fdsd - ?stanbul Üniversitesi | Fen Bilimleri Enstitüsü

YÜKSEK L?SANS
?Ç?NDEK?LER
ÖNSÖZ
1.BÖLÜM
TEZ ÖZETLER?
1. Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dal?
2. Fizik Anabilim Dal?
3. Biyoloji Anabilim Dal?
4. Matematik Anabilim Dal?
5. Moleküler Biyoloji ve Genetik Anabilim Dal?
6. Orman Mühendisli?i Anabilim Dal?
7. Orman Endüstri Mühendisli?i Anabilim Dal?
8. Peyzaj Mimarl??? Anabilim Dal?
9. Kimya Anabilim Dal?
10. Kimya Mühendisli?i Anabilim Dal?
11. Jeoloji Mühendisli?i Anabilim Dal?
12. Jeofizik Mühendisli?i Anabilim Dal?
13. Makine Mühendisli?i Anabilim Dal?
14. Endüstri Mühendisli?i Anabilim Dal?
15. Bilgisayar Bilimleri Mühendisli?i Anabilim Dal?
16. Çevre Mühendisli?i Anabilim Dal?
17. Elektrik-Elektronik Mühendisli?i Anabilim Dal?
18. ?n?aat Mühendisli?i Anabilim Dal?
19. Maden Mühendisli?i Anabilim Dal?
20. Metalurji ve Malzeme Mühendisli?i Anabilim Dal?
21. Deniz Ula?t?rma ??letme Mühendisli?i Anabilim Dal?
22. Savunma Teknolojileri Anabilim Dal?
23. Biyomedikal Mühendisli?i Anabilim Dal?
24. Su Ürünleri Yeti?tiricili?i Anabilim Dal?
25. Su Ürünleri Temel Bilimleri Anabilim Dal?
26. Su Ürünleri Avlama ve ??leme Teknolojisi Anabilim Dal?
1.30
Enformatik..................................................................
......................................................... ASTRONOM? VE UZAY B?L?MLER? ANAB?L?M DALI
SEZEN ?ebnem Dan??man : Doç. Dr. Füsun L?MBOZ
Anabilim Dal? : Astronomi ve Uzay Bilimleri
Mezuniyet Y?l? : 2008
Tez Savunma Jürisi : Doç. Dr. Füsun L?MBOZ
Prof. Dr. H. Gökmen TEKTUNALI
Prof. Dr. H. Hüseyin MENTE?E
Doç. Dr. Yüksel KARATA?
Prof. Dr. Çetin BOLCAL
Fotometrik K?rm?z?ya Kayma Yöntemi ile Lüminozite Fonksiyonu Hesab?
Galaksilerin k?rm?z?ya kayma (z) de?erlerinin bulunmas? geni? ölçekli
evren çal??malar? aç?s?ndan oldukça önemlidir. K?rm?z?ya kayma de?erleri
yard?m?yla galaksilerin ve galaksi kümelerinin bizden uzakla?ma h?zlar?
yani bir ba?ka deyi?le evrenin geni?leme h?z? bulunabilir. Bu da gözlemsel
kozmolojinin en önemli çal??ma alanlar?ndan biridir. Evrenin geni?leme h?z?
bize evrendeki madde yo?unlu?u ve buna ba?l? olarak evrenin gelece?i ile
ilgili bilgi verece?inden, k?rm?z?ya kayma de?erlerinin sa?l?kl? bir
?ekilde bulunabilmesi oldukça büyük önem ta??maktad?r.
Bu tez çal??mas?nda galaksilerin k?rm?z?ya kaymalar?n?n tayininde
kullan?lan yöntemlerden fotometrik k?rm?z?ya kayma yöntemi detayl? bir
?ekilde anlat?lm??t?r. Yöntemin tarihçesi anlat?ld?ktan sonra günümüzdeki
uygulanma ?ekli ile avantaj ve dezavantajlar?, spektroskopik yöntem ile
kar??la?t?r?larak belirtilmi?tir.
