GT Eri'nin Tayfsal ve Fotometrik Veri Analizi

EJONS 9(4) Pages: 352-361 352 EJONS Uluslararası Matematik, Mühendislik ve Doğa Bilimleri Dergisi International Journal on Mathematic, Engineering and Natural Sciences Research Article e-ISSN: 2602 - 4136 https://doi.org/10.5281/zenodo.17941580 GT Eri’nin Tayfsal ve Fotometrik Veri Analizi Derya SÜRGİT *1,2, Aslı BOLAT 1,2 1 Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi, Astrofizik Araştırma Merkezi ve Ulupınar Gözlemevi, Çanakkale, Türkiye 2 Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi, Fen Fakültesi, Uzay Bilimleri ve Teknolojileri Bölümü, Çanakkale, Türkiye Sorumlu Yazar Email: [email protected] Makale Tarihçesi Özet: Bu çalışmada Güney yarımküre gökyüzünden seçilen, Algol türü çift yıldız GT Eri’nin fotometrik ve tayfsal gözlem veri analizi sunulmuştur. GT Eri çift sisteminin tayfsal gözlemleri, 2012-2013 ve 2022 gözlem sezonu içerisinde Güney Afrika Astromi Gözlemevi’nde (South Africa Astronomical Observatory, SAAO), 1,9 m Cassegrain teleskobu ve buna bağlı SITe ve SpUpNIC CCD kamera ile slit (grating) tayf çekeri kullanılarak yapılmıştır. GT Eri çift sisteminin fotometrik analizi için TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) verisi kullanılmıştır. Seçilen sistemin tayfsal gözlem verilerinin indirgenmesi ve baş bileşenin dikine hız eğrisinin elde edilmesinde IRAF yazılımı içinde yer alan paketler kullanılmıştır. GT Eri’nin fotometrik veri analizinde Wilson-Devinney yöntemi kullanılmıştır. Çift sistemin fotometrik ve tayfsal veri analiz sonuçları birleştirilerek çift sistemin mutlak parametreleri belirlenmiş ve evrim durumları yorumlanmıştır. Geliş: 01.10.2025 Kabul: 31.10.2025 Anahtar Kelimeler Örten Çift Yıldızlar, Tayf, Mutlak Parametre, GT Eri Spectroscopic and Photometric Data Analysis of GT Eri Article Info Abstract: In this study, the photometric and spectroscopic observational data analysis of the Algol-type binary system GT Eri, selected from the southern hemisphere sky, is presented. The spectroscopic observations of GT Eri were carried out during the 2012–2013 and 2022 observing seasons at the South African Astronomical Observatory (SAAO), using the 1.9 m Cassegrain telescope equipped with SITe and SpUpNIC CCD cameras and a slit (grating) spectrograph. For the photometric analysis of GT Eri, data from the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) were used. The spectroscopic data reduction and the determination of the radial velocity curve of the primary component were performed using the packages available within the IRAF software. The photometric analysis of GT Eri was done with the Wilson– Devinney method. By combining the results of the photometric and spectroscopic data analyses, the absolute parameters of the binary system were determined, and its evolutionary status was interpreted. Received: 01.10.2025 Accepted: 31.10.2025 Keywords Eclipsing Binary Stars, Spectroscopy, Absolute Parameters, GT Eri (Sürgit ve Bolat 2025) 353 1. Giriş GT Eri (V= 8,59 mag, HD 25925 = CPD-31 486 = TYC 7030-1540-1 = Gaia DR3 4883981932768909568), ilk olarak Houk (1982)’nin katalog çalışmasında F0V tayf türünden bir sistem olarak kaydedilmiştir. Daha sonra sistem Henry