V633 Lyr çift sisteminin Galaksimizdeki metalce en zengin açık kümeye (NGC 6791) üye olduğu belirlendi.
Ege, Erciyes ve İstanbul Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü araştırmacıları tarafından hazırlanan “Analysis of a detached eclipsing binary at near the turnoff point of the open cluster NGC 6791 in Kepler field” adlı makale SCI kapsamındaki New Astronomy dergisinde Nisan 2019 tarihinde yayınlanmak üzere kabul edilmiş olup, Nisan ayının öne çıkan çalışmalarından biri olarak dergi kapağında yer almıştır. Bu çalışmada, Galaksimizdeki metalce en zengin ve yaşlı NGC 6791 açık kümesi doğrultusunda, tutulma gösteren çift çizgili V633 Lyr yıldız sistemi incelenmiştir. Analizlerde sistemin Kepler fotometrik verileriyle, ESO Bilim Arşivinden alınan yüksek çözünürlüklü UVES ve GRAFFE tayf verileri kullanılmıştır. V633 Lyr’in radyal hız verileri ve Kepler ışık eğrileri eş-zamanlı analiz edilerek sistemdeki bileşen yıldızların başta kütle olmak üzere tüm astrofizik parametreleri yüksek duyarlılıkla tayin edilmiştir. Analizler, sistemin baş yıldızının NGC 6791 açık kümesinin dönüm noktasında, yoldaş bileşenin de kümenin anakolu üzerinde yer aldığını göstermiştir (Şekil 1). Bileşen yıldızlara fit edilen PARSEC yaş eğrileriyle sistemin yaşı 8.5±0.12 Gyıl olarak tayin edilmiştir. Ayrıca V633 Lyr’in Gaia Veri Salınımı-2 kataloğundan alınan öz hareket ve uzaklık verileriyle çalışmamızda belirlenen radyal hız verilerinin bir arada değerlendirilmesiyle V633 Lyr’in NGC 6791 açık kümesine üye olduğu belirlenmiştir. Bununla birlikte, yoldaş bileşenin yarıçapının beklenenden %10 daha büyük tespit edilmesi, konvektif zarflı bileşenlerden oluşan kısa dönemli çift yıldızlarda manyetik alanın yıldızın enerji taşınmasını engellediğini gösteren iyi bir gözlemsel kanıttır.
Şekil 1: NGC 6791 açık kümesinin renk-parlaklık diyagramı ve kümeye üye V565 Lyr, V568 Lyr ve V633 Lyr’in çift yıldız sistemlerinin bileşenlerine ait konumlar.
25. Güneş Leke Çevrimi Başladı
10 Nisan 2018'de güney yarımkürede ilk lekesi gözlenen 25. Güneş Leke Çevriminin polarite dönüşümü 8 Kasım 2018'de de kuzey yarımkürede ilk lekesinin gözlenmesi ile tamamlanmış görünmektedir. Bundan sonra 24. çevrime ait lekeler artık pek fazla gözlenmeyip 25. çevrime ait lekeler daha sıklıkla görünmeye başlayacaktır.
Şekil-1: 24. Çevrim (Sol) ve 25. Çevrimde (Sağ) kuzey ve güney yarımkürelerdeki manyetik polaritenin görünümü.
21. Çevrimden bu yana şiddeti azalan manyetik aktivite 24. Çevrimde de azalma göstermeye devam etmiştir (Şekil-2). 24. Çevrimde bir önceki çevrime kıyasla aylık ortalama rölatif sayıda(AORS) yaklaşık %35 bir azalma gözlenmiştir. 25. Çevrimde 180 olan AORS değeri 24. Çevrimde 115 olarak gerçekleşmiştir. Manyetik aktivitedeki azalmanın devam edip etmeyeceği tam olarak bilinmemekle beraber yapılan ön tahminlerde 25. Çevrimin 24. Çevrime kıyasladaha şiddetli geçeceği yönündedir. Macario-Rojas ve ark. (2018) nın çalışmasına göre 25.Çevrim önceki çevrime göre %14 bir düşüş gösterecektir. Ancak Jiang ve Cao (2017), Pesnell ve Schatten (2018) ve Sarp ve ark. (2018) in yapmış oldukları çalışmalara göre 25. Çevrim önceki çevrime göre daha şiddetli geçecektir. Pesnell ve Schatten (2018)’a göre atışın %17 mertebesinde (AORS = 135 ± 25), Sarp ve ark. (2018)’na göre de artışın %33 mertebesinde (AORS = 154 ± 12) olması beklenmektedir.
Şekil-2: Son 5 Güneş Leke Çevriminin yumuşatılmış aylık ortalama rölatif sayısı değişimleri. 25. Çevrimiki farklı senaryoya göre gösterilmiştir.
Referanslar Jiang J., Cao J., 2017, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 176, 34 Macario-Rojas A., Smith K. ve E R. P. C., 2018, MNRAS, 479, 3791 Pesnell W., Schatten K., 2018, Sol. Phys., 293, 112 Sarp V., Kılçık A., Yurchyshyn V., Rozelot J. P. ve Özgüç A., 2018, MNRAS, 481, 2981
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, The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution, Astronomical Journal,119, 800.
