This page was exported from İstanbul Üniversitesi [ http://gozlemevi.istanbul.edu.tr ]
Export date: Sun Oct 21 8:54:49 2018 / +0000 GMT

Güncel Çalışmalar - Arş. Gör. Dr. Özgecan Önal Taş



GALAKTİK PERTÜRBASYON KAYNAKLARININ YILDIZ YÖRÜNGELERİNE ETKİSİ

Galaksiler, aynı çekim alanına hapsolmuş gaz, toz, yıldız ve karanlık maddeden oluşan dinamik olarak aktif topluluklardır. Yapılarında meydana gelen değişimlerin anlaşılması için insan ömrünün çok ötesinde zaman ölçeklerine ihtiyaç duyulur. Evrendeki tipik spiral galaksilerden biri olan Samanyolu da iç (süper kütleli karadelik, spiral kollar, çubuk, dev molekül bulutları, süpernova patlamaları) ve dış etkenlerden (uydu galaksi birleşmeleri, gaz ve yıldız akıntıları) kaynaklanan farklı ölçeklerdeki pertürbasyon kaynaklarıyla şeklini ve yapısını değiştirmektedir.

Bu çalışmada, Galakside bulunan pertürbasyon kaynaklarının Güneş civarındaki yıldız yörüngelerine etkileri incelenmiştir. Bunun için Radyal Hız Deneyi'nin (RAVE) dördüncü veri sürümünden (Kordopatis vd. 2013) seçilen kırmızı yığın (KY) yıldızlarına ait tayfsal, fotometrik ve astrometrik parametreler kullanılmıştır (Şekil 1). KY yıldızları, hem elektromanyetik tayfın kızılötesi bölgesinde sabit ışıma gücüne sahip olduklarından hem de kırmızı renklerinin onları çok büyük mesafelerden gözlenebilir kılmasından dolayı uzaklık tayininde standart mum olarak kullanılırlar.  Güneş merkezli bir sistemde tüm yönlerde kabaca birkaç kiloparsek mesafeye uzanan bir uzay hacminde gözlenen KY yıldızlarının, Galaktik ve ekvatoral koordinatları, radyal hız, özhareket bileşenleri ve uzaklık verileri kullanılarak kinematik ve yörünge dinamiği parametreleri hesaplanmıştır.

 

Şekil 1. RAVE'nin 4. veri sürümünden seçilen KY yıldızlarının sayı yoğunluğu (a) ve metal bolluğuna (b) göre oluşturulmuş HR diyagramları.

Çalışmada ayrıca KY yıldızlarının yaşları Bayes istatistiğine göre hesaplanmış ve hepsinin ortalama 4 milyar yıl yaşında olduğu tespit edilmiştir. Buradan da benzer zamanlarda farklı Galaksi merkezli yarıçaplarda oluşan bu yıldızların Galaksi diskinin kemo-dinamik yapısını doğru olarak yansıtabilecekleri sonucuna varılmıştır.

Galaktik pertürbasyon kaynaklarının etkilerinin ortaya konabilmesi için yıldızların yörünge dinamiği parametreleri hesaplanırken Samanyolu'nun en güncel parametrelerini içerecek şekilde tanımlanan simetrik bir potansiyel (MW) kullanılmış, ardından da bu potansiyele geçişken spiral kol ve Galaktik çubuğun etkilerini temsil eden pertürbasyon terimleri eklenerek asimetrik bir potansiyel (MWBS) fonksiyonu oluşturulmuştur. KY yıldızlarının Galaktik yörünge parametreleri hem simetrik hem de simetrik olmayan potansiyeller dikkate alınarak hesaplanmıştır.