Draper (HD) kataloğunda Cannon ve Pickering (1993) ve Kazarovets ve ark. (1999)’nın değişen yıldızlar kataloğunda yer almıştır. Sistemin tayf türü F0V ve parlaklık genliği 0,42 mag, Hp bandında 8,618 ile 9,03 mag arasında değişen bir yıldız olarak kaydedilmiştir (Perryman ve ark., 1997). Sistemin yörünge dönemi, Pojmanski (2002) tarafından 0.901378 gün olarak belirlenip ASAS kataloğunda yer almıştır. Soydugan ve ark. (2006), Hipparcos verilerinden seçilen ve pulsasyon gösteren aday örten çift yıldızlardan biri olarak listelemişlerdir. Sistem, Malkov ve ark. (2006), Mc Donald ve ark. (2012) ve Avakumova ve ark. (2013) gibi birçok katalog çalışmasında örten çift yıldız olarak kaydedilmiştir. TESS uydu gözlemlerinin yapıldığı ve GT Eri’nin de içerisinde olduğu yaklaşık 4584 örten çift yıldızdan oluşan bir katalog çalışmasında listelenmiştir (Prsa ve ark., 2022). Son olarak GT Eri, TESS verilerine göre yeni pulsasyon gösteren aday yıldızlar kataloğunda yer verilmiştir (Shi ve ark., 2022). Sisteme ilişkin geçmişten günümüze literatürde herhangi bir detaylı fotometrik ve tayfsal çalışma bulunmadığı ve ihmal edildiği için hedef yıldız olarak seçilmiştir. 2. Materyal ve Yöntem 2.1. Tayfsal gözlemler ve veri indirgemesi GT Eri’nin ilk tayfsal gözlemleri 2012-2013 gözlem sezonu içerisinde Güney Afrika Astromi Gözlemevi’nde (South Africa Astronomical Observatory, SAAO), 1,9 m Cassegrain teleskobu ile buna bağlı SITe CCD kamera ve slit (grating) tayf çekeri kullanılarak yapılmıştır. GT Eri’nin 2012-2013 gözlem sezonunda toplam 15 adet tayf verisi elde edilmiştir. GT Eri’nin tayfsal gözlemleri yapılırken aynı zamanda tayf türüne yakın HD 693 (F8V, Vr = 14,92 km/s) standart yıldız olarak gözlenmiştir. Daha sonra sistemin 2022 gözlem sezonu içerisinde Güney Afrika Astronomi Gözlemevi’nde (SAAO) yer alan 1,9 m ayna çaplı Cassegrain türü teleskop ve bu teleskoba bağlı SpUpNIC CCD kamera ve slit tayf çekeri kullanılarak yeni tayfsal gözlem verisi elde edilmiştir. 2022 gözlem sezonu içerisinde GT Eri için 7 adet yeni tayfsal gözlem veri elde edilmiştir. Böylece GT Eri’nin tayfsal veri analizinde toplam 22 adet gözlem verisi kullanılmıştır. GT Eri çift sisteminin tayfsal gözlem verisine ilişkin örnek Şekil 1’de verilmiştir. Tüm tayfsal gözlemler sırasında sistemin parlaklığına ve hava koşullarına bağlı olarak ortalama 1000-1500 s arasında poz süresi verilmiştir. Gözlem süresi boyunca her bir yıldız görüntüsünün öncesinde ve sonrasında Cu/Ar lambası, mukayese tayfı olarak alınmıştır. Ayrıca her gece ortalama 10 adet BIAS ve FLAT düzeltmesi için beyaz ışık görüntüsü alınmıştır. Elde edilen tayfsal gözlem verilerinin indirgeme ve veriye dönüştürme aşamasında IRAF yazılımının (iraf.noao.edu/) içinde yer alan tasklar kullanılmıştır. Tüm gözlem verisinin indirgeme aşamasının ardından dalga kalibrasyonu ve normalizasyonları yapılmıştır. Daha sonra normalize edilmiş verinin dikine hız ölçümlerinin yapılması için IRAF’ın içinde yer alan FXCOR taskı (Tonry ve Davis, 1979; Popper ve Jeong, 1994) kullanılmıştır. (Sürgit ve Bolat 2025) 354 Şekil 1. GT Eri’nin 4000-5215 A° dalgaboyu aralığında elde edilen tayfına örnek gözlem verisi. 