Kordopatis, G., Gilmore, G., Steinmetz, M. vd., 2013, The RAdial Velocity Experiment (RAVE): Fourth Data Release, Astronomical Journal, 146, article id. 134, 36.
Önal Taş, Ö., Bilir, S., Seabroke, G. M. vd., 2016, Local Stellar Kinematics from RAVE data - VII. Metallicity Gradients from Red Clump Stars, Publications of the Astronomical Society of Australia, 33, 44.
Önal Taş, Ö., Bilir, S., Plevne, O., 2018, Local Stellar Kinematics from RAVE Data—VIII. Effects of the Galactic Disc Perturbations on Stellar Orbits of Red Clump Stars, Astrophysics and Space Science, 363, 35.
KÜTLEÇEKİMSEL MİKRO MERCEKLEME
Kütleçekimsel mikro-mercekleme, kütleçekimsel büyüteç etkisi nedeniyle astronomik bir olaydır. Yaydığı ışığa bakılmaksızın, gezegen kütlesinden yıldız kütlesine kadar değişen bir aralıkta farklı nesneleri tespit etmede kullanılabilir. Mikro-mercekleme, ışığı zayıf veya hiç ışık vermeyen nesnelerin incelenmesine olanak tanır. Uzak bir yıldız ya da kuasar büyük kütleli bir nesne ile aynı görüş hizasına geldiğinde, 1915’de Einstein tarafından öne sürülen kütle çekim alanının ışığı bükmesi ile gözle görülür bir büyütme etkisi meydana gelir ve iki üst üste binmiş görüntünün oluşmasına neden olur. Geçici parlaklığın zaman ölçeği, gözlenen 'kaynak' ile öndeki ‘mercekleme’ nesnesi arasındaki göreli öz harekete ve öndeki nesnesinin kütlesine bağlıdır. Mikro-mercekleme gözlemleri, büyüteç görevi gören nesneden alınan ışınıma dayanmadığından, astronomların ne kadar sönük olursa olsun kütleli nesneleri incelemesine izin verir. Kahverengi cüceler, kırmızı cüceler, gezegenler, beyaz cüceler, nötron yıldızları, kara delikler ve kütleli sıkışık halo nesneleri gibi sönük veya karanlık nesnelerin galaktik popülasyonunu incelemek için ideal bir tekniktir. Dahası, mikro-mercekleme etkisi dalga boyundan bağımsızdır ve her türlü elektromanyetik ışıma yapan uzak kaynakların kullanımına izin verir. İzole edilmiş bir nesne ile yapılan mikro-mercekleme olayı ilk olarak 1989 yılında tespit edilmiştir. O zamandan beri, karanlık maddenin doğasını anlamak, ötegezegenleri tespit etmek, uzak yıldızlarda kenar kararmasını incelemek, Galaktik çift yıldız popülasyonunu incelemek ve Samanyolu diskinin yapısını sınırlamak için mikro mercekleme kullanılmaktadır. GAIA uydusunun uyarılarından olan Gaia16aye isimli nesne, bir çift yıldızın merceklemesine en iyi gözlenen güncel bir örnektir. TÜBİTAK TUG teleskoplarının gözlem verileri bu mikro mercekleme olayının aydınlatılmasına katkı sağlamıştır. Gaia16aye mikro-mercekleme görüntüleri ile okunması önerilen kaynaklar aşağıdadır.
Kütle çekim alanının ışığı bükmesi ile gözle görülür bir büyütme (solda) ve bu kaotik (üst üste binmiş görüntü) durumundan çıkılmış hali (sağda). Görüntüler TÜBTAK TUG RTT150 ile alındı.
Uzak bir kaynak yıldız ötegezegen içeren mercek yıldız ile aynı görüş çizgisine geldiğinde, ışığın bükülmesi ile kaynak yıldızdaki değişim ve üstte bu değişimin ışık eğrisi (Alıntı: http://www.turkerturken.com/2016/05/11/dunya-benzeri-gezegenler).
Gaia16aye’nin yer (fotometri) ve uzay (astrometri) verilerinden model öngörüsü: 8 kpc uzaklıktaki kaynak K spetrel sınıfından yaklaşık 10 güneş yarıçaplı bir dev yıldız, 2 kpc uzaklıkta 1.7 ve 0.3 güneş kütleli çiftli mercek yıldız sistemi. Önerilen okuma kaynakları: http://sci.esa.int/gaia/58546-gaia-spies-two-temporarily-magnified-stars https://www.tubitak.gov.tr/tr/haber/tug-teleskoplari-einsteinin-kuramini-dogruladi Esenoğlu H.H., Khamitov D.İ., Kırbıyık H., Erece O., "Ve Işık Büküldü", TÜBİTAK Bilim ve Teknik, ss.52-57, 2017
Korona Parlaklığının Elde Edilmesi İçin İki Pratik Metot
Tam Güneş tutulmaları nadir gerçekleşen gök olaylarından biridir. Bu tutulmaların önemi Güneş’in korona tabakasının gözle görünebilmesine imkân vermesidir. Korona, Güneş atmosferinin en dış tabakası olup yüksek kinematik sıcaklıkları ve düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle oldukça gizemli bir bölgedir (Gabriel, 1976; Fontenla et al., 1993). Bu açıdan her bir tam Güneş tutulması korona gözlemleri için büyük bir önem taşımaktadır. Gözlenen korona yapısı Güneş Leke Çevrimi ’ne sıkı sıkıya bağlıdır. Bu yapı Güneş’in manyetik alanı ile şekillenmekte ve çevrimin minimum ve maksimum dönemine göre farklı görünümlere sahip olmaktadır. Şekil-1’de bu durumlara ait iki tutulma örneği gösterilmiştir.