Abell 2040 galaksi kümesine ait fotometrik veriler (Ek 1'de
verilmi?tir) Sloan Digital Sky Survey (SDSS)'den al?narak Le PHARE program?
ile kümeye ait fotometrik k?rm?z?ya kayma de?erleri bulunmu? ve literatürde
yeralan spektroskopik k?rm?z?ya kayma de?erleri ile kar??la?t?r?lm??t?r.
Sonuçta, ?z=0,051'lik bir hata ile kümenin k?rm?z?ya kaymas? bulunmu?tur.
Bu k?rm?z?ya kaymadan itibaren yap?lan hesaplama ile kümenin Samanyolu
galaksisinden uzakl??? yakla??k olarak 424,3 Mpc'tir. (Abell 2040 galaksi
kümesine ait galaksi resimleri Ek 2'de verilmi?tir)
Abell 2040 kümesinin lüminozite fonksiyonu Mg = -20,5 kadire kadar
tam olarak elde edilebilmi?tir. Elde edilen lüminozite da??l?m? literatürde
verilen lüminozite fonksiyonlar? ile uyumludur. Sönük galaksilerin
say?s?n?n fazla olmas? grafiklerde belirgin bir ?ekilde görülmektedir.
Lüminozite fonksiyonunun en parlak ucunda -23 kadirde çok parlak bir
galaksi yer almaktad?r. Bu galaksi muhtemelen Abell 2040 kümesinin
merkezindeki hakim galaksidir. Dressler'in (1980) listesinde de bu galaksi
D s?n?f? olarak belirtilmi?tir.
Estimation of Luminosity Funct?on with Photometric Redsh?ft Method
Obtaining redshifts of galaxies plays an important role in cosmology
studies. With help of redshift values, radial velocities of galaxies and
galaxy clusters can be found. This leads to the expanding velocity of the
universe. This is one of the most important subjects in observational
cosmology. Expanding velocity of the universe gives us information about
matter density which affect the fate of the universe. Therefore, estimating
redshift values with a high accuracy is very important issue in cosmology.
In this thesis, photometric redshift estimation method as one of the
methods for redshift estimation was described. After a brief history and
development, application of the method was described. Advantages and
disadvantages of the method were given comparing to the spectroscopic
method.
Photometric data of Abell 2040 galaxy cluster are taken from Sloan
Digital Sky Survey (SDSS) and using Le PHARE software photometric redshifts
of the cluster are calculated. Comparing the results in the literature,
redshift of the cluster is estimated with an error of ?z=0,051. According
to this redshift, distance of the Abell 2040 is found as 424,3 Mpc.
Luminosity function of the cluster could be constructed up to Mg =
-20,5 magnitude completely. Obtained luminosity function of the cluster is
in well agreement with luminosity functions in the literature. Number of
galaxies increase towards faint magnitudes can be seen clearly in the
graphs. At the bright end of luminosity function of the cluster there is
one galaxy which is probably the central dominated galaxy of the cluster.
In Dressler's (1980) list this galaxy was listed as the D type galaxy which
is very concordant with this thought. GÜNE? Orhan Dan??man : Doç.Dr. Yüksel KARATA?
Anabilim Dal? : Astronomi ve Uzay Bilimleri
Mezuniyet Y?l? : 2008
Tez Savunma Jürisi : Doç.Dr. Yüksel KARATA?
Prof.Dr. H. Gökmen TEKTUNALI
Prof.Dr. H. Hüseyin MENTE?E
Doç.Dr. A. Talat SAYGAÇ,
Yard.Doç.Dr. Saffettin YILDIRIM
Derin Gökyüzü Taramas?nda Y?ld?z Popülasyonlar?
