DEFPOS İLE YILDIZLARARASI ORTAMDA VE BULUTSULARDAKİ HII BÖLGELERİNİN İNCELENMESİ

Transkript

1 ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ DOKTORA TEZİ Nazım AKSAKER DEFPOS İLE YILDIZLARARASI ORTAMDA VE BULUTSULARDAKİ HII BÖLGELERİNİN İNCELENMESİ FİZİK ANABİLİM DALI ADANA, 2009

2 ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ DEFPOS İLE YILDIZLARARASI ORTAMDA VE BULUTSULARDAKİ HII BÖLGELERİNİN İNCELENMESİ Nazım AKSAKER DOKTORA TEZİ FİZİK ANABİLİMDALI Bu tez./ /2009 Tarihinde Aşağıdaki Jüri Üyeleri Tarafından Oybirliği/Oyçokluğu İle Kabul Edilmiştir. İmza İmza... İmza... Prof. Dr. İlhami YEĞİNGİL Prof.Dr. Ümit KIZILOĞLU Prof.Dr.Vedat PEŞTEMALCI DANIŞMAN ÜYE ÜYE İmza Yrd.Doç.Dr. Veysel POLAT ÜYE İmza... Yrd.Doç.Dr.Muhittin ŞAHAN İKİNCİ DANIŞMAN Bu tez Enstitümüz Fizik Anabilim Dalında hazırlanmıştır. Kod No: Prof. Dr.Aziz ERTUNÇ Enstitü Müdürü İmza ve Mühür Bu Çalışma Ç.Ü. Bilimsel Araştırma Projeleri Birimi Tarafından FEF-2006D12 Numaralı Proje ve 104T252 Numaralı TUBİTAK AR-GE Projesi Tarafından Desteklenmiştir. Not: Bu tezde kullanılan özgün ve başka kaynaktan yapılan bildirişlerin, çizelge, şekil ve fotoğrafların kaynak gösterilmeden kullanımı, 5846 sayılı Fikir ve Sanat Eserleri Kanunundaki hükümlere tabidir. II

3 Sevgili Eşime, Babama ve Aileme...

4 ÖZ DOKTORA TEZİ DEFPOS İLE YILDIZLARARASI ORTAMDA VE BULUTSULARDAKİ HII BÖLGELERİNİN İNCELENMESİ Nazım AKSAKER ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ FİZİK ANABİLİM DALI Danışman: Prof.Dr. İlhami YEĞİNGİL Yıl : 2009, Sayfa: 219 Jüri : Prof.Dr. İlhami YEĞİNGİL Prof.Dr. Ümit KIZILOĞLU Prof.Dr. Vedat PEŞTEMALCI Yrd. Doç.Dr. Veysel POLAT Yrd. Doç.Dr. Muhittin ŞAHAN Bu çalışma, Samanyolu Gökadamızın yıldızlar arası ortamındaki HII bölgelerinden gelen hidrojenin Balmer-α (Ha: 6563 Å) ışınım çizgisini kullanarak, bazı kaynakların doğasını, fiziksel yapısını ve kinematiğini araştırmak amacıyla yapılmıştır. Bu amaç doğrultusunda, DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer: Çift Etalonlu Fabry Perot Optik Tayfölçeri) yeniden tasarlanmış ve TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) bulunan 150 cm lik RTT150 teleskopunun coude odağına yerleştirilmiştir. Tayfölçer, Hα yakınında 200 km/s (4.4 Ǻ) tayfsal aralıkta 4 görüş alanına ve yaklaşık 30 km/s hız çözünürlüğüne (tayfsal ayırma gücü 10000) sahiptir. 23 Mayıs 2007 ve 27 Eylül 2008 tarihleri arasında 59 farklı kaynaktan (Gezegenimsi Bulutsular, HII Bölgeleri, Bulutsular ve Süpernova kalıntıları) toplam 130 Hα tayfı alınmıştır. Kaynaklardan bir tanesi özellikle NGC 7000 bulutsusu olarak seçilmiştir. NGC 7000 den seçilen dokuz bölgeden alınan tayflar, tayfölçerin parlaklık ayarlaması için kullanılmıştır. Bu bölgelerden bir tanesi özellikle Morgenthaler ve arkadaşlarının (2001) 4' lık görüş alanı için parlaklık değerini 900 R olarak tahmin ettikleri bölge ile aynı seçilmiştir. Alınan tayfların karşılaştırılması sonucunda DEFPOS ile 1200 s poz süresi için 1 ADU km/s değerinin yaklaşık R e karşılık geldiği bulunmuştur. Daha sonra, DEFPOS ile elde edilen tüm veriler analiz edilmiş ve daha sonra tayfların parlaklıkları, LSR a göre hızları ve yarı genişlikleri (FWHM) belirlenmiştir. Bu sonuçlar önceki çalışmalar ile karşılaştırılmış ve uyum içinde olduğu görülmüştür. Bu çalışmalara ek olarak, DEFPOS un dalga boyu ayarlaması, vuru/gürültü oranı gibi bazı özellikleri de tartışılmıştır. Anahtar Kelimeler: Fabry-Perot Tayfölçerleri, Yıldızlararası Ortam, HII Bölgeleri, Gezegenimsi Bulutsular, Bulutsular I

5 ABSTRACT PhD. THESIS INVESTIGATION OF HII REGIONS IN INTERSTELLAR MEDIUM AND NEBULAE WITH DEFPOS Nazım AKSAKER DEPARMANT OF PHYSICS INSTITUTE OF NATURAL APPLIED SCIENCES UNIVERSITY OF ÇUKUROVA Supervisor: Prof.Dr. İlhami YEĞİNGİL Year : 2009, Page: 219 Jury : Prof.Dr. İlhami YEĞİNGİL Prof.Dr. Ümit KIZILOĞLU Prof.Dr. Vedat PEŞTEMALCI Assoc.Prof.Dr. Veysel POLAT Assoc.Prof.Dr. Muhittin ŞAHAN This study has been done with the aim of investigation of nature, physical properties and kinematics of some sources using Balmer-α (Ha: 6563 Å) emission line from HII regions in interstellar medium of our Milky Way Galaxy. Through the aim, DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer) has been redesigned and set up at the coude exit of the 150 cm RTT150 telescope at TUBITAK National Observatory (TUG) The spectrometer has a 4 field of view and a velocity resolution of approximately 30 km/s (a spectral resolving power of 10000) over a 200 km/s (4.4 Ǻ) spectral window near Hα. Total 130 Hα spectra were collected from 59 different sources (Planetary nebulae, HII regions, Nebulae, and Supernova remnants) between 23 May 2007 and 27 September One of the sources was especially selected the NGC 7000 Nebula. The data from nine selected regions of NGC 7000 nebula were used to make intensity calibration of the spectrometer. One region was especially selected with the same region whose intensity value was estimated to be 900 R over the 4 Fabry-Perot s FOV by Morgenthaler et al. (2001). Comparing these spectra with 900 R, we determined that 1 ADU km/s corresponded to R for a 1200 s exposure time. Later, all the data taken with DEFPOS were analyzed using ring-summing technique and then their intensities, velocities with respect to LSR and line width (FWHM) values were determined. The results were compared with the previous results and seen that there was an agreement. Addition to these works, some properties of DEFPOS, such as wavelength calibration and signal-to-noise ratio, were argued in this study. Key Words: Fabry-Perot Spectrometer, Interstellar Medium, HII Regions, Planetary Nebulae, Nebulae. II

6 TEŞEKKÜR Öncelikle, bu tezin yönetiminde ve oluşumunda aynı zamanda çalışmalarım sırasında karşılaştığım sorunların çözümünde her türlü desteğini esirgemeyen, çalışmalarımda beni yönlendiren, gerekli bütün olanakları sağlayan sayın hocam Prof. Dr. İlhami YEĞİNGİL e sonsuz teşekkürlerimi sunarım. Çalışmalarımın her aşamasında her türlü desteğini esirgemeyen ve TUBİTAK projesinde beni proje asistanı olarak destekleyen Yrd. Doç. Dr. Muhittin Şahan a özellikle teşekkür ediyorum. Tayfölçerin yapımında, test aşamalarında, basınç sisteminde ve sayamayacağım birçok aşamada bizleri destekleyen ve olanaklar sağlayan ODTÜ fizik bölümü öğretim üyesi Prof. Dr. Ümit KIZILOĞLUNA teşekkür ederim. TÜBİTAK ULUSAL GÖZLEMEVİ (TUG) Müdürü Prof Dr. Zeki EKER e yardımlarından dolayı teşekkür ediyorum. TUG içerisinde yine bize her türlü kolaylığı sağlayan Dr. Tuncay ÖZIŞIK a ayrıca teşekkür ediyorum. TUG da gözlemlerimize yardımcı olan Murat PARMAKSIZOĞLU na, Kadir ULUÇ a ve Dr. Irek KHAMITOV a ve tüm teknik ve idari personele sonsuz teşekkürlerimi sunarım. The Southern H-Alpha Sky Survey Atlas (SHASSA), The Virginia Tech Spectral-Line Survey (VTSS), Wisconsin H Alpha Mapper (WHAM) National Science Foundation tarafından desteklenmiştir. Bu çalışmada Strasbourg, France CDS deki SIMBAD veritabanı kullanılmıştır. Bu Çalışma Ç.Ü. Bilimsel Araştırma Projeleri Birimi Tarafından FEF- 2006D12 Numaralı Proje ve 104T252 Numaralı TUBİTAK AR-GE Projesi Tarafından Desteklenmiştir. Böyle yoğun bir çalışma sürecinde beni sonuna kadar maddi manevi olarak destekleyen ve her türlü fedakârlığı gösteren aileme ve sevgili eşim Şule AKSAKER e sonsuz teşekkürlerimi sunarım. III