3. Bulgular ve Tartışma 3.1. Dikine hız eğrisi ve yörünge çözümü GT Eri çift sisteminin dikine hız ölçümü, IRAF’ın içinde yer alan FXCOR taskı (Tonry ve Davis, 1979; Popper ve Jeong, 1994) kullanılarak çapraz-korelasyon yöntemi ile yapılmıştır. GT Eri’nin dikine hız ölçümünde, tayfsal gözlemler sırasında standart yıldız olarak gözlenen HD 693 (F8V, Vr = 14,81 km s−1) mukayese tayfı olarak kullanılmıştır. Sistemin dikine hız ölçümünde özellikle 4000-5250 A° aralığında baskın olarak görülen soğurma çizgisi MgII (4481 A°) kullanılmıştır. Ancak GT Eri’nin ikinci bileşenin ışınıma katkısının çok düşük olması sebebiyle sadece baş bileşene ait dikine hız değerleri okunabilmiştir. GT Eri’nin baş bileşeninin çapraz-korelasyon yöntemi ile edilen dikine hız değerlerinden, Teodor Pribulla (http://www.astro.sk/~pribulla/soft.html) tarafından geliştirilen ELEMDR77 (Win/Dos versiyonu) yazılımı kullanılarak tayfsal yörünge çözümü yapılmış ve sistemin tayfsal yörünge parametreleri tahmin edilmiştir. Analiz sırasında, yörünge dönemi (Po) sabit tutulmuş, sistemin yörüngesi çember kabul edilerek basıklık (e=0) ve enberinin boylamı (w=90°) olarak sabit alınmıştır. Baş bileşenin yarı genliği K1, tutulma başlangıç zamanı T0 ve ortak kütle merkezinin hızı Vγ serbest bırakılmıştır. GT Eri’nin elde edilen tayfsal yörünge parametreleri ve hataları Tablo 1’de verilmiştir. GT Eri’nin baş bileşenine ait dikine hız eğrisi ve yapılan en iyi teorik fit hata çubukları ile Şekil 2’de gösterilmiştir. GT Eri’nin baş bileşenine ait dikine hız değerleri Tablo 2’de verilmiştir. Tablo 1. GT Eri’nin tayfsal yörünge parametreleri. Parametreler Sonuçlar Porb(gün) 0.9013780(sabit) T0 (HJD) 2458442.1733 (±0.0041) K1 (km s-1) 28.26 (±0.68) e 0.00 Vγ 36.98 (±0.53) a1sini (AU) 0.0023 (±0.0004) f(m)(Mʘ) 0.0021 (±0.0002) (Sürgit ve Bolat 2025) 355 Şekil 2. GT Eri sisteminin ölçülen dikine hızları ve en iyi fit. Tablo 2. GT eri’nin birinci bileşenine ait dikine hız değerleri ve hataları Gözlem Zamanı (HJD) Evre  RV1 (km s-1)  1 2459855.5724 0.043 29.16 5.8 2459855.5809 0.052 26.09 5.8 2456340.2761 0.129 15.47 3.8 2456340.2886 0.143 13.97 4.2 2459857.4709 0.149 15.37 4.8 2456340.3017 0.157 11.94 4.6 2459857.4814 0.160 14.27 4.7 2456340.3164 0.174 11.15 4.1 2459857.4937 0.174 13.63 5.7 2459857.5060 0.188 10.03 4.5 2456340.3338 0.193 9.45 4.4 2456287.3398 0.401 23.27 4.6 2459851.5541 0.585 53.78 4.9 2456225.3873 0.670 56.39 4.4 2459851.5541 0.585 53.78 4.9 2456225.3873 0.670 56.39 4.4 2456225.4284 0.716 62.89 5.8 2459853.5298 0.777 66.00 3.2 2459854.5021 0.855 58.75 4.4 2456226.4629 0.863 60.48 3.2 2456226.4849 0.888 60.71 3.1 2456226.5007 0.905 51.13 3.7 3.2. TESS fotometrik gözlem veri analizi GT Eri’nin fotometrik analizi için TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) uydusunun veri tabanında bulunan sektör 4, 5 ve 31 verileri kullanılmıştır. Bu sektörler sırasıyla sektör 4 verisi 1800 s’lik poz süresi için (2018-10-19 10:20:41 ve 2018-11-15 10:20:41) gözlem zaman aralığında, sektör 5 verisi 1800 s’lik poz süresi için (2018-11-15 11:51:04 ve 2018-12-12 11:51:04) gözlem zaman aralığında ve sektör 31 verisi 600 s’lik poz süresi için (2020-10-22 00:30:17 ve 2020-11-18 00:30:17) gözlem zaman aralığında elde edilmiştir. GT Eri’nin için kullanılan TESS verileri Mikulski