ÖTE-GEZEGEN BARINDAN WASP-12 YILDIZININ TAYFSAL ANALİZİ

Transkript

1 ÖTE-GEZEGEN BARINDAN WASP-12 YILDIZININ TAYFSAL ANALİZİ Aslı ELMASLI AKÇAR 1 1 Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Tandoğan, Ankara (eposta: elmasli@ankara.edu.tr) Özet: Öte-gezegene sahip bir yıldızın atmosfer özelliklerinin güvenilir bir şekilde belirlenmesi sonucunda görünmeyen gezegenin fiziksel parametreleri hakkında bilgi elde edilir. Öte-gezegenlerin parlaklıkları çok sönük olması ve bugünkü gözlem teknolojisinin sahip olduğu ayırma gücünün yetersizliği, bir öte-gezegenin yüzeyini tayfsal yöntemler ile doğrudan gözlemeye imkan vermemektedir. Buna karşın, öte-gezegenin bağlı bulunduğu yıldızın yüksek çözünürlük ve S/N oranına sahip tayfsal verilerinin analizi, öte-gezegenin metal bolluğu hakkında dolaylı yoldan bir fikir vermektedir. Bu çalışmada, sıcak-jüpiter benzeri öte-gezegen barındıran WASP-12 yıldızının ESPaDOnS tayfçekeri ile elde edilen yüksek çözünürlüklü tayfsal verilerine kimyasal bolluk analizi yapıldı. Buna ek olarak, WASP-12 yıldızının yaşı ( milyar yıl), kütlesi ( M ), ve uzaklığı ( pc) da belirlendi. 1. Giriş 1992 yılında Wolszczan ve Frail (1992), PSR milisaniye atarcası etrafında bir öte-gezegen keşfinden itibaren tam 10 yıl geçti. Bu zaman zarfında gözlemsel tekniklerin gelişmesi ile bugün bu sayı 837 ( Eylül 2012) ye yükseldi. Öte-gezegen belirleme yöntemleri; - Radyal Hız (Doppler Tekniği) ve Astrometri - Transit - Mikrolens Tekniği - Görüntüleme - Zamanlama dır. Bu keşiflerin ~%58 si radyal hız ve astrometri, ve ~%34 ü transit yöntemler ile gerçekleşmiştir. WASP-12 yıldızının öte-gezegeni olan WASP-12b, transit gözlemlerden belirlenmiştir. Transit, bir gezegenin bağlı bulunduğu yıldızın önünden geçmesine denir. Transit esnasında yıldızın ışığının bir kısmı örtülerek ışık değişimine neden olduğundan fotometrik gözlemler ile bunlar tespit edilmektedir. Bu amaç doğrultusunda 1999 yılından beri öte-gezegen araştırma projeleri yerden ve 2007 yılından itibaren uzaydan (2007 de COROT ve 2010 KEPLER uydusu) yapılmaktadır. Yer tabanlı transit gözlemleri için yürütülen projelerden bazıları aşağıdadır; -STARE Projesi: STellar Astrophysics & Research on Exoplanets projesi kapsamında odak uzunluğu 286 mm ve açıklığı 99 mm olan teleskopları ile transit yöntemiyle keşfedilen ilk öte-gezegen HD (Charbonneau et al. 2000) yıldızı etrafında dolanan HD b gezegenidir. - OGLE Projesi: Optical Gravitational Lens Experiment projesinin esas hedefi kara madde araştırmaları yapmak olmasına rağmen bir yan ürün olarak transit yöntemiyle OGLE-TR-56b gezegeni keşfedildi. Bugüne kadar bu proje kapsamında toplam 8 keşif yapılmıştır. 41