Şekil-1: Tam tutulmalarda gözlenen korona yapısına ait iki örnek. Güneş çevriminin Sol: minimum, Sağ: maksimum dönemi. Resimlerin sağ altındaki tarihleri tutulma gününü göstermektedir.
Koronada gözlenen ışınımın ağırlıklı olarak serbest elektronlara çarpıp bakış doğrultusuna yansıyan polarize fotosferik ışıktan oluştuğu kabul edilmektedir (van de Hulst, 1950; Saito, 1970). Bu bakımdan gözlenen korona parlaklık şiddeti elektron yoğunluğu ile doğru orantılıdır. Korona parlaklığının elde edilmesi ile ortamın elektron yoğunluğunun hesap edilebilmesi mümkün olmaktadır.
Gözlenen korona parlaklığı diskten itibaren azalan bir gradiyent göstermektedir. Bu dağılımın düzgün olarak belirlenebilmesi ancak farklı poz süreleri ile fotoğraf çekimleri yapılması ile mümkün olmaktadır. Böylece tüm koronal yapının doğru olarak ortaya konulması sağlanmış olacaktır. Koronada gözlenen parlaklığın doğru olarak elde edilebilmesi kullanılan fotoğrafik malzemeye ait parlaklık kalibrasyon fonksiyonu (PKF)’nun doğru olarak elde edilmesine bağlıdır. Bu fonksiyonun elde edilebilmesi için tutulmadan önce yada sonra Güneş’in farklı poz ve diyaframlar ile kalibrasyon çekimleri yapılmaktadır. Bu çalışmada korona gözlemlerinde kullanılan fotoğrafik materyalin PKF’si ve kompozit görüntülerin parlaklığının hesaplanmasına ait iki pratik metot verilmiştir.
PKF’nin elde edilmesi için ilk adımda kalibrasyon görüntülerine ait normalize ve rölatif şiddet değerleri hesaplanır. Normalize değerler için tüm kalibrasyon görüntülerindeki gözlenen Güneş disk parlaklıkları minimum poz süresine ait zemin parlaklık değerine bölünür. Bu değer;
bağıntısı ile gösterilmektedir. Ardında gözlem aletlerine ve poz süresine bağlı rölatif şiddet IR;
bağıntısı ile hesaplanır. Normalize şiddet IN ve rölatif şiddet IR arasında çizilen grafik yardımıyla PKF hesaplanır. Bu fonksiyonun en genel şekli
şeklinde bir exponansiyel fonksiyondur. 29 Mart 2006 tutulması için elde edilen grafik Şekil-2’de örnek olarak gösterilmiştir. Bu tutulma için elde edilen PKF
şeklindedir.
Şekil-2: 2006 tutulmasına ait parlaklık kalibrasyon fonksiyonunu (düz çizgi) gösteren grafik. Her bir poz süresine ait değerler ayrı bir sembol ile gösterilmiştir.
Şekil-3’de bu fonksiyon için kullanılan bazı Güneş diski kalibrasyon görüntüleri gösterilmiştir. PKF kullanılarak tutulma görüntülerinde normalize edilen korona parlaklığı, gözlenen ortalama Güneş parlaklığı cinsinden rölatif şiddete çevrilmiştir.
Şekil-3: 2006 tutulmasının kalibrasyon çekimine ait bazı Güneş disk görüntüleri. Sola başta poz süreleri saniye olarak, en üstte diyafram açıklığı milimetre olarak verilmiştir.
Bu çalışma kapsamında geliştirilen diğer yöntem ile farklı poz sürelerinde alınmış görüntülerin birleşik (kompozit) parlaklıklarını hesaplamak için bir bağıntı ortaya konulmuştur. Yapılan analitik çalışmalar sonucunda birleşik parlaklık için
bağıntısı elde edilmiştir. Burada Σ Iexp her bir poza ait parlaklıkların toplamı, nexp toplam poz sayısı ve Σ t kullanılan poz sürelerinin toplam değeridir. 2006 tutulmasında beyaz-ışık polarizasyon gözlemleri 0, 60 ve 120 derece polarizasyon açılarında gözlemler yapılmıştır. Tutulma esnasında çekilen görüntülerin bir kısmı Şekil-4’de verilmiştir. Geliştirilen metotlar sonucunda her bir polarizasyon açısı için birleşik parlaklıklar hesaplanmış ve bunlar Şekil-5’de ayrı ayrı gösterilmiştir.
