyla yine IRAF programı kullanılarak ekvatoryal
koordinat sistemi (,) için WCS (World Coordinate System) düzeltme katsayıları
belirlenmiştir.
Görüntü bölgesindeki kaynakların sağ açıklık ve dik açıklık değerleri UCAC3 (USNO
CCD Astrograph Catalog-3, Zacharias vd., 2010) kataloğu sorgulanarak alınmıştır.
UCAC3 kataloğu astrometrik çalışmalarda sık olarak kullanılan bir katalogdur. Katalog
46
gökyüzünde her bölgede en az “40 yıldız/derece2” yıldız içermektedir. İçerdiği
yıldızların gökyüzündeki ortalama sayısal yoğunluğu “2000 yıldız/derece2” kadardır.
Katalogdaki toplam 100766420 yıldızın parlaklıkları 8m-16m arasında değişmektedir.
Konumsal hatalar 10m-14m kadir aralığı için 15-20 mas kadar küçüktür. Katalogda
kaynakların V, R bandı parlaklıklarının yanı sıra öz hareket bilgileri de bulunmaktadır.
Katalog sorgulama işlemi için yardımcı araç olarak WCSTools13 v3.7.2 (Mink, 2002)
yazılımı kullanılmıştır. Yazılım kendi başına kurulabileceği gibi, IRAF içinde
kullanılmak üzere bir paket olarak da eklenebilir. Görüntülerin başlıklarında “epoch”
isimli anahtarda, gözlemin yapıldığı tarih ve zaman (UT), yıl ve yılın kesri formatında
bulunmaktadır. Katalog sorgulanırken bu değer kullanılarak, kaynakların gözlem
yapıldığı andaki ekvatoryal koordinatları elde edilmiştir. Sorgulanacak bölgenin merkez
koordinatları olarak her bir görüntünün başlığındaki sağ açıklık ve dik açıklık değerleri,
yarıçap olarak ise, dedektörün gördüğü alandan (13'.3x13'.3) bir miktar daha geniş
olacak şekilde 20' değerleri kullanılmıştır.
Görüntü üzerindeki kaynakların konumları IRAF/Daophot/daofind “task”ı ile elde
edilmiştir. Her bir görüntü için belirlenen kaynaklardan (görüntü kenarlarına 50
pikselden daha yakın olmayan) en parlak 75’er tanesi kullanılarak UCAC3
kataloğundaki karşılıkları bulunmuştur. Daha sonra (x,y)-(,) çiftleri bir metin
dosyasına kaydedilerek, ccmap “task”ı yardımı ile WCS çözümü tamamlanmıştır.
Belirlenen katsayılar, ccmap “task”ı tarafından FITS görüntülerinin başlıklarına
eklenmiştir. Bu katsayılar en az 10 tane olmalıdır. Bunların iki tanesi referans pikselin
(x,y) koordinatları, iki tanesi aynı referans pikselin wcs koordinatları (burada sağ açıklık
ve dik açıklık değerleri), iki tanesi wcs koordinatlarının türü, kalan 4 tanesi ise dönüşüm
için gerekli olan 2x2 boyutunda katsayı matrisidir. Bu matriste tutulan sayılar, görüntü
üzerinde yatay ve düşey olarak birim piksel gidildiğinde her iki WCS koordinatının
değişim miktarını verir.
Görüntü üzerinde bulunan tüm kaynakların ekvator koordinatları SIMBAD veri
tabanında sorgulanmış ve isimleri elde edilmiştir. İsmi belirlenen kaynakların
fotometrisi IRAF’ta Daophot.phot “task”ı ile gerçekleştirilmiştir. Kalabalık alan
13 Bu yazılım Douglas J.Mink tarafından geliştirilmiştir ve http://tdc-www.harvard.edu/wcstools/ web
adresinden temin edilebilir.
47
fotometrisi genel olarak Nokta Dağılım Fonksiyonu (Point Spread Function, PSF)
fotometrisi ile yapılır. Buna göre gözlem yapılan sistem için (teleskop+dedektör) bir
PSF modeli belirlenir. PSF temel anlamda yıldız ışığının görüntü üzerinde dağılımının
modellenmesidir. Örnek bir model Piotrowski vd. (2013)’de verilmiştir:
Burada f(x,y), (x,y) koordinatlarında, seçilen PSF fonksiyonunun (gauss, moffat, vs)
değeri, b arkafon, s(x,y) ve (x,y) değerleri ise (x,y) koordinatlı piksellerdeki sinyal
şiddetini ve belirsizliği göstermektedir.
Yıldız ışığı, görüntülerde yıldızın merkezinden geçen herhangi bir kesit doğrultusunda
Gaussian dağılım gösterir. Gelen ışığı temsil eden ADU birimindeki sayım değerleri,
görüntü üzerindeki yıldızın merkezinde en fazladır ve merkezden uzaklaştıkça bu değer,
Gaussian dağılıma uygun olacak şekilde düşer. Yaygın olmayan kaynaklar ve ideal
koşullar için geçerli olan bu tanıma göre PSF modellemek için orta parlaklıkta ve
yakınında yıldız bulunmayan kaynaklar kullanılır. Sonuçta oluşturulan Gaussian PSF,
sadece Yarı Yükseklikteki Tam Genişlik (FWHM) değeri ile temsil edilir. Görüntü
üzerinde, ışığı birbirlerini etkileyecek kadar yakın yıldızların her biri için, bu model
kullanılarak parlaklık değerleri ayrıştırılarak hesaplanır.
Yapılan fotometrik gözlemlerde M67 kümesinin yıldız yoğunluğunun çok yüksek
olmadığı görülmüştür. Bu nedenle PSF fotometrisi yerine açıklık fotometrisi yapılmış,
kaynakların nihai parlaklık değerleri, açıklık düzeltmesi işlemi ile belirlenmiştir
(Stetson, 1990). Bu yöntemde kaynağın, farklı yarıçaplardaki dairesel açıklıklar ile
fotometrisi yapılmaktadır. Ölçülen parlaklık değerleri ile açıklık yarıçapları arasındaki
ilişki Büyüme Eğrisi olarak ifade edilen fonksiyon ile belirlenir. Bu eğri kullanılarak
görüntü üzerindeki her bir kaynak için en uygun açıklık ve açıklık düzeltmesi değerleri
hesaplanır. Sonuç olarak düzeltmenin uygulandığı parlaklık değerleri belirlenir.
Kümedeki kaynaklara açıklık düzeltmesi yapabilmek için belirlenen her kaynağın
toplam 14 farklı açıklık (4, 6, 8, …, 26, 28 ve 30 piksel yarıçaplı) ile fotometrisi
yapılmıştır. Fotometri işleminde gök sayımı yapılacak bölge olarak en büyük açıklığın
48
dışında ve yarıçap sınırları 30 ile 40 piksel aralığında kalan dairesel bölge seçilmiştir.
Açıklık düzeltmesi ve düzeltilmiş parlaklık değerleri mkapfile “task”ı kullanılarak
belirlenmiştir.
Kaynakların standart sistemdeki parlaklıklarının hesaplanması için, bu işlem öncelikle
kümedeki standart yıldızlar üzerinde uygulanmıştır. Kümedeki standart yıldızların en
güncel listesi Gary (2012) tarafından verilmiştir. Bu standart yıldızlara ilişkin bilgiler
Çizelge 3.6’de, haritaları ise Şekil 3.5’de verilmiştir.
Çizelge 3.6 M67 kümesinde kullanılan standart yıldızlar (Gary, 2012).
ID ra (°) dec (°) g' (m) g' (m) r' (m) r' (m) i' (m) i' (m) z' (m) z' (m) Tayf Türü
std00 132.87463 11.787985 10.288 0.011 9.260 0.009 8.816 0.007 8.582 0.022 K3III
std01 132.86181 11.811240 10.727 0.012 10.371 0.010 10.249 0.009 10.195 0.025 G2
std02 132.84506 11.800474 10.962 0.013 10.161 0.010 9.847 0.008 9.675 0.024 K2
std03 132.82126 11.804436 10.886 0.013 9.916 0.009 9.537 0.008 9.324 0.023 K2III
std04 132.83292 11.783447 12.303 0.016 12.050 0.013 11.990 0.012 12.002 0.029 F5IV
std05 132.83381 11.778302 12.992 0.017 12.665 0.014 12.542 0.013 12.499 0.030
std06 132.82281 11.756301 10.355 0.012 9.277 0.009 8.827 0.007 8.577 0.022 K4III
std07 132.79905 11.756139 9.893 0.011 10.177 0.010 10.422 0.009 10.549 0.026 B8V
std08 132.76458 11.750810 11.401 0.014 11.301 0.011 11.365 0.011 11.378 0.028 B9V
std09 132.78497 11.786728 12.831 0.017 12.103 0.013 11.847 0.011 11.701 0.028 F0V
std10 132.78257 11.802646 11.693 0.014 11.474 0.012 11.448 0.011 11.431 0.028 F4IV
std11 132.84549 11.813743 12.914 0.017 12.566 0.014 12.459 0.013 12.420 0.030 F7IV
std12 132.84909 11.830389 11.853 0.014 11.219 0.011 10.984 0.010 10.866 0.026 G4III
std13 132.87073 11.842514 11.051 0.013 10.215 0.010 9.909 0.009 9.755 0.024 K1III
std14 132.89301 11.852897 10.976 0.013 10.946 0.011 11.032 0.010 11.085 0.027 B9V
std15 132.91408 11.862669 12.580 0.016 11.836 0.012 11.580 0.011 11.435 0.028 K0III
std16 132.92650 11.856364 11.751 0.014 10.942 0.011 10.651 0.010 10.490 0.026 K1III
std17 132.95132 11.853319 12.787 0.017 12.343 0.014 12.221 0.012 12.146 0.030 G1IV
std18 132.95261 11.820961 10.911 0.013 10.927 0.011 11.044 0.010 11.091 0.027 A1V
std19 132.92640 11.835428 12.124 0.015 11.330 0.012 11.059 0.010 10.912 0.027 K1III
std20 132.91345 11.834364 12.469 0.016 12.110 0.013 12.006 0.012 11.976 0.029 F8V
std21 132.93777 11.796042 11.972 0.015 11.207 0.011 10.916 0.010 10.755 0.026 K1III
std22 132.95916 11.768506 11.164 0.013 10.497 0.010 10.248 0.009 10.108 0.025 G8III
std23 132.93140 11.740697 11.279 0.013 10.456 0.010 10.130 0.009 9.953 0.024 K1III
std24 132.92782 11.776764 12.629 0.016 12.287 0.013 12.149 0.012 12.087 0.029 F8
std25 132.89997 11.775984 12.976 0.017 12.524 0.014 12.338 0.012 12.263 0.030 G1V
std26 132.88015 11.764109 12.851 0.017 12.507 0.014 12.371 0.012 12.316 0.030 F9V
std27 132.85575 11.792874 12.782 0.017 12.421 0.014 12.296 0.012 12.226 0.030 F9IV
std28 132.86018 11.730763 11.235 0.013 11.359 0.012 11.511 0.011 11.571 0.028 A2V
std29 132.82543 11.715143 13.510 0.018 13.137 0.016 13.024 0.014 12.930 0.032 G0V
std30 132.76358 11.763212 12.915 0.017 12.493 0.014 12.390 0.012 12.314 0.030 G0IV
std34 132.80292 11.878488 11.019 0.013 10.196 0.010 9.905 0.009 9.749 0.024 K1III
std35 132.83668 11.890624 11.306 0.013 11.090 0.011 11.062 0.010 11.051 0.027 F5IV
std36 132.85912 11.897727 10.986 0.013 10.179 0.010 9.888 0.009 9.728 0.024 K1III
std37 132.86423 11.890646 12.978 0.017 12.612 0.014 12.524 0.013 12.475 0.030 F8
std38 132.85630 11.877425 13.492 0.018 13.119 0.016 13.005 0.014 12.978 0.032 F9IV
std39 132.84061 11.877178 11.550 0.014 11.132 0.011 11.007 0.010 10.959 0.027 G3III-IV
std40 132.82819 11.855184 13.399 0.018 12.774 0.015 12.563 0.013 12.463 0.030 G9IV
std41 132.81399 11.837348 13.017 0.017 12.657 0.014 12.573 0.013 12.518 0.031 F8
std42 132.86249 11.864611 10.902 0.013 11.039 0.011 11.217 0.010 11.323 0.028 A2V
std43 132.87256 11.903881 13.065 0.017 12.691 0.014 12.581 0.013 12.533 0.031 F9V
std44 132.89909 11.892981 12.711 0.016 11.979 0.013 11.722 0.011 11.575 0.028 K0III
std45 132.92178 11.908075 13.005 0.017 12.632 0.014 12.552 0.013 12.472 0.030 F8IV
std46 132.97228 11.805808 12.930 0.017 12.580 0.014 12.484 0.013 12.426 0.030 F8IV
49
Şekil 3.5 std31, std32 ve std33 yıldızları TFOSC görüş alanının dışında kalmaktadır. Bu
nedenle dönüşüm katsayıları belirlenirken kullanılmamıştır.
Standart yıldızlar için açıklık düzeltmesi yapılmış aletsel parlaklıklar hesaplandıktan
sonra, gözlem setleri IRAF/photcal/obsfile “task”ı ile belirlenmiştir. Sonuç olarak
kullanılan teleskop, dedektör ve filtre sistemi için geçerli olan gecelik dönüşüm
katsayıları belirlenmiştir. Kullanılan dönüşüm formülleri Smith vd. (2002)’den
alınmıştır. Ancak hesaplamalarda ikinci dereceden sönümleme katsayısı ve ona ilişkin
terimler dikkate alınmamıştır.
)''()''('
)''()''('
)''()''('
)''()''('
'''''
'''''
'''''
'''''
ziXcXkzibazm
ziXcXkzibaim
irXcXkirbarm
rgXcXkrgbagm
zzzzz
iiiii
rrrrr
ggggg
3.1
Burada mg', mr', mi' ve mz': aletsel parlaklık değerleri, g', r', i' ve z': standard parlaklıklar,
a: belirtilen filtrede aletsel sıfır noktası sabiti, X: hava kütlesi değeri, k: belirtilen
filtredeki sönümleme katsayısı, b ve c ise sırasıyla “renk” ve “renk x hava kütlesi”
çarpanlarıdır. Bu formüllerdeki katsayılar ve hataları OCTAVE (Eaton vd., 2014)
programı ile en küçük kareler yöntemi kullanılarak hesaplanmıştır. Aletsel sıfır noktası
(a) ve renk dönüşüm katsayısı (b), aynı filtreye ait 5 günlük verinin tümü dikkate
50
alınarak hesaplanmıştır. Birinci ve ikinci dereceden sönümleme katsayıları (k ve c) ise
her günlük veri için ayrı ayrı belirlenmiştir.
Sonuç olarak standart yıldızlardan elde edilen dönüşüm katsayıları dikkate alınarak
satüre olmamış bütün yıldızların aletsel parlaklıkları ters dönüşüm işlemi ile
hesaplanmıştır. Ters dönüşüm işleminde parlaklık değerleri hesaplanırken OCTAVE
programı kullanılmıştır. Elde edilen dönüşüm katsayıları Çizelge 3.7’da verilmiştir.
Çizelge 3.7 RTT150 teleskobunda TFOSC g'r'i'z' filtreleri için standart sistem dönüşüm
katsayıları.
a ± b ± c ± k ±
g
18 Aralık 2007
1.415 ± 0.010 -0.011 ± 0.017
-0.020 ± 0.013 0.185 ± 0.008
19 Aralık 2007 -0.022 ± 0.013 0.190 ± 0.008
20 Aralık 2007 -0.023 ± 0.013 0.200 ± 0.007
21 Aralık 2007 -0.016 ± 0.015 0.179 ± 0.009
22 Aralık 2007 -0.016 ± 0.015 0.181 ± 0.008
r
18 Aralık 2007
1.417 ± 0.008 -0.006 ± 0.043
-0.005 ± 0.033 0.107 ± 0.006
19 Aralık 2007 0.021 ± 0.033 0.105 ± 0.006
20 Aralık 2007 0.013 ± 0.030 0.123 ± 0.006
21 Aralık 2007 0.028 ± 0.037 0.107 ± 0.007
22 Aralık 2007 0.029 ± 0.036 0.112 ± 0.007
i
18 Aralık 2007
1.810 ± 0.006 0.047 ± 0.057
-0.017 ± 0.043 0.066 ± 0.004
19 Aralık 2007 -0.019 ± 0.043 0.063 ± 0.004
20 Aralık 2007 -0.018 ± 0.040 0.075 ± 0.004
21 Aralık 2007 0.094 ± 0.048 0.063 ± 0.005
22 Aralık 2007 0.005 ± 0.047 0.064 ± 0.005
z
18 Aralık 2007
2.934 ± 0.008 -0.071 ± 0.078
-0.015 ± 0.059 0.061 ± 0.006
19 Aralık 2007 0.001 ± 0.060 0.047 ± 0.006
20 Aralık 2007 0.003 ± 0.056 0.071 ± 0.006
21 Aralık 2007 0.017 ± 0.067 0.060 ± 0.007
22 Aralık 2007 -0.002 ± 0.065 0.042 ± 0.007
3.2.2 RTT150 ile yapılan tayfsal gözlemler
Bu çalışmada yapılan tayfsal gözlemlerin amacı, seçilen cisimlerin tayf türünü
belirlemektir. Düşük ayırma güçlü tayflar, 14 numaralı optik ağ kullanılarak alınmıştır.
Açıklık olarak da 67 m’lik yarık seçilmiştir.
Alınan verilerin dalgaboyu kalibrasyonu ve alan düzleştirme (flat fielding) işlemlerinde
kullanılmak üzere çeşitli lambalara sahiptir. Dalgaboyu kalibrasyonu için FeAr, Ne ve
51
He lambaları kullanılmaktadır. Alan düzleştirme için ise bir adet halojen lamba
bulunmaktadır.
M67 yıldız kümesinin tayfsal gözlemlerine ilişkin özet bilgi Çizelge 3.8’te verilmiştir.
Çizelgede verilen S/N değerleri, herhangi bir tayf çizgisi olmayan 4000-4070, 4150-
4300, 4400-4800, 4950-5500 ve 5550-6000Å aralıklarından hesaplanan S/N
değerlerinin ortalamasıdır. Veriler analize hazırlanmadan önce rutin indirgeme adımları
uygulanmıştır. Buna göre her bir tayfsal görüntüde öncelikle görüntü kenarlarındaki
kötü kolon/satırların konumları belirlenmiş ve kullanılacak alan hem tayfsal
görüntülerden hem de kalibrasyon görüntülerinden çıkarılmıştır (trim). CCD üzerinde
kullanılan bölge, fotometrik gözlemler için belirlenen bölge ile aynıdır. Daha sonra sıfır
poz süreli bias görüntüleri birleştirilerek master bias görüntüsü elde edilmiş ve kalan
görüntülerde bias düzeltmesinde kullanılmıştır.
52
Çizelge 3.8 TUG’da gerçekleştirilen tayfsal gözlemlerde kullanılan poz sürelerine
ilişkin özet bilgi verilmiştir. Parantez içinde verilenler, ilgili gözleme ait
sinyal/gürültü (S/N) oranını göstermektedir.
Ta
yf
Tü
rü
(SIM
BA
D)
Pa
rlak
lık
(V
)
(SIM
BA
D)
18
Ara
lık
20
07
19
Ara
lık
20
07
20
Ara
lık
20
07
21
Ara
lık
20
07
22
Ara
lık
20
07
23
Ara
lık
20
07
24
Ara
lık
20
07
Standart Yıldızlar
BD+08 2015 G0V 10.38 900 (18),
900 (19)
900 (21),
900 (20)
900 (18) 900 (20)
HD 109995 A0V 7.64 1200 (25)
HD 84937 F8V 8.32 300 (54),
300 (37),
600 (68)
300 (39) 300 (57)
Program Yıldızları (küme üyesi)
M67 – 01 B8V 10.02 300 (19),
300 (20),
600 (25)
900 (31) 900 (37)
M67 – 02 A1V 10.70 900 (36) 900 (38)
M67 – 03 A2V 10.94 900 (19) 600 (18)
M67 – 04 A2V 11.27 900 (20) 900 (18)
M67 – 05 A0V 11.48 900 (20) 900 (20)
M67 – 06 B9V 10.92 900 (25) 900 (15)
M67 – 07 A1V 10.91 900 (25) 900 (23)
M67 – 08 B9V 11.29 1200 (18) 900 (19)
M67 – 09 F5IV 11.15 1200 (24)
M67 – 10 F3 10.82 900 (22),
900 (26)
Program Yıldızları (küme üyesi değil)
M67 – 02 F0 8.16 300 (24)
M67 – 05 A5 9.40 600 (15)
M67 – 06 A3 10.59 900 (23)
M67 – 11 10.60 600 (18)
M67 – 12 F5 7.73 600 (25)
M67 – 13
M67 – 15 10.59 900 (24)
M67 – 16 9.94 400 (23)
M67 – 17 10.97 600 (27)
M67 – 20 10.56 600 (23)
Halojen görüntülerin medyan birleşimi ile elde edilen master flat görüntüsü kullanılarak
CCD’nin yanıt (response) eğrisi elde edilmiştir. Yanıt eğrisi elde edilirken yarık (slit)
tayfların iki boyutlu görüntü üzerinde kapladıkları bölgelerin hangi satır aralığında
olduğu ayrı ayrı belirlenmiş ve her tayf için master flat görüntüsü belirlenen bu bölgeye
normalize edilmiştir. Tayfsal görüntüler, elde edilen bu yanıt eğrisine bölünerek alan
düzleştirme (flat fielding) işlemi tamamlanmıştır.
53
Tayfların çıkarılması işlemi apall “task”ı ile gerçekleştirilmiştir. Dalgaboyu
kalibrasyonu için helyum ve neon lamba tayfları alınmıştır. Helyum çizgileri slitin kısa
dalgaboyu bölgesinde, neon çizgileri ise uzun dalgaboyu bölgesinde daha fazla çizgiye
sahiptir. Bu nedenle helyum ve neon tayfları ardışık olarak alınmıştır ve alınan lamba
tayfları sonradan birleştirilerek kalibrasyonda kullanılmıştır. Birleştirilmiş helyum-neon
tayfının açıklık çıkarılması işlemi de yine apall “task”ı ile, program yıldızının çıkarılan
tayfı referans alınarak gerçekleştirilmiştir. Çıkarılan tayf üzerinde rutin çizgi
tanımlamaları ve dispersiyon çözümü yapılmıştır. Çizgi tanımlaması yapılan tayflar
program yıldızlarına ait tayfsal görüntüye referans olarak kullanılarak, program
yıldızları için de ayrı ayrı dispersiyon çözümü yapılmıştır. Daha sonra gözlem zamanları
Güneş merkezine indirgenmiştir (Heliocentric Correction).
Gözlenen yıldız tayflarına akı kalibrasyonu yapabilmek için, aynı gözlem gecesinde
aynı teleskop/dedektör sistemi ile alınmış standart yıldız tayfları gerekmektedir. Bu
çalışmada kullanılması tercih edilen akı standartları, IRAF içindeki standart yıldız
listesinden seçilmiştir (Çizelge 3.8). Alınan tayflar Şekil 3.6-Şekil 3.8’de verilmiştir.
HD84937’nin RTT150 ile yapılan tayfsal gözlemlerinde, alınan tayf üzerinde 3949A,
4160A ve 4234A bölgelerinde farklı zamanlarda beliren soğurma çizgisi benzeri 3 yapı
görülmüştür (Şekil 3.7). Bu yapılar HD84937’nin değişim gösterdiğini düşündürdüğü
için bulundukları dalgaboyu bölgeleri, standart akıya dönüşüm işleminde
kullanılmamıştır.
54
Şekil 3.6 Akı standardı olarak seçilen BD+08 2015’in tayfsal gözlemleri. Parantez
içindeki sayılar, aynı tarihte yapılan gözlemlerin sırasını göstermektedir.
Şekil 3.7 Akı standardı olarak seçilen HD84937’nin tayfsal gözlemleri. Tayflar
üzerindeki soğurma çizgisi benzeri yapılar ok işaretleri ile gösterilmiştir.
55
Şekil 3.8 Akı standardı olarak seçilen HD109995’in tayfsal gözlemi.
Standart yıldız tayfları kullanılarak Tübitak Ulusal Gözlemevi’ne ait tayfsal sönümleme
eğrisi elde edilmiştir (Gökay vd., 2008). Bu işlemde, sayım-akı dönüşümü yapan
sensfunc “task”ına başlangıç değeri olarak KPNO sönümleme değerleri verilmiştir.
Kullanılan sensfunc “task”ında standart yıldız tayflarına, gözlem sırasındaki tül bulut
etkileri nedeniyle “gri kaydırma” işlemi uygulanmıştır. Bu kaydırma işleminde
soğurmanın (burada sönümlemenin), dalgaboyundan bağımsız (her dalgaboyunda eşit
miktarda) olduğu dikkate alınarak, her dalgaboyunda aynı miktarda olacak şekilde
kaydırma işlemi gerçekleştirilir. Sayım-akı dönüşümü işleminden sonra kalan artıklar
kullanılarak, başlangıçta kullanılan sönümleme eğrisi düzenlenmiş ve nihai sönümleme
eğrisi elde edilmiştir. Fotometrik gözlem için ayrılan 22 Aralık 2007 tarihinde tayfsal
standart yıldız gözlenmediği için, 20 ve 24 Aralık 2007 tarihlerinde ise sadece birer
standart yıldız gözlendiği için atmosferik sönümleme eğrisi bu tarihler için
hesaplanmamıştır. 21 ve 23 Aralık 2007 tarihlerinde üçer standart yıldız gözlemi
yapılmıştır. Ancak bu gözlemler sönümleme belirlemekte kullanılabilecek kadar yüksek
SNR oranına sahip olmadıkları için bu işlemde kullanılmamıştır. Sönümleme belirleme
işleminde, 6 standart yıldız gözlenen 18 Aralık 2007 ve 4 standart yıldız gözlenen 19
Aralık 2007 gözlem verileri kullanılmıştır. İki günlük gözlemden elde edilen ortalama
tayfsal sönümleme eğrisi (Çizelge 3.9), 5 günlük ortalama fotometrik sönümleme
56
katsayıları ile beraber Şekil 3.9’da verilmiştir. Sönümleme değerleri belirlenen tayfsal
gözlemler için kendi tarihlerindeki sönümleme eğrileri, diğer tayfsal gözlemler için ise
bu iki eğrinin ortalaması kullanılarak standart sisteme dönüşüm gerçekleştirilmiştir.
Çizelge 3.9 TUG RTT150 TFOSC gözlemlerine ait ortalama tayfsal sönümleme
miktarları (18 ve 19 Aralık 2007 tarihlerinde gerçekleştirilen akı standardı
gözlemlerinden belirlenmiştir).
Dalgaboyu
(Å)
Sönümleme Dalgaboyu
(Å)
Sönümleme Dalgaboyu
(Å)
Sönümleme Dalgaboyu
(Å)
Sönümleme
3500 0.672 4150 0.340 4800 0.183 5450 0.152
3550 0.636 4200 0.323 4850 0.177 5500 0.153
3600 0.602 4250 0.307 4900 0.171 5550 0.153
3650 0.571 4300 0.292 4950 0.166 5600 0.154
3700 0.541 4350 0.278 5000 0.162 5650 0.155
3750 0.513 4400 0.264 5050 0.158 5700 0.154
3800 0.487 4450 0.251 5100 0.155 5750 0.154
3850 0.463 4500 0.239 5150 0.153 5800 0.152
3900 0.439 4550 0.228 5200 0.152 5850 0.149
3950 0.417 4600 0.217 5250 0.151 5900 0.144
4000 0.396 4650 0.208 5300 0.151 5950 0.138
4050 0.377 4700 0.199 5350 0.151 6000 0.130
4100 0.358 4750 0.191 5400 0.151
Şekil 3.9 TUG gözlemlerinden elde edilen tayfsal ve fotometrik ortalama sönümleme
değerleri, IRAF veri tabanındaki KPNO ve CTIO gözlemevlerine ait değerler
ile beraber verilmiştir.
57
4. ARAŞTIRMADA SEÇİLEN YILDIZ KÜMELERİ
Bu çalışmada incelenen yıldız kümeleri Bölüm 2.1’de anlatıldığı şekilde seçilmiştir.
Çizelge 4.1’de verilmiş olan yıldız kümelerinde, GALEX arşivindeki NUV parlaklığı en
yüksek olan kaynaklar incelenmiştir. Her küme için Kharchenko vd. (2013) tarafından
verilmiş limit yarıçap içinde kalan kaynakların paralaks ve özhareket değerleri GAIA
DR2 kataloğundan alınmıştır. Bu değerlerin histogram dağılımları Gaussian dağılım ile
modellenerek, her bir küme için paralaks ve özhareket değerleri elde edilmiştir (Şekil
4.1-Şekil 4.4 ve Çizelge 4.1).
Her bir küme alanındaki yıldızların özhareket ve paralaks değerleri kullanılarak, küme
üyelik olasılığı Bölüm 2.4’de verilen yöntem kullanılarak hesaplanmıştır. Küme üyesi
yıldızlara uygulanacak E(BP-RP) ve AG değerleri, üyelik olasılığı %90 ve daha üstü
olan yıldızlar için GAIA DR2 kataloğunda verilen değerlerin ortalaması alınarak
hesaplanmıştır (Çizelge 4.1).
Kümelerin yaşları belirlenirken renk-parlaklık diyagramları (CMD) eş-yaş eğrileri ile
modellenmiştir (Bölüm 2.5). Hesaplanan küme üyelik olasılığı %70 ve daha yüksek
olan kaynaklar kullanılarak renk-parlaklık diyagramları (CMD) oluşturulmuştur. GAIA
filtreleri (Evans vd., 2018a) için verilmiş parlaklık değerleri ile oluşturulan renk-
parlaklık diyagramlarını modellemede kullanılan eş-yaş eğrileri, CMD14 arayüzünden
alınmıştır. Küme dönüm noktasının belirgin olmadığı durumlarda, küme üyesi en parlak
anakol yıldızlarının bulundukları bölge dönüm noktası olarak kabul edilmiştir. Çizelge
4.1’deki tüm yıldız kümeleri için oluşturulmuş birleşik CMD Şekil 4.5’de verilmiştir.
14 http://stev.oapd.inaf.it/cmd, (Girardi vd., 2002)
58
Şekil 4.1 Berkeley 10, Blanco 1, Collinder 463 ve IC 361 yıldız kümelerine ait paralaks
ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen Gauss
eğrisini göstermektedir.
59
Şekil 4.2 King 5, NGC 188, NGC 752 ve NGC 1647 yıldız kümelerine ait paralaks ve
öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen Gauss
eğrisini göstermektedir.
60
Şekil 4.3 NGC 1817, NGC 2420, NGC 2548 ve NGC 2632 yıldız kümelerine ait
paralaks ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen
Gauss eğrisini göstermektedir.
61
Şekil 4.4 Melotte 111, NGC 2506, Tombaugh 5 ve NGC 2682 yıldız kümelerine ait
paralaks ve öz hareket dağılımları. Sürekli çizgi, dağılımı en iyi modelleyen
Gauss eğrisini göstermektedir.
62
Çizelge 4.1 GAIA DR2 kataloğu verilerinden yararlanılarak seçilen, moröte bölgede
parlak olan kaynakların inceleneceği yıldız kümeleri ve hesaplanan
parametreleri. Yıldız kümelerinin çekirdek ve limit yarıçapları Kharchenko
vd. (2012)’den alınmıştır.
Küme log (t)
[yıl]
E(BP-RP)
(kadir)
AG
(kadir)
(")
*15
(mas/yıl)
(mas/yıl)
rc
(°)
rlim
(°)
Berkeley 10 9.04 0.923 1.858 0.372
± 0.089
-1.470
± 0.079
1.057
± 0.119 0.030 0.235
Blanco 1 7.98 0.175 0.342 4.210
± 0.128
18.701
± 0.442
2.635
± 0.468 0.500 2.350
Collinder 463 8.42 0.440 0.892 1.131
± 0.052
-1.775
± 0.123
-0.287
± 0.138 0.050 0.510
IC 361 9.14 0.735 1.479 0.229
± 0.082
1.718
± 0.123
-1.119
± 0.110 0.040 0.220
King 5 9.12 0.704 1.450 0.363
± 0.081
-0.277
± 0.168
-1.168
± 0.204 0.020 0.225
NGC 188 9.64 0.595 0.298 0.507
± 0.046
-2.307
± 0.135
-0.958
± 0.134 0.035 0.570
NGC 752 9.22 0.029 0.053 2.229
± 0.073
9.838
± 0.239
-11.743
± 0.238 0.100 1.400
NGC 1647 8.32 0.456 0.937 1.684
± 0.081
-1.057
± 0.316
-1.554
± 0.234 0.035 0.750
NGC 1817 8.96 0.366 0.743 0.547
± 0.050
0.490
± 0.115
-0.885
± 0.125 0.028 0.260
NGC 2420 9.36 0.133 0.273 0.364
± 0.070
-1.186
± 0.142
-2.116
± 0.118 0.020 0.305
NGC 2548 8.60 0.118 0.244 1.277
± 0.064
-1.318
± 0.170
0.998
± 0.154 0.050 0.720
NGC 2632 8.90 0.149 0.358 5.357
± 0.099
-36.051
± 0.967
-12.895
± 0.905 0.200 3.100
Melotte 111 8.60 0.222 0.462 11.586
± 0.337
-12.284
± 0.838
-8.101
± 1.719 0.200 4.225
NGC 2506 9.25 0.255 0.511 0.321
± 0.079
-2.519
± 0.161
3.959
± 0.123 0.040 0.270
Tombaugh 5 8.85 2.358 1.161 0.560
± 0.050
0.524
± 0.110
-2.401
± 0.113 0.020 0.270
NGC 2682 9.60 0.171 0.346 1.135
± 0.052
-10.977
± 0.200
-2.966
± 0.177 0.100 1.030
15 *=cos
63
Şekil 4.5 Moröte bölgede parlak olan kaynakların inceleneceği yıldız kümeleri için
oluşturulmuş bileşik HR diyagramı.
64
4.1 Moröte Bölgede Parlak Olan Kaynaklar
İncelenmek amacıyla seçilmiş olan yıldız kümelerinde GALEX AIS kataloğunda NUV
bandı parlaklık ölçümleri bulunan kaynaklar alınmıştır. Bu kaynaklara ait koordinatların
GAIA DR2, SDSS DR12, Tycho-2 gibi katalogların en az birinde 10" çaplı çember
içinde optik karşılığı olanlar bu başlıkta incelenmiştir.
Berkeley-10 küme üyeleri içinde NUV parlaklığı en yüksek olan 20 kaynağın (Çizelge
4.2) optik karşılıkları sadece GAIA DR2 kataloğunda bulunmaktadır. Literatürde bu
kaynaklar ile ilgili yapılmış herhangi bir çalışma bulunmamaktadır. Küme üyesi
yıldızların renk ve parlaklık ölçümleri kullanılarak oluşturulan Renk-Parlaklık
diyagramında, seçilen 20 kaynak anakolun üst kısmında kümelenmiştir. Dönüm noktası
belirgin olmadığı için anakol üzerinde bulunan en parlak yıldızın bulunduğu konum
dönüm noktası olarak seçilmiştir (Şekil 4.6). NUV bandında en parlak 20 küme üyesi
dönüm noktası etrafında, anakolun üst kısmında toplanmıştır. Bu kaynaklara ilişkin
harita Şekil 4.7’de verilmiştir.
Çizelge 4.2 Berkeley-10 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
GAIA
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
01 GAIA DR2 491702497593837824 87 20.5715 14.2180 14.8114 13.4754
02 GAIA DR2 491629826747267456 75 20.9640 14.1885 14.7924 13.4363
03 GAIA DR2 491702119636723072 87 21.1106 14.7122 15.2670 14.0011
04 GAIA DR2 491702875550963712 73 21.1969 14.3384 14.8992 13.6199
05 GAIA DR2 491655390392524288 95 21.2633 14.3752 14.9905 13.6136
06 GAIA DR2 491702703752300032 92 21.4153 14.5698 15.1399 13.8425
07 GAIA DR2 491655252953588224 79 21.5135 14.9672 15.4882 14.2812
08 GAIA DR2 491682500226137600 77 21.5878 14.3912 15.0795 13.5796
09 GAIA DR2 491702738112030336 97 21.6305 14.4526 15.0429 13.7129
10 GAIA DR2 491655149874379008 96 21.6830 14.9658 15.5655 14.1926
11 GAIA DR2 491678372759017344 87 21.7006 14.7946 15.3502 14.0827
12 GAIA DR2 491629964186228864 98 21.7815 15.0999 15.7222 14.3339
13 GAIA DR2 491631201137154688 69 21.7999 14.5372 15.1804 13.7561
14 GAIA DR2 491702188356188800 93 21.8611 15.6915 16.2753 14.9502
15 GAIA DR2 491702188356187648 91 21.8611 16.0767 16.7261 15.2889
16 GAIA DR2 491652469815364224 82 21.8953 15.8260 16.4463 15.0629
17 GAIA DR2 491701810399091968 80 21.9527 14.9963 15.6038 14.2391
18 GAIA DR2 491701879118581504 63 21.9553 15.4522 16.0649 14.6904
19 GAIA DR2 491655321673051520 68 22.0348 15.1198 15.7010 14.3832
20 GAIA DR2 491701741680005888 67 22.0453 15.1885 15.8232 14.4089
65
Şekil 4.6 Berkeley-10 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini (bkz. Bölüm 2.5), çarpı işaretleri ise kaynakları
göstermektedir.
Şekil 4.7 Berkeley-10 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
66
Blanco-1 küme üyeleri arasından seçilen NUV parlaklığı en yüksek ilk 20 kaynaktan
(Çizelge 4.3) hiçbiri Sampedro vd. (2017) tarafından verilmiş küme üyeleri listesinde
bulunmamaktadır. Mermilliod vd. (2008) 3, 4, 5, 6, 7, 8 ve 9 numaralı yıldızları küme
üyesi olarak tanımlamış, ancak diğer kaynaklar hakkında herhangi bir bilgi vermemiştir.
NUV bandındaki parlak kaynaklar, kümenin anakol yıldızlarından oluşmaktadır (Şekil
4.8). Kümenin anakolu üzerinde seçilen kaynaklardan daha sıcak kaynaklar da
bulunmaktadır. Ancak bunların NUV bandı parlaklıkları GALEX arşivinde verilmediği
için Çizelge 4.3’teki listede yer almamıştır. Seçilen kaynakların haritası Şekil 4.9’da
verilmiştir.
Çizelge 4.3 Blanco-1 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 06989-01121 70 13.7829 18.5692 10.1373 10.3507 9.8097 9.478 9.280 9.302
02 GSC 06988-00635 80 14.2215 19.4896 10.3402 10.5732 9.9824 9.639 9.439 9.362
03 GSC 06989-01139 85 14.4993 19.8583 10.4612 10.6998 10.1001 9.718 9.530 9.487
04 GSC 06418-00621 91 16.1528 - 11.3362 11.6483 10.8919 10.424 10.149 10.116
05 GSC 06989-00609 99 16.6867 - 11.5861 11.9188 11.1117 10.585 10.285 10.224
06 2MASS J00074970-3029231 82 18.1440 - 12.2082 12.6033 11.6670 11.045 10.682 10.617
07 2MASS J00065368-2831088 95 18.2949 - 12.2484 12.6441 11.7073 11.101 10.701 10.660
08 2MASS J00061907-3022224 75 18.9893 - 12.9128 13.4085 12.2618 11.351 10.884 10.793
09 2MASS J00090799-2948281 87 19.6969 - 12.8405 13.3219 12.2190 11.451 11.035 10.917
10 2MASS J00065557-2901532 74 19.8947 - 12.9130 13.3824 12.2164 11.364 10.939 10.771
11 GAIA DR2 2321423088979562624 85 20.9869 - 18.2424 19.9539 16.9567 - - -
12 2MASS J00112101-3008267 79 21.0656 - 13.3464 13.9086 12.6597 11.809 11.309 11.240
13 GAIA DR2 2314459989215604608 91 21.5895 - 16.9387 18.4193 15.7322 - - -
14 GAIA DR2 2326883611616190464 96 21.6047 - 13.4795 14.0595 12.7697 - - -
15 2MASS J00070564-3014318 98 21.6052 - 15.2690 16.2484 14.2945 13.025 12.371 12.179
16 2MASS J00110284-3014500 86 21.7009 - 13.7923 14.4274 13.0473 12.122 11.479 11.427
17 2MASS J00081917-2944168 77 21.7639 - 17.7514 19.3460 16.4799 14.739 14.085 13.931
18 GAIA DR2 2333366022936244864 72 22.1975 - 18.8069 20.5700 17.4845 - - -
19 GAIA DR2 2319797465333629440 70 22.5910 - 15.7201 17.0378 14.5826 - - -
20 GAIA DR2 2327130348897471360 89 22.8153 - 16.5241 17.8524 15.3836 - - -
67
Şekil 4.8 Blanco-1 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.9 Blanco-1 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20 kaynak.
NUV bandında en parlak küme üyesi yıldızın (GSC 06989-01121) González ve Levato
(2009) tarafından dikine hız ölçümleri gerçekleştirilmiş, sistemde bir değişim
68
olabileceği belirtilmiş ancak veri sayısının az olması nedeniyle herhangi bir dönem
verilmemiştir. Seçilen yıldızlardan 11, 13, 14, 18, 19 ve 20 numaralı olanların optik
karşılıkları sadece GAIA DR2 kataloğunda bulunmaktadır. 9 numaralı yıldız (2MASS
J00090799-2948281) Mermilliod, Mayor ve Udry (2009) tarafından tayfsal olarak
gözlenmiştir ve tayfsal çift sistem olarak tanımlanmıştır.
Collinder-463 kümesinde NUV bandındaki en parlak 20 kaynak (Çizelge 4.4), küme
üyeleri kullanılarak oluşturulmuş CMD üzerinde anakol boyunca dağılmış
görülmektedir (Şekil 4.10). Kümenin dönüm noktası belirgin olmadığı için, en parlak
kaynak GSC 4318-1967’nin bulunduğu nokta dönüm noktası olarak alınmıştır. Seçilen
20 kaynak, Cantat-Gaudin vd. (2018) tarafından verilen küme üyeleri kataloğunda yer
almamaktadır. Fakat Sampedro vd. (2017) tarafından verilen katalogda 17 no’lu kaynak
hariç diğer bütün kaynaklar küme üyesi olarak verilmiştir. Bu kaynağın küme üyelik
olasılığı hesabında Sampedro vd. (2017) tarafından kullanılan özhareket değerleri,
GAIA DR2 kataloğunda verilen değerler ile uyuşmamaktadır. 7 numaralı kaynak (GSC
4318-2469), Mermilliod, Mayor ve Udry (2008) tarafından kırmızı dev olarak
belirtilmiştir. Kalan kaynaklar ile ilgili literatürde herhangi bir çalışma
bulunmamaktadır. Seçilen kaynakların haritası Şekil 4.11’de verilmiştir.
