Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR Proje Konusu : GÜNDÜZ VAKTİNDE

advertisement
EK-11
ANKARA ÜNİVERSİTESİ
BİLİMSEL ARAŞTIRMA PROJELERİ
KOORDİNASYON BİRİMİ KOORDİNATÖRLÜĞÜNE
Proje No
: 11A4240001
Proje Yöneticisi
: Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR
Proje Konusu
: GÜNDÜZ VAKTİNDE YILDIZLARIN FOTOMETRİK GÖZLEMLERİ
Yukarıda bilgileri yazılı olan projemin kesin raporunun e-kütüphanede yayınlanmasını;
İSTİYORUM
İSTEMİYORUM
09.01.2013
Proje Yöneticisi
İmza
0
EK-11
1
EK-11
ANKARA ÜNİVERSİTESİ
BİLİMSEL ARAŞTIRMA ALTYAPI PROJESİ
KESİN RAPORU
Proje Başlığı
GÜNDÜZ VAKTİNDE YILDIZLARIN FOTOMETRİK
GÖZLEMLERİ
Proje Yürütücüsü : Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR
Yardımcı Araştırmacılar : Ceren YILDIRIM, Deniz
ÇOKER, Doğan UZUN
Proje Numarası : 11A4240001
Başlama Tarihi : 11 / 01 / 2011
Bitiş Tarihi : 11 / 10 / 2012
Rapor Tarihi : 18 / 10 / 2012
Ankara Üniversitesi Bilimsel Araştırma Projeleri
Ankara - 2012
2
EK-11
TEŞEKKÜR
Bu projenin finansal olarak desteklenmesinde sağladıkları katkı ve güvenlerinden dolayı başta Ankara
Üniversitesi Rektörü sayın Prof. Dr. Cemal TALUĞ ve Rektör Yardımcısı sayın Prof. Dr. Nilgün HALLORAN’a
teşekkürlerimi sunmak isterim. Ayrıca, sağladıkları desteklerden dolayı, Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay
Bilimleri (eski) Bölüm Başkanı Prof. Dr. İ. Ethem DERMAN, Ankara Üniversitesi Gözlemevi Müdürü Doç. Dr.
Birol GÜROL ve şahsında tüm Gözlemevi çalışanlarına, Ankara Üniversitesi Rektörlüğü Bilimsel Araştırma
Proje Ofisi çalışanlarına, mekanik parçaların imalatında sağladıkları katkı ve önerilerinden dolayı Gazi
Üniversitesi Teknoloji Fakültesi İmalat Mühendisliği öğretim üyesi Prof. Dr. Ahmet ÖZDEMİR ve
şahsında tüm Bölüm çalışanlarına, Metalurji ve Malzeme Mühendisliği Bölüm Başkanı Prof. Dr. Halil
ARIK ve şahsında tüm Bölüm çalışanlarına sonsuz teşekkürlerimi sunarım. Gözlemsel sistemin
kurulması sırasında, kırmızıöte enstrüman ve gözlem teknikleri konusundaki tecrübelerini paylaşan Prof.
Dr. Reynier PELETIER’e de teşekkür ederim. Verilerin fotometrik indirgeme aşamasında sağladıkları
yardımlardan dolayı Gökhan GÖKAY ve Ceren YILDIRIM’a da ayrıca teşekkürlerimi iletmek isterim.
Gözlemlerin üzerinde icra edildiği teleskop, Ahi Evran Üniversitesinin malı olup, geçici olarak
Ankara Üiversitesi Gözlemevinde konuşlandırılarak, bu çalışmada kullanılmıştır. Sağladıkları bu
imkandan dolayı Ahi evran Üniversitesi yöneticilerine de ayrıca teşekkür etmeyi bir borç bilirim.
Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR
18 / 10 / 2012
3
EK-11
İÇİNDEKİLER
Teşekkür
İÇİNDEKİLER
1. ÖZET / ABSTRACT
2. AMAÇ
3. MATERYAL
3.1. Gözlemsel Sistem
3.1.1. Yakın Kırmızıöte CCD Kamerası (Xeva-2.5-320)
3.1.2. K_s Filtresi
3.1.3. Meade LX200 GPS 8” Teleskobu
3.1.4. Yan Destek Parçaları
3.2. İndirgemeler
3.3. Analiz ve Bulgular
3.3.1. Işık Ölçüm Sonuçları
3.3.2. Görüş (Seeing) Gözlemi
4. GELECEĞE İLİŞKİN ÖNGÖRÜLEN KATKILAR
5. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARI İLE VARSA GERÇEKLEŞTİRİLEN
PROJELER
6. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARININ VARSA BİLİM, HİZMET ve
EĞİTİM ALANLARINDAKİ KATKILARI
KAYNAKLAR
7. EKLER
Ek – 1
Çizelge.4.1. Ankara Üniversitesi Gözlemevinde Gerçekleştirilen NIR Gözlemler ve
Hedef Cisimler.
Ek – 2
(a) Mali Bilanço ve Açıklamaları
(b) Makine ve Teçhizatın Konumu ve İlerideki Kullanımına Dair Açıklamalar
(c) Teknik Ayrıntılar
(d) Sunum ve Bildiriler
Sayfa No
3
4
5
6
7
8
8
9
10
10
10
11
11
14
15
16
17
18
19
20
22
23
24
25
4
EK-11
1. Ö Z E T
Dünya gök bilim çalışmalarının vazgeçilmez bir parçası haline gelen yakın kırmızı öte (NIR)
astronomisi konusunda ülkemizdeki ilk gözlemsel çalışmalar gerçekleştirilmiştir. Bu ilk NIR fotometrik
çalışmalar, gökyüzü arkafon ışınımının gündüz vaktinde en az düzeyde kaldığı, K_s bandında
yapılmıştır. Bu sayede – proje önerisinde de öngörüldüğü gibi – gökcisimlerinin gündüz vaktinde de
fotometrik gözlemleri gerçekleştirilebilmiştir. Bazıları Güneş Sistemi öğeleri olmak üzere, 20’den fazla
gökcisminin ~1 yıl süreli fotometrik (K_s bandı) gözlemi elde edilmiştir. Bazı hedeflerin doğalarına
uygun şekilde, düzensiz değişimler sergilediği belirlenmiştir. Fotometrik gözlemi yapılan ρ Per, η Gem,
µ Gem, α Boo, α Sco, δ Vir, α HerA, γ Dra, β Peg, ε Peg, γ Aql yıldızlarında – hata barlarının üzerinde
– değişimler olduğu tespit edilmiştir.
Gökcisimlerine ait NIR (K_s bandı) gözlemleri Türkiye’de ilk defa gerçekleştirilmiş, gündüz
vaktinde de fotometrik çalışma yapılabileceği kanıtlanmıştır. İlk sonuçlar ulusal iki ayrı toplantıda
duyurulmuş olup (Özdemir vd. 2012a,b), uluslar arası yayın hazırlığı devam etmektedir.
Anahtar Kelimeler: Yakın Kırmızıöte Işıkölçüm; Kırmızı Dev Yıldızlar: AGB Yıldızları
1. A B S T R A C T
The observational studies of near infrared (NIR) observations, which are very essential
astronomical research title around the World, are first perfomed in Turkey. These first NIR observations
are done in a region centered on K_s band where background radiation of the sky has a minimum during
day time. Therefore, as previously predicted in the proposal of the project, the celestial targets were
monitored during day time, i.e., when the Sun is over horizon. More than 20 targets, few of them were
consisted of Solar System bodies, have photometrically observed in K_s filter for about 1 year. Some
sources, as expected from their evolutionary stage, exhibited irregular light variations. For instance,
light variations larger than the error bars were clearly detected in the stellar systems of ρ Per, η Gem, µ
Gem, α Boo, α Sco, δ Vir, α HerA, γ Dra, β Peg, ε Peg, γ Aql.
NIR observations (in K_s filter) were first achieved in Turkey and it is proven that day time
stellar photometry seems to be possible. Together with the preliminary results were reported in two
distinct national meetings (Özdemir et al. 2012a,b), a preparation of international publication is
underway.
