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 I_R;

bağıntısı ile hesaplanır. Normalize şiddet I_N ve rölatif şiddet I_R 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 I_exp her bir poza ait parlaklıkların toplamı, n_exp 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.

Kaynaklar

Fontenla, 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.