Uzay Teleskopları Arşivi (MAST, https://archive.stsci.edu/) veri tabanından alınmıştır. Bu veri tabanından alınan veriler normalize akıya dönüştürülerek ışık eğrileri oluşturulmuştur. GT Eri’nin fotometrik analizi için sadece sektör 5 verisi kullanılmıştır. GT Eri’nin TESS ışık eğrisinin analizi için (Sürgit ve Bolat 2025) 356 Wilson-Devinney (Wilson ve Devinney,1971) yöntemi kullanılmıştır. Fotometrik analizin ilk adımında GT Eri’nin baş bileşenin sıcalık tahmini yapılmıştır. GT Eri’nin baş bileşeninin (T1) sıcaklığının belirlenmesinde üç farklı yol izlenmiştir: İlk yöntem olarak SIMBAD (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/) veri tabanında verilen F0V tayf türüne göre baş bileşenin sıcaklığı, Drilling ve Landolt (2000)’un anakol yıldızları için belirlemiş olduğu fiziksel parametre, tayf türü, renk ölçeği ve etkin sıcaklık kalibrasyonlarından 7300 K olarak tahmin edilmiştir. İkinci yöntem olarak SIMBAD’ta belirtilen B ve V parlaklık değerleri kullanılarak birinci bileşenin etkin sıcaklığının bulunması için yıldızlararası kızıllaşmanın ve uzaklığın etkisi dikkate alınarak kızıllaşmamış renk ölçeği (B-V)0 değeri hesaplanarak sıcaklık tahmini yapılmıştır. GT Eri’nin hesaplanan (B-V)0 renk ölçeği 0,304 mag değeri dikkate alınarak Pecaut ve Mamajek (2013)’ün kalibre edilmiş verilerinden sistemin baş bileşenin sıcaklığı (T1) 7200 K olarak tahmin edilmiştir. Daha sonra literatürde verilen GAIA 3 veri tabanına göre baş bileşenin sıcaklığı (T1) 7000 K ve GAIA 2 veri tabanına göre baş bileşenin sıcaklığı (T1) 7099 K olarak belirlenmiştir. Farklı yöntemlerden belirlenen sıcaklık değerleri dikkate alındığında ve yapılan analizler sonucunda sistemin baş bileşeninin sıcaklığı (T1) 7300 K olarak kabul edilip analizlere devam edilmiştir. Analiz aşamasında sistem Algol türü yarı ayrık bir sistem olduğu düşünüldüğü için MODE5 yöntemine göre çözülmüştür. Analiz sırasında baş bileşen sıcaklığı bu değerde sabit tutulmuştur. Yapılan sıcaklık tahmini sonucu baş bileşenin sıcaklığı T1>7200 K ve ikinci bileşen için T2<7200 K olarak hesaplanmasından dolayı sistemin birinci bileşenin radyatif, ikincinin ise konvektif ışıma yaptığı kabul edilmiştir. Dolayısıyla bileşenlerin çekim kararması katsayıları g1=1,0, g2=0,32 (Lucy, 1967) ve bolometrik albedoları A1=1,0, A2=0,5 (Rucinski, 1969) olarak kabul edilmiştir. Işık eğrisi analizlerinde, ikinci dereceden kenar kararma kanunu kullanılmış ve kenar kararma katsayıları Claret (2017)’den alınmıştır. GT Eri’nin yörüngesi çember (e=0) ve eş dönme (F1=F2) yaptığı varsayılmıştır. Analiz sırasında serbest bırakılan parametreler: yörüngenin eğimi (i), ikinci bileşenin etkin sıcaklığı (T2), birinci bileşenin boyutsuz yüzey potansiyeli (Ω1), bileşenlerin kütle oranı (q), birinci bileşenin ışıtmasıdır (L1) ve üçüncü bileşenin ışıtması (l3) da çözüm yaparken serbest bırakılmıştır. Çözümler sırasında sistemin fotometrik kütle oranı yaklaşık olarak ~0,12 olarak belirlenmiştir. Ancak GT Eri’nin literatürde verilen herhangi bir tayfsal kütle oranı olmadığı için elde edilen fotometrik kütle oranının doğruluğunu denetlemek için kütle taraması yapılmıştır. WD kodu ile MODE5’e göre kütle oranı 0,1’den başlayarak kütle oranı 1,0 arasında elde