2 - TrES Projesi: Trans-atlantic Exoplanet Projesi nde Lowell Observtory, Mount Palomar ve Kanarya Adaları nda yer alan 3 tane 10 cm çaplı teleskop kullanılmaktadır. Bu projede transit yöntemi ile keşfedilen ilk gezegen TRES-1 dir ve toplam 5 keşif yapılmıştır. - HATNet Projesi: Hungarian-made Automated Telescope Arizona ve Hawaii yer alan 6 tane 11 cm çaplı teleskop kullanılmaktadır. Bu projede transit yöntemi ile keşfedilen ilk gezegen HAT-P-1b dir. Bugüne kadar toplam 38 keşif yapılmıştır. - MEarth Projesi: M tayf türünde yıldızlar etrafında dünya benzeri öte-gezegen araştırmaları yapmaktadır. Arizona da yer alan 1.2 m çaplı ve 40 cm lik 8 tane otomatik teleskop kullanılmaktadır yılında ilk Dünya benzeri bir gezegen GJ 1214 b keşfi Charbonneau et al. (2009) yaptı. Bu gezegenin kütlesinin 6.55 M ve çapının 2.68 R olduğu belirlendi. - SuperWASP Projesi: Wide Angle Search for Planets İngiltere de bulunan sekiz akademik enstitüsünün oluşturduğu bir öte-gezegen araştırma projesidir. Bu bağlamda, Kuzey ve Güney gökyüzü yıl boyunca iki geniş alan kamerası (biri La Palma daki Isaac Newton Group of Telescopes organizasyonunda, diğeri ise Güney Afrika daki South African Astronomical Observatory yerleşkesinde) ile transit geçişlerin varlığının tespitine yönelik taranmaktadır. Bu projede transit yöntemi ile keşfedilen ilk gezegen WASP-1b dir. Bugüne kadar toplam 67 öte-gezegen keşfedildi. Uydu verilerinden belirlenen transit gözlem için yürütülen projeler ise; - COROT Projesi: 2007 yılından bu projede transit yöntemi ile keşfedilen ilk gezegen COROT-1b dir. Bugüne kadar toplam 21 öte-gezegen transit yöntemi ile keşfedildi. - KEPLER Projesi: Bu projede transit yöntemi ile keşfedilen ilk gezegen COROT-1b dir. Bugüne kadar toplam 63 öte-gezegen transit yöntemi ile keşfedildi. 2. Gözlemsel Veriler Tayfsal veriler 3-5 Ocak 2010 tarihleri arasında Canada-France Hawaii Teleskobuna (3.6 m, Hawaii) bağlı ESPaDOnS tayfçekeri ile elde edildi. Çözünürlükleri 65,000 olan bu verilerin kapsadığı dalgaboyu aralığı Å dır. Ayrıca, yıldızın yüzey sıcaklığını belirlemek için düşük çözünürlüklü (R = 8,000) Isaac Newton Teleskobuna (La Palma, Kanarya Adaları) bağlı IDS tayfçekeri ile elde edilen verinin gözlemsel H profili de kullanıldı. 3. WASP-12 nin Atmosfer Parametreleri ve Bolluk Analizi Bir gezegenin fiziksel özellikleri, bağlı bulunduğu yıldızın parametrelerinin duyarlılığı ile ilişkilidir. Örneğin, gezegenin yapısının anlaşılabilmesi için teorik hesaplamalarda gerekli olan kütle ve yarıçap değerleri doğrudan yıldızın kütle ve yarıçapına bağlıdır. Dev gezegen oluşum modellerini oluşturabilmek için yıldızın kimyasal bolluğunun iyi bilinmesi gerekir. Benzer şekilde sıcak ve çok sıcak Jüpiterler deki kütle kaybının miktarını tespit edebilmek için yıldızın yaşı ve tayf türü iyi bilinmelidir. Bu 42