7 İÇİNDEKİLER SAYFA ÖZ... I ABSTRACT... II TEŞEKKÜR... III İÇİNDEKİLER IV ŞEKİLLER DİZİNİ..... VI TABLOLAR DİZİNİ... XIII 1.GİRİŞ HII Bölgeleri Gezegenimsi Bulutsular(Planetary Nebula) Hidrojenin Balmer-α Çizgisi TUBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG)..9 2.ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR MATERYAL ve METOD Materyal Fabry Perot Tayfölçerleri ϕ Faz Farkı Bileşeni Açısal Pozisyon ve Saçak Genişliği Serbest Tayf Genişliği ve Saçak Genişliği Teorik Ayırma Gücü Halka Toplama Tekniğinin Temelleri DEFPOS Tayfölçeri RTT150 Teleskopu DEFPOS-RTT150 Optik Sistemi Metod DEFPOS için Halka Toplama Tekniğinin Uygulanması DEFPOS İçin Tayfsal Element Seçimi DEFPOS un Aletsel Profili DEFPOS un Dalga Boyu Ayarlaması IV

8 CCD/Fabry-Perot Veri İndirgeme ve Tayf Analiz Yöntemleri Görüntü İşleme ve Tayf Analiz Yöntemleri CCD üzerindeki Halka Görüntünün Merkezinin Belirlenmesi Kozmik Işınların Süzülmesi ve Bozuk Piksellerin Çıkarılması Düz Alan (Flat Field) Görüntüsü Karanlık Alan Görüntüsü (Dark Field), Okuma Gürültüsü (Read Noise) ve Kazanç (Gain) Galaktik ve Düz Alan Görüntülerinden Karanlık Alan Görüntülerinin Çıkarılması Düz Alan Görüntüsünün Normalize Edilmesi Galaktik Hα Görüntülerinin Normalize edilmesi Yansıyan Halkaların Çıkarılması Tayfların Düzeltilmesi, Tayfların Üzerinden Gauss Eğrilerinin Geçirilmesi ve Galaktik Yapıların Hızlarının Belirlenmesi BULGULAR VE TARTIŞMA DEFPOS un Parlaklık Ayarlaması DEFPOS un Vuru/Gürültü (Signal to noise:s/n) Oranı (V/G) Teorik Vuru Gürültü Oranı Hesabı Deneysel Vuru Gürültü Oranı Hesabı Tayf Üzerinde Oluşan Parlak Yapılar HII Bölgesi Gözlemleri Gezegenimsi Bulutsu Gözlemleri SONUÇLARVE ÖNERİLER KAYNAKLAR ÖZGEÇMİŞ EKLER V

9 ŞEKİLLER DİZİNİ SAYFA Şekil 1.1. Hidrojenin tayf çizgileri. Hα ışınımı n=3 durumundan n=2 durumuna ışımalı geçiş yapar (Mierkiewicz, 2002)... 7 Şekil 1.2. Hidrojenin yedi Balmer α ince yapısının diyagramı: P 3/2,1/2 S 1/2 geçiş Lyman β uyarılması sonucu oluşan izinli Balmer α geçişleri ( Å) ve diğer beş çizgi ise diğer Balmer α çizgililerini göstermektedir.(mierkiewicz, 2002)... 8 Şekil 1.3. TUBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG ), Antalya/Bakırlıtepe (30º 20' 08" Doğu boylamında, 36 49' 27" Kuzey enleminde) Şekil 3.1. İdeal bir etalon için gelen ve geçen ışınların çizgisel çizimi Şekil 3.2. Etalonlardan geçen ardışık iki ışının arasındaki optik yok farkı (Mierkiewiscz, 2002) Şekil 3.3 Etalon sonrasi optik olarak şematik bir çizim (Tufte, 1997) Şekil 3.4. CCD görüntüsünün Fabry-Perot halkasal girişim deseni eşit alanlı halkalara bölünmesi ile Fabry-Perot girişim deseninin eşit alanlı halkaların kullanılması ile ilişkili eşit tayfsal aralıklardan oluşumu şematik olarak gösterilmiştir (Mierkiewiscz, 2002) Şekil 3.5. En üstte yüksek çözünürlüklü etalonlarda, ortada düşük çözünürülüklü etalonlarda ve en altta her iki etalondan sonra oluşan dalga desenleri (birbirini tekrarlayan dalgalar) şematik olarak gösterilmiştir (Mierkiewiscz, 2002) Şekil 3.6. RTT150 teleskopunun coude odasına yerleştirilen DEFPOS tayfölçerinin konumunu verilmiştir Şekil 3.7. RTT150 nin park pozisyonundaki fotoğrafı Şekil 3.8. DEFPOS-RTT150 optik sistemi. Teleskop binası kubbe, arakat, coude odası ve sistem odalarının bulunduğu zemin kat olmak üzere dört katlıdır. DEFPOS tayfölçeri teleskoptan VI

10 gelen ışığın optik ekseni üzerinde olacak şekilde coude odasına yerleştirilmiştir ( 60 Şekil 3.9. RTT150 teleskopu ile DEFPOS un şematik optik çizimi. Gökyüzünden gelen ışık M1 aynasına gelmekte ve M2 ile M3 aynası yardımıyla teleskopun coude odasına yönlendirilmektedir. M4, M5 ve M6 aynaları yardımıyla 72 m odak uzaklığına odaklanmaktadır. Teleskopun coude çıkışına yerleştirilen L1 merceği ve tayfölçerin hemen üzerine yerleştirilen L2 merceği ile gökyüzünün görüntüsü (SKY2) etalonlar arasında oluşmaktadır. Bu gökyüzü görüntüsü tekrar L3 merceği ile CCD kamerası üzerine odaklanmaktadır (SKY3). 62 Şekil Şekildeki ilk ve son Fabry-Perot halka görüntülerinde r 1 ilk tayfsal elementin yarıçapını, r N ve r N-1 son halkanın iç ve dış yarıçaplarını göstermektedir. İlk ve son halkaların alanları eşittir Şekil CCD görüntüsünün Fabry-Perot halkasal girişim şekli eşit alanlı halkalara bölünmesi ile Fabry-Perot girişim şeklinin eşit alanlı halkaların kullanılması ile ilişkili eşit tayfsal aralıklardan oluşumu gösterilmiştir. Bu şekil aynı zamanda DEFPOS sisteminde halka toplama tekniğinin uygulandığı gerçek bölgeleri (pikselleri) göstermektedir Şekil Fabry-Perotların ayırma ilişkisinin doğası gereği, her bir tayfsal (çözünürlük) elementinin açısal genişliğinin azalmasına rağmen artan yarıçap ile tayfsal elementlerdeki alanlar sabit kalmaktadır. Bu örnekte merkezi çözünürlük elementinin açısal genişliği 61.9 piksel, en dıştaki çözünürlük elementinin açısal genişliği 4.4 pikselden oluşmaktadır. Her çözünürlük elementi ~12064 pikselden oluşmaktadır. 67 Şekil TUG da bulunan Th-Ar tayfsal lambanın, 6546 Å Å VII

11 aralığındaki tayfsal atlasını göstermektedir. 70 Şekil Coude odasında tayfölçerin hemen yanına yerleştirilen Th- Ar lambası kullanılarak 20 s de alınan CCD görüntüsü (a) ve tayfı (b) 71 Şekil Döteryum lambası kullanılarak teleskoptan alınan CCD görüntüsünü göstermektedir. Dıştaki daha geniş ve daha parlak halka Döteryum çizgisi ve içteki daha dar ve daha sönük çizgi ise Hα çizgisini göstermektedir Şekil Döteryum lambası kullanılarak teleskoptan alınan CCD görüntüsünün halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayfı göstermektedir. Dıştaki daha geniş ve daha parlak halka Döteryum çizgisi (Dα) ve içteki daha dar ve daha sönük çizgi ise Hα çizgisini göstermektedir Şekil Döteryum lambası kullanılarak etalonlar arasındaki gaz (N 2 ) basıncı 0.1 bar artırılarak 0.3 bar ile 1.6 bar arasında eşit poz sürelerinde alınan CCD görüntüleri. 75 Şekil Şekil 3.17 de verilen CCD görüntülerinden halka toplama tekniği ile elde edilen tayflar 0.3 bar ile alınan tayf (b), 1.6 bar ile alınan tayf (a) ve bu iki basınç arasında alınmış diğer tayflar Şekil Döteryum lambası kullanılarak etalonlar arasındaki gaz basıncının 0.3 bar ile 1.6 bar arasında 0.1 oranında artırılarak değişik basınçlarda elde edilen tayfların basınca karşılık tayfsal elementin değişimi. Şekilde her + değişik basınçlardaki hidrojen çizgisinin merkezi tepe dğerini göstermektedir. Hidrojen çizgisinin tepe değeri yaklaşık 0.3 barda 34. Tayfsal elemente karşılık gelirken, 1.6 barda yaklaşık 12. tayfsal elemente karşılık gelmektedir.. 76 Şekil CCD ile NGC 7000 bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikalık görüş alanında 1200 s poz süresinde alınan Hα görüntüsünün header i.. 79 VIII

