pending

Projemiz, "zamanlama" yöntemi kullanılarak seçilmiş bazı yakın örten çift yıldız sistemlerinde (Post-Common Envelope Binary Stars, PCEBs: Ortak Zarf Sonrası Çift Yıldızlar ve Kataklismik Değişenler, CV’ ler gibi) 3. cisim veya gezegen varlığının araştırılmasını kapsamaktadır. Bu araştırmalar yapılırken incelenen çift yıldız sistemlerinin örtülme zamanları incelenerek yörüngesel periyotlarında değişimlerin olup olmadığına bakılır.

Güneş Sistemi dışında gözlenen gezegenleri, Güneş Sistemi üyesi olanlardan ayırmak amacıyla bu dış gezegenlere “ötegezegen” adı verilmiştir. Gezegenler, birkaç milyon yılda şekillenen ön gezegen disklerdeki tozun makroskobik boyuttaki ilk hali “planetesimal” ları meydana getirmesinin ardından kabaca birkaç Myılda gaz; 10 ile 100 Myılda karasal kütlelere dönüşmesiyle oluşur. (Armitage, 2009). Gezegenlerin temel parametreleri, kütle ve yarıçaptır.

The observations proposed here will provide crucial piece of information in our long-term programme of monitoring selected microlensing events, candidates for black hole lenses. We concentrate on rare bright but also long events (t_E>100 days) for which Gaia will provide astrometric time-series resulting in the measurement of the Einstein radius. However, without the spectroscopic observations carried out close to the maximum magnification, it will be impossible to unambiguously attribute a black hole to the lens.

Proje Yürütücüsü: Aysun AKYÜZ, ÖZET: Süpernova kalıntıları (SNK), yıldız evriminin son aşaması olan süpernova patlamalarından geriye kalan atıklardır. SNK’ ların incelenmesi, süpernovaları oluşturan ata yıldızları ve patlamaların oluşum oranlarının tahmininin yanı sıra, yıldızlararası ortamın madde bolluğunun, yoğunluğunun ve yıldız evriminin erken evrelerinin anlaşılmasında oldukça önemlidir. Ayrıca çok sayıda süpernova kalıntısının çalışılmasıyla bu gök cisimlerinin ve ata cisimlerinin evrimleri konusunda daha fazla bilgi edinilmektedir.

Bütün sıcak yıldızlar ışıma ile sürüklenen rüzgârlara sahiptir. Yıldızlar belirli bir ışınım gücünün üstüne çıkar çıkmaz sahip oldukları bu rüzgârlar tayfsal çizgilerde doğrudan gözlenebilir. Tayf tipi O, B ve A olan büyük kütleli yıldızlar için sınır 104 Lʘ ile uyuşmaktadır. Bütün büyük kütleli yıldızlar bu başlangıç ışınım gücünün üstünde bütün ömürleri boyunca oluşturdukları rüzgârların tayfsal delillerini doğrudan gösterirler (Abbott 1979). Orta ve küçük kütleli yıldızlar (MZAMS ≤ 8 Mʘ) bu yıldızların evrim aşaması AGB sonrası ve Beyaz Cüce final evresi aralığındadır.