3 nedenlerden ötürü, WASP-12 yıldızın ayrıntılı bir şekilde tayfsal analizi gerçekleştirildi. WASP-12 yıldızının atmosfer parametrelerini belirleyebilmek için öncelikle Hebb et al. (2009) ın hesaplamış olduğu T e = 6300 ± 150 K, logg = 4.38 ± 0.10 ve v mikro = 0.85 km/s değerleri, başlangıç değerler olarak alındı. Bu başlangıç değerleri kullanarak ve farklı tayfsal belirteçlerden (Hidrojen profilleri, metal çizgileri) yararlanarak iterasyon ile atmosfer parametreleri hassas bir şekilde belirlendi. İterasyon sürecinde T e, logg, v mikro ve bolluk değerinden herhangi biri değiştiğinde, son belirlenen değerler ile tekrardan atmosfer modelleri üretilerek analizler yenilendi. Atmosfer modelleri LLmodels (Shulyak et al. 2004) kodları ile üretildi. Şekil-1 IDS tayfçekerinin H profilinin gözlemsel verisine yapılmış sentetik tayf çakıştırması WASP-12 yıldızının etkin sıcaklık değerini hesaplamak için hem ESPaDOnS, hem de IDS gözlemsel H profillerine, SYNTH3 (Kochukhov 2007) kodu ile üretilen sentetik tayfların çakıştırması yapıldı. Her iki tayfçekerin gözlemsel verisi için Te= 6250 ± 100 K değeri uyum göstermektedir. Şekil-1 de IDS tayfçekerinden elde edilen gözlemsel H profiline 6150, 6250 ve 6350 K sıcaklıkları için üretilen sentetik tayfsal verilerinin gözlemsel veri ile uyumu gösterildi. WASP-12 nın etkin sıcaklığını belirledikten sonra yüzey çekim ivmesi değerini belirleyebilmek için ESPaDOnS verisindeki logg ye duyarlı olan genişlemiş Mg çizgi profillerine bakıldı Å daki Mg I çizgisine yapılan sentetik tayf çakıştırması sonucunda logg=4.2 ± 0.2 olarak belirlendi (Şekil-2). 43

4 Şekil Å daki Mg I çizgisine yapılan sentetik tayf çakıştırması Bolluk analizi için öncelikle Å aralığında bulunan blend olmamış ve atomik parametreleri iyi tanımlanmış olan tayfsal çizgilere WIDTH9 kodu (Kurucz 1993) uygulandı. Aşırı ince yapı bölünmesi gösteren çizgiler için ise SYNTH3 (Kochukhov 2007) kodu ile sentetik tayf üretilerek bolluk analizi yapıldı. Tablo-1 de bu çizgiler yardımıyla hesaplanan bolluk değerleri listelendi. Bu tabloda, ikinci yöntem ile belirlenen elementlerin yanına # işareti konuldu. Bu değerler ile WASP-12 yıldızın metal bolluğu Z = ± dex olarak hesaplandı. Tablo-1 Bolluk analizi sonuçları 44

5 Mikrotürbülans hızı, belirli iyon (Ca I, Ca II, Fe I, Fe II ve Ni II) çizgilerinin eşdeğer genişlik ve bolluklarının korelasyonu minimumize edilerek 1.2 ± 0.3 km/s olarak hesaplandı. Dönme hızı ise, gözlenen tayfsal veride seçilmiş belirli çizgilere sentetik tayf çakıştırması yapılarak vsini = 4.6 ± 0.5 km/s olarak hesaplandı. Makrotürbülans hızı için Valenti & Fisher (2005) vsini-v mak bağıntısından yararlanılarak v mak = ± 0.6 km/s belirlendi. 4. Tartışma ve Sonuç Öte-Gezegen Barından WASP-12 yıldızının 3-5 Ocak 2010 tarihleri arasında ESPaDOnS tayfçekeri ile gözlenen tayfsal verilerine detaylı bolluk analizi yapıldı. WASP-12 nın atmosfer parametreleri (T e =6250 ± 100 K, logg=4.2 ± 0.2, v mikro = 1.2 ± 0.3 km/s) hesaplandı. Şekil-3 WASP-12 yıldızının atmosferinde yer alan element/iyonların bolluklarının Güneş e (Asplund et al. 2005) göre karşılaştırması WASP-12 yıldızının atmosferinde yer alan element/iyonların bolluklarının Güneş e (Asplund et al. 2005) göre karşılaştırması Şekil-3 de yapıldı. K, non-lte den etkilendiğinden güneşe göre bolluk fazlalığı görülmektedir. Sr daki bolluk fazlalığı ise gerçektir, yani WASP-12 yıldızına özgü olduğu belirlendi. 45