12 Şekil DEFPOS/CCD ile elde edilen Hα verilerinin veri analiz algoritması 81 Şekil DEFPOS-RTT150 ile 1 Haziran 2007 tarihinde 18.sırada NGC 7000 bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikası görüş alanında 1200s poz süresinde alınan bir Hα CCD görüntüsü sunulmuştur.. 83 Şekil Şekil 3.22 deki görüntünün piksellere göre parlaklık dağılımı yani histogramı gösterilmektedir Şekil Şekil 3.22 de gösterilen CCD görüntüsünün tayfı gösterilmektedir Şekil Şekil 3.22 da gösterilen CCD görüntüsünün tayfı, görüntüden kozmik ışınlar ve bozuk sütunlar temizlendikten sonraki oluşan tayf gösterilmektedir 86 Şekil W lık beyaz ışık ile 600 s poz süresinde kullanılarak DEFPOS-RTT150 ile alınan düz alan görüntüsü. 88 Şekil Şekil 3.26 deki CCD görüntüsüne halka toplama tekniği uygulanarak elde edilen tayf 89 Şekil s poz süresinde alınan karanlık alan görüntüsü (Shutter kapalı).. 90 Şekil Şekil 3.28 de verilen CCD görüntüsünün halka toplama tekniği ile elde edilen karanlık alan tayfının parlaklık değeri ADU aralığındadır Şekil Şekil 3.28 deki CCD görüntüsünden elde edilen karanlık alan tayfı. Parlaklık aralığı ADU dur. 91 Şekil Farklı gözlem tarihlerinde ve farklı pozlarda elde edilmiş düz alan görüntülerinin ortalama değerlerinin standart sapma değerlerine karşı grafiği çizilmiştir.. 93 Şekil CCD nin elektroniğinden kaynaklanan etkileri ortadan kaldırmak için Şekil 3.22 daki Galaktik görüntüden Şekil 3.28 deki karanlık alan görüntüsünün çıkarılmasından sonra IX

13 elde edilen tayf. 94 Şekil Normalize edilmiş düz alan görüntüsünün tayfı gösterilmiştir 95 Şekil 3.34 Şekil 3.22 deki galaktik görüntünün Normalize edilmiş görüntüsü gösterilmiştir Şekil Şekil 3.34 deki Normalize edilmiş galaktik görüntünün tayfı gösterilmiştir 97 Şekil Şekil 3.34 deki normalize edilmiş galaktik görüntüden yansımaların çıkarılmasından sonraki görüntü gösterilmektedir Şekil Şekil 3.36 deki görüntünün halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayfı gösterilmektedir 100 Şekil Şekil 3.37 deki tayfların hız ve parlaklık ayarlamaları yapıldıktan sonraki şekli gösterilmektedir. Grafiği dikine kesen kesikli çizgiler LSR ın yerini göstermektedir. Grafiğin üzerindeki noktalı çizgi ise uydurulan gauss eğrisini göstermektedir. Bu şekilde aynı zaman da artık verilerde gösterilmiştir 102 Şekil 4.1. NGC7000 in parlaklık ayarlaması için kullanılan bölgesinin FAULKES gözlemevindeki 2.0 m teleskop ve dar bandlı Hα filtresi kullanılarak alınan görüntü. Görüntü üzerindeki mavi halka 3.50 ve yeşil halka 4 görüş alanını temsil etmektedir Şekil 4.2. a) NGC 7000 in VTSS nin Cyg08_Ha kodlu Hα haritası, b), a daki aynı bölgelerin Ishida ve Kawajirinin Hα haritasından sayısallaştırılmış Hα haritası. Her bir şekilde kırmızı halka 49' (Scherb) görüş alanını; yeşil, 1 o WHAM görüş alanını; beyaz, en yakın 1 o WHAM görüş alanını ve turkuaz 9 halka 4' DEFPOS görüş alanını temsil etmektedir. Haritalardaki renk indeksleri Rayleigh (R) dır Şekil 4.3. a) NGC7000 bulutsusunun merkezinden 1 numaralı bölgeden 01/02 Haziran 2007 tarihinde 1200 s poz süresinde X

14 alınan CCD görüntüsü (a) ve tayfı (b). Siyah-beyaz renk indeksi ADU ya göre verilmiştir 113 Şekil 4.4. Coude odasında hidrojen lambası kullanılarak farklı pozlarda (sağ üstte) alınmış Hα tayflarının parlaklığı üst üste gösterilmektedir Şekil 4.5. NGC 7000 bulutsusundan seçilen 1. bölgeden farklı pozlarda alınan Hα tayfları için Vuru-Gürültü oranlarının poz sürelerine karşı grafiği. Noktalı çizgiler alınan veri noktalarından geçirilen en uygun ikinci dereceden polinomu göstermektedir. Elde edilen polinom özellikleri grafiğin üzerine yazılmıştır 120 Şekil 4.6. DEFPOS un Samanyolu gökadası üzerinde gözlemlediği noktaların dağılımı. Gökadanın orta düzleminde parlak bölgeler Hα ışınımı oldukça fazla olduğunu göstermektedir. 123 Şekil 4.7. Şekil 4.8 deki CCD halka görüntüsü üzerindeki parlaklığın kaynağı olan Satürn Bulutsusu NGC Şekil Kasım 2007 tarihinde evrensel saat ile yaklaşık 17:59 da, α=21 s 04 d 11 s, δ=-11 21'48'') koordinatlarında alınan NGC7009 Gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü Şekil 4.9. Şekil 4.8 deki CCD görüntüsünden NGC 7009 Gezegenimsi bulutsunun elde edilen tayf Şekil The Southern H-alpha Sky Survey Atlas (SHASSA) Hα haritası üzerinde DEFPOS un gözlemlediği noktalar kırmızı renkli olarak gösterilmiştir. Bu Hα haritasının altında bulunan renk indeksi desi-rayleigh biriminde verilmiştir. Aynı zamanda Zeta oph yıldızının yeri mavi halka olarak gösterilmiştir 131 Şekil Şekil 4.10 da bulunan DEFPOS un gözlemlediği noktalardan alınan Hα tayfları sırasıyla verilmiştir. 131 Şekil Orion bulutsusundan alınan CCD görüntüsü Şekil (a) Orion bulutsusundan alınan CCD görüntüsü ve (b) Hα XI

15 tayfı Şekil Sh2 161 HII bölgesinden alınan Hα tayfı Şekil Sh2 106 HII bölgesinden alınan Hα tayfı Şekil Sh2 212 HII bölgesinden alınan Hα tayfı Şekil Sh2-171 (W1) süpernova kalıntısından alınan Hα tayfı Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği VLSR hız değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği FWHM değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması 140 Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği parlaklık değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması 141 Şekil NGC3242 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü 144 Şekil NGC3242 gezegenimsi bulutsusundan alınan Hα tayfı Şekil NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü 146 Şekil NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı Şekil NGC1360 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı Şekil NGC6826 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı Şekil DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için elde ettiği VLSR hız değerleri ile aynı kaynaklar için WHAM in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması Şekil DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için elde ettiği FWHM değerleri ile aynı kaynaklar için WHAM in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması Şekil DEFPOS ile diğer çalışmalar arasındaki VLSR hız farklarının kaynak sayısına karşı histogramı XII

16 TABLOLAR DİZİNİ SAYFA Tablo 1.1. Gökadamızın yıldızlararası ortamındaki hidrojen bileşenlerinin özellikleri (Bland-Hawthorn ve Reynolds, 2000)... 4 Tablo 1.2. Hidrojen alfa çizgisinin yedi ince yapı geçişleri. Dalga sayıları arasındaki ayrımlar 4. geçiş referans alınarak yapılmıştır (Nossal ve ark., 1998)... 8 Tablo 2.1. Fabry -Perot tayfölçeri çalışmalarının özeti Tablo bar ile 1.6 bar arsında değişen basınçlara karşılık Döteryumun hidrojen çizgisinin tayfsal elementlerin değişimi: Tayfsal elementler hidrojen çizgisinin peakfit programı kullanılarak bulunan merkez değerleridir Tablo 4.1. Farklı görüş alanlarında NGC 7000 in Hα yüzey parlaklık değerlerinin önceki sonuçları ve sayısallaştırılmış haritadaki aynı görüş alanındaki değerleri Tablo 4.2. VTSS sayısallaştırılmış harita ve DEFPOS un aynı bölge için parlaklık değerleri 112 Tablo 4.3. NGC 7000 in 9 bölgesinden belirlenen V LSR ve FWHM değerleri Tablo 4.4. NGC 7000 in 1. bölgesinden farklı pozlarda alınan Hα tayfları için Vuru-Gürültü Oranları verilmektedir Tablo 4.5. DEFPOS-RTT150 ile farklı kaynaklardan 23 Mayıs Eylül 2008 tarihleri arasında alınan Hα veri sayıları. 123 Tablo 4.6. HII bölgelerinin genel özellikleri 129 Tablo 4.7. HII bölgelerinin DEFPOS ile gözlem sonuçları ve referans sonuçlar Tablo 4.8. Gezegenimsi Bulutsu verilerinin genel özellikleri Tablo 4.9. Gezegenimsi bulutsuların DEFPOS ile gözlem sonuçları ve referans sonuçlar. 143 XIII