Çizelge 4.4 Collinder-463 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Yıldız Adı Üyelik
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 04318-01967 70 13.3924 13.8416 9.9337 10.0692 9.7081 9.448 9.376 9.371
02 GSC 04318-02317 71 13.6088 14.0272 10.2672 10.4142 10.0281 9.778 9.728 9.732
03 GSC 04318-01619 84 14.2227 14.5910 11.1574 11.2815 10.9410 10.492 10.436 10.450
04 GSC 04318-01365 91 15.5066 16.3841 11.7014 11.8986 11.3722 11.016 10.966 10.885
05 TYC 4318-1617-1 92 16.4900 19.1353 12.4432 12.6738 12.0691 - - - 06 GSC 04318-01627 73 16.5893 18.7572 12.4559 12.6939 12.0784 11.659 11.482 11.475
07 GSC 04318-02469 96 17.5048 - 7.7260 8.4879 6.9154 5.718 5.135 5.010
08 GAIA DR2 534351041807028736 70 17.7854 21.3026 12.7075 13.0786 12.1736 - - - 09 GAIA DR2 534349907935684608 86 17.8307 13.0359 13.3456 12.5650 - - - 10 GAIA DR2 534355233695381632 81 18.5841 21.4083 13.2817 13.6744 12.7257 - - - 11 GAIA DR2 534351110526514176 82 18.7993 - 13.5738 13.9659 13.0169 - - - 12 GAIA DR2 534321767310325504 82 19.1745 - 13.7893 14.1835 13.2345 - - - 13 GAIA DR2 534337469710439296 93 19.2122 - 13.8675 14.2917 13.2789 - - - 14 GAIA DR2 534324859686475008 82 20.0553 - 14.2897 14.7426 13.6753 - - - 15 GAIA DR2 534345887846623744 81 20.2384 - 14.3166 14.7538 13.7166 - - - 16 GAIA DR2 534366022652911488 82 20.8672 - 14.8129 15.3549 14.1175 - - - 17 GAIA DR2 534352622355261440 97 21.3340 - 14.5283 15.0497 13.8548 - - - 18 GAIA DR2 534348945863282304 74 21.4311 - 14.7922 15.3150 14.1168 - - - 19 GAIA DR2 534351110526515712 74 21.4381 - 14.9528 15.4787 14.2709 - - - 20 GAIA DR2 534320839597110016 93 21.4876 - 14.8274 15.3015 14.1915 - - -
69
Şekil 4.10 Collinder-463 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.11 Collinder-463 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
70
IC-361 kümesinde NUV parlaklığında göre sıralanarak seçilen 20 üye yıldızdan
(Çizelge 4.5) 2, 7 ve 18’inci kaynakların dışındakilerin optik karşılıkları sadece GAIA
DR2 kataloğunda mevcuttur. Sampedro vd. (2017) tarafından verilen katalogda 5, 6, 8,
9, 10, 12, 14, 16, 17 ve 19 numaralı kaynaklar bulunmamaktadır. 1, 2, 4, 7, 11, 15, 18
ve 20 numaralı kaynaklar küme üyesi olarak belirtilmiştir. Kalan 3 ve 13 numaralı
kaynakların küme üyesi olmadığı belirtilmiştir. Ancak verdikleri özhareket değerleri
GAIA DR2’de verilen değerler ile uyuşmamaktadır. Ahumada ve Lapasset (1995) 2
numaralı yıldızın (Cl* IC 361 PS 408) kümeye ait CMD üzerinde BS türü yıldızların
bulunduğu bölgede olduğunu belirtmiştir. Küme yıldızlarının GAIA kataloğunda
verilmiş parlaklıkları kullanılarak oluşturulan CMD Şekil 4.12’da verilmiştir. Kümenin
dönüm noktasına göre daha sıcak ve evrimleşmemiş bulunan kaynakların NUV bandı
parlaklıkları GALEX arşivinde bulunmadığı için seçilen kaynaklara ait listede
verilmemiştir. Seçilen kaynaklara ait harita Şekil 4.13’te verilmiştir.
Çizelge 4.5 IC-361 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GAIA DR2 469411033214967424 72 20.4073 15.3463 15.9303 14.6047 - - -
02 Cl* IC 361 PS 408 94 21.2386 15.8014 16.2653 15.1612 - - -
03 GAIA DR2 469410792696800000 75 21.6768 14.9684 15.9136 14.0042 - - -
04 GAIA DR2 469412235800654720 84 21.7488 15.3722 15.9118 14.6367 - - -
05 GAIA DR2 470718627420116992 98 21.8160 15.7542 16.2364 15.1056 - - -
06 GAIA DR2 469411033214966016 75 21.8539 15.1197 15.6720 14.4014 - - -
07 Cl* IC 361 PS 202 87 21.8985 14.7617 15.3870 13.9940 12.984 12.589 12.462
08 GAIA DR2 470719452053806208 89 21.9084 16.5801 17.0684 15.9223 - - -
09 GAIA DR2 470913069177564800 75 21.9527 15.8160 16.3269 15.1421 - - -
10 GAIA DR2 469424364793204736 72 21.9913 17.0078 17.5502 16.3082 - - -
11 GAIA DR2 469410827056531840 79 22.0441 15.5598 16.1315 14.8267 - - -
12 GAIA DR2 469407837759311104 84 22.0667 15.3026 15.8415 14.5718 - - -
13 GAIA DR2 469407837759311744 96 22.0667 15.7813 16.3897 15.0037 - - -
14 GAIA DR2 470914374847602432 93 22.1134 15.8706 16.3762 15.2015 - - -
15 GAIA DR2 470912347623089024 73 22.1640 15.8113 16.3190 15.1411 - - -
16 GAIA DR2 470925335603995136 94 22.1684 15.4094 15.9782 14.6826 - - -
17 GAIA DR2 470925679201373568 81 22.2041 16.3459 16.8856 15.6247 - - -
18 Cl* IC 361 PS 103 81 22.2674 15.1995 15.8025 14.4397 13.394 13.043 12.865
19 GAIA DR2 470913000458090368 89 22.2687 15.8522 16.3399 15.1735 - - -
20 GAIA DR2 469412235805791872 76 22.3554 15.5143 16.0946 14.7761 - - -
71
Şekil 4.12 IC-361 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.13 IC-361 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20 kaynak.
72
King-5 küme üyeleri arasında NUV parlaklığı en yüksek olan 20 kaynağın (Çizelge 4.6)
optik karşılıkları sadece GAIA DR2 kataloğunda bulunmaktadır. NUV parlaklık
sıralamasına göre seçilen 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 15, 16, 17, 19 ve 20 numaralı
yıldızlar Sampedro vd. (2017) tarafından küme üyesi olarak verilmiştir. 1, 2, 3, 4, 5, 14
ve 18 numaralı yıldızların ise küme üyesi olmadıkları belirtilmiştir. Parlak NUV
kaynakların hepsi de anakol bandının üst kısmına, dönüm noktasına yakın bölgeye
kümelenmiştir (Şekil 4.14). Bu kaynaklara ait harita Şekil 4.15’da verilmiştir.
Çizelge 4.6 King-5 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
GAIA
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
01 GAIA DR2 445995867947393408 86 20.5736 15.3110 15.9583 14.5019
02 GAIA DR2 445995489990284288 72 21.1223 15.1997 15.7665 14.4662
03 GAIA DR2 445995489990285568 87 21.1223 15.3541 15.9373 14.6094
04 GAIA DR2 446089532593673088 95 21.1738 14.7690 15.4014 13.9904
05 GAIA DR2 446089463870189568 92 21.1738 15.6448 16.2670 14.8335
06 GAIA DR2 445992603772254720 91 21.2391 15.4054 15.9871 14.6623
07 GAIA DR2 446086440217234048 98 21.2601 14.9876 15.6274 14.1998
08 GAIA DR2 445992535052788736 70 21.4890 14.9636 15.5447 14.2230
09 GAIA DR2 445995352551338752 84 21.4999 14.4427 15.0294 13.7040
10 GAIA DR2 445995902307126784 92 21.5183 14.5438 15.1987 13.7540
11 GAIA DR2 445995971026604544 78 21.5953 15.6859 16.2941 14.9192
12 GAIA DR2 445992672491731584 78 21.6318 14.5431 15.2064 13.7421
13 GAIA DR2 446087058692487552 89 21.6946 14.7821 15.3818 14.0305
14 GAIA DR2 446089498234282624 72 21.7678 14.6773 15.3357 13.8820
15 GAIA DR2 445991847858038144 90 21.7931 15.1838 15.8632 14.3675
16 GAIA DR2 445996245904525824 88 21.9775 15.4196 15.9562 14.7172
17 GAIA DR2 445996177185047936 73 21.9904 15.4443 16.0399 14.6929
18 GAIA DR2 446085443784821632 68 22.2089 15.0396 15.6777 14.2540
19 GAIA DR2 445995971026601856 79 22.2465 15.1796 15.7613 14.4411
20 GAIA DR2 445996692581107712 70 22.3092 15.4290 16.0185 14.6815
73
Şekil 4.14 King-5 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.15 King-5 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20 kaynak.
74
NGC 188 küme üyeleri içinde NUV bandında seçilen en parlak 20 kaynak (Çizelge
4.7), kümeye ait CMD üzerinde dönüm noktası ve BS türü yıldızların oldukları bölgede
toplanmaktadır (Şekil 4.16). Seçilen tüm kaynaklar Platais vd. (2003), Stetson, McClure
ve VandenBerg (2004), Geller vd. (2008) ve Geller vd. (2009) tarafından yapılan
çalışmaların en az birisinde küme üyesi olarak belirtilmiştir. Bu kaynaklara ait harita
Şekil 4.17’de verilmiştir.
Çizelge 4.7 NGC 188 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 Cl* NGC 188 DGV 485 74 19.0733 14.0634 14.3667 13.6024 13.064 12.815 12.778
02 Cl* NGC 188 DGV 1342 99 19.4879 15.0037 15.3055 14.5284 14.031 13.672 13.631
03 Cl* NGC 188 DGV 647 73 19.9030 15.6260 15.9840 15.0877 14.465 14.134 13.974
04 Cl* NGC 188 DGV 1432 86 19.9455 14.7374 15.0875 14.2219 13.644 13.260 13.200
05 Cl* NGC 188 DGV 1444 76 20.0054 14.7736 15.1560 14.2335 13.660 13.317 13.235
06 Cl* NGC 188 DGV 440 87 20.0086 14.8946 15.2501 14.3618 - - -
07 Cl* NGC 188 DGV 1480 78 20.0461 15.3415 15.6997 14.8210 14.281 13.971 13.751
08 Cl* NGC 188 DGV 1481 75 20.0461 15.1025 15.4470 14.5938 14.000 13.738 13.608
09 Cl* NGC 188 DGV 652 72 20.0652 14.3344 14.6929 13.8179 13.266 12.911 12.834
10 Cl* NGC 188 DGV 1372 77 20.0890 14.7632 15.1314 14.2328 13.630 13.264 13.247
11 Cl* NGC 188 DGV 516 91 20.1756 14.6071 14.9583 14.0920 13.496 13.205 13.163
12 V768 Cep 72 20.1826 14.8066 15.2240 14.2302 13.545 13.172 13.116
13 Cl* NGC 188 DGV 643 99 20.1841 13.7787 14.2880 13.1080 12.167 11.676 11.551
14 Cl* NGC 188 DGV 1394 93 20.2191 14.7544 15.1514 14.1913 - - -
15 Cl* NGC 188 DGV 1287 90 20.3642 15.1771 15.5219 14.6693 14.103 13.812 13.800
16 Cl* NGC 188 DGV 1403 82 20.3678 14.9114 15.2632 14.3979 13.811 13.605 13.368
17 Cl* NGC 188 DGV 1422 81 20.3859 14.9510 15.3041 14.4399 13.900 13.597 13.497
18 Cl* NGC 188 DGV 735 94 20.4230 14.8226 15.1888 14.2944 - - -
19 Cl* NGC 188 DGV 749 97 20.5217 15.2415 15.5837 14.7401 14.260 13.960 13.843
20 Cl* NGC 188 DGV 545 82 20.5431 14.8878 15.2600 14.3592 13.739 13.390 13.376
75
Şekil 4.16 NGC 188 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.17 NGC 188 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
76
Geller vd. (2008), 1 numaralı yıldızın (Cl* NGC 188 DGV 485) BS türü olduğunu
belirtmiştir. 2 numaralı yıldız (Cl* NGC 188 DGV 1342) Gosnell vd. (2015) tarafından
BS türü olarak sınıflandırılmıştır. NGC188’deki BS’lerin %80’i tayfsal çift yıldız
üyesidir (Mathieu ve Geller, 2009). 2 numaralı yıldız da dikine hız değişimi
göstermektedir (Geller vd., 2009). Gosnell vd. (2015) parlak bileşenin hızlı dönme
gösterdiğini, bu nedenle de dikine hız çözümü yapılamadığını belirtmiştir. Fotometrik
ölçümleri en iyi BS+WD kompozit sentetik tayfı ile modellendiği için, WD bileşene
sahip olma olasılığının yüksek olduğu belirtilmiştir (Gosnell vd., 2015).
3 numaralı yıldız (Cl* NGC 188 DGV 647) dikine hız değişimi göstermemektedir ve
tek yıldız olarak sınıflandırılmıştır (Geller vd., 2008, Geller vd., 2009). 4 numaralı yıldız
(Cl* NGC 188 DGV 1432) SB2 türü tayfsal çift sistemdir (Geller vd., 2009). Geller vd.
(2009) WIYN 3.5m teleskobuna bağlı çoklu cisim tayfçekeri ile sistemin dikine hız
gözlemlerini gerçekleştirmiş ve dikine hız eğrisini modelleyerek sistemin dönemini
P=8.85360 gün, dışmerkezliğini ise e=0.007 olarak belirlemiştir. 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 14,
15, 16, 17, 18, 19 ve 20 numaralı yıldızlar Geller vd. (2009) tarafından tayfsal olarak
gözlenmiş ancak yıldızlarda herhangi bir dikine hız değişimi bulunamamıştır.
12 numaralı yıldız (V768 Cep), BY Dra türü kromosferik aktivite gösteren değişen
yıldızdır (Samus’ vd., 2003). Dikine hız değişimi göstermemektedir (Geller vd., 2009).
Mochejska vd. (2008) tarafından P=23.6631 gün dönemli 0m.01 genlikli ışık değişimi
gösteren bir değişen olduğu belirtilmiştir. 13 numaralı yıldız (Cl* NGC 188 DGV 643)
SB2 türü tayfsal çift sistemdir (Geller vd., 2009). Geller vd. (2009)’nin sisteme ait
dikine hız eğrisini modelleyerek belirlediği parametreler Çizelge 4.8’de verilmiştir.
Çizelge 4.8 SB2 türü Cl* NGC 188 DGV 643 sistemine ait parametreler.
P (gün) 35.17800 ± 0.00500
e 0.487 ± 0.005
M1 (Mʘ) 1.14
M2 (Mʘ) 1.09
q 0.956 ± 0.013
a1sini (Rʘ) 28.75 ± 0.32
a2sini (Rʘ) 30.07 ± 0.30
77
NGC 752 kümesinde seçilen 20 kaynaktan (Çizelge 4.9) NUV bandı parlaklık
sıralamasına göre 7, 8, 15, 16, 17, 18, 19 ve 20 numaralı kaynakların optik karşılıkları
sadece GAIA DR2 kataloğunda bulunmaktadır. Özhareket, dikine hız, astrometrik
konum parametrelerinden en az birini kullanarak küme üyelerini veren toplam 3 çalışma
bulunmaktadır. Sampedro vd. (2017) verdiği katalogda 3, 9 ve 13 numaralı yıldızların
küme üyesi olduklarını belirtmiştir. Katalogda diğer kaynaklar hakkında bir bilgi
bulunmamaktadır. Agüeros vd. (2018) tarafından verilen katalogda 4 ve 6 numaralı
yıldızlar %90’dan yüksek olasılıkla küme üyesi, 2 %55, 11 %61, 13 %44 ve 14
numaralı yıldız da %66 olasılıkla küme üyesi olarak belirtilmiştir. Kalan kaynaklar ile
ilgili bir bilgi bulunmamaktadır. Cantat-Gaudin vd. (2018) ise sadece 11 numaralı
yıldızı küme üyesi olarak belirtmiştir. Kalan kaynaklar hakkında ya bilgi verilmemiş ya
da üye olmadıkları belirtilmiştir. Seçilen kaynaklar kümeye ait CMD üzerinde üst
anakol ve devler kısımlarında bulunmaktadır (Şekil 4.18). Bu kaynaklara ait harita Şekil
4.19’te verilmiştir.
Çizelge 4.9 NGC 752 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek olan
20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 02816-01958 86 14.0799 18.2546 10.2408 10.4693 9.9004 9.520 9.274 9.258
02 GSC 02816-01662 99 14.2459 18.6985 10.6479 10.8596 10.3254 9.956 9.788 9.732
03 TYC 2319-120-1 80 14.4320 19.4471 9.6991 9.9778 9.2998 8.839 8.636 8.576
04 GSC 02319-00534 100 14.6400 19.1679 11.0754 11.3034 10.7232 10.343 10.184 10.151
05 GSC 02816-01136 96 15.0068 19.8639 11.0679 11.2898 10.7185 10.347 10.187 10.131
06 TYC 2816-507-1 77 15.8546 20.8345 11.7749 12.0431 11.3600 10.866 10.642 10.586
07 GAIA DR2 342753134845061632 99 16.4512 - 12.1438 12.4143 11.7251 - - -
08 GAIA DR2 342763197953115008 95 16.4516 - 12.1313 12.4030 11.7102 - - -
09 GSC 02816-00594 98 16.8816 - 8.8819 9.4139 8.2411 7.395 6.900 6.800
10 GSC 02816-02075 84 16.9883 - 8.9108 9.4814 8.2415 7.348 6.814 6.706
11 2MASS J01533728+3724173 74 17.1947 - 12.4243 12.7247 11.9717 11.454 11.184 11.119
12 TYC 2816-666-1 100 17.4561 - 12.5500 12.8603 12.0907 11.564 11.297 11.247
13 2MASS J01561369+3715569 90 17.9228 - 12.7760 13.1015 12.2977 11.778 11.514 11.435
14 2MASS J01543660+3726262 100 18.0353 - 12.8344 13.1660 12.3505 11.824 11.517 11.451
15 GAIA DR2 342795255589012736 93 18.3496 - 12.9784 13.3319 12.4724 - - -
16 GAIA DR2 342725406536211968 96 19.3856 - 13.2860 13.7694 12.6455 - - -
17 GAIA DR2 342699877250650368 100 20.1575 - 14.0937 14.5667 13.4742 - - -
18 GAIA DR2 342716919680861568 73 20.2095 - 13.8422 14.2773 13.2573 - - -
19 GAIA DR2 343584331275828736 70 21.0494 21.4331 17.9364 19.1090 16.8275 - - -
20 GAIA DR2 342736023695458560 90 21.8184 - 14.3924 14.9143 13.7309 - - -
78
Şekil 4.18 NGC 752 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.19 NGC 752 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
79
Andrews, Chanamé ve Agüeros (2017), Tycho-Gaia Astrometrik Çözüm (TGAS)
kataloğundaki astrometrik verileri kullanarak, 1 numaralı kaynağın (GSC 02816-01958)
yüksek olasılıkla, ~238" uzaklıkta optik bir bileşeni olan çift yıldız sistemi olduğunu
belirtmiştir. 2, 3, 4, 5, 6, 11, 12, 13 ve 14 numaralı yıldızın optik karşılıkları GSC
02816-01662, TYC 2319-120-1, GSC 02319-00534, GSC 02816-01136, TYC 2816-
507-1, 2MASS J01533728+3724173, TYC 2816-666-1, 2MASS J01561369+3715569
ve 2MASS J01543660+3726262 olarak belirlenmiştir. 9 numaralı yıldız (GSC 02816-
00594) kümeye ait CMD üzerinde Kırmızı Devler bölgesinde bulunmaktadır (Böcek
Topcu vd., 2015). Andrews, Chanamé ve Agüeros (2017) sistemin ~278" uzaklıkta
optik bir bileşeni olan çift yıldız sistemi olma olasılığının yüksek olduğunu belirtmiştir.
10 numaralı yıldız (GSC 02816-02075) da Kırmızı Devler bölgesindedir (Mermilliod
vd., 1998).
NGC 1647 küme üyelerinden NUV’da en parlak seçilen 20 yıldızın (Çizelge 4.10) tümü
de Sampedro vd. (2017) tarafından özhareket değerlerine göre küme üyesi oldukları
belirtilmiştir. Aralarında ışık değişimi gösteren bir yıldız bulunmamaktadır. NUV
parlaklığına göre 4’üncü sıradaki GSC 1275-1013 kümeye ait CMD üzerinde kırmızı
devler bölgesinde bulunmaktadır. Kalan kaynaklar üst anakol bölgesinde toplanmıştır
(Şekil 4.20). Seçilen kaynakların haritası Şekil 4.21’te verilmiştir.
Çizelge 4.10 NGC 1647 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 01275-01916 96 12.4040 12.0958 9.0051 9.1432 8.7762 8.495 8.462 8.428
02 GSC 01275-01189 76 13.6262 - 9.9848 10.1997 9.6443 9.278 9.207 9.154
03 GSC 01275-01484 80 15.7930 17.7498 11.5588 11.8197 11.1562 10.623 10.468 10.367
04 GSC 01275-01013 74 16.8873 - 6.8993 7.7700 6.0180 4.521 3.914 3.882
05 GSC 01275-01091 85 17.0741 19.6532 12.1098 12.4471 11.6117 11.015 10.828 10.727
06 GSC 01275-00973 78 17.0985 21.2528 13.4109 - - 10.785 10.508 10.406
07 GSC 01275-00430 73 17.5643 - 12.1837 12.6040 11.5993 10.874 10.596 10.512
08 GSC 01275-01917 73 17.6223 - 12.7025 13.0789 12.1573 11.521 11.250 11.157
09 GSC 01275-01800 77 17.9463 - 12.7511 13.1710 12.1744 11.456 11.220 11.122
10 GSC 01275-01440 80 18.1676 - 12.6072 13.0512 11.9990 11.230 10.970 10.889
11 GSC 01275-01940 86 18.5547 - 13.0376 13.4794 12.4290 11.661 11.403 11.326
12 GSC 01275-01192 77 19.0986 - 13.1844 13.6909 12.5152 11.692 11.393 11.249
13 GSC 01275-00938 88 19.3012 - 13.3831 13.9058 12.7037 11.891 11.577 11.486
14 GSC 01275-01107 82 19.4077 - 13.2403 13.7880 12.5395 11.667 11.350 11.224
15 GSC 01275-01590 98 19.4954 - 13.4269 13.9327 12.7645 11.934 11.605 11.502
16 GSC 01275-01758 97 19.7595 - 13.6769 14.1791 13.0112 12.180 11.785 11.673
17 GSC 01275-00965 72 20.1731 - 13.1655 13.8118 12.3871 11.372 11.001 10.849
18 GSC 01275-01228 80 20.2246 - 13.5463 14.1521 12.8006 11.856 11.502 11.353
19 Cl* NGC 1647 ZSC 347 70 20.6775 - 14.1190 14.7442 13.3540 12.355 11.966 11.846
20 Cl* NGC 1647 ZSC 274 78 21.4616 - 14.2836 14.8944 13.4761 12.331 11.846 11.761
80
Şekil 4.20 NGC 1647 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.21 NGC 1647 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
81
NGC 1817 bölgesinde seçilen 20 yıldızın (Çizelge 4.11) özhareket, dikine hız ve konum
bilgilerinin en az birisine göre küme üyesi olarak belirtilmektedir (Balaguer-Núñez,
Tian ve Zhao, 1998, Mermilliod vd., 2003, Balaguer-Núñez, Jordi, Galadí-Enríquez ve
Zhao, 2004, Balaguer-Núñez, Jordi, Galadí-Enríquez ve Masana, 2004, Krone-Martins
vd., 2010, Jacobson, Pilachowski ve Friel, 2011). Seçilen kaynaklar kümeye ait CMD
üzerinde üst anakol ve kırmızı devler bölgesinde bulunmaktadır (Şekil 4.22). Jacobson,
Pilachowski ve Friel (2011) 2 numaralı yıldızın (Cl* NGC 1817 BJG 271) tayfında
sıcak bir bileşenin varlığına dair bulguya rastladıklarını belirtmiştir. Mermilliod, Mayor
ve Udry (2008) 11, 18, 19 ve 20 numaralı yıldızların Kırmızı Dev yıldızlar olduklarını
belirtmiştir. Seçilen kaynaklara ait harita Şekil 4.23’de verilmiştir.
Çizelge 4.11 NGC 1817 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 Cl* NGC 1817 BJG 181 91 17.0612 19.9551 12.9530 13.1827 12.5652 12.106 11.919 11.861
02 Cl* NGC 1817 BJG 271 97 17.1069 20.7437 12.4400 12.7404 11.9743 11.373 11.186 11.102
03 Cl* NGC 1817 BJG 71 95 17.2088 19.6550 13.3542 13.5644 12.9907 12.528 12.397 12.317
04 [BJG2004] 775 78 17.5609 21.0406 13.0828 13.3525 12.6461 12.132 11.926 11.857
05 Cl* NGC 1817 BJG 506 72 17.6902 20.7588 13.6758 13.9039 13.2964 12.854 12.679 12.583
06 [BJG2004] 165 94 17.8337 21.0975 13.3863 13.6384 12.9808 12.497 12.316 12.279
07 Cl* NGC 1817 BJG 53 79 17.8500 13.1403 13.4119 12.7075 12.181 11.985 11.897
08 Cl* NGC 1817 BJG 177 72 18.0003 13.6108 13.8791 13.1792 12.680 12.476 12.400
09 Cl* NGC 1817 BJG 158 75 18.0508 20.7017 13.9135 14.1587 13.5093 13.046 12.834 12.745
10 Cl* NGC 1817 BJG 518 73 18.0729 21.2763 14.0385 14.2812 13.6392 13.167 13.027 12.905
11 Cl* NGC 1817 BJG 160 97 18.7428 12.2746 12.8602 11.5552 10.584 10.061 9.934
12 PM2000 227261 74 18.8987 14.7129 15.0095 14.2482 13.747 13.499 13.365
13 [BJG2004] 7148 76 18.9549 14.5598 14.8473 14.1008 13.593 13.372 13.301
14 [BJG2004] 195 83 19.1325 14.6247 14.9346 14.1426 13.558 13.361 13.346
15 [BJG2004] 204 85 19.5155 14.8771 15.2110 14.3664 13.728 13.500 13.424
16 [BJG2004] 1085 82 19.5966 14.7508 15.0744 14.2498 13.692 13.408 13.347
17 [BJG2004] 705 84 19.7464 15.1432 15.4804 14.6251 14.042 13.754 13.691
18 Cl* NGC 1817 BJG 150 76 20.0360 12.3316 12.9815 11.5719 10.451 9.893 9.736
19 Cl* NGC 1817 BJG 301 92 20.1879 12.4586 13.0740 11.7196 10.718 10.214 10.059
20 Cl* NGC 1817 BJG 321 94 20.2680 12.0531 12.7002 11.2915 10.254 9.713 9.545
82
Şekil 4.22 NGC 1817 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.23 NGC 1817 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
83
NGC 2420 küme üyeleri arasından seçilen, NUV bandında en parlak ilk 20 yıldızdan
(Çizelge 4.12) 9 tanesi küme üyelikleri ile ilgili çalışmalarda bulunmaktadır. Bu
yıldızlar ve ilgili çalışmalarda hesaplanmış küme üyelik olasılıkları
Çizelge 4.13’te verilmiştir. Seçilen 20 kaynak, kümeye ait CMD üzerinde dönüm
noktası bölgesinde bulunmaktadır (Şekil 4.24 ve Şekil 4.25). Seçilen kaynaklara ait
harita Şekil 4.26’da verilmiştir.
Çizelge 4.12 NGC 2420 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynağa ait bilgiler.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GAIA DR2 865401039306614784 72 17.3043 14.4243 14.6145 14.0234 - - -
02 GAIA DR2 865396984857488000 83 17.6104 14.1329 14.3893 13.7163 - - -
03 GAIA DR2 865415642195374336 90 17.9556 14.7769 14.9810 14.4071 - - -
04 GAIA DR2 865402688574024704 80 18.1129 14.1630 14.4155 13.7491 - - -
05 GAIA DR2 865399969857816832 89 18.1301 14.6824 14.8986 14.3093 - - -
06 LAMOST J073828.43+212454.2 73 18.1338 14.4145 14.6411 14.0305 - - -
07 GAIA DR2 865416084575960832 84 18.2207 14.6135 14.8246 14.2429 - - -
08 GAIA DR2 865426328073809920 90 18.2260 14.0933 14.3447 13.6796 - - -
09 LAMOST J073738.57+213449.5 96 18.2287 14.2476 14.4892 13.8472 - - -
10 GAIA DR2 865396744339335296 77 18.2300 14.6383 14.8546 14.2629 - - -
11 GAIA DR2 865417463261366656 81 18.2409 14.3626 14.5998 13.9683 - - -
12 GAIA DR2 865402791653260288 78 18.2498 14.5100 14.7241 14.1338 - - -
13 Cl* NGC 2420 WEST 4408 88 18.2786 14.4008 14.6336 14.0063 - - -
14 GAIA DR2 865399355679459968 94 18.2870 14.4823 14.7146 14.0892 - - -
15 LAMOST J073856.96+214056.9 74 18.3001 14.7949 15.0024 14.4299 14.036 13.863 13.819
16 GAIA DR2 865395335590064000 96 18.3079 14.6650 14.8827 14.2928 - - -
17 GAIA DR2 865402379336363136 87 18.3921 14.5458 14.7754 14.1606 - - -
18 LAMOST J073817.09+213236.1 78 18.4768 14.9014 15.1167 14.5285 14.141 13.922 13.889
19 GAIA DR2 865401382903996800 80 18.4838 14.8041 15.0194 14.4407 - - -
20 2MASS J07380789+2129481 85 18.5943 15.0823 15.2848 14.7135 14.326 14.092 14.067
Çizelge 4.13 NGC 2420 küme bölgesinde bulunan yıldızların, başka araştırmacılar
tarafından verilmiş olan küme üyelik olasılıkları. “Yıldız No”
sütunundaki numara, yıldızların NUV parlaklık değerlerine göre
parlaktan sönüğe gidecek şekilde verilmiştir.
No İsmi Zhang vd. (2015) Sampedro vd. (2017)
06 LAMOST J073828.43+212454.2 %61 üye -
09 LAMOST J073738.57+213449.5 %61 üye -
10 UCAC4 558-042521 - %0 üye
13 Cl* NGC 2420 WEST 4408 - %100 üye
14 UCAC4 558-042451 - %11 üye
15 LAMOST J073856.96+214056.9 %60 üye -
17 UCAC4 559-042293 - %100 üye
18 LAMOST J073817.09+213236.1 %62 üye -
20 2MASS J07380789+2129481 - %0 üye
84
Şekil 4.24 NGC 2420 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.25 NGC 2420 yıldız kümesine ait CMD’nin dönüm noktası bölgesi.
85
Şekil 4.26 NGC 2420 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
NGC 2548 küme üyeleri arasından seçilen NUV bandında en parlak 20 kaynak (Çizelge
4.14) içinden ilk 4’ü Wu vd. (2002) ve Wu vd. (2006) tarafından da küme üyesi olarak
belirtilmiştir. Balaguer-Núñez, Jordi ve Galadí-Enríquez (2005) tarafından ilk 4 yıldızın
ve seçilen en sönük kaynağın (20 numaralı yıldız: 2MASS J08131944-0603370) küme
üyesi olduğu belirlenmiştir. Seçilen tüm yıldızlar kümeye ait CMD üzerinde anakol
bandında dağılım göstermektedir (Şekil 4.27). Diyagram üzerinde anakolun daha üst
kısımlarında bulunan yıldızların NUV bandı parlaklıkları GALEX arşivinde
bulunmadığı için, seçilen parlak yıldızlar anakol üzerindeki daha soğuk yıldızların
bulunduğu bölgededir. Seçilen kaynaklara ait harita Şekil 4.28’de verilmiştir.
86
Çizelge 4.14 NGC 2548 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 04855-01403 85 13.1350 - 9.8104 9.8667 9.7267 9.615 9.575 9.548
02 GSC 04855-00525 77 13.4199 14.9626 10.8489 10.8946 10.7785 10.672 10.655 10.636
03 TYC 4855-1213-1 75 15.3277 18.8171 12.0717 12.2209 11.8104 11.532 11.418 11.415
04 2MASS J08115450-0520286 81 16.4433 20.4961 12.6581 12.8682 12.3041 11.941 11.774 11.744
05 GAIA DR2 3067660947853150080 92 17.7231 - 13.4504 13.7111 13.0323 - - -
06 Gaia DR2 3064664366350901888 76 17.7382 - 13.3260 13.5946 12.9044 - - -
07 Gaia DR2 3064549501745707264 71 18.2042 - 13.7084 14.0038 13.2572 - - -
08 GAIA DR2 3064554449548023296 89 18.2122 - 15.8504 16.3848 15.1521 - - -
09 GAIA DR2 3064235075778876416 98 18.2222 - 13.5438 13.8310 13.0992 - - -
10 GAIA DR2 3064260570704699136 80 18.9435 - 13.8724 14.1912 13.3974 - - -
11 Gaia DR2 3067655690813135232 72 19.2372 - 14.0535 14.3786 13.5685 - - -
12 GAIA DR2 3067670499860283648 89 19.4636 - 14.1275 14.4598 13.6354 - - -
13 Gaia DR2 3064471161542831744 74 19.9711 - 14.4016 14.7648 13.8851 - - -
14 Gaia DR2 3064451026735854336 99 20.3443 - 14.6486 15.0388 14.1092 - - -
15 GSC 04859-01314 75 20.4920 - 14.6172 15.0104 14.0698 9.472 9.249 9.190
16 GAIA DR2 3064542629796185472 78 20.5593 - 15.9281 16.4964 15.2161 - - -
17 GAIA DR2 3064547234003262336 98 20.6169 - 14.8857 15.2940 14.3162 - - -
18 Gaia DR2 3064555549059653760 78 20.9121 - 14.6696 15.0644 14.1241 - - -
19 GAIA DR2 3067552955195430272 80 21.0800 - 14.8321 15.2430 14.2665 - - -
20 2MASS J08131944-0603370 98 21.5109 - 14.9913 15.4192 14.4071 13.701 13.317 13.265
Şekil 4.27 NGC 2548 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
87
Şekil 4.28 NGC 2548 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
NGC 2632 küme üyeleri arasından seçilen NUV bandında en parlak 20 kaynak (Çizelge
4.15), Kraus ve Hillenbrand (2007) tarafından da küme üyesi olarak belirtilmiştir.
Seçilen tüm kaynaklar, kümeye ait CMD üzerinde Şekil 4.29’de işaretlenmiştir. Bu
kaynaklara ait harita ise Şekil 4.30’te verilmiştir.
Çizelge 4.15 NGC 2632 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 01396-00138 74 14.4397 20.3630 9.9797 10.2401 9.5937 9.189 8.967 8.927
02 TYC 1395-1484-1 96 15.0438 20.5510 10.2612 10.5499 9.8423 9.364 9.143 9.105
03 TX Cnc, GSC 01395-00907 95 15.0945 19.9436 10.0396 10.3899 9.5707 9.053 8.767 8.698
04 GSC 01395-01323 85 15.4686 20.9302 10.4472 10.7474 10.0150 9.555 9.313 9.258
05 GSC 01395-01384 73 15.7099 22.1581 10.5806 10.8921 10.1378 9.657 9.381 9.329
06 GSC 01395-00895 71 15.7176 21.8286 10.5316 10.8424 10.0850 9.621 9.347 9.238
07 GSC 01396-00197 76 16.5556 - 10.6110 10.9818 10.1026 9.530 9.231 9.168
08 TYC 1395-1234-1 79 17.2596 - 11.2686 11.6543 10.7458 10.126 9.778 9.686
09 TYC 1398-631-1 92 17.9245 - 11.5191 11.9281 10.9782 10.358 10.012 9.932
10 2MASS J08375703+1914103 85 18.1239 - 11.6453 12.0613 11.0949 10.470 10.120 10.038
11 WD 0837+189 74 18.1675 18.0639 18.2152 18.1409 18.2744 - - -
12 2MASS J08374739+1906247 70 19.3606 - 12.0267 12.5051 11.4148 10.666 10.252 10.202
13 2MASS J08384610+2034363 76 19.3755 - 12.1745 12.6555 11.5584 10.825 10.399 10.313
14 2MASS J08413070+1852188 71 19.3780 - 12.5283 13.0730 11.8222 10.769 10.306 10.154
15 2MASS J08435467+1853369 99 20.0426 - 12.3995 12.9203 11.7473 10.961 10.524 10.412
16 2MASS J08412258+1856020 75 20.4597 - 12.6619 13.2199 11.9789 11.162 10.678 10.536
17 2MASS J08444870+2017259 89 20.6163 - 12.6084 13.1753 11.9176 11.080 10.578 10.508
18 2MASS J08373105+1906142 83 21.5911 - 13.3702 14.1017 12.5471 11.489 10.902 10.767
19 2MASS J08401426+1857314 94 21.7913 - 13.3378 14.0446 12.5372 11.546 10.932 10.823
20 2MASS J08413599+1906255 73 22.0993 - 13.6367 14.3959 12.7957 11.752 11.120 10.978
88
Şekil 4.29 NGC 2632 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
Şekil 4.30 NGC 2632 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
89
Mermilliod, Mayor ve Udry (2009), en parlak yıldızın (GSC 01396-00138) SB1 türü
tayfsal çift sistem olduğunu ve P=31.291 gün dönem, e=0.152 dışmerkezlikli yörüngeye
sahip olduğunu belirlemiştir.
3 numaralı yıldız (TX Cnc), ~0m.35 genlikte P=0.382883 gün dönemli W-UMa türü bir
değişen yıldızdır (Kovács vd., 2014). Pribulla vd. (2006) tarafından dikine hız eğrisi
elde edilmiştir. Bu dikine hız ölçümlerini kullanarak Zhang, Deng ve Lu (2009) ve Deb
ve Singh (2011) sistemin çözümünü gerçekleştirmiştir. Elde ettikleri parametreler
Çizelge 4.16’te verilmiştir.
Çizelge 4.16 TX Cnc örten sisteminin ışık eğrisi çözümü ile belirlenmiş, literatürde
verilen parametreler.
Zhang, Deng ve Lu (2009) Deb ve Singh (2011)
q (M2/M1) 2.2198 0.455
i (°) 62.10 ± 0.06 62.19
a (Rʘ) 3.442 2.762
F16 (%) 0.21 0.23
T1 (K) 6537 ± 9 6250
T2 (K) 6250 6121
M1 (Mʘ) 1.35 ± 0.02 0.602
M2 (Mʘ) 0.61 ± 0.01 1.322
R1 (Rʘ) 1.27 ± 0.04 0.892
R2 (Rʘ) 0.89 ± 0.03 1.271
L1 (Lʘ) 2.13 ± 0.11 1.088
L2 (Lʘ) 1.26 ± 0.07 2.030
TX Cnc, NGC 2632 açık yıldız kümesindeki 10 çift sistem içerisinde tek değen çift
olarak belirtilmiştir (Liu vd., 2007). Kümenin yaşı, TX Cnc'nin manyetik frenleme ile
değen sistem haline gelmesi için gereken zaman ölçeğinden daha küçüktür. Bileşenler
çok hızlı bir şekilde değen hale geldiği için Liu vd. (2007) üçlü sistem olabileceğini
belirtmiştir. Kovács vd. (2014), küme üyesi seçilen yıldızlardan bazılarının dönen
değişen olduklarını belirlemiştir (Çizelge 4.17).
16 Doldurma oranı
90
Çizelge 4.17 Kovács vd. (2014) tarafından dönen değişen olarak belirtilen yıldızların
dönemleri ve ışık değişim genlikleri.
Sıra No Yıldız P (gün) m (kadir)
02 TYC 1395-1484-1 4.149395
04 GSC 01395-01323 5.579641 0.0040
05 GSC 01395-01384 6.584709 0.0176
06 GSC 01395-00895 7.381981 0.0069
07 GSC 01396-00197 10.47746 0.0047
08 TYC 1395-1234-1 9.124587 0.0059
09 TYC 1398-631-1 8.972231 0.0154
10 2MASS J08375703+1914103 8.651267 0.0108
12 2MASS J08374739+1906247 9.296877 0.0155
13 2MASS J08384610+2034363 9.158767 0.0148
14 2MASS J08413070+1852188 2.402391 0.0553
15 2MASS J08435467+1853369 10.46770 0.0153
16 2MASS J08412258+1856020 10.75176 0.0273
17 2MASS J08444870+2017259 11.32965 0.0135
11 numaralı yıldız (WD 0837+189), kümeye ait CMD üzerinde WD türü yıldızların
bulundukları bölgededir. Dobbie vd. (2004), yıldızın DA türü bir WD olduğunu
belirtmiştir. Salaris ve Bedin (2019) yıldızın renk ve parlaklık değerlerini WD evrim
yolları ile çakıştırarak yıldızın kütlesini 0.81Mʘ, kümenin yaşını kullanarak başlangıç
kütlesini 3.16Mʘ olarak belirlemiştir.
Melotte 111 küme üyeleri arasından seçilmiş, NUV bandı parlaklıkları en yüksek ilk 20
yıldız (Çizelge 4.18), Casewell, Jameson ve Dobbie (2006) ve Kraus ve Hillenbrand
(2007) çalışmalarından en az birisinde de küme üyesi olarak belirtilmiştir. En parlak
yıldız olan FM Com, P=0.06630 gün dönemli -Sct türü bir değişen yıldızdır
(Tkachenko vd., 2013). 11 numaralı yıldız (2MASS J12185616+2545568) CMD
üzerinde WD türü yıldızların bulunduğu bölgeye düşmektedir. Dobbie vd. (2009) bu
yıldızın DA türü bir WD olduğunu belirtmiştir. Ayrıca kütlesinin 0.90Mʘ, başlangıç
kütlesinin ise 4.77Mʘ olduğunu belirtmiştir. Seçilen tüm kaynaklar, Şekil 4.31’te
kümeye ait CMD üzerinde gösterilmiştir. Bu kaynaklara ait harita ise Şekil 4.32’de
verilmiştir.
91
Çizelge 4.18 Melotte 111 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 FM Com 95 11.3104 - 6.3957 6.5096 6.2562 6.082 6.004 5.981
02 8 Com 88 11.3823 - 6.2145 6.3086 6.1058 5.948 5.969 5.908
03 10 Com 100 11.4937 13.0781 6.5880 6.7081 6.4468 6.209 6.192 6.135
04 GSC 01991-01601 99 12.8250 18.3548 8.4334 8.6949 8.0577 7.612 7.463 7.404
05 GSC 01447-01204 77 12.8385 18.1756 8.4094 8.6667 8.0364 7.604 7.394 7.387
06 GSC 01986-01540 70 13.3849 17.0473 7.9756 8.2071 7.6417 7.232 7.117 7.036
07 GM Com 99 13.6420 - 7.9681 8.1966 7.6392 7.274 7.130 7.082
08 GSC 01991-01220 90 14.1692 19.9379 9.1388 9.4553 8.6985 8.214 7.863 7.857
09 GSC 01989-00039 78 14.4317 19.4969 8.9113 9.2168 8.4830 7.974 7.740 7.649
10 GSC 01986-00172 97 14.6444 20.7993 9.4124 - - 8.387 8.115 8.073
11 Ton 607 85 16.4221 16.3997 16.6297 16.5535 16.7263 16.794 - -
12 GSC 01989-00361 93 16.4876 - 10.1069 10.5265 9.5586 8.912 8.537 8.451
13 TYC 1988-6-1 96 18.8917 - 11.0985 11.6628 10.4253 9.577 9.106 8.990
14 GSC 01989-01410 75 19.3994 - 11.2445 11.8406 10.5424 9.677 9.129 9.018
15 2MASS J12163730+2653582 93 19.9665 22.1210 15.0619 16.5147 13.8783 12.225 11.680 11.420
16 2MASS J12153147+2504011 81 20.9362 - 16.0372 17.7479 14.7837 13.022 12.423 12.159
17 2MASS J12343139+2545001 72 21.5092 - 12.5337 13.5584 11.5332 10.249 9.577 9.395
18 2MASS J12182193+2744423 80 21.5340 - 16.0494 17.6921 14.8001 12.992 12.392 12.181
19 2MASS J12252505+2350527 72 21.8294 - 12.8167 13.7230 11.8886 10.715 10.072 9.873
20 2MASS J12282758+2833439 77 22.0536 - 15.3288 - - 12.284 11.709 11.471
Şekil 4.31 Melotte 111 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
92
Şekil 4.32 Melotte-111 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
NGC 2506 küme üyeleri arasında seçilen NUV bandındaki en parlak kaynaklar (Çizelge
4.19) arasında 3, 4, 7 ve 11 numaralı olanlar Sampedro vd. (2017) tarafından da küme
üyesi olarak belirtilmiştir. Ayrıca 5 ve 17 numaralı kaynakların küme üyelik
olasılıklarını sırasıyla %44 ve %17 olarak vermiştir. 8, 9, 13, 14, 15 ve 16 numaralı
kaynakların küme üyesi olmadıklarını belirtmiştir. Arentoft vd. (2007), 2 numaralı
yıldızın -Dor türü bir değişen olduğunu belirtmiştir. 17 numaralı yıldız (NGC 2506
1305) Ahumada ve Lapasset (1995) tarafından BS türü olarak tanımlanmıştır. Kümeye
ait CMD ve seçilen kaynaklar Şekil 4.33’da verilmiştir. Kaynakların ikisi RG (3 ve 15
numaralı kaynaklar), ikisi BS (4 ve 6 numaralı kaynaklar) bölgesinde, kalan kaynaklar
ise üst anakol kısmında toplanmıştır. Seçilen kaynaklara ait harita ise Şekil 4.34’ta
verilmiştir.