Keywords: Near Infrared Photometry; Red Giant Stars: AGB Stars
5
EK-11
2. AMAÇ
Kırmızıöte (IR) astronomisi günümüzde modern gökbilim çalışmalarının en önemli araştırma
konularından birisi durumundadır. Dünya’daki büyük gözlemevlerinin hepsinde en 1 adet IR dedektörü
mutlaka bulunmaktadır. Hatta bazı gözlemevlerindeki IR bölgeye duyarlı cihazların sayısı ve çeşitliliği,
optik bölgede kullanılanlardan daha fazladır. Bu dedektörlerle, atmosferin IR bölgede geçirgenliğe sahip
olduğu bazı özel bantlarda, gerek spektroskopik (tayfsal) gerekse fotometrik gözlemler
gerçekleştirilmektedir. IR enstrümanların teknik bakımdan, optik cihazlara göre gösterdiği ayrıntılardan
dolayı, dizaynları zor ve maliyetleri yüksektir. Belki de en çok bu nedenden dolayı, ülkemizdeki
gökbilim araştırmalarında şimdiye kadar IR bölge hiç çalışılmamıştır. Bu eksikliği bir dereceye kadar
telafi etmek ve IR çalışmalara giriş yapmak amacıyla bu araştırma başlatılmıştır. Gözlem penceresi
olarak – yöntem ve cihazlar bakımından – daha az güçlüklerin karşılaşıldığı, yakın kırmızıöte (NIR)
bölge seçilmiştir. NIR bölgenin içerisinde ise özellikle, K_s bandı (1.990 - 2.310 um) seçilmiştir. K_s
bandının seçilmesinin amacı, bu bölgede gökyüzü arkafon ışınımının gündüz vaktinde minimumda
kalıyor olmasıdır (bkz. Grishin vd. 2003). Bu sayede, proje çalışmasının bir parçası olarak, gök
cisimlerinin – şimdiye kadar dünya bilim literatüründe hiç bulunmayan bir konu olan – gündüz
saatlerinde de fotometrik gözlemlerinin gerçekleştirilmesi planlanmıştır. Hedef cisimlerin, profesyonel
gözlemevlerinin programlarına almaları pek mümkün olmayan, parlak – çoğu AGB türü olan – kırmızı
yıldızlardan seçilmesi düşünülmüştür.
Gece gözlemleri, gündüz vaktinde gerçekleştirilecek fotometrik gözlemler ile desteklenecektir.
Gerek NIR fotometrinin gerekse gündüz gözlemlerinin NIR gökbilim literatürüne sağlayacağı katkılar
şöyle özetlenebilir: (1) Yıldızların fotometrik ışık değişimi, ilk defa yer-tabanlı ve gündüz vakti
gözlemleriyle de desteklenerek, elde edilmiş olacaktır. (2) Işık şiddeti sabit olan yıldızların fotometrisi
yapılarak, Türkiye’de ilk defa, NIR bölgede atmosferik sönüm katsayısının hem gece hem de gündüz
vaktindeki değişimi ortaya konulacaktır. (3) Ülkemizde hiç yapılmayan kırmızıöte fotometriye, bu
çalışma ile ilk defa girilmiş olacaktır. (4) Ayrıca bu çalışmanın, özellikle soğuk yıldızların, PMS
yıldızların ve kabuğa sahip AGB yıldızlarının fotometrisine, katkı sağlayacağı şüphesizdir.
Yer’in Güneş çevresinde dolanmasından ve atmosferinin Güneş ışığını etkin biçimde
saçmasından dolayı, yılın yaklaşık altı ayı boyunca Güneş doğrultusunda kalan – yani Güneş ile birlikte
doğup-batan – gökcisimleri gündüz vaktinde, yeryüzünden, optik bölgede gözlenemez. Oysa gökbilim
açısından bazı gökcisimlerinin (uzun dönemli değişenler gibi) kesintisiz gözlenmesi büyük öneme
sahiptir. Bu imkan ancak, uydular kullanılarak uzaydan yapılacak gözlemlerle mümkün olabilmektedir.
Ancak unutulmamalıdır ki, optik bölgede çalışan uyduların gözlem zamanlarının çok azı, fotometrik
gözlem çalışmalarına ayrılabilmektedir. Bununla birlikte, bazı özel gözlemsel yöntemlerin (NIR bölgesi
gibi) ve günümüzün modern gözlemsel araçlarının (IR’ye ve özellikle de SWIR bölgeye duyarlı CCD
dedektörleri, soğutma sistemleri gibi) kullanılması durumunda, gündüz vaktinde kırmızıöte bölgede
gökcisimlerinin gözlenmesi olası görünmektedir.
Belirli bir parlaklık limitinin üzerinde olan yıldızlardan oluşturulacak örnekler yıl boyunca,
sistematik biçimde fotometrik olarak gözlenecektir. Bunların çoğunun zonklama gösteren, yarı düzenli
veya düzensiz değişen yıldızlar olacağı düşünülmektedir. Ayrıca ışığı değişmeyen standart yıldızlar ve
bazı Güneş Sistemi öğeleri de gözlem programında yer alacaktır. Aday hedef cisimler, astronomik bir
veri tabanı olan SIMBAD1 ve AAVSO2 astronomi veri tabanlarından seçilecektir.
1
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
2
http://www.aavso.org/
6
EK-11
3. MATERYAL
Atmosferde ışığın saçılması olayı, Rayleigh, Mie ve seçici olmayan saçılma mekanizmalarının
birleşimi sonucunda oluşur. Rayleigh saçılması, boyutları gelen ışığın dalgaboyundan daha küçük olan
gazların ışığı saçması sonucunda ortaya çıkar ve dalgaboyunun 4. kuvveti ile ters orantılı olarak artar.
Nitekim gökyüzünün gündüz vaktinde mavi, Güneş batıktan hemen sonra ise ufkun kırmızı
görünmesinin nedenleri, bu saçılma mekanizmasıdır. I0 şiddetine ve λ dalgaboyuna sahip,
kutuplanmamış ışığın küçük bir parçacık tarafından saçılması sonucunda oluşacak I şiddeti:
ile verilir. Burada R, ışığın yolu ile parçacık arasındaki dik uzaklığı; θ saçılma açısı; n parçacığın
kırılma indisi; ve d parçacığın çapıdır. Saçıcı parçacığı çevreleyen küre yüzeyinden integral alındığında,
Rayleigh tesir kesiti elde edilir:
Belirli bir grup saçıcı parcacık türü için Rayleigh saçılma katsayısı, N birim hacimdeki parçacık
sayısının tesir kesitiyle çarpılması sonucunda bulunur.
Mie saçılması ise, atmosferin daha alt kısımlarındaki su damlacıkları, toz, sis ve polen gibi
parcacıklar nedeniyle oluşur. Bu saçılmada, saçıcı parçacıkların boyutu gelen fotonların dalgaboyundan
daha büyüktür. Örneğin bulutların beyaz görülmesinin temel nedeni Mie saçılmasıdır. Lorenz-Mie
teorisi veya Lorenz-Mie-Debye teorisi olarak da bilinen teori ile açıklanabilen Mie saçılması,
dalgaboyuna bağlıdır. Elektromanyetik ışınım alanının, küresel parçacıklar tarafından saçılması durumu
için, Maxwell eşitliği analitik olarak çözülürse Mie saçılma teorisi elde edilir. Rayleigh saçılmasının
tersine, Mie saçılma probleminin çözümü, parçacık çapının dalgaboyuna oranının tüm olası değerleri
için mümkündür.
Atmosferik saçılmanın son türü olan seçici olmayan saçılma, dalgaboyuna göre parçacık boyutlarının
çok daha büyük olduğu, atmosferin daha da alt kısımlarında oluşur. Bu tür saçılma, dalgaboyuna bağlı
değildir ve sis oluşumunun birincil nedenidir.
Projede, tüm bu saçılma türlerinin toplam etkisi olabildiğince ortadan kaldırılarak, gökcisimlerinin
hem gündüz hem de gece vaktinde (NIR bölgede) fotometrik gözlemleri gerçekleştirilecektir. Bu amaca
ulaşmak için, gökyüzü arkafonunun minimuma indiği SWIR bölge ve dalgaboyu aralığını kısıtlamak
amacıyla da K_s bandı filtresi kullanılacaktır. Proje büyük oranda deneysel/gözlemsel çalışmaya ve
bunun sonuçlarına dayanmaktadır.
Grishin vd. (2003) tarafından verilen gökyüzü arkafon ışınımına ait değişim eğrisi Şekil.3.1’de
sunulmaktadır. Şekilden de görüleceği gibi gündüz vaktinde arkafon ışınımı, 1.8 – 3.0 mikron aralığında
minimum ışınıma sahiptir. Bu arkafon ışınımının 3.5 µm’ye kadar olan kısmı atmosferik saçılmadan
kaynaklanırken, 3.5 µm’den sonraki kısmı gökyüzünün kendi ısısal ışınımı sonucunda oluşmaktadır.
