625435 (1).pdf - Akademik Arşiv Sistemi - Ankara Üniversitesi

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


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.


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.


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


Şekil 4.17 NGC 188 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak 20

kaynak. .............................................................................................................. 75




kaynak. .............................................................................................................. 78




kaynak. .............................................................................................................. 80




kaynak. .............................................................................................................. 82



Şekil 4.25 NGC 2420 yıldız kümesine ait CMD’nin dönüm noktası bölgesi. ................ 84


kaynak. .............................................................................................................. 85




kaynak. .............................................................................................................. 87




kaynak. .............................................................................................................. 88

xii

Şekil 4.31 Melotte 111 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın


Şekil 4.32 Melotte-111 küme üyeleri arasından seçilmiş NUV bandında en parlak

20 kaynak. ......................................................................................................... 92




kaynak. .............................................................................................................. 94

Şekil 4.35 Tombaugh-5 yıldız kümesinde moröte bölgede en parlak 20 kaynağın


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


Şekil 4.41 King-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında


Şekil 4.42 NGC 1647 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında








xiii





Şekil 4.48 Tombaugh-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında


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



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 125



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



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 131

Şekil 4.66 EX Cnc sisteminin RTT150 teleskobu ile yapılan fotometrik gözlemleri. .. 133



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 135



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


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



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



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 183

xvii


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


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



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 187



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 188



kütüphane tayfı. ............................................................................................... 189


kullanılarak evrelendirilmiş ışık eğrisi verilmiştir. ......................................... 190



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


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


olan 20 kaynak. .......................................................................................... 77

Çizelge 4.10 NGC 1647 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en


Çizelge 4.11 NGC 1817 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en



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


olan 20 kaynak. .......................................................................................... 86


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


xx


olan 20 kaynak. .......................................................................................... 93

Çizelge 4.20 Tombaugh 5 yıldız kümesi üyeleri içinde NUV bandı parlaklığı en


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 4.34 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 4.37 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



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






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 4.48 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 4.53 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. ................... 144



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 4.62 Kaynağın küme üyelik olasılığına dair yapılmış çalışmalar. İkinci

kolonda dikkate alınan parametre(ler) verilmiştir. .................................. 161


parametreler. ............................................................................................ 162











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 4.80 HD75299 sisteminin konum ve parlaklık değerleri. ................................ 184





belirlenmiş frekanslar. ............................................................................. 190


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)


(Å)


(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


Gauss eğrisini göstermektedir.

61

Şekil 4.4 Melotte 111, NGC 2506, Tombaugh 5 ve NGC 2682 yıldız kümelerine ait


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.


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.


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.



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




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.


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




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.


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




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.


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 4.25 NGC 2420 yıldız kümesine ait CMD’nin dönüm noktası bölgesi.

85


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


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



87


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.


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




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


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


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 - - -



94


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


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

99

Şekil 4.37 Seçilen küme bölgelerinde optik karşılığı olmayan kaynakların parlaklık

dağılımları.

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


102

Şekil 4.41 King-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında




103





104





105



Şekil 4.48 Tombaugh-5 küme bölgesinde optik karşılığı olmayan ve NUV bandında


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.


GALEX


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.


GALEX


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


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



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


GALEX


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


77 μ Zhao vd. (1993)

100 μ, Vr Milone ve Latham (1994)


78

33

μ


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



kütüphane tayfı.

Çizelge 4.38 S968’in literatürde verilmiş tayf türü, etkin sıcaklık ve yüzey çekim ivmesi

değerleri.


Am 8560 4.13 Mathys (1991)

8000 Milone vd. (1992)



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.


GALEX


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





76 μ Zhao vd. (1993)

28

89

μ



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.



kütüphane tayfları.

128


ivmesi değerleri.


8290 4.14 Mathys (1991)

7700 Pritchet ve Glaspey (1991)

A4 Simoda (1991)

7000 Milone vd. (1992)


A7 III 7000-8053 Deng vd. (1999)


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


belirlenmiştir.


GALEX


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



kütüphane tayfı.


ivmesi değerleri.


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


belirlenmiştir.

134


GALEX


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


Üyelik

Olasılığı

(%)

Kullanılan




75 μ Zhao vd. (1993)

95 μ,Vr Milone ve Latham (1994)


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



kütüphane tayfı.


ivmesi değerleri. Liu vd. (2008), belirledikleri logg değerinin Mathys

(1991) tarafından verilen değere göre oldukça yüksek çıkmasını, sistemin

çift yıldız olması nedenine bağlamıştır.


3.91 Mathys (1991)

7500 Milone vd. (1992)



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.


GALEX


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




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.



kütüphane tayfı.

138


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)


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


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


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.


GALEX


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



92 μ Zhao vd. (1993)


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



kütüphane tayfı.


ivmesi değerleri.


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


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.


GALEX


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



100 μ, Vr Milone ve Latham (1994)


0 (0, 47) μ, Vr Frinchaboy ve Majewski (2008)


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



kütüphane tayfı.


parametreler.


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.


GALEX


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


GALEX


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.


GALEX


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.


GALEX


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


GALEX


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)


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.


GALEX


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)


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.


GALEX


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)


(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


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


GALEX


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)



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.


GALEX


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)


(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


belirlenmiştir. Kaynak büyük olasılıkla küme üyesidir.


GALEX


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


belirlenmiştir. Bu nedenle kaynağın küme üyesi olmadığına karar verilmiştir.

Çizelge 4.74 GSC 814 601 sisteminin konum ve parlaklık değerleri.

GALEX


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


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


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.


GALEX


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.


GALEX


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



kütüphane tayfı.

4.3.21.4 Kaynak 11 (S1381)

GALEX koordinatlarına göre kaynağın optik karşılığı GSC 814-618 (S1381) olarak


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.


GALEX


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.



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


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


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.


GALEX


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.



veren kütüphane tayfı.

188

4.3.21.8 Kaynak 16 (S1522)


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


belirlenmiştir. Bu nedenle küme üyesi olarak değerlendirilmemiştir.


GALEX


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.



kütüphane tayfı.

189

4.3.21.9 Kaynak 17 (S1510)


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.


GALEX


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.



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.


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


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.


GALEX


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



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


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


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.


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.


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.


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.


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 &


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


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.


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


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


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.


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


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 &


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


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.


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


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


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.


Soubiran, C. vd. 2010. The pastel catalogue of stellar parameters. Astronomy and


Stellingwerf, R. F. 1979. Pulsation in the lower cepheid strip. i - linear survey. The


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.


Tkachenko, A. vd. 2013. Detection of a large sample of γ doradus stars from kepler

space photometry and high-resolution ground-based spectroscopy. Astronomy &


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


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


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


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).


Zhang, B. vd. 2015. Candidate members of star clusters from lamost dr2. Research in


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


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,


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,


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,


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.

625435 (1).pdf - Akademik Arşiv Sistemi - Ankara Üniversitesi

Documents