93
Çizelge 4.19 NGC 2506 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GAIA DR2 3038044777529190784 100 13.1164 - 14.3688 14.6090 13.9673 - - -
02 Cl* NGC 2506 ADG V13 98 13.4956 21.4958 15.5457 15.7477 15.1823 14.917 14.588 14.742
03 NGC 2506 2255 72 13.6668 14.0489 13.5002 14.0152 12.8309 - - -
04 TYC 5416-3149-1 100 13.6668 14.0489 12.1108 12.0817 12.0939 - - -
05 GAIA DR2 3038046323717354112 100 14.0340 - 16.1771 16.4154 15.7719 - - -
06 TYC 5416-1823-1 93 14.8292 15.8132 12.8032 12.8240 12.7185 12.601 12.602 12.621
07 GAIA DR2 3038046839113379840 77 15.4371 21.5281 15.4356 15.6408 15.0776 - - -
08 GAIA DR2 3038045224205698304 90 16.8973 - 14.9836 15.1998 14.6098 - - -
09 GAIA DR2 3038045224205704320 100 17.2779 22.0328 15.3715 15.5688 15.0248 - - -
10 GAIA DR2 3038045224205701376 100 17.2779 22.0328 14.8128 15.0123 14.4614 - - -
11 GAIA DR2 3038043609298102528 100 17.4744 - 15.9120 16.1326 15.5330 - - -
12 GAIA DR2 3038045155486316928 82 17.4846 - 15.2556 15.4601 14.8944 - - -
13 GAIA DR2 3038056906516835968 100 17.5449 - 15.0109 15.2120 14.6572 - - -
14 GAIA DR2 3038056906516840064 100 17.5449 - 15.8827 16.0976 15.4917 - - -
15 GAIA DR2 3038056906516838400 100 17.5449 - 14.7800 15.2418 14.1470 - - -
16 GAIA DR2 3038056902215861888 100 17.5449 - 16.1899 16.4398 15.7675 - - -
17 NGC 2506 1305 100 17.6047 21.4580 14.2330 14.4271 13.8972 - - -
18 GAIA DR2 3038040173324303104 100 17.6659 - 14.8029 15.0347 14.4123 - - -
19 GAIA DR2 3038047113991284480 99 17.8366 - 14.5777 14.8132 14.1794 - - -
20 GAIA DR2 3038047113991282688 99 17.8366 - 15.9659 16.1849 15.5817 - - -
Şekil 4.33 NGC 2506 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın dağılımı.
Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
94
Şekil 4.34 NGC 2506 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
Tombaugh-5 küme üyeleri arasından seçilen (Çizelge 4.20), NUV parlaklık
sıralamasına göre 6, 16, 17 ve 20 numaralı kaynakların küme üyeliği hakkında bir bilgi
Sampedro vd. (2017)’de bulunmamaktadır. Kalan kaynaklar ise küme üyesi olarak
belirtilmiştir. Seçilen 1 (2MASS J03473515+5907588) ve 9 (2MASS
J03481650+5905219) numaralı yıldızlar haricindekilerin optik karşılıkları sadece GAIA
DR2 kataloğunda bulunmaktadır. Seçilen kaynakların tümü, kümeye ait CMD üzerinde
BS türü yıldızların bulunduğu anakol dönüm noktasının ilerisinde bulunmaktadır (Şekil
4.35). Bu kaynaklara ait harita Şekil 4.36’de verilmiştir.
95
Çizelge 4.20 Tombaugh 5 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en yüksek
olan 20 kaynak.
No Kaynak
Üyelik
Olasılığı
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
GAIA 2MASS
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 2MASS J03473515+5907588 89 17.5267 18.8404 11.8234 12.3094 11.1684 10.307 10.095 9.960
02 GAIA DR2 473272827290817408 72 17.7633 18.5447 12.4211 12.8725 11.7944 - - -
03 GAIA DR2 473268463604058368 75 17.9233 19.4446 12.1734 12.6921 11.4825 - - -
04 GAIA DR2 473194448424237440 81 18.1047 19.1613 12.9127 13.3117 12.3342 - - -
05 GAIA DR2 473268223085871104 80 18.2174 19.1249 13.1326 13.5420 12.5417 - - -
06 GAIA DR2 473279080763137152 97 18.2960 19.5495 12.3598 12.8902 11.6600 - - -
07 GAIA DR2 473219741493786624 87 18.4968 19.6078 12.6347 13.1524 11.9434 - - -
08 GAIA DR2 473270147231260928 86 18.6035 19.6015 13.4814 13.8873 12.8990 - - -
09 2MASS J03481650+5905219 70 18.6904 19.6359 13.3944 13.8221 12.7886 12.018 11.822 11.716
10 GAIA DR2 473266883056122880 83 18.8502 20.5234 13.4877 13.9161 12.8814 - - -
11 GAIA DR2 473268601043023104 88 18.8786 19.8815 13.4664 13.9043 12.8536 - - -
12 GAIA DR2 473268738481956608 89 18.9285 20.0463 13.3673 13.8485 12.7137 - - -
13 GAIA DR2 473269837993630336 81 19.0577 20.1467 13.7810 14.1684 13.2199 - - -
14 GAIA DR2 473267535891153664 79 19.2109 20.1900 13.4987 13.9486 12.8729 - - -
15 GAIA DR2 473269906713104768 95 19.2321 20.1448 14.0499 14.4256 13.5034 - - -
16 GAIA DR2 473222696431401216 76 19.4152 20.7638 13.2648 13.7973 12.5690 - - -
17 GAIA DR2 473220806645666560 93 19.4494 20.3476 13.9992 14.4473 13.3800 - - -
18 GAIA DR2 473274613997173376 88 19.5648 20.8577 13.3591 13.9236 12.6346 - - -
19 GAIA DR2 473266058422407040 89 19.7991 21.5538 14.1879 14.6523 13.5496 - - -
20 GAIA DR2 473205516562246656 87 19.8465 21.8979 14.3629 14.7671 13.7867 - - -
Şekil 4.35 Tombaugh-5 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın
dağılımı. Sürekli çizgi eş-yaş eğrisini göstermektedir.
96
Şekil 4.36 Tombaugh-5 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20
kaynak.
Çizelge 4.21'te yıldız kümelerinde mevcut moröte bölgede parlak olan kaynakların
sayısal dağılımları verilmiştir. Buna göre yıldız kümelerinde moröte bölgede en parlak
kaynakların anakol yıldızlarından oluştuğu görülmektedir. Fakat bu durumun, çoğu
yıldız kümesi için anakoldan evrimleşerek ayrılmış yıldızların sayısının göreli olarak az
olmasından kaynaklandığını söylemek mümkündür. Ayrıca anakol yıldızları arasında
ise çoklu yıldız sistemleri ile farklı türden değişen yıldızların yine moröte bölgede
parlak görüldükleri anlaşılmaktadır.
Çizelge 4.21 Moröte bölgede parlak olduğu belirlenen yıldızların, türlerine göre
dağılımları.
Yıldız Türü Yıldız Sayısı
Anakol Yıldızı 288 Çoklu Sistem 20
Değişen Yıldız
(aktivite, zonklama, vb) 20
Mavi Aykırı 18
Beyaz Cüce 2
Kırmızı Dev 12
97
Mavi Aykırı yıldızlara sahip kümelerde ise bu yıldızların moröte bölgede daha parlak
görüldükleri anlaşılmaktadır. Dikkate alınan yıldız kümelerinde Beyaz Cüce türü
yıldızların sayısının son derece az olduğu ve bunlar arasında sadece 3 tanesinin moröte
bölgede parlak cisim olarak görülebildiği ortaya çıkmıştır.
Bazı yıldız kümelerinde Kırmızı Devler bölgesine ulaşmış yıldızların da moröte bölgede
kümenin en parlak cisimleri oldukları görülmektedir. Bu özelliklere sahip örnek sayısı
11 dir. Kırmızı Dev'lerin düşük sıcaklıkları onların daha çok uzun dalgaboylarında
ışınımda bulunmalarını gerektirmektedir. Anakol bölgesinde daha sıcak cisimlerin
bulunduğu böylesi kümelerde bu tür yıldızların moröte bölgede daha parlak
görülmelerinin nedeni, henüz belirlenemeyen sıkışık bir bileşene sahip olması,
yıldızlarda moröte bölgede fazla ışınıma neden olabilecek farklı fiziksel süreçlerin
(manyetik etkinlik, madde aktarımı vb.) mevcut olması olabilir. Bu konuda daha
ayrıntılı bulgulara ulaşabilmek için bu yıldızların tayfsal ve fotometrik yöntemler ile
ayrıntılı olarak incelenmesine ihtiyaç duyulmaktadır.
4.2 Moröte Bölgede Parlak Fakat Optik Karşılığı Bulunamayan Kaynaklar
Çalışmamız sırasında karşılaştığımız önemli bir sonuç, yıldız kümelerinde NUV
parlaklığı verilmiş, fakat optik karşılıkları yıldız haritalarında olmayan kaynakların
varlığı olmuştur. Bu tür kaynakların yaygınlığı ve olası özelliklerinin belirlenebilmesi
amacıyla bu çalışma kapsamında incelenmesinin yararlı olduğunu düşünülmektedir. Bu
amaçla GALEX AIS kataloğunda NUV bandı parlaklık ölçümleri bulunan, ancak optik
bölgede herhangi bir karşılıkları olmayan kaynaklar, her küme için ayrı ayrı belirlenen
parlaklık sınırı dikkate alınarak ayıklanmış ve bu kesimde incelenmiştir. İncelenen açık
yıldız kümeleri Çizelge 4.22’te verilmiştir.
98
Çizelge 4.22 Seçilen kümelerin konum bilgileri ve Kharchenko vd. (2013) tarafından
verilmiş limit yarıçapları.
Küme Sağ Açıklık Dik Açıklık Rlimit (°)
Berkeley 10 03sa 39dk 36s 66° 29ʹ 24ʺ 0.235
Collinder 463 01sa 49dk 12s 71° 46ʹ 48ʺ 0.510
IC 361 04sa 18dk 58s 58° 15ʹ 00ʺ 0.220
King 5 03sa 14dk 46s 52° 41ʹ 49ʺ 0.225
NGC 1647 04sa 45dk 59s 19° 10ʹ 12ʺ 0.750
NGC 188 00sa 47dk 24s 85° 15ʹ 18ʺ 0.570
NGC 2420 07sa 38dk 23s 21° 34ʹ 01ʺ 0.305
NGC 2539 08sa 10dk 41s -12° 50ʹ 24ʺ 0.440
NGC 2632 08sa 40dk 23s 19° 41ʹ 24ʺ 3.100
NGC 2682 08sa 51dk 23s 11° 48ʹ 54ʺ 1.030
Tombaugh 5 03sa 48dk 04s 59° 04ʹ 12ʺ 0.270
NUV bandında parlak olan kaynakların optik karşılıkları, GAIA DR2, SDSS DR12,
Tycho-2 kataloglarından taranmıştır. Kaynakların GALEX GR7 kataloğunda verilmiş
koordinatlarının 10ʺ komşuluğu içinde, bahsedilen 3 katalogda karşılığının olmaması
durumunda kaynak, “optik karşılığı olmayan” olarak sınıflandırılmıştır. Bu amaçla her
bir küme bölgesi için, optik karşılığı olmayan kaynaklara ait NUV bandı
parlaklıklarının histogram dağılımı oluşturulmuştur. Dağılımın pik değerinden 2 daha
parlak değer sınır olarak alınmıştır. Bu sınırda olan veya daha parlak kaynaklar NUV
bandında parlak kaynaklar olarak dikkate alınmıştır (Şekil 4.37). Küme bölgelerinde bu
koşula uyan kaynakların sayısı Çizelge 4.23’de, küme bölgelerinin DSS görüntüleri17
üzerinde kaynakların konumları ise Şekil 4.38-Şekil 4.48’de verilmiştir.
17 https://skyview.gsfc.nasa.gov
100
Çizelge 4.23 Seçilen küme bölgeleri için belirlenmiş parlaklık sınırları ve bu sınırdan
daha parlak kaynakların sayısı. Bu kaynakların küme üyelik durumları
bilinmemektedir.
Küme Ortalama
Parlaklık (m) (m)
Ort-1
Alt Sınırı (m)
Parlak
Kaynak
Sayısı (1) (m)
Ort-2
Alt Sınırı (m)
Parlak
Kaynak
Sayısı (2) (m)
Berkeley_10 22.438 0.323 22.115 16 21.792 7
Collinder_463 22.152 0.461 21.691 51 21.230 19
IC_361 22.362 0.275 22.087 10 21.812 4
King_5 22.050 0.454 21.597 13 21.143 4
NGC_1647 22.037 0.813 21.223 261 20.410 80
NGC_188 22.272 0.671 21.601 211 20.931 74
NGC_2420 22.290 0.821 21.469 9 20.648 2
NGC_2539 21.771 0.694 21.077 37 20.383 10
NGC_2632 22.185 0.793 21.391 976 20.598 391
NGC_2682 22.473 0.471 22.003 133 21.532 46
Tombaugh_5 22.356 0.280 22.076 7 21.797 4
Şekil 4.38 Berkeley-10 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
101
Şekil 4.39 Collinder-463 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar. Sağ tarafta, işaretli
bölge daha detaylı gösterilmiştir.
Şekil 4.40 IC-361 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
102
Şekil 4.41 King-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
Şekil 4.42 NGC 1647 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
103
Şekil 4.43 NGC 188 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
Şekil 4.44 NGC 2420 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
104
Şekil 4.45 NGC 2539 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
Şekil 4.46 NGC 2632 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
105
Şekil 4.47 NGC 2682 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
Şekil 4.48 Tombaugh-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında
belirlenen sınırdan (2) daha parlak olan kaynaklar.
106
NUV bandında parlak olan, fakat optik karşılığı bulunamayan bu kaynakların küme
üyesi olup olmadığını doğrudan söylemek mümkün değildir. Öncelikli olarak optik
karşılığı bulunamayan bu kaynakların gözlem hatasından kaynaklanıp kaynaklanmadığı
değerlendirilmelidir. Bu amaçla GALEX NUV-FUV bandı parlaklık değerlerine ilişkin
hata değerlerine bakılmalıdır. Çizelge 4.23’te verildiği gibi seçilen yıldız kümeleri için
belirlenen ortalama parlaklık değerlerine göre 2 ölçüsünde daha parlak olan
kaynakların seçimi yapılarak hatası küçük olan ölçümler dikkate alınmıştır. Çizelge
4.23 incelendiğinde bazı yıldız kümeleri için optik karşılığı olmayan kaynakların
sayısının son derece fazla olduğu görülmektedir (Örn. NGC 2632, NGC 1647 gibi).
Bazı yıldız kümelerinde ise bu tür örneklerin sayısı 2 ile 7 arasında değişmektedir.
Optik karşılığı bulunamayan bu tür kaynakların sayısının yıldız kümesinin bulunduğu
alanla ilişkili olup olmadığının ortaya çıkarılması, bu kaynakların üyelikleri konusunda
bir fikir edinmemizi sağlayabilecektir.
Bu amaçla rastgele seçilen üç yıldız kümesi (bkz. Çizelge 4.24) için özel bir inceleme
yapılmıştır. Dikkate alınan üç yıldız kümesi için aynı galaktik enlemlerde, kümenin
limit yarıçapının üç katı kadar uzaklıkta olan ve GALEX gözlemleri bulunan alanlar
incelenmiştir. Bu sayede seçilen yıldız kümelerinin bulundukları bölge dışında kalan
alanlarda olan benzer kaynakların sayısı ile karşılaştırma yapabilmek mümkün olacaktır.
Bu alanlar için GALEX NUV parlaklık sınırı da daha önce yıldız kümeleri için seçilen
sınırla aynı alınmıştır.
Çizelge 4.24’da gerçekleştirilen karşılaştırmanın sonuçları verilmiştir. NGC 1647 için
optik karşılığı bulunamayan kaynakların yıldız kümesinin bulunduğu alanda daha fazla
olduğu, karşılaştırma alanında ise daha az olduğu görülmektedir. Bu sonuca göre
kaynakların yıldız kümesine ait olduğunu söylemek mümkündür. Fakat diğer iki yıldız
kümesi olan NGC 188 ve NGC 2632 için durum bu çıkarımın tam aksini göstermektedir.
Küme alanındaki optik karşılığı olmayan kaynakların sayısı ya birbirine çok yakın ya da
alan dışındaki örneklerin sayısı daha fazla çıkmaktadır.
107
Çizelge 4.24 Seçilen üç yıldız kümesi ve yakın komşuluğunda optik karşılığı olmayan
kaynakların (O.K.O.K.) sayısı.
Küme Galaktik
Boylam (ᵒ)
Galaktik
Enlem (ᵒ)
Karşılaştırma
Alanı
Galaktik
Boylam (ᵒ)
Küme
Alanında
O.K.O.K.
Sayısı
Karşılaştırma
Alanında
O.K.O.K.
Sayısı
NGC 1647 180.3366 -16.7718 182.5866 45 3
NGC 188 122.8647 22.3836 124.5747 58 48
NGC 2632 205.9195 32.4843 215.2195 45 145
Optik karşılığı olmayan kaynakların dağılımı konusunda gerçekleştirilen bir başka
çalışma ise seçilen herhangi bir boylam için galaktik düzlemde, galaktik düzlemin
üstünde ve altında olmak üzere üç farklı gökyüzü bölgesinde benzer bir inceleme
yapmak olmuştur. Çizelge 4.25’de A, B ve C olarak tanımlanan üç farklı bölge için
GALEX NUV parlaklıkları dikkate alınarak, belirlenen ortalama parlaklık değerine göre
1 ve 2 daha parlak olan ve optik karşılığı bulunamayan kaynakların sayısı
listelenmiştir. Sınır parlaklık değerleri ve ilgili alanlara ilişkin ortalama parlaklık
değerleri Şekil 4.49’te verilmiştir.
Çizelge 4.25’ye göre galaktik düzlem üzerinde optik karşılığı olmayan kaynakların
sayısı daha az iken galaktik düzlemin üzerinde ve altında bu tür kaynakların sayısı
neredeyse aynı çıkmaktadır. Galaktik düzlem üzerindeki bu tür kaynakların sayısının az
olması bu bölgede yoğun toz ve gazın neden olacağı sönümleme veya soğurma kaynaklı
bir etkiden kaynaklandığını söyleyebiliriz. Onun dışındaki bölgeler ise sönümleme
etkisinin daha az olduğu bölgeler olacaktır ki optik karşılığı bulunamayan kaynakların
sayısı daha fazla çıkmaktadır. Doğal olarak bu sonucun galaksimizin tüm bölgeleri için
geçerli olup olmadığını tam bir inceleme yapmadan söylemek mümkün olmayacaktır.
Çizelge 4.25 Galaksimizde seçilen üç farklı bölge için optik karşılığı olmayan
kaynakların dağılımı.
Bölge Galaktik
Boylam (ᵒ)
Galaktik
Enlem (ᵒ)
Ortalama
Parlaklık
(m)
(m)
Ort-1
Alt Sınırı
(m)
Parlak
Kaynak
Sayısı
(1) (m)
Ort-2
Alt Sınırı
(m)
Parlak
Kaynak
Sayısı
(2) (m)
A 135 -45 22.442 0.381 22.061 144 21.679 40
B 135 0 21.958 0.445 21.513 24 21.069 11
C 135 45 21.810 0.564 21.246 156 20.682 44
108
Şekil 4.49 Seçilen üç galaktik bölge için optik karşılığı olmayan kaynaklar için
belirlenen NUV parlaklık sınırı.
Seçilen galaktik bölgelere ilişkin yıldız haritaları ve optik karşılığı olmayan kaynakların
konumları Şekil 4.50-Şekil 4.52’de verilmiştir.
Şekil 4.50 A bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar.
109
Şekil 4.51 B bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar.
Şekil 4.52 C bölgesinde optik karşılığı olmayan NUV parlak kaynaklar.
110
4.3 NGC 2682 (M67) Yıldız Kümesi
Bu çalışmada NGC 2682 yıldız kümesi detaylı olarak incelenmek üzere seçilmiştir.
Kümenin merkezi bölgesinde, üyelik durumu dikkate alınmaksızın, NUV bandı
parlaklığı en yüksek olan 20 kaynak tayfsal olarak gözlenmiş (Bölüm 3.2.2) ve tayf
türleri Bölüm 2.2’de anlatıldığı şekilde belirlenmiştir. Seçilen tüm kaynakların uzun
süreli fotometrik gözlemleri incelenerek değişim gösterip göstermedikleri araştırılmıştır
(örn. Bölüm 2.3). Değişim gösteren küme üyesi sistemlerin ışık eğrileri modellenerek
fiziksel ve geometrik parametreleri belirlenmiştir. İncelenen kaynakların listesi Çizelge
4.26’de, kaynaklara ilişkin harita ise Şekil 4.53’de verilmiştir. Tayfsal gözlemi yapılmış
olup küme üyesi olmayan 10 kaynak bulunmaktadır (Çizelge 4.27). Bu kaynaklar NUV
bandında küme bölgesinde bulunan en parlak 20 kaynak içinde yer almaktadır.
M67, gökadamızdaki en yaşlı açık kümelerden biridir (Sarajedini, Dotter ve
Kirkpatrick, 2009). Kümenin renk-parlaklık diyagramının eş-yaş eğrileri ile
modellenmesi sonucu elde edilen yaşı Ahumada ve Lapasset (1995), Fan vd. (1996) ve
Boyle vd. (1998) tarafından 4.0 Gyıl, Schiavon, Caldwell ve Rose (2004) tarafından 3.5
Gyıl, Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007) tarafından ise 4.2±0.2 Gyıl
olarak belirlenmiştir. Yaşlı olması nedeniyle ileri evrim aşamalarındaki üye yıldızların
sayısı, genç yıldız kümelerine göre daha fazladır. Ayrıca yıldız kümesi yaşlandıkça
kümedeki çift yıldızlar, kütle göçü (mass segregation) etkisi ile merkez bölgelerde
toplanma eğilimi gösterirler (Fan vd., 1996). Bu nedenle kümenin merkezi bölgesinde
çift sistemlerin görülme olasılığı da daha fazladır.
111
Çizelge 4.26 NUV bandı parlaklığı en yüksek olan M67 küme üyeleri.
No Yıldız
Adı
Üyelik
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 S977 98 11.7455 - 10.0078 9.9736 10.0722 10.137 10.224 10.228
02 S1434 74 13.1913 14.7798 10.6395 10.6918 10.5477 10.412 10.427 10.406
03 S1066 99 13.2236 14.9334 10.9306 10.9738 10.8501 10.747 10.733 10.702
04 S968 96 13.7931 15.8316 11.2528 11.3031 11.1555 11.020 11.011 10.993
05 S1263 80 13.8148 17.2166 11.0323 11.1407 10.8505 10.645 10.541 10.526
06 S1284 82 13.9938 17.4109 10.8799 11.0096 10.6642 10.428 10.318 10.269
07 S1267 85 13.9947 17.0079 10.8661 10.9716 10.6904 10.488 10.427 10.402
08 S752 70 14.3047 - 11.2630 11.4110 11.0124 10.719 10.621 10.585
09 S1082 100 14.7084 18.6827 - - - 10.280 10.080 10.007
10 S975 73 14.7735 - 10.9772 11.2058 10.6170 10.080 9.993 9.920
11 S434 80 16.8254 23.2070 12.3995 12.7323 11.9147 11.366 11.064 10.989
12 S751 84 16.8677 22.6650 12.5912 12.8489 12.1824 11.746 11.526 11.459
13 S1216 88 17.2832 22.6266 12.5771 12.8737 12.1244 11.596 11.364 11.284
14 S1589 76 17.3047 - 12.5494 12.8460 12.0966 11.590 11.350 11.259
15 S926 75 17.3315 23.0316 12.5743 12.8688 12.1225 11.635 11.403 11.300
16 S610 85 17.3369 - 12.7368 13.0174 12.3018 11.824 11.596 11.517
17 S1506 71 17.4529 - 12.5506 12.8591 12.0863 11.576 11.314 11.227
18 S856 80 17.6758 - 13.2169 13.4971 12.7792 12.294 12.087 11.983
19 S1313 81 17.8303 23.5120 13.0779 13.3765 12.6147 12.096 11.819 11.763
20 S927 79 17.8434 - 13.1838 13.4711 12.7371 12.274 12.028 11.941
Şekil 4.53 NUV bandında en parlak M67 küme üyeleri, parlaklık sırasına göre
numaralandırılmıştır. En parlak kaynak en küçük numara ile gösterilmiştir.
112
Çizelge 4.27 M67 küme alanında NUV bandında en parlak 20 kaynak arasında olan
ancak küme üyesi olmayan yıldızlar. 06 numaralı kaynağın optik karşılığı
bulunmadığı için GALEX arşivinde bulunan koordinatı verilmiştir.
No Kaynak Üyelik
(%)
NUV
(kadir)
FUV
(kadir)
G
(kadir)
BP
(kadir)
RP
(kadir)
J
(kadir)
H
(kadir)
Ks
(kadir)
01 GSC 814 601 5 12.5020 16.1667 10.0918 10.2708 9.4077 7.285 7.134 7.086
02 S436 5 13.6866 15.9847 9.2139 9.3693 8.9764 8.715 8.607 8.566
03 S1466 4 13.7802 17.3046 10.5335 10.6576 10.3315 10.097 10.052 9.980
04 S1381 6 14.0137 17.2483 10.6872 10.8187 10.4774 10.255 10.189 10.137
05 HD75299 6 14.0998 18.9520 7.5858 7.8678 7.1884 6.723 6.520 6.467
06 =08sa 51dk 16s
=11° 50' 18" - 14.2986 - - - - - - -
07 S376 3 14.3162 20.0750 10.4537 10.7081 10.0677 9.642 9.455 9.363
08 S1522 2 14.5619 21.0449 9.6992 9.9933 9.2771 8.799 8.559 8.454
09 S1510 3 14.7033 19.6442 10.7935 11.0414 10.4144 9.997 9.795 9.748
10 S353 1 14.8180 20.5954 10.3980 10.6625 10.0023 9.557 9.374 9.264
Şekil 4.54 M67 yıldız kümesinin renk-parlaklık diyagramı. Moröte bölgede en parlak 20
kaynak (Çizelge 4.26) ve bulundukları konumlar sayılarla gösterilmiştir. Eş
yaş eğrisi Girardi vd. (2002)’den alınmıştır.
113
Kümenin uzaklığı çeşitli araştırmacılar tarafından hesaplanmıştır. Janes (1985) uzaklık
modülünü m-M=9m.48, Fan vd. (1996) 9m.47±0m.16 (d=783±11 pc), Boyle vd. (1998)
9m.38 (d=752 pc) olarak belirlemiştir. Laugalys vd. (2004) uzaklık değerini d=770 pc
olarak vermiştir. Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007) 9m.7±0m.2 uzaklık
modülü değerini elde etmiştir (d=871±11 pc). Majaess vd. (2011) ise, M67 için
d=815±40 pc uzaklık değerini vermektedir.
M67 kümesi, göreli olarak yakın ve galaktik düzlemden uzak bir konumda bulunduğu
için yıldızlararası ortamın etkisi (kızarma) çok büyük değildir. Literatürde mevcut
kızarma değerleri Çizelge 4.28’de verilmiştir.
Çizelge 4.28 M67 kümesine ait literatürde mevcut olan kızarma değerleri.
Renk Kızarma Referans
E(b-y) 0m.04 Strom, Bregman ve Strom (1971)
E(B-V) 0m.06 Strom, Bregman ve Strom (1971)
E(B-V) 0m.056 Janes (1985)
E(B-V) 0m.09 Ahumada ve Lapasset (1995)
E(B-V) 0m.015-0m.052 Fan vd. (1996)
E(B-V) 0m.045 Boyle vd. (1998)
E(B-V) 0m.04 Laugalys vd. (2004)
E(b-y) 0m.01±0m.03 Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
Seçilen küme alanlarındaki kaynakların yakın kırmızıöte bölge gözlemleri, 2MASS All
Sky Point Source Catalog (Cutri vd., 2003) kataloğunda bulunmaktadır. Özel olarak,
2MASS fotometrik gözlemlerinde parlaklık kalibrasyonu için kullanılan bölgelerden
birisi, 90067 numaralı bölge olan M67 açık yıldız kümesidir. Bu küme, Kepler uydu
teleskobu tarafından gözlenen bölge içinde kalmaktadır.
2MASS verileri 2003’de kullanıma açılmıştır18. Projenin kalibrasyon arşivinde, M67
küme bölgesindeki kaynaklara ait 3 milyondan fazla veri bulunmaktadır.
M67 bölgesinde bulunan ve NUV bandında en parlak ilk 20 kaynak Şekil 4.55 üzerinde
gösterilmiştir. M67’nin merkezi bölgesinde bulunan yıldızların fotometrik gözlemleri
TUG RTT150 teleskobuna bağlı TFOSC dedektörü ile yapılmıştır (Şekil 4.56).
18 Http://irsa.ipac.caltech.edu/holdings/catalogs.html
114
Şekil 4.55 M67 yıldız kümesi. Numaralar, NUV'de parlak yıldızları göstermektedir.
Şekil 4.56 M67 kümesinin TUG’da gözlenen merkezi bölgesi ve bu bölgeye düşen
NUV bandında seçilen en parlak kaynaklar.
115
Şekil 4.57 TUG fotometrik verilerinden elde edilmiş renk-parlaklık dağılımı.
İşaretlenmiş olan kaynaklar NUV'de parlak olan ve RTT150-TFOSC ile
gözlemi yapılan cisimlerdir. Şekil üzerinde kararsızlık kuşağı
gösterilmiştir.
4.3.1 Kaynak 01 (S977)
GALEX NUV (yakın moröte) filtresinde M67 kümesinin en parlak kaynağı, kümenin
merkez bölgesi doğrultusunda bulunan GSC 814 1795 (S977) isimli kaynaktır. S977’ye
ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.29’te verilmiştir. Milone ve Latham (1994)
tarafından öz hareket ve dikine hız değerlerine göre kaynağın küme üyesi olduğu
belirtilmiştir. Pribulla vd. (2008) kaynağın küme üyesi olduğunu, Yadav, Sariya ve
Sagar (2013) ise üyelik olasılığının %98 olduğunu belirtmiştir. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %98’dir.
116
Çizelge 4.29 S977 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk12s
Dik Açıklık (J2000) 11°45'23"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 11m.750
TUG
RTT150
g' (5240Å) 9m.880
r' (6700Å) 10m.194
i' (7900Å) 10m.456
z' (9100Å) 10m.565
2MASS
J (12350Å) 10m.137
H (16620Å) 10m.224
Ks (21590Å) 10m.228
GAIA
G (6730Å) 10m.008
BP (5320Å) 9m.974
RP (7970Å) 10m.072
Wallerstein (1959) ortalama dikine hız değerini Vr=42 km/s olarak ölçmüştür. Pesch
(1967), kaynağın dikine hızını Vr=41.0±2.6 km/s olarak vermiştir. Ayrıca bu hız
değerinin, kümenin ortalama değerinden ~7 km/s kadar saptığını ve kaynağın küme
üyesi olması halinde dikine hız değişimi gösterdiğini belirtmiştir. Gontcharov (2006),
bu kaynağın dikine hız değerini Vr=42.10±2.70 km/s olarak vermiştir. Kümenin
0.81±0.10 km/s’lik iç hız dağılımı ve 33.60±0.72 km/s’lik ortalama dikine hız değeri
(Girard vd., 1989), sistemin dikine hız değişimi gösterme olasılığını
kuvvetlendirmektedir.
İncelenen diğer kaynaklar arasında, 2MASS filtreleri hariç, diğer tüm filtrelerde de en
parlak kaynaktır. JHKs bantlarının her birinde 3692 adet verisi bulunmaktadır. TUG
gözlemlerinde g'r'i'z' filtrelerinde 5 gece fotometrik verisi ve toplam 5 tane tayfı
alınmıştır.
Kaynağın, TUG RTT150 teleskobuna bağlı TFOSC tayfçekerinde 14 numaralı grism
(R~1337) ile toplam 5 tayfı alınmıştır (Şekil 4.58). Bu tayfların ELODIE (Prugniel ve
Soubiran, 2001) tayfsal kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu kaynağın tayf türü
A0 olarak belirlenmiştir.
Yaptıkları Strömgren fotometrisine göre Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi
(2007) b-y=0.344±0.004, m1=0.016±0.005, c1=0.003±0.026, H=2.706±0.005, Nissen,
Twarog ve Crawford (1987) b-y=-0.028, m1=0.120, c1=0.650, H=2.761 olarak
117
birbirlerinden farklı sonuçlar vermişlerdir. Bu Strömgren indisleri Cox (2000)
tarafından verilen tablolar kullanılarak sıcaklığa dönüştürüldüğünde, ilk indis ~6000K,
ikincisi ise ~11000K değerine karşılık gelmektedir. S977 için literatürde verilmiş tayf
türü bilgisi ile birlikte bu çalışmada belirlenen tayf türü (Bkz. Bölüm 2.2 ve 3.2) Çizelge
4.30’da verilmiştir.
Şekil 4.58 S977 yıldızının TUG'da farklı tarihlerde alınan tayfsal gözlemleri ile bu
tayfla en iyi uyumun bulunduğu ELODIE tayfı. Parantez içindeki sayılar,
tayfların gözlenme sıralarını göstermektedir.
Çizelge 4.30 S977’nin literatürde verilmiş tayf türü bilgileri.
Tayf Türü Referans
B9 Ebbighausen (1940)
B8-9 V Popper (1954)
B8 V Pesch (1967)
B8 V Hrivnak (1977)
B7 V Boyle vd. (1998)
B8 V Pribulla vd. (2008)
B6 IV Liu vd. (2008)
A0 Bu çalışma
118
Kaynak, kümenin renk-parlaklık diyagramında anakolun uzantısında, BS türü
yıldızların olduğu bölgede bulunmaktadır (Şekil 4.57). Yıldız, Ahumada ve Lapasset
(1995) tarafından blue straggler olarak tanımlanmıştır. Leonard (1996) ve Balaguer-
Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007) S977’yi ~3Mʘ kütleli bir süper blue straggler
olarak nitelemiştir. McDonald, Zijlstra ve Boyer (2012) kaynağın 4200-220800Å
dalgaboyu aralığında fotometrik ölçümlerini modellemiş ve etkin sıcaklığını
Te=11200K, ışınım gücünü ise L=32.36Lʘ olarak vermişlerdir. S977’nin kütlesi, M67
kümesinin dönüm noktası kütlesinin (1.32 Mʘ, Hurley vd., 2005) iki katından daha
büyük bir değere karşılık gelmektedir. McDonald, Zijlstra ve Boyer (2012) ayrıca pik
değeri 220Å’da 1m.501’lik bir renk artığının varlığını belirtmiştir. Bu sonuç da yıldızın
çevresinde toz veya soğuk gaz yapının bulunduğunu bize göstermektedir.
S977, kümenin merkez doğrultusunda bulunmakla birlikte, Hipparcos paralaksına göre
kümenin dış kesimlerinde (d=515.46±1.18 pc), yıldız yoğunluğunun daha düşük olduğu
bölgede yer almaktadır. Ferraro vd. (2009), daha mavi BS’lerin çarpışma senaryosu ile
oluştuğunu, daha kırmızı olanların ise çoklu sistemlerde gerçekleşen kütle aktarımı ile
oluşum senaryosunun gözlemler ile desteklendiğini belirtmiştir. Kaynak M67’deki en
mavi BS yıldızdır. Ancak küme içinde bulunduğu konum dikkate alındığında, bu
BS’nin çarpışma ile oluşma olasılığı çok düşüktür.
4.3.2 Kaynak 02 (S1434)
Bu kaynak kümenin merkezinden r~14' uzakta bulunmaktadır. GALEX gözlemlerinde
verilmiş olan koordinatlarına göre sistemin optik karşılığı BD+12 1930 (S1434) olarak
belirlenmiştir. Çizelge 4.31’de kaynağa ilişkin kataloglarda mevcut parlaklık değerleri
verilmiştir. S1434, çeşitli araştırmacılar tarafından öz hareket, dikine hız ve konum
bilgilerinin en az birisi dikkate alınarak %90 olasılıkla küme üyesi olarak
nitelendirilmiştir (Sanders, 1977, Milone ve Latham, 1994, Balaguer-Núñez, Galadí-
Enríquez ve Jordi, 2007). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine
göre üyelik olasılığı %74 olarak hesaplanmıştır.
S1434, M67 kümesinin kararsızlık kuşağı içinde, bilinen zonklayan yıldızların mavi
tarafında bulunmaktadır (Sandquist ve Shetrone, 2003). Kümenin renk-parlaklık
diyagramında Mavi Aykırı (BS) türü yıldızların bulundukları bölgededir. Kararsızlık
119
kuşağı içinde olmakla beraber, Bruntt vd. (2007) tarafından gerçekleştirilen astrosismik
çalışmaya göre gürültü düzeyi üzerinde zonklama belirtisi olabilecek herhangi bir
parlaklık değişimi tespit edilmemiştir.
Çizelge 4.31 S1434 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa52dk11s
Dik Açıklık (J2000) 11°44'06"
FUV (1528Å) 14m.780
NUV (2271Å) 13m.190
2MASS
J (12350Å) 10m.412
H (16620Å) 10m.427
Ks (21590Å) 10m.406
GAIA
G (6730Å) 10m.604
BP (5320Å) 10m.692
RP (7970Å) 10m.548
2MASS kalibrasyon gözlemlerinde, Kepler gözlemlerinde ve TUG RTT150
gözlemlerinde S1434 fotometrik olarak gözlenen bölge dışında bulunmaktadır.
Kaynağın RTT150-TFOSC ile iki adet tayfı alınmıştır (Şekil 4.59). Tayfsal gözlemlerin
ELODIE (Prugniel ve Soubiran, 2001) tayfsal kütüphanesi ile çarpraz korelasyonu
sonucunda yıldızın tayf türü A3 IV olarak belirlenmiştir. S1434’ün literatürde bulunan
tayf türü bilgisi Çizelge 4.32’te verilmiştir.
120
Şekil 4.59 S1434 yıldızının TUG'da farklı tarihlerde alınan tayfsal gözlemleri ve bu
tayflarla en iyi uyumu sağlayan ELODIE tayfı.
Çizelge 4.32 S1434’ün literatürde verilmiş tayf türü bilgisi.
Tayf Türü Referans
A1 V Allen ve Strom (1995)
A3 III Deng vd. (1999)
A3 III Pribulla vd. (2008)
A3 V Liu vd. (2008)
A3 IV Bu çalışma
4.3.3 Kaynak 03 (S1066)
GALEX NUV koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814-1205 (S1066)
olarak belirlenmiştir. Kümenin merkez doğrultusunda bulunmaktadır (r~4'). Kaynağa
ilişkin farklı kataloglarda verilmiş olan parlaklık değerleri Çizelge 4.33’te verilmiştir.
Kaynağın küme üyesi olma olasılığı literatürde çeşitli araştırmacılar tarafından
incelenmiş ve küme üyesi olma olasılığı çok yüksek düzeydedir (
121
Çizelge 4.34). Bu çalışmada GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket
değerlerine göre üyelik olasılığı %99 olarak bulunmuştur.
Çizelge 4.33 S1066 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk27s
Dik Açıklık (J2000) 11°51'53"
FUV (1528Å) 14m.930
NUV (2271Å) 13m.220
TUG
RTT150
g' (5240Å) 10m.898
r' (6700Å) 11m.069
i' (7900Å) 11m.230
z' (9100Å) 11m.281
2MASS
J (12350Å) 10m.747
H (16620Å) 10m.733
Ks (21590Å) 10m.702
GAIA
G (6730Å) 10m.931
BP (5320Å) 10m.974
RP (7970Å) 10m.850
Çizelge 4.34 S1066’nın literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
Üyelik
olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Kaynak
90 μ Sanders (1977)
99 μ, konum Girard vd. (1989)
100 μ,Vr Milone vd. (1992)
66 μ Zhao vd. (1993)
95 μ,Vr Milone ve Latham (1994)
99 μ Dias, Lepine ve Alessi (2001)
93 μ, konum Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
84
0
μ
Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)
99 μ, ϖ Bu çalışma (GAIA DR2 verileri kullanılarak)
Kaynağın 18 ve 23 Aralık 2007 tarihlerinde iki defa tayfı alınmıştır (Şekil 4.60). Alınan
tayfların ELODIE (Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesi ile çapraz korelasyonu
sonucu tayf türü A2V olarak belirlenmiştir. S1066’nın literatürdeki tayf türü, etkin
sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi bilgileri Çizelge 4.35’de verilmiştir.
122
Şekil 4.60 S1066 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.35 S1066’nın literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
A2 V Boyle vd. (1998)
8680 4.13 Landsman vd. (1998)
A2-3 V Laugalys vd. (2004)
A5 V Liu vd. (2008)
A2 V Pribulla vd. (2008)
8947±211 4.36±0.15 Koleva ve Vazdekis (2012)
A2 V Bu çalışma
Yıldızın küme üyesi olma olasılığının yüksek olması, tayfsal özellikleri ve renk-
parlaklık diyagramındaki konumu dikkate alınarak Ahumada ve Lapasset (1995)
tarafından yıldızın ideal bir BS adayı olduğu belirtilmiştir. Hurley vd. (2001), kaynağın
Mavi Aykırı (BS) türü ve hızlı dönen bir yıldız (fast rotator) olduğunu belirtmiştir.
Yıldız, renk parlaklık diyagramında anakolun uzantısı üzerinde ve kararsızlık kuşağının
mavi kenarına yakın bir bölge içerisinde, BS türü yıldızların bulunduğu bölgede yer
almaktadır (Şekil 4.61).
123
Şekil 4.61 M67 kümesine ait renk-parlaklık diyagramı üzerinde S1066 yıldızının
bulunduğu konum. Fotometrik gözlemler TUG'da alınmıştır.
Sandquist ve Shetrone (2003) ve Pribulla vd. (2008) kaynağın zonklama yaptığına dair
bir bulguya ulaşamamıştır. Ancak Sandquist ve Shetrone (2003), kaynağın uzun
dönemli bir değişen olabileceğini vurgulamıştır. S1066, fotometrik değişim
göstermemesi nedeniyle literatürde mukayese yıldızı olarak da kullanılmıştır (Yakut vd.,
2009).
4.3.4 Kaynak 04 (S968)
Bu kaynağın optik karşılığı GSC 814-1911 (S968) olarak belirlenmiştir. S977’ye ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.36’de verilmiştir. Kaynağın M67 küme üyeliği
literatürde çeşitli araştırmacılar tarafından incelenmiştir (Çizelge 4.37). GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre bu yıldızın üyelik olasılığı %96
olarak hesaplanmıştır.
124
Çizelge 4.36 S968 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk27s
Dik Açıklık (J2000) 11°43'51"
FUV (1528Å) 15m.830
NUV (2271Å) 13m.790
TUG
RTT150
g' (5240Å) 11m.233
r' (6700Å) 11m.367
i' (7900Å) 11m.535
z' (9100Å) 11m.600
2MASS
J (12350Å) 11m.020
H (16620Å) 11m.011
Ks (21590Å) 10m.993
GAIA
G (6730Å) 11m.253
BP (5320Å) 11m.303
RP (7970Å) 11m.156
Çizelge 4.37 S968’in literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
Üyelik
Olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Referans
99 μ,Vr Milone vd. (1992)
77 μ Zhao vd. (1993)
100 μ, Vr Milone ve Latham (1994)
81 μ, konum Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
78
33
μ
Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)
96 μ, ϖ Bu çalışma
Kaynağın 18 ve 21 Aralık 2007 tarihlerinde toplam iki tane tayfı alınmıştır (Şekil 4.62).
Bu tayfların ELODIE kütüphanesi ile karşılaştırılması sonucu kaynağın tayf türü A3 IV
olarak belirlenmiştir. S968’in literatürdeki tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri Çizelge 4.38’te verilmiştir.
125
Şekil 4.62 S968 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.38 S968’in literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi
değerleri.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
Am 8560 4.13 Mathys (1991)
8000 Milone vd. (1992)
A2 V Allen ve Strom (1995)
A3 V Boyle vd. (1998)
Am 8490 4.31 Landsman vd. (1998)
A5 V 8000-8490 Deng vd. (1999)
A3-8 V Laugalys vd. (2004)
A3 V 8450-8790 4.20-4.75 Liu vd. (2008)
A4.5m Pribulla vd. (2008)
A2-7 Renson ve Manfroid (2009)
A3 IV Bu çalışma
Sandquist ve Shetrone (2003), S968’in düşük genlikli ve birkaç gün mertebesinde
döneme sahip zonklama gösterebilecek bir kaynak olduğunu belirtmiştir. Pribulla vd.
(2008), kaynağın BS türü ve küme üyesi olduğunu belirtmiştir.