Şekildeki noktalar arasındaki sürekli eğri, ekstrapolasyon sonucunda elde edilmiştir. Arkafon ışınımının
7
EK-11
yaklaşık 2.5 µm civarında minimum ışınım şiddetine (10-16 Wcm-2µm-1sr-2) sahip olduğu görülmektedir
ki bu dalgaboyu, fotometrik Johnson sisteminde K bandı civarına karşılık gelmektedir.
Şekil.3.1. 0.5 – 13 mikron arasındaki gökyüzü arkafon ışınımı,
gece ve gündüz için görülmektedir (Grishin vd. 2003).
Gözlemlerde kullanılan kamera profesyonel bir astronomi kamera olmamasına karşın, elde
edilen görüntüler uygun dönüşümler yapılarak astronomik amaçlı formata (FITS) dönüştürülmüştür.
FITS formatlı bu görüntülerden, IRAF ya da MaximDL yazılımları kullanılarak (ve standart BDF
stratejisine dayalı olarak) indirgemeler gerçekleştirilmiştir. Bunun sonucunda 20’den fazla gök cismine
ait K_s bandı (bir kısmı gündüz vaktinde olmak üzere) fotometrik gözlemleri gerçekleştirilmiştir.
3.1. Gözlemsel Sistem
3.1.1. Yakın Kırmızıöte CCD Kamerası (Xeva-2.5-320)
Gözlemlerde kullanılan yakın kırmızı öte (NIR) gözlem cihazı, HgCdTe (MCT) türü CCD çipine sahip,
1-2.5 mikrometre dalga boyu aralığına (SWIR ya da NIR bölge) duyarlı bir kameradır. Kamera üreticisi
Xenics firması (http://www.xenics.com/) olup, modeli Xeva-2.5-320’dir. Bu kameraya ilişkin bazı
teknik bilgiler Çizelge.3.2’de verilmiştir. Kamera termo-elektrik 4 aşamalı soğutma sistemine sahiptir.
Bu sayede CCD çipi (yaz ayları dışında yapılan gözlemlerde) 1 dk’dan daha kısa sürede -70 C’nin altına
kadar soğutulabilmektedir. Kamera idaresi ve veri akışı Xeneth v.2.2.0 yazılımı ile sağlanmaktadır.
Çizelge.3.2. Xeva-2.5-320 modeli SWIR bölgeye duyarlı kameraya ait bazı teknik özellikler.
Tayfsal duyarlık aralığı
0.85 – 2.5 µm
Pixel sayısı
320x256 = 81920
Pixel boyutu
~30 µm
Soğutma sistemi
TE4
Pixel verimliliği
> %99
Görüntü yakalama hızı
60 Hz
(bilgisayara kaydetme hızı, kullanılan bilgisayarın teknik
özelliklerine bağlı olarak, bu hızın altında kalmaktadır)
Gürültü seviyesi
9.3 ADU
AD dönüştürme rezolusyonu
14-bit
Kamera bağlantısı
USB 2.0
8
EK-11
Güç gereksinimi
Giriş gerilimi
Soğutma zamanı
Kütlesi
ADU aralığı
Shutter
30 W (max) – 4 W
12 V – 5 A
< 5 dk (en fazla)
~1.8 kg
0 – 14900
Elektronik (min: 25 pico-saniye, max: ~100 mili-saniye)
Xenics firmasından sağlanan, kameraya ait tayfsal duyarlık eğrisi Şekil.3.2’de sunulmaktadır. Duyarlık
eğrisinden görüleceği gibi, NIR bölgede kalan, J ve H bandı fotometrik gözlemleri için de bu
kameranın kullanılabileceği anlaşılmaktadır. Proje gözlemlerinde kullanılan K_s bandı filtresinin Asahi
firmasından alınan ve deneysel yolla elde edilmiş olan geçirgenlik eğrisi Şekil.3.3’de görülmektedir.
100%
90%
Quantum efficiency [%]
80%
70%
60%
50%
40%
30%
20%
10%
0%
0.7 0.8 0.9 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7
Wavelength (µm)
Şekil.3.2. Xeva-2.5-320 modeli SWIR kameranın (3 örnek pixeli için), üretici firmanın
teknik ekibi tarafından deneysel yolla elde edilmiş olan kuantum duyarlık eğrisi
görülmektedir. Kameranın duyarlı olduğu spektral bölgede (SWIR), kuantum
etkinliğinin %70’in üzerinde kaldığına dikkat ediniz.
3.1.2. K_s Filtresi
Kullanılan K_short filtresinin geçirgenlik eğrisi Şekil.2’de verilmiştir. Filtre, 1.99 – 2.31 mikron
arasında %90’ın üzerinde geçirgenliğe sahiptir ve geniş bant filtredir. Üretici firma Asahi Spectra
(Japonya)’dır. Bu geçirgenlik eğrisi oda sıcaklığında (~290 K) elde edilmiş olup, firma sorumlusu
Toshihiko Kimura’dan (t-kimura@asahi-spectra.co.jp) alınan bilgiye göre, sıcaklığa bağımlılığı
bulunmamaktadır.
120
100
80
60
40
20
0
0
500
1000
1500
2000
2500
3000
-20
Şekil.3.3. Asahi Spectra (Japonya) firmasının ürettiği 1.25 inç çapa ve 5 mm
kalınlığa sahip K_s filtresine ait, (oda sıcaklığında elde edilmiş olan)
deneysel geçirgenlik eğrisi görülmektedir.
9
EK-11
3.1.3. Meade LX200 GPS 8” Teleskobu
Yıldızların yakın kırmızıöte fotometrik (K_s bandı) gözlemlerinde kullanılan kamera (Xeva-2.5-320
MCT), yaptırılan uygun bir adaptör vasıtasıyla, bir LX200 GPS 8 inç teleskopunun arkasına
bağlanmaktadır. Teleskopun odak oranı f/10 dur. Bu teleskopa bağlanan kamera ile, 3.0 ”/pixel plak
ölçeği ve yaklaşık 13x16 yay-dakikalık görüş alanı elde edilebilmektedir. Bu teleskop Ahi Evran
Üniversitesinin malı olup, geçici olarak A.Ü. Gözlemevinde konuşlandırılmıştır.
3.1.4. Yan Destek Parçaları
a) Adaptör ve Filtre Tutucu: K_s filtresinin SWIR kamera önüne yerleştirilerek, teleskobun odak
düzlemi üzerine bağlanabilmesi için, pirinç malzemeden yaptırılmış olan bir parçadır.
b) Taşıyıcı Oluk: SWIR kamerayı teleskop odağına bağlarken alttan destek vidası ile teleskoba
sabitlemek amacıyla tasarlanarak, alüminyum malzemeden yaptırılmış bir parçadır.
Tüm bu destekleyici ek donanım parçaları, Şekil.3.4 ve 3.5’de görülmektedir.
Şekil.3.4. K_s filtresini içinde barındıran ve NIR kameranın üzerine bağlandığı adaptör
sistemi görülmektedir. Soldaki resimde demonte halde, sağdakinde ise içerisine filtre
yerleştirildikten sonra görülmektedir.
Şekil.3.5. Meade LX200 GPS 8” teleskobun odağına bağlanmış olan NIR gözlem sistemi:
(A) Xeva 2.5 320 modeli NIR kamerası; (B) K_s filtresi ve kamera için adaptör; (C)
Kamera destek oluğu; (D) Kamera destek cıvatası.