17 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER 1.GİRİŞ Yıldızlararası ortam, galaksilerin evriminde temel rol oynar. Bu süreç yıldızlararası madde ile yıldızlar arası ortamda oldukça karmaşık bir şekilde gerçekleşir. Yıldızlar, yıldızlararası maddeden doğarlar. Yaşamları boyunca güneş rüzgârları ve elektromanyetik ışınımın farklı formlarında yıldızlararası ortama enerji depolarlar. Öldüklerinde daha ağır kütleli yıldızlar zenginleşen maddeyi ve enerjiyi yıldızlararası ortama süpernova patlamaları sonucunda geri verirler. Sonucunda Gökadaların evrimleri içerisinde bu süreç devam ederken yeni doğan yıldızların maddesi gittikçe zenginleşir. Bu elementlerin ağırlaşması ile gezegenler, canlı organizmalar oluşur (Tufte, 1997). Gözlemler yıldızlararası ortamda bulunan maddeye bakılarak yapıldığından, yıldızlararası ortamın incelenmesi, astronomlar için oldukça önemlidir. Yıldızlararası maddenin çalışılması ile bu ortamın etkileri daha iyi anlaşılacak dolayısıyla bu etkiler gözlemlerden çıkarılabilecektir (Tufte, 1997). Yıldızlararası ortamın iyonlaşma mekanizması henüz tam olarak bilinmemekle birlikte birincil olarak sıcak yıldızlardan gelen Lyman sürekli fotonları ile bu ortamın iyonlaştığı düşünülmektedir (Strömgren, 1939; Motz ve Anneta, 1977). İyonlaşma mekanizması hakkında değişik modeller ileri sürülmüştür: O tipi yıldızların yaydığı enerji nedeniyle çevrelerindeki gazın iyonlaşması; gökadamızdaki manyetik rüzgârların etkisi gibi egzotik nedenler; kozmik ışınlardan kaynaklanan elektronların etkileri ve karanlık maddenin bozunmasına kadar değişik nedenler ileri sürülmektedir (Raymond, 1992; Reynolds, 1993; Skibo ve Raymond, 1992). Yıldızlararası ortam, büyük ölçüde karmaşık bir yapıya sahiptir. Bu konuda yapılan ilk çalışmalar, 1927 yılında Edward Emerson Barnard tarafından Samanyolu Gökadasının fotoğrafik atlasını yayımlaması ile başlamıştır. Bu atlas, artalan yıldız ışığına karşı gölgelenen koyu bulutları göstermektedir. Yaklaşık olarak aynı tarihlerde, John Plaskett ve Otto Struve nin elde ettikleri tayf, iyonlaşmış kalsiyumu (Ca ++ ) da içeren yıldızlararası bulutların var olduğunu göstermiştir. Gerçekte yıldızlararası bulutlardaki soğurucu toz ve gazsı iyonlaşmış kalsiyum yıldızlararası 1

18 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER maddenin toplam miktarının sadece küçük bir oranını oluşturmaktadır (Bland- Hawthorn ve Reynolds, 2000). HII bölgelerinin görünür bölgede yaptığı ışınım sönük Balmer Hα ışınımıdır. Böyle sönük ışınımı gözlemek için yüksek verimli çalışan Fabry-Perot girişim aygıtları kullanmak gerekmektedir. Son yıllarda geliştirilen düşük gürültülü yüksek kuantum verimli CCD (Charged Coupled Device) kameralarının gelişmesi sonucunda, Fabry Perot tayfölçerlerinin verimleri artmıştır (Reynolds ve ark., 1990). Fabry Perot girişim aygıtı kullanarak yapılan ilk Hα gözlemleri Reynolds, Scherb ve Roesler tarafından yapılmıştır. Bu çalışmada gökadamızda birkaç bölge gözlenerek Hα parlaklığı ve kinematik özellikleri saptanmıştır (Reynolds ve ark., 1973; Roesler, 1974; Scherb, 1981) HII Bölgeleri HII bölgeleri, merkezlerinde O ve B tayf tipi yıldızlar bulunduran yıldızlararası gaz bölgeleridir. Bu yıldızlar genç yıldızlardır ve enerjilerini çok hızlı bir şekilde harcarlar. Bazen iyonlaşmanın kaynağı birkaç genç yıldız, çift yıldız veya küresel kümeler olabilir. Henüz kesin olmamakla birlikte bu yoğun sıcak kaynaklar UV bölgesinde yaydıkları sürekli Lyman fotonları ile etraflarındaki yıldızlararası gazı fotoiyonize ederler. HII bölgeleri sadece Samanyolu gökadasında değil diğer galaksilerde de gözlenmektedir. HII bölgeleri sarmal kollarda yoğunlaşmıştır ve uzak sarmal gökadaların yapısı anlamak için en iyi kaynaklardır. HII bölgelerinin radyal hız ölçümleri Samanyolu ve diğer gökadaların genç yıldızlarının (popülasyon 1) kinematiği hakkında detaylı bilgi verir (Osterbrock, 1986). O tipi yıldız olarak adlandırılan ağır kütleli yıldızlardan yayılan yüksek enerjili UV ışınımı yıldızın çevresindeki hidrojeni iyonlaştırır. Yüzey sıcaklığı K civarında olan O tipi yıldızlar, atomik hidrojenin (H o ) iyonlaşma potansiyeli 13.6 ev den daha büyük enerjiye sahip olan fotonlarda ışığının çoğunu yayar. Bu ışınım çevredeki yıldızlararası gazın ısınmasına ve iyonlaşmasına neden olur (Reynolds, 1997, Bland-Hawthorn ve Reynolds, 2000). 2

19 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER O tipi yıldız çevresinde iyonlaşmış hidrojenin parlayan HII bölgesinin varlığı ilk kez 1939 yılında, Bengt Strömgren tarafından gösterilmiştir (Strömgren 1939; Reynolds, 1997). Yıldızlararasındaki iyonlaşmış hidrojen O tipi yıldızları ya da O tipi yıldız kümelerini çevreleyen oldukça sınırlı bölgelerde tutulmaktadır. Strömgren, sıcak, genç bir yıldızın çevresindeki iyonlaşmış hidrojen bölgelerini HII bölgeleri olarak tanımlamıştır (Strömgren, 1939; Motz ve Anneta, 1977). Bu iyonlaşmış bölgeler genellikle Strömgren küreleri olarak da adlandırılmaktadır. HII nin anlamı iyonlaşmış hidrojen (H + ) demektir. Sıcak atomik hidrojen (H o ) ve sıcak iyonlaşmış hidrojen bileşenleri olarak adlandırılan bu sıcak ortamdaki maddenin %95 i 8000 K sıcaklığında ve 0.2 cm 3 orta düzlem yoğunluğuna yakın yoğunluktaki atomik ve iyonlaşmış hidrojen bölgelerinden oluşmaktadır. Ayrıca, Tablo 1.1 de gösterildiği gibi, bu bölgelerde sıcak bileşen olarak adlandırılan çok daha yüksek sıcaklıklı (~10 6 K), oldukça düşük yoğunluklu (0.002 cm 3 ) ve tamamı iyonlaşmış hidrojen bölgeleri de vardır. Çok sıcak (~10 6 K), ve tamamı iyonlaşmış hidrojen bölgeleri, yıldızlararasındaki maddenin % 5 veya daha azını oluşturmasına rağmen, bulutlar arası intercloud ortamın daha yüksek orandaki hacmini kaplar (Bland-Hawthorn ve Reynolds, 2000). Yıldızlararası ortamın genel özellikleri Tablo 1.1 de verilmiştir. Bu tablo içerisinde 1. Sütun yıldızlararası ortamı oluşturan bileşenler, 2. Sütunda bu bileşenin K cinsinden sıcaklığı, 3. Sütunda orta düzlem yoğunluğu cm -3 olarak. 4. Sütunda bileşenlerin toplam hacimde ne kadarlık bir hacmi doldurduğunun göstergesi % olarak. 5. Sütunda galaksinin orta düzleminden ne kadar uzağa gittiğinin ölçüsü pc cinsinden ve son sütunda da kütle yoğunluğu mg.cm -2 cinsinden verilmiştir. 3

20 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER Tablo 1.1 Gökadamızın yıldızlararası ortamındaki hidrojen bileşenlerinin özellikleri (Bland-Hawthorn ve Reynolds, 2000) Bileşen Bulutlar Sıcaklık (K) Orta Düzlem Yoğunluğu (cm -3 ) Dolum Kesri ( f ) (%) Orta Düzlemden Ortalama Yüksekliği (pc) Yüzey Kütle Yoğunluğu (mg cm -2 ) H HI Bulutlararası Sıcak HI Sıcak HII ~ Çok Sıcak HII ~ HII bölgelerinden gelen Hα ışınım gözlemleri birçok çalışma için önemli bir araçtır. Hα gözlemleri ile HII bölgelerin kinematiği ve yapısı hakkında bilgi edinilmektedir. Hα radyal hız ile uzaklık bilgileri birleştirildiğinde gökada diskinin kinematiği ölçülebilmektedir. Gökadadan gelen Hα ışınımının radyal hız bilgisi ile aynı zamanda HII bölgelerinin uzaklıkları tahmin edilebilmektedir (Fich ve ark., 1990) Gezegenimsi Bulutsular (Planetary Nebula) Gezegenimsi bulutsuları açıklamadan önce bulutsu kavramından bahsetmek yerinde olacaktır. Latincede bulut anlamına gelen Nebula(bulutsu) yıldızlararası toz bulutu, hidrojen gazı helyum gazı veya plazmadan oluşmuştur. Genel olarak astronomide geniş kaynaklar olarak adlandırılırlar. Nebulalar çoğunlukla yıldız oluşum bölgeleridir. Işıma bulutsusu, yansıma bulutsusu, karanlık bulutsular, gezegenimsi bulutsular ve süpernova kalıntıları olmak üzere bir kaç tipi bulunmaktadır. Gezegenimsi bulutsular bulutsulardan farklıdır. Genellikle simetrik yapıya sahiptirler. Gaz kabuğu zamanla gezegenimsi bulutsuların merkezlerindeki yıldızlar tarafından uzaya fırlatılır. Bulutsulara gezegenimsi denmesinin nedeni biraz tarihi olmakla birlikte küçük teleskoplarda küçük parlak gezegen, disk şeklinde ve 4