126
Kaynak, kümenin renk-parlaklık diyagramında BS türü yıldızların bulunduğu
bölgededir. 2MASS tarafından gözlenen kalibrasyon bölgesinde bulunduğu için 3 yıllık
JHKs fotometrik verisi bulunmaktadır. Ayrıca TUG RTT150 gözlemlerinde kümenin
fotometrik olarak takip edilen merkezi bölgesinde bulunmaktadır. 2MASS fotometrik
verilerinin analizinden herhangi dönemli değişim bulunamamıştır. S968’in RTT150 ile
g'r'i'z' bantlarında gerçekleştirilen gözlemlerde de benzer şekilde dönemli bir değişim
bulunamamıştır.
Kaynağın dikine hızı Milone vd. (1992) tarafından Vr=32.50±0.83 km/s, Frinchaboy ve
Majewski (2008) tarafından Vr=40.96±2.17 km/s olarak verilmiştir. Manteiga vd.
(1991), S968’in muhtemel olarak dikine hız değişimi gösterdiğini belirtmiştir.
4.3.5 Kaynak 05 (S1263)
GALEX gözlemlerine göre bu kaynağın optik karşılığı GSC 814-2087 (S1263) olarak
belirlenmiştir. S1263’e ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.39’de verilmiştir.
Kaynağın M67 küme üyelik olasılığı yüksektir (Çizelge 4.40). GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %80 olarak
belirlenmiştir.
Çizelge 4.39 S1263 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk33s
Dik Açıklık (J2000) 11°48'51"
FUV (1528Å) 17m.220
NUV (2271Å) 13m.810
TUG
RTT150
g' (5240Å) 11m.087
r' (6700Å) 11m.118
i' (7900Å) 11m.219
z' (9100Å) 11m.254
2MASS
J (12350Å) 10m.645
H (16620Å) 10m.541
Ks (21590Å) 10m.526
GAIA
G (6730Å) 11m.032
BP (5320Å) 11m.141
RP (7970Å) 10m.851
127
Çizelge 4.40 S1263’ün literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
Üyelik
Olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Referans
89 μ Sanders (1977)
99 μ, konum Girard vd. (1989)
100 μ,Vr Milone vd. (1992)
76 μ Zhao vd. (1993)
28
89
μ
Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)
80 μ, ϖ Bu çalışma
S1263, 18 ve 21 Aralık 2007 tarihlerinde birer defa tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil
4.63). Bu tayfların ELODIE (Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesi ile
karşılaştırılması sonucunda tayf türü A5V olarak belirlenmiştir. S1263’ün literatürdeki
tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi değerleri Çizelge 4.41’da verilmiştir.
Şekil 4.63 S1263 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfları.
128
Çizelge 4.41 S1263’ün literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
8290 4.14 Mathys (1991)
7700 Pritchet ve Glaspey (1991)
A4 Simoda (1991)
7000 Milone vd. (1992)
A5 V Boyle vd. (1998)
A7 III 7000-8053 Deng vd. (1999)
A0 V Allen ve Strom (1995)
A7 III Deng vd. (1999)
A5 V Bu çalışma
S1263, kümenin renk parlaklık diyagramında kararsızlık kuşağının mavi tarafında
bulunmaktadır ve BS türü bir yıldızdır (Ahumada ve Lapasset, 1995, Hurley vd., 2001).
Ancak bu kaynaktan 9" uzaklıkta başka bir kaynağın (MMJ 5951) varlığı, fotometrik
gözlemlere üçüncü ışık olarak katkı sağladığından gözlemlerde saçılmaya neden
olmaktadır (Bruntt vd., 2007). Sandquist ve Shetrone (2003) 0m.02 genlikli, çok düzenli
olmayan, olası dönemi P~17.5 gün olan bir değişim belirlemiştir. Ayrıca kaynağın renk-
parlaklık diyagramındaki konumu itibarıyla zonklama gösterebilecek uygun bir kaynak
olduğu vurgulanmıştır.
S1263 yıldızının 2MASS tarafından alınmış toplam 3 yıllık gözlemi bulunmaktadır.
Ayrıca yıldız TUG’da 18-22 Aralık 2007 tarihleri arasında g'r'i'z' filtrelerinde fotometrik
olarak gözlenmiştir. Her iki verinin analizinden yıldızda dönemli bir değişimin izlerine
rastlanmamıştır.
Bu yıldız aynı zamanda Kepler teleskobu ile de gözlenmiştir. Ancak gözlemler,
uydunun yönelim sisteminde meydana gelen hata sonrasında alındığı için aletsel
katkılar içermektedir. Veri arşivinde bulunan ve bu hataların sistem tarafından
olabildiğince giderildiği PDC-SAP akı değerleri incelendiğinde, yeterli düzeltme
yapılamadığı anlaşılmaktadır. Veriler üzerinde aletsel katkı halen mevcuttur (Şekil 4.64)
ve bu etkiler giderilemediği için herhangi bir analizde kullanılamamıştır.
129
Şekil 4.64 S1263’ün Kepler arşivindeki PDC-SAP akı ölçümlerinin zamana göre
değişimi. Veri üzerinde teleskop sisteminden kaynaklı hatalar
bulunmaktadır.
Pritchet ve Glaspey (1991), aynı sıcaklıktaki anakol yıldızlarına göre bu yıldızda Li
bolluğunun daha az olduğunu belirlemiştir. Kaynağın dönme hızı Pritchet ve Glaspey
(1991) tarafından vsini<30 km/s, Milone vd. (1992) tarafından vsini=20 km/s olarak
verilmiştir. Pritchet ve Glaspey (1991), Li elementindeki bolluğun düşük olma nedeni
olarak S1263’te iç karışım olmasını öne sürmüş, diğer BS oluşum senaryolarına göre bu
mekanizmanın S1263’ün oluşumunda daha etkili olduğunu vurgulamıştır.
Gilliland ve Brown (1992), yıldızın renk-parlaklık diyagramında çekirdeğinde
Hidrojenini tüketmiş yıldızların bulunduğu bölgeye düşmesi nedeniyle kesin bir yaş ve
kütle tayini yapamadıklarını, ancak en uyumlu değerlerin M = 2.1±0.1Mʘ ve t =
8.0±1.0x108 yıl olduğunu belirtmiştir. Ayrıca kaynağın, Petersen ve Jørgensen (1972)
tarafından verilmiş olan kümenin nominal kararsızlık kuşağının hemen dışına düştüğünü
ve belirgin bir parlaklık değişimi göstermediğini belirtmiştir.
130
4.3.6 Kaynak 06 (S1284)
Kaynağın optik karşılığı S1284 (EX Cnc)’dir. S1263’e ait konum ve parlaklık değerleri
Çizelge 4.42’te verilmiştir. Kaynak Milone ve Latham (1994) tarafından hem özhareket
hem de dikine hız değerlerine göre küme üyesi olarak belirtilmiştir. Küme üyesi olma
olasılığını Sanders (1977) %95, Milone vd. (1992) %99 olarak vermiştir. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %82 olarak
belirlenmiştir.
Çizelge 4.42 S1284 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk34s
Dik Açıklık (J2000) 11°51'10"
FUV (1528Å) 17m.410
NUV (2271Å) 13m.990
TUG
RTT150
g' (5240Å) 10m.972
r' (6700Å) 10m.967
i' (7900Å) 11m.034
z' (9100Å) 11m.054
2MASS
J (12350Å) 10m.428
H (16620Å) 10m.318
Ks (21590Å) 10m.269
GAIA
G (6730Å) 10m.880
BP (5320Å) 11m.010
RP (7970Å) 10m.664
Kaynak 18 ve 21 Aralık 2007 tarihlerinde tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil 4.65).
Alınan tayfların ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyon sonucu tayf türü A5 V
olarak belirlenmiştir. S1263’ün literatürdeki tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri Çizelge 4.43’de verilmiştir. Liu vd. (2008), hesapladıkları logg
değerlerinin Mathys (1991) tarafından hesaplanmış olanlara göre aşırı farklı çıktığını,
bunun da muhtemelen kaynağın çift yıldız olması nedeniyle gerçekleştiğini belirtmiştir.
131
Şekil 4.65 S1284 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.43 S1284’ün literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
7750 3.79 Mathys (1991)
7750 3.78 Landsman vd. (1998)
F0 I 6750-7690 Deng vd. (1999)
A7 Rodriguez, López-Gonzalez ve López de Coca (2000)
A5 IV Laugalys vd. (2004)
7840±150 Bruntt vd. (2007)
A7 III 7688-8054 4.38-5.00 Liu vd. (2008)
A7 Pribulla vd. (2008)
A5 V Bu çalışma
S1284, kümenin en parlak 5 Mavi Aykırı (BS) türü yıldızından biridir. Gilliland vd.
(1991) tarafından zonklama yaptığı keşfedilmiştir. Renk-parlaklık diyagramında
kararsızlık kuşağı içine düşmektedir. Milone ve Latham (1992), EX Cnc sisteminin
P=4.18284 gün dönemli, e=0.205 yörünge dışmerkezliğine sahip delta Scuti bileşeni
bulunan tayfsal bir çift yıldız olduğunu belirtmiştir.
132
Sistem ~1.3 saatlik (214 Hz) düşük genlikli (Δm≤0m.02) fotometrik değişim
göstermektedir (Simoda, 1991, Gilliland ve Brown, 1992). Landsman vd. (1998), tayfsal
gözlemlerinden sistemin baş bileşeninin delta Scuti türü bir değişen olduğunu ve tek
çizgili tayfsal çift sistemin döneminin P=4.2 gün olduğunu belirlemiştir. Chen ve Han
(2004), yaptıkları simulasyonlara göre sistemin baş bileşenini, başlangıç kütlesi 1.40-
1.45Mʘ, q=1.5 ve P=0.8 gün olan ve A türü evrim geçirmesi daha olası bir yıldız olarak
belirlemiştir. Zhang, Zhang ve Li (2005), S1284’ün CCD fotometrisini yapmış ve
belirledikleri 5 ana zonklama frekansından yıldızın dönme dönemini 6.4 gün olarak
hesaplamışlardır.
Zonklayan yıldızların ortalama yoğunlukları ve zonklama dönemleri birbirlerine
zonklama sabiti 5.0)(
PQ ile bağlıdır (örn. Joshi ve Joshi, 2015). Bu sabitin
değeri örneğin geç-A erken-F türü yıldızlar için 0.033 olmaktadır (Stellingwerf, 1979).
Zonklama sabitini ( 5.0)(
PQ ) ve belirledikleri yarıçap değerini kullanarak
S1284’ün kütlesini ise M=2.15±0.15Mʘ olarak hesaplamışlardır.
Tian vd. (2006), sistemin dışmerkezlik değerinin yorumlanmasının güç olduğunu
belirtmiştir. Kütle aktarımı gerçekleşen kısa dönemli çift sistemlerde yörünge,
tedirginlik kuvvetleri nedeniyle daireselleşmelidir. Bu nedenle bu sistemde bileşenler
arasında güçlü etkileşimler bulunmadığı söylenebilir.
Ahumada ve Lapasset (2007) EX Cnc’nin kırmızıöte artık gösterdiğini belirlemiş ve
bunu evrimleşmiş bir bileşenin (Algol türü sistemlerdeki gibi) varlığına delil olarak
değerlendirmiştir. EX Cnc kendisini x-ışın kaynağı olarak da göstermektedir (Balaguer-
Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi, 2007).
Bruntt vd. (2007), EX Cnc için frekans analizi gerçekleştirmiş ve 150-350 Hz
aralığında toplam 26 farklı frekans belirlemiştir. Ancak tek bant gözlem yaptıkları için
bunların modlarını belirleyememiştir. Pribulla vd. (2008), sistemin delta Scuti türü
özellikler gösterdiğini belirtmiştir.
EX Cnc, 2MASS kalibrasyon alanının içinde bulunmaktadır. Ayrıca TUG RTT150
teleskobuna bağlı TFOSC kamerası ile gʹrʹiʹzʹ filtrelerinde fotometrik olarak da
gözlenmiştir. Kalibrasyon alanının kenarına çok yakın bulunması nedeniyle 2MASS
133
JHKs bantlarında sadece 20 gözlemi bulunmaktadır. Az sayıda olması nedeniyle bu
gözlemler herhangi bir frekans analizinde kullanılamamıştır. TUG’da gerçekleştirilen
fotometrik gözlemlerde sistemin zonklama benzeri düzensiz değişimler gösterdiği
görülmektedir. Ancak 5 gün zaman aralığına yayılan gözlemler, herhangi bir zonklama
frekansı belirlemeye yetecek kadar sürekli değildir (Şekil 4.66).
Şekil 4.66 EX Cnc sisteminin RTT150 teleskobu ile yapılan fotometrik gözlemleri.
4.3.7 Kaynak 07 (S1267)
Bu kaynağın optik karşılığı GSC 814 2047 (S1267) olarak belirlenmiştir. S1267’ye ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.44’de verilmiştir. Kaynağın M67 küme üyeliği
literatürde çeşitli araştırmacılar tarafından incelenmiştir (Çizelge 4.45). GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %85 olarak
belirlenmiştir.
134
Çizelge 4.44 S1267 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk49s
Dik Açıklık (J2000) 11°49'16"
FUV (1528Å) 17m.010
NUV (2271Å) 13m.990
TUG
RTT150
g' (5240Å) 10m.925
r' (6700Å) 10m.936
i' (7900Å) 11m.083
z' (9100Å) 11m.101
2MASS
J (12350Å) 10m.488
H (16620Å) 10m.427
Ks (21590Å) 10m.402
GAIA
G (6730Å) 10m.866
BP (5320Å) 10m.972
RP (7970Å) 10m.690
Çizelge 4.45 S1267’nın literatürde verilmiş olan M67 küme üyelik olasılığı değerleri.
Üyelik
Olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Referans
93 μ Sanders (1977)
99 μ,Vr Milone vd. (1992)
75 μ Zhao vd. (1993)
95 μ,Vr Milone ve Latham (1994)
75 μ, konum Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
85 μ, Vr Bu çalışma
Kaynağın 19 ve 21 Aralık 2007 tarihlerinde 2 tayfı alınmıştır (Şekil 4.67). Bu tayfların
ELODIE (Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu,
kaynak için en uygun tayf türü A7V olarak belirlenmiştir. S1267’nin literatürdeki tayf
türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi değerleri Çizelge 4.46’de verilmiştir. Liu vd.
(2008), belirledikleri logg değerinin Mathys (1991) tarafından verilen değere göre
oldukça yüksek çıkmasını, sistemin çift yıldız olması nedenine bağlamıştır. S1267,
kümenin renk-parlaklık diyagramında kararsızlık kuşağında, bilinen zonklayan
yıldızların mavi tarafında yer almaktadır.
135
Şekil 4.67 S1267 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.46 S1267’nin literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri. Liu vd. (2008), belirledikleri logg değerinin Mathys
(1991) tarafından verilen değere göre oldukça yüksek çıkmasını, sistemin
çift yıldız olması nedenine bağlamıştır.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
3.91 Mathys (1991)
7500 Milone vd. (1992)
A1 V Allen ve Strom (1995)
A5 V Boyle vd. (1998)
8010 3.85 Landsman vd. (1998)
A7 V 7250 Deng vd. (1999)
A5 V Laugalys vd. (2004)
A7 V 7813-8100 4.38-5.00 Liu vd. (2008)
A7 V Pribulla vd. (2008)
A7 V Bu çalışma
Sistemin dikine hızı ve dönme hızı Milone vd. (1992) tarafından Vr=35.08±2.88 km/s ve
Vsini=40 km/s, Frinchaboy ve Majewski (2008) tarafından ise dikine hızı
Vr=42.85±2.10 km/s olarak hesaplanmıştır. Latham ve Milone (1996) tarafından yapılan
tayfsal çalışmada, sistemin uzun dönemli (P=846 gün) ve dışmerkezlikli
(e=0.475±0.125) yörüngeye sahip bir çift sistem olduğu belirtilmiştir. Yörünge dönemi
ve dışmerkezlik için Sandquist vd. (2003) P=850±11 gün e=0.47±0.11 değerlerini elde
etmiştir. Sistemin yüksek dışmerkezlikli yörüngesine ve uzun dönemine Sandquist vd.
(2003) tarafından da dikkat çekilmiş, kararlı kütle aktarımının gerçekleşebilmesi için
136
daha düşük dışmerkezlik değerinin olması gerektiği vurgulanmıştır. S1267’nin
yörüngesinin bu özelliği, BS oluşum senaryolarından kütle aktarımı veya başlangıçta
çift olan sistemin bileşenlerinin birleşmesi senaryosu ile uyuşmamaktadır (Landsman
vd., 1998). Aralarında güçlü dinamik etkileşim olan iki çift sistemden oluşan dörtlü bir
sistemde veya çift ve tek yıldızdan oluşan üçlü bir sistemde, yıldızlar yörüngeleri
üzerinde birbirlerine yakın geçerlerse, tedirginlik kuvvetleri nedeniyle fiziksel olarak
çarpışma olasılıkları yükselir (Leonard, 1989). Leonard (1996) tarafından, tek-tek veya
tek-çift yıldız çarpışmaları senaryosunun bu BS’nin oluşumu için daha uygun olduğu
belirtilmiştir.
Sandquist ve Shetrone (2003), sistemin fotometrik bir değişim göstermediğini
belirtmişlerdir. S1267’nin, TUG RTT150 teleskobuna bağlı TFOSC kamerası ile gʹrʹiʹzʹ
filtreleri kullanılarak 18-22 Aralık 2007 tarihleri arasında toplam 370 gözlemi alınmıştır.
Ancak gecelik fotometrik hata sınırları içinde herhangi bir değişim belirlenememiştir.
4.3.8 Kaynak 08 (S752)
Bu kaynağın optik karşılığı GSC 813 2294 (S752) olarak belirlenmiştir. S752’ye ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.47’te verilmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme
üyesidir (Çizelge 4.48). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine
göre üyelik olasılığı %70 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.47 S752 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk04s
Dik Açıklık (J2000) 11°45'04"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 14m.300
TUG
RTT150
g' (5240Å) 11m.381
r' (6700Å) 11m.308
i' (7900Å) 11m.367
z' (9100Å) 11m.392
2MASS
J (12350Å) 10m.719
H (16620Å) 10m.621
Ks (21590Å) 10m.585
GAIA
G (6730Å) 11m.263
BP (5320Å) 11m.411
RP (7970Å) 11m.012
137
Çizelge 4.48 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. İkinci kolonda
dikkate alınan parametre(ler) verilmiştir.
Üyelik
olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Kaynak
95 μ Sanders (1977)
99 μ, konum Girard vd. (1989)
99 μ,Vr Milone vd. (1992)
54 μ Zhao vd. (1993)
45 μ, Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)
70 μ, ϖ Bu çalışma (GAIA DR2 verileri kullanılarak)
S752, 19 ve 23 Aralık 2007 tarihlerinde tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil 4.68). Bu
tayfların ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu kaynağın tayf türü A7 V
olarak belirlenmiştir. S752’nin literatürdeki tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri Çizelge 4.49’da verilmiştir.
Şekil 4.68 S752 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
138
Çizelge 4.49 S752 için literatürde verilmiş ve bu çalışmada belirlenmiş olan
parametreler.
Tayf Türü Teff (K) logg Referans
A4 Ebbighausen (1940)
A5 Roman, Morgan ve Eggen (1948)
Am
F2
Pesch (1967)
Am 7640 4.10 Mathys (1991)
7640 Pritchet ve Glaspey (1991)
7500 Milone vd. (1992)
B9 V Allen ve Strom (1995)
A9 V Boyle vd. (1998)
A8 V Laugalys vd. (2004)
F0 III Liu vd. (2008)
A7.2m Pribulla vd. (2008)
A4-F1 Renson ve Manfroid (2009)
7300 3.97 Friel ve Boesgaard (1992)
7620 4.00 Landsman vd. (1998)
7250-7590 4.0-4.8 Liu vd. (2008)
7300 3.97 Soubiran vd. (2010)
7648±22 3.96±0.09 Koleva ve Vazdekis (2012)
A7 V Bu çalışma
S752, kümenin renk-parlaklık diyagramında kararsızlık kuşağında, zonklayan
yıldızların kırmızı tarafında bulunmaktadır. Niedzielski ve Muciek (1988), kaynağın
Mavi Aykırı (BS) türü olduğunu belirtmiştir. Latham ve Milone (1996), kaynağın
P=1003 gün dönemli ve e=0.32±0.12 dış merkezlikli yörüngeye sahip tek çizgili tayfsal
bir çift sistem olduğunu belirtmiştir. Sandquist ve Shetrone (2003), sistemde flare
benzeri değişimler tespit ettiklerini belirtmişlerdir. Sandquist vd. (2003), sistemin
yörünge dönemini P=1013±10 gün, dışmerkezlik değerini ise e=0.27±0.10 olarak
hesaplamışlardır.
Kaynak için literatürde bulunan parlak bileşene ait dönme hızı ve dikine hız ölçümleri
Çizelge 4.50’da verilmiştir. Verilen dikine hız değerlerinin birbirlerinden oldukça farklı
olması, sistemin uzun dönemli bir değişen olduğunu desteklemektedir.
Çizelge 4.50 S752 sisteminin literatürde verilmiş olan dikine hız ve baş bileşenin dönme
hızı değerleri.
Vr (km/s) Vsini
(km/s)
Vr
Standardı Referans
18±2.7 Pesch (1967)
24.5 (JD2447158.7), 23.8 (JD2447185.6)
18.7 (JD2447158.7), 21.7 (JD2447185.6) 70
HD166095
HD204411 Manteiga, Pickles ve Martinez (1989)
42.1±8.1 60 Pritchet ve Glaspey (1991)
35.48±5.14 80 Milone vd. (1992)
38.36±2.04 Frinchaboy ve Majewski (2008)
139
Sandquist vd. (2003), bu sistemdeki BS yıldızının kararlı kütle aktarımı ile
oluşabileceğini ve küme üyesi diğer yıldızların kütle çekim kuvvetlerinin tedirginlik
etkileri nedeniyle, dışmerkezlik değerinin artmış olabileceğini belirtmiştir. Ancak bu
tedirginlik kuvvetlerinin neden olabileceği değişim, S752’nin dışmerkezlik değerini
açıklayabilecek değerden çok daha küçüktür (Rasio ve Heggie, 1995). Leonard (1996),
sistemin yörünge dışmerkezliğinin kütle aktarımı öncesinde veya kütle aktarımı
sırasında daireselleşmesi gerektiğini, mevcut dışmerkezlik değerinin, diğer küme
üyelerinin neden olduğu tedirginlik kuvvetleri nedeniyle oluşması gerektiğini
belirtmiştir. Sistemin dışmerkezliği, çarpışma ile oluşan BS’lerin bulundukları
sistemlerin dışmerkezlik değerlerinden daha küçüktür (Leonard, 1996).
S752’nin fotometrik değişim gösterdiğine dair bulgular oldukça azdır. Sandquist ve
Shetrone (2003), 1 hafta boyunca sistemin parlaklığında 0m.03 kadar bir düşüş,
sonrasında ise ~3 saat boyunca 0m.05’lik bir artış gözlemişler ve bunu flare benzeri bir
değişim olarak nitelemişlerdir. Bruntt vd. (2007), 0-1000 Hz aralığında belirgin bir
dönemlilik bulunmadığını belirtmiştir. Pribulla vd. (2008), MOST gözlemlerine göre
S752’nin frekans tayfında, uydunun yörünge frekansının (14.1994 çevrim/gün) ve
Yer’in dönme frekansının (1 çevrim/gün) belirgin olduğunu belirtmiştir. Ayrıca, eğer
bir değişim var ise bunun genliğinin 0m.001’den daha küçük olması gerektiği
belirtilmiştir.
Sistem, 2MASS kalibrasyon alanı ve TUG’da fotometrik olarak takip edilen bölge
içinde kalmaktadır. 2MASS JHKs verilerine göre sistemde fotometrik değişim
araştırılmıştır. Ancak bulunan dönemler (P~1, 2, 3, … gün) Yer’in dönme frekansı ve
harmoniklerine karşılık gelmektedir.
Gonzalez (2016), M67 bölgesinde Kepler teleskobu gözlemleri ile belirlenmiş değişen
yıldızları bir katalog olarak vermiştir. Bu katalogda S752 değişen olarak
görülmemektedir. Ancak Kepler PDC-SAP akı değerleri ile oluşturulan periodogramlar,
S752’nin P=0.179829 gün dönemli m~0m.009 genlikte belirgin bir fotometrik
değişime sahip olduğunu göstermektedir (Çizelge 4.51). Akı değerleri 2P dönemine
göre evrelendirildiğinde, birinci ve ikinci minimum/maksimum derinliklerinin
birbirlerinden farklı ve kendi içlerinde uyumlu olduğu görülmektedir (Şekil 4.69). Bu
nedenle gerçek değişim döneminin 2P olması gerektiği sonucuna varılmıştır.
140
Çizelge 4.51 Kepler teleskobu fotometrik verileri kullanılarak yapılan analiz sonucu
belirlenmiş frekanslar.
Frekans (gün-1) Gürültü S/G Genlik Frekans Genlik
F1 5.560828 35.577959 46.159070 1798.201928 0.000075 18.407049
F2 0.044492 30.495957 26.539890 657.580636 0.000206 18.407049
F3 0.078010 29.268670 25.206570 765.469057 0.000177 18.407049
F4 0.054330 28.479339 20.144590 409.321901 0.000331 18.407049
F5 2.778030 28.037628 12.466930 385.468888 0.000352 18.407049
Şekil 4.69 Sol panelde dönem analizinden belirlenmiş P, sağ panelde ise 2P dönemi
kullanılarak evrelendirilmiş ışık eğrisi verilmiştir.
Kepler verileri kullanılarak toplam 366 yeni minimum zamanı elde edilmiştir (EK 6).
Bu minimum zamanları kullanılarak yapılan dönem (O-C) analizine göre (Şekil 4.70)
sistemin güncel ışık elemanları Denklem 4.1’de verilmiştir.
Min(I)= 2457209.10408 + 0g.35965867 xE 4.1
141
Grafik üzerindeki noktalar, sistemin ışık eğrisinde görülen “phase smearing” etkisi
nedeniyle geniş bir bant içinde saçılmıştır (bkz. açıklama ve örn. Şekil 4.77).
Şekil 4.70 S752 sistemine ait Kepler fotometrik verilerinden elde edilen minimum
zamanları kullanılarak oluşturulmuş (O-C) grafiği.
S752, dönemi belirlenen fotometrik değişime ilave olarak, zamana göre düzensiz bir
değişim daha göstermektedir (Şekil 4.73). Bilindiği gibi Kepler’in K2 görevi boyunca
yönlenmesinde bazı problemler bulunmaktadır (bkz. EK-2). Bu etki gözlemlere yapay
değişimler ekleyebilmektedir. Uydu teleskoba gözlem boyunca iki eksende yapılan
düzeltme miktarları ile bu değişim arasındaki korelasyon katsayısı, ilk eksen için ~0.02,
ikinci eksen için ~-0.01 kadardır. Dolayısıyla düzeltme miktarları ile akıdaki bu değişim
arasında belirgin bir korelasyon bulunmamaktadır (Şekil 4.71). Ancak evrelendirilmiş
ışık eğrisinde saçılma miktarını artırmaktadır (Şekil 4.72).
142
Şekil 4.71 S752’nin Kepler gözlemleri sırasında PDC-SAP akı değerleri ile (altta),
gözlem sırasında iki eksende yapılan konumsal düzeltme miktarları
görülmektedir. Üstte bir eksende (pos_corr2+1.5), ortada diğer eksende
(pos_corr1) yapılan düzeltme miktarları görülmektedir.
Gözlemsel veriden bu etkiyi temizleyebilmek için, güncellenmiş ışık elemanları ile
evrelendirilmiş akı değerleri, her çevrimde kendi ortalama değerlerine normalize
edilmiştir (Şekil 4.73). Bu normalize değerlere göre evrelendirilmiş ışık eğrisinde
saçılmalar azalmış ve minimum ve maksimum seviyeleri arasındaki farklılık belirgin
hale gelmiştir (Şekil 4.74).
Şekil 4.72 S752’nin Denklem 4.1 ile verilen ışık elemanlarına göre evrelendirilmiş ışık
eğrisi.
143
Şekil 4.73 S752’nin her bir çevrimine karşılık gelen ortalama akı değerleri.
Şekil 4.74 S752 ışık eğrisindeki rastgele saçılmaların azaltıldığı evrelendirilmiş
normalize ışık eğrisi.
144
4.3.9 Kaynak 09 (S1082, ES Cnc)
GALEX tarafından verilen koordinatlarına göre bu kaynağın optik karşılığı GSC 814
889 (S1082, ES Cnc) olarak belirlenmiştir. Bu çalışmada kullanılan gözlemsel parlaklık
değerleri Çizelge 4.52’de verilmiştir. Kaynağın küme üyesi olma olasılığı literatürde
çeşitli araştırmacılar tarafından incelenmiştir (Çizelge 4.53). GAIA DR2 kataloğundaki
paralaks ve özhareket ölçümleri bulunmamaktadır. Bu nedenle küme üyeliği olasılığı
hakkında herhangi bir belirleme yapılamamıştır. Ancak literatür bilgisine dayanarak,
S1082 küme üyesi olarak incelenmiştir.
Çizelge 4.52 S1082 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk21s
Dik Açıklık (J2000) 11°53'25"
FUV (1528Å) 18m.680
NUV (2271Å) 14m.710
TUG
RTT150
g' (5240Å) 11m.328
r' (6700Å) 11m.111
i' (7900Å) 11m.064
z' (9100Å) 11m.058
2MASS
J (12350Å) 10m.280
H (16620Å) 10m.080
Ks (21590Å) 10m.007
Çizelge 4.53 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar.
Üyelik
Olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Referans
94 μ Sanders (1977)
92 μ Zhao vd. (1993)
95 μ, konum Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
S1082, 19 Aralık 2007 tarihinde tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil 4.75). Bu tayfın
ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu tayf türü A9V olarak belirlenmiştir.
S1082, kümenin kararsızlık kuşağında, zonklayan yıldızların kırmızı tarafında
bulunmaktadır. Kaynağın literatürdeki tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi
değerleri Çizelge 4.54’de verilmiştir.
145
Şekil 4.75 S1082 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.54 S1082’nin literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim
ivmesi değerleri.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
F0 IV Simoda (1991)
F4 6790 4.12 Friel ve Boesgaard (1992)
F van den Berg vd. (2001)
F2 IV-V Laugalys vd. (2004)
F2 V 6625-6850 3.88-4.70 Liu vd. (2008)
F4 Pribulla vd. (2009)
A9 V Bu çalışma
Simoda (1991), ES Cnc'nin P~6 saat dönemli delta Scuti türü bir değişen yıldız
olduğunu belirtmiştir. Üçlü sistemin P=1.0677978(50) günlük döneme sahip yakın çift
bileşeni Goranskij vd. (1992) tarafından keşfedilmiştir ve ışık eğrisinde maksimum
seviyeleri arasında fark olduğu belirtilmiştir. Yakın çift bileşen tayfsal olarak Mathys
(1991) ve Pritchet ve Glaspey (1991) tarafından ilk olarak gözlenmiştir. Milone vd.
146
(1992), tayfsal gözlemlerde görülen düşük genlikli dikine hız değişimini dikkate alarak
yakın çift sisteme bağlı üçüncü bir bileşenin varlığını belirtmişlerdir.
Kaynak örten bir çift sistem ve üçüncü bir bileşenden oluşmaktadır (Sandquist vd., 2003,
Tian vd., 2006). ES Cnc sistemi, tayfındaki CaII H ve K çizgilerine göre kromosferik
aktif yıldızlar grubuna girdiğinden, RS CVn türü ayrık bir çift olarak sınıflandırılmıştır
(Yakut vd., 2009). ES Cnc, parçalı tutulma gösteren ve “mavi aykırı” (BS) baş bileşene
sahip (Pyör=1.08 gün) bir sistemdir. Işık eğrisinde, “ay”dan daha kısa zaman ölçeğinde
ve Δm~0m.01-0m.03 genliğinde değişimler görülmektedir (Sandquist ve Shetrone, 2003,
Sandquist vd., 2003). Sandquist vd. (2003) bu değişimleri, soğuk ve sönük olan
bileşenin leke aktivitesine bağlamışlardır. Ayrıca Pyör=1189 gün dönemli ve e=0.6
dışmerkezliğe sahip üçüncü bir cismin örten sistem etrafında yörüngede dolandığını
göstermişlerdir. Sandquist ve Shetrone (2003)’e göre baş bileşen ve 3.bileşen mavi
aykırı yıldızdır.
Shetrone ve Sandquist (2000), yakın çift sistemin dikine hız gözlemlerinden belirlenen
dönem (P=1.87±0.05 gün) ile ışık eğrisinden belirlenen dönemin (P=1.0677978 gün)
birbirleri ile uyumlu olmadığını belirlemiştir. Yaptıkları tayfsal gözlemlerde yaklaşık 2
saatlik dönemlerde her iki bileşenin de dikine hız değerlerinde ani sıçramalar
gözlemlemişlerdir. Bu sıçramaların, her iki bileşenin de atmosferlerinin dışında bulunan
madde nedeniyle olduğu sonucuna varmışlardır. Yakut vd. (2009), sistemde yıldız
rüzgarları nedeniyle kütle kaybı gerçekleştiğini belirtmiştir. Yakın çift sistemin güncel
ışık elemanları Min I = HJD 2444643.2516(42)+ 1.067797(1)*E olarak verilmiştir
(Yakut vd., 2009).
Sandquist vd. (2003) üçüncü bileşenin yörünge dönemini ve dışmerkezliğini sırasıyla
P=1188.5±6.8 gün ve e=0.57±0.08 olarak verirken, Tian vd. (2006) dönem için P=1089
gün değerini vermiştir. Pribulla vd. (2008) oldukça fazla saçılma gösteren (O-C)
diyagramından, üçüncü bileşenin ışık-zaman etkisine göre yörünge dönemini
P=1304±13 gün olarak belirlemiştir. Ayrıca daha duyarlı minimum zamanlarının
gözlenmesi ve böylece (O-C) diyagramındaki saçılmanın azaltılarak ışık-zaman
etkisinin daha iyi modellenmesi ile, üçüncü bileşenin yakın çifte fiziksel bağlılık
durumunun da daha iyi belirlenebileceğini belirtmiştir. Daha duyarlı minimum zamanı
ölçümleri kullanılarak çift sistemdeki manyetik etkinliğin dönemi de O-C
147
diyagramından belirlenebilir. Üçüncü bileşenin yakın çifte fiziksel olarak bağlı olup
olmadığını anlamak için Sandquist vd. (2003), daha duyarlı dikine hız ölçümlerinin
gerektiğini belirtmiştir. Yörünge dönemi 1 gün mertebesinde olan çift sistemin
yörüngesinin daireselleşmesi için gereken zaman ölçeği oldukça kısadır. Bu durumda
belirlenecek sıfırdan farklı bir dışmerkezlik değeri, yörüngesi çoktan daireselleşmiş
yakın çifti etkileyen, sisteme dinamik olarak bağlı bir üçüncü cismin varlığına kanıt
olabilecektir (Sandquist vd., 2003).
van den Berg vd. (2001), sistemin tayfında üçüncü bileşene ait olabileceğini belirttikleri
F tayf türü altdev bir yıldızın çizgilerini belirlemiştir. Bu bileşene ait dikine hız
değerlerinin Mathieu vd. (1986) tarafından verilen genlik değeri (Vr<7 km/s) ile ve çizgi
genişliklerinin de Berg, Verbunt ve Mathieu (1999) tarafından verilen dönme hızı ile
(Vsini=4-11 km/s) uyumlu olduğunu belirtmişlerdir. Yakın çiftin, gözlenen tayfın mavi
kısmına fazla etki etmeyeceği varsayımı ile üçüncü bileşenin sıcaklığını ve yüzey çekim
ivmesini, Balmer düşmesi bölgesini kullanarak hesaplamıştır (Teff=7500K, logg=4.5).
Landsman vd. (1998), sistemin 1520Å’da ölçülen akısının, optik bölgeden belirlenen
sıcaklığa göre hesaplanan akıdan 6 kat daha yüksek olduğunu belirlemiştir. Ölçülen UV
artığa dayanarak, sistemin sıcak bileşenli bir çift olduğu hipotezini ileri sürmüştür.
Bileşenlerin Sandquist vd. (2003) tarafından tayfsal olarak belirlenen sıcaklık değerleri
(TAa=7325±50K, TAb=6000±200K), van den Berg vd. (2001) tarafından verilen,
fotometri ve düşük çözünürlüklü (R~3600) tayf kullanarak hesaplanan sıcaklık
değerlerinden (TAa=6480±25K, TAb=5450±40K) oldukça yüksektir. Sandquist vd. (2003)
etkin sıcaklık ve bileşenlerin göreli akılarını kullanarak renk-parlaklık diyagramı
üzerinde Ab bileşenini kümenin dönüm noktasının hemen altında, Aa bileşeninin
ZAMS yakınlarında BS bölgesinde, B bileşeninin ise BS bölgesi içinde bulunduğunu
belirlemiştir. Bu çalışmada yapılan ışık eğrisi analizinde yakın çift bileşenlerinin
sıcaklık değerleri olarak, Sandquist vd. (2003) tarafından verilen değerler kullanılmıştır.
Yakın çift sistemin önceki ışık eğrisi ve dikine hız çözümleri van den Berg vd. (2001),
Sandquist vd. (2003), Pribulla vd. (2008) ve Yakut vd. (2009) tarafından
gerçekleştirilmiştir. Yaptıkları gözlemlerde ikinci minimumun, birinci minimumdan
daha geniş olduğunu belirtmişlerdir. Bu durum 2MASS gözlemlerinde farklıdır.
Özellikle daha uzun dalgaboylu bantlara gittikçe, minimumların genişlikleri birbirlerine
yaklaşmaktadır. S1082, şiddetli x-ışın akısına sahiptir (Lx=4x1030 erg/s, Belloni,
148
Verbunt ve Mathieu, 1998, Berg, Verbunt ve Robert D Mathieu, 1999) ve bu akının
şiddeti zamanla değişim göstermektedir (Berg vd., 2003). Bu durum ve sistemin
tayfında gözlenen Ca II H-K çizgileri (Yakut vd., 2009), kromosferik aktivite gösteren
bir bileşenin varlığına işaret etmektedir. Goranskij vd. (1992)’ye benzer şekilde van den
Berg vd. (2001) de ışık eğrisinin maksimum seviyelerinde farklılık belirtmiş, ancak
verilerdeki saçılma ve evre boşlukları nedeniyle gerçekleştirdikleri çözümde leke
kullanamamışlardır. Pribulla vd. (2008), manyetik etkinlik gösteren yıldızın baş bileşen
(Aa), Sandquist vd. (2003) ve Yakut vd. (2009) ise yoldaş bileşen (Ab) olduğunu
belirtmiştir. Her üç çalışmada da ışık eğrisini modelleyebilmek için iki leke
kullanılmıştır.
Üçüncü ışık katkı miktarını van den Berg vd. (2001) kullandıkları atmosfer
modellerinden türettikleri sentetik fotometriden, yakın çiftin ayrık olduğu varsayımı
altında, %42 olarak belirlemiştir. Sandquist vd. (2003) üçüncü bileşenin katkısını %61
olarak belirlemiştir. Pribulla vd. (2008), ışık eğrisi çözümlerinde 3’üncü ışık katkısını
serbest bırakarak %68 olarak hesaplamıştır. Yakut vd. (2009), fotometrik olarak %42
olarak belirlemiştir. Bu çalışmada yapılan ışık eğrisi çözümlerinde üçüncü ışık
katkısı %42 olarak sabit alınmıştır.
Yakın çiftin yörünge döneminin kısa olması nedeniyle bileşenlerin senkronize dönmesi
beklenmektedir. Üçüncü bileşen, yakın çiftlerin yörüngelerinde dışmerkezliğe neden
olabilir (Eggleton ve Kiseleva-Eggleton, 2001) veya bileşenlerin biri veya her ikisinin
de asenkron dönmesine neden olabilir (van den Berg vd., 2001). Ancak üçüncü
bileşenin dönemi uzundur (P>1000 gün) ve yakın çifti fiziksel olarak etkileyemeyecek
kadar uzaktır (Tian vd., 2006). Sandquist vd. (2003), sistemi senkronize kabul etmiş ve
bileşenlerin dönme ekseninin eğimi ile yörünge ekseninin eğimini eşit alarak yakın çift
sistemdeki yoldaş bileşenin yarıçapını RAb=1.82±0.23Rʘ olarak belirlemiştir. Işık eğrisi
çözümlerinden buldukları yarıçap değerinin daha büyük olmasını da, sistemdeki düşük
asenkronizasyona bağlamışlardır. Pribulla vd. (2008) ve Yakut vd. (2009) da
bileşenlerin senkronize döndüğünü kabul etmiştir. Bu çalışmada da bileşenlerin
senkronize döndüğü kabul edilmiştir.
2MASS ve Kepler ışık eğrilerinin, bileşen yıldızların senkronize dönme ve dolanma
yaptıkları kabulü altında yapılan çözümleri, yoldaş bileşen için Sandquist vd. (2003)
149
tarafından verilen değerden daha küçük yarıçap değeri vermiştir (RAb=1.46±0.03Rʘ,
Çizelge 4.60). 2MASS ve Kepler fotometrisinden bulunan RAb değeri, Yakut vd. (2009)
tarafından verilen değer ile (RAb=1.47±0.06Rʘ) hata sınırları içinde uyuşmaktadır.
Sandquist vd. (2003) tarafından yapılan fotometrik gözlemlerde, yaklaşık 1 aylık zaman
ölçeğinde genlikte, daha kısa zaman ölçeğinde ise (~1saat) parlaklıkta değişimler
olduğu belirlenmiştir. Sisteme ait 2MASS ve Kepler teleskoplar ile alınan fotometrik
verilerin frekans analizi, Yer’in dönme dönemi ve harmonikleri haricinde örten sistemin
döneminin yarısına karşılık gelen frekansta fotometrik değişim olduğunu
göstermektedir (Çizelge 4.55). Ancak evrelendirilmiş veri incelendiğinde değişimin,
belirlenen dönemin iki katı olması gerektiği görülmüştür. 2MASS verileri ile örten
çiftin yörünge dönemi dışında bir dönem belirlenememiştir. Ardışık gözlemler arası
süre yaklaşık 0.5 saat olduğu için Kepler PDC-SAP akı verisinden de saat mertebesinde
veya üzerinde bir değişim bulunamamıştır.
Çizelge 4.55 2MASS ve Kepler teleskopları arşivlerinden alınan fotometrik veriler
kullanılarak yapılan analiz sonucu belirlenmiş frekanslar.
Filtre Frekans (gün-1) Gürültü S/G Genlik Frekans Genlik
2MASS J 1.873001 0.001750 18.536800 0.032524 0.000005 0.000334
2MASS H 1.873013 0.001781 19.194400 0.034331 0.000006 0.000457
2MASS Ks 1.873003 0.001683 19.914140 0.033496 0.000005 0.000320
Kepler 1.873049 0.000368 81.408390 0.029941 0.000006 0.000261
van den Berg vd. (2001) ve Sandquist vd. (2003) kütlesi büyük olan bileşenin yarıçapını,
kütlesi küçük olandan daha küçük olduğunu belirlemiştir. Sandquist vd. (2003) RAb
değerini belirlerken, Ab bileşeninin yüzeyindeki lekelerden çiftin neredeyse tamamen
senkronize olduğunu belirlemiştir. Ayrıca çoğu RS CVn sisteminde böyle olmasa da
(Glebocki ve Stawikowski, 1997), Ab bileşeninin dönme ekseninin eğimi ile yörünge
düzleminin eğimini birbirine eşit kabul etmiştir.
Sandquist vd. (2003), yakın çiftin büyük kütleli üyesinin, kütlesi M67’nin dönüm
noktası değerinde olan 2 yıldızın birleşmesi sonucu oluşmuş olabileceğini belirtmiştir.
Pek çok araştırmacı B bileşeninin dönme hızı (vsini) için 20 km/s’den küçük değerler
belirlemiştir. Eğer B bileşeni iki yıldızın çarpışması ile oluşan bir BS ise önemli
miktarda açısal momentum kazanmış olmalıdır. Bu durumda kazandığı açısal
150
momentumu nasıl bu kadar hızlı şekilde tükettiği açık değildir. Trimble ve Aschwanden
(2002), hem örten çiftin bir bileşeninin hem de üçüncü bileşenin bir BS olması
nedeniyle, sistemin ilk başta en azından 5 yıldızdan oluşması gerektiğini belirtmiştir.
Mathieu ve Geller (2009), dönüm noktası kütlesi 1.3 Mʘ olan M67’de, MAa=2.5Mʘ ve
MAb=1.6Mʘ (Sandquist vd., 2003) kütleli örten sistemin her bileşenini oluşturabilmek
için en az 2 yıldızın birleşmesi gerektiğini belirtmiştir. Bununla beraber ikinci (Ab)
bileşenin yüksek kütlesine rağmen hala anakolda olması yeni oluştuğunu göstermektedir.