3.2. İndirgemeler
10
EK-11
Xeva-2.5-320 MCT, NIR bölge kamerası, profesyonel bir gökbilim dedektörü değildir. Bu nedenle
aldığı görüntüler astronomik veri formatında (FITS formatında) değildir. Ancak kamera, sıkıştırılmamış
(veri kaybı olmayan) format türü olan, RAW formatında (PNG uzantılı) kayıt yapabilmektedir. Kamera,
dört aşamalı termolektrik soğutma sistemi ile -80 C’ye (bazen -90 C’ye) kadar soğutulduktan sonra,
gökcisimlerinin görüntüleri PNG uzantılı olarak kaydedilmektedir. Hedef adı, dedektör sıcaklığı, poz
süresi gibi bilgiler, dosya adı üzerine yazılarak, kayıt yapılmaktadır. Tarih ve saat ise, dosyanın
kaydedildiği sistem saatinden belirlenmektedir. Bu sayede PNG formatlı görüntüler astronomik
kullanıma uygun “header” (başlık) bilgilerinin bulunduğu, FITS formatına – pnmtofits komutu ile –
dönüştürülebilmektedir. Aynı dönüşümler, kalibrasyon amacıyla oluşturulan “dark” (kara akım), “bias”
(sıfır seviyesi) ve “flat” (düz alan) görüntülerine de uygulanmaktadır. Düz alan (flat) görüntüleri, Güneş
ışığının beyaz bir perdeyi aydınlatması suretiyle elde edilmektedir. Daha sonra standart BDF
kalibrasyon stratejisi uygulanarak IRAF yazılımı ile, görüntü üzerindeki yıldızın göreli parlaklık değeri
– açıklık fotometrisine dayalı olarak, farklı değerler için – hesaplanmaktadır. Oluşturulan çıktı kütüğüne
parlaklık değerlerinin yanında, HJD, hava kütlesi, göreli toplam akı, göreli parlaklık değerleri
kaydedilmektedir. Belirlenen mukayese yıldızlarına (Capella, Sirius, Procyon gibi) göre, değişen
yıldızının fark fotometrisi elde edilmektedir.
Kameranın görüntü yakalama hızı 60 Hz olmasına rağmen, donanımsal sınırlamalardan dolayı,
görüntülerin bilgisayara kayıt hızı ancak 15 Hz olabilmektedir. Dolayısıyla, her biri milisaniye
düzeyindeki poz süreleri ile alınan, 20 – 30 adet görüntünün indirgenmesi sonucunda, 1 adet fotometrik
nokta elde edilmektedir. Her bir görüntüden elde edilen fotometrik değerlerin varyansları kullanılarak,
ilgili noktaya ait standart sapma değeri belirlenmektedir.
3.3. Analiz ve Bulgular
Gözlemler Ankara Üniversitesi Ahlatlıbel Gözlemevinde sürdürülmüştür. Gözlemlerde, 2012 yılı Güz
dönemine kadar Ahi Evran Üniversitesinden ödünç olarak alınan Meade LX200 GPS modeli 8 inç çaplı
Cassegrain-Schmidt teleskobu kullanılmıştır. Gözlemlere ait özet bilgi, Çizelge.3.1’de (bkz. EK – 1)
sunulmuştur. İki adedi (13 Eylül ve 16 Eylül 2011 tarihli) deneme amaçlı olmak üzere on yedi (17)
gözlem gününde, toplam yirmi beş (25) farklı hedef cisim gözlenmiştir. Bu hedefler, çoğu asimptotik
dev kolu (AGB) yıldızları olmakla beraber, geç tayf türünden kırmızı yıldızlar ve bazı Güneş Sistemi
öğelerinden oluşmaktadır. 26-27 Kasım 2011 ve 02-03 Aralık 2011 tarihlerinde gerçekleştirilen
Arcturus (Alfa Boo) yıldızının ve 02-03 Aralık 2011 tarihinde gerçekleştirilen Capella (Alfa Aur)
yıldızının gözlemleri, GÜNEŞ DOĞDUKTAN SONRA DA SÜRDÜRÜLMÜŞTÜR!.
Yaklaşık 1 yıldır sürdürülen K_s bandı gözlemleri sonucunda: Arcturus (α Boo) yıldızının
m
~1.8 ’e varan bir değişim gösterdiği, ayrıca Mars gezegeninin – esasen geometrik nedenlerden dolayı
oluşmuş olan – ~1.7m’lik sönümleme gösterdiği tespit edilmiştir. Bunun dışında, 10’dan fazla kırmızı
yıldızın (hata barlarının üzerinde kalan) ışık değişimleri sergiledikleri anlaşılmıştır. Oluşturulan bu
gözlemsel NIR sisteminin, gökcisimlerinin ışık ölçümünde kullanılabileceği ve en önemlisi de bu
sistem ile, gündüz vaktinde de ışık ölçüm gözlemleri yapılabileceği kanıtlanmıştır.
3.3.1. Işık Ölçüm Sonuçları
Yaklaşık bir yıllık dönemde, çoğu kırmızı dev yıldızlardan oluşan 20’den fazla gök cismi, K_s bandında
fotometrik olarak gözlenmiştir. En önemli fotometrik bulgu, hiç şüphesiz, önceden öngörüldüğü gibi,
11
EK-11
Güneş’in doğmasından sonra da yıldızların fotometrik gözlemlerinin sürdürülebilmesi olmuştur.
Nitekim, mukayese yıldızı olarak kullanılan Capella yıldızının 2-3 Aralık 2012 gecesine ait atmosferik
sönüm eğrisi (bkz. Şekil.3.6) elde edilirken, Güneş doğduktan ~ 45 dakika sonrasına kadar,
gözlemler devam ettirilmiştir. Buradan bulunan K_s bandına ait atmosferik sönüm katsayısı 0.08
kadir/kütle olarak ölçülmüştür. Bu sönüm katsayısı mümkün olan her gece için elde edilmeye
çalışılmıştır. Böylece standart fotometrik prosedür takip edilerek, yıldızların atmosfer dışı parlaklık
değerlerine geçilmektedir. Atmosfer dışı parlaklıklar mukayese yıldızlarınınkiyle karşılaştırılarak, çoğu
uzun dönemli ya da düzensiz veya yarı-düzenli değişim gösteren, parlak kırmızı yıldızların (Çizelge.3.1;
EK – 1) ışık eğrileri elde edilmiştir.
Şekil.3.6. Capella (Alfa Aur) yıldızına ait göreli K_s bandı parlaklığının,
atmosfer kütlesine karşı değişim grafiği. 02-03/12/2011 tarihli gözlemlerden
elde edilen atmosferik sönüm katsayısı, 0.08 kadir/hava kütlesi olarak
belirlenmiştir. Dikey ok Güneş’in doğduğu anı göstermektedir.
Teleskop çapının küçük (20 cm) ve kameranın integrasyon zamanının (ms düzeyinde) kısa olması gibi
nedenlerden dolayı, gözlem sisteminin, K_s bandındaki limit parlaklığı, ancak ~ -0.5 kadir olarak elde
edilebilmiştir. Gökyüzünde uygun konumda olduklarında, Güneş Sistemi öğelerinin de K_s bandında
gözlenmesi denenmiştir. Örneğin Jüpiter ve Satürn gezegenleri, bu gözlem sistemiyle
görülememekteyken, Mars ve Venüs gezegenleri çok parlak (>-4 kadir) bir şekilde, sistem tarafından
algılanabilmiştir.
Mukayese olarak, literatürde değişim gösterdiklerine dair hiçbir bilgi bulunmayan, Capella,
Sirius ve Procyon yıldızları seçilmiştir. 287 günlük gözlem aralığından belirlenen Capella-Sirius
yıldızlarına ait ışık ölçüm farklarından, 0.14m’lik bir standart sapma değeri belirlenirken, yine aynı
gözlem aralığından Capella-Procyon yıldızlarına ilişkin ışık ölçüm farkları, 0.07m’lik standart sapma
göstermiştir. 03-04/01/2012 tarihindeki gözlemler sırasında nem oranı %88 gibi çok yüksek bir değer
civarında seyrettiğinden dolayı, bu geceye ait fotometrik veriler kullanılmamıştır.
Mars’a ilişkin K_s bandı gözlemlerinde, gezegenin 86 günlük süre boyunca 1.7m’lik
sönümlenme gösterdiği tespit edilmiştir. Büyük oranda geometrik nedenlerden kaynaklanan bu
sönümlenme, gözlemsel sistemin fotometrik değişime karşı duyarlığının test edilmesi amacıyla, bu süre
zarfında Mars’ın gösterdiği görsel parlaklık değerleriyle de karşılaştırılmıştır (bkz. Şekil.3.7). Mars,
12
EK-11
(rüzgar ve mevsimsel nedenlerle) yüzey yapısında zamanla değişim gösteren bir gezegendir.
Dolayısıyla, 24 saatlik dönme ve yıllık yörünge dolanımı boyunca göstereceği değişimlerin – özellikle
K bandında – incelenmesi, ileriye dönük bir çalışma planı olarak düşünülmektedir.
Şekil.3.7. Mars gezegeninin 86 günlük aralıkta, K_s bandında (baklava
dilimi semboller) ve görsel bölgede (kırmızı, dolu daire semboller)
gösterdiği değişim görülmektedir. Kullanılan NIR gözlemsel sisteminin,
fotometrik değişime verdiği yanıtın denetlemesi sağlanmıştır.