Önal Taş vd.'nin (2016) çalışmasında Güneş civarını en iyi temsil eden kimyasal yapının KY yıldızlarının Galaktik düzlemden dik doğrultuda erişebilecekleri en büyük uzaklık (zmax) ile Galaktik yörüngelerinin yatay basıklık (ep) parametrelerine getirilen sınırlamayla elde edilebileceği gösterilmiştir. Bu çalışmada ise MW ve MWBS potansiyel modelleri için hesaplanan zmax parametresine sınırlamalar getirilerek farklı Galaktik popülasyonların etkinlik bölgelerini gösteren KY yıldızı alt-örnekleri             (0 < zmax ≤ 0.5, 0.5 < zmax ≤ 1, 1< zmax ≤ 2 ve zmax > 2 kpc) oluşturulmuştur. Burada ilk ve üçüncü zmax aralıkları ince ve kalın diskin etkin olduğu bölgeleri temsil ederken, ikinci aralık ince ve kalın disk yıldızlarının benzer etkinlikte gözlendiği geçiş bölgesini temsil etmektedir (Şekil 2). Çalışmada her bir zmax aralığındaki ep dağılımları iki yaklaşımla belirlenmiştir. İlk yaklaşımda KY alt-örnekleri birikimli ep aralıklarına bölünerek, radyal metal bolluğu gradyentlerinin basık yörüngeli yıldızlarca ne ölçüde kirletildikleri incelenirken, ikinci yaklaşımda ise KY alt-örnekleri kesikli ep aralıklarına bölünerek KY yıldızlarının radyal uzanımları incelenmiş ve Galaktik çubuğun neden olduğu eş-dönme (CR) ve dış Lindblad (OLR) rezonanslarından ne ölçüde etkilendikleri araştırılmıştır.

 

Şekil 2. MW (sol) ve MWBS (sağ) potansiyel modellerine göre KY yıldızlarının Galaktik yörünge basıklıklarının metal bolluğu, Galaksi merkezine en-beri ve en-öte uzaklıkları, yaş ve metal bolluğu gradyentlerine göre değişimleri.

Birikimli yatay basıklık aralıklarına göre yapılan incelemelerde MW ve MWBS potansiyel modelleri için radyal metal bolluğu gradyentlerinin yörünge basıklıkları arttıkça düzleşme gösterdikleri tespit edilmiştir. İlk iki zmax aralığında belirgin radyal metal bolluğu gradyentleri gözlenmesi kesikli ep aralıklarındaki değişimlerin incelenmesinde bu aralıkların tercih edilmesine neden olmuştur. İnce disk ve ince disk ile kalın disk arasındaki geçiş bölgesini temsil eden zmax aralıkları için KY yıldızlarının yatay basıklıklarına denk düşen en-beri Galaktosentrik uzaklıkları ve Galaktik çubuğun neden olduğu CR ve OLR bölgelerine göre konumları Şekil 3'te gösterilmiştir. Böylece KY örneğindeki yıldızlarının Galaktik düzlemdeki ve rezonans bölgeleri civarındaki dağılımları görülebilmektedir. Şekilden görüleceği üzere Galaksi merkezine 3 kpc yaklaşabilen KY yıldızlarının yörüngeleri yatay düzlemde daha basıktır. Çalışmada en yüksek radyal metal bolluğu gradyenti OLR bölgesinin etkin olduğu bölgede tespit edilmiştir. Sonuç olarak bu çalışmada, KY yıldız yörüngelerine CR ve OLR bölgelerinin yıldız yörüngelerine etki ederek basıklaştırdığını ve basık yörüngelerin de radyal metal bolluğu gradyentlerinin düzleşmesine sebep olduğu ortaya konmuştur. Basık yörüngeli yıldızların örneklemden çıkarılmasıyla Güneş civarının kemo-dinamik yapısını en iyi temsil eden yıldız örneklerinin seçildiği düşünülmektedir. Bu çalışma, Şubat 2018 tarihinde Astrophysics and Space Science dergisinin 363 cildinin 35. makalesi olarak yayımlamıştır.

 

Şekil 3. Galaksi merkezi, şişkin bölge, CR, OLR ve Güneş'in konumuna göre MW ve MWBS potansiyelleri için belirgin metal bolluğu gradyenti gözlenen 0 < zmax ≤ 0.5 and 0.5 < zmax ≤ 1 kpc aralıklarında hesaplanan yatay basıklık değerlerine denk düşen en beri Galaktosentrik uzaklıklar gösterilmiştir. CR ve OLR'nin konumları Dehnen'in (2000) çalışmasından alınmıştır.

Kaynaklar

Dehnen, W., 2000,