Şekil-4: 2006 tutulmasına ait birkaç tutulma görüntüsü. Sol baştaki sayıları saniye olarak poz sürelerini, alt kısımdaki sayılar da polarizasyon açılarını göstermektedir.
Şekil-5: 2006 tutulmasının 0, 60 ve 120 derece polarizasyon gözlemine ait birleşik parlaklık görüntüleri.
Her bir polarizasyon açısındaki parlaklıklar Stokes parametreleri kullanılarak koronanın toplam parlaklığı, polarizasyon açıları ve polarizasyon yüzdeleri elde edilmiştir. 2006 tutulmasına ait toplam parlaklık görüntüsü ve kullanılan eş şiddet profilleri Şekil-6’da verilmiştir. Belirli radyal doğrultulardaki (0, 30, 60 ve 90 derece) parlaklık değerleri Saito (1970)’in model değerleri ve 7 farklı tutulma gözlemine ait değerler ile karşılaştırmalı olarak Şekil-7’de gösterilmiştir.
Şekil-6: 2006 tutulmasının toplam parlaklık görüntüsü. Eş şiddet profillerinin üzerindeki değerler 10-9 ortalama Güneş parlaklığı cinsindendir.
Şekil-7: 2006 tutulmasının toplam parlaklık değerlerinin (siyah nokta) model (düz çizgi) ve bazı gözlemsel değerler (semboller) ile karşılaştırılması.
2006 tutulması için elde edilen toplam parlaklık değerlerinin hem model hem de literatürdeki gözlemsel değerler ile uyumlu olması geliştirilen bu iki yöntemin nispeten doğru olduğunun bir göstergesidir. Ancak gelecekte yapılacak yeni tutulma gözlemleri ile tekrar test edilmesi bu doğruluğu daha da destekleyecektir.
Bu çalışma “Two Practical Methods for Coronal Intensity Determination” başlığı ile Solar Phyics dergisinde yayınlanmıştır.
KaynaklarFontenla, J.M., Avrett, E.H., Loeser, R.: 1993, Astrophys. J. 406, 319.
Gabriel, A.H.: 1976, Phil. Trans. Roy. Soc. London A 281, 399.
Saito, K.: 1970, Ann. Tokyo Astron. Obs. 13(2), 53.
van de Hulst, H.C.: 1950, Bull. Astron. Inst. Neth. 11, 135.
Bu yıl Fizik dalındaki Nobel ödülü, Albert Einstein'ın 1916'da öngördüğü kütleçekimsel dalgaların varlığını, LIGO'daki (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory) çalışmaları ile gözlemsel olarak kanıtlayan 3 bilim insanına verildi.
Newton, kütleçekim yasasını ifade ederken, kütlelerin birbirine çekim kuvveti uyguladığını yani birbirlerini çektiğini, bunun kütle büyüklüğüne ve aralarındaki uzaklığın karesine bağlı olarak hesaplanabileceğini gösterdi. Einstein bir adım ileri giderek zaman boyutunu işin içine kattı ve üç boyutlu uzayı, zaman boyutu ile birlikte dört boyutlu olarak yeniden ele aldı ve belki de daha önemlisi kütlenin uzay-zamanı nasıl bükeceğini, bükülen uzay-zamanın da kütleye nasıl hareket edeceğini söylediğini gösterdi. Elektromanyetik dalgalar bir kütleye sahip olmadıkları halde büyük kütleli bir cismin çevresinden geçerken cisim uzay-zamanı büktüğü için izledikleri yol tıpkı kütle gibi değişir. Newton yasası kendi başına doğru ama bu aşamada yetersiz kalırken, Einstein'ın kuramı bu olayı açıklamaktadır. Einstein'ın kuramına göre büyük kütleler yer değiştirdiğinde uzay-zaman'da dalgalanmalar yaratır. Bu dalgalanmalar da kütleçekimsel dalgalar olarak uzayda yayılır. Bu dalgaları tespit etmek ve ölçmek yakın zamana kadar teknolojik olarak zor olsa da, LIGO deneyi bunu başardı.
1.3 milyar ışık yılı uzaklıktaki, Güneşin 36 katı ve 29 katı kütleye sahip iki karadelik birbiri etrafında dönerken enerjilerini kaybederek birleşti ve Güneş kütlesinin 62 katı büyüklüğünde bir karadelik oluşturdular. Bu birleşme sonucunda 3 Güneş kütlesi büyüklüğünde bir enerji kütleçekimsel dalga olarak yayıldı. Bu birleşme sonucu uzay-zamandaki dalgalanmanın, LIGO'daki detektörlerin arasında yarattığı çok küçük mesafe değişimleri, gözlenebildi ve gözlemsel olarak Einstein'ın öngörüsü ispatlanmış oldu.
İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü olarak biz de bir süredir Kütleçekimsel Dalgalar (KD) alanında çalışma yürütmekteyiz. Öğretim üyelerimiz Massimiliano De Pasquale, Tolga Güver ve lisansüstü öğrencilerimizden Ergün Ege, Uluslararası LIGO Elektromanyetik Bileşen kollaborasyonunun bir üyesi olarak, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan 1 metre çaplı T100 teleskobu ile KD teleskoplarının gözlem alanı içinde bulunan en parlak galaksilerin bulunduğu bölgelerde kilonova gözlemleri ile çalışmalarımız devam ediyor. KD gözlemleri ile ilişkili olarak optik teleskoplar ile yaptığımız gözlemlerin önemi şöyle:
KD gözlemlerinin eşleniği olarak ve onlardan bir süre önce yüksek enerjilere duyarlı teleskoplar ile gözlenebilecek Gama-Işın Patlamaları, bize bu birleşmelerin doğasına dair önemli ipuçları verecektir. Gama-Işın patlamaları olmasa da bu birleşmeler sonucunda 2-10 Güneş kütlesi kadar nötronca zengin bir atım beklenmektedir. Bu atım r-işlevi elementlerinin (bazı en ağır ve nötronca zengin elementler) sentezi için doğal bir ortam oluşturuyor.
Bu atımlardaki r-elementlerinin radyoaktif bozunmasının, “kilonova” adı verilen izotropik optik ve yakın kızılötesi termal emisyon üreteceği düşünülüyor. Henüz tam anlaşılamamış olan r-element'lerinin oluşum mekanizmaları bu gözlemler ile aydınlatılmaya çalışılıyor. Bu elementlerin oluşumu Süpernova patlamaları ile açıklansa da bazı elementler için bu teori tam olarak yeterli değil. Bu birleşimlerin sonucu ortaya çıkan mekanizmalar belki de bu oluşumların anlaşılmasında ilerlememizi sağlayacak.
Kilonovalar, bu birleşmelere ev sahipliği yapan galaksinin tanımlanmasına yardımcı olacak; kırmızıya kayması, enerjisi, çevresi hakkında bilgi taşıyacak. Kilonovaların ışık eğrisi; kütle, hız, geometri ve atımın opasitesine bağlıdır. KD, birleşmenin karadelik, kısa ömürlü hiper-kütleli nötron yıldızı ya da uzun ömürlü hiper-kütleli nötron yıldızı üretip üretmediğini söyleyecek. KD ile birlikte elektromanyetik karşılıklarının gözlemlerinin yürütülmesi, atımın evrimleşme çıktılarının daha iyi anlaşılmasını ve teorik öngörülerin test edilmesini sağlayacak. Elektromanyetik dalga yayan süreksiz kaynakların birleşen bu cisimlerin “iç mekanizmaları” ve çevreleri hakkında bilgi taşıyacağı ve Evren'deki bu eşsiz fenomenin anlaşılmasında KD teleskoplarının gözlemlerini tamamlayıcı bir çalışma olacağı düşünülüyor. Bu gözlemler ile birleşen cisimlerin pek çok özelliği aydınlatılabilir. Elektromanyetik dalga gözlemleri ile bu cisimlerin kütlesi, kimyasal kompozisyonu, geometrisi, kinetik enerjileri gibi bilgilerin hesaplanması hedefleniyor. Bu bilgiler sayesinde cisimlerin yaşlarına ve evrimsel aşamalarına dair bilgiler de edinilebilir.
Bilim çevrelerinde zaten bilinen KD alanındaki çalışmaların önemi Nobel ödülü ile daha görünür hale geldi ve Astronomi bilimi artık kütleçekimsel dalga çağına girdi. Bir sonraki aşama kütleçekimsel dalga gözlemlerinin elektromanyetik ışınım yapan bileşenlerinin gözlenmesi ile tümlenmesi olacak ve bilim evreni anlamada -küçük- bir adım daha atmış olacaktır.
Görsel 1: LIGO deneyi, L şeklinde ve kolları 4 km. uzunluğunda vakum tüplere sahip gözlemevleri birebir aynı olarak inşa edilmiş ve aralarında 3002 km. mesafe bulunuyor. Optik teleskopların ışık kirliliğinden uzak olması gerektiği gibi, KD dalga detektörleri için insan aktivitelerinin titreşimlerinden uzak yerler seçilmiş; Louisiana ormanları ve Hanford stepleri. Bu detektörler öylesine hassas ki, deprem gibi yer hareketlerinden, kamyonların yolda yarattığı titreşimlere kadar tüm titreşimleri algılayabiliyor. Bu nedenle birbirinden uzak iki detektör kullanılıyor. Yakın gelecekte çok daha uzak ve birlikte çalışan (ve hatta uyduların da dahil olduğu) deneyler yapılmaya başlanacak. Fotoğraf deneyin üçüncü detektörü olan Virgo'ya ait. (kaynak: https://www.ligo.caltech.edu)
Şekil 1:Üç detektör tarafından tespit edilen kütleçekimsel dalgalar. Üstteki grafik Sinyal/Gürültü oranını yani algılamanın kabaca hassasiyetini gösteriyor. Ortada frekans kayması/zaman grafiği (buna "cıvıldama" deniyor). Alttaki ise dalga formu grafiği.