edilen kütle değerlerine göre artıkların karesinin ağırlıklı toplamlarındaki [ΣW(O-C)2] değişimler elde edilmiştir. Kütle taramasına göre sistemin fotometrik kütle oranı yaklaşık ~0,123 civarında olduğu görülmüştür. GT Eri için yapılan kütle taramasına ilişkin grafik Şekil 3’de verilmiştir. Daha sonra GT Eri’nin sektör 5’teki TESS ışık eğrisinin çözümünde nihai sonuca ulaşılmıştır. Elde edilen WD sonuçlarına göre sistemin bileşenlerinin Roche geometrisi BinaryMaker3 kullanılarak oluşturulmuştur. Sentetik modelde kullanılan parametreler Tablo 3’de, gözlem noktaları ve sentetik ışık eğrisi modeli ve Roche geometrileri Şekil 4’de verilmiştir. (Sürgit ve Bolat 2025) 357 Tablo 3. GT Eri’nin WD yöntemine göre sentetik ışık eğrisi model parametreleri. Parametre TESS To(BJD) 2458442.099 P(gün) 0.9013780 Δ  0.0032(±0.0001) i (derece) 81.79(±0.13) T1 (K) 7300 T2 (K) 4919(±258) qcorr=M2/M1 0.123(±0.002) Ω1 3.065(±0.007) Ω2 2.029 r1 (ortalama) 0.35(±0.01) r2 (ortalama) 0.22(±0.01) L1/(L1+L2) 0.878(±0.008) L2/(L1+L2) 0.105(±0.008) l3 0.013(±0.008) ΣW(O-C)2 0.0003148 Şekil 3. GT Eri’nin WD yöntemine göre kütle taramasının [ΣW(O-C)2] değişimi. Şekil 4. (sol panel) GT Eri’nin TESS gözlem verileri (siyah) ve WD parametrelerinden üretilen sentetik ışık eğrisi (kırmızı), (sağ panel) GT Eri’nin WD sonuç parametrelerine göre Roche modeli. (Sürgit ve Bolat 2025) 358 4. Sonuç GT Eri çift sisteminin TESS veri tabanından yer alan sektör 4, 5 ve 31 verisi, evreye karşı normalize akıya dönüştürülerek fotometrik analiz için uygun hale getirilmiştir. Fotometrik analizler sırasında sadece sektör 5 verisi kullanılmıştır. TESS ışık eğrisi, WilsonDevinney yöntemi kullanılarak MODE5’te Algol türü yarı ayrık çift yıldız modeline göre çözülmüş ve sistemin fotometrik model parametreleri belirlenmiştir. GT Eri çift yıldızının tayfsal gözlemleri 2012 gözlem sezonu içerisinde Güney Afrika Astromi Gözlemevi’nde (South Africa Astronomical Observatory, SAAO), 1,9 m Cassegrain teleskobu ve buna bağlı SITe CCD kamera ile slit (grating) tayf çekeri ile alınmıştır. 20122013 gözlem sezonu içerisinde toplam 15 adet tayf verisi elde edilmiştir. Daha sonra GT Eri çift yıldızının yeni tayfsal gözlem verileri, 2022 gözlem sezonu içerisinde Güney Afrika Astronomi Gözlemevi’nde (SAAO) yer alan 1,9 m ayna çaplı Cassegrain türü teleskop ve bu teleskoba bağlı SpUpNIC CCD kamera ve slit tayf çekeri kullanılarak 7 adet gözlem verisi elde edilmiştir. Böylece elde edilen toplam 22 adet gözlem verisi, IRAF’ın içinde yer alan FXCOR taskı (Tonry ve Davis, 1979; Popper ve Jeong, 1994) kullanılarak çapraz-korelasyon yöntemi ile baş bileşenin dikine hız eğrisi elde edilmiştir. Sistemin ikinci bileşenin toplam ışınıma katkısı oldukça düşük olduğu ve tayfta görülmediği için sadece baş bileşene ait dikine hız değerleri okunabilmiştir. Bu okunan hız değerlerinden, Teodor Pribulla (http://www.astro.sk/~pribulla/soft.html) tarafından geliştirilen ELEMDR77 (Win/Dos versiyonu) yazılımı kullanılarak sistemin tayfsal yörünge çözümü yapılmış ve sistemin tayfsal yörünge parametreleri elde edilmiştir. Böylece GT Eri’nin tayfsal yörünge çözümünden kütle fonksiyonu 0,0021(±0,0002) olarak hesaplanmıştır. Daha sonra tek çizgili çift yıldızların