In this thesis, behaviors of flares and star spot activities on the surface of young red dwarf stars and the relations among them are investigated. AD Leo, EV Lac, EQ Peg, V1005 Ori and V1054 Oph?s Johnson standart UBVR observations lasted during three years are analyzed in after separated two data set. The first data set is composed of U band observational data obtained from flare surveys. The second data set is composed of UBVR observational data got in each observation during the flare surveys. The second data set is to find out whether there is any variations other than flares.T Test analysis of flare data obtained in U band show that flare bursts, which are called as ?slow and fast flares?, have two different character. There is a limit value that the ratio of decay time to rise one of flare is 3.50, and that value allow to separate flares with different characters. The energy difference of a factor of 5.05 at the beginning of the flares can reach to the energy difference of a factor of 8.07 during the total flare duration. Thus, for the first time in the literature, a distinctive method is developed to identify ?slow and fast flares?. On the other hand, it is found out that the maximum energy reached during the flare burst can vary from one star to another.The analysis of data obtained in UBVR bands show that EV Lac and V1005 Ori have cooler star spots on their surfaces, and their efficiencies and positions rapidly change. On the other hand, AD Leo does not show any short time variation, but the seasonal average of its brigthness rise up with 0m.02 from one season to the other. It may be an evidence for the existence of spots decreasing their efficiencies on the polar region. EQ Peg and V1054 Oph do not show any variance other than flare bursts.For the three stars whose rotational period is known, when the distribution of the phase that the flares appear on the light curve is examined, it is clear that they do not show any rule. This shows that there is no flare bursts nearby wave like distortion phases as it is stated in the literature. In addition, for the same stars, when the phase distribution of ?slow flares? and ?fast flares? are examined, it seen that they are not separated in 0.50 phase from each others, but both flare types occur in each phase of light curves. This result is different than the predictions of Gurzadyan (1986).

Bu tez kapsamında, genç kırmızı cüce yıldızlarda ortaya çıkan flare ve leke aktivitelerinin davranışları ve aralarındaki ilişkiler incelenmiştir. AD Leo, EV Lac, EQ Peg, V1005 Ori ve V1054 Oph'nin Johnson standart UBVR bandlarındaki üç yıllık gözlem verileri iki grupta incelenmiştir. Birinci grup, flare taramalarında U bandında elde edilen veridir. İkinci grup ise, yıldızların flare parlamaları dışında dönemli parlaklık değişimi gösterip göstermediğinin anlaşılması için, gözlem yapılan her gece UBVR bandlarında alınan öçlümlerden oluşur.Elde edilen U bandı flare verisinin, T Testi analizleri, ?hızlı flare? ve ?yavaş flare? adı verilen iki farklı karakterde flare parlamasının olduğunu gösteriyor. Flare sönümlenme süresinin parlama süresine oranının 3.50 olduğu sınır değerine göre ayrıştığı bulunan bu flareler arasında, flare başlangıcında 5.05 katlık enerji farkı, flare toplam süresinde 8.07 katlık enerji farkına ulaşmaktadır. Bu sonuçla literatürde ilk kez, ?hızlı flare? ve ?yavaş flare? kavramları belirleyici istatistiksel bir yöntemle tanımlanmıştır. Ancak, yıldızlarda ortaya çıkan flarelerin ulaşabilecekleri maksimum enerjinin yıldızdan yıldıza değiştiği belirlenmiştir.UBVR bandlarında elde edilen verinin analizi ise, EV Lac ve V1005 Ori'de etkinliği ve konumu hızla değişen soğuk leke aktivitesinin olduğunu göstermektedir. AD Leo'da ise, kısa dönemli bir değişim gözlenemezken, yıldızın ortalama V bandı parlaklığının her gözlem sezonunda 0m.02 arttığı gözlenmiştir. Bu, uçlakta etkinliği azalan soğuk leke bölgesinin varlığını gösteriyor olabilir. EQ Peg ve V1054 Oph'nin flare aktivitesi dışında değişim göstermediği görülmüştür.Dönme dönemi belirlenen 3 yıldız için, flarelerin evre ışık eğrilerinde ortaya çıktığı evrelerin dağılımı incelendiğinde, belirli bir kurala uymadıkları görülmüştür. Bu sonuç, literatürde ifade edildiği gibi flarelerin leke minimum evresinde ortaya çıkmadığını göstermektedir. Ayrıca dönme dönemi bilinen bu yıldızlar için ?hızlı? ve ?yavaş? flarelerin evre dağılımı incelendiğinde, Gurzadyan (1986)'da öngörüldüğü gibi ?yavaş flare ışık eğrileri?nin ?hızlı flare? parlamalarına göre yıldızın diğer yüzünde ortaya çıkan flare parlamaları olmadığı, her iki türün her evre aralığında gözlenebildiği görülmüştür.