Literatürde uzun dönemli hiçbir fotometrik takibi bulunmayan, kataloglarda ise ancak ∆m ≈
0.05 ’lik değişim sergilediği belirtilen Arcturus (α Boo) yıldızının, gerçekleştirilen 287 günlük gözlem
aralığı sonunda, K_s bandında ~1.8m sönümleme oluşturacak şekilde, derin bir minimum verdiği tespit
edilmiştir (bkz. Şekil.3.8). Arcturus yıldızına ait literatürde kaydedilmiş belirgin bir dönem değeri
olmamakla beraber, 3.51 µHz (=3.3 gün) (Tarrant vd. 2007) ve 4.1 µHz (=2.8 gün) (Retter vd. 2003)
civarında dönemler tespit edilmiştir. Bununla birlikte şimdiye kadar NIR’de hiçbir ışık ölçüm gözlemine
rastlanmamıştır. NIR’de ilk defa tespit edilmiş olan bu değişim, ~1.8m genlikli, oldukça derin bir
minimum göstermektedir.
m
13
EK-11
Şekil.3.8. Arcturus (α Boo) yıldızının 287 günlük gözlem aralığında K_s bandında
gösterdiği ışık değişimi gösterilmiştir. Toplam ~1.8m genlikli bir ışık azalması
tespit edilmiştir. Kırmızı (sol en üstteki) semboller, gündüz vaktinde elde edilmiş
olan parlaklık değerleridir.
Gözlem programında yer alan diğer hedeflerden bazılarında da – hata barlarının üzerinde kalan –
düzensiz değişimler olduğu gözlenmiştir. Bunlar arasında, ρ Per, η Gem, µ Gem, Antares, δ Oph, δ Vir,
Rasalgeti, Etamin, β Peg, ε Peg, γ And, Tarazed yıldızları sayılabilir. Ancak gözlemsel verinin yetersiz
olması nedeniyle, herhangi bir bilimsel analizin yapılması mümkün değildir. Doğaları gereği bu tür
yıldızların dönemlilikleri, oldukça uzun zaman aralıklarına (aylar mertebesinden, yılar mertebesine
kadar) yayılmış olduğundan, çok uzun süreli ışık ölçüm takiplerinin yapılması gerekmektedir.
Gözlenen Güneş Sistemi öğelerinden bazıları şunlardır: Güneş (nötr bloklama filtresi ve
Hartmann maskesi ile), Ay (çeşitli evrelerde), Mars, Venüs, Jüpiter, Satürn. Satürn bu gözlem sistemi ile
hiçbir şekilde görülemezken, Jüpiter ancak K_s filtresi çıkarıldığında (NIR’nin tamamında)
görülebilmiştir.
Proje çerçevesinde ayrıca, kutuplanma açısı değiştirilebilir bir adet polarizatör filtre edinilmiştir.
Bu filtre ile, NIR’de kutuplanma açısının değişimi ile gökcisimlerinden ve gökyüzü arkaplanından gelen
ışınım şiddetinin ölçülmesi planlanmıştır. Ancak ilgili filtrenin – teknik bakımdan – gözlemsel sisteme
integrasyonu sağlanamadığından, gözlemlerde kullanılması mümkün olmamıştır.
3.3.2. Görüş (Seeing) Gözlemi
Görüş gözlemlerinde, dünyada yaygın olarak kullanılan ve artık standart bir sistem haline gelen
DIMM sistemi kullanılmaktadır (bkz. Sarazin ve Roddier 1990; Tokovinin 2002). NIR’de elde edilmiş
görüş (seing) değerlerine literatürde hemen hemen hiç rastlanmamaktadır. Ankara Üniversitesi
Gözlemevinin, kırmızı öte bölgedeki görüş kalitesinin ölçülmesi amacıyla – bir yüksek lisans tez
çalışması çerçevesinde, optik bölgede kullanılan – mevcut DIMM düzeneği, NIR gözlemsel sistemi
üzerinde de denenmiştir. DIMM sistemi için gerekli olan, hızlı görüntü kaydı, Xeva 2.5-320 NIR
14
EK-11
kamerası ile sağlanabilmektedir. DIMM sistemi yapısı gereği, iki delikli bir Hartmann maskesinden
oluştuğu için, gökcisimlerinden gelen fotonları bloklamaktadır. Bu nedenle DIMM sistemiyle,
gökyüzünün K bandındaki en parlak yıldızlarından birisi olan Antares (α Sco) yıldızı gözlenmiştir.
Ancak, i) NIR kameranın poz süresinin ancak milisaniye düzeyinde sınırlı kalması, ii) teleskop çapının
yetersiz olması, iii) Hartmann maskesinden geçebilen fotonların az olması nedenlerinden dolayı,
dedektör üzerinde yeterli foton istatistiği sağlayacak yıldız görüntüleri oluşturulamamıştır. Sistemin
önündeki K_s filtresi çıkarılarak, tüm NIR bölgeden gelen ışınım kullanılarak görüş gözlemi denemesi
yapılmasına rağmen, yeterli şiddette yıldız görüntüleri yine de elde edilememiştir. Bu çalışmanın aynı
gözlem sistemiyle, daha büyük bir teleskop üzerinde tekrar denenmesi planlanmaktadır.
4. GELECEĞE İLİŞKİN ÖNGÖRÜLEN KATKILAR
Bu araştırmada, şimdiye kadar Türkiye’de hiç çalışılmamış bir alan olan, yakın kırmızı öte bölge
(NIR) ışık ölçüm gözlemleri, ilk defa gerçekleştirilmiştir. Ayrıca K bandı civarında, gündüz vaktinde
gerçekleştirilen ışık ölçüm gözlemleri de, dünya literatüründe bir ilk olma niteliği taşımaktadır.
Gözlemsel sistem ile, ilk 2 adedi deneme niteliğinde olan gözlemlere, Eylül 2011 tarihinde başlanmış,
ışık ölçüm gözlemlerine Eylül 2012 tarihine kadar (ortalama ayda 1 gün olmak üzere) devam edilmiştir.
Bu gözlemlerde, bir kısmı Güneş Sistemi öğelerinden oluşmak üzere, 20’den fazla gökcisminin K_s
bandında ışık ölçüm gözlemleri gerçekleştirilmiştir. Hedefler esasen, parlak, kırmızı dev ve asimptotik
dev kolu (AGB) yıldızlarından seçilmişlerdir. Doğaları gereği bu tür yıldızlarda, zonklamalarının bir
sonucu olarak, LB, LC, Sra,b,c türünde, yarı düzenli veya düzensiz ışık değişimleri görülür. Bu tür
değişimlerin en bariz örneği α Boo (Arcturus) yıldızınına ait ışık eğrisi üzerinde gösterilmiş, bu
gözemler gündüz vaktinde yapılan ışık ölçüm verileriyle de desteklenmiştir.
Gözlem sistemi, sekiz inç çaplı bir Cassegrain-Schmidt teleskop, Xeva-2.5-320 MCT modeli
NIR bölge kamerası, K_s bandı filtresi ve yan destek adaptörlerinden oluşmaktadır. Gözlem sistemine
ait limit parlaklık – teleskobun çap ve kameranın sınırlı (milisaniye düzeyindeki) poz süresinden dolayı
– ancak K_s ~ -0.5m kadar olmuştur. Bu limit dahilinde bile gökyüzünde gözlenebilecek hedef sayısı,
birkaç yüzü bulmaktadır. Bu hedefler arasından seçilen ve ışık değişimi incelenen AGB yıldızlarından
bazılarında, bu süre zarfında görülen bazı değişimler şunlar olmuştur: ρ Per ~0.2m sönmüştür, α Boo
~1.8m sönmüştür, α Sco ~0.3m genlikte bir değişim göstermiştir. Bu değişimler, mukayese yıldızı alf
Aur’a göre elde dilmiş fark parlaklıklardır. Mukayese yıldızının (α Aur) denet yıldızlarına (α CMa ve α
CMi) göre gösterdiği 1-σ değeri 0.15m ve 0.06m olarak belirlenmiştir. Dolayısıyla bu değerlerden daha
büyük değişimlerin, fiziksel olarak yıldız kaynaklı olduğu düşünülmektedir.