Milisaniye Pulsarlarında r-mod Genliği Üzerinde X-ışını Sınırları
R-mod’lar (Rossby dalgaları olarak da adlandırılır) dönen yıldızlarda gözlenen osilasyonlardır ve sürükleyici kuvveti Coriolis kuvvetidir. Bu modda baskın kuvvet Coriolis kuvveti olduğu için modun frekansı yıldızın iç yapısından bağımsız ve açısal hızının bir fonksiyonudur. Andersson (ApJ, 1998, 502, 708), sürekli kütleçekimsel ışınımın dönen yıldızların r-mod osilasyonlarını kararsızlık kuşağına götürdüğünü keşfetmiştir.
Milisaniye pulsarları, yoldaş yıldızlarından kütle transferi sayesinde uzun zaman ölçeklerinde açısal momentum kazanmaları sebebiyle yüksek frekanslara sahiptir. Yıldızın açısal hızı, yıldızın bu kararsızlık bölgesine girmesine sebep olacak kadar büyük olduğunda, r-mod osilasyonları kararsızlaşır ve genlikleri katlanarak artar (Lindblom 2001).
Yıldızın içindeki parçacıkların birbirleri ile etkileşmesinin bir ölçüsü olan viskoz kuvvetler, oluşan salınımı durdurucu bir etki yaratırlar. Bu etki ne kadar kuvvetli ise, modların sönümlenmesi sonucu kaybedilen enerjinin ısı enerjisine dönüşmesi o kadar verimli olur. Dolayısıyla bu nötron yıldızlarında bir ek iç ısı enerjisi üretilmiş olur. Vizkozitenin miktarı ve verimliliği yıldızın iç yapısındaki maddenin özelliklerine bağlıdır.
Sonuç olarak bu osilasyonların genliği yavaş dönen kaynaklarda azdır fakat hızlı dönen yıldızlarda, dönme yeterince büyükse yıldız karasızlık bölgesine doğru kayar ve osilasyonların genliği artar (bkz. Şekil 1).
Şekil 1: Grafikte farklı kaynaklar için kararsızlık bölgesini gösterir. Gri bant, mikro ve makro-fizikteki belirsizlikler nedeniyle kararsız bölgede ki belirsizlik aralığını göstermektedir (Alford & Schwenzer 2012, 2014). Milisaniye pulsarlarının yüzey sıcaklıklarının ölçümleri veya bu sıcaklıklara getirilebilecek sınırlar, r-mod osilasyonlarının genliği üzerine de sınırlar getirir çünkü bu osilasyonların genliği daha yüksek olursa yukarıda değinilen sebeplerden ötürü yüzey sıcaklığı da artar. Bu nedenle, yüzey sıcaklığına limit getirebilen gözlemler ile nötron yıldızlarının içindeki maddenin fiziksel özelliklerini inceleyebiliriz. Bizde çalışmamızda, bu tip kaynakların yüzey sıcaklıkları hakkında fikir elde edebilmek için, 100 Hz’den daha hızlı dönen milisaniye pulsarlarının mevcut arşiv verilerini derledik ve özel olarakta PSR J1231-1411’in X-ışın verilerinin spektrel analizini yaptık. PSR J1231-1411, Fermi uydusu üzerindeki LAT algılayıcısı tarafından keşfedilmiştir (Ransom et al. 2011). Dönme periyodu 3ms (271.4 Hz) olan PSR J1231-1411 ikili bir sistemdir ve 1.9 günlük yörünge dönemi vardır. Bu yörünge periyodu, bileşen yıldızın kütlesinin ~0.2-0.3 Güneş kütlesinde olduğuna işaret eder (Rapaport et al. 1995). Yüksek dönme hızı ve halen aktif olarak kütle aktarmıyor olması nedeniyle, r-mod osilasyonlarının yüzey sıcaklığı üzerine etkilerini anlamak için ideal bir sistemdir. Bu nedenle, kaynağın Chandra, Suzaku ve XMM-Newton uyduları ile elde edilmiş arşiv gözlemlerini yüzey emisyonuna bir limit koyabilmek için yeniden analiz ettik. Tüm spektrumlar eş zamanlı olarak XSPEC programının 12.9.0 versiyonu kullanılarak bir karacisim ve bir güç kanunu bileşeni ile modellenmiştir (Arnaud 1996). Yaptığımız analiz sonunda bu şekilde bir modelin veriyi açıklamakta çok başarılı olduğu görülmektedir. Analiz sonucunda kaynağın yüzey sıcaklığı için, kT = 0.158 ± 0.008 keV ve ışınım yapan bölgenin yarıçapı içinde R = 0.144 ±0.024 km (uzaklığı 0.4 kpc varsayarak) elde edilmiştir. Veri ile en iyi uyumu gösteren model ve her bir X-ışın spektrumu Şekil 2 de gösterilmiştir.