Son olarak kısa dönemli yörünge şunu göstermektedir ki, çift sistem çarpışma ile
oluşmuştur. Tüm bu özellikler çoklu yıldız sistemlerinde bileşenlerin birbirlerine
uyguladıkları kütleçekimsel tedirginliğin arttığı yakın geçişlerinde, çarpışma ile
oluşabileceklerine işaret etmektedir. Leigh ve Sills (2011), S1082’nin çoklu sistemlerde
bileşenler arasındaki etkileşimlerden kaynaklanan bir kökeni olabileceğini ve üçlü
sistemlerin karşılaşmalarının açık kümelerde BS oluşumuna önemli katkıda
bulunabileceğini göstermiştir. Üçüncü bileşen olduğuna inanılan BS (B), bir BS (Aa) ile
başka bir yıldızın (Ab) oluşturduğu ikili sistem etrafında dolanmaktadır. BS’nin bileşeni
(Ab), CMD’de dönüm noktasına yakın bölgede bulunmaktadır ve belirlenen kütlesi,
dönüm noktası kütlesinden önemli ölçüde büyüktür. M67 kümesi için dönüm noktası
kütlesi Mathieu ve Geller (2009) tarafından ~1.3Mʘ olarak belirlenmiştir. M67
kümesinde 2+2 (iki tane çift sistemden oluşan) karşılaşmaların daha sık olduğunu,
ancak 2 BS içerdiği için S1082’nin 2+3 veya 3+3 karşılaşma ile oluşması gerektiğini
belirtmiştir. Üçlü sistemlerin kararlı kalabilmesi için, kütle oranının etkisi ihmal
edildiğinde iç (Pin, ikili sisteme ait) ve dış (Pout, üçüncü bileşene ait) yörünge dönemleri
oranının, dış yörüngenin dışmerkezlik değerinin (eout) aşağıdaki fonksiyonuna uyması
gerekmektedir (Mardling ve Aarseth, 2001):
Bu değer ES Cnc için Pout/Pin≥25.72 değerine karşılık gelmektedir ve literatürde verilen
yörünge dönemleri bu koşula uymaktadır. van den Berg vd. (2001) ve Sandquist vd.
(2003), ardı ardına gerçekleşecek 2+2 veya bir tane 3+3 karşılaşmasının S1082
sistemini oluşturabileceğini belirtmiştir. Ancak bu çalışmada 3+3 karşılaşması için
hesaplanan zaman ölçeği oldukça uzundur. Dinamik olarak yakın çift ve üçüncü bir
yıldızın karşılaşması sonucu oluşum ise çok da olası görünmemektedir.
151
Sistemin literatürdeki minimum zamanları ile Kepler K2 gözlemlerinden belirlenen
minimum zamanları kullanılarak (O-C) diyagramı oluşturulmuştur (Şekil 4.76). (O-C)
değişimi modellenebilir bir dağılım göstermemektedir. Kepler verileri için ışık
elemanları, sadece bu verilerden elde edilen minimum zamanları kullanılarak
belirlenmiştir. Sadece Kepler verileri için oluşturulan O-C değişimi, minimumların az
miktarda gözlem noktasından (her minimum için ortalama 20-25 nokta) elde
edilmesinden dolayı “phase smearing” 19 etkisi göstermektedir (Şekil 4.77). Her
minimum bölgesinde ortalama 20-25 fotometrik ölçüm bulunmaktadır. Daha az nokta
ile temsil edilen ikinci minimum bölgesinde görülen yapay değişim, daha fazla nokta ile
temsil edilen birinci minimum noktalarında görülen değişimden daha yüksek genliğe
sahiptir. Minimum zamanları Gökay, Derman ve Gürol (2017)’dan alınmıştır. Bu etki
sisteme ait bir değişimi temsil etmediği için, ışık elemanlarında sadece doğrusal
düzeltme gerçekleştirilmiştir.
Şekil 4.76 ES Cnc sistemine ait O-C eğrisi, modellenebilir bir dağılım
göstermemektedir. Kepler gözlemlerinden elde edilen noktalar grafik
üzerinde işaretlenmiştir. Diğer minimum zamanları literatürden alınmıştır.
Işık elemanları olarak T0(HJD)=2454173.337, P=1.0677968 gün (Pribulla
vd., 2008) değerleri kullanılmıştır.
19 Bazı fotometrik veriler, ışık değişimini tam olarak temsil edemeyecek kadar uzun poz süreleri ile
alınmış verilerden oluşabilir. Bu duruma en iyi örneklerden birisi Kepler long-cadence (~30dk poz süresi)
verileridir. Bu durumda değişimin genliği ve süresi hatalı belirlenebilir (Wilson ve Van Hamme, 2016).
Benzer şekilde, minimum zamanı hesaplamalarında, eğer fotometrik gözlem sayısı minimum bölgesini
yeteri kadar kapsamıyorsa ve ardışık iki gözlemsel veri arasındaki zaman farkı, incelenen sistemin
döneminin tam böleni değilse, her çevrimde minimum belirlenen noktalar eşit miktarda aynı yöne doğru
kayacaktır. İncelenen sistemin doğasından kaynaklanmayan bu değişimlere “phase smearing” denir.
Kepler verileri
152
Şekil 4.77 ES Cnc sisteminin Kepler verilerinden elde edilen minimum zamanları, O-C
diyagramında belirgin bir “phase smearing” etkisi göstermektedir.
ES Cnc’nin 2MASS JHKs gözlemleri, toplam 3 yıldan uzun gözlenmiştir (Şekil 4.78).
Gözlemsel veri, bu 3 yıllık sürede yıldızın gözlenmediği boşluklara göre toplam 4 gruba
(sezon) ayrılmıştır. Kepler K2 gözlemleri ise yaklaşık 75 günlük bir aralığı
kapsamaktadır. Sistemin Kepler ışık eğrisinin her bir çevriminde ölçülen 1.minimum ve
maksimum, 2.minimum ve maksimum akı miktarı değişim göstermektedir. Bu
değişimin biçimine göre veriler, ortalama akıda değişim olmayan, azalan veya artan
bölgeler dikkate alınarak toplam 6 bölgeye ayrılmıştır (Şekil 4.79).
2MASS tarafından gerçekleştirilen her bir gözlemde, zamana göre ardışık 6 veri alınır
(bkz. EK-1). Bu 6 verilik setler içinde sapma gösteren noktalar ve evrelendirme
sonrasında önceki ve sonraki 3, toplam 6 noktaya göre aşırı sapma gösteren noktalar
temizlenmiştir. Ayrıca sezon-4’e ait verilerin sayısı yeterli olmadığı için analize dahil
edilmemiştir. Sezonlara ve temizleme sonrasında analiz edilen verilerin miktarına ait
bilgi Çizelge 4.56’de verilmiştir.
Sistem 2MASS kalibrasyon alanı içinde kaldığı için arşivde, 1997-2000 yılları arasında
toplam 4 grup gözlemi bulunmaktadır (Şekil 4.78). 2MASS kalibrasyon algoritması
nedeniyle bir gözlemdeki her ölçüm ard arda 6 defa tekrarlanmaktadır. Gürültü düzeyini
düşürebilmek için bu 6 tekrarın her birinin ortalaması tek nokta olarak alınmıştır. Ayrıca
6 ölçümlük bu setler içinde sapma gösteren noktalar ve evrelendirme sonrasında önceki
153
ve sonraki 3, toplam 6 noktaya göre aşırı sapma gösteren noktalar temizlenmiştir. Her
yıla karşılık gelen veri gruplarının evre-parlaklık grafikleri ayrı ayrı incelendiğinde, ışık
eğrilerinin birbirlerinden farklı oldukları görülmüştür (Şekil 4.81). Bu nedenle ışık
eğrisi analizi yapılırken herbiri ayrı dikkate alınmıştır. Ayrıca 2000 yılına karşılık gelen
son gruba ait verilerin sayısı yeterli olmadığı için analiz edilmemiştir.
Sisteme ait Kepler fotometrik verileri ~75 günlük bir dönemde sürekli olarak alınmıştır.
Evrelendirilmiş her bir ışık eğrisinin 1.ve 2.minimum derinlikleri çevrimden çevrime
değişim göstermektedir (Şekil 4.79). Şekilde artan, azalan yönde değişim ve sabit olan
bölgeler kendi içlerinde gruplandırılmış ve oluşturulan toplam 6 bölge içindeki veriler
ayrı ayrı analiz edilmiştir.
Şekil 4.78 ES Cnc sistemine ait 2MASS fotometrik verileri, gözlenebildiği dönemlere
göre bölgelere ayrılmıştır.
Çizelge 4.56 ES Cnc sistemine ilişkin 2MASS gözlemleri, çizelgedeki sezonlara
bölünmüş ve ışık eğrisi analizi yapılan toplam fotometrik ölçüm sayıları
belirtilmiştir.
Sezon No Gözlem Aralığı Toplam Veri Sayısı
Başlangıç Bitiş J H Ks
1 Kasım 1997 Nisan 1998 72 69 71
2 Kasım 1998 Mayıs 1999 250 241 245
3 Ekim 1999 Mayıs 2000 247 239 264
4 Ekim 2000 Aralık 2000 18 19 18
154
Şekil 4.79 Üst panelde Kepler teleskobu verileri kullanılarak elde edilmiş ortalama ışık
eğrisi görülmektedir. Alt panelde ise Kepler ışık eğrilerinde minimum ve
maksimum seviyeleri arasındaki fark çevrimden çevrime değişim
göstermektedir. Gözlemsel veri, değişimin arttığı, sabit kaldığı ve azaldığı
bölgeler dikkate alınarak bölgelere ayrılmıştır.
Ab bileşeni anakol üzerinde ise sıcaklığı (T2~5600K, Çizelge 4.57) kromosferik aktivite
gösteren yıldızlar ile uyumludur. Zamana bağlı fotometrik veri incelendiğinde, ışık
eğrilerinin maksimum seviyelerinde belirgin bir değişim görülmektedir (Şekil 4.79 ve
Şekil 4.80).
155
Şekil 4.79’te gösterilen her bölgeye ait fotometrik veri 0.25 evresine normalize edilerek
normal noktalar elde edilmiştir. Bu normal noktalar, en uygun modelleri temsil eden
eğriler ile beraber Şekil 4.80 ve Şekil 4.81’te verilmiştir. Sistemin Aa ve Ab
bileşenlerine ait evrelendirilmiş dikine hız ölçümleri ve hata barları ile, bu verilere en
uygun modeli temsil eden eğri Şekil 4.82’da görülmektedir. En uygun modele ait
parametreler ise Çizelge 4.57 ve Çizelge 4.58’te verilmiştir. ES Cnc sistemine ait
belirlenmiş mutlak parametreler ise Çizelge 4.60’da bulunmaktadır.
Işık eğrisi çözümleri Wilson-Devinney (WD) programı ile yapılmıştır. 2MASS ve
Kepler ışık eğrilerinin WD ile analizinde gerekli olan katsayılar hesaplanarak program
içine eklenmiştir (ayrıntılı bilgi için bkz. EK-4 ve EK-5). Sisteme ait ışık eğrileri ayrık
modda (mod=2) çözülmüştür. Kenar kararma katsayıları Van Hamme (1993)’ten
alınmıştır (Gökay, Gürol ve Derman, 2013 ve Gökay, Özdemir ve Gürol, 2019) ve
çözümlerde logaritmik kenar kararma katsayıları kullanılmıştır. Yakın çift sistemin
bileşenlerine ait potansiyel değerleri ve baş bileşenin sıcaklığı Pribulla vd. (2008)’den
alınmış ve çözümler sırasında sabit tutulmuştur.
Sisteme ait güncel bir ışık eğrisi çözümü Yakut vd. (2009) tarafından verilmiştir.
Burada verilen bazı çözüm parametreleri (q=0.77, i=68°, T1=7325K, 1=4.12, 2=4.67)
sistemin ışık eğrisi çözümünde başlangıç değeri olarak dikkate alınmıştır.
Çizelge 4.57 Toplam 6 bölüme ayrılmış Kepler fotometrik verilerinin çözümünden elde
edilen ortalama model parametreleri görülmektedir.
T2 (K) 5603 ± 179
a (Rʘ) 6.67 ± 0.09
V(km/s) 5.83 ± 1.57
L1/LT 0.482 ± 0.005
L3/LT 0.430 ± 0.008
2 (Vr1)
2 (Vr2)
2 (L.C.)
2.347921
7.280018
0.000221
156
Şekil 4.80 ES Cnc’nin 6 ayrı dilime ayrılmış Kepler verilerinden türetilen
evrelendirilmiş teorik ve gözlemsel ışık eğrileri. Işık eğrileri 0.25 evresine
normalize edilmiştir. Sürekli çizgiler, ışık eğrisi çözümü ile ulaşılan en iyi
modeli temsil etmektedir.
Çizelge 4.58 3 bölüme ayrılmış 2MASS fotometrik verisinin analizinden elde edilen
ortalama parametre değerleri.
T2 (K) 5603 ± 322
a (Rʘ) 6.67 ± 0.04
V(km/s) 5.83 ± 0.70
L1/LT
J
H
Ks
0.466 ± 0.021
0.455 ± 0.017
0.455 ± 0.018
L3/LT
J
H
Ks
0.380 ± 0.020
0.400 ± 0.018
0.400 ± 0.018
2
Vr1
Vr2
J
H
Ks
2.0978
6.7663
0.0187
0.0143
0.0133
157
Şekil 4.81 2MASS ışık eğrilerinin sezonlara göre çözümleri görülmektedir. Sürekli eğri
modeli, noktalar ise gözlemsel veriyi temsil etmektedir.
158
Şekil 4.82 ES Cnc sisteminin örten bileşeninin baş (Aa) ve yoldaş (Ab) yıldızlarına ait
dikine hız verileri hata barları ile görülmektedir (van den Berg vd., 2001,
Sandquist vd., 2003). Bu verileri temsil eden ve WD kodu ile üretilmiş en
uygun model sürekli çizgi ile gösterilmiştir.
Sisteme ait leke parametreleri Çizelge 4.59’de verilmiştir. Tabloda ortalama HJD
sütununda verilen değerler, leke parametresi belirlenmiş olan sezona ait verilerin
yaklaşık orta zamanını göstermektedir. Parametrelerin değişimi grafik olarak Şekil
4.83’de verilmiştir.
Çift sistemin ışık eğrisinde maksimum seviyeler arasında sezondan sezona değişim
gösteren bir fark görülmektedir. Işık eğrisinde çöküntü gösteren bölgeler, yıldız lekeleri
ile modellenmiştir. Leke modellemesinde sıcaklık faktörü (0.8) ve lekenin enlemi (90°)
sabit alınmış, sadece lekenin boylamı ve çapı değiştirilmiştir.
S1082, şiddetli x-ışın akısına sahiptir (Belloni, Verbunt ve Mathieu, 1998, Berg,
Verbunt ve Robert D. Mathieu, 1999) ve bu akının şiddeti zamanla değişim
göstermektedir (Berg vd., 2003). X-ışın akısındaki değişim ve sistemin tayfında
gözlenen Ca II H-K çizgileri (Yakut vd., 2009) sistemde kromosferik aktivite gösteren
bir bileşenin varlığına işaret etmektedir. Goranskij vd. (1992) ve van den Berg vd.
(2001), ışık eğrilerinin maksimum seviyelerinde değişimlerin bulunduğunu
belirtmişlerdir. Ancak van den Berg vd. (2001), fotometrik verilerindeki saçılma ve ışık
159
eğrilerindeki evre olarak boşluklar nedeniyle yaptıkları çözümde leke
kullanamamışlardır. Pribulla vd. (2008) manyetik etkinlik gösteren yıldızın baş bileşen,
Sandquist vd. (2003) ve Yakut vd. (2009) yoldaş bileşen olduğunu belirtmiştir. Ayrıca
her üç çalışmada da ışık eğrisini modelleyebilmek için iki adet leke dikkate almışlardır.
Çizelge 4.59 ES Cnc sisteminin modellenmesi ile elde edilen leke parametreleri
görülmektedir. Çözümde kullanılan iki leke de soğuk olan ikinci bileşen
üzerine yerleştirilmiştir. Lekelerin enlemleri sabit 90° ve sıcaklık
faktörleri (Tleke/Tfotosfer) 0.8 olarak kabul edilmiştir.
1.Leke 2.Leke
Ortalama HJD Boylam (°) Yarıçap (°)
Doldurma
Parametresi20 Boylam (°) Yarıçap (°)
Doldurma
Parametresi
Kepler
Bölge-1 2457150.79442 82 20 0.0302 330 22 0.0364
Bölge-2 2457167.95445 90 17 0.0218 350 24 0.0432
Bölge-3 2457177.00435 74 18 0.0245 360 22 0.0364
Bölge-4 2457186.11989 60 21 0.0332 320 17 0.0218
Bölge-5 2457195.75960 70 17 0.0218 296 21 0.0332
Bölge-6 2457206.94077 72 19 0.0272 304 23 0.0397
2MASS
Bölge-1 2450864.00293 40 20 0.0302 350 20 0.0302
Bölge-2 2451211.97217 169 20 0.0302 11 22 0.0364
Bölge-3 2451577.16548 82 20 0.0302 340 20 0.0302
Şekil 4.83 ES Cnc sisteminde 2MASS ve Kepler ışık eğrilerinin çözümünden belirlenen
leke parametrelerinin zamana göre değişimi görülmektedir. PDCSAP akı ile
lekenin doldurma parametresi (filling factor) dağılımı arasındaki korelasyon
katsayısı R=-0.745 olarak hesaplanmıştır.
20 Lekenin kapladığı alanın tüm fotosfer alanına oranı olarak tanımlanır (Marino vd., 2000).
160
Sistemin fotometrik ve tayfsal yörünge çözümlerinden elde edilen parametreler
kullanılarak bileşenlere ait mutlak parametreler elde edilmiştir. Bileşenlerin dikine
hızlarına ilişkin yarı genlikleri (km/s), yörünge dışmerkezliği, yörünge dönemi (gün) ve
yörünge eğim açısı kullanılarılarak aşağıda verilen ifadeden yörünge yarı-büyük eksen
uzunluğu hesaplanmıştır:
Yarı-büyük eksen uzunluğu ve bileşenlerin kesirsel yarıçap değerlerinden mutlak
yarıçap değerleri hesaplanmıştır. Bolometrik parlaklık ve ışınım gücü değerleri ise
aşağıda verilen ifadelerden yararlanılarak bulunmuştur:
Bu parametrelere ek olarak bileşen yıldızların yüzey çekim ivmeleri ve sistemin
uzaklığı aşağıda verilmiş olan ifadelerden yararlanılarak elde edilmiştir:
Her iki bileşenin uzaklıkları ayrı ayrı hesaplanmış ve ağırlıklı ortalaması alınarak
sistemin uzaklığı belirlenmiştir. ES Cnc sistemine ilişkin mutlak parametreler Çizelge
4.60’de verilmiştir.
Çizelge 4.60 ES Cnc sisteminin örten bileşenlerine ait mutlak parametreler.
Baş Bileşen Yoldaş Bileşen
M (Mʘ) 1.96 ± 0.04 1.51 ± 0.04
R (Rʘ) 2.03 ± 0.03 1.46 ± 0.03
L (Lʘ) 10.661 ± 0.424 1.887 ± 0.282
log g [cgs] 4.12 ± 0.12 4.29 ± 0.14
Mbol (kadir) 2.190 ± 0.059 4.069 ± 0.084
Mv (kadir) 2.282 ± 0.059 4.278 ± 0.084
d (pc) 878 ± 34
161
4.3.10 Kaynak 10 (S975)
Bu kaynağın optik karşılığı GSC 814 1931 (S975) olarak belirlenmiştir. S975’e ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.61’de verilmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme
üyesidir (Çizelge 4.62). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine
göre üyelik olasılığı %73 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.61 S975 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk14s
Dik Açıklık (J2000) 11°45'02"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 14m.770
TUG
RTT150
g' (5240Å) 11m.197
r' (6700Å) 10m.963
i' (7900Å) 10m.939
z' (9100Å) 10m.934
2MASS
J (12350Å) 10m.081
H (16620Å) 9m.993
Ks (21590Å) 9m.918
GAIA
G (6730Å) 10m.977
BP (5320Å) 11m.206
RP (7970Å) 10m.617
Çizelge 4.62 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. İkinci kolonda
dikkate alınan parametre(ler) verilmiştir.
Üyelik
Olasılığı
(%)
Kullanılan
Parametre(ler) Referans
90 μ Sanders (1977)
100 μ, Vr Milone ve Latham (1994)
0 μ, konum Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
0 (0, 47) μ, Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)
73 μ, ϖ Bu çalışma
S975, 23 Aralık 2007 tarihinde iki adet tayfı alınmıştır (Şekil 4.84). Bu tayfların
ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu kaynağın tayf türü F4 V olarak
belirlenmiştir. S975’in literatürdeki tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi
değerleri Çizelge 4.63’de verilmiştir.
162
Şekil 4.84 S975 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfları ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
Çizelge 4.63 S975 için literatürde verilmiş ve bu çalışmada belirlenmiş olan
parametreler.
Tayf Türü Teff (K) log g Referans
F3 6490 3.44 Mathys (1991)
6490 3.44 Landsman vd. (1998)
F5 V 6470-700 3.5-3.7 Liu vd. (2008)
F4 V Bu çalışma
S975, 2MASS tarafından kalibrasyon gözlemi yapılan alan içerisinde kalmaktadır ve
kalibrasyon veri tabanında JHKs bantlarının her birinde 3692 ölçümü bulunmaktadır.
Ancak 2MASS fotometrik arşivindeki parlaklık değerlerinin incelenmesi sonucunda
yıldızda zamana bağlı olarak herhangi bir parlaklık değişimi belirlenememiştir.
Milone vd. (1992) tarafından kaynağın ortalama dikine hızı 33.61 km/s olarak verilmiş,
1000 günden daha uzun süreli ve 10 km/s’den daha büyük yarı-genlikli bir yörünge
hareketi olabileceğini belirtilmiştir. Latham ve Milone (1996) yaptıkları uzun süreli
163
tayfsal gözlemlerden, sistemi düşük dışmerkezlik değerine sahip (e=0.088±0.060)
P=1221 gün dönemli tek çizgili tayfsal bir çift olarak belirtmiştir. Sandquist vd. (2003),
tayfsal olarak belirlenen yörünge dönemi ve dışmerkezlik değerini sırasıyla P=1231±8
gün ve e=0.124±0.048 vermiştir. Liu vd. (2008) tarafından da uzun dönemli tayfsal çift
olduğu belirtilmiştir.
Mathys (1991), S975’in fotometrik olarak belirledikleri sıcaklık değerinin, yakınında
bulunan bir yıldızın ışığı nedeniyle yanlış belirlenmiş olabileceğini belirtmiştir.
Shetrone ve Sandquist (2000), S975’ten ~3" uzaklıkta bulunan MMJ5554 sisteminin
buna neden olabileceği ancak fotometrik ve tayfsal olarak belirlenen sıcaklıkların
birbirlerine çok yakın olduğunu, bu katkının düşük olması gerektiğini belirtmiştir. S975
ve MMJ5554 için V bandı parlaklıkları sırasıyla 11m.078 ve 12m.839 olarak
verilmektedir (Montgomery, Marschall ve Janes, 1993).
Milone vd. (1992), S975’in kütle aktarımının son ve yavaş aşamasında olabileceğini
belirtmiştir. Leonard (1996), sistemin C türü kütle aktarımı sonucu oluşmuş
olabileceğini belirtmiştir. Bu durumdaki sistemlerde yörünge dönemi çok uzun (binlerce
gün mertebesinde) olabilmektedir. Sistemin başlangıçtaki baş bileşeninin, kütlesinin
büyük kısmını yoldaş bileşenine aktarmış olması BS bölgesinde görünmesine neden
olabilir. Landsman vd. (1998), sistemde güçlü bir UV artık olduğunu belirlemiş ve sıcak
bir bileşenin olabileceğini belirtmiştir. Sistemdeki düşük kütleli bileşenin varlığı ve
sistemin yörünge dış merkezliğinin düşük olması, BS bileşenin kütle aktarımı yoluyla
oluştuğu senaryosunu kuvvetlendirmektedir (Landsman vd., 1998).
4.3.11 Kaynak 11 (S434)
Bu kaynağın optik karşılığı GSC 813 1524 (S434) olarak belirlenmiştir. S434’e ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.64’de verilmiştir. Kaynak özhareket ve dikine
hız değerlerine göre Sanders (1977) ve Geller, Latham ve Mathieu (2015) tarafından
küme üyesi olarak belirtilmiş, Zhao vd. (1993) tarafından ise özhareket değerlerine göre
küme üyesi olmadığı belirtilmiştir. GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket
değerlerine göre üyelik olasılığı %80 olarak belirlenmiştir. Geller, Latham ve Mathieu
(2015) S434’ün tek yıldız olduğunu belirtmiştir. S434 Kepler tarafından gözlenen alan
164
içerisinde kalmaktadır. Bu veriler kullanılarak oluşturulan periodograma göre sistemde
herhangi bir dönemli değişime rastlanmamıştır.
Çizelge 4.64 S434 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa50dk12s
Dik Açıklık (J2000) 11°19'40"
FUV (1528Å) 23m.207
NUV (2271Å) 16m.825
2MASS
J (12350Å) 11m.366
H (16620Å) 11m.064
Ks (21590Å) 10m.989
GAIA
G (6730Å) 12m.399
BP (5320Å) 12m.732
RP (7970Å) 11m.915
4.3.12 Kaynak 12 (S751)
GALEX koordinatlarına göre bu kaynağın optik karşılığı NGC 2682 16 (S751) olarak
belirlenmiştir. S751’e ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.65’da verilmiştir.
Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Geller, Latham
ve Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre
üyelik olasılığı %84 olarak belirlenmiştir.
Geller, Latham ve Mathieu (2015), S751’in tek yıldız olduğunu belirtmiştir. M67
kümesindeki BS türü yıldızlardan birisidir (Ahumada ve Lapasset, 1995). Leiner vd.
(2019) S751’in küme CMD’sinde Dor türü yıldızların bulunduğu bölgede olduğunu
belirtmiştir. Ayrıca ışık değişimi gösterdiğini, ancak belirledikleri değişim dönemi (P~5
gün), Dor türü yıldızların değişim dönemi ile (0.4 gün < P < 3 gün, Kaye vd., 1999)
uyumlu olmadığını, bu nedenle hızlı dönen bir yıldız (fast rotator) olabileceğini
belirtmiştir. S751’in Kepler teleskobu arşivinde ışık eğrisi verisi bulunmamaktadır.
165
Çizelge 4.65 S751 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa50dk48s
Dik Açıklık (J2000) 11°44'51"
FUV (1528Å) 22m.665
NUV (2271Å) 16m.868
2MASS
J (12350Å) 11m.746
H (16620Å) 11m.526
Ks (21590Å) 11m.459
GAIA
G (6730Å) 12m.591
BP (5320Å) 12m.849
RP (7970Å) 12m.182
4.3.13 Kaynak 13 (S1216)
Bu kaynağın optik karşılığı NGC 2682 216 (S1216) olarak belirlenmiştir. S1216’ya ait
konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.66’de verilmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme
üyesidir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Krone-Martins vd., 2010, Geller, Latham ve
Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre
üyelik olasılığı %88 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.66 S1216 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk42s
Dik Açıklık (J2000) 11°43'37"
FUV (1528Å) 22m.627
NUV (2271Å) 17m.283
TUG
RTT150
g' (5240Å) 12m.948
r' (6700Å) 12m.550
i' (7900Å) 12m.499
z' (9100Å) 12m.456
2MASS
J (12350Å) 11m.596
H (16620Å) 11m.364
Ks (21590Å) 11m.284
GAIA
G (6730Å) 12m.577
BP (5320Å) 12m.874
RP (7970Å) 12m.124
S1216, SB1 türü tayfsal çift sistemdir (Geller, Latham ve Mathieu, 2015). Mathieu,
Latham ve Griffin (1990) yaptıkları tayfsal gözlemlerden, sistemin P=60.445 gün
dönem ve e=0.451 dış merkezliğe sahip tek çizgili tayfsal çift olduğunu belirlemiştir.
166
4.3.14 Kaynak 14 (S1589)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı NGC 2682 287 (S1589) olarak
belirlenmiştir. S1589’a ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.67’de verilmiştir.
Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Krone-Martins
vd., 2010, Geller, Latham ve Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve
özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %76 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.67 S1589 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa52dk19s
Dik Açıklık (J2000) 11°43'25"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 17m.305
2MASS
J (12350Å) 11m.590
H (16620Å) 11m.350
Ks (21590Å) 11m.259
GAIA
G (6730Å) 12m.549
BP (5320Å) 12m.846
RP (7970Å) 12m.097
S1589, Mermilliod, Mayor ve Udry (2009) tarafından tayfsal olarak gözlenmiş ve
P=7383 gün dönemli ve e=0.615 dışmerkezlikli yörüngeye sahip tek çizgili tayfsal çift
olduğu belirlenmiştir. Gonzalez (2016), S1589’un Kepler teleskobu gözlemleri ile
oluşturdukları periodogramdan P=34.88689 gün değişim dönemi bulmuş, ancak belirgin
bir ışık değişimine karşılık gelmediğini belirtmiştir. Kaynağın Kepler teleskobu
fotometrik veri arşivinde bulunan verisi kullanılarak oluşturulan periodograma göre
dönemli bir değişim göstermemektedir.
4.3.15 Kaynak 15 (S926)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı 2MASS J08512593+1133001
(S926) olarak belirlenmiştir. S926’ya ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.68’de
verilmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993,
Krone-Martins vd., 2010, Geller, Latham ve Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki
paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %75 olarak belirlenmiştir.
167
Çizelge 4.68 S926 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk26s
Dik Açıklık (J2000) 11°33'01"
FUV (1528Å) 23m.032
NUV (2271Å) 17m.331
2MASS
J (12350Å) 11m.635
H (16620Å) 11m.403
Ks (21590Å) 11m.300
GAIA
G (6730Å) 12m.574
BP (5320Å) 12m.869
RP (7970Å) 12m.122
S926’nın, Kepler teleskobu verileri ile oluşturulmuş periodogramını kullanarak
Gonzalez (2016) P=18.276964 günlük bir değişim dönemi belirlemiştir. Ancak bu
dönem ile evrelendirildiğinde ışık eğrisinde belirgin bir değişim gözlenmediğini
belirtmiştir (Şekil 4.85). Yıldızın 2MASS arşivindeki fotometrik gözlemleri kullanılarak
parlaklık değişimi gösterip göstermediği incelenmiştir. Ancak 1 gün ve harmonikleri
dışında ve uygun SNR oranına sahip herhangi bir değişim belirlenememiştir.
Şekil 4.85 S926’nın Gonzalez (2016) tarafından belirlenmiş P=18.276964 gün dönem
değerine göre evrelendirilmiş, Kepler teleskobu fotometrik verisi.
168
4.3.16 Kaynak 16 (S610)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı NGC 2682 3 (S610) olarak
belirlenmiştir. S610’a ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.69’te verilmiştir.
Sanders (1977), Zhao vd. (1993) ve Geller, Latham ve Mathieu (2015) kaynağın küme
üyesi olduğunu, Krone-Martins vd. (2010) ise küme üyesi olmadığını belirtmiştir. GAIA
DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %85 olarak
belirlenmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir.
Çizelge 4.69 S610 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa50dk34s
Dik Açıklık (J2000) 11°46'27"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 17m.337
2MASS
J (12350Å) 11m.824
H (16620Å) 11m.596
Ks (21590Å) 11m.517
GAIA
G (6730Å) 12m.737
BP (5320Å) 13m.018
RP (7970Å) 12m.302
Brucalassi vd. (2017), S610’un tayfsal gözlemlerinden dikine hız ölçümlerini yapmıştır.
Sistem dikine hız değişimi göstermemektedir (Şekil 4.86). Gonzalez (2016), S610’un
çok dönemli değişim gösteren bir “tek yıldız” olduğunu belirtmiş ve değişim
dönemlerinden birini P=34.532463 gün olarak vermiştir. Kepler teleskobu fotometrik
veri arşivindeki veriler bu döneme göre evrelendirilmiştir (Şekil 4.87). Şekil 4.87’ten,
yıldızda dönemli olmasa dahi parlaklığının sabit kalmadığı ve ortalama bir parlaklığa
göre değişim gösterdiğini söylemek mümkündür. Bu çalışmada yapılan incelemeler
sonucunda yıldızın Kepler verilerinde dönemli bir değişim gösterdiğine dair bilgiye
ulaşılamamıştır.
169
Şekil 4.86 S610 yıldızının Brucalassi vd. (2017) tarafından ölçülmüş dikine hızlar ve
bunların hata değerleri.
Şekil 4.87 S610 yıldızının P=34.532463 gün dönemi dikkate alınarak evrelendirilmiş
Kepler gözlemleri.
170
4.3.17 Kaynak 17 (S1506)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı NGC 2682 252 (S1506) olarak
belirlenmiştir. S1506’ya ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.70’te verilmiştir.
Kaynağın küme üyesi olma olasılığı yüksektir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Krone-
Martins vd., 2010, Geller, Latham ve Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki
paralaks ve özhareket değerlerine göre hesaplanan üyelik olasılığı %71’dir.
Çizelge 4.70 S1506 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk53s
Dik Açıklık (J2000) 12°04'19"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 17m.453
2MASS
J (12350Å) 11m.576
H (16620Å) 11m.314
Ks (21590Å) 11m.227
GAIA
G (6730Å) 12m.551
BP (5320Å) 12m.859
RP (7970Å) 12m.086
Gonzalez (2016), S1506 kaynağının tek yıldız olduğunu ve çoklu dönemli parlaklık
değişimi gösterdiğini, en baskın dönemin ise P=15.325387 olduğunu belirtmiştir.
Kaynağa ait bu döneme göre evrelendirilmiş Kepler verileri Şekil 4.88’de verilmiştir.
Parlaklıkta çok küçük genlikli (m~0m.0004) dönemli bir değişim olduğu, şekil
üzerindeki normal noktalardan görülmektedir. Kepler teleskobu verileri ile oluşturulan
periodogram, parlaklıkta f1=0.0668442092 gün-1 (genlik=12.6627292, evre=0.0885191)
frekanslı bir değişim olduğunu göstermektedir (P=14.96016 gün). Bu döneme göre
evrelendirilmiş ışık eğrisi ve normal noktalar Şekil 4.89’de verilmiştir. Normal
noktaların saçılma bandının, veriler 2P dönem ile evrelendirildiğinde azaldığı fark
edilmiştir. Bu nedenle değişim dönemi 2P=29.92032 gün olarak belirlenmiştir (Şekil
4.90).
171
Şekil 4.88 S1506’nın Gonzalez (2016) tarafından verilmiş P=15.325387 gün değişim
dönemine göre evrelendirilmiş Kepler teleskobu verileri. 0.01 evre aralıklar
ile oluşturulmuş normal noktalar, daha büyük semboller ile gösterilmiştir.
Şekil 4.89 S1506’nın Kepler arşivindeki fotometrik verileri kullanılarak oluşturulan
periodogram, parlaklıkta P=14.96016 gün dönemli değişim olduğunu
göstermektedir. Şekil üzerinde normal noktalar, daha büyük semboller ile
gösterilmiştir.
172
Şekil 4.90 2P=29.92032 gün döneme göre evrelendirilmiş Kepler verileri.
4.3.18 Kaynak 18 (S856)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı 2MASS J08505604+1209288
(S856) olarak belirlenmiştir. S856’ya ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.71’te
verilmiştir. Sanders (1977), Zhao vd. (1993) ve Geller, Latham ve Mathieu (2015)
kaynağın küme üyesi olduğunu belirtmiştir. Krone-Martins vd. (2010) özhareket
değerlerinden S856’nın küme üyelik olasılığını %32 olarak vermiştir. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %80 olarak
belirlenmiştir. Bu sonuca göre kaynağın küme üyesi olma olasılığı oldukça yüksektir.
Ahumada ve Lapasset (1995), S856’nın küme üyesi BS türü yıldızlar arasında olduğunu
belirtmiştir. Kepler ve 2MASS arşivinde bulunan fotometrik verilerin analizinden
dönemli herhangi bir değişim bulunamamıştır.
173
Çizelge 4.71 S856 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa50dk56s
Dik Açıklık (J2000) 12°09'28"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 17m.676
2MASS
J (12350Å) 12m.294
H (16620Å) 12m.087
Ks (21590Å) 11m.983
GAIA
G (6730Å) 13m.217
BP (5320Å) 13m.497
RP (7970Å) 12m.779
4.3.19 Kaynak 19 (S1313)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı NGC 2682 199 (S1313) olarak
belirlenmiştir. S1313’e ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.72’da verilmiştir.
Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Krone-Martins
vd., 2010, Geller, Latham ve Mathieu, 2015). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve
özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %81 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.72 S1313 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk37s
Dik Açıklık (J2000) 11°54'59"
FUV (1528Å) 23m.512
NUV (2271Å) 17m.830
TUG
RTT150
g' (5240Å) 13m.440
r' (6700Å) 12m.994
i' (7900Å) 12m.942
z' (9100Å) 12m.897
2MASS
J (12350Å) 12m.096
H (16620Å) 11m.819
Ks (21590Å) 11m.763
GAIA
G (6730Å) 13m.078
BP (5320Å) 13m.376
RP (7970Å) 12m.615
174
4.3.20 Kaynak 20 (S927)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı 2MASS J08511405+1133306
(S927) olarak belirlenmiştir. S927’ye ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.73’de
verilmiştir. Sanders (1977), Zhao vd. (1993) ve Geller, Latham ve Mathieu (2015)
kaynağın küme üyesi olduğunu belirtmiştir. Krone-Martins vd. (2010) özhareket
değerlerinden S856’nın küme üyelik olasılığını %46 olarak vermiştir. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %79 olarak
belirlenmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir.
Çizelge 4.73 S927 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk14s
Dik Açıklık (J2000) 11°33'31"
FUV (1528Å) -
NUV (2271Å) 17m.843
2MASS
J (12350Å) 12m.274
H (16620Å) 12m.028
Ks (21590Å) 11m.941
GAIA
G (6730Å) 13m.184
BP (5320Å) 13m.471
RP (7970Å) 12m.737
S927, Gonzalez (2016) tarafından küme üyesi bir dönen değişen olarak tanımlanmış ve
Kepler teleskobu arşivinde verilmiş ölçümleri kullanarak parlaklık değişim dönemini
P=10.289683 gün olarak vermiştir. Aynı verileri kullanarak oluşturulan periodogram,
kaynağın parlaklığında f1=0.0989294222 gün-1 frekanslı bir değişim olduğunu
göstermektedir (P=10.10822 gün). Her iki değişim dönemi ile evrelendirilmiş akı
değerleri sırayla Şekil 4.91 ve Şekil 4.92’da verilmiştir.
175
Şekil 4.91 S927’nin, Gonzalez (2016) tarafından verilmiş P=10.289683 gün değişim
dönemine göre evrelendirilmiş Kepler verileri. Normal noktalar daha büyük
semboller ile gösterilmiştir.
Şekil 4.92 S927’nin, P=10.10822 gün değişim dönemine göre evrelendirilmiş Kepler
verileri. Normal noktalar daha büyük semboller ile gösterilmiştir.
176
4.3.21 Küme üyesi olmayan yıldızlar
M67 kümesi doğrultusunda bulunan NUV bandında en parlak 20 kaynağın TUG
RTT150 teleskobu Cassegrain odağında bulunan TFOSC tayfçekeri ile tayfsal gözlemi
yapılmıştır. Ancak bu kaynakların 10 tanesi küme üyesi değildir. Bu kaynakların tayf
türleri belirlenmiştir ve NUV Parlaklık sıralamasına göre verilen sıra numarasına göre
aşağıda incelenmiştir.
4.3.21.1 Kaynak 02 (GSC 814 601)
NUV filtresinde en parlak ikinci kaynak, kümenin izdüşüm merkezine göre kenar
kısımlarında (r~20') bulunmaktadır. GALEX gözlemlerinde verilmiş olan
koordinatlarına göre (=08sa51dk27s, =12º07'41"), kaynağın optik karşılığı 1" yarıçaplı
çember içinde kalan GSC 814 601’dir. Kaynak, Holden (1978) tarafından görsel çift
yıldız olarak verilmiştir. Sonrasında çeşitli tarama gözlemlerinde farklı filtrelerde
parlaklık ölçümleri gerçekleştirilmiştir (Africano vd., 1978, Olsen, 1994). GSC 814
601’in çeşitli filtrelerdeki parlaklıkları Çizelge 4.74’de verilmiştir. Sistemin öz hareket
(=-21.0 mas/yıl, =-32.2 mas/yıl, Høg vd., 2000) ve dikine hız (V=11.1 km/s,
Nordström vd., 2004) değerleri, M67 kümesi ile uyuşmamaktadır. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %5 olarak
belirlenmiştir. Bu nedenle kaynağın küme üyesi olmadığına karar verilmiştir.
Çizelge 4.74 GSC 814 601 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk27s
Dik Açıklık (J2000) 12°07'41"
FUV (1528Å) 16m.170
NUV (2271Å) 12m.500
2MASS
J (12350Å) 7m.285
H (16620Å) 7m.134
Ks (21590Å) 7m.086
GAIA
G (6730Å) 8m.145
BP (5320Å) 8m.339
RP (7970Å) 7m.836
Kaynak, bileşenlerinin V parlaklıkları sırasıyla 8m.28, 10m.17 ve 11m.8 olan görsel üçlü
sistemdir (Pribulla vd., 2008). Nordström vd. (1997), ABC görsel üçlü sisteminin AB
177
bileşeni olan GSC 814 601’in SB321 türü tayfsal üçlü sistem olduğunu belirtmiştir.
Pribulla vd. (2008) fotometrik gözlemlerinde çok düşük genlikte (0m.013) tam tutulma
gözlemiş ve bunu B bileşeninin olası bir örten çift olmasına atfetmiştir. Görsel sistemin
üçüncü (C) bileşeni AB bileşenine 15".1 uzaktadır ve fotometrik ölçümleri etkilemediği
belirtilmiştir. A bileşeninin katkası, örten çift sistemin toplam ışınım gücünden
arındırılması durumununda, tutulma genliğinin 0m.09 olması gerektiğini hesaplamıştır.
Toplam üç tane minimum zamanı yayınlamıştır (HJD 2454145.85, 2454151.65,
2454157.47) ve sistemin ışık elemanlarını aşağıdaki gibi vermiştir:
MinI(HJD) = 2454145.85 + 5.81 x E 4.2
Fotometrik olarak belirledikleri dönem (P=5.81 gün), Nordström vd. (1997) tarafından
tayfsal olarak belirlenmiş dönem (P=5.81667±0.00086 gün) değeri ile oldukça
uyumludur. Tam tutulmadan yola çıkarak örten çiftin yarıçaplar oranını R2/R1=0.3
olarak hesaplamıştır. Pribulla vd. (2008) tarafından AB bileşeni tayfsal olarak da
gözlenmiş ve iki bileşene ait dönme hızı belirlenmiştir (v1sini=80km/s, v2sini=10km/s).
Pribulla vd. (2009), daha parlak ve hızlı dönen bileşenin (v1sini=80 km/s) tayfsal
genişleme fonksiyonunun (broadening function, BF, Rucinski, 1992, Rucinski, 2002)
dikine hızda durağan olduğunu belirtmiştir. Bu yıldız, büyük olasılıkla görsel çiftin A
bileşenidir. Ayrıca gözlemsel veri ile en uyumlu şablon tayfı BF kullanarak belirlemiş
ve tayf türünü F5 olarak vermişlerdir.
Kaynağın gösterdiği fotometrik değişim, Kepler verilerinden teyit edilmiştir.
Harmonikler temizlendikten sonra fotometrik verilerde toplam iki farklı dönemli
değişim olduğu belirlenmiştir (Çizelge 4.75). F2 frekansına karşılık gelen dönem için,
yaklaşık 75 günlük aralığı kapsayan gözlemsel veri kullanılarak toplam 7 yeni minimum
zamanı belirlenmiştir (Çizelge 4.76). Bu minimum zamanları kullanılarak oluşturulan
(O-C) diyagramı (Şekil 4.93) ile elde edilen güncellenmiş ışık elemanları Denklem
4.3’de verilmiştir.
Min(I)= 2457205.92263 + 5.81746117 xE 4.3
21 Kaynağın tayfında, 3 bileşene ait tayf çizgileri de ayrı olarak görülür.
178
Çizelge 4.75 Kepler teleskobu arşivindeki veriler kullanılarak belirlenen dönemli
fotometrik değişimlere ilişkin bilgiler.
