ük ve diğer kademelerde çalıştı.
Deneme, roman, opera, masal, inceleme türlerinde eserler verdi.
Yazarlığın dışında, müzikle de uğraşmıştır.
2000 yılında Monako Edebiyat Ödülü ve Fransız Akademisi Büyük Roman Ödülü'nü aldı. 
2002'de Goncourt Ödülü'nü kazandı.







R Coronae Borealis değişeni

R Coronae Borealis değişeni (kısaca RCB) ani olarak 9 kadire ulaşan parlaklık azalmaları gösteren patlayan değişen yıldız.

En parlak üyesi R Coronae Borealis'in adı ile anılan bu gruptaki yıldızlar sayıca çok az olup, iyi bilinen örneklerinin sayısı 30'u geçmemektedir. Işık değişimlerinin en temel karakteristiği, uzun süre maksimum parlaklıkta kaldıktan sonra ani olarak 9 kadire varan parlaklık azalmaları göstermeleridir. Bu karaktere güzel bir örnek, RY Sgr'dir. Kabaca 25 günde 4 kadirlik büyük bir hızla başlayan parlaklık azalmasını, 120 günde 3 kadir hızla genelde daha yavaş bir azlama izlemekte ve minimum parlaklığa ulaşılmaktadır. Minimum parlaklığa ulaşıldıktan hemen sonra artış başlamaktadır ve maksimum parlaklığa geri dönüş süresi 1-3 yıl kadar olabilmektedir. Birçok R CrB yıldızında maksimum parlaklığa çıkışlar sırasında ikincil parlaklık azalmaları da gözlenmiştir. Birbirini takip eden iniş-çıkışlardaki parlaklık azalma miktarı ve hızı genelde sabit olmayıp düzensiz değişimler göstermektedir.

R CrB türü değişen yıldızlar karbonca zengin, hidrojence fakir yıldızlardır. Göstermekte oldukları ani parlaklık azalamaları, atmosferlerinden zaman zaman dışarı doğru püskürttükleri maddelerce oluşturulan karbon bulutlarıdır. Bu bulutların yıldız yüzeyinden olan uzaklıkları konusunda ciddi bir belirsizlik söz konusu olup yıldız atmosferinin hemen üzerinden, 20 yıldız yarıçapı uzaklıklara varan farklı değerler literatürde yer almaktadır. Yakın-kızılöte gözlemleri, RCrB yıldızlarının bu doğasını anlayabilmek açısından çok önemlidir. Bu gözlemler, bir püskürme sırasında, oluşan karbon bulutunun tüm yıldızı çevrelemediğini ve sadece bakış doğrultusu boyunca meydana gelenlerin, görünen parlaklık azalamalarını oluşturduğunu göstermiştir. Sonuç olarak R CrB yıldızları püskürmelerini rastgele doğrultularda ve eş-yönlü olmayan bir karakterde gerçekleştirmektedir. Kızılöte gözlemler, bu yıldızların çevresinde yine karbonca zengin düşük sıcaklıklı (800 °K) toz kabuklar bulunduğunu da göstermiştir. Toz kabukların kızılöte ışınım güçleri 1000-2000 günlük yarı-dönemli yapılarla değişim göstermektedir. R CrB yıldızlarının çoğu, görsel dalgaboylarında, birkaç 0.1 kadir yöresinde ve hafta mertebesinde yarıdüzenli karakterde tekrarlayan ışık değişimleri gösterirler. RY Sgr için görülen bu değişimin genliği 0.5 kadir ve dönemi yaklaşık 38 gündür. Dikine hız gözlemleri bu değişimin kaynağının zonklamalar olduğunu, kızılöte gözlemler ise bu değişimin, görsel bölgede izlenen parlaklık azalmalarında dahi kesintisiz devam ettiğini göstermektedir. R CrB'lerin tamamının zonkladığı ve zonklamalarda oluşan kararsızlıkların püskürmeleri doğurduğu kabul edilmektedir. Parlaklık azalmalarının başlangıç zamanlarının, belirli zonklama evreleri ile bazı korelasyonlar göstermesi bu fikrin ortaya çıkmasına neden olmuştur.

Küçük Macellan Bulutu'nda (KMB) gözlenen 3 tane R CrB'nin, mutlak görsel parlaklıkları –5 kadir civarında üstdevler oldukları anlaşılmıştır. R CrB yıldızları genelde tayfsal sınıflamanın sonundaki F,G,K yıldızları ile aynı yüzey sıcaklığına sahip soğuk yıldızlardır. Sayıca az olmalarına rağmen A ve B tayf türünde örneklerine de rastlanmaktadır. Çok kesin olmamakla birlikte R CrB yıldızları, evrimin en hızlı gerçekleştiği kritik bir aşamadadırlar. H-R diyagramında bu bölge, gezegenimsi bulutsularla Asimtotik Dev Kol’un (AGB) üst bölgeleri arasında kalan yerlerdir ve genelde zonklayan yıldızların yer aldığı kararsızlık kuşağının içindedir. Dolayısıyla, R CrB yıldızlarının H-R diyagramı üzerindeki konumları da bu yıldızların zonklayan yıldızlar olmasını gerektirmektedir.







SS-Standartenführer

Standartenführer (SS-Standartenführer / anlamı: ""Alay Önderi""), Nazi Almanyasında, NSDAP (Nazi Partisi)'ne bağlı kuruluşlardan SS'de kullanılan rütbe olup "Albay" rütbesine denktir.

SS dışında SA (Sturmabteilung) ve NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps) gibi NSDAP'a bağlı örgütlerde de kullanılmıştır.