Şekil 2: PSR J1231-1411’den farklı dedektör ve uydulardan elde edilen X-ışın spektrumlarını gösterir. Algılayıcıların farklı duyarlılıkları farklı spektrumlara neden olmaktadır. Alttaki paneller modelden sapmaları farklı dedektörler için göstermektedir. Nötron yıldızının soğuması üzerine daha güçlü sınırlar koyabilmek amacıyla modelimize ışınım yapan yarıçapın R=10 km olduğu başka bir karacisim modeli daha ekledik. Fakat bu tür eklemeler modelin gözlemlerden ayrışmasına sebep olmaktadır. Bu da bize gösterir ki, böyle bir bileşen varsa bile bunun elimizdeki veriye pek bir etkisi olmayacak kadar soğuk olması gerekir. Bizde bu limiti bulabilmek için modelimize sabit yarıçapa sahip fakat farklı sıcaklıklardaki karacisimler ekledik ve en yüksek hangi sıcaklıktaki karacismin veride istatistiksel bir etkisi olmadığını araştırdık. Analiz sonucunda kT = 0.015 keV gibi bir üst limit belirlenmiş oldu. Karacismin sıcaklığının bir fonksiyonu olarak χ2/dof’da elde edilen değişiklikler Şekil 3’de gösterilmiştir. Bu da bu nötron yıldızının yüzey sıcaklığı üzerine bir limit getirebilmemizi mümkün kılar. Sonuç olarak makalemizde yaptığımız gibi, milisaniye pulsarlarının yüzey sıcaklık sınırlarını kullanarak, r-mod osilasyonlarının doğasını ve böylesine hızlı dönen nötron yıldızlarının iç kompozisyonunu anlamak için kullanabiliriz. Buna bir örnek olarakta yukarıda anlattığımız PSR J1231-1411 kaynağını inceledik. Sonraki çalışmalarımızda bu yöntemi tüm milisaniye pulsarlarında uygulamak istiyoruz.
Tüm sonuçlarımız daha ayrıntılı olarak makalemizde yer almaktadır (http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.466.2560S).
Şekil 3: Nötron yıldızının tüm yüzeyinden geldiği varsayımı altında karacisim ışınımının sıcaklığı χ2 ‘nin bir fonksiyonu olarak gösterilmiştir. Dik kırmızı çizgi böyle bir bileşen hiç olmadığı durumdaki χ2 ’ye karşılık gelen sıcaklık değerini göstermektedir. Kaynaklar : Ransom et al. (2011), ApJ, 727 Rapaport et al. (1995) Haskell et al.2012, MNRAS,424,93-103 Prinz T. et al.(2015), ApJ, 1511 Zavlin et al.(1996), ApJ, 315,141-152 Andersson, ApJ, 502,708, 1998, 8- Lindblom 1998, 2001 Schwenzer,K., Boztepe, T., Güver, T., Vurgun, E., MNRAS, 466, 2560, 2017 Bu çalışma Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Dergisinde makale olarak yayınlanmıştır. Yayının bibliyografik kodu : Schwenzer, K., Boztepe, T., Güver, T., Vurgun, E., 2017 MNRAS, 466, 2560 Ayrıca devam etmekte olan bu projemiz, 2017 ve 2016 yılı içinde Polonya ve Erzurum da gerçekleşen Annual NewCompStar Conference ve Uluslararası Astronomi Kongresinde de poster olarak sunulmuştur.
- Boztepe, T.; Güver, G.; Schwenzer, K.; Vurgun, E. “Milisaniye Pulsarlarının X-ışın Gözlemleri ile R-mod Osilasyonlarına Kısıtlar“ UAK Toplantısı; Erzurum Atatürk Üniversitesi, Turkiye, Eylül 2016
- Boztepe, T.; Schwenzer, K.; Güver, T.; Vurgun, E. “ X-ray bounds on the r-mode amplitude in millisecond pulsars ” Annual NewCompStar Conference; The Polish Academy of Sciences, Polanya, Mart 2017
YILDIZ OLUŞUMUNA DAİR
Gözde SARAL
Bu çalışma The Astrophysical Journal Dergisinde iki makale olarak yayınlanmıştır. Yayınların bibliyografik kodları : Saral, G., Hora, J., Willis, S., et al. 2015, ApJ, 813, 25 Saral, G., Hora, J., Audard, M., et al. 2017, ApJ, Basım Aşamasında Yıldızların büyük çoğunluğu molekül bulutlarında gömülü grup ve kümeler içerisinde oluşur (Lada ve Lada 2003, Bressert ve diğ. 2010). Yıldız oluşum ortamları, büyük kütleli kalabalık kümelerden, içinde büyük kütleli yıldız barındırmayan daha küçük kümelere veya çoğunlukla küçük kütleli yıldızların oluştuğu soğuk, karanlık bulutlara kadar çeşitlilik göstermektedir. Spitzer Uzay Teleskobu’nun ‘the Cores to Disks’ (c2d; Evans ve diğ. 2009), ‘the Gould Belt Survey’ (GBS; Harvey ve diğ. 2008), ‘MIPS Galactic Mid Plane Survey’ (MIPSGAL; Carey ve diğ. 2009) gibi araştırma programları ile, Güneş’ten 500 parsek uzaklığa kadar olan bölgede bulunan pek çok yakın yıldız oluşum bölgesi çalışılmıştır. Bu programlar, yakın karanlık