Frekans
(gün-1)
Dönem
(gün) Gürültü S/G Genlik Frekans Genlik
F1 0.127243 7.858978 380.268335 11.292010 4299.643636 0.000158 92.169092
F2 0.171601 5.827472 338.390895 8.533860 3455.280756 0.000197 92.169092
Çizelge 4.76 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinden hesaplanan minimum
zamanları (Gökay, Derman ve Gürol, 2017).
Minimum Hatası Türü
2457141.93059 0.00050 I
2457153.56623 0.00082 I
2457159.38222 0.00100 I
2457165.20106 0.00032 I
2457171.01750 0.00945 I
2457194.28592 0.01062 I
2457205.92409 0.00060 I
Şekil 4.93 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinden elde edilen minimum
zamanları ile elde edilen (O-C) diyagramı. Diyagram oluşturulurken
kullanılan ışık elemanları Pribulla vd. (2008)’den alınmıştır.
Sisteme ait Kepler fotometrik verilerinin, güncellenmiş ışık elemanları kullanılarak
evrelendirilmiş ışık eğrisi Şekil 4.94’da verilmiştir. Kaynak, Gonzalez (2016) tarafından
verilen ve M67 bölgesinde Kepler gözlemleri ile belirlenmiş değişen yıldızların
verildiği katalogda değişen olarak tanımlanmamıştır. Kepler verileri ile oluşturulan
179
periodogram, kaynağın P=7.858978 gün dönemli bir değişime daha sahip olduğunu
göstermektedir (Çizelge 4.75). Çizelge 4.75’de verilmiş F1 frekansına karşılık gelen
değişim dönemi kullanılarak evrelendirilmiş parlaklık ölçümleri Şekil 4.95’de
verilmiştir.
Şekil 4.94 GSC 814-601 sistemine ait Kepler verilerinin, Denklem 4.3’de verilmiş olan
güncellenmiş ışık elemanları kullanılarak elde edilmiş ışık eğrisi.
Şekil 4.95 GSC 814 601 sisteminin Kepler teleskobu verileri kullanılarak belirlenmiş
P=7.858978 gün değişim dönemine göre evrelendirilmiş ölçümleri.
180
Kaynak 18 Aralık 2007 tarihinde tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil 4.96). Görsel
sistemdeki AB bileşeni teleskobun açıklığı içine alınmıştır. Bu tayflar ile ELODIE
(Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesinin çapraz korelasyonu sonucu, sistem için en
uygun tayf türü F0V olarak belirlenmiştir. Belirlenen tayf türü, Africano vd. (1978),
Pourbaix vd. (2004) ve Pribulla vd. (2008) tarafından verilen F0 ile uyumludur.
Şekil 4.96 GSC 814 601 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
4.3.21.2 Kaynak 05 (S436)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı S436 (GSC 813 2651) olarak
belirlenmiştir. S436'ya ait farklı filtrelerdeki parlaklık değerleri Çizelge 4.77’de
verilmiştir. S436 literatürde çoz az çalışılmış bir kaynaktır. Sanders (1977), Zhao vd.
(1993) ve Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007), S436’nın astrometrik
olarak M67 kümesine üye olmadığını belirtmişlerdir. GAIA DR2 kataloğundaki
181
paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %5 olarak belirlenmiştir. Bu
nedenle S436’nın küme üyesi olmadığı değerlendirilmiştir.
Çizelge 4.77 S436 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa50dk20s
Dik Açıklık (J2000) 11°21'28"
FUV (1528Å) 15m.980
NUV (2271Å) 13m.690
2MASS
J (12350Å) 8m.715
H (16620Å) 8m.607
Ks (21590Å) 8m.566
GAIA
G (6730Å) 9m.214
BP (5320Å) 9m.369
RP (7970Å) 8m.976
Yıldızın tayf türü, Pribulla vd. (2008) tarafından A5 olarak verilmiştir. Kaynak 23
Aralık 2007 tarihinde tayfsal olarak gözlenmiştir (Şekil 4.97). Alınan tayfın ELODIE
(Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu tayf türü A5V
olarak belirlenmiştir.
Şekil 4.97 S436 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve çapraz
korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren kütüphane tayfı.
182
4.3.21.3 Kaynak 06 (S1466)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814-1011 (S1466) olarak
belirlenmiştir. S1466’ya ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.78’de verilmiştir.
Sanders (1977), Zhao vd. (1993) ve Balaguer-Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007)
tarafından M67 kümesinin üyesi olmadığı belirtilmiştir. Girard vd. (1989) tarafından
yapılmış yüksek duyarlıklı özhareket çalışmasına göre kaynağın küme üyesi olma
olasılığı %21’dir. Landsman vd. (1998), S1466’nın muhtemelen küme üyesi olmadığını
ancak kümenin renk-parlaklık diyagramında BS türü yıldızların bulunduğu bölgede
bulunduğunu belirtmiştir. Schiavon, Caldwell ve Rose (2004), kaynağın özhareket
değerine göre küme üyesi olmadığını belirtmiştir. Frinchaboy ve Majewski (2008)
kaynağın özhareket değerine göre küme üyesi olmadığını ancak 29.79±2.21 km/s’lik
dikine hız değeri ile %73 olasılıkla küme üyesi olabileceğini belirtmiştir. Balaguer-
Núñez, Galadí-Enríquez ve Jordi (2007) tarafından astrometrik olarak %90 olasılıkla
küme üyesi olduğu belirtilmiştir. GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket
değerlerine göre bu kaynağın üyelik olasılığı %4 olarak belirlenmiştir. Bu nedenle
S1466 küme üyesi olarak alınmamıştır.
Çizelge 4.78 S1466 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk56s
Dik Açıklık (J2000) 11°51'26"
FUV (1528Å) 17m.300
NUV (2271Å) 13m.780
TUG
RTT150
g' (5240Å) 10m.640
r' (6700Å) 10m.579
i' (7900Å) 10m.772
z' (9100Å) 10m.747
2MASS
J (12350Å) 10m.097
H (16620Å) 10m.052
Ks (21590Å) 9m.980
GAIA
G (6730Å) 10m.534
BP (5320Å) 10m.658
RP (7970Å) 10m.332
S1466, Pribulla vd. (2008) tarafından A3 tayf türü olarak belirtilmiştir. BS türü bir
yıldız adayı olduğu da ilk olarak Pribulla vd. (2008) tarafından ifade edilmiştir.
Kaynağın 18 Aralık 2007 tarihinde bir defa tayfı alınmıştır (Şekil 4.98). Alınan tayfın
ELODIE (Prugniel ve Soubiran, 2001) kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu
kaynağın tayf türü A7V olarak belirlenmiştir.
183
Şekil 4.98 S1466 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
4.3.21.4 Kaynak 11 (S1381)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814-618 (S1381) olarak
belirlenmiştir. S1381’e ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.79’da verilmiştir.
Sanders (1977) ve Zhao vd. (1993) tarafından S1381’in M67 küme üyesi olmadığı
belirtilmiştir. GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik
olasılığı %6 olarak belirlenmiştir. Bu nedenle küme üyesi olarak değerlendirilmemiştir.
Çizelge 4.79 S1381 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa51dk57s
Dik Açıklık (J2000) 11°17'53"
FUV (1528Å) 17m.250
NUV (2271Å) 14m.010
2MASS
J (12350Å) 10m.255
H (16620Å) 10m.189
Ks (21590Å) 10m.137
GAIA
G (6730Å) 10m.687
BP (5320Å) 10m.819
RP (7970Å) 10m.477
184
Kaynağın 23 Aralık 2007 tarihinde yapılan tayfsal gözlemine göre (Şekil 4.99),
ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonundan tayf türü A9V olarak belirlenmiştir.
Şekil 4.99 S1381 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
4.3.21.5 Kaynak 12 (HD75299)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı HD75299 olarak belirlenmiştir.
HD75299’a ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.80’de verilmiştir. Kaynak, M67
küme bölgesindeki en parlak yıldızlardan birisi olmakla birlikte, küme üyeliği hakkında
literatürde herhangi bir çalışma bulunmamaktadır. GAIA DR2 kataloğundaki paralaks
ve özhareket değerlerine göre bu yıldızın üyelik olasılığı %6 olarak belirlenmiştir. Bu
nedenle küme üyesi olarak dikkate alınmamıştır.
Çizelge 4.80 HD75299 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa49dk34s
Dik Açıklık (J2000) 12°10'13"
FUV (1528Å) 18m.950
NUV (2271Å) 14m.100
2MASS
J (12350Å) 6m.723
H (16620Å) 6m.520
Ks (21590Å) 6m.467
GAIA
G (6730Å) 7m.586
BP (5320Å) 7m.868
RP (7970Å) 7m.188
185
Africano vd. (1978) tarafından HD75299’un tayf türü F5, de Strobel vd. (1992)
tarafından kaynağın etkin sıcaklığı Teff=4200K olarak belirtilmiştir. Kaynak, 23 Aralık
2007 tarihinde bir defa gözlenmiştir (Şekil 4.100). Bu gözlemin ELODIE kütüphanesi
ile çapraz korelasyonuna göre kaynağın tayf türü F4V olarak belirlenmiştir.
Şekil 4.100 HD75299 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
HD75299, kümenin merkez doğrultusundan oldukça uzakta bulunmaktadır (Şekil 4.55).
Kaynağın Kepler arşivinde PDC-SAP akı ölçümleri verilmektedir. Ancak bu yıldıza ait
Kepler verileri gözlemler sırasında teleskobun hareketine ilişkin etkiler giderilemediği
için (Aigrain, Parviainen ve Pope, 2016) parlaklık değişimine ilişkin herhangi bir analiz
yapılamamıştır (Şekil 4.101).
186
Şekil 4.101 Kepler arşivinde HD75299’a ait PDC-SAP akı değerleri görülmektedir.
Sistematik hatalar giderilmemiş olduğu için bu veriler kullanılmamıştır.
4.3.21.6 Kaynak 13
Bu kaynak (=08sa51dk16s, =11°50'18", NUV=14m.3), GALEX NUV koordinatlarına
göre kümenin merkez bölgesinde bulunmaktadır. Ancak verilen koordinatların optik
karşılığında SIMBAD veritabanında bir cisim mevcut değildir. Kaynak, hem 2MASS
hem de TUG’da gözlenen bölge içindedir. Her iki gözlemsel veri içinde de ne belirtilen
koordinatlarda ne de GALEX astrometrik duyarlılık komşuluğu içinde (Çizelge 3.1) bir
cisim gözlenmemiştir. Benzer şekilde SDSS optik görüntüleri incelendiğinde, kaynak-
13’ün karşılığı bulunamamıştır. Kaynağın sadece GALEX NUV ölçümleri mevcuttur.
187
4.3.21.7 Kaynak 15 (S376)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 813 2033 (S376) olarak
belirlenmiştir. S752’ye ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.81’de verilmiştir.
S376, M67 kümesinin üyesi değildir (Sanders, 1977, Zhao vd., 1993, Pribulla vd., 2008).
GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %3
olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.81 S376 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa49dk43s
Dik Açıklık (J2000) 11°48'38"
FUV (1528Å) 20m.070
NUV (2271Å) 14m.320
2MASS
J (12350Å) 9m.642
H (16620Å) 9m.455
Ks (21590Å) 9m.363
GAIA
G (6730Å) 10m.454
BP (5320Å) 10m.708
RP (7970Å) 10m.068
TUG RTT150 fotometrik gözlemleri ve 2MASS fotometrik kalibrasyon gözlemleri bu
kaynağı içermemektedir. Tayfsal olarak 20 Aralık 2007’de TUG RTT150 teleskobu
TFOSC alıcısı ile gözlenmiştir (Şekil 4.102). Bu tayfın ELODIE kütüphanesi ile çapraz
korelasyonu sonucu, tayf türü F0 olarak belirlenmiştir.
Şekil 4.102 S376 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını
veren kütüphane tayfı.
188
4.3.21.8 Kaynak 16 (S1522)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814 323 (S1522) olarak
belirlenmiştir. S1522’ye ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.82’de verilmiştir.
Örten değişen bir sistemdir (Pribulla vd., 2008). Sanders (1977), Zhao vd. (1993) ve
Pribulla vd. (2008) tarafından küme üyesi olmadığı belirtilmiştir. GAIA DR2
kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik olasılığı %2 olarak
belirlenmiştir. Bu nedenle küme üyesi olarak değerlendirilmemiştir.
Çizelge 4.82 S1522 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa52dk11s
Dik Açıklık (J2000) 12°17'52"
FUV (1528Å) 21m.040
NUV (2271Å) 14m.560
2MASS
J (12350Å) 8m.799
H (16620Å) 8m.559
Ks (21590Å) 8m.454
GAIA
G (6730Å) 9m.699
BP (5320Å) 9m.993
RP (7970Å) 9m.277
Tayf türü Pribulla vd. (2009) tarafından F8-9 olarak belirtilmiştir. Tayfsal olarak 23
Aralık 2007 tarihinde gözlenmiştir (Şekil 4.103). ELODIE kütüphanesi ile çapraz
korelasyona göre tayf türü F5 olarak belirlenmiştir.
Şekil 4.103 S1522 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
189
4.3.21.9 Kaynak 17 (S1510)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814 779 (S1510) olarak
belirlenmiştir. S1510’a ait konum ve parlaklık değerleri Çizelge 4.83’te verilmiştir.
Kaynak M67 kümesinin üyesi değildir (Sanders, 1977, Girard vd., 1989, Zhao vd.,
1993). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik
olasılığı %3 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.83 S1510 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa52dk03s
Dik Açıklık (J2000) 12°07'04"
FUV (1528Å) 19m.640
NUV (2271Å) 14m.700
2MASS
J (12350Å) 9m.997
H (16620Å) 9m.795
Ks (21590Å) 9m.748
GAIA
G (6730Å) 10m.794
BP (5320Å) 11m.041
RP (7970Å) 10m.414
Kaynak tayfsal olarak 20 Aralık 2007 tarihinde gözlenmiştir (Şekil 4.104). Bu tayfın
ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu kaynağın tayf türü F0 olarak
belirlenmiştir.
Şekil 4.104 S1510 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını veren
kütüphane tayfı.
190
S1510, 2MASS ile ve TUG RTT150 ile fotometrik olarak gözlenmemiştir. Gonzalez
(2016), M67 bölgesinde Kepler teleskobu gözlemleri ile belirlenmiş değişen yıldızları
bir katalog olarak vermiştir. Bu katalogda S1510 değişen olarak görülmemektedir.
Kepler PDC-SAP akı ölçümleri ile oluşturulan periodogramlara göre sistemde
P=2.514313±0.000168 gün dönemli çok düşük genlikli (Δm=0m.002) bir fotometrik
değişim bulunmaktadır (Çizelge 4.84). Kaynak-14’e benzer şekilde 2P dönemine göre
evrelendirildiğinde, birinci ve ikinci minimum/maksimum derinliklerinin kendi
içlerinde uyumlu ve birbirlerinden farklı olduğu görülmüştür (Şekil 4.105). Bu nedenle
gerçek değişim döneminin 2P olması gerektiği sonucuna varılmıştır.
Çizelge 4.84 Kepler teleskobu fotometrik verileri kullanılarak yapılan analiz sonucu
belirlenmiş frekanslar.
Frekans (gün-1) Gürültü S/G Genlik Frekans Genlik
F1 0.397723 10.159015 27.185210 277.544071 0.000168 6.336520
F2 0.080881 9.407565 5.147570 46.474811 0.001005 6.336520
F3 0.626999 9.320153 4.702750 43.192979 0.001081 6.336520
F4 0.122993 9.292616 4.648660 44.182386 0.001057 6.336520
F5 0.094919 9.242119 4.258390 39.179668 0.001192 6.336520
Şekil 4.105 Sol panelde dönem analizinden belirlenmiş P, sağ panelde ise 2P dönemi
kullanılarak evrelendirilmiş ışık eğrisi verilmiştir.
191
4.3.21.10 Kaynak 20 (S353)
GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı TYC 813-2666-1 (S353) olarak
belirlenmiştir. Kaynağın M67 küme üyesi olmadığı belirtilmiştir (Sanders, 1977, Zhao
vd., 1993). GAIA DR2 kataloğundaki paralaks ve özhareket değerlerine göre üyelik
olasılığı %1 olarak belirlenmiştir. Tayfsal olarak 23 Aralık 2007 tarihinde gözlenmiştir
(Şekil 4.106). Bu tayfın ELODIE kütüphanesi ile çapraz korelasyonu sonucu tayf türü
F0 olarak belirlenmiştir.
Çizelge 4.85 S353 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.
GALEX
Sağ Açıklık (J2000) 08sa49dk50s
Dik Açıklık (J2000) 11°35'25"
FUV (1528Å) 20m.600
NUV (2271Å) 14m.820
2MASS
J (12350Å) 9m.557
H (16620Å) 9m.374
Ks (21590Å) 9m.264
GAIA
G (6730Å) 10m.398
BP (5320Å) 10m.663
RP (7970Å) 10m.002
Şekil 4.106 S353 sisteminin TUG RTT150 TFOSC ile alınmış tayfı ve ELODIE
kütüphanesinden, çapraz korelasyonu sonucu en yüksek TDR oranını
veren kütüphane tayfı.
192
5. SONUÇ
Bu çalışmada, seçilen açık yıldız kümelerinde moröte bölgede en parlak 20 cisim
incelenmiştir. Moröte bölge gözlemleri GALEX uydusu tarafından gerçekleştirilen
gözlemlerden oluşmaktadır. İncelenen açık yıldız kümelerinin seçiminde, bu bölgelerin
GALEX uydusu tarafından gözlenmiş olması kriteri kullanılmıştır. İncelemeler
sonucunda bazı yıldız kümeleri için yeterince GALEX gözleminin olmadığı
görülmüştür. Bu nedenle yıldız kümeleri için literatürde verilmiş olan açısal alan
dikkate alınmış ve en azından %80’i GALEX uydusu tarafından gözlenmiş olan
bölgelerin incelenmesine karar verilmiştir.
Seçilen toplam 16 yıldız kümesine ait GALEX gözlemleri yanında GAIA, Kepler
Uydusu verileri ve yer yüzünden gerçekleştirilmiş gözlemleri bünyesinde barındıran
veritabanları da incelemeye dahil edilmiştir.
Her bir yıldız kümesi doğrultusundaki küme üyesi olan yıldızlar, özhareket bileşenleri
ve paralaks değerlerine göre belirlenmiş, küme üyesi olmayan yıldızlar ayıklanmıştır
(Bölüm 2.4). Yıldızların küme üyeliklerinin belirlenmesinde temel olarak GAIA
gözlemleri kullanılmıştı. Ayrıca yıldızların üyelikleri konusunda literatürde bulunan
bilgilerden de yararlanılmıştır. Ardından üye olma olasılığı yüksek olan yıldızlar
dikkate alınarak moröte bölgede en parlak 20 cismin seçimi gerçekleştirilmiş ve bu
cisimler için literatür taraması yapılmıştır.
GAIA gözlemleri olan tüm kaynakların GALEX veritabanında gözlemleri
bulunmamaktadır. Bu durum bazı yıldız kümelerinde seçimi yapılan moröte bölgedeki
en parlak cisimler konusunda çeşitli problemlere neden olmuştur. Örneğin NGC 1817
kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynak arasına giren 4 adet Kırmızı Dev
yıldızın seçilmiş olmasının temel nedeni, kümenin dönüm noktasında bulunan fakat
GALEX tarafından gözlenmemiş yıldızların varlığıdır. Ancak tüm yıldız kümeleri
dikkate alındığında listenin başlarında yer alan az sayıda Kırmızı Dev yıldızın moröte
bölgede parlak görülme nedeni, sıkışık ve sıcak bir bileşenin varlığı ile veya moröte
bölgede ışınım yapabilecek bir mekanizma ile açıklanabilir.
Yıldız sayısının fazla olduğu ve literatürde de üzerinde çok sayıda araştırmanın
bulunduğu M67 kümesi bu çalışmada ayrıntılı olarak incelenmiştir. O nedenle M67 için
193
seçilen bazı cisimler üzerinde ayrıntılı bir şekilde durulmuştur. Bu küme için moröte
bölgede en parlak cisimlerin dönüm noktasının bulunduğu bölge ile Mavi Aykırı (BS)
cisimlerin olduğu bölgede yoğunlaştığı görülmektedir. Seçilen diğer yıldız kümelerinde
ise genel olarak moröte bölgede parlak olan cisimler renk-parlaklık diyagramının farklı
bölgelerinde dağılım göstermektedir. Bunlar arasında beyaz cüceler, kırmızı devler ve
mavi aykırı yıldızlar da bulunmaktadır (Çizelge 5.1). Bu sonuç, incelenen yıldız
kümelerinde seçim etkisinin olduğunu göstermektedir. Yıldız sayısının yeterince fazla
olmadığı, dönüm noktasının çok belirgin olmadığı veya üye yıldız sayısının az olduğu
kümeler için moröte bölgede parlak olan cisimler sıcak yıldızlar olmamıştır. Böylesine
bir sonuca ulaşılmasının temel nedenleri arasında, seçilen yıldız kümelerine ilişkin
bölgelerde GALEX gözlemlerindeki eksiklikler, yıldızlar için belirlenen üyelik olasılığı
gibi parametreler yanında yıldız kümelerindeki üye olan yıldız sayısı gibi etmenlerin
bulunduğu düşünülmektedir.
Çizelge 5.1 Seçilen 16 açık yıldız kümesinde, anakol harici belirlenen yıldızların türleri
ve sayıları.
Yıldız Türü Sayısı
Mavi Aykırı Yıldızlar (BS) 18
Beyaz Cüce Yıldızlar (WD) 2
Kırmızı Dev Yıldızlar (RG) 12
M67 ve NGC 188, diğer yıldız kümelerine göre yaşlı (Çizelge 4.1) olmalarına rağmen
üyeliği kesinleşmiş herhangi bir beyaz cüce bulunamamıştır. Bazı yıldız kümeleri için
bu tür yıldızların moröte bölgede parlak yıldız listesine girmesinin temel nedeni, bahsi
geçen yıldız kümelerindeki yıldız yoğunluğunun göreli olarak daha az olmasıdır (Bölüm
4.1). Sıcaklıkları nedeniyle moröte bölgede parlak olması beklenen bu tür cisimlerin
genel olarak sönük görülmelerinin temel nedeni yarıçaplarının küçük olmasıdır. O
nedenle sıkışık ve sıcak olan bu cisimler çoğu yıldız kümesinde moröte bölgede parlak
cisimler sıralamasında ancak listenin sonlarına girebilmektedir.
Bazı yıldız kümelerinde (Blanco-1, NGC 2548 gibi) Mavi Aykırı yıldızların olmadığı
ve çok az sayıda evrimleşmiş yıldızın bulunduğu ortamlarda, moröte bölgede en parlak
cisimlerin çoğunlukla anakolda toplandığı görülmektedir. Bu kaynaklar anakolun
dönüm noktası civarında değil de anakolda daha soğuk olan yıldızların bulunduğu
194
alanlarda yer almaktadır (Şekil 5.1). Hatta Blanco-1 örneğinde neredeyse moröte
bölgede ışınımda bulunamayacak kadar soğuk olan cisimlerden bazıları bu listeye dahil
olabilmiştir. Bu tür cisimlerin soğuk ve aynı zamanda moröte bölgede yüksek ışınıma
sahip olabilmelerini, onların birer RS CVn (F-G tayf türünden) türü değişen olmaları ile
kısmen açıklanabilir. Bu tür sistemler genel olarak çift yıldız üyelerinden oluşur ve
güçlü kromosferik aktivite gösterirler. Bazı örneklerinde ise beyaz cüce türü bileşenlere
sahip oldukları bilinmektedir (örn. V471 Tau, Robinson, Clemens ve Hine, 1988). Bu
yıldızların tamamının RS CVn türü değişen olma ihtimali düşüktür. Bu nedenle, moröte
bölgede parlak görülmelerinin gerçek nedeni özel olarak incelenmelidir.
Şekil 5.1 Bu çalışmada seçilen yıldız kümelerinin tamamına ilişkin HR diyagramı.
Koyu noktalar, tez kapsamında incelenen moröte bölgede parlak cisimlerin
bulunduğu konumları göstermektedir.
195
IC-361, NGC 2506, NGC 1647 ve Collinder-463 gibi yıldız kümelerinde Kırmızı
Devler bölgesine henüz ulaşmamış veya ulaşmakta olan yıldızlardan bazılarının moröte
bölgede en parlak yıldızlar listesine yüksek parlaklıkları nedeniyle girmesi, bu
yıldızların ya evrimsel açıdan değişime uğruyor olması ve/veya sıcak bir bileşene sahip
olması ile açıklanabilir. Onun dışında moröte bölgede parlak cisimlerin genel olarak
yıldız kümelerinin dönüm noktası civarında veya anakol üzerinde bulunduğu
görülmektedir. NGC 1817 örneğinde ise kırmızı devler bölgesinde bulunan toplam 4
adet yıldız dikkat çekmektedir. Bu kümeye ait yıldız sayısının çok az olması ve
yıldızların moröte bölgedeki parlak yıldızlar listesinde ancak göreli olarak daha sönük
olması, küme özelinde yukarıdakine benzer yorumda bulunabilmeyi engellemektedir.
NGC 2420 örneğinde yıldız yoğunluğunun yeterince fazla olduğu ve çok sayıda yıldızın
da aynı zamanda evrimleşmiş olduğu görülmektedir. Bu küme özelinde moröte bölgede
en parlak yıldızların tamamı dönüm noktası civarında yer almaktadır. İncelediğimiz
yıldız kümelerinde Mavi Aykırı yıldızlar mevcutsa moröte bölgede en parlak yıldızlar
sıralamasında en önde, mevcut değilse dönüm noktası civarındaki yıldızların bu listenin
en başında yer aldığı anlaşılmaktadır. Aksine bir durum NGC 2548 yıldız kümesinde
görülmektedir, bu zıtlık ise dönüm noktasında yeterince fazla sayıda yıldız olmasına
rağmen, yıldızlardan sadece iki tanesinin moröte bölgede en parlak yıldızlar listesinde
bulunması olmuştur.
Bu tez çalışması kapsamında ulaşılan önemli bir sonuç da moröte bölgede parlak olan
fakat optik karşılığı bulunmayan kaynaklar olmuştur. İncelenen yıldız kümeleri için bu
kaynaklara ilişkin sadece koordinat bilgisi mevcuttur. Seçilen üç yıldız kümesine yakın
bölge için yapılan incelemeye göre (bkz. Çizelge 4.24) bu türden kaynakların sayısı
farklılıklar göstermektedir. Örneğin NGC 1647 için küme bölgesindeki bu türden
kaynakların sayısı fazla iken, yakın komşuluğundaki sayıları son derece az çıkmıştır. Bu
da bu kaynakların küme üyesi olma olasılığını artırmaktadır. Fakat NGC 2632 örneğine
bakıldığında bu çıkarımın tam aksine, yakın komşuluktaki kaynakların sayısının son
derece yüksek olduğu görülmektedir.
Bazı bölgelerde ise birbirleri ile bağlantılı gibi görülen çok sayıda optik karşılığı
olmayan kaynağın bulunduğu dikkat çekmektedir (bkz. Şekil 4.42, Şekil 4.43, Şekil
4.46). Bu tür yapıların varlığı onların birer yaygın kaynak (bulutsu benzeri) benzeri
196
cisimler olabileceğini göstermektedir. Toz ve gaz ortamların arkasında veya içerisinde
olan cisimlerin varlığı veya gözlemleri en iyi kırmızıöte bölgede gerçekleştirilir. Optik
bölgede böylesine bir cismin görülmeme nedeni toz ve gaz yapılarının kısa
dalgaboylarındaki fotonları soğurması olacaktır. Soğurulan bu fotonlar toz ve gazın
ısınmasına neden olacağından kırmızıöte bölgede bu alanlar parlak görülüyor olmalıdır.
Örneğin NGC 1647 için gerçekleştirilen inceleme sonucunda, kırmızıöte ve hatta radyo
bölge haritalarında bu bölgelerde yaygın bir cismin varlığına rastlanmamıştır.
Galaktik düzleme göre incelemiş olduğumuz üç farklı bölgede bu türden kaynakların
sayısının galaktik düzlemde daha az, galaktik düzlemin üzerinde ve altında ise
sayılarının ~4 katına çıktığı görülmektedir (bkz. Çizelge 4.25). Bu durum ise galaktik
düzlemde bulunan gaz ve toz gibi yapıların moröte bölge ışınımı daha fazla soğurması
veya engellemesi ile anlaşılabilir bir durumdur.
Optik bölgede görülmeyen fakat moröte bölgede parlak olan bu kaynaklar için
gerçekleştirilen bir başka araştırma ise GALEX tarafından verilen bu parlaklık
değerlerinin geçişken olup olmadığı olmuştur. Bu amaçla optik karşılığı bulunamayan
kaynakların bulunduğu konumlara ilişkin farklı tarihlerde alınmış birden fazla
fotometrik gözleminin olup olmadığı incelenmiştir. Sonuç olarak GALEX’in çalıştığı
zaman aralığında farklı tarihlerde optik karşılığı olmayan bu türden kaynakların aynı
koordinatlarda tekrar verisinin bulunmadığı anlaşılmıştır. Bu tür kaynakların sayıca
fazla oldukları kümelerde, moröte böglede en parlak olan kaynakların da GALEX GR6-
7 kataloğunda tekrarlayan gözlemlerinin bulunmadığı görülmüştür.
Optik karşılığı olmayan bu kaynaklar hakkında daha fazla bilgi elde edebilmek için
Galaksimizin her bölgesinde GALEX verileri dikkate alınarak bir incelemenin
yapılması gerekmektedir. Bu türden kaynakların Galaksimizdeki dağılımlarının
incelenmesi ile muhtemelen daha gerçekçi ve doğru yorumlarda bulunmanın mümkün
olacağı düşünülmektedir.
197
KAYNAKLAR
Aerts, C., Christensen-Dalsgaard, J. ve Kurtz, D. W. 2009. Frequency analysis. içinde,
337–376.
Africano, J. L. vd. 1978. Photoelectric observations of lunar occultations. x. The
Astronomical Journal, 83, 1100.
Agüeros, M. A. vd. 2018. A new look at an old cluster: the membership, rotation, and
magnetic activity of low-mass stars in the 1.3 gyr old open cluster ngc 752. The
Astrophysical Journal, 862(1), 33.
Ahumada, J. a. ve Lapasset, E. 2007. New catalogue of blue stragglers in open clusters.
Astronomy and Astrophysics, 463(2), 789–797.
Ahumada, J. ve Lapasset, E. 1995. Catalogue of blue stragglers in open clusters.
Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 109, 375. Available at:
http://scholar.google.com/scholar?hl=en&btnG=Search&q=intitle:No+Title#0
(Erişim: 05 Eylül 2014).
Aigrain, S., Parviainen, H. ve Pope, B. J. S. 2016. K2SC: flexible systematics correction
and detrending of k2 light curves using gaussian process regression. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, 459, 2408.
Allen, L. E. ve Strom, K. M. 1995. Moderate-resolution spectral standards from lambda
5600 to lambda 9000. The Astronomical Journal, 109, 1379.
Andrews, J. J., Chanamé, J. ve Agüeros, M. A. 2017. Wide binaries in tycho-gaia:
search method and the distribution of orbital separations. Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society, 472(1), 675–699.
Arentoft, T. vd. 2007. Oscillating blue stragglers, γ doradus stars and eclipsing binaries
in the open cluster ngc 2506. Astronomy & Astrophysics, 465(3), 965–979.
Balaguer-Núñez, L., Jordi, C., Galadí-Enríquez, D. ve Zhao, J. L. 2004. New
membership determination and proper motions of ngc 1817. parametric and non-
parametric approach. Astronomy & Astrophysics, 426(3), 819–826.
Balaguer-Núñez, L., Jordi, C., Galadí-Enríquez, D. ve Masana, E. 2004. Uvby–h
$_{\beta}$ ccd photometry of ngc 1817 and ngc 1807. Astronomy &
Astrophysics, 426(3), 827–834.
Balaguer-Núñez, L., Galadí-Enríquez, D. ve Jordi, C. 2007. Uvby – h β ccd photometry
and membership segregation of the open cluster ngc 2682 (m 67). Astronomy
and Astrophysics, 470(2), 585–596.
Balaguer-Núñez, L., Jordi, C. ve Galadí-Enríquez, D. 2005. Uvby – h$_{\beta}$ ccd
photometry and membership segregation of the open cluster ngc 2548; gaps in
the main sequence of open clusters. Astronomy & Astrophysics, 437(2), 457–466.
198
Balaguer-Núñez, L., Tian, K. P. ve Zhao, J. L. 1998. Determination of proper motions
and membership of the open clusters ngc 1817 and ngc 1807. Astronomy and
Astrophysics Supplement Series, 133(3), 387–394.
Belloni, T., Verbunt, F. ve Mathieu, R. D. 1998. X-rays from old open clusters: m 67
and ngc 188. Astronomy & Astrophysics, 339, 431–439.
Benkő, J. M. vd. 2010. Flavours of variability: 29 rr lyrae stars observed with kepler.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 409(4), 1585–1593.
Benz, W. ve Hills, J. G. 1987. Three-dimensional hydrodynamical simulations of stellar
collisions. i - equal-mass main-sequence stars. The Astrophysical Journal, 323,
614.
Berdyugina, S. V. 2005. Starspots: a key to the stellar dynamo. Living Rev. Solar Phys.,
2, 8.
van den Berg, M. vd. 2001. The blue straggler s 1082: a triple system in the old open
cluster m 67. Astronomy and Astrophysics, 375(2), 375–386.
Berg, M. Van Den vd. 2003. A chandra observation of the old open cluster m67, 523, 20.
Berg, M. Van Den, Verbunt, F. ve Mathieu, Robert D 1999. Chapter 2 optical
spectroscopy of x-ray sources in the old open cluster m 67. Astronomy and
Astrophysics, 347, 866–875.
Berg, M. Van Den, Verbunt, F. ve Mathieu, Robert D. 1999. Optical spectroscopy of x-
ray sources in the old open cluster m67. Astronomy & Astrophysics, 347, 866–
875. Available at: http://arxiv.org/abs/astro-ph/9904217.
Bernabei, S. vd. 2009. Multi-site photometry of the pulsating herbig ae star v346 ori.
Astronomy & Astrophysics, 501(1), 279–289.
Bertin, E. ve Arnouts, S. 1996. SExtractor: software for source extraction. Astronomy
and Astrophysics Supplement, 117, 393–404.
Bevington, P. R. 1969. Data reduction and error analysis for the physical sciences.
New York: McGraw-Hill.
Bilir, S. vd. 2008. Transformations between 2mass, sdss and bvri photometric systems:
bridging the near-infrared and optical. Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society, 384(3), 1178–1188.
Böcek Topcu, G. vd. 2015. The chemical compositions and evolutionary status of red
giants in the open cluster ngc 752. Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, 446(4), 3562–3578.
de Boer, K. S. 1999. Horizontal-branch stars: their nature and their absolute magnitude.
içinde Egret, D. ve Heck, A. (ed.) Harmonizing Cosmic Distance Scales in a
Post-Hipparcos Era, ASP Conference Series, vol. 167, 129–139.
199
Boffin, H. M. J., Carraro, G. ve Beccari, G. (ed.) 2015. Ecology of Blue Straggler Stars.
Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg (Astrophysics and Space Science
Library).
Bohlin, R. C. 1996. Spectrophotometric standards from the far-uv to the near-ir on the
white dwarf flux scale. The Astronomical Journal, 111, 1743.
Boyle, R. P. vd. 1998. CCD photometry of the m67 cluster in the vilnius photometric
system. Baltic Astronomy, 7, 369–391.
Bradt, H. 2008. Astrophysics processes: The physics of astronomical phenomena.
Astrophysics Processes: The Physics of Astronomical Phenomena.
Brucalassi, A. vd. 2017. Search for giant planets in m 67. Astronomy & Astrophysics,
603, A85.
Bruntt, H. vd. 2007. Multisite campaign on the open cluster m67 - iii. scuti pulsations in
the blue stragglers. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 378(4),
1371–1384.
Cantat-Gaudin, T. vd. 2018. Characterising open clusters in the solar neighbourhood
with the tycho-gaia astrometric solution. Astronomy & Astrophysics, 615, A49.
Cardona III, C. A. 2010. Star Clusters. New York, NY: Springer New York.
Carrasco, J. M. vd. 2016. Gaia data release 1. Astronomy & Astrophysics, 595, A7.
Casali, M. ve Hawarden, T. 1992. A set of faint jhk standards for ukirt. The JCMT-
UKIRT Newsletter, 4, 33.
Casewell, S. L., Jameson, R. F. ve Dobbie, P. D. 2006. New stellar members of the
coma berenices open star cluster. Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, 365(2), 447–453.
Catelan, M. 2004. The evolutionary status of m3 rr lyrae variable stars: breakdown of
the canonical framework? The Astrophysical Journal, 600(1), 409–418.
Catelan, M. ve Smith, A. H. 2015. Pulsating Stars. Wiley-VCH.
Chen, X. ve Han, Z. 2004. Effects of chemical composition and thermohaline mixing on
the accreting components for low-mass close binaries: application to blue
stragglers. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 355(4), 1182–
1195.
Chen, X. ve Han, Z. 2008. Binary coalescence from case a evolution: mergers and blue
stragglers. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 384(4), 1263–
1276.
Cohen, R. E. ve Sarajedini, A. 2012. SX phoenicis period-luminosity relations and the
blue straggler connection. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
419(1), 342–357.
200
Cox, A. N. 2000. Allen’s astrophysical quantities. 4. baskı. New York: AIP Press.
Crowther, P. A. 2007. Physical properties of wolf-rayet stars. Annual Review of
Astronomy and Astrophysics, 45(1), 177–219.
Cutri, R. M. vd. 2003. 2MASS All Sky Catalog of point sources. "The IRSA 2MASS All-
Sky Point Source Catalog, NASA/IPAC Infrared Science Archive. Available at:
http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Gator/.
Deb, S. ve Singh, H. P. 2011. Physical parameters of 62 eclipsing binary stars using the
all sky automated survey-3 data − i. Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, 412(3), 1787–1803.
Deng, L. vd. 1999. The blue stragglers in m67 and single‐ population synthesis. The
Astrophysical Journal, 524(2), 824–830.
Deupree, R. G. 1990. Stellar evolution with arbitrary rotation laws. i - mathematical
techniques and test cases. The Astrophysical Journal, 357, 175.
Dias, W. S., Lepine, J. R. D. ve Alessi, B. S. 2001. Proper motions of open clusters
within 1 kpc based on the tycho2 catalogue. Astronomy and Astrophysics, 376(2),
441–447.
Dobbie, P. D. vd. 2004. Praesepe and the seven white dwarfs. Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society, 355(4), L39–L43.
Dobbie, P. D. vd. 2009. A massive white dwarf member of the coma berenices open
cluster. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 395(3), 1591–1598.
Eaton, J. W. vd. 2014. GNU Octave version 3.8.1 manual: a high-level interactive
language for numerical computations. CreateSpace Independent Publishing
Platform. Available at: http://www.gnu.org/software/octave/doc/interpreter/.
Ebbighausen, E. G. 1940. Proper motions in the galactic cluster m 67. The
Astrophysical Journal, 91, 244.
Eggleton, P. P. ve Kiseleva-Eggleton, L. 2001. Evolution in binary and triple stars, with
an application to ss lac, 1, 30.
Evans, D. W. vd. 2018a. Gaia data release 2. Astronomy & Astrophysics, 616, A4.
Evans, D. W. vd. 2018b. Gaia data release 2. Astronomy & Astrophysics, 616, A4.
Fan, X. vd. 1996. Deep wide-field spectrophotometry of the open cluster m67. The
Astronomical Journal, 112(2), 628–648.
Ferraro, F. R. vd. 2009. Two distinct sequences of blue straggler stars in the globular
cluster m 30. Nature. Nature Publishing Group, 462(7276), 1028–31.
Fontaine, G. vd. 2013. An overview of white dwarf stars. EPJ Web of Conferences.
Editör J. Montalbán, A. Noels, ve V. Van Grootel, 43, 05001.
201
Friel, E. D. ve Boesgaard, A. M. 1992. Chemical composition of open clusters. iii - iron
and carbon in f dwarfs in coma, praesepe, and m67. The Astrophysical Journal,
387, 170.
Frinchaboy, P. M. ve Majewski, S. R. 2008. OPEN clusters as galactic disk tracers. i.
project motivation, cluster membership, and bulk three-dimensional kinematics.
The Astronomical Journal, 136(1), 118–145.
Garmany, C. D. 1994. OB associations: massive stars in context. Publications of the
Astronomical Society of the Pacific, 106, 25.
Gary, B. 2012. M67 Secondary Standards. Available at: http://brucegary.net/M67/.
Geller, A. M. vd. 2008. WIYN open cluster study. xxxii. stellar radial velocities in the
old open cluster ngc 188. The Astronomical Journal, 135(6), 2264–2278.
Geller, A. M. vd. 2009. WIYN open cluster study. xxxvi. spectroscopic binary orbits in
ngc 188. The Astronomical Journal, 137(4), 3743–3760.
Geller, A. M., Latham, D. W. ve Mathieu, R. D. 2015. STELLAR radial velocities in
the old open cluster m67 (ngc 2682). i. memberships, binaries, and kinematics.
The Astronomical Journal. IOP Publishing, 150(3), 97.
Gilliland, R. L. vd. 1991. Time-resolved ccd photometry of an ensemble of stars in the
open cluster m67. The Astronomical Journal, 101, 541.
Gilliland, R. L. ve Brown, T. M. 1992. The oscillating blue stragglers in the open
cluster m67. The Astronomical Journal, 103, 1945.
Girard, T. M. vd. 1989. Relative proper motions and the stellar velocity dispersion of
the open cluster m67. The Astronomical Journal, 98, 227.
Girardi, L. vd. 2002. Theoretical isochrones in several photometric systems. Astronomy
and Astrophysics, 391(1), 195–212.
Glebocki, R. ve Stawikowski, A. 1997. Alignment of rotational axes in asynchronous
late type binaries. Acta Astronomica, 328, 579–585.
Gökay, G. vd. 2008. TÜBİTAK ulusal gözlemevi tayfsal sönümleme eğrisi, g’r’i’
fotometrik sönümleme ve aletsel dönüşüm katsayıları. içinde Demircan, O. vd.
(ed.) Ulusal Astronomi Kongresi XVI. Çanakkale, TÜRKİYE: Çanakkale
Onsekiz Mart Üniversitesi Yayınları, 709.
Gökay, G., Derman, E. ve Gürol, B. 2017. Minima times of three selected systems in
cancer. Information Bulletin on Variable Stars, (6206).
Gökay, G., Gürol, B. ve Derman, E. 2013. MULTIBAND photometric and
spectroscopic analysis of hv cnc. The Astronomical Journal, 146(5), 123.
Gökay, G., Özdemir, S. ve Gürol, B. 2019. Revised orbital parameters of beaming
eclipsing binary system hv cnc from kepler photometry. New Astronomy,
101302.
202
Gontcharov, G. a. 2006. Pulkovo compilation of radial velocities for 35 495 hipparcos
stars in a common system. Astronomy Letters, 32(11), 759–771.
Gonzalez, G. 2016. Variability among stars in the m 67 field from kepler/k2-campaign-
5 light curves. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 459(1),
1060–1068.
González, J. F. ve Levato, H. 2009. Spectroscopic study of the open cluster blanco 1.
Astronomy & Astrophysics, 507(1), 541–547.
Goranskij, V. P. vd. 1992. New bright eclipsing binary in messier 67. Astronomical &
Astrophysical Transactions, 201–208.
Gosnell, N. M. vd. 2015. IMPLICATIONS for the formation of blue straggler stars from
hst ultraviolet observations of ngc 188. The Astrophysical Journal, 814(2), 163.
Gudel, M., Guinan, E. F. ve Skinner, S. L. 1997. The x‐ ray sun in time: a study of the
long‐ term evolution of coronae of solar‐ type stars. The Astrophysical Journal,
483(2), 947–960.
Hall, D. S. 1976. The rs cvn binaries and binaries with similar properties. International
Astronomical Union Colloquium. Editör W. S. Fitch. Dordrecht: D. Reidel
Publishing, 29, 287–348.
Van Hamme, W. 1993. New limb-darkening coefficients for modeling binary star light
curves. The Astronomical Journal, 106, 2096.
Hatzes, A. P. 2016. The radial velocity method for the detection of exoplanets. içinde,
3–86.
Hills, J. G. ve Day, C. A. 1976. Stellar collisions in globular clusters. Astrophysical
Letters, 17, 87. Available at: http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApL....17...87H.
Høg, E. vd. 2000. The tycho-2 catalogue of the 2 . 5 million brightest stars. Astronomy
& Astrophysics Letter to the Editor, 355(2), L27–L30. Available at:
http://aa.springer.de/papers/0355002/2300l27.pdf.