21 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER yeşilimsi görünmelerinden kaynaklanmaktadır. Gezegenimsi bulutsuların merkezlerindeki yıldızlar yaşlı yıldızlardır ve tipik yüzey sıcaklıkları K civarındadır. Hatta galaktik genç O yıldızlardan bile daha parlak ve çoğunlukla daha az yoğundurlar. Yıldız beyaz cüce aşamasında çok hızlı evrimleşir ve 25 km.s -1 hızla genişler. Bununla birlikte zamanla yoğunlukları azalır ve kozmik zaman skalasında gözlenemez duruma gelirler (Osterbrock, 1986). Gezegenimsi bulutsulardaki ışınım çizgilerinin hassas olarak belirlenmesi yıldız evriminin son safhalarının doğasındaki karışıklığın anlaşılmasında oldukça önemlidir. Geniş evrimleşmiş gezegenimsi bulutsular yıldız rüzgârlarıyla yıldızlararası ortama dönen madde ile gezegenimsi bulutsuların evriminin son evrelerinde izlenebilir. Bununla birlikte geniş gezegenimsi bulutsuların düşük yüzey parlaklığı uzaysal olarak geniş olması nedeniyle geleneksel olarak kullanılan uzunyarıklı tayf ölçüm tekniği ile hassas çizgi akılarının belirlenmesi oldukça zordur. Dahası bu bulutsular HII bölgelerinden, süpernova kalıntılarından veya sıcak yıldızlar tarafından iyonlaştırılan yıldızlararası gaz evrimleşmiş yıldız çekirdeği daha ilginçtir (Madsen ve ark., 2005) Hidrojenin Balmer-a Çizgisi Sıcak O ve B tipi genç yıldızlardan ortaya çıkan UV ışınımları çevrelerindeki hidrojen gazını iyonlaştırır. HII bölgelerinin (Strömgren küreleri) büyüklüğü, yaydıkları Balmer α çizgisinin doğrudan gözlenmesiyle ölçülür. HII bölgelerinde bir proton n=3 ya da daha yüksek enerji düzeylerinden bir elektron yakaladığında, Şekil 1.1 de gösterildiği gibi taban duruma doğru bir elektron çağlayanı oluştururlar ve Balmer α fotonlarından birini yayımlar. Yayımlanan foton daha sonra HI bölgelerinden soğurulmadan geçer. Çünkü HI bölgelerinin bu iyonlaşmamış hidrojeni uyaracak yeterli enerjileri yoktur. Tabi ki bu fotonların bir kısmı ortamdaki toz parçacıkları tarafından saçılır veya soğurulur. Fakat HI bölgelerindeki hidrojen atomlarının tamamı taban durumda olduklarından, herhangi bir ışınım ile çoğalamazlar. Böylece, Hα fotonları yeryüzüne kadar ulaşırlar ve O ve B tipi 5

22 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER yıldızları çevreleyen HII bölgelerinin büyüklüğü hakkında bilgi sağlarlar (Motz ve Anneta, 1977). Ultraviyole ışınımı ile uyarılan elektron, yüksek enerjili bir durumdan daha düşük enerjili bir duruma geçerken; E E hν (1.1) s i = enerjili bir foton yayımlar. Burada, E i ve E s sırasıyla ilk ve son enerjileri temsil etmektedir. h=6.63x10 34 J.s değerinde ki Planck sabitidir. ν İse yayımlanan fotonun frekansıdır. Eşitlik (1.1) dalga boyu cinsinden (1/λ=ν/c), yazıldığında ve düzenlendiğinde, Ei ν = E h 1 ( Ei Es ) = λ hc s = E 1 hc ns = 1 R ns ni ni (1.2) olur. Burada, n=1,2,3,4..., kuantum sayılarını temsil etmektedir ve E 1 (=-13.6 ev) taban (n=1) durumdaki hidrojen atomunun enerjisidir. R= nm 1 Rydberg sabitidir. Eşitlik (1.2) den, uyarılmış hidrojen atomlarının yayımladığı ışınımların sadece belirli dalga boylarını kapsadığı görülmektedir. Şekil 1.1 de hidrojen atomunun bir üst düzeyden bir alt enerji düzeylerine geçişlerde ortaya çıkan ilk beş seri gösterilmektedir. Bu serilerden bir tanesi 1985 yılında J.J. Balmer tarafından, hidrojen tayfının görünür bölümüne ilişkin uyduğu düzeni vermek üzere elde edilmiştir. Hidrojenin Balmer çizgilerinin dalga boyları aşağıdaki eşitlikten bulunabilir. 1 λ 1 1 = R ( = 3,4,5,...) 2 2 n 2 n (1.3) 6

23 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER Şekil 1.1. Hidrojenin tayf çizgileri. Hα ışınımı (n=3 yapar (Mierkiewicz, 2002). n=2) durumuna ışımalı geçiş Hidrojen Balmer α çizgisi atomik hidrojenin n=3 düzeyinden n=2 düzeyine geçerken Şekil 1.2 de enerji düzey diyagramında gösterildiği gibi yedi ince yapı geçişlerinden oluşmaktadır. Tablo 1.2 de, Şekil 1.2 deki Balmer α ince yapı geçişlerinin boşluktaki dalga sayıları, dalga boyları ve bileşenler arasındaki etkin Doppler kaymaları verilmiştir (Nossal ve ark., 1993; Nossal ve ark., 1998). 7

24 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER Şekil 1.2. Hidrojenin yedi Balmer α ince yapısının diyagramı: P 3/2,1/2 S 1/2 geçiş Lyman β uyarılması sonucu oluşan izinli Balmer α geçişleri ( Å) ve diğer beş çizgi ise diğer Balmer α çizgililerini göstermektedir (Mierkiewicz, 2002). Tablo 1.2. Hidrojen alfa çizgisinin yedi ince yapı geçişleri. Dalga sayıları arasındaki ayrımlar 4. geçiş referans alınarak yapılmıştır (Nossal ve ark., 1998). Geçiş No. Boşluktaki Dalga No. (cm 1 ) Havadaki Dalga Boyu (Å) DV (kms 1 ) Işınım g Faktörleri (s 1 ) D3 /2 2 2 P 1/ x P 3/2 2 2 S 1/ x S 1/2 2 2 P 1/ x P 1/2 2 2 S 1/ x D 5/2 2 2 P 3/ x D 3/2 2 2 P 3/ x S 1/2 2 2 P 3/ x10 8 Dinamik kaymalar ile karşılaştırmak amacıyla, Tablo 1.1 de verilen hidrojenin ince yapıların her biri hız biriminde ( v: kms 1 ) verilmektedir. Her çizginin hız değeri; 8

25 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER V c λ = λ σ = σ (1.4) eşitliği kullanılarak ve 4. geçişteki (3 2 P 1/2 2 2 S 1/2 ) çizgi referans alınarak yapılmıştır. Örneğin, 1. geçişteki v hız değişimini bulmak için 1. geçiş ile 4. geçişteki dalga boyları arasındaki dalga boyu farkı λ= Å olarak bulunur. Bu değişim hızı v= km.s 1 olarak bulunur. Benzer hesaplamalar yapıldığında, diğer 6 geçiş için v hız değerleri bulunur. n=3 durumundaki 3S, 3P, 3D durumlarının genel popülasyon oranları uyarılma oranlarına bağlıdır. Bununla birlikte, 3S, 3P, 3D durumlarından oluşan, çizgi şiddet oranları optik olarak ince olan atmosferdeki uyarılma durumu için, kuantum mekaniksel tahminler sağlamaktadır TUBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) Türkiye de bir Ulusal gözlemevi kurulması ve bu gözlemevinin ülkemizdeki tüm gökbilimcilere hizmet vermesi fikri ilk kez 1960' larda gündeme getirilmeye başlanmıştır. Bu fikrin hemen destek bulmasından sonra ilk önemli adım, TÜBİTAK bünyesinde 1979 yılında "Uzay Bilimleri Araştırma Ünitesi" adı altında bir birimin kurulmasıyla atılmıştır. Bu ünite 1983'te "Ulusal Gözlemevi Yer seçimi Güdümlü Projesi" ne dönüştürülmüştür. Ulusal bir gözlemevi kurulması konusundaki düşünceler 1983 yılında "Ulusal Gözlemevi Yer Seçimi Güdümlü Projesi" ile yer seçimi çalışmaları resmen başlatılmıştır. Ankara, İstanbul, Ege, Boğaziçi ve Orta Doğu Teknik Üniversitesi'ni temsil eden 7 araştırmacı projenin yürütücülüğünü üstlenmiştir. Proje çerçevesinde ilk aşamada Türkiye genelinde 17 aday dağ belirlenmiş ve bunlardan aşağıda sıralanan 4 tanesinde eş zamanlı astronomik görüş ve meteorolojik gözlemler yapılmaya başlanmıştır. Zor koşullar altında ve kısıtlı imkânlarla yapılan bu gözlemlere o yıllarda ülkemizdeki hemen hemen tüm gökbilimciler tarafından desteklenmiştir. Muğla, Kurdu: 1612 m İzmir, Ödemiş: 2159 m. 9