kütle fonksiyonu ile kütle oranı arasındaki bağıntıyı içeren denklemden (bkz. Hilditch, 2001) sistemin kütle oranı tahmini ve dolayısıyla bileşenlerin kütle tahmini yapılmıştır. Böylece belirlenen kütle fonksiyonuna göre sistemin kütle oranı, 0,12 hesaplanmıştır. Ayrıca sistemin fotometrik çözümünden kütle oranı q=0,123(±0,002) olarak belirlenmiştir. Buradan elde edilen kütle oranı, yörünge eğikliği i=81,79° (±0,13) değerinden sistemin baş bileşenin kütlesi M1=1,60 Mʘ olarak belirlenmiştir. Böylece hesaplanan M1 değeri ve fotometrik kütle değeri ile GT Eri’nin ikinci bileşenine ait kütle değeri M2 belirlenmiştir. Daha sonra bileşenlerin belirlenen kütle değerleri ve Kepler’in üçüncü yasasından bileşenler arası ortalama uzaklık (A) değeri hesaplanarak bileşenlerin mutlak parametreleri tahmin edilmiş ve Tablo 4’de verilmiştir. Tablo 4’de verilen parametrelerin hesaplamasında Güneş’in etkin sıcaklığı, bolometrik düzeltmesi ve çekim ivmesi sırasıyla Teff = 5771,8(±0,7) K, Mbol = 4,7554(±0,0004) mag, BC =-0,107(±0,02) mag and g = 27423,2(±7,9) cm/s2 olarak alınmıştır (Pecaut ve Mamajek 2013). Sistemin her iki bileşeni için bolometrik düzeltmeler, Flower (1996)’un mutlak parlaklık kalibrasyonundan bileşenlerin etkin sıcaklıklarına göre hesaplanmıştır. GT Eri’nin V renginde yıldızlararası renk sönümlemesi için Av=3,1 Ed (B-V) formülü kullanılarak yıldızlararası soğurması dikkate alındığında, uzaklık modülünden GT Eri’nin uzaklığı 156±13 pc olarak belirlenmiştir. Ayrıca GAIA DR3 (Gaia Collaboration, 2023) veri tabanından alınan paralaks değerine göre, GT Eri’nin uzaklığı 152±1 pc’dir. Böylece elde edilen paralaks değerleri, hata sınırları içerisinde gayet uyumlu olduğu görülmüştür. GT Eri’nin elde edilen mutlak parametrelerine göre evrim durumlarını incelemek için Bressan ve ark. (2012)’nın evrim modelleri kullanılmıştır. Bileşen yıldızların log T – log L diyagramı Şekil 5’de gösterilmiştir. Böylece GT Eri’nin birinci bileşeni sıfır yaş anakola (ZAMS) çok yakınken, ikinci bileşen evrimleşmiş ve TAMS’ı terk ettiği görülmektedir. (Sürgit ve Bolat 2025) 359 Tablo 4. GT Eri’nin mutlak parametreleri. Parametre Birinci Bileşen İkinci Bileşen M (M) 1.60(±0.10) 0.20(±0.10) R (R) 1.67(±0.09) 1.05(±0.07) log g (cgs) 4.20(±0.05) 3.70(±0.06) T (K) 7300(±200) 4919(±258) L (L) 7.0(±1.0) 0.58(±0.08) Mbol (mag) 2.62(±0.32) 5.34(±0.27) MV (mag) 2.67(±0.32) 5.67(±0.27) V (mag) 8.59(±0.01) a MV (sistem) 2.60(±0.32) d (pc) 156(±13) dGaia-DR3 (pc) 152±1b a: SIMBAD, b: GAIA Collaboration (2023) Şekil 5. GT Eri’nin bileşenlerinin etkin sıcaklık – ışıtma diyagramındaki konumları. GT Eri’nin birinci ve ikinci bileşenleri sırasıyla içi dolu ve içi boş siyah kareler ile gösterilmektedir. Siyah düz çizgiler, Z = 0,019 güneş metalliğinde ZAMS ve TAMS’ı temsil etmektedir (Bressan ve ark., 2012) Yazarların Katkı Beyanı Yazarlar makaleye eşit katkıda bulunduklarını, makalenin yayına hazır son halini gördüklerini/okuduklarını ve onayladıklarını beyan ederler. Çıkar Çatışması Beyanı Tüm yazarlar, bu çalışma için herhangi bir çıkar çatışması olmadığını beyan etmektedir. Teşekkür Bu çalışma, Aslı BOLAT’ın Yüksek lisans tez çalışmasının bir parçasıdır. Kaynaklar Avvakumova, E.A., Malkov, O.Y., Kniazev, A.Y., 2013. Eclipsing variables: Catalogue and classification. Astronomische Nachrichten, 334(8): 860. Bressan, A., Marigo, P., Girardi, L., Salasnich, B., Dal Cero, C., Rubele, S., ve Nanni, A., 2012. PARSEC: Stellar tracks and isochrones with the padova and trieste stellar evolution code. Monthly Notices Of The Royal Astronomical Society, 427: 127-145. (Sürgit ve Bolat 2025) 360 Cannon, A.J., Pickering, E.C., 1993. VizieR online data catalog: henry draper catalogue and extension (Cannon+ 1918-1924; ADC 1989). VizieR On-line Data Catalog: III/135A. Originally published in: Harv. Ann. 91-100. Claret, A., 2017. Limb and gravity-darkening coefficients for the TESS satellite at several metallicities, surface gravities, and microturbulent velocities. Astronomy and Astrophysics, 600: A30. Drilling, J.S., Landolt, A.U., 2000. Allen’s Astrophysical Quantities, (fourth ed.) AIP Press; Springer, New York. Flower, P.J., 1996. Transformations from theoretical hertzsprung-russell diagrams to colormagnitude diagrams: effective temperatures, b-v colors, and bolometric corrections. Astrophysical Journal, 469: 355. Gaia Collaboration. 2023. Gaia Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics, 674: A22. Hilditch, R.W., 2001. An Introduction to Close Binary Stars. Cambridge: Cambridge University Press. Houk, N. 1982. Michigan Catalogue of Two-Dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume 3. Declinations -40° to -26°. Ann Arbor, MI: University of Michigan. Kazarovets, E.V., Samus, N.N., Durlevich, O.V., Frolov, M.S., Antipin, S.V., Kireeva, N.N., Pastukhova, E.N., 1999. The 74th special name-list of variable stars. Information Bulletin on Variable Stars, 1: 4659. Lucy, L.B., 1967. Gravity-darkening for stars with convective envelopes. Zeitschrift für Astrophysik, 65: 89–92. Malkov, O.Y., Oblak, E., Snegireva, E.A., Torra, J., 2006. A catalogue of eclipsing variables. Astronomy & Astrophysics, 446: 785-789. McDonald, I., Zijlstra, A.A., Boyer, M.L., 2012. Fundamental parameters and infrared excesses of hipparcos stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427: 343-357. Pecaut, M.J., Mamajek, E.E., 2013. Intrinsic colors, temperatures, and bolometric corrections of pre-main-sequence stars. The Astrophysical Journal Supplement, 208: 9. Perryman, M.A.C, Lindegren, L., Kovalevsky, J., Hoeg, E., Bastian, U., Bernacca, P.L., Creze, M., Donati, F., Grenon, M., Grewing, M., van Leeuwen, F., van der Marel, H., Mignard, F., Murray, C.A., Le Poole, R.S., Schrijver, H., Turon, C., Arenou, F., Froeschle, M., Petersen, C.S., 1997. The HIPPARCOS Catalogue. Astronomy and Astrophysics, 323: 49-52. Pojmanski, G., 2002. The all sky automated survey. catalog of variable stars. ı. 0 h6 h quarter of the southern hemisphere. Acta Astronomica, 52: 397-427. Popper, D.M., Jeong, Y.C., 1994. Procedures for radial velocities of close binaries fram spectra obtained with the lick echelle-CCD spectrometer. Publications of the Astronomical Society of the Pasific, 106: 189. Prsa, A., Kochoska, A., Conroy, K.E., ve ark. 2022. TESS eclipsing binary stars. ı. shortcadence observations of 4584 eclipsing binaries in sectors 1-26. The Astrophysical Journal Supplement Series, 258(1): 16-22.