Bazı Güneş Sistemi öğelerinin, gözlenmi denenmiştir. Jüpiter ve Satürn bu sistem ile
görülemezken, Mars gezegeninin, 86 günlük aralıkta (büyük oranda yörüngesel geometrik nedenlerden
dolayı) ~1.7m kadir söndüğü görülmüştür. Bu değer, Mars’ın bu süre zarfında gösterdiği görsel parlaklık
değişimiyle de uyumludur (bkz. Şekil.4.2). Gökyüzünde bulunduğu zamanlarda Ay, K_s bandı
görüntülerinin alınması yanında gözlem sisteminin odak ayarının yapılmasında da kullanılmıştır.
Capella ve Arcturus yıldızlarına ait fotometrik gözlemler, gündüz Güneş gökyüzündeyken de
sürdürülmüştür. Bu gözlemler sırasında Capella ile Güneş arasındaki ayrıklık 1540.6 olurken, Arcturus
ile Güneş arasındaki ayrıklık 480.9 kadar olmuştur.
A.Ü. Gözlemevinin K bandı bölgesindeki atmosferik sönüm katsayısı, yine ilk defa, 0.08
kadir/hava kütlesi olarak belirlenmiştir. Gözlemler sürdürüldükçe bu değerin, mevsimsel değişimi
(gündüz gözlemleri katkısıyla da genişletilerek) incelenebilecektir.
15
EK-11
İleride bu gözlem sisteminin, J ve H bantlarının da eklenmesiyle, AGB yıldızlarının uzun
dönemli, NIR bölge, ışık ölçüm ve renk eğrilerinin elde edilmesinde kullanılması planlanmaktadır. Bu
gözlemlerin mümkün olduğunca optik (V bandı) ışık ölçümü ile de desteklenmesi düşünülmektedir.
Oluşturulacak optik ve NIR bölge ışık eğrilerinin – özellikle Mira türü değişenlerde – maksimum
seviyeleri arasında görülen zaman farkının (phase lag) (bkz. Price vd. 2010) incelenmesi, önemli bir
araştırma konusu olarak görülmektedir. Doğaları gereği zaten uzun dönemli değişim gösteren AGB
yıldızlarına ait uzun süreli ışık ölçüm (ve renk değişimi) gözlemleri, sahip oldukları evrimsel durum
hakkında önemli bilgiler sağlamaktadır. Uzun süreli ışık ölçüm takibi, gündüz vaktinde
gerçekleştirilecek gözlemlerle de (K_s bandında) desteklenerek, mümkün olduğunca kesintisiz ışık
ölçüm verisi elde edilmiş olacaktır.
Atatürk Üniversitesince yürütülen ve Kalkınma Bakanlığı (DPT) destekli olan, yaklaşık 58 000
0000 TL bütçeli “Doğu Anadolu Gözlemevi” (DAG) projesine (13 Ocak 2012 tarihli Resmi Gazetede
yayınlanarak), resmen başlanmıştır (Proje No: 2011K120230). Bu projenin amacı, Türkiye’deki
gökbilim çalışmalarında önemli bir eksiklik olan, yakın kırmızıöte bölgeyi de kapsayacak bir
teleskobun, Erzurum Karakaya Tepelerinin üzerine – donanım, yazılım ve insan gücü bakımından
ihtiyaç duyulacak tüm teknik alt yapısı ile birlikte – kurulmasıdır. Bu projenin ilk hazırlanma
sürecinden, görüş gözlemlerinin başlatılmasına kadar, bir çok aşamasında Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR
görev almış, bizzat gözlemler yapmış ve proje ekibinde de yer almıştır. Ankara Üniversitesi
Rektörlüğünce de imza konulan bu projede, Ankara Üniversitesi tarafından katılan ve projeye katkı
sağlayan tek öğretim üyesi, Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR’dir. Halihazırda Atatürk Üniversitesinin finansal
desteğiyle alınarak, Atatürk Üniversitesi kampus alanında, kubbe binası tamamlanarak içerisine
konuşlandırılmış olan, 50 cm çaplı Alluna Ritchey Chrétien teleskop (ATA50), çalışır vaziyette
bulunmaktadır. Optik bölgenin yanında kırmızı öte bölgede de astronomik gözlemlerin yapmasının
hedeflendiği bu DPT projesine katkı sağlamak amacıyla, geliştirilen NIR gözlem sisteminin – J ve H
bantlarının da eklenmesiyle – ilerleyen günlerde, Erzurum Atatürk Üniversitesindeki ATA50 teleskobu
üzerinde de denenmesi düşünülmektedir. Bu sayede Ezurum iline ait NIR bölge atmosfer kalitesi
belirlenenecektir. Ayrıca ATA50 teleskobu, gerek sahip olduğu çap bakımından gerekse bulunduğu
yüksek rakım (~1750 m) bakımından, NIR gözlemleri için son derece uygun imkanlar sunmaktadır.
Ankara Üniversitesi desteğiyle sağlanan bu NIR gözlem sisteminin ilerleyen yıllarda, A.Ü.
Gözlemevi imkanları kullanılarak, bir çok yüksek lisans ve doktora öğrencisinin yetiştirilmesinde
kullanılması planlanmaktadır. Geliştirilmiş olan bu NIR sistemi böylece, ülkemizde kırmızı öte
bölgedeki lisans üstü çalışmaların başlatılmasında ve öğrencilerin eğitilmesinde kullanılacak ilk
gözlemsel donanım olacaktır.
Polarizer filtrenin, (teknik bazı sorunlar çözüldükten sonra) NIR gözlem sistemine integrasyonu
sağlanarak, gözlemler üzerindeki kutuplanmış ışığın etkilerinin incelenmesi ileriki bir araştırma konusu
olarak düşünülmektedir.
5. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARI İLE VARSA GERÇEKLEŞTİRİLEN PROJELER
Bu alt yapı destek projesi ile oluşturulan NIR gözlemsel sistemi, ülkemizde ilk defa
geliştirilerek, yıldız ışık ölçüm çalışmalarında kullanılmıştır. Bütçe imkanları ölçüsünde gözlemler
ancak K_s bandında sürdürülebilmiştir. Bu gözlemsel sisteme, J, H kırmızı öte filtrelerinin eklenmesiyle
ve ayrı bir optik (V bandı) ışık ölçüm sistemi de sağlanmak suretiyle, AGB yıldızlarının uzun dönemli –
en az 2 yıl süreli – fotometrik gözlemlerinin (en az 1 Doktora, 1 Yüksek Lisans çalışmasına hitap edecek
şekilde) sürdürülmesi planlanmaktadır. Bu amaçla, insan gücü, ek gözlemsel teçhizat ve finansal destek
16
EK-11
sağlamak için, TÜBİTAK – TBAG’na Eylül 2012 döneminde bir adet 1001 araştırma projesi başvurusu
yapılmış olup, sonuçlanması beklenmektedir.
Bu gözlemsel sistem kullanılarak, bir önceki bölümde bahsi geçen DPT projesi çerçevesinde,
Erzurum ilinin NIR’deki davranışının incelenmesi ise, ayrı bir araştırma konusu olarak
düşünülmektedir.
6. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARININ VARSA BİLİM, HİZMET ve EĞİTİM
ALANLARINDAKİ KATKILARI
Evrim aşamasında ileri safhada olan bazı seçilmiş kırmızı dev yıldızlara ait, ~1 yıldır sürdürülen
NIR gözlemler sonucunda, ilgili yıldızlara ilişkin ışık ölçümleri elde edilmiştir. Başta α Boo (Arcturus)
olmak üzere, 10’dan fazla kırmızı dev yıldızda – muhtemel nedeni zonklama olan – düzensiz
değişimlerin olduğu belirlenmiştir. Elde edilen ışık ölçüm gözlem sonuçları ile birlikte, Türkiye’de ilk
defa oluşturulan bu NIR gözlem sisteminin tanıtımı, iki ayrı ulusal toplantıda sunulmuştur (Özdemir vd.,
2012a,b). Bir adet uluslar arası yayın çalışması da devam etmektedir.
Çalışmanın en önemli sonuçlarından birisi de, gündüz saatlerinde de yıldız fotometrisinin
yapılabileceğinin kanıtlanması olmuştur. Gündüz vaktinde yıldızların optik bölgede görülemeyişinin
nedeni, gökyüzü arka fonunun, esasen Rayleigh saçılması nedeniyle, aşırı miktarda parlamasıdır. Proje
çalışmasında önceden öngörüldüğü gibi, gökyüzü arka fonunun – gündüz saatlerinde minimumda
kaldığı – K_s bandı civarında gökcisimleri gündüz saatlerinde de gözlenebilmiş / görülebilmiştir. Bu
sayede, ışık ölçüm gözlemleri sadece gece yapılabilen gökcisimlerinin, gündüz vaktinde de
gözlenmesiyle, çok daha geniş zaman aralıklarında ışık eğrileri elde edilebilecektir. Böylece ışık
değişim eğrileri daha kesintisiz olacak, değişim profilleri eksiksiz bir şekilde elde edilebilecektir.