26 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER Adıyaman, Nemrut: 2206 m. Antalya, Bakırlıtepe: 2547 m yılında yeniden belirlenen TÜBİTAK Yönetimi DPT(Devlet Planlama Teşkilatı)' ye sunulmak üzere 5 yıllık bir Ulusal Gözlemevi kuruluş projesi istenmiştir. Hazırlanan proje 20 Temmuz 1991' de TÜBİTAK' a sunulmuştur. Başlatılan proje ile 5 Eylül 1997 tarihinde dönemin Cumhurbaşkanı ve Başbakanı tarafından TUG' un resmi açılışı yapılmıştır. TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi Yerleşkesi Saklıkent'te bulunan Bakırlıtepe' de kuruludur. TUBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG), Antalya'nın 50 km güneybatısında olup, 30º 20' 08" Doğu boylamında, 36 49' 27" Kuzey enleminde ve 2547 m yüksekliğinde bulunmaktadır. Eteklerinde Saklıkent Kayak Merkezi olan Bakırlıtepe' ye ulaşım Saklıkent'ten sonra 7 km' lik bir dağ yolu ile sağlanmaktadır. TUG' un ilk teleskopu olan 40 cm çaplı T40 teleskopunda ilk ışık Ocak 1997'de, 150 cm çaplı RTT150 teleskopunda ise ilk ışık Eylül 2001'de alınarak gözlemevinde bilimsel gözlemler başlamıştır. Ayrıca, 2003 yılında NASA nın desteklediği Michigan Üniversitesi ile yürütülen bir proje çerçevesinde tam otomatik bir teleskop olan ROTSE IIId kurulmuş ve 2004 yılı içerisinde çalışmalarına başlamıştır. 150 cm lik RTT150 teleskopu (Russian-Turkish Telescope) ile kullanılmak üzere Kazan Üniversitesi tarafından yapılan Coude tayfölçeri ve TUG un yaptırdığı TFOSC tayfölçeri 2004 yılının sonlarına doğru çalışmalarına başlamıştır. TUG Bakırlıtepe yerleşkesi içerisinde 1 metre çaplı robotik teleskop binası 2007 yılında bitirilmiş ve teleskopun yerleştirilmesi ile ilk ışığın 2008 Haziran ayı içerisinde alınması planlanmaktadır. Yine benzer olarak 40 cm teleskop yerine 60 cm robotik teleskop kurulması aynı tarihte planlanmaktadır. Bu gelecek olan yeni teleskoplar ile Türkiye de yapılacak olan astronomi ve astrofizik alanında yapılacak olan çalışmalar artacaktır. TUG un bir fotoğrafı Şekil 1.3 de verilmiştir. 10

27 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER Şekil 1.3. TUBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG ), Antalya/Bakırlıtepe (30º 20' 08" Doğu boylamında, 36 49' 27" Kuzey enleminde). TUG da, 2002 tarihinde zayıf yayılı kaynaklardan (HII Bölgeleri) gelen yayınım çizgilerini ölçmek amacıyla, DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer- Çift Etalonlu Fabry Perot Optik Tayfölçeri) tayfölçeri kurulmuş ve gözlemlerine başlamıştır. DEFPOS tayfölçeri RTT150 teleskopunun coude odağında kullanılmak üzere tasarlanmıştır. Ancak, 2004 yılına kadar coude çıkışı hazır olmadığından teleskop binasının üst katındaki bir odaya yerleştirilmiştir. Tayfölçerden önce herhangi bir etalon öncesi optik kullanılmadan gözlemler bu odadan tavandaki bir delik yardımıyla başucu doğrultusunda gözlemler yapmıştır. Bu nedenle tayfölçer geniş görüş alanına (4.76 o ) sahiptir. 7.5 cm çaplı çift etalonlu Fabry-Perot tayfölçeri DEFPOS un tayfsal teorik çözünürlüğü ve deneysel çözünürlüğü (c/δv=r) (30 km.s -1 ) civarındaydı. Bu görüş alanı ile ilişkili tayfsal aralık ise 260 km.s -1 di. Bu özellikler ile 2005 yılına kadar devam etmiştir. Gözlemler sonucunda elde edilen CCD verileri standart CCD indirgemelerini (flat; dark; bias prosedürü, kozmik ışınların çıkarılması, bozuk sütunların çıkarılması, 11

28 1. GİRİŞ Nazım AKSAKER yansıyan halkaların çıkarılması vb.) yapabilmek için IDL programı altında yazılan programlar yapılmıştır. Bu indirgemelerin sonucunda halka toplama tekniği yardımı ile oluşan tayflar atmosferik ve galaktik olmak üzere ikiye ayrılmıştır. Daha sonra bu tayfların alanları incelenerek gözlemlenen bölgelerin parlaklıkları çıkarılmıştır. Başucu doğrultusunda alınan DEFPOS verileri için 20 dakikalık poz süreleri kullanılmıştır. Dünyanın kendi ekseni etrafında dönmesinden dolayı DEFPOS bu süre içerisinde gökyüzünde 9 o lik bir kayma yapmakta ve dolayısıyla 9 x 4.76 o lik bir bölgenin tayfı almıştır. WHAM (Wisconsin H-Alpha Mapper) verileri 1 o lik görüş alanına sahiptir ve indirgenmiş bu veriler internet üzerinden alınabilinmektedir. 1 o lik WHAM verileri kullanılarak DEFPOS un parlaklık ayarlaması yapılmış ve 20 ADU=1R olarak bulunmuştur (Aksaker, 2004; Şahan, 2004). DEFPOS ile 2002 ve 2004 arasında 47 gece de yapılan gözlemlerde Balmer α ışınım çizgisi incelenmiştir. Yapılan parlaklık ayarlaması sonucunda tüm veriler analiz edilmiştir. Analizler sonucunda tayfölçerin genel özellikleri ve ilk galaktik veriler yayınlanmıştır. (Şahan ve ark., 2005). Galaktik verilerden atmosferik veriler çıkartılmış parlaklıkları genellikle 1 R den büyük ve 12 R den küçük olarak bulunmuştur. Bu sonuçlar Balmer α ışınım çizgisi ile çalışan diğer gruplarla ve teorilerle uyumu içerisindedir. Atmosferik Balmer α ile yapılan bu çalışmada yayınlanmıştır (Şahan ve ark., 2007). DEFPOS un RTT150 teleskopunun coude odağında kullanılması ile yıldızlararası ortamda bulunan gezegenimsi bulutsular, HII bölgeleri ve Flamanlar gibi ilgi çekici kaynaklardan gelen Hα ışınımı incelenerek parlaklık, radyal hızları ve yarı genişlikleri incelenmesi amaçlanmıştır. Bu tez çalışmasında bu konular ile ilgili çalışmalar hakkında detaylı bilgi verilecektir. 12

29 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Ishida ve Kawajiri (1968) Tokyo Astronomik Gözlemevinin isodensitometer aletini kullanarak parlak HII bölgelerinin Hα dalgaboyunda hassas eş fotometrisini yapmışlardır. F/2.0 Schmith teleskopu ile Eastman Kodak 103a-E ile λ6400å dalga boyunda %50 geçişli Hoya camlı süzgeç ile 60 dakika poz süresi kullanmışlardır. Oluşan Hα haritası 0.3 açı dakikası çözünürlüğe sahiptir. Parlaklık ayarlamasını standart yıldızlar kullanılarak yapmışlardır. 9 parlak HII bölgesinin Hα dalga boyunda eş parlaklık haritası oluşturulmuştur. Aynı zamanda incelenen kaynakların yıldızlararası sönümleme haritası da çıkarılmıştır. Oluşan haritalardaki parlaklık değeri ergs cm 2 s 1 sr 1 birimindedir. Reynolds (1973) yıldızlararası ortamdaki 5 farklı bulutun yayınım ölçüsü (EM: Emission Measure) için bir üst limit belirlemiştir. Bu üst limit, modeldeki bulutların farklı sıcaklık, yoğunluk ve hidrojen iyonlaşma tesiri ile bulutların civarında Na o / Ca++ sütun yoğunluk değişiminin önemli ölçüde düşük olduğunu göstermiştir. Routly ve Spitzer (1952) ve Pottasch (1972) yıldızlararası bulutlar civarında sütun yoğunluğunun Na o /Ca + oranındaki değişimlerin bulutların iyonlaşma durumu, sıcaklık ve yoğunluklarındaki farklılıklarla ilgili olabileceğini belirtmişlerdir. Tipik bulut genişliklerinde bu teori ve diğer kabullenmeler ile Pottasch (1972) yaklaşık 30 yıldızlararası bulut için elektron yoğunluğu, sıcaklık ve hidrojenin iyonlaşma kesri üretilmiş ve beş buluttan Hα ışınımı araştırılmıştır. Bu bulutlar için tahmin edilen ışınım ölçümleri (EM >35 cm 6 pc ) ve açısal hızları çok yüksek olduğundan Hα ışınımını kolaylıkla algılayabilmişlerdir (Reynolds ve Scherb, 1973) yılında Colin Gum tarafından Samanyolu nun kuzey gökyüzünde HII bölgelerinin Hα fotoğrafik araştırmasında keşfedilmiş Gum bulutsusu iyonize gazın oldukça geniş bir bölümünü oluşturmaktadır. Bulutsunun kaynağı ve onun iyonlaşma kaynakları hakkında anlaşmazlıklar halen devam etmektedir. Bazıları Gum bulutsusunun bulutsu civarında bulunan yıldızlardan özellikle ζ Pup (O5 tipi yıldız) ve γ 2 Vel (eşyıldızı O tipi bir yıldız olan Wolf-Rayet yıldızı) dan gelen kızılötesi ışınımı HII bölgesini iyonlaştırdığını önermektedir. Taramalar Gum bulutsusunun 13