molekül bulutlarında izole ve küçük kütleli yıldız oluşumu hakkında pek çok gözlemsel bilgi sağlamış ve aynı zamanda son yıllarda model ve simülasyonlardaki gelişmeler de dikkate alınarak, küçük kütleli yıldızların nasıl oluştuğu hakkında detaylı bir bilgi havuzu oluşturulmuştur. Ancak büyük kütleli yıldızların oluşumu (M > 10Mʘ) halen tam olarak anlaşılamamış bir konu olmaya devam etmektedir. Hızlı bir şekilde oluşup evrimleşmeleri ve bu süreç sırasında sahip oldukları güçlü yıldız rüzgarları ve ürettikleri fışkırmalar (outflow), doğdukları molekül bulutunu hızlı bir şekilde ısıtıp, iyonize etmelerine yol açmaktadır. Bu evrenin görece kısa sürmesi ve aynı zamanda yüksek çözünürlüğe sahip kırmızıöte ve milimetre dalgaboylarındaki gözlemlerin gerekliliği, büyük kütleli yıldızların erken oluşum evrelerinin gözlenmesini ve dolayısıyla gözlemsel veriler ile çeşitli büyük kütleli yıldız oluşum teorilerinin desteklenmesini zorlaştırmaktadır. Büyük kütleli yıldızların oluşumu kadar, bunların sonraki nesil her kütleden yıldızın oluşumu üzerine olan etkileri de henüz tam olarak anlaşılamamış bir konu olmaya devam etmektedir. Öyle ki gözlemsel çalışmalar ve simülasyonlar göstermektedir ki, büyük kütleli yıldızlardan kaynaklanan yıldız rüzgarları ve fışkırmalar, molekül bulutu içerisindeki komşu bölgelerde gerçekleşmekte olan yıldız oluşumunu tetikleyebilir iken; tam tersine, daha yakın komşuluklardaki gaz ve tozu dağıtarak yıldız oluşum sürecini ise durdurabilirler. Yıldızların kümeler içerisinde oluştuğu bu bölgelerde büyük kütleli yıldızlardan kaynaklanan böylesi tetikleyici etkiler henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Bununla birlikte gözlemsel sıkıntılar ve konuyla ilgili teorik modeller yakın zamanda Krumholz ve diğ. (2014) ve Motte ve diğ. 2017 tarafından özetlenmiştir. Yıldız oluşumu çalışmaları, yıldızlararası ortamın ve dev molekül bulutlarının çalışılmasını gerektirmektedir. Bu kapsamda, Galaksi’de bulunan büyük kütleli kompleks yıldız oluşum bölgelerinden W49, W51 ve W43, Spitzer Uzay Teleskobu (Fazio ve diğ. 2004) ve 2MASS/UKIDSS verileri kullanılarak çalışılmış, binlerce kaynaktan oluşan fotometri katalogları oluşturulmuş, aday genç yıldızımsı cisimler (GYCler) renk-renk ve renk-parlaklık kriterleri (Gutermuth ve dig. 2008, 2009) temel alınarak sınıflandırılmış, oluşturdukları grup ve kümeler istatistiksel olarak Minimal Spanning Tree yöntemi (Cartwright & Whitworth 2004) kullanılarak belirlenmiş ve bölgedeki büyük kütleli yıldız oluşumuna işaret eden diğer gözlemsel veriler (maser, HII/UCHII bölgeleri, vb.) ile karşılaştırılarak yıldız oluşum hikayeleri tartışılmıştır. Bu bulgular hazırlanmakta olan doktora tez projesinin bir parçası olarak yayımlanmıştır (Saral ve diğ. 2015, 2017).
Kaynaklar:
Lada Charles J., Lada Elizabeth A., 2003, ARA&A, 41, 57 Bressert E., Bastian N., Gutermuth R., et al. 2010, MNRAS, 409L, 54 Cartwright, A., & Whitworth, A. P. 2004, MNRAS, 348, 589 Evans Neal J., Dunham Michael M., Jørgensen, Jes K., et al., 2009, APJS, 181, 321 Harvey Paul M., Huard Tracy L., Jørgensen Jes K., et al., 2008, ApJ, 680, 495 Carey S. J., Noriega-Crespo A., et al., 2009, PASP, 121, 76 Fazio G. G., Hora J. L., Allen L. E., et al., 2004, APJS, 154, 10 Gutermuth R., Myers P. C., Megeath S. T., et al., 2008, ApJ, 674, 336 Gutermuth R., Megeath S. T., Myers P. C., et al. 2009, APJS, 184, 18. Krumholz Mark, R., 2014, PhR, 539, 49 Motte F., Bontemps S. ve Louvet F., 2017, ARAA , 55 Saral, G., Hora, J., Willis, S., et al. 2015, ApJ, 813, 25 Saral, G., Hora, J., Audard, M., et al. 2017, ApJ’e kabul edilmiştir.
Şekil: Solda W51 yıldız oluşum bölgesi Spitzer kırmızıöte bandlarında görülmektedir (Mavi: 3.6 μm, yeşil: 4.5 μm ve kırmızı: 8.0 μm). Sağda ise aynı bölge yine Spitzer kırmızıöte bandlarında görülmekte, aynı zamanda büyük kütleli genç yıldızımsı cisim adayları beyaz ve turkuaz daireler (24 μm fotometri verisi olanlar) ile gösterilmektedir (Mavi: 3.6 μm, yeşil: 8.0 μm, kırmızı: 24.0 μm) (Saral ve diğ. 2017).