Özellikle, değişim dönemleri uzun (ay ya da yıl mertebesinde) olan değişen yıldızların gözlenmesinde,
bu yöntem büyük katkı sağlayacak niteliktedir. Gökcisimlerinin (Arcturus yıldızı), Güneş’ten sadece
480 uzanıma sahipken bile gözlenmesi mümkün olmuştur!
Bu gözlemsel sistem ile gündüz vaktinde yıldızların izletilmesi, öğrenciler ve halk üzerinde
etkileyici bir eğitim deneyimi sergileyecektir. Çünkü insanların çoğu, Güneş doğduktan sonra
“yıldızların kaybolduğu” şeklinde yanlış bir inanışa sahiptirler. Güneş gökyüzündeyken, diğer
yıldızların da gökyüzünde bulunduklarının gösterilmesi, özellikle öğrenciler üzerinde astronomiye – fen
bilimlerine – karşı ilgi faktörünü artıracaktır. Dolayısıyla bu gözlemsel sistemin, fen bilimlerine olan
ilgi ve merakın giderek azaldığı şu günlerde, gençler üzerinde olumlu bir etki yapacağı
düşünülmektedir.
17
EK-11
KAYNAKLAR
Grishin, E.A., Melkov, S.N., ve Milovidov, V.L.: 2003, Instruments and Experimental Techniques 46
(2), 216
Özdemir, S., Yıldırım, C., Gökay, H.G., 2012a, “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler” (poster),
Türkiyedeki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu, 14-15 Mayıs 2012, İstanbul, Türkiye
Özdemir, S., Gökay, H.G., Yıldırım, C., “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler”, 2012b, XVIII.
Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Kongresi, 27 Ağustos – 1 Eylül 2012, İnönü Üniversitesi,
Malatya-Türkiye
Price, S.D., vd., 2010, ApJSS 190, 203
Retter, Alon; Bedding, Timothy R.; Buzasi, Derek L.; Kjeldsen, Hans; Kiss, László L.; 2003, ApJ 591L,
151
Sarazin, M., Roddier, F.,1990, A&A, 227; 294-300
Tarrant, N. J.; Chaplin, W. J.; Elsworth, Y.; Spreckley, S. A.; Stevens, I. R.; 2007, MNRAS 382L, 48
Tokovinin, A., 2002, PASP, 99; 1156-1166
18
EK-11
19
EK-11
EK –1
Çizelge.3.1. Ankara Üniversitesi Gözlemevinde gerçekleştirilmiş olan NIR gözlemleri ve hedef cisimler. Gözlemleri gündüz saatlerinde de (Güneş doğduktan sonra)
sürdürülen yıldızlara ait gözlem tarihleri,
Tayf kalın ve altçizgili şekilde gösterilmiştir.
RA (2000) Türü;
J
Poz
∆m
De c (2000) De ğişim Döne mi
H
süresi,
He def
K
Kame ra
Gökcisimleri
Türü
(g)
Gözle m Tarihle ri
Notlar
sıcaklığı
Beta And
01 09 43.9
-0.96 2.01 - 2.10
30 ms
0
Mirach
+35 37 14
-1.67
-80 C
-1.85
M0 IIIa
.....
16-17/09/2012 (*),
Variable star
Bet Peg
23 03 46.5
-1.43
30 ms
0
+28 04 58
-2.13
-80 C
M2.5 II-III
(4)
-2.38
16-17/09/2012 (*), 08-09/09/2012
SR
; SR
43.3
Alfa Ori
05 55 10.3
-2.99
24-25/11/2011,
20 ms
0
(Betelgeuse)
+07 24 25
-4.01
26-27/11/2011,
- 81 C
-4.38
02-03/12/2011,
03-04/01/2012 (+),
05-06/02/2012,
(4)
18-19/03/2012
M2 Iab
2335
SRc
Alfa CMa
06 45 08.9
-1.39
24-25/11/2011,
50 ms
0
(Sirius)
-16 42 58
-1.39
26-27/11/2011,
- 81 C
-1.39
02-03/12/2011,
03-04/01/2012 (+)
05-06/02/2012,
A1 V
.....
Mukayese
Rho Per
03 05 10.6
-0.78
24-25/11/2011,
40 ms
0
+38 50 25
-1.68
02-03/12/2011,
- 81 C
1.904
03-04/01/2012 (+)
(4)
05-06/02/2012, 08-09/09/2012
M4 II
50:
Semi-regular pulsating
Alfa Aur
05 16 41.4
-1.25
24-25/11/2011,
40 ms
0
(Capella)
+45 59 53
-1.57
26-27/11/2011,
- 81 C
02-03/12/2011,
-1.74
03-04/01/2012 (+)
05-06/02/2012,
G8III+G0II
18-19/03/2012
I
.....
Mukayese
Alfa Tau
04 35 55.2
-2.1
26-27/11/2011,
30 ms
0
(Aldebaran)
+16 30 33
-2.78
02-03/12/2011,
-81 C
-3.04
03-04/01/2012 (+)
05-06/02/2012, 08-09/09/2012
K5 III
.....
LB
(2)
-0.73
26-27/11/2011,
SRa+EA, 232.9d
50 ms
Eta Gem
06 14 52.7
2984
(4)
0
+22 30 24
232.9
-1.52
02-03/12/2011,
Semi-regular pulsating
- 81 C
-1.72
03-04/01/2012 (+)
05-06/02/2012,
18-19/03/2012
M3 IIIab
Mu Gem
06 22 57.6
-0.91
26-27/11/2011,
Pulsating variable; SR
50 ms
0
+22 30 49
-1.61
02-03/12/2011,
Mu Gem’in hemen yanındaki 14.5m - 81 C
-1.86
03-04/01/2012 (+)
05-06/02/2012,
(1)
18-19/03/2012
M3 III
25
Alfa CMi
07 39 18.1
-0.5
26-27/11/2011,
55 ms
0
(Procyon)
+05 13 30
-0.67
02-03/12/2011,
- 90 C
-0.66
05-06/02/2012,
18-19/03/2012
F5 IV
.....
Mukayese
30 ms
-0.07 - - 26-27/11/2011, 02-03/12/2011,
Alfa Boo
14 15 39.7
-2.25
0.02 V
03-04/01/2012, 05-06/02/2012
(Arcturus)
+19 10 57
K1.5 III
Fe-0.5; LB . . . . .
Algieba
(CCDM
γ1 Leo
K0 III
Gezegen
.....
....
16 29 24.5
-26 25 55.2
M1.5Iabb; LC
Del Oph
18-19/03/2012, 02-03/06/2012, 1213/06/2012, 21-22/06/2012
15-16/07/2012, 08-09/09/2012
0
- 90 C
Variable star
70 ms
10 19 58.4
+19 50 29
MARS
Alfa Sco
Antares
-2.81
-2.91
.....
16 14 20.7
-03 41 39.6
M0.5III
.....
...
...
...
....
....
>-4
...
...
m
05-06/02/2012,
18-19/03/2012
(**) 18-19/03/2012 tarihli gözlem
0.88 - 1.16 05-06/02/2012,
18-19/03/2012
...
-0.131 2.72 - 2.75 12-13/06/2012 (-->)
-1.025
21-22/06/2012, 08-09/09/2012
-1.173
Double or multiple star.
periodic radial velocity variations
İlk defa bir gezegen (Mars) K
bandında görüldü. Daha önce
(13.09.2011) Jüpiter’in görülemediği
anlaşılmıştı.
Double or multiple star.
periodic radial velocity variations
21-22/haz/2012 de DIMM denemesi
yapıldı
Variable star. Değişim genliği çok
küçük (0.03m) görünüyor. 1213/06/2012 gözleminde 40 ms'de
background doyuma ulaşmış.
0
-81 C
20 ms
0
-81 C
70 ms
0
-81 C
30 ms
0
-80 C
20
EK-11
Çizelge.3.1. (devam… )
Alf Her A
17 14 38.9
Rasalgethi
14 23 25.0
SATÜRN
JÜPİTER
M5Ib-II,
M3M5Ib/III;
Gezegen
125.6
Gezegen
Del Vir
12 55 36.2
03 23 50.9
M3 III; SR
Algieba
(CCDM
10 19 58.4
K0
Gama Dra
Etamin
17 56 36.4 K0 III
51 29 20.02
.....