30 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER seçilmiş belirli bölgeleri Hα, [NII] λ6584, [OIII] λ5007 ve [He I] λ5876 ışınım çizgilerinde yapılmıştır. Çizgi profillerinin ve çizgi yoğunluklarının analizleri Gum bulutsusunda içinde ışıma yapan gazın çoğunun 125 pc çapında, genişleme hızı yaklaşık 20 km.s 1, ışınım ölçüsü 15 cm 6 pc (1 pc= 3.26 IY= AB= km) ile 500 cm 6 pc arasında değişen ve sıcaklığı K civarında olan kabuk ile çevrelendiğini göstermektedir. Kabuk yapısının ve yüksek genişleme hızının kaynağının net olmamasına rağmen ζ Pup ve γ 2 Vel den gelen Kızılötesi ( hν > 13.6 ev ) akısının gözlemlenen iyonlaşmanın çoğunu ürettiği gözlenmiştir. Bulutsunun iyonlaşma ve ısınmasında baskın olan kaynaklara karar vermek için, bulutsunun seçilen bölgelerinde Hα, [NII] ve [SII] ışıma çizgilerinin açısal hızları, çizgi genişlikleri ve parlaklıkları Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak ölçülmüştür (Reynolds, 1976a). Gum bulutsusu yönünde yapılan son optik gözlemleri bulutsusunun sıcaklığının 10 4 K, kinetik enerjisinin erg ile erg, genişleme hızı yaklaşık 20 km.s 1 ve yaklaşık 125 pc çapında iyonize gazdan oluşmuş bir kabuğa sahip olduğunu göstermektedir. Sıcaklığı K ve O4 ya da O5 tipi yıldızı olan ζ Pup ve WC8 + O9 çifti olan γ 2 Vel den yayılan kızılötesi ışınım akısı ( hν > 13.6 ev) gazın gözlenen sıcaklığı ve iyonizasyonu için yeterli olduğu görülmektedir. Evrimleşen süpernova kalıntısı için, Gum bulutsusunun gözlemleri ve Chevalier in modeli karşılaştırılması, 0.25 cm 3 ortam yoğunluğunda 5 x erg enerji ile üretilmiş ve şu an ζ Pup ve γ 2 Vel den gelen kızılötesi ışınım tarafından iyonlaştırılan ve ısıtılan Gum bulutsusunun 10 6 yıl yaşında genişleyen gaz kabuğu olabileceğini göstermektedir. ζ Pup dan gelen yıldız rüzgarı bulutsu için önemli bir enerji kaynağı olabileceği düşünülmüştür (Reynolds, 1976b). Huppler ve ark. (1975) tarihlerinde Kohoutek kuyruklu yıldızını çevreleyen gaz bulutunda optik ışınım çizgileri Kitt Peak Ulusal Gözlemevin de bulunan çift etalonlu Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak gözlemlemişlerdir. Tayfölçerin ayırma gücü civarında ve hız çözünürlüğü 7.5 km.s -1 dir. Bu çözünürlükle kuyruklu yıldız dünya arasındaki göreli hızın sönük kuyruklu yıldıza bağlı Hα λ6563, [OI] λ6300 ve diğer ışınım çizgilerinde ayrıştırmak mümkündür. 14

31 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Kohoutek kuyruklu yıldızının Perihelion 1 civarında 2 aylık süre boyunca Hα, H 2 O + ve [OI] ışınım çizgileri gözlemleri yapılmıştır. Hα çizgi profillerinin ve çizgi yoğunluklarının analizi, hidrojen atomlarının hızının 7.8 ± 0.2 km.s 1 ve hidrojen atomu üretim oranı güneş-kuyruklu yıldız arasındaki uzaklık 1 AB (Astronomik Birim) ve 0.4 AB olduğunda sırasıyla 0.4 x s 1 ve 1.4 x s 1 olmaktadır. Hα taramalarından H 2 O + nın ayrılmasıyla, H 2 O + iyonları yıldızın kuyruğuna doğru 20 km.s 1 ile 40 km.s 1 hızlarla hareket ettiği bulunmuştur. Kuyruklu yıldızla ilgili Hα kuyruklu yıldızdaki hidrojen ile güneşin Lβ ışınımının etkileşmesi ile oluşan flüoresans ışınımı tarafından üretilmiştir. Sonuç olarak kuyruklu yıldızların yer merkezli Fabry-Perot gözlemleri özellikle diğer gözlem teknikleriyle yakın koordinasyon ile kullanıldığında kuyruklu yıldızların çalışılması için güçlü bir alet olduğu hissedilmektedir (Huppler ve ark., 1975). Yıldızlararası ortamın fiziksel durumunu ve gazın iyonlaşma ve ısınma mekanizmalarını araştırmak için gaz tarafından yayınlanan sönük optik ışınım çizgilerini çalışmak bir yöntemdir. Sönük, yayılı galaktik Hα ışınımı üreten gazın fiziksel durumunu araştırmak için Hα, [NII] λ6584, [NI] λ5201 ve [OIII] λ5007 dalga boylarında l = o, b = -0.6 o civarında, 150 mm çapında çift etalonlu, Fabry-Perot tayfölçeri kullanılmıştır. Hα ve [NII] çizgi genişliklerinin ve [NI]/[NII] ve [OIII]/Hα yoğunluk oranları, 9600 ± 2000 K sıcaklığındaki azotun iyonlaşma oranı n(n + )/ n (N o ) > 6 ve yayılan gazdaki OIII ün düşük bolluğu analiz edilmiştir. Bu sonuçlar iyonizasyonun birinci kaynağının kızılötesi (14 60 ev) olduğunu önermektedir. Eğer ışınımın kaynağı O ve B tipi genç yıldızlar ise, o zaman ışığın optik yolu boyunca çok geniş bölgelere (100 pc den uzak) ulaşabileceği gösterilmiştir (Reynolds ve ark, 1976). Gautier ve arkadaşları tarafından (1976) Moleküler hidrojenin ışınım çizgi gözlemleri μm dalga boyu bölgesinde bir fourier dönüşümü aleti kullanılarak yapılmıştır. Orion Bulutsusunun H 2 nin μm 1 0 S(1) ışınım çizgisi gözlemleri 11 km.s 1 hız çözünürlüklü Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak yapılmıştır. Çizginin merkezi Yerel Durağan Standart a (Local Standart of Rest: 1 Kuyruklu yıldızın güneşe en yakın noktadaki konumu 15

32 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER LSR) göre ± 1.5 km.s 1 ve yarı genişliği (FWHM) 12.9 ± 4.1 km.s 1 olarak bulunmuştur. Bu ölçümler H 2 ışınımının kaynağı için farklı modellerde önemli zorluklar getirmiştir. Bu çalışmada; ışıma yapan bölgenin yakınındaki bir bölgede ışınım çizgilerinin merkezini ve hızını belirlemek ve değişik modellerdeki H 2 ışınımına açıklanmasındaki öngörülerde karışıklıkları toparlamak amaçlanmıştır (Odgen ve ark., 1978). Pek çok optik ve 21 cm ilmek şeklindeki yapıları içeren, Orion ve Eridanus bölgesine ( l = 185 o ile 215 o ve b = -12 o ile -50 o ) sınırlandırılmış yayılı Hα ve [NII]λ6584 ışınım çizgilerinin hız bileşenleri çalışılmıştır. Bu bölgede optik ışınım yapan gazın çoğunu içeren gözlemler, 15 ve 23 km.s 1 aralığında genişleme hızı ve erg seviyesinde ki genişleme enerjisi olan yaklaşık 280 pc çapında genişleyen bir kabukla çevrelenmiştir. Yayınan gazın sıcaklık, iyonlaşma durumu ve Hα akısı, iyonlaşma kaynağı kabuğun doğu kısmında bulunduğu I Ori bölgesinde bulunan OB yıldızlarından gelen kızılötesi ışımasını ( hν > 13.6 ev ) göstermektedir. Bu iyonlaşmış gaz genişlemenin bir bölümüyle uzaysal ve kinematik olarak birleşmiştir. Heile nin 21 cm araştırma haritasında bulunan atomik hidrojen gazı, atomik madde ve iyonlaşmış madde aynı yapının her iki tarafında da bulunduğunu göstermektedir. Eğer bu kabuk süpernova kaynaklı ise, şu anki genişleme hızını ve genişliğini karşılayabilmek için gerekli olan erg lik toplam enerji ile 2 x 10 8 yıl önce bir dizi patlama veya çok enerjik patlama gerekmektedir. Bir süpernova kaynağı, yayılı X-ışını ile gözlenir ve I Ori kaynaklı olduğu görülen OB yıldızları ile desteklenir. Yıldız rüzgârları bu bölge için önemli enerji kaynağı olabilir. Orion-Eridanus bölgesinden seçilen bölgelerinde 15 cm Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak Hα, [NII] λ6584, [OI] λ6300 ve [OIII] λ5007 ışınım çizgi ölçümleri yapılmıştır. Bu gözlemler geniş ölçekte uzaysal dağılım, kinematik, sıcaklık ve iyonlaşma kaynakları ile ilgili bilgiler sağlamıştır. Sonuç olarak, daha önce araştırılmamış olan bu değişik yapılar arasında mümkün bir ilişki kurmaktır (Reynolds ve Odgen, 1978). Galaktik Hα artalan ışınımı tüm galaktik düzleme yayılmış ve klasik HII bölgelerindeki ışınımdan kez daha sönüktür. Bu ışınımın düşük açısal çözünürlüklü (5 o 10 o ) araştırılması, yakın galaktik sarmal yapılar ve Gould s kuşağı ile hem uzaysal hem de kinematik olarak doğrulanan geniş ölçekli yapılarda 16