Bu çal??amada, D4 alan?n?n MEGACAM u(g'r'i'z' fotometrisi ile 17
( i' ( 21 ve HLR ( -2.82 kriterlerine göre y?ld?zlar?n galaksilerden
ay?r?m? yap?larak, F ve G spektrel tipten alan y?ld?zlar? için, y?ld?z
popülasyonlar?n?n ay?r?m?, metal bollu?u da??l?m?, metal gradiyenti
çal???lm??t?r. 834 y?ld?z?n metal bollu?u da??l?m?nda y?ld?z
popülasyonlar?n?n ortalama metal bollu?u de?eri, kal?n diskin
= -0.72 ( 0.39, y?ld?zlar halosunun -1.35 ( 0.96 ve VMP y?ld?zlar?n?n
ise -2.22 ( 0.66 olarak elde edilmi?tir. Kal?n diskin [Fe/H] = -0.72 (
0.39 de?eri, (Trefzger ve di?. 1989 ; [Fe/H] ( -0.60), (Gilmore ve Wyse
1985; [Fe/H] = -0.60), (Allende Prieto ve ark. 2006; [Fe/H] = -0.70) dex
de?eri ile uyum içerisindedir. Kal?n diskte ortalama metal bollu?unda bir
metal gradiyenti tespit edilememi?tir.
Y?ld?zlar halosu için elde edilen = -1.35 ( 0.96 de?eri,
(Allende Prieto ve ark. 2006; [Fe/H] = -1.40 ) de?eri ile uyum
içerisindedir.
z = [4, 8.5] kpc uzakl???nda iç haloda -0.10 dex/kpc de?erinde küçük bir
metal gradiyent tespit edilmi?tir. Metalce çok fakir VMP y?ld?zlar? için
bulunan -2.22 ( 0.66 dex bolluk de?eri, Carollo ve ark. (2007) a ait SDSS
DR5 verilerinden elde edilen [Fe/H] = -2.2 de?eri ile oldukça uyum
içerisindedir.
?ekil 4.13 deki ya?- [Fe/H]- (g'-r') diyagram?nda, (1.55 ( [Fe/H]
( -1.95 ; < 11 Gyr; (g'-r') < 0.2; z ( 14 - 17 kpc) de?erlerindeki 3
y?ld?z cüce galaksilerden galaksimize etkile?mesi sürecinde b?rak?lm??
y?ld?zlar olabilir (Searle ve Zinn 1978).
(g'-r < 0.2; [Fe/H] = -0.73 ; < 6 Gyr; z ( 22 kpc) de?erlerine sahip
bir y?ld?z, Blue Straggler aday? olabilir (Carney ve di?. 1994).
Stellar Populations in Deep Sky Survey
In this study we have separated stars from galaxies via the
criterions HLR ( 2.82 and 17 < i' < 21, by using MegaCam u(g'r'i'z'
photometry in D4 field. We have studied the metal abundance and
metallicity gradient of Galactic stellar populations in CFHTLS D4 field.
Our mean abundance values, which are derived from the metallicty
distribution of 834 distant F and G type stars are -0.72 ( 0.39 dex
for the thick disk, -1.35( 0.96 dex for stellar halo, and -2.22 ( 0.66
dex for VMP stars, respectively. Metal abundance value, -0.72 dex for
the thick disk is in concordance well with the ones of (Trefzger et al.
1989 ; [Fe/H] ( -0.60), (Gilmore and Wyse 1985; [Fe/H] = -0.60),
(Allende Prieto et al. 2006; [Fe/H] = -0.70) . No vertical abundance
gradient for the thick disk at the distance of z =[2.5, 6.5] kpc is
detected.
Derived abundance value -1.35 dex for stellar halo is in agreement
well with the one of(Allende Prieto et al. 2006; [Fe/H] = -1.40). There
does not exist any change in mean metal abundance for inner halo, z = [4,
8.5] kpc. A metallicity peak around -2.22 dex for VMP stars is in good
agreement with the -2.2 dex, given by Carollo et al. (2007) from the
spectroscopic and kinematic data of SDSS DR5.
The two mean metal abundances -1.35 dex (inner halo) and -2.2 dex (outer
halo) support an idea that halo is two broadly overlapping structural
components - inner and outer halo.
As can be seen from Figure 4.13, which shows the relation of [Fe/H]-
(g'-r') in terms of age, three stars with the values of (1.55 ( [Fe/H]
( -1.95 ; < 11 Gyr; (g'-r') < 0.2; z ( 14 - 17 kpc) may be accreted
via the collisional processes between dwarf galaxies such as Sagittarius,
Carina and our Galaxy ( Searle ve Zinn 1978). Only one star with (g'-r
< 0.2; [Fe/H