Holden, F. 1978. Double star measures at lick observatory, mount hamilton, california.
Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 90(811), 465.
Hrivnak, B. J. 1977. A photoelectric search for optical variability in blue stragglers.
IBVS, 1293.
Hurley, J. R. vd. 2001. Direct n-body modelling of stellar populations: blue stragglers in
m67. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 323(3), 630–650.
Hurley, J. R. vd. 2005. A complete n-body model of the old open cluster m67. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, 363(1), 293–314.
Jacobson, H. R., Pilachowski, C. A. ve Friel, E. D. 2011. A chemical abundance study
of 10 open clusters based on wiyn-hydra spectroscopy. The Astronomical
Journal, 142(2), 59.
203
Janes, K. A. 1985. The open cluster m67 as a fundamental standard of reference for
stellar properties. içinde Calibration of fundamental stellar quantities. Italy:
Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 361–364.
Jordi, K., Grebel, E. K. ve Ammon, K. 2006. Empirical color transformations between
sdss photometry and other photometric systems. Astronomy and Astrophysics,
460(1), 339–347.
Joshi, S. ve Joshi, Y. C. 2015. Asteroseismology of pulsating stars. Journal of
Astrophysics and Astronomy, 36(1), 33–80.
Jurcsik, J. vd. 2009. An extensive photometric study of the blazhko rr lyrae star dm cyg.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 397(1), 350–360.
Kaye, A. B. vd. 1999. γ doradus stars: defining a new class of pulsating variables.
Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 111(761), 840–844.
Kharchenko, N. V vd. 2012. Global survey of star clusters in the milky way. Astronomy
& Astrophysics, 543, A156.
Kharchenko, N. V vd. 2013. Global survey of star clusters in the milky way. Astronomy
& Astrophysics, 558, A53.
Kippenhahn, R. ve Weigert, A. 1967. Entwicklung in engen doppelsternsystemen i.
massenaustausch vor und nach beendigung des zentralen wasserstoff-brennens.
Zeitschrift für Astrophysik, 65, 251.
Koch, D. G. vd. 2010. KEPLER mission design, realized photometric performance, and
early science. The Astrophysical Journal, 713(2), L79–L86.
Kolenberg, K. 2012. RR lyrae stars: cosmic lighthouses with a twist. The Journal of the
American Association of Variable Star Observers, 40(1), 481.
Kolenberg, K., Guggenberger, E. ve Medupe, T. 2008. Johnson photometry of southern
blazhko targets. Communications in Asteroseismology, 153, 67–83.
Koleva, M. ve Vazdekis, A. 2012. Stellar population models in the uv. Astronomy &
Astrophysics, 538, A143.
Kovács, G. vd. 2014. Stellar rotational periods in the planet hosting open cluster
praesepe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 442(3), 2081–
2093.
Kozai, Y. 1962. Secular perturbations of asteroids with high inclination and eccentricity.
The Astronomical Journal, 67, 591.
Kraus, A. L. ve Hillenbrand, L. A. 2007. The stellar populations of praesepe and coma
berenices. The Astronomical Journal, 134(6), 2340–2352.
Krone-Martins, A. vd. 2010. Kinematic parameters and membership probabilities of
open clusters in the bordeaux pm2000 catalogue. Astronomy and Astrophysics,
516, A3.
204
Kurucz, R. L. 1993. New atmospheres for modelling binaries and disks. içinde Light
Curve Modeling of Eclipsing Binary Stars. New York, NY: Springer New York,
93–101.
Kuschnig, R. vd. 1997. Microvariability survey with the hubble space telescope fine
guidance sensors. exploring the instrumental properties. Astronomy and
Astrophysics, 328, 544.
Lambert, D. L. vd. 1996. The chemical composition of field rr lyrae stars. i. iron and
calcium. The Astrophysical Journal Supplement Series, 103, 183.
Landolt, A. U. 1968. A new short-period blue variable. The Astrophysical Journal, 153,
151.
Landsman, W. vd. 1998. The hot stars of old open clusters: m67, ngc 188, and ngc 6791.
The Astronomical Journal, 116(2), 789–800.
Latham, D. W. ve Milone, A. A. E. 1996. Spectroscopic binaries among the m67 blue
stragglers. içinde Milone E F ve C, M. J. (ed.) The origins, evolution, and
destinies of binary stars in clusters, Astronomical Society of the Pacific
Conference Series, Volume 90. San Francisco, 385.
Laugalys, V. vd. 2004. CCD photometry of the m67 cluster in the vilnius system. ii.
new photometry of high accuracy. Baltic Astronomy, 13, 1–33.
Leigh, N. ve Sills, A. 2011. An analytic technique for constraining the dynamical
origins of multiple star systems containing merger products. Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society, 410(4), 2370–2384.
Leiner, E. vd. 2019. Blue lurkers: hidden blue stragglers on the m67 main sequence
identified from their kepler / k 2 rotation periods. The Astrophysical Journal,
881(1), 47.
Lenz, P. ve Breger, M. 2005. Period04 user guide. Communications in
Asteroseismology, 146, 53–136.
Leonard, P. J. T. 1989. Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler
problem. The Astronomical Journal, 98, 217.
Leonard, P. J. T. 1996. The implications of the binary properties of the m67 blue
stragglers. The Astrophysical Journal, 470, 521.
Liakos, A. ve Niarchos, P. 2011. New pulsation analysis of the oscillating eclipsing
binary bg peg. Communications in Asteroseismology, 162, 73–80.
Lidov, M. L. 1962. The evolution of orbits of artificial satellites of planets under the
action of gravitational perturbations of external bodies. Planetary and Space
Science, 9(10), 719–759.
Lindegren, L. vd. 2018. Gaia data release 2. Astronomy & Astrophysics, 616, A2.
205
Liu, G. Q. vd. 2008. A spectroscopic study of the blue stragglers in m67. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, 390, 665–674.
Liu, L. vd. 2007. CCD photometric study of the contact binary tx cnc in the young open
cluster ngc 2632. Publications of the Astronomical Society of Japan, 59(3), 607–
614.
Lupton, R. H. 2005. Transformations between SDSS magnitudes and UBVRcIc.
http://www.sdss.org/dr4/algorithms/sdssUBVRITransform.html#Lupton2005.
Available at:
http://www.sdss.org/dr4/algorithms/sdssUBVRITransform.html#Lupton2005.
Majaess, D. J. vd. 2011. Deep infrared zams fits to benchmark open clusters hosting
delta scuti stars. The Journal of the American Association of Variable Star
Observers, 39, 219. Available at: http://arxiv.org/abs/1102.1705.
Manteiga, M. vd. 1991. Blue stragglers - a search for binaries in the infrared. Astronomy
& Astrophysics, 251(1), 49–58.
Manteiga, M., Pickles, A. J. ve Martinez, C. R. 1989. Blue straggler and the binary
hypothesis. Astronomy and Astrophysics, 210, 66–77.
Mardling, R. A. ve Aarseth, S. J. 2001. Tidal interactions in star cluster simulations.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321(3), 398–420.
Marino, G. vd. 2000. The starspot filling factor of ii peg from almost contemporary ubv
and jhk photometry. içinde Pallavicini, R., Micela, G., ve Sciortino, S. (ed.) ASP
Conference Series, 471.
Mateo, M. 1993. Photometrically variable blue stragglers. içinde Saffer, R. E. (ed.) ASP
Conference Series - Blue Stragglers, 74.
Mathieu, R. D. vd. 1986. Precise radial velocities of late-type stars in the open clusters
m11 and m67. The Astronomical Journal, 92, 1100.
Mathieu, R. D. ve Geller, A. M. 2009. A binary star fraction of 76 per cent and unusual
orbit parameters for the blue stragglers of ngc 188. Nature. Nature Publishing
Group, 462(7276), 1032–1035.
Mathieu, R. D., Latham, D. W. ve Griffin, R. F. 1990. Orbits of 22 spectroscopic
binaries in the open cluster m67. The Astronomical Journal, 100, 1859.
Mathys, G. 1991. The blue stragglers of m67. Astronomy & Astrophysics, 245(2), 467–
484.
McDonald, I., Zijlstra, A. a. ve Boyer, M. L. 2012. Fundamental parameters and
infrared excesses of hipparcos stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, 427(1), 343–357.
Mermilliod, J.-C. vd. 2003. Red giants in open clusters. Astronomy & Astrophysics,
399(1), 105–112.
206
Mermilliod, J.-C. vd. 2008. Membership, binarity, and rotation of f-g-k stars in the open
cluster blanco 1. Astronomy & Astrophysics, 485(1), 95–105.
Mermilliod, J.-C., Mayor, M. ve Udry, S. 2009. Catalogues of radial and rotational
velocities of 1253 f–k dwarfs in 13 nearby open clusters. Astronomy &
Astrophysics, 498(3), 949–960.
Mermilliod, J. C. vd. 1998. Red giants in open clusters viii. ngc 752. Astronomy and
Astrophysics, 339, 423–430.
Mermilliod, J. C., Mayor, M. ve Udry, S. 2008. Red giants in open clusters. Astronomy
and Astrophysics, 485(1), 303–314.
Milone, A. A. E. vd. 1992. Can evolution in close binaries account for the blue
stragglers in m67. içinde Kondo, Y., Sistero, R. F., ve Polidan, R. S. (ed.)
Evolutionary Processes in Interacting Binary Stars. Proceedings of the 151st.
Symposium of the International Astronomical Union. Cordoba, Argentina:
Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, Boston, MA, 1992, 473–474.
Available at: http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-
iarticle_query?1992IAUS..151..473M&data_type=PDF_HIGH&whol
e_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf.
Milone, A. A. E. ve Latham, D. W. 1992. The blue straggler f190: a case for mass
transfer. içinde Kondo, Y., Sistero, R. F., ve Polidan, R. S. (ed.) 151th
Symposium of the IAU, “Evolutionary Processes in interacting binary stars”.
Cordoba, Argentina, 475–478.
Milone, A. A. E. ve Latham, D. W. 1994. Radial velocities of blue stragglers. 1: a
catalog of candidates in six open clusters. The Astronomical Journal, 108, 1828.
Mink, D. J. 2002. WCSTools 3 . 0 : more tools for image astrometry and catalog
searching. ASP Conference Series, 281, 169–172.
Mochejska, B. J. vd. 2008. Planets in stellar clusters extensive search. v. search for
planets and identification of 18 new variable stars in the old open cluster ngc
188. Acta Astronomica, 58(3), 263–278.
Montgomery, K. A., Marschall, L. A. ve Janes, K. A. 1993. CCD photometry of the old
open cluster m67. The Astronomical Journal, 106, 181.
Morrissey, P. vd. 2007. The calibration and data products of galex. The Astrophysical
Journal Supplement Series, 173(2), 682–697.
Nelson, C. A. ve Eggleton, P. P. 2001. A complete survey of case a binary evolution
with comparison to observed algol‐ type systems. The Astrophysical Journal,
552(2), 664–678.
Niedzielski, A. ve Muciek, M. 1988. Chemically peculiar stars in open clusters. i. the
catalog. Acta Astronomica, 38, 225–251.
Nissen, P. E., Twarog, B. A. ve Crawford, D. L. 1987. UvbyH-beta photometry of
main-sequence stars in m67. The Astronomical Journal, 93, 634.
207
Nordström, B. vd. 1997. Radial velocities, rotations, and duplicity of a sample of early
f-type dwarfs. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 126(1), 21–30.
Nordström, B. vd. 2004. The geneva-copenhagen survey of the solar neighbourhood.
Astronomy and Astrophysics, 418(3), 989–1019.
Oke, J. B. 1974. Absolute spectral energy distributions for white dwarfs. The
Astrophysical Journal Supplement Series, 27(236), 21.
Oke, J. B., Greenstein, J. L. ve Gunn, J. 1966. Stellar Evolution. Editör R. F. Stein ve A.
G. W. Cameron. New York: Plenum Press.
Olsen, E. H. 1994. Strömgren photometry of f- and g-type stars brighter than v=9.6.
Astronomy and Astrophysics Supplement, 106, 257–266. Available at:
http://scholar.google.com/scholar?hl=en&btnG=Search&q=intitle:No+Title#0
(Erişim: 09 Eylül 2014).
Paczynski, B. 1971. Evolutionary processes in close binary systems. Annual Review of
Astronomy and Astrophysics, 9(1), 183–208.
Percy, J. R. 2007. Understanding variable stars. New York: Cambridge University
Press.
Perets, H. B. ve Fabrycky, D. C. 2009. ON the triple origin of blue stragglers. The
Astrophysical Journal, 697(2), 1048–1056.
Perets, H. B. ve Kratter, K. M. 2012. THE triple evolution dynamical instability: stellar
collisions in the field and the formation of exotic binaries. The Astrophysical
Journal, 760(2), 99.
Persson, S. E. vd. 1998. A new system of faint near-infrared standard stars. The
Astronomical Journal, 116(5), 2475–2488.
Pesch, P. 1967. Radial velocities and spectral types of some bright blue stars in the old
open cluster m67. The Astrophysical Journal, 148, 781.
Petersen, J. O. ve Jørgensen, H. E. 1972. Pulsation of models in the lower part of the
cepheid instability strip and properties of ai velorum and delta scuti stars.
Astronomy & Astrophysics, 17, 367–377.
Peterson, R. C. 1983. The rotation of horizontal-branch stars. ii - members of the
globular clusters m3, m5, and m13. The Astrophysical Journal, 275, 737.
Philip, A. G. D. 2000. A review of horizontal-branch stars and their contributions to the
study of stellar evolution. News Letter of the Astronomical Society of New York,
5(7), 5.
Piotrowski, L. W. vd. 2013. PSF modelling for very wide-field ccd astronomy.
Astronomy & Astrophysics, 551, A119.
Platais, I. vd. 2003. WIYN open cluster study. xvii. astrometry and membership to v
=21 in ngc 188. The Astronomical Journal, 126(6), 2922–2935.
208
Popper, D. M. 1954. Spectral types of some of the brighter stars in the cluster m 67.
Astronomical Journal, 59, 445.
Pourbaix, D. vd. 2004. S b 9 : the ninth catalogue of spectroscopic binary orbits.
Astronomy and Astrophysics, 424(2), 727–732.
Pribulla, T. vd. 2006. Radial velocity studies of close binary stars. xi. The Astronomical
Journal, 132(2), 769–780.
Pribulla, T. vd. 2008. MOST satellite photometry of stars in the m67 field: eclipsing
binaries, blue stragglers and δ scuti variables ★. Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society, 391(1), 343–353.
Pribulla, T. vd. 2009. DDO spectroscopic survey of most variable stars ★. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, 392(2), 847–854.
Pritchet, C. J. ve Glaspey, J. W. 1991. The lithium abundance of m67 blue stragglers - a
constraint on the blue straggler phenomenon. The Astrophysical Journal, 373,
105.
Prugniel, P. vd. 2007. New release of the elodie library: version 3.1. Available at:
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0703658.
Prugniel, P. ve Soubiran, C. 2001. A database of high and medium-resolution stellar
spectra. Astronomy and Astrophysics, 369(3), 1048–1057.
Prusti, T. vd. 2016. The gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 595, A1.
Puls, J. 2007. Physical and wind properties of ob-stars. Proceedings of the International
Astronomical Union, 3(S250).
Randich, S. vd. 2018. The gaia -eso survey: open clusters in gaia -dr1. Astronomy &
Astrophysics, 612, A99.
Rasio, F. A. ve Heggie, D. C. 1995. The orbital eccentricities of binary millisecond
pulsars in globular clusters. The Astrophysical Journal, 445, L133.
Rastorguev, A. S., Sachkov, M. E. ve Zabolotskikh, M. V. 2017. Galactic astronomy in
the ultraviolet. Solar System Research, 51(7), 579–586.
Renson, P. ve Manfroid, J. 2009. Catalogue of ap, hgmn and am stars. Astronomy and
Astrophysics, 498(3), 961–966.
Renzini, A. 1985. Horizontal branch and uv-bright stars. içinde, 19.
Renzini, A. ve Pecci, F. F. 1988. Tests of evolutionary sequences using color-magnitude
diagrams of globular clusters. Annual Review of Astronomy and Astrophysics,
26(1), 199–244.
Robinson, E. L., Clemens, J. C. ve Hine, B. P. 1988. Detection of the optical
counterparts of the 555 second x-ray pulsations from v471 tauri. The
Astrophysical Journal, 331, L29.
209
Rodríguez, E. ve Breger, M. 2001. δ scuti and related stars: analysis of the r00 catalogue.
Astronomy & Astrophysics, 366(1), 178–196.
Rodriguez, E., López-Gonzalez, M. J. ve López de Coca, P. 2000. A revised catalogue
of delta sct stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 144(3), 469–
474.
Roman, N. G., Morgan, W. W. ve Eggen, O. J. 1948. The classification of the metallic-
line stars. The Astrophysical Journal, 107, 107.
Rucinski, S. M. 1992. Spectral-line broadening functions of wuma-type binaries. i - aw
uma. The Astronomical Journal, 104, 1968.
Rucinski, S. M. 2002. Radial velocity studies of close binary stars. vii. methods and
uncertainties. The Astronomical Journal, 124(3), 1746–1756.
Saio, H. 2013. Pulsations in white dwarfs: selected topics. EPJ Web of Conferences.
Editör J. Montalbán, A. Noels, ve V. Van Grootel, 43, 05005.
Salaris, M. ve Bedin, L. R. 2019. Praesepe white dwarfs in gaia dr2. Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society, 483(3), 3098–3107.
Salaris, M. ve Cassisi, S. 2006. Evolution of Stars and Stellar Populations. Evolution of
Stars and Stellar Populations.
Sampedro, L. vd. 2017. A multimembership catalogue for 1876 open clusters using
ucac4 data. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 470(4), 3937–
3945.
Samus’, N. N. vd. 2003. An electronic version of the second volume of the general
catalogue of variable stars with improved coordinates. Astronomy Letters, 29(7),
468–479.
Sandage, A. 1953. A study of the globular cluster M3. California Institute of
Technology.
Sandage, A. 1958. The color-magnitude diagrams of galactic and globular clusters and
their interpretation as age groups. Ricerche Astronomiche, 5, 41.
Sanders, W. L. 1977. Membership of the open cluster m67. Astronomy and Astrophysics
Supplement, 27, 89–116.
Sandquist, E. L. vd. 1996. CCD photometry of the globular cluster m5. i. the color-
magnitude diagram and luminosity functions. The Astrophysical Journal, 470,
910.
Sandquist, E. L. vd. 2003. The blue straggler rs canum venaticorum star s1082 in m67: a
detailed light curve and the possibility of a triple. The Astronomical Journal,
125(2), 810–824.
210
Sandquist, E. L. ve Shetrone, M. D. 2003. Time series photometry of m67: w ursae
majoris systems, blue stragglers, and related systems. The Astronomical Journal,
125(4), 2173–2187.
Sarajedini, A., Dotter, A. ve Kirkpatrick, A. 2009. DEEP 2mass photometry of m67 and
calibration of the main-sequence j – k s color difference as an age indicator. The
Astrophysical Journal, 698(2), 1872–1878.
Schiavon, R. P., Caldwell, N. ve Rose, J. a. 2004. The integrated spectrum of m67 and
the spectroscopic age of m32. Astronomical Journal, 127, 1513–1530.
Schoenberner, D. 1983. Late stages of stellar evolution. ii - mass loss and the transition
of asymptotic giant branch stars into hot remnants. The Astrophysical Journal,
272, 708.
Shetrone, M. D. ve Sandquist, E. L. 2000. Spectroscopy of blue stragglers and turnoff
stars in m67 (ngc 2682). The Astronomical Journal, 120(4), 1913–1924.
Simoda, M. 1991. Detection of variable stars among blue stragglers in m67. IBVS, 3675.
Skrutskie, M. F. vd. 2006. The two micron all sky survey (2mass). The Astronomical
Journal, 131(2), 1163–1183.
Smith, H. A. 1995. RR Lyrae Stars. Cambridge. Cambridge University Press.
Smith, J. A. vd. 2002. The u′g′r′i′z′ standard-star system. The Astronomical Journal,
123(4), 2121–2144.
Smith, J. C. vd. 2012. Kepler presearch data conditioning ii - a bayesian approach to
systematic error correction. Publications of the Astronomical Society of the
Pacific, 124(919), 1000–1014.
Sódor, Á., Szeidl, B. ve Jurcsik, J. 2007. The blazhko behaviour of rr geminorum ii.
Astronomy & Astrophysics, 469(3), 1033–1043.
Soubiran, C. vd. 2010. The pastel catalogue of stellar parameters. Astronomy and
Astrophysics, 515, A111.
Stellingwerf, R. F. 1979. Pulsation in the lower cepheid strip. i - linear survey. The
Astrophysical Journal, 227, 935.
Stetson, P. B. 1990. On the growth-curve method for calibrating stellar photometry with
ccds. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 102, 932.
Stetson, P. B., McClure, R. D. ve VandenBerg, D. A. 2004. A star catalog for the open
cluster ngc 188. Publications of the Astronomical Society of the Pacific,
116(825), 1012–1030.
Still, M. ve Barclay, T. 2012. PyKE: reduction and analysis of kepler simple aperture
photometry data. Astrophysics Source Code Library. Available at:
http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ascl.soft08004S.
211
de Strobel, G. C. vd. 1992. A catalog of [fe/h] determinations: 1991 edition. Astronomy
and Astrophysics Supplement Series, 95, 273–336.
Strom, S. E., Bregman, J. N. ve Strom, K. M. 1971. The blue stars above the turn-off in
m67 - horizontal branch or blue stragglers. Publications of the Astronomical
Society of the Pacific, 83(December), 768.
Team, T. H. E. G. 2003. GALEX Technical Documentation, Chapter 3. Available at:
http://www.galex.caltech.edu/researcher/techdoc-ch3.html (Erişim: 13 Mart
2019).
Tian, B. vd. 2006. The blue stragglers formed via mass transfer in old open clusters.
Astronomy and Astrophysics, 455(1), 247–254.
Tkachenko, A. vd. 2013. Detection of a large sample of γ doradus stars from kepler
space photometry and high-resolution ground-based spectroscopy. Astronomy &
Astrophysics, 556, A52.
Tonry, J. ve Davis, M. 1979. A survey of galaxy redshifts. i - data reduction techniques.
The Astronomical Journal, 84, 1511.
Trimble, V. ve Aschwanden, M. J. 2002. Astrophysics in 2001. Publications of the
Astronomical Society of the Pacific, 475–528.
Wallerstein, G. 1959. The brightest main sequence star in m 67. Publications of the
Astronomical Society of the Pacific, 71(10), 451.
Wheatley, J., Welsh, B. Y. ve Browne, S. E. 2012. RR lyrae variables in the ultraviolet:
the view from galex. Publications of the Astronomical Society of the Pacific,
124(916), 552–558.
Wielen, R. 1971. The age distribution and total lifetimes of galactic clusters. Astronomy
and Astrophysics, 13, 309.
Wilson, O. C. 1978. Chromospheric variations in main-sequence stars. The
Astrophysical Journal, 226, 379.
Wilson, R. E. ve Van Hamme, W. 2016. Computing binary star observables, 1–81.
Available at: ftp://ftp.astro.ufl.edu/pub/wilson/lcdc2015/ebdoc.6jun2016.pdf.
Winget, D. E. ve Kepler, S. O. 2008. Pulsating white dwarf stars and precision
asteroseismology. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46(1), 157–
199.
Wu, Z. vd. 2006. Membership determination of open cluster m48 based on batc 13‐band
photometry. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 118(846),
1104–1111.
Wu, Z. Y. vd. 2002. Determination of proper motions and membership of the open star
cluster ngc 2548. Astronomy and Astrophysics, 381(2), 464–471.
212
Xin, Y. vd. 2011. Simple stellar population models including blue stragglers. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, 411(2), 761–775.
Yadav, R. K. S., Sariya, D. P. ve Sagar, R. 2013. Proper motions and membership
probabilities of stars in the region of open cluster ngc 3766. Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society, 430(4), 3350–3358.
Yakut, K. vd. 2009. Close binary and other variable stars in the solar-age galactic open
cluster m 67. Astronomy and Astrophysics, 503(1), 165–176.
Zacharias, N. vd. 2010. THE third us naval observatory ccd astrograph catalog (ucac3).
The Astronomical Journal, 139(6), 2184–2199.
Zhang, B. vd. 2015. Candidate members of star clusters from lamost dr2. Research in
Astronomy and Astrophysics, 15(8), 1197–1208.
Zhang, X.-B., Zhang, R.-X. ve Li, Z.-P. 2005. S1280 and s1284: two oscillating blue
stragglers in the open cluster m67. Chinese Journal of Astronomy and
Astrophysics, 5(6), 579–586.
Zhang, X. B., Deng, L. ve Lu, P. 2009. TX cnc as a member of the praesepe open
cluster. The Astronomical Journal, 138(2), 680–685.
Zhao, J. L. vd. 1993. Study of proper motions in the region of the open cluster m67 and
membership of stars. Astronomy and Astrophysics Supplement, 100, 243–261.
Zinn, R. J., Newell, E. B. ve Gibson, J. B. 1972. A search for uv-bright stars in 27
globular clusters. Astronomy and Astrophysics, 18, 390.
213
EKLER
EK 1 2MASS Teleskobu Fotometrik Verileri
EK 2 Kepler Teleskobu Fotometrik Verileri
EK 3 GAIA Teleskobu Fotometrik Verileri
EK 4 2MASS JHKs filtreleri ile alınan fotometrik verileri Wilson-Devinney programı
ile modelleyebilmek için gerekli olan katsayılar
EK 5 Kepler teleskobu ile alınan fotometrik verileri Wilson-Devinney programı ile
modelleyebilmek için gerekli olan katsayılar
EK 6 Seçilmiş Yıldız Kümelerinde GALEX NUV Bandı Parlaklığı En Yüksek Küme
Üyelerinin Haritaları
214
EK 1 2MASS Teleskobu Fotometrik Verileri
Yakın kırmızıöte bölge fotometrik verileri 2MASS (Skrutskie vd., 2006) kataloğundan
alınmıştır. 1997’de başlayan 2MASS projesinin amacı, tüm gökyüzünü J (1.25m), H
(1.65m) ve Ks (2.17m) filtrelerinde taramaktır. Bu filtrelerin etkin oldukları
dalgaboylarında yıldızlar arası ortam, görünür bölgeye göre çok daha fazla geçirgendir.
Uzun dalgaboylarında yapılacak olan gözlemler kullanılarak galaktik düzlem
doğrultusundaki kaynaklar daha kolay belirlenmektedir.
Tarama işlemi kuzey yarıkürede Mt.Hopkins Gözlemevi’nde Haziran 1997’de, güney
yarıkürede Cerro Tololo Gözlemevi’nde Mart 1998’de başlamıştır. Görüntülenen
alanlarda J, H ve Ks filtrelerinde sırası ile 17m.1, 16m.4 ve 15m.6 sınırından daha parlak
gökcisimleri tanımlanmış ve kataloglanmıştır. Kuzeydeki tarama Aralık 2000’de,
güneydeki tarama ise Şubat 2001’de sona ermiştir.
Proje için her iki gözlemevinde de 1.3m çaplı, açık tüplü, ekvatoryal montajlı özdeş,
aynalı iki teleskop kullanılmıştır. Kırmızıöte kameralar, teleskobun Cassegrain
odağında bulunmaktadır. Tarama işleminde veri alımları sırasında teleskop dik açıklık
yönünde sürekli ~57ʺ/s hızla hareket etmiştir. Saat açısı doğrultusundaki hareketi yıldız
takibi için yetecek miktarda olmuştur. Bu kaydırma miktarı ile her bir görüntü, bir sonra
alınan görüntü ile %84 miktarda aynı bölgeyi kapsar. Sonuç olarak her bir kaynak, bir
seferde ortalama 6 defa gözlenmiştir. Görüntüler her bir filtrede sabit 1.3 s poz süresi
verilerek alınmıştır. Normal tarama gözlemlerinde teleskop 6°x8ʹ.5 büyüklüğünde
alanlar gözlemiştir. Bu alanlarda parlaklığı 1 mJy’den fazla olan tüm kaynaklar,
SNR>10 değerine ulaşabilmektedir. Mafsallı ikincil ayna testere dişi hareketi yaparak,
görüntüler alınırken odak düzlemindeki görüntünün sabit kalmasını sağlamaktadır.
Teleskopların ikincil aynaları 23.2 cm çapındadır.
Teleskoplar üç filtrede eşzamanlı gözlem yapabilecek 3 kanala sahiptir. Bu kanalların
uçlarında birer tane 256x256 HgCdTe dizisinden oluşan NICMOS3 dedektörü
bulunmaktadır. Bu dedektörler 8′.5x8′.5 büyüklüğünde kare bir gökyüzü alanını J, H, Ks
filtrelerinde eşzamanlı olarak gözlemiştir. Dichroic aynalar eşzamanlı gözleme olanak
tanımaktadır. Dedektörlerin soğutulması sıvı azotlu cryostat ile yapılmıştır.
215
2MASS dedektörlerinin 3 filtrede eşzamanlı gözlem yapabilmesine imkan tanıyan optik
kurgusu yukarıda verilmiştir. Sağ taraftan gelen ışınlar, ilk dichroic ayna ile J bandı
dedektörüne yansıtılır. İkinci dichroic, ilkinden geçen ışını H bandı dedektörüne yansıtır.
Her iki dichroicden de geçen ışın Ks bandı dedektörüne ulaşır.
216
2MASS JHKs filtrelerinin geçirgenlik eğrileri yukarıda görülmektedir. Eğriler, Yer
atmosferinin ve yarı-geçirgen dichroic aynaların neden olduğu soğurucu etkileri de
içermektedir.
Yapılan taramalar ile elde edilen veriler iki başlık altında toplanmıştır. Bunlar Tüm
Gökyüzü (All Sky) ve Genişletilmiş Görev (Extended Mission) verileridir. Tüm
Gökyüzü verileri, 470992970 kaynağın fotometrik ve konumsal bilgilerini içeren Nokta
Kaynak Kataloğu’ndan (PSC), büyük çoğunluğu galaksiler olan 1647599 kaynağın
fotometrik, konumsal ve temel şekil bilgilerini içeren Yaygın Kaynak Kataloğu’ndan
(XSC) ve üç filtrede toplam 4121439 FITS görüntüsünden oluşan ImageAtlas
verilerinden oluşmaktadır.
Tüm Gökyüzü verilerinin yayınlanmasını takiben 2MASS, Genişletilmiş Görev
aşamasına geçmiştir. Bu aşama süresinde yeni veri toplanmamıştır. Önceden elde
edilmiş gözlemsel veriler daha derinlemesine incelenerek bir takım yardımcı veriler elde
edilmiştir. Bu verilerden ilki Tarama Kaynak Reddetme Tabloları (The Survey Source
"Reject" Tables) ve Full Image Atlas’tır. Reddetme tabloları 2MASS fotometrik
217
taramasından belirlenen ancak AllSky PSC ve XSC’nin bir parçası olarak
yayınlanmayan tüm kaynak ölçümlerini içermektedir. İçeriğinde tüm gökyüzünün
~%30’unu kapsayan ve tarama sırasında iki veya daha fazla gözlemi yapılmış
kaynakların bağımsız ölçümleri ile AllSky kataloglarında yayınlanandan daha sönük
kaynakların bağımsız ölçümleri bulunmaktadır. Bu veritabanları, kataloglar ile aynı
yüksek güvenilirlik ve özdeşlik ölçülerine sahip değildirler. Kaynak Veritabanları ve
Görüntüler olarak adlandırılan veriler, normal tarama poz süresinden 6 kat daha fazla
poz süresi kullanılarak gerçekleştirilen özel gözlem setlerinden oluşmaktadır. Bu
nedenle normal tarama gözlemlerine göre 1m daha sönük kaynaklar gözlenebilmiştir.
Toplam 590 derece2’lik bir gökyüzü alanında, galaktik yıldız oluşum bölgeleri, yakın
galaksiler ve galaksi kümeleri, Macellan Bulutları ve Lockman Deliği gibi önemli
kaynakların gözlemleri yapılmıştır. Kalibrasyon Taraması Kaynak ve Görüntü
Veritabanlarında ise 2MASS’in kalibrasyon için kullandığı ve gökyüzünde toplam 6
derece2’lik bir alanı kapsayan 35 farklı bölgenin Atlas Görüntüleri ile nokta ve yaygın
kaynak katalogları bulunmaktadır. Bu kalibrasyon alanlarında her bir kaynağın 600-
3700 adet aralığında gözlemi bulunmaktadır. Bu gözlemler geniş bir zaman aralığına
yayıldığı için kaynakların yakın kırmızı öte değişimlerinin ve/veya öz hareketlerinin
incelenmesine olanak tanır.
Taramalar sonucu gökyüzünün çok büyük bir kısmı gözlenmiştir. Atlas Görüntülerinde
tüm gökyüzünün %99.998, Nokta Kaynak Kataloğunda J bandında %99.65, H
bandında %99.51, Ks bandında %99.56 ve Yaygın Kaynak Kataloğunda yaklaşık
olarak %98’ine ait veriler bulunmaktadır. Gökyüzünün yaklaşık 1 derece2’lik bir alanı
gözlenememiştir.
218
2MASS teleskobu tarafından kullanılan kalibrasyon alanlarına ilişkin özet bilgi aşağıda
verilmiştir.
Gözlem
Sayısı (J2000)
(°)
(J2000)
(°) Bölge Adı
Gözlem
Sayısı (J2000)
(°)
(J2000)
(°) Bölge Adı
2025 6.10619 -1.97294
HD2023 - K1III,
BRI0021-0214
yüksek uzay hızlı
yıldız (M9.5V)
2776 183.6105 35.59855 UGC 7252 - Scd
türü gökada
2621 8.31622 -39.40150 HD98784 - K0/K1III 2452 185.4176 -0.12034
468 11.25260 -70.58350 SMC bölgesi 949 220.2453 -0.45767 NGC 5719
2977 28.66074 0.71693 1780 224.2193 -44.819
3430 51.72678 -39.84270 1973 224.643 37.14173
1962 53.01617 37.34386 HD18552 - B8Vne 2186 225.1137 -0.65787
TVLM 868-53850 -
yakın, yüksek uzay
hızlı yıldız (M5V)
1839 55.26392 6.93647 3396 246.6817 5.87185
2086 66.58918 3.62342
LHS191 yakın,
yüksek uzay hızlı
yıldız (M6.5V)
1582 246.8078 -24.689 Oph yıldız oluşum
bölgesi
378 74.90247 -65.7334 LMC bölgesi. NGC
1783 - küresel küme 1192 247.8942 30.14552
156 78.62001 -71.0007 LMC bölgesi 977 267.0974 -45.4278
3515 89.28447 0.0189 1703 279.8963 49.09363
432 93.56589 -69.6667 LMC bölgesi. Hodge
11 - küresel küme 671 282.8278 -4.27488
Lynds 547 - galaktik
karanlık bulutsu
562 97.37444 -59.6571 1876 285.4844 -4.48794
2593 105.22230 48.48935 2076 307.8381 -49.6478
3501 126.40320 -39.0985 1570 310.275 -5.06339
2158 128.12790 -1.57084
LHS2026 - yakın,
yüksek uzay hızlı
cüce yıldız
1439 330.12 20.84962 Abell 2409 - gökada
kümesi
3692 132.81200 11.84773 M67 - açık küme 2802 331.4025 -11.0748
BRI2202-1119 -
yakın, yüksek uzay
hızlı yıldız (M5.5V)
789 145.75210 59.0616 NGC 2950 - SB0
türü gökada 2619 349.5458 0.54857
NGC 7589 - SAB
türü gökada
2585 170.45780 -13.2205
LHS2397a - yakın,
yüksek uzay hızlı
yıldız (M8V)
1141 352.6437 38.31591
1687 180.44070 -50.0515 108 356.6306 -74.5008 SMC bölgesi
Kalibrasyon taramaları normal taramalardan farklı yapılmıştır. Normal taramalarda
dikaçıklık yönünde 6 derece uzunluğunda olan görüntüler, bu taramalarda 1 derece
uzunluğundadır. Bu 1 derece uzunluğundaki görüntüler, 48 gözlem ile sağlanır. Her bir
kalibrasyon gözlemi, 6 görüntüden oluşacak şekilde alınmıştır. Bu 6 görüntü sağaçıklık
yönünde doğuya doğru 5" kaydırmalar yapılarak alınmıştır. Böylece piksellerden
kaynaklanacak sistematik etkiler en aza indirilmiştir. Kalibrasyon alanları yukarıdaki
çizelgede verilmiştir. Bu alanlar Persson vd. (1998) veya Casali ve Hawarden (1992)
tarafından verilen standart yıldızlarından en az biri merkezde kalacak şekilde
219
belirlenmiştir. Teleskop tarama görevine ilk başladığı zamanlarda (11 Ekim 1997
tarihine kadar) bir gecelik gözlem sırasında 2 saatlik aralıklarla, iki farklı kalibrasyon
alanına, sonraki gözlemlerde ise 1 saat aralıklarla bir kalibrasyon alanı gözlenmiştir.
Görüntülerin astrometrik kalibrasyonlu için iki farklı katalog kullanılmıştır. Normal
tarama gözlemleri Tycho-2 kataloğu ile kalibre edilirken, kalibrasyon alanları için
USNO-A2.0 kataloğu kullanılmıştır. Kalibrasyon için iki ayrı katalog kullanılması
nedeniyle kaynakların belirlenen konumları arasında sistematik kaymalar olmuştur.
Yaklaşık 0.6" ölçüsünde olan bu kayma, verilerin beraber kullanılmalarından önce
düzeltilmiştir. Normal tarama gözlemleri için 9m<Ks<14m aralığında 70-80 mas, daha
parlak kaynaklar için ise 120 mas civarındadır. Daha sönük kaynaklar için ise
astrometrik duyarlık, kaynağın parlaklığı ile orantılı olarak düşmektedir. Genel olarak
2MASS için konumsal duyarlık 1" mertebesindedir.
Bu çalışmada incelenen açık yıldız kümeleri içerisinde M67, daha detaylı incelenmek
üzere seçilmiştir. M67 bölgesi, 2MASS tarafından kullanılan kalibrasyon alanlarından
biridir. Küme bölgesindeki yıldızların yaklaşık 3 yılı kapsayan çok sayıda fotometrik
ölçümleri arşivde bulunmaktadır. 2MASS arşivinden M67 bölgesinde olup, GALEX
NUV filtresindeki parlaklığı en yüksek olan 20 kaynağın (varsa) karşılığı olan
yıldızların parlaklık ve ölçüm zamanlarına ait bilgiler alınmıştır.
2MASS kataloğundan verileri alınan kaynaklara ait bilgiler. 2MASS’in tarama
gözlemlerinde teleskobun sürekli hareketi nedeniyle, her kaynağa ait veri eşit sayıda
değildir. Aşağıdaki çizelgede ilk sütunda verilen numara, seçilen kaynakların GALEX
NUV parlaklık sırasına karşılık gelmektedir.
GALEX NUV bandı
parlaklık sıralaması
Sağ Açıklık
(°)
Dik Açıklık
(°) Kaynak Adı J (m) H (m) Ks (m)
Ölçüm
Sayısı
01 132.800000 11.756389 GSC 814 1795 10.137 10.224 10.228 3692
03 132.862500 11.864722 GSC 814-1205 10.747 10.733 10.702 3692
04 132.862500 11.730833 GSC 814-1911 11.020 11.011 10.993 3692
05 132.887500 11.814167 GSC 814-2087 10.645 10.541 10.526 829
06 132.891667 11.852778 EX Cnc 10.428 10.318 10.269 20
08 132.766667 11.751111 GSC 813 2294 10.719 10.621 10.585 3692
09 132.837500 11.890278 ES Cnc 10.280 10.080 10.007 3692
10 132.808333 11.750556 GSC 814 1931 10.080 9.993 9.920 3692
15 132.858191 11.550088 Cl* NGC 2682 SAND 926 11.635 11.403 11.300 3692
18 132.733461 12.157816 Cl* NGC 2682 SAND 856 12.294 12.087 11.983 2
20 132.808665 11.558452 Cl* NGC 2682 SAND 927 12.274 12.028 11.941 3692
220
EK 2 Kepler Teleskobu Fotometrik Verileri
Bir uydu teleskop olan Kepler, 7 Mart 2009’da Güneş merkezli, Yer’i takip eden 372.5
gün dönemli yörüngesine oturtulmuştur (Koch vd., 2010). Birinci görevi, 9m<mv<15m
parlaklık ve F-M tayf türleri aralığındaki yıldızlar etrafında, yaşanabilir bölgede olası
Yer büyüklüğündeki gezegenlerin geçiş (transit) gözlemlerini yapmaktır. Bu görev,
Kuğu (Cygnus) ve Çalgı (Lyrae) takımyıldızlarında ~100000 kaynağın diferansiyel
fotometrik gözlemini içermektedir. Üzerinde bilimsel araç olarak 0.95 m açıklıklı bir
Schmidt türü teleskop ve buna bağlı 94.6 Mp çözünürlüklü kamera bulunmaktadır.
Birincil aynası 1.4 m çapındadır. Teleskobun görüş alanı 16°.1 çaplı bir alanı
kapsamaktadır ve aktif olarak 115.6 derece2’lik bir alanı görmektedir. Kamera, bilimsel
gözlemler için kullanılan 21 ve konumsal duyarlığı artırmak için kullanılan (fine
guidance sensor, FGS) 4 modüle sahiptir. FGS’ler, CCD bloğunun 4 köşesinde
bulunmaktadır.
Kepler teleskobu, 4200-9000 Å aralığını kapsayan geniş bir bant içinde fotometrik
gözlem yapmaktadır. Bu dalgaboyu aralığı, optik bölgenin çoğunu kapsayacak şekilde
seçilmiştir. Her modül üzerindeki alan düzleştirici mercek, küresel teleskop
görüntüsünü düz CCD üzerine düşürür. Bu mercekler, aynı zamanda her modül için
genel dalgaboyu geçirgenliğini de belirler.
Tüm bilimsel veri 6.02 s poz süresi ile alınmaktadır. Okuma süresi de dikkate
alındığında iki ölçüm arasında 6.54 s zaman bulunur. Belirli sayıda görüntü alınarak
birleştirilmekte, sonra kaydedilmektedir. Birleştirilen verinin kapsadığı zaman aralığına
göre iki tür veri üretilir. Kısa aralık (short cadence, SC) için bu süre ~58.89 s’dir ve en
az 7 görüntü içerir. Uzun aralık (long cadence, LC) için ise 29.4 dk’dır ve an az 105
görüntü içermektedir. Kullanılan varsayılan değerler SC için 9 görüntü, LC için 270
görüntüdür.
Kepler teleskobunda kamera kapağı (shutter) kullanmamaktadır. Bu nedenle veri
okunurken CCD üzerine ışık düşmeye devam eder. Toplam 1070 satır üzerine, 0.52
s’lik okuma süresi boyunca yıldız ışığı düşmeye devam eder. Oluşan etki (smear), her
bir CCD’nin kenarlarında bulunan kalibrasyon satır/sütunları kullanılarak temizlenir.
221
Bilimsel veriler, görüntü olarak kaydedilmez. Bu sayede hem veri saklama alanından
hem de aktarım sırasında bant genişliğinden kazanılır. Her bir gözlem aralığı için (LC,
SC) önceden tanımlanmış açıklıklar dikkate alınarak, sadece açıklık içine düşen veriler
ile kalibrasyon verileri toplanır. Böylece veri boyutu 1/18 oranında azaltılmıştır. Kepler
hem önceden tanımlanmış açıklıklar kullanılarak açıklık fotometrisi, hem de bir tür PSF
(point spread function) olan PRF (pixel response function) fotometrisi gerçekleştirir.
PRF, gelen ışığa gösterilen toplam yanıtı ifade etmektedir ve PSF, CCD yanıt
fonksiyonu, elektronik/mekanik bazı etkilerin birleşimidir. Ayda bir defa tüm kanallar
kullanılarak alınan görüntü kaydedilir. Bu işlem yaklaşık 30 dk poz ile gerçekleşir ve
her görüntü yaklaşık 400 MB boyutundadır. Bu görüntüler konum doğrulama ve
teleskobun testi amacıyla kullanılmaktadır.
Gözlemsel veriler, Kepler teleskobundan aylık olarak indirilmektedir. Ancak fotometre
performansını izleyen referans pikseller (~96000 piksel, tüm piksellerin %0.1’i) her 4
günde bir veri yollamaktadır. Yörüngesi üzerindeki dolanımına göre ~3 aylık dönemler
bir “çeyrek” olarak tanımlanmıştır. Verinin doğrulanması, işlenmesi ve gözlemciye
gönderilmesi her bir çeyreğin sonunu takip eden yaklaşık 2 ay sonrasında tamamlanır.