33 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER gösterilmiştir. Daha küçük ölçekte morfolojinin araştırılması için yüksek çözünürlüklü ( 1 o ) araştırmaya ihtiyaç duyulmuştur. l = 144 o, b = -21 o merkezli 10 o x 12 o genişliğindeki bir bölgenin 1 o x 1.2 o lik Hα taramalarından yayılı galaktik Hα ışınımının haritaları çıkarılmıştır. Bu haritalar galaktik Hα parlaklık dağılımını LSR a göre -76 km.s 1 ve +8 km.s 1 arasında 7 adet dar (12 km.s 1 ) açısal hızlara sahip çizgi için 1-2 cm -6 pc hassas ışınım ölçüsü (Emission Measure: EM) gösterilmiştir. Gözlemler (> 10 o ) büyük yerdeki 1 o den küçük bazı ışınım kaynaklarının ve galaktik düzlemin altında genişliği bazı durumlarda ~ 1 kpc olan geniş yayılı ışınımı göstermektedir. Bu ışınım yapılarının çoğu elektron yoğunluğu 0.2 cm 3 civarında olan bölgeler olarak düşünülebilir. Gözlemler 121 Hα taramasından oluşmuştur. Bu gözlemlerle ışıma yapan bölgelerin şekilleri, elektron yoğunlukları ve genişlikleri hakkında bilgiler elde edilmiştir. Bu çalışma, galaktik düzlemden 1 kpc ya da daha geniş yayılı sönük, Hα artalanını içeren ilk yüksek tayfsal çözünürlüklü resimlerini içermektedir (Reynolds, 1979). North Polar Spur (NPS) farklı kabuklardan oluşmaktadır. Dış kısmında HI kabuğu (HI NPS) ve iç kısmında iyonize gazı içeren radyo süreklilik kabuğu (RC NPS) bulunmaktadır. RC NPS nin içinde yayılı X-Işını bölgesi bulunmuştur. HI NPS nin içinde Hα çizgi parlaklığında üst limit ile bağlı olan, radyo sürekli ışınımının Faraday depolarizasyon değerlerinden manyetik alanın B (Par) 1.2 μ gauss ve elektron yoğunluğu n(e) 0.4 cm 3 olarak bulunmuştur. Bu sonuçlar uzun zaman önce küresel olarak şok oluşmuş ve artık genişlemeyen bir bölge ile aynı özellikleri göstermiştir. RC NPS içindeki gazın iyonlaşması NPS içindeki sıcak yıldızlara tarafından üretilmiş veya X-ışını ışınımından kaynaklanıyor olabilir. İyonize gaz rölâtivistlik elektronlar Alfvén dalgaları ile sınırlandırılırlar, fakat atomik gaz etkilenmez. Bu model RC NPS ilgili yapıların çoğunu açıklar. Tam ilmeğin sadece bir bölümünden oluşan ve bu bölüm HI NPS ye çok yakındır. Bu resim süpernova kalıntılarında olduğu gibi diğer radyo ışınım kaynaklarının kabukları için oldukça karmaşıktır (Heiles ve ark., 1980). 10 o den büyük galaktik enlemlerin ve z uzaklığı 60 pc ile 1000 pc arasında olan 13 tane O tipi yıldız doğrultusunda Hα ve [NII]λ6584 ölçümleri yapılmıştır. Oluşan HII bölgelerinin ışınım ölçüleri (EM) 500 cm 6 pc den 2 cm 6 pc e kadar ve 17

34 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER çapı 20 pc ten 200 pc genişliğine kadar olan uzaklıklarda ölçülmüştür. Bu bölgede rms (Root Mean Square: Ortalama Kare Kök) elektron yoğunluğu z < 100 pc için, 3 cm -3 ten z < 600 pc için 0.1 cm 3 ten daha az olan aralıkta değiştiği türetilmiştir (Reynolds ve Odgen, 1981). Scherb (1981) Fabry-Perot tayfölçeri kullanarak gezegenimsi bulutsu NGC7662 ve α Boo ve α Tau standart yıldızların Hα akılarını kullanarak NGC 7000 in karşılaştırmalı olarak parlaklık ayarlamasını yapmıştır. Parlaklık ayarlama kaynağı olarak NGC 7000 in önemli bir kaynak olmamasından ve bu konuda farklı çalışmalar olmasına rağmen parlaklık için net bir çalışmanın olmamamsından dolayı NGC 7000 in Hα parlaklığının yeniden hesaplanması düşünülmüştür. Wisconsin da bulunan Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak 1979 yılının birkaç ay süresi içerisinde NGC 7000 in Hα yüzey parlaklık değeri hesaplanmıştır. Sonuç olarak NGC 7000 nin merkez 49 açı dakikalık bölgesi için ortalama 850±50 R parlaklık değeri bulmuştur. Scherb ün bulduğu diğer sonuçlar ise şu şekilde sıralanabilir. Birincisi Levasseur (1976) NGC 7000 için bulduğu 51 R parlaklık değeri 10 kat küçüktür. Diğer sonuç ise Ishida ve Kawajirinin (1968) NGC 7000 in Hα yüzey parlaklığı için 1300±200 R değeri 1.5±0.2 kat daha parlaktır. Bunlardan başka asıl olarak Scherb (1981) çalışmasında Kohoutek kuyruklu yıldızındaki hidrojen üretim oranları ile ilgilenmiştir. b = 0 o da l = 0 o ile l = 240 o arasında 2 o aralıklarla, galaktik boylamda Hα ışınım çizgi profilleri belirlenmiştir. Galaktik Hα ışınımı parlaklıkları l = 44 o ve l = 154 o de 7.5 x 10 7 erg cm 2 s 1 sr 1 ve 86 o de 1.2 x 10 4 erg cm 2 s 1 sr 1 değişen aralıklarında hemen her bölgede algılanmıştır. Galaktik ekvator boyunca parlaklıktaki değişimler elektron yoğunluğunun 1 3 cm 3 olduğu çoğu sönük ışınım bölgelerini açığa çıkarmıştır. Sarmal kollarda, ışınım yapan bileşenin açısal hızı yayılı artalanı ve daha yoğun ışıma bölgesi ile ilgilenilmiştir. Bu veriler fotoğrafik ve radyo araştırmalarıyla tamamlanıştır (Reynolds, 1983). Wisconsin 15-cm Fabry-Perot tayfölçeri ile yüksek galaktik enlemde B tipi α Vir yıldızının etrafında 32 o çapında, 29 Hα taraması yapılmıştır. Taramalar 14 o x 18 o genişliğinde 8 cm 6 pc yayınım ölçüsüne sahip, 0.6 cm 3 gaz yoğunluğuna ve açısal yerel durağan standart a göre hızı -6 ± 1 km.s 1 olan HII bölgesi gözlenmiştir. HII 18

35 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER bölgesinde toplam hidrojenin iyonlaşma oranı 1.9 ± 0.6 x s 1 olarak tahmin edilmiştir (Reynolds, 1985). Yüksek galaktik enlemlerdeki galaktik Hα artalan parlaklığı güneşten 2 3 kpc uzaklık içerisindeki bölge için galaktik diskin ortalama hidrojen yeniden üretim oranı 4 x 10 6 s 1 per cm 2 olduğunu göstermektedir. Bu oran yayılı yıldızlararası ortam için mümkün olan iyonizasyon kaynaklarında önemli bir karışıklık yaratmaktadır. Örneğin B tipi yıldızlar 1 x 10 6 foton s 1 cm 2 Lyman continuum akısı (F LC ) üretmektedir. Bunlar birincil iyonlaşma kaynakları olarak önerilemezler. O tipi yıldızlar ve gezegenimsi bulutsu çekirdekleri Lyman continuum akısıyla bilinen iyonizasyon ışınımı kaynakları hidrojen yeniden üretim oranına eşit veya büyüktür. HII bölgelerinin dışındaki parlak yıldızlararası gazın iyonizasyonu için yıldızlararası ortamın çoğu farklı gözlemleri kanıttır. Bu gözlemler atarca (Pulsar) dağılım ölçümleri (DM), düşük frekanslı galaktik radyo ışınımının serbest serbest soğurması, kızılötesi soğurma çizgileri ve sönük optik yıldızlararası ışınım çizgilerini içermektedir. Hemen hemen tamamı iyonlaşmış, sıcak (10 4 K ), geniş bir bölgede yayılmış optik ışınım çizgileri güçlü kanıtlar sunmaktadır. Galaktik Hα ışınımı gözlemlerinde analizler için Madison yakınlarında bulunan geniş açıklıklı Wisconsin Fabry-Perot tayfölçeri kullanılmıştır (Reynolds, 1984a). Sönük galaktik Hα artalan haritasında keşfedilen uzun, dar ışınım yapılarının ek gözlemleri yapılmıştır. Bu yaklaşık 0.8 o genişliğinde l = 138 o, b = -24 o ile l = 143 o, b = -12 o aralığında görünen 15 o uzunluğunda Hα ışınımın sürekli bir yapısıdır. Görünür ışınım ölçüsü (EM) 2.6 cm 6 pc ve LSR a göre açısal hızı -65 km.s -1 dir. Bu yapı için ölçümler [SII] λ6716 ve [NII] λ6583 çizgi profilleri ve parlaklıklarından oluşan ve [OI] λ6300 ve [OIII] λ5007 ün parlaklıklarında üst limitlerini içermektedir. Sonuçlar düşük yoğunluklu