6 Şekil-4 WASP-12 yıldızı için oluşturulan H-R diyagramı Yıldızlara ilişkin gözlemsel yöntem ile en iyi belirlediğimiz parametresi, rengi dolayısıyla etkin sıcaklığıdır. WASP-12 yıldızının etkin sıcaklığını izokron (Marigo et al. 2008) ve evrim modelleri (Girardi et al. 2000) ile kıyaslayarak yıldızın uzaklığı ve yaşı belirlendi. Hebb et al. (2009) un tayfsal ve fotometrik verileri ile belirlediği parametrelerden ve 2MASS IR akı değerlerinden yararlanarak yıldızın uzaklığını 265±20 pc olarak hesapladı. 2MASS IR verileri yıldızın metal bolluğunu Güneş benzeri ve sıfır kızarma etkisi ile belirlediğinden bu uzaklık değeri WASP-12 yıldızı için uygun değildir. Hebb et al. (2009) WASP-12 yıldızı için belirlediği yaş 2 ± 1 milyar yıl aralığı dikkate alınarak Marigo et al. (2008) ın yaş izokronları Şekil-4 deki H-R diyagramı üzerine yerleştirildi. Yıldızın sıcaklık sınırları dikkate alındığında minimum sıcaklığı 2.65 milyar yıl izokronu ile çakışma göstermektedir. Evrim yolları dikkate alındığında ise yıldızın kütlesini 1.35 ± 0.14 M belirledi (hatası dikkate alındığında maksimum kütle değeri 1.49 M ). H-R diyagramında, 1.5 M evrim yoluna göre yıldızın uzaklığı 465 pc ve sıfır yaş anakol uzaklığına göre ise 295 pc dir M evrim yolları arasında interpolasyon yaparak yıldızın minimum kütlesi 1.23 M olarak belirlendi. Sonuç olarak, WASP-12 yıldızı için hazırlanan H-R diyagramından yaşı 1.0 milyar yıl < yaş < 2.65 milyar yıl, kütlesi 1.23 M < kütle < 1.49 M ve uzaklığı 295 pc < uzaklık < 465 pc aralığında olduğu belirlendi. 46

7 5. Kaynaklar Asplund, M., Grevesse, N. & Sauval, A. J. 2005, in ASP Conf. Ser. 336, Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, ed. T. G. Barnes III & F. N. Bash (San Francisco, CA: ASP), 25 Charbonneau, D., Brown, T. M., Latham, D. W. & Mayor, M., 2000, ApJ, 529, 45 Charbonneau, D.,, Berta, Z. K., Irwin, J., Burke, C. J., Nutzman, P., Buchhave, L. A., Lovis, C., Bonfils, X., Latham, D. W., Udry, S., Murray-Clay, R. A., Holman, M. J., Falco, E. E., Winn, J. N., Queloz, D., Pepe, Fr., Mayor, M., Delfosse, X., Forveille, T., 2009, Nature, 462, 891 Girardi, L., Bressan, A., Bertelli, G., & Chiosi, C. 2000, A&AS, 141, 371 Hebb, L., et al. 2009, ApJ, 693, 1920 Kochukhov, O. 2007, in Proc. Int. Conf., Physics of Magnetic Stars, 109, ed. I. Romanyuk & D. O. Kudryavtsev (Zelenchukskiy: Special Astrophysical Observatory of the Russian AS), 118 Kurucz, R. 1993a, ATLAS9: Stellar Atmosphere Programs and 2 km/s Grid, Kurucz CD- ROM No. 13 (Cambridge, MA: Smithsonian Astrophysical Observatory) Marigo, P., Girardi, L., Bressan, A., Groenewegen, M.A.T., Silva, L. & Granato, G.L. 2008, A&A, 482, 883 Shulyak, D., Tsymbal, V., Ryabchikova, T., St utz, Ch., & Weiss, W. W., 2004, A&A, 428, 993 Valenti, J. A., & Fisher, D. A. 2005, ApJS, 159, 141 Wolszczan ve Frail, 1992, Nature, 355,

8 48