Gama Aql
Tarazed
19 46 15.6
10 36 47.7
.....
Eps Peg
Enif
21 44 11.2 K2 Ib; LC
09 52 30.03
Gama And A
Almach
02 03 54.0
42 19 47.0
K3 IIb
AY
VENÜS
Gezegen
2.73 - 3.60 02-03/06/2012
08-09/09/2012
02-03/06/2012 (--->)
13-14/09/2011 (-->)
-0.113 3.32 - 3.40
-1.01
-1.189
...
12-13/06/2012
19 50 29.35
K3 II
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
-0.245
-1.034
-1.162
0.276 2.72 - ? V
-0.544
-0.72
-0.117 2.37 - 2.45
-0.75
-0.86
...
...
...
...
...
...
...
...
>-5
m
Semi-regular pulsating star
02-03/Haz/2012 tarihinde yapılan
gözlemde görüle me di!
13-14/Eyl/2011 tarihinde yapılan
gözlemde Jüpiter K filtresi ile
görüle medi. Filtresiz olarak
görüntülenebildi.
Variable star. Detected periods:
20 ms
0
-80 C
0
-80 C
0
-80 C
21-22/06/2012
15-16/07/2012, 08-09/09/2012
25 ms
0
13.0, 17.2, 25.6, 110.1, 125.8d
-80 C
[2009arXiv0908.3228T]
Double or multiple star. 1213/Haz/2012 tarihinde yapılan gözlem
denemesinde (belki ufka yakın
olduğundan) görülemedi! 2MASS de
Star in double system.
30 ms
0
MUKAYESE olarak kullanılabilir!
-80 C
15-16/07/2012
08-09/09/2012
VAR?: [AAVSO, VSX]
MUKAYESE olabilir!
30 ms
0
-80 C
15-16/07/2012
08-09/09/2012
Pulsating variable Star.
15-16/07/2012 GÖZLEMİ
30 ms
0
-80 C
15-16/07/2012, 08-09/09/2012
Star in double system.
2MASS de yok!
MUKAYESE olabilir!
30 ms
0
-80 C
05-06/02/2012
08-09/09/2012
08-09/09/2012 (-->)
20.5 ms
0
-80 C
08-09/09/2012 gecesinde Venüs
K_s bandında çok parlak olduğu
Yaklaşık şişkin evresinde idi.
20 ms
0
-80 C
(*) Deneme amaçlı yapılan İLK gözlemlerdir. (+) Nem oranı çok yüksek (%88) olduğundan gözlemler sürdürülemedi.
(1) Tabur, V., vd., 2009, MNRAS, 400, 1945; (2) Taylor, M., 1980, Astr, 17, 77 (eclipse light elements: 2429355+2984E);
(3) Inwoo, H., et al., 2010, A&A 509 ; (4) V. Tabur, T.R. Bedding, L.L. Kiss, T.T. Moon, B. Szeidl, H. Kjeldsen, 2009,arXiv:0908.3228v1 [astro-ph.SR]
Yaz aylarında gökyüzü bulutsuzluk bakımından çok daha iyi imkanlar sunar. Bu durumun
değerlendirilmesi ve yaz dönemi yıldızlarının da gözlenebilmesi amacıyla, 18.04.2012 tarihli bir dilekçe
ile BAP Başkanlığından ek süre talep edilmiştir. Cevabi yazıda bu talep uygun görülerek, proje bitiş
tarihi (845 sayılı ve 07.05.2012 tarihli yazı ile), 11.10.2012 olarak bildirilmiştir.
Tüm ışık ölçüm gözlemleri, bizzat proje yürütücüsü tarafından gerçekleştirilmiştir.
21
EK-11
EK–2
(a) Mali Bilanço ve Açıklamaları
11A4240001 nolu AÜ BAP projesine ait mali bilanço ve açıklamaları
Temin Edilen
Makine / Teçhizat adı
Adı / Modeli
Firma
SWIR (NIR) Bölgeye duyarlı
1 CCD kamerası (*)
Xeva-2.5-320
Xenics
2 K_s bandı Filtersi (*)
---
Asahi Spectra
3 Polarizatör Filtre
---
Optronik
HP LaserJet P1102 AFB Bilgisayar
4 LaserJet Yazıcı
(*) Yurt dışı kaynaklı ürünlerdir.
TOPLAM(TL) =
Maliyeti (TL)
105744.3
11360.03
165.2
258.42
Açıklamalar
A.Ü. Gözlemevinde kullanıma
hazır durumdadır
A.Ü. Gözlemevinde kullanıma
hazır durumdadır
A.Ü. Gözlemevinde kullanıma
hazır durumdadır
Proje yürütücüsü tarafından
kullanılmaktadır.
117527.95
Proje, toplam 101.000 TL bütçe ile kabul edilmiştir (25.01.2011 tarihli sözleşme). Daha sonra döviz
kurlarında oluşan dalgalanmalardan dolayı oluşan ihtiyaç üzerine, 14.03.2011 tarihinde 25000 TL’lik ek
kaynak daha sağlanmıştır.
Proje bütçesi sadece çizelgedeki teçhizatın temininde kullanılmıştır; UPS, teleskop yükseltici ayak,
Hartmann maskesi gibi diğer yan destek birimleri ve adaptörler, proje yürütücüsünün şahsi
destekleri ile sağlanmış/yaptırılmıştır.
İlgili teçhizatın alımlarının sağlanması ve imalatların tamamlanması, 2011 yılı Ağustos ayında
bitirilebilmiştir. İlk deneme gözlemlerine ise hemen akabinde, Eylül 2011 tarihinde başlanmıştır.
22
EK-11
(b) Makine ve Teçhizatın Konumu ve İlerideki Kullanımına Dair Açıklamalar
Oluşturulmuş olan NIR gözlemsel sistemi halihazırda Ankara Üniversitesi Gözlemevinde, gözlemlerin
sürdürüldüğü Meade LX200 GPS teleskop binasından ayrı bir binada, bulunmaktadır. İleriki yıllarda bu
sistemin şu amaçlara yönelik olarak kullanılması mümkündür:
i) A.Ü. Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalında sürdürülecek lisans üstü (doktora veya
yüksek lisans) düzeydeki çalışmalarda gözlemsel veri üretilmesinde;
ii) A.Ü. Gözlemevinde sürdürülen münferit araştırma projelerinde gökcisimlerinin yakın kırmızı
öte bölgede incelenmesinde;
iii) Kalkınma Bakanlığı (DPT) tarafından desteklenen Doğu Anadolu Gözlemevi projesi
çerçevesinde, Erzurum ilinin SWIR bölge davranışının incelenmesinde.
NIR bölgeye duyarlı olan ve gökbilim çalışmaları için dizayn edilmiş olan bu gözlemsel sistemin,
Türkiye’de ikinci bir eşi henüz bulunmamaktadır.
23
EK-11
(c) Teknik Ayrıntılar
Oluşturulan NIR gözlemsel sistemine ait tüm teknik ayrıntılar, ekte (Ek – 3 ve Ek – 4) kopyaları verilen
ulusal poster ve bildirilerde ayrıntılı olarak anlatılmış olduğundan, burada ayrıca teknik detay
verilmemiştir.
24
EK-11
(d) Sunumlar (bildiriler ve teknik raporlar) (Altyapı Projeleri için uygulanmaz)
Proje çerçevesinde elde edilen teknik ve bilimsel bilgi birikimi, bir ulusal sempozyumda poster olarak
ve bir ulusal kongrede sözlü bildiri olarak sunulmuştur:
1) Özdemir, S., Yıldırım, C., Gökay, H.G., 2012, “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler”
(poster), Türkiyedeki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu, 14-15 Mayıs 2012, İstanbul, Türkiye
(bkz. ekli fotokopiler)
2) Özdemir, S., Gökay, H.G., Yıldırım, C., “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler”, XVIII.
Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Kongresi, 27 Ağustos – 1 Eylül 2012, İnönü Üniversitesi,
Malatya-Türkiye (bkz. ekli fotokopiler)
Altyapı projeleri için “sunum” yapmış olma şartı aranmamakla beraber, proje kapsamında elde
edilen bulgulara dayalı olarak, iki (2) adet ulusal sunum yapılmış olup, bir uluslar arası yayın
çalışması da devam etmektedir.
25
Download