BY Draconis değişeni

BY Draconis değişenleri tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parklaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır. BY Draconis değişenleri ileri düzeyde kromosferik etkinliğe sahip yıldızlardır. Hem tek hem de çift sistem üyesi olabilmektedirler. Bu türden yıldızların kromosferik etkinlik gösterebilmeleri için ekvatoryal dönme hızlarının 5 km/sn değerinin üstünde olması gerekmektedir..

BY Draconis yıldızlarının çoğu, UV-Ceti türü flare etkinlikleri de göstermektedir. Grubun prototipi BY Dra'nın, ışık değişimine sahip olduğu ilk kez 1966'da Cugainov'un gözlemlerinden anlaşılmıştır. Cugainov, gözlenmekte olan ışık değişiminin karanlık lekelerden kaynaklandığını da ortaya koymuştur. 1926’da keşfedilen YY Gem bir örten çift olarak sınıflandırılmıştır. Aslında bileşenlerinin tayf türleri dM1e+dM2e olan çift bir BY Dra değişenidir. Kron 1952'de, tutulmalar dışında kalan ışık değişiminin, leke kökenli dalga biçimindeki bozulmadan kaynaklandığını göstermiştir.






SS-Obersturmbannführer

Obersturmbannführer (SS-Obersturmbannführer), NSDAP (Nazi Partisi)'ne bağlı örgütlerinden SS'de kullanılan bir rütbeydi. "Yarbay" rütbesine denktir.

SS dışında SA (Sturmabteilung)'ta da SA-Obersturmbannführer olarak kullanılmıştır. NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps)'ta ise NSKK-Oberstaffelführer rütbesi kullanılmıştır.






Algol değişeni

Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle), veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı).

Algol türü ışık eğrileri, genelde her ikisi de küresel şekilli veya biri belirli düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış bileşenlere sahip örten çiftler tarafından üretilmektedir. GCVS'de EA olarak kodlanan Algol türü değişenlerin bilinen örneklerinin yarısı, Roche şişimini doldurmuş bir bileşene sahiptir. Bu bileşen oldukça sönüktür ve sistemin toplam ışınımına katkısı çok azdır. Toplam ışık değişimine katkısı ancak kızılötesi dalgaboylarında kayda değer olarak hissedilebilir. Bu koşullar altında tanımlanan EA grubu, çok farklı evrim durumuna sahip çift sistemler içermektedir:

Yukarıda tarif edilen üçüncü evrim durumundaki yıldızlar yarı-ayrık sistemlerdir. Bir bileşeni anakolda, diğeri ise evrimleşmiş bir altdev veya devdir. Evrimleşmiş bileşenden anakol bileşene doğru bir madde aktarımı sözkonusudur. Literaturde "Algol-türü yıldızlar" veya "Algol-benzeri yıldızlar" terimi genelde bu sistemler için kullanılmaktadır. Tutulma gösteren örnekleri GCVS'de EA veya EB olarak kodlanan çift sistemlerin ışık eğrilerine benzer ışık değişimi gösterirler. Hiç tutulma göstermeyen örnekleri de mevcuttur. EB türü ışık eğrisi biçiminin prototipi olarak kabul edilen Beta Lyrae (β Lyrae), aslında Algol-türü bir değişendir.

Keşfedilen ilk EA türü değişen, grubun aynı zamanda prototipi olan Algol= Beta Persei (β Persei)'dir. Işık değişimi gösterdiği bundan yaklaşık 2000 yıl önce antik Çin'de biliniyordu. 1783'de John Goodricke, Algol'ün ışık değişiminin son derece düzenli bir döneme (2.867 gün) sahip olduğunu belirleyen ilk kişidir. Gözlenen ışık değişiminin tutulmalardan kaynaklandığını da ilk kez öneren kişidir. Algol, parçalı tutulmalar gösteren yarı-ayrık bir çifttir ve bileşenler arası kütle aktarımına sahiptir. Yoldaş bileşeni kromosferik aktivite gösteren geç tayf türünden bir yıldız olup radyo dalgaları ve x-ışını da yaymaktadır. Ayrıca 3'lü bir sistemdir.

Yörünge dönemleri, bir günden daha kısa değerlerden birkaç yıla kadar çok geniş bir aralığa dağılmıştır. Bu konuda uç örnek olarak yörünge dönemi 27 yıl olan ε Aurigae gösterilebilir. EA türü bir ışık eğrisininin oluşabilmesi için bileşenlerin yarıçapları, bileşenler arası uzaklığın ufak bir kesri olması gerekmektedir. Bu koşul, ayrık veya yarı-ayrık sistemler olmasını gerektirmektedir. Uç örnek olarak ε Aur'da parlak bileşenin bir süperdev olmasına karşın, yörünge o derece geniştirki (yarı-büyük eksine uzunluğu 6000R), bu koşul halen sağlanabilmektedir.

EA türü örten değişenlerin yörünge dönemleri, ışık eğrilerinde oluşturdukları keskin tutulmalardan son derece duyarlı olarak tespit edilebilmektedir. Birçoğu belirgin dönem değişimi göstermektedir. Dönem değişimini yaratan fiziksel mekanizmalar çok çeşitlidir. Eksen dönmesi (eliptik yörüngeli ve eş-dönmeye sahip olmayanlar), ilave cisim varlığı, kütle aktarımı veya kaybı ve Güneş benzeri manyetik çevrimler, izlenen dönem değişimlerinin temel nedenleridir.

Grubun prototipi Algol'ün yörünge döneminde izlenen 1.783 yıllık çevrimsel değişim, sisteme fiziksel olarak bağlı üçüncü bir yıldızdan kaynaklanmaktadır (Algol C). Bunun yanında manyetik çevrim kökenli 32 yıllık bir değişim daha göstermektedir.






SS-Sturmbannführer

Sturmbannführer (SS-Sturmbannführer)