Her çeyrekte Kepler, optik eksenini 90° kadar çevirerek Güneş’in paneller üzerinde
kalmasını sağlar. Bu dönme nedeniyle, hep aynı bölgeyi gözlemesine rağmen, kaynaklar
mevsime bağlı olarak odak düzleminde farklı yerlere düşer.
Alınan veri üzerindeki aletsel etkiler pipeline’da indirgenir. Zamana göre akı değeri elde
edildikten sonra, veri üzerindeki sistematik hatalar düzeltilir (co-trending). Bu düzeltme
işlemi iki şekilde yapılır. Genel erişime açık CBV (co-trending basis vector) dosyaları
içinde her CCD parçası için önceden belirlenmiş 16 tane düzeltme (vektör)
bulunmaktadır. Bu vektörler, yaklaşık olarak her çeyrekteki veri için ayrı ayrı
belirlenmiştir. Bu vektörlerden istenilen kadarı, veri üzerine uygulanabilir. Ancak 8’den
fazla vektör ile düzeltme gerçekleştirmenin veri kalitesi üzerinde çok fazla olumlu
etkisinin olmadığı ve yapay sinyalleri gözlemsel veriye eklediği belirlenmiştir (Still ve
Barclay, 2012). Diğer düzeltme için kullanılan veriler sadece PDC (pre-search data
conditioning) modülünde bulunur ve genel erişime açık değildir. Sadece düzeltilmiş
verinin dağıtımı yapılmaktadır. Gözlem sırasında elde edilen verilerden genel kullanıma
açık olanlara, STScI internet sitesinden (https://archive.stsci.edu) erişilebilmektedir.
222
Ham ışık eğrisi üzerinde oluşan çoğu yapay değişim, kaynağın kendisi için tanımlanmış
açıklık içinde hareket etmesinden kaynaklanır. Bu nedenle sistematik bir düzeltme
gerekip gerekmediğine, kaynağın dedektör üzerindeki koordinatlarına bakılarak da karar
verilebileceği belirtilmiştir (Aigrain, Parviainen ve Pope, 2016). Kepler, ışık
ölçümlerinin yanı sıra kaynakların fiziksel koordinatlarını da vermektedir (centroid). Bu
konumların zamanla değişimi incelenerek gerekli olan düzeltmeler belirlenebilir.
Kepler’in yönlenmesini sağlayan 4 jiroskop mekanizmasından (reaction wheel, RW)
ilki Temmuz 2012’de (RW#2), ikincisi Mayıs 2013’de (RW#4) çalışmayı durdurmuştur.
Kepler’in kararlı şekilde konumlanması için en az 3 tane RW çalışması gerekmektedir.
Uydu iki RW ile çalışmaya devam edebilmesi için, yörüngesine paralel olacak şekilde
çevrilmiştir.
Uydunun birinci görevi Kasım 2012 tarihinde sona ermiştir ve K2 (Kepler Second Light)
olarak adlandırılan ikinci görevi Mayıs 2014’te başlamıştır. Yönlenme sistemindeki
arızalar nedeniyle konumsal duyarlığı daha düşük olan bu görevde ise, tutulum düzlemi
üzerinde seçilmiş bölgelerin fotometrik gözlemlerini yapmaktadır. Uydu ve yapılan
gözlemler ile ilgili ayrıntılı bilgiye, Kepler’e ait resmi internet sitesinden
(https://keplerscience.arc.nasa.gov) ulaşılabilir.
Bu çalışmada M67 küme alanında seçilen 20 kaynaktan 18 tanesi Kepler tarafından
gözlenmiştir. Gözlenmeyen kaynaklardan birisi 13 numaralı kaynak olup, GALEX
gözlemlerindeki bir ölçüm hatası olarak belirlenmiştir. Diğeri ise dik açıklığı en büyük
kaynak olan 16 numaralı kaynaktır ve bozuk olan 7 nolu kanal üzerine denk gelmiştir.
Yönlenmeden doğan hatalar içeren 8 ve 12 numaralı kaynakların verilerinden bu
hataların etkileri giderilememiştir. Sistematik hatalardan arındırılmış PDC-SAP (pre-
search data conditioned simple aperture photometry) akıları, sadece 2, 5, 11, 14, 15, 17,
18 ve 20 numaralı kaynaklar (Çizelge 3.8) için verilmiştir. Bu çalışmada kullanılan
Kepler fotometrik verileri, kaynaklara ait PDC-SAP verileridir. Her bir kaynağa ait kaç
ölçüm olduğu aşağıdaki çizelgede verilmiştir.
Kaynak No Veri Sayısı Kaynak No Veri Sayısı Kaynak No Veri Sayısı
02 3398 14 3457 18 3457
05 3457 15 3415 20 3438
11 3429 17 3443
223
EK 3 GAIA Teleskobu Fotometrik Verileri
GAIA, gökcisimlerinin üç boyutlu konum ve hız dağılımları ile birlikte yıldızların
yüzey çekim ivmeleri, etkin sıcaklıkları gibi astrofiziksel parametrelerini ölçmek
amacıyla 19 Aralık 2013’te fırlatılmıştır. L2 noktası etrafında, Lissajous türü yörüngede
ortalama 180 günlük dönemle dolanmaktadır.
Üzerinde iki tane özdeş, 3 aynadan oluşan ve astiğmatizm hatası giderilmiş (TMA,
three-mirror anastigmatic) teleskop bulunmaktadır. Aynalar 1.45x0.50 m açıklığa
sahiptir. Odak uzaklıkları 35 m olan aynaların odak düzlemleri ortaktır. Odak
düzleminde toplam 107 CCD bulunmaktadır. CCD’ler 4500x1966 piksel boyutludur ve
4.42 s okuma süresine sahiptir.
Uydu teleskobun 3 ana parçası bulunmaktadır.: ana modül (payload), mekanik servis
modülü ve elektrik servis modülü. Ana modül içinde bulunan ASTRO (The Astrometric
Instrument), gökcisimlerinin konumlarını, özhareketlerini ve paralakslarını ölçmek için
kullanılmaktadır. Fotometrik ölçüm yapan parça, 3300-10500 Å aralığında (G), mavi
(GBP, 3300-6800 Å) ve kırmızı (GRP, 6400-10400 Å) bölgede gözlem yapmaktadır.
Uydu üzerinde bulunan The Radial Velocity Spectrometer (RVS) ise cisimlerin 8470-
8740Å dalgaboyu aralığında (dar-bant) yüksek çözünürlüklü tayflarını alabilmektedir.
ASTRO parçası iki ayna için ayrılmış 7+7 CCD’lik gökyüzü görüntüleyicisi (sky
mappers) ile iki aynanın FOV’unun (field of view) birleştirildiği 62 CCD’lik odak
düzlemine sahiptir. ASTRO, filtresiz olarak tanımlanan ve 3300-10500 Å aralığını
kapsayan G-bandı fotometrik gözlemler yapmaktadır (Carrasco vd., 2016).
Gözlemsel verilere iki aşamalı astrometrik çözüm yapılmaktadır. İlk aşamada, önceden
belirlenmiş ana kaynaklara ait astrometrik parametreler ile kalibrasyon parametreleri,
kullanılan optik aletin hizalanmasının zamana göre değişimini belirten parametreler
(attitude model), kuazarlar ile belirlenen referans çerçevesine ait parametreler beraber
iteratif olarak serbest bırakılarak çözüm elde edilmektedir. İkinci aşamada ise diğer tüm
parametreler sabit tutularak her bir kaynağa ait 5 astrometrik parametre ( ve
) serbest bırakılarak çözüm yapılmaktadır. Özhareket ölçümleri, HIPPARCOS uydusu
tarafından gerçekleştirilmiş gözlemlerin bulunduğu Tycho-2 kataloğu ile GAIA
gözlemleri karşılaştırılarak belirlenmektedir.
224
EK 4 2MASS JHKs Filtreleri İle Alınan Fotometrik Verileri Wilson-Devinney
Programı İle Modelleyebilmek İçin Gerekli Olan Katsayılar
Wilson-Devinney programı bir yıldızın yüzeyinden yayınlanan akıyı baştan hesaplamak
yerine, önceden hesaplanmış değerleri kullanır. Önceden hesaplanmış değerler, Kurucz
atmosfer modelleri (Kurucz, 1993) veya karacisim varsayımı ile belirlenmiştir. Bu
değerler uzun tablolarda tutulmazlar.
Atmosfer modelleri kullanılarak belirlenen akı, sıcaklık, yüzey çekim ivmesi ve
metalisitenin bir fonksiyonudur. Belirli bir metalisite ve yüzey çekim ivmesi için tüm
sıcaklık aralığı, toplamda 4 alt aralığa bölünür. Her bir alt aralık, en fazla 10.dereceden
L’egendre polinomu ile modellenir. Bu polinomun katsayıları tablolar halinde
programın içinde bulunur. Sıcaklık için belirlenen alt aralıklar sabit değildir. Akı
dağılımının biçimine göre belirlenir. Polinomların dereceleri ise, her bir alt aralıkta
bulunan nokta sayısı (atmosfer modelleri belirli sıcaklık değerleri için verilir) ve akı
dağılımının biçimi ile belirlenir. Gerektiği durumlarda, uygun metalisite ve/veya yüzey
çekim ivmesine karşılık gelen akı değerleri, program tarafından interpolasyon ile
hesaplanır.
Akının karacisim varsayımı ile hesaplandığı durumda, tek serbest parametre sıcaklıktır.
Bu durumda önceden belirlenmiş 5 alt sıcaklık aralığında, sıcaklık ve akı arasındaki
fonksiyon, 10.dereceden L’egendre polinomu ile modellenir. Bu polinomların
katsayıları da program tarafından kullanılır.
Wilson-Devinney programı ışık eğrisi modellemede yıldızlardaki kenar kararma etkisini
de dikkate alabilmektedir. Bunun için gereken, kullanılan filtreye ait önceden
hesaplanmış kenar kararma katsayılarının bulunduğu tabloları programa tanıtmaktır.
Tek-renk kenar kararma katsayıları ile kullanılan filtrenin geçirgenlik eğrisinin
konvolüsyonu sonucu, o filtreye ait kenar kararma katsayıları elde edilir.
Aşağıdaki çizelgelerde Kurucz (1993) atmosfer modeli için, karacisim varsayımı için
2MASS filtrelerine ait L’egendre polinomu katsayılarının ve 2MASS filtreleri için
hesaplanmış kenar kararma katsayılarının bir kısmı bulunmaktadır. Katsayıların
tamamına Gökay, Gürol ve Derman (2013) çalışmasının on-line tablolarından
ulaşılabilir.
225
Kurucz (1993) atmosfer modeli ile yıldızların yüzey akıları belirlenirken, Wilson-
Devinney kodu tarafından kullanılan L’egendre polinomu katsayıları.
Filtre
Adı
logg
[cm/s2] [M/H] T0 (K) T1 (K)
Polinom
Derecesi c1 c2 c3 c4 c5
c6 c7 c8 c9 c10
...
J 3.5 0 3500 4250 4 13.240652 0.361330 -0.067086 0.013131 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
J 3.5 0 4250 7000 8 13.404337 0.868954 -0.270270 0.023966 0.005058
0.021582 -0.021305 0.006399 0.000000 0.000000
J 3.5 0 7000 7250 2 14.038726 0.031090 0.000000 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
J 3.5 0 7250 31000 10 -247.444071 683.221256 -856.951075 777.317032 -549.851269
307.443351 -133.557243 42.914550 -9.154614 0.974340
J 4 0 3500 4250 4 13.269833 0.281676 0.012686 -0.016571 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
J 4 0 4250 7500 9 15.065012 -3.412810 5.214035 -4.979481 3.508175
-1.876226 0.754627 -0.214806 0.036143 0.000000
J 4 0 7500 7750 2 14.094668 0.022038 0.000000 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
J 4 0 7750 35000 10 -280.212920 771.342848 -974.061687 892.816597 -640.928250
365.609149 -163.166133 54.389708 -12.222581 1.405031
J 4.5 0 3500 4500 4 13.278893 0.330383 0.045781 -0.034492 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
J 4.5 0 4500 8000 9 -1.579169 39.887551 -48.460668 42.604050 -28.926290
15.238875 -6.019893 1.630851 -0.236029 0.000000
J 4.5 0 8000 35000 10 -206.009484 576.221098 -725.066185 661.217744 -471.329768
266.321947 -117.349818 38.447075 -8.434739 0.937207
J 4.5 0 35000 40000 3 14.948494 0.100013 -0.015900 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
...
226
Karacisim modeli ile yıldızların yüzey akıları belirlenirken, Wilson-Devinney kodu
tarafından kullanılan L’egendre polinomu katsayıları.
Filtre
Adı T0 (K) T1 (K) c1 c2 c3 c4 c5
c6 c7 c8 c9 c10
J 500 2000 -281.633840 742.443810 -883.388980 750.927010 -493.292760
254.394980 -101.493890 29.931700 -5.895380 0.591060
J 1800 5600 -12.396319 64.794584 -73.399760 59.777980 -37.756329
18.786454 -7.256000 2.077885 -0.398525 0.038980
J 5400 20100 -6.040098 52.898606 -62.077810 52.404421 -34.260624
17.605939 -7.006670 2.063320 -0.406138 0.040736
J 19900 100100 -7.942234 60.359481 -72.104352 61.999509 -41.313086
21.643770 -8.779840 2.635007 -0.528555 0.054030
J 99900 500300 3.501649 32.857171 -38.585548 32.776592 -21.607534
11.208086 -4.505249 1.340331 -0.266615 0.027044
H 500 2000 -212.371400 567.732460 -675.542420 574.224390 -377.175900
194.485880 -77.580340 22.875280 -4.504650 0.451540
H 1800 5600 -6.498734 49.577296 -56.184910 45.832888 -28.991354
14.441218 -5.581618 1.599113 -0.306733 0.030002
H 5400 20100 -1.073019 39.165175 -45.702377 38.466249 -25.097877
12.878422 -5.119457 1.506226 -0.296297 0.029703
H 19900 100100 -4.880117 51.239209 -60.982618 52.296040 -34.764937
18.173378 -7.357208 2.203797 -0.441241 0.045025
H 99900 500300 3.558290 31.438642 -36.861192 31.273131 -20.597292
10.674457 -4.287156 1.274482 -0.253327 0.025678
Ks 500 2000 -163.266460 443.614870 -528.074780 449.048820 -295.052450
152.185860 -60.724200 17.909950 -3.527750 0.353690
Ks 1800 5600 -2.208034 38.180243 -43.243046 35.334470 -22.397416
11.179031 -4.328997 1.242213 -0.238610 0.023365
Ks 5400 20100 2.130707 29.923906 -34.675221 29.070690 -18.912981
9.682264 -3.841568 1.128503 -0.221674 0.022196
Ks 19900 100100 -2.955317 45.099087 -53.499434 45.770823 -30.364208
15.843267 -6.402426 1.914685 -0.382741 0.038998
Ks 99900 500300 3.476866 30.437032 -35.641950 30.213886 -19.884048
10.297652 -4.133037 1.227893 -0.243939 0.024712
227
Van Hamme (1993) tek renk (monokromatik) kenar kararma değerleri kullanılarak
hesaplanan, 2MASS filtrelerine ait kenar kararma tabloları.
Teff
(K)
logg
[cm/s2] [M/H]
Filtre
Adı u Qlin c1 c2 Qlog r1 r2 Qsqrt
...
5500 0 -5 J 0.302 0.0821 0.462 0.241 0.0130 -0.060 0.602 0.0023
5500 0.5 -5 J 0.302 0.0779 0.455 0.230 0.0116 -0.043 0.575 0.0024
5500 1 -5 J 0.302 0.0761 0.452 0.225 0.0106 -0.037 0.564 0.0030
5500 1.5 -5 J 0.299 0.0760 0.449 0.226 0.0101 -0.040 0.565 0.0039
5500 2 -5 J 0.294 0.0773 0.448 0.231 0.0096 -0.052 0.577 0.0049
5500 2.5 -5 J 0.288 0.0793 0.446 0.237 0.0094 -0.068 0.593 0.0057
5500 3 -5 J 0.282 0.0813 0.444 0.244 0.0093 -0.084 0.610 0.0063
5500 3.5 -5 J 0.276 0.0833 0.443 0.251 0.0092 -0.100 0.627 0.0066
5500 4 -5 J 0.268 0.0849 0.438 0.254 0.0101 -0.113 0.635 0.0062
5500 4.5 -5 J 0.258 0.0867 0.429 0.257 0.0120 -0.127 0.641 0.0054
5500 5 -5 J 0.244 0.0894 0.418 0.261 0.0144 -0.147 0.652 0.0053
5750 0 -5 J 0.342 0.0686 0.480 0.207 0.0092 0.031 0.519 0.0016
5750 0.5 -5 J 0.290 0.0819 0.453 0.244 0.0108 -0.075 0.610 0.0028
5750 1 -5 J 0.289 0.0783 0.444 0.232 0.0109 -0.059 0.580 0.0033
5750 1.5 -5 J 0.289 0.0769 0.442 0.229 0.0098 -0.054 0.573 0.0041
5750 2 -5 J 0.288 0.0771 0.442 0.231 0.0091 -0.059 0.577 0.0051
5750 2.5 -5 J 0.285 0.0781 0.441 0.235 0.0085 -0.068 0.588 0.0060
5750 3 -5 J 0.281 0.0793 0.441 0.240 0.0081 -0.079 0.600 0.0067
...
228
EK 5 Kepler Teleskobu İle Alınan Fotometrik Verileri Wilson-Devinney Programı
İle Modelleyebilmek İçin Gerekli Olan Katsayılar
Açıklama için Ek-4’e bakınız. Katsayıların tamamına Gökay, Özdemir ve Gürol (2019)
çalışmasının on-line tablolarından ulaşılabilir.
Kurucz (1993) atmosfer modeli ile yıldızların yüzey akıları belirlenirken, Wilson-
Devinney kodu tarafından kullanılan L’egendre polinomu katsayıları.
Filtre
Adı
logg
[cm/s2] [M/H] T0 (K) T1 (K)
Polinom
Derecesi c1 c2 c3 c4 c5
c6 c7 c8 c9 c10
...
13_14 3.5 0 7000 7250 2 14.790314 0.074427 0.000000 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 3.5 0 7250 31000 10 -578.506857 1545.139400 -1927.770840 1733.952940 -1213.391090
670.071233 -287.426354 91.402146 -19.435029 2.094894
13_14 4 0 3500 4250 4 13.089531 0.750644 -0.033632 -0.025843 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 4 0 4250 7500 9 24.157875 -26.068763 34.876974 -32.384463 22.968827
-12.569297 5.166771 -1.466407 0.229039 0.000000
13_14 4 0 7500 7750 2 14.910570 0.050522 0.000000 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 4 0 7750 35000 10 -748.928308 1993.857620 -2501.322800 2268.294100 -1605.111180
899.381934 -393.090451 128.081583 -28.142621 3.181284
13_14 4.5 0 3500 4500 4 13.041869 1.057889 -0.180679 0.013028 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 4.5 0 4500 8000 9 -43.104036 148.649585 -181.734747 159.728612 -108.012969
56.497026 -22.088151 5.903796 -0.839333 0.000000
13_14 4.5 0 8000 35000 10 -649.856848 1734.357130 -2172.696910 1966.057990 -1386.971180
773.852538 -336.240070 108.661520 -23.593716 2.619604
13_14 4.5 0 35000 40000 3 16.184319 0.098513 -0.014195 0.000000 0.000000
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 5 0 3500 4750 5 12.716530 1.979431 -0.936897 0.410582 -0.107288
0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000
13_14 5 0 4750 8250 9 21.278342 -17.866241 24.008903 -22.085796 15.448256
-8.303454 3.339647 -0.927888 0.142781 0.000000
...
229
Karacisim modeli ile yıldızların yüzey akıları belirlenirken, Wilson-Devinney kodu
tarafından kullanılan L’egendre polinomu katsayıları.
Filtre
Adı T0 (K) T1 (K) c1 c2 c3 c4 c5
c6 c7 c8 c9 c10
…
11_12 99900 500300 1.405458 41.531242 -49.181059 42.045676 -27.881788
14.544692 -5.877752 1.757419 -0.351163 0.035717
13_14 500 2000 -446.136195 1156.516070 -1378.787840 1175.469230 -774.843147
401.147779 -160.732107 47.622702 -9.425029 0.949110
13_14 1800 5600 -25.310492 96.688864 -108.667564 88.249928 -55.758433
27.789766 -10.755004 3.086216 -0.592852 0.058064
13_14 5400 20100 -21.237602 93.520294 -109.452657 91.783527 -59.543170
30.353686 -11.984089 3.501334 -0.683818 0.068003
13_14 19900 100100 -27.798442 114.595442 -138.367380 119.953894 -80.522559
42.478749 -17.345646 5.236962 -1.055981 0.108333
13_14 99900 500300 1.412321 41.512058 -49.157678 42.025973 -27.867276
14.537492 -5.874765 1.756531 -0.350979 0.035699
15_16 500 2000 -446.245806 1156.854140 -1379.217890 1175.849740 -775.103700
401.287420 -160.788762 47.639513 -9.428303 0.949432
15_16 1800 5600 -25.310654 96.706478 -108.709164 88.280841 -55.767115
27.785861 -10.749696 3.083606 -0.592160 0.057979
…
230
Van Hamme (1993) tek renk (monokromatik) kenar kararma değerleri kullanılarak
hesaplanan, 2MASS filtrelerine ait kenar kararma tabloları.
Teff
(K)
logg
[cm/s2] [M/H]
Filtre
Adı u Qlin c1 c2 Qlog r1 r2 Qsqrt
...
5750 1.5 0.3 13_14 0.558 0.0760 0.712 0.230 0.0086 0.212 0.576 0.0031
5750 2 0.3 13_14 0.560 0.0771 0.716 0.234 0.0086 0.208 0.586 0.0034
5750 2.5 0.3 13_14 0.564 0.0770 0.722 0.237 0.0077 0.208 0.593 0.0045
5750 3 0.3 13_14 0.568 0.0760 0.726 0.237 0.0071 0.213 0.592 0.0055
5750 3.5 0.3 13_14 0.574 0.0739 0.729 0.232 0.0067 0.225 0.581 0.0062
5750 4 0.3 13_14 0.580 0.0716 0.730 0.226 0.0067 0.240 0.566 0.0064
5750 4.5 0.3 13_14 0.583 0.0703 0.732 0.223 0.0067 0.249 0.557 0.0065
5750 5 0.3 13_14 0.585 0.0700 0.733 0.222 0.0067 0.252 0.555 0.0067
6000 0 0.3 13_14 0.626 0.0448 0.698 0.109 0.0059 0.463 0.272 0.0037
6000 0.5 0.3 13_14 0.627 0.0441 0.710 0.124 0.0074 0.440 0.311 0.0044
6000 1 0.3 13_14 0.626 0.0449 0.715 0.134 0.0079 0.426 0.334 0.0043
6000 1.5 0.3 13_14 0.547 0.0749 0.698 0.226 0.0093 0.209 0.564 0.0021
6000 2 0.3 13_14 0.533 0.0829 0.700 0.250 0.0096 0.157 0.626 0.0031
6000 2.5 0.3 13_14 0.537 0.0829 0.705 0.253 0.0088 0.157 0.632 0.0039
6000 3 0.3 13_14 0.540 0.0825 0.710 0.255 0.0078 0.158 0.637 0.0051
6000 3.5 0.3 13_14 0.546 0.0811 0.715 0.253 0.0069 0.165 0.634 0.0063
6000 4 0.3 13_14 0.550 0.0795 0.717 0.250 0.0065 0.175 0.626 0.0069
6000 4.5 0.3 13_14 0.554 0.0784 0.719 0.248 0.0063 0.181 0.621 0.0074
...
231
EK 6 S752 Sistemine Ait Kepler PDC-SAP Akıları Kullanılarak Elde Edilmiş Olan
Minimum Zamanları.
Minimum Hatası Türü Minimum Hatası Türü Minimum Hatası Türü Minimum Hatası Türü
2457139.69227 0.01261 I 2457158.57278 0.00217 II 2457176.19642 0.00231 II 2457195.79369 0.00046 I
2457139.86503 0.00034 II 2457158.75404 0.01251 I 2457176.36691 0.01103 I 2457196.14156 0.01136 I
2457140.05867 0.00732 I 2457158.92950 0.01917 II 2457176.56419 0.00131 II 2457196.34096 0.01932 II
2457140.22536 0.00548 II 2457159.09902 0.00860 I 2457176.73315 0.01449 I 2457196.50467 0.00324 I
2457140.40475 0.00276 I 2457159.29339 0.00083 II 2457177.09255 0.00039 I 2457196.69547 0.00374 II
2457140.58917 0.01232 II 2457159.47114 0.00174 I 2457177.27573 0.00093 II 2457196.85680 0.01026 I
2457140.76774 0.00268 I 2457159.65352 0.00060 II 2457177.44577 0.00075 I 2457197.06260 0.01098 II
2457140.93899 0.01305 II 2457159.83530 0.00269 I 2457177.63353 0.00524 II 2457197.23106 0.01290 I
2457141.12939 0.00455 I 2457160.01755 0.00295 II 2457177.81656 0.00728 I 2457197.41724 0.00763 II
2457141.30821 0.00127 II 2457160.18945 0.00077 I 2457178.00046 0.01198 II 2457197.59121 0.00361 I
2457141.48498 0.00454 I 2457160.36708 0.01599 II 2457178.16851 0.00672 I 2457197.80213 0.04244 II
2457141.66716 0.00476 II 2457160.54315 0.00202 I 2457178.35011 0.00054 II 2457197.96517 0.01268 I
2457141.84492 0.00265 I 2457160.72894 0.00538 II 2457178.52419 0.00060 I 2457198.30741 0.00042 I
2457142.02413 0.00078 II 2457160.89779 0.00038 I 2457178.71913 0.01140 II 2457198.49990 0.00437 II
2457142.19765 0.00619 I 2457161.09740 0.00746 II 2457178.88103 0.01302 I 2457198.66464 0.00571 I
2457142.38816 0.00032 II 2457161.27001 0.00321 I 2457179.06500 0.00014 II 2457198.86415 0.01246 II
2457142.56408 0.00598 I 2457161.45030 0.01068 II 2457179.24251 0.00398 I 2457199.02882 0.00467 I
2457142.74485 0.00210 II 2457161.62578 0.00049 I 2457179.43334 0.01359 II 2457199.21111 0.00322 II
2457142.93040 0.00346 I 2457161.82002 0.00543 II 2457179.60573 0.00429 I 2457199.40030 0.00845 I
2457143.28646 0.01319 I 2457161.98295 0.00822 I 2457179.78282 0.00485 II 2457199.56778 0.00272 II
2457143.46150 0.00429 II 2457162.17309 0.00039 II 2457179.97002 0.00066 I 2457199.76101 0.01190 I
2457143.64838 0.00779 I 2457162.33847 0.00798 I 2457180.15520 0.00503 II 2457199.94296 0.00849 II
2457143.82730 0.00263 II 2457162.53531 0.00133 II 2457180.33265 0.00604 I 2457200.10973 0.00508 I
2457144.00951 0.00180 I 2457162.70583 0.00096 I 2457180.50763 0.01582 II 2457200.28724 0.01138 II
2457144.18136 0.00617 II 2457162.89439 0.00062 II 2457180.67843 0.01312 I 2457200.46587 0.00463 I
2457144.36017 0.00038 I 2457163.06354 0.01618 I 2457180.86843 0.00806 II 2457200.65197 0.00559 II
2457144.53736 0.00173 II 2457163.25570 0.00863 II 2457181.03752 0.00168 I 2457200.82778 0.01158 I
2457144.74522 0.00998 I 2457163.42344 0.00309 I 2457181.25012 0.02144 II 2457201.01029 0.00426 II
2457144.90141 0.00611 II 2457163.60545 0.00403 II 2457181.40415 0.00534 I 2457201.55212 0.00595 I
2457145.08379 0.00102 I 2457163.97140 0.00521 II 2457181.59098 0.00478 II 2457201.72385 0.01214 II
2457145.25864 0.00162 II 2457164.14133 0.00413 I 2457181.76561 0.00017 I 2457201.91006 0.00052 I
2457145.44799 0.00124 I 2457164.33073 0.00043 II 2457181.95734 0.00095 II 2457202.08205 0.00255 II
2457145.62138 0.00692 II 2457164.50669 0.00469 I 2457182.12942 0.00218 I 2457202.45771 0.00631 II
2457145.98878 0.02628 II 2457164.68040 0.01073 II 2457182.48428 0.00245 I 2457202.62799 0.00452 I
2457146.16114 0.00838 I 2457164.86413 0.00542 I 2457182.85407 0.00334 I 2457202.83113 0.01671 II
2457146.52412 0.00020 I 2457165.40694 0.00420 II 2457183.03118 0.00180 II 2457202.98199 0.01117 I
2457146.70036 0.00519 II 2457165.58660 0.00082 I 2457183.21305 0.00432 I 2457203.17978 0.00599 II
2457147.06747 0.00225 II 2457165.76482 0.01591 II 2457183.37690 0.02179 II 2457203.34399 0.00040 I
2457147.24244 0.00284 I 2457165.94851 0.01253 I 2457183.56332 0.00119 I 2457203.52559 0.03333 II
2457147.41284 0.00077 II 2457166.12949 0.00275 II 2457183.74460 0.01239 II 2457203.70537 0.00125 I
2457147.60278 0.00009 I 2457166.29909 0.00058 I 2457184.13111 0.00642 II 2457203.88708 0.00184 II
2457147.78306 0.01852 II 2457166.48268 0.00620 II 2457184.28077 0.00021 I 2457204.07237 0.00949 I
2457147.96742 0.01259 I 2457166.66007 0.00071 I 2457184.48078 0.01376 II 2457204.41794 0.00205 I
2457148.14877 0.00091 II 2457167.03237 0.01932 I 2457184.83605 0.00313 II 2457204.60760 0.01245 II
2457148.68282 0.00139 I 2457167.38211 0.00542 I 2457185.00293 0.00096 I 2457204.77876 0.00210 I
2457148.86042 0.00361 II 2457167.56778 0.00072 II 2457185.19539 0.01280 II 2457204.97453 0.00981 II
2457149.21198 0.01168 II 2457167.74409 0.00132 I 2457185.54246 0.00291 II 2457205.14018 0.00240 I
2457149.40547 0.00647 I 2457167.93015 0.00021 II 2457185.72525 0.00272 I 2457205.33911 0.00699 II
2457149.57606 0.00556 II 2457168.10434 0.00283 I 2457185.90993 0.00895 II 2457205.69644 0.01875 II
2457149.76338 0.00352 I 2457168.28192 0.00265 II 2457186.08333 0.00039 I 2457205.86915 0.02163 I
2457150.11298 0.00146 I 2457168.45641 0.00452 I 2457186.26590 0.00035 II 2457206.05623 0.01264 II
2457150.30658 0.00619 II 2457168.64595 0.00061 II 2457186.44169 0.00295 I 2457206.21874 0.00335 I
2457150.64911 0.00404 II 2457168.82162 0.00040 I 2457186.80421 0.00139 I 2457206.40291 0.00114 II
2457150.82327 0.00880 I 2457169.01861 0.01331 II 2457187.15715 0.00338 I 2457206.57771 0.00110 I
2457151.02463 0.01447 II 2457169.18294 0.00377 I 2457187.52307 0.00106 I 2457206.76021 0.00250 II
2457151.19324 0.00155 I 2457169.35863 0.00876 II 2457187.70286 0.00139 II 2457206.92718 0.02882 I
2457151.38038 0.01238 II 2457169.54381 0.00238 I 2457187.88837 0.00450 I 2457207.13730 0.01270 II
2457151.54180 0.00506 I 2457169.72930 0.00999 II 2457188.06447 0.00081 II 2457207.29969 0.00097 I
2457151.72707 0.01318 II 2457169.89472 0.01075 I 2457188.23624 0.00054 I 2457207.48422 0.01118 II
2457151.91216 0.00285 I 2457170.07471 0.01091 II 2457188.42523 0.00634 II 2457207.66109 0.00333 I
2457152.09896 0.00458 II 2457170.25932 0.00065 I 2457188.60148 0.00353 I 2457207.84138 0.00281 II
2457152.27804 0.00037 I 2457170.44116 0.00147 II 2457188.79291 0.00123 II 2457208.20885 0.03878 II
2457152.64629 0.00347 I 2457170.61722 0.00546 I 2457188.97774 0.00523 I 2457208.38293 0.00294 I
2457152.83174 0.01271 II 2457170.80295 0.00078 II 2457189.31947 0.01050 I 2457208.56418 0.00370 II
2457152.99816 0.00737 I 2457170.99488 0.01418 I 2457189.50582 0.01267 II 2457208.75193 0.01250 I
2457153.18712 0.00484 II 2457171.15837 0.00383 II 2457189.67977 0.00048 I 2457209.09738 0.00093 I
2457153.35029 0.01778 I 2457171.32195 0.00369 I 2457189.87432 0.01273 II 2457209.46825 0.00770 I
2457153.70884 0.01365 I 2457171.51507 0.01050 II 2457190.02893 0.05229 I 2457209.82119 0.00109 I
2457153.89419 0.00153 II 2457171.69686 0.00288 I 2457190.22198 0.00982 II 2457210.00444 0.01350 II
2457154.06765 0.00078 I 2457171.88206 0.00255 II 2457190.40473 0.00021 I 2457210.19076 0.00678 I
2457154.25359 0.00704 II 2457172.05244 0.00135 I 2457190.59345 0.01725 II 2457210.37242 0.00296 II
2457154.43473 0.00243 I 2457172.24297 0.00405 II 2457190.75371 0.00057 I 2457210.53854 0.00111 I
2457154.79398 0.00992 I 2457172.41606 0.00251 I 2457190.94419 0.00543 II 2457210.71350 0.00176 II
2457154.97745 0.00056 II 2457172.58761 0.01271 II 2457191.11421 0.01104 I 2457210.91898 0.01629 I
2457155.15488 0.00120 I 2457172.78687 0.00401 I 2457191.46929 0.01314 I 2457211.26425 0.00802 I
2457155.34440 0.00075 II 2457172.96255 0.01590 II 2457191.66104 0.01918 II 2457211.45401 0.00929 II
2457155.52026 0.00429 I 2457173.13418 0.00592 I 2457191.84520 0.01657 I 2457211.79628 0.01312 II
2457155.69291 0.00764 II 2457173.32538 0.00085 II 2457192.20125 0.00427 I 2457211.97158 0.00220 I
2457155.87415 0.01172 I 2457173.49679 0.00101 I 2457192.38290 0.00777 II 2457212.16450 0.00099 II
2457156.06055 0.00331 II 2457173.68492 0.00048 II 2457192.56765 0.00977 I 2457212.33581 0.00318 I
2457156.22929 0.00096 I 2457173.85559 0.00176 I 2457192.75465 0.01300 II 2457212.51299 0.01265 II
2457156.41705 0.00228 II 2457174.03455 0.00188 II 2457192.90614 0.00550 I 2457212.70297 0.00510 I
2457156.59282 0.00065 I 2457174.20909 0.00025 I 2457193.29247 0.01704 I 2457212.89626 0.01906 II
2457156.77676 0.00018 II 2457174.40079 0.00057 II 2457193.45756 0.00141 II 2457213.05484 0.00485 I
2457156.95617 0.01206 I 2457174.57072 0.00107 I 2457193.63549 0.00113 I 2457213.23119 0.00402 II
2457157.12091 0.00232 II 2457174.76674 0.00450 II 2457193.83196 0.02598 II 2457213.41223 0.01060 I
2457157.48972 0.00420 II 2457174.93363 0.00864 I 2457194.00386 0.00848 I 2457213.78092 0.01063 I
2457157.66278 0.00721 I 2457175.12293 0.01096 II 2457194.17727 0.00443 II 2457213.94191 0.00020 II
2457157.85132 0.00194 II 2457175.29795 0.00139 I 2457194.34743 0.00045 I 2457214.14508 0.01021 I
2457158.03303 0.00081 I 2457175.48493 0.00625 II 2457194.54358 0.01876 II 2457214.32955 0.00352 II
2457158.22417 0.00167 II 2457175.65566 0.00025 I 2457195.06371 0.02001 I
2457158.38973 0.00246 I 2457175.83799 0.01048 II 2457195.61608 0.00152 II
232
ÖZGEÇMİŞ
Adı Soyadı : H.Gökhan GÖKAY
Doğum Yeri : Ankara
Doğum Tarihi : 08/10/1979
Medeni Hali : Bekar
Yabancı Dili : İngilizce
Eğitim Durumu (Kurum ve Yıl)
Lise : Ankara Kurtuluş Lisesi (1995)
Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri
Bölümü (2001)
Yüksek Lisans : Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay
Bilimleri Anabilim Dalı (Temmuz 2004)
Doktora : Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay
Bilimleri Anabilim Dalı (Mart 2020)
Çalıştığı Kurum/Kurumlar ve Yıl
Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Araştırma
Görevlisi (2002 - 2010)
Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Astronom
(2010 - halen)
Yayınları (SCI)
Gökay, G., Özdemir, S. ve Gürol, B., Revised Orbital Parameters of Beaming Eclipsing
Binary System HV Cnc from Kepler Photometry, New Astronomy, 2019, 1384-1076,
75, 1, 1 (Tez Yayını).
Gürol, B., Gökay, G., Saral Fragkos, G., Mutlay, H., Cerit, S., Terzioğlu, Z., Absolute
and geometric parameters of contact binary GW Cnc, New Astronomy, 2016, 1384-
1076, 46, 1, 31.
233
Gökay, G., Gürol, B., Derman, E., Multiband Photometric and Spectroscopic Analysis
of HV Cnc, Astronomical Journal, 2013, 0004-6256, 146, 5 (Tez Yayını).
Gürol, B., Derman, E., Saguner, T., Mutlay, H., Terzioğlu, Z., Gökay, G., Demircan, Y.,
Okan, A., Saral, G., Absolute and geometric parameters of W UMa type contact binary
TYC 1174-344-1, New Astronomy, 2011, 1384-1076, 16, 4, 242-249.
Gürol, B., Terzioğlu, Z., Mutlay, H., Gökay, G., Derman, E., Absolute and geometric
parameters of the W UMa-type contact binary V404 Pegasi, Astronomische
Nachrichten, 2011, 0004-6337, 332, 7, 690-696.
Hakemli Dergiler
Gökay, G., Derman, E., Gürol, B., Minima Times of Three Selected Systems in Cancer,
Information Bulletin on Variable Stars, 2017, 1587-2440, 6206, 1, 1.
Terzioğlu, Z., Mutlay, H., Saral Fragkos, G., Bağıran, M. N., Gökay, G., Kılıç, Y.,
Demircan, Y., Okan, A., Doğruel, M. B., Alpsoy, M., Cerit, S., Shameoni Niaei, M.,
Yıldırım, C., Gürol, B., Minima Times of Some Eclipsing Binary Stars, Information
Bulletin on Variable Stars, 2015, 1587-2440, 6128, 1, 1.
Mutlay, H., Demircan, Y., Gökay, G., Okan, A., Terzioğlu, Z., Saral Fragkos, G.,
Shameoni Niaei, M., Kılıç, Y., Cerit, S., Alpsoy, M., Yolkolu, A., Şahin, Ş. Ş., Gürol,
B., New times of minima for some eclipsing binary stars, Information Bulletin on
Variable Stars, 2013, 1587-2440, 6075, 1, 1.
Gökay, G., Demircan, Y., Mutlay, H., Terzioğlu, Z., Okan, A., Doğruel, M. B., Saral
Fragkos, G., Cerit, S., Shameoni Niaei, M., Kılıç, Y., Çoker, D., Derman, E., Gürol, B.,
Minima times of some eclipsing binary stars, Information Bulletin on Variable Stars,
2012, 1587-2440, 6039, 1, 1.
Demircan, Y., Gökay, G., Okan, A., Mutlay, H., Terzioğlu, Z., Saral Fragkos, G., Kılıç,
Y., Cerit, S., Shameoni Niaei, M., Aydın, M. E., Demirhan, U., Gürol, B., Times of
Minima of some eclipsing binary stars, Information Bulletin on Variable Stars, 2012,
1587-2440, 6041, 1, 1.
Demircan, Y., Gürol, B., Gökay, G., Terzioğlu, Z., Saral Fragkos, G., Mutlay, H., Okan,
A., Demirhan, U., Çoker, D., Derman, E., Minima Times of Some Eclipsing Binary
Stars, Information Bulletin on Variable Stars, 2011, 1587-2440, 5965, 1, 1.
Gökay, G., Demircan, Y., Terzioğlu, Z., Mutlay, H., Okan, A., Çoker, D., Saral
Fragkos, G., Gürol, B., Derman, E., Minima Times of Some Eclipsing Binary Stars,
Information Bulletin on Variable Stars, 2010, 1587-2440, 5922, 1, 1.
Gürol, B., Derman, E., Müyesseroğlu, Z., Gürdemir, L., Gökay, G., Özbek, N., Sağır,
U., Kalcı, R., Salman, G., Çoker, D., Eminoğlu, F. B., Demircan, Y., Terzioğlu, Z.,
Minima Times of Some Eclipsing Binary Stars, Information Bulletin on Variable Stars,
2007, 1587-2440, 5791, 1, 1.
234
Ulusal Kongre Sunum
Gökay, G., Özdemir, S., Doppler Hüzmelenmesi Gösteren Çift Sistemlerde
Fotometriden Dikine Hız Eldesi, Sözlü Sunum, XXI. Ulusal Astronomi Kongresi, 03
Eylül 2018, 07 Eylül 2018.
Demircan, Y., Terzioğlu, Z., Gökay, G., Gürol, B., Derman, E., EI CVn Yıldız
Sisteminin İlk Fotometrik Analizi, Sözlü Sunum, XVII.Ulusal Astronomi Kongresi, 31
Ağustos 2010, 04 Eylül 2010.
Mutlay, H., Gökay, G., Terzioğlu, Z., Gürol, B., Okan, A., TYC 1761-1246-1
Sisteminin İlk Işık ve Dikine Hız Eğrisi Analizi, Sözlü Sunum, XVII.Ulusal Astronomi
Kongresi, 31 Ağustos 2010, 04 Eylül 2010.
Gökay, G., Demircan, Y., Terzioğlu, Z., Saral Fragkos, G., Mutlay, H., Okan, A., Gürol,
B., TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) ve Ankara Üniversitesi Gözlemevi
(AÜG)’ndeki Meteorolojik Koşullar, Poster Sunumu, XVII.Ulusal Astronomi Kongresi,
31 Ağustos 2010, 04 Eylül 2010.
Terzioğlu, Z., Gökay, G., Demircan, Y., Gürol, B., Derman, E., ASAS 013630-0150.3
Yıldız Sisteminin İlk Tayfsal ve Fotometrik Analizi, Sözlü Sunum, XVI. Ulusal
Astronomi Kongresi, 08 Eylül 2008, 12 Eylül 2008.
Demircan, Y., Gürol, B., Gökay ,G., Derman, E., ASAS 025832-0552.4 Örten Çift
Yıldız Sisteminin İlk Tayfsal ve Fotometrik Analizi, Sözlü Sunum, XVI. Ulusal
Astronomi Kongresi, 08 Eylül 2008, 12 Eylül 2008.
Gökay, G., Gürol, B., Demircan, Y., Terzioğlu, Z., ES Cnc Blue Straggler Yıldızının
Tayfsal ve Fotometrik Analizi, Sözlü Sunum, XVI. Ulusal Astronomi Kongresi, 08
Eylül 2008, 12 Eylül 2008.
Demircan, Y., Gökay, G., Derman, E., HD65498 Örten Çift Yıldızının İlk Işık Eğrisi
Çözümü, Sözlü Sunum, XV. Ulusal Astronomi Kongresi, 28 Ağustos 2006, 01 Eylül
2006.
Terzioğlu, Z., Gökay, G., Derman, E., Parçalı Tutulma Gösteren Sistemlerde Kütle
Oranı Taraması Sonuç Veriyor Mu?, Sözlü Sunum, XV. Ulusal Astronomi Kongresi, 28
Ağustos 2006, 01 Eylül 2006.
Gökay, G., Kalcı, R., Demircan, Y., Derman, E., V566 Oph Örten Çift Yıldızının Işık
Eğrisi Çözümü, Sözlü Sunum, XV. Ulusal Astronomi Kongresi, 28 Ağustos 2006, 01
Eylül 2006.
Uluslararası Kongre Sunum
Gürol, B., Gülgönül, Ş., Gökay, G., Okan, A., Öz, I., Optical Monitoring of
Intersatellite Distance Between Turksat-2A and Turksat-3A, Sözlü Sunum, Recent
Advances in Space Technologies, 09 Haziran 2011, 09 Haziran 2011, 337 - 340.
top related