In this study we present photometric observations of (V>17 mag) five faint cataclysmic variable stars (CVs) discovered by Sloan Digital Sky Survey (SDSS) and a classical nova. The observation of these objects were performed by the Russian-Turkish 1.5-m telescope RTT150 at the TUBITAK National Observatory, between 2006 and 2009. We are purposed time-resolved CCD photometry of the short-period CVs (P<4 h); J092009.54+004244.9, J132723.39+652854.3, J122740.83+513925.0, J160745.02+362320.7, J145758.21+514807.9, V849 Oph to search orbital variability due to hot-spot modulation, ?flickering? structure that occurs on short time scale and from rapid fluctuations of material transferring from red star to white dwarf , light and orbital periods variations. Preliminary results on components of systems, accretion disc and hot spot that derived from the morphology of the light curves and orbital periods are discussed.We have presented mass-spectral type, mass-period, mass-radius relations of secondary stars in CVs using updated version of the catalogue of Ritter & Kolb (2009) on cataclysmic binaries and related objects. Period distribution of ~750 CVs (P < 1 day) are derived to search evolutionary differences of subtypes on orbital period. Period?spectral type relation of CV secondaries in period range 1.5 h < P < 4.5 h shows that secondary stars have same distribution as main-sequence stars at same mass within the error limits. Although as a group of CVs with orbital periods P > 6-7 h appear cooler than main-sequence stars that have later spectral types. The mass-radius diagram shows that most of CV secondaries above period gap have larger radius than main-sequence stars at same mass. We discuss the possible reasons on the oversized nature of the late-type secondary components. Magnetic activity on secondary star and evolved secondaries before mass transfer has been suggested as the more plausible reason for their expanded radii.Orbital angular momentum for CVs as a function of systemic mass revealed a significant separation according to orbital period. We have presented the relations among angular momentum per unit stellar mass as called specific angular momentum, component masses and systemic mass and the results are discussed.

Bu tez çalışmasının ilk bölümünde SDSS ile kataklismik değişen yıldız olduğu belirlenen sönük ( V>17 mag) beş sistem ve bir klasik novanın ışıkölçüm gözlemleri 2006 - 2009 yılları arasında TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde RTT150 teleskobu ile yapılan CCD gözlemlerinin sonuçları yer almaktadır. SDSS J092009.54+004244.9, J132723.39+652854.3, J122740.83+513925.0, J160745.02+362320.7, J145758.21+514807.9, V849 Oph kısa dönemli ( P<4 sa) kataklismik değişenlerinin, sakin evrede sıcak lekeden kaynaklanan değişimler, ?flikering? olarak adlandırılan beyaz cüceden kırmızı cüceye aktarılan maddedeki hızlı değişimlerin neden olduğu kısa zaman ölçekli değişimler, sistemlerin parlaklık ve yörünge dönemlerinin değişimleri incelenmiştir. Sistemlerin bileşenleri, toplanma diski ve parlak lekeye ilişkin, ışık eğrisinin biçiminden ve yörünge döneminden elde edilen sonuçları tartışılmıştır.Ritter & Kolb'un (2009) kataklismik değişen yıldızlar ve ilişkili cisimlerle ilgili güncelenen en son katalogundaki veriler kullanılarak yörünge dönemi, ikinci bileşenin kütle, yarıçap gibi temel parametreleri arasındaki ilişkiler incelenmiştir. Kataklismik değişenlerdeki P < 1 gün olan ~750 CV'nin dönem dağılımları incelenerek alttürlerin evrimsel olarak farklılıklarının döneme etkisi tartışılmıştır. Yörünge döneminin tayf türüne göre değişiminde 1.5 sa < P < 4.5 sa aralığındaki CV'lerin gözlemsel hata değerleri içerisinde aynı dönemli anakol yıldızları ile benzer bir dağılım gösterdiği belirlenmiştir. P > 6-7 sa dönemli sistemlerin bir kısmının benzer dağılım gösterdiği ancak önemli bir kısmının da anakol yıldızlarına göre daha soğuk yani daha geri tayf türlerinde yer aldığı görülmüştür. Kütle-yarıçap diyagramında dönem boşluğunun üzerinde yer alan bazı CV'lerin ikinci bileşenlerin benzer kütleli anakol yıldızlarına ve CV'lere göre büyük yarıçaplar gösterdikleri belirlenmiştir ve buna neden olabilecek durumlar tartışılmıştır. Sonuçta hem ikinci bileşendeki manyetik aktivite hem de kütle aktarımından önce ikinci bileşen yıldızın evrimleşdiği durumlar için yapılan evrim modelleri, gözlenen büyük yarıçapları açıklayabilmektedir.Yörünge açısal momentumunun sistemin toplam kütlesine göre değişiminde dönem boşluğunun altında ve üstünde yörünge dönemlerine sahip yıldızların belirgin biçimde birbirinden ayrıldığı belirlenmiştir. Yörünge ve birim kütle başına düşen açısal momentumun karşılık gelen özgün açısal momentum miktarları, bileşenlerin ayrı ayrı kütlesine ve sistemin toplam kütlesi göre değişimi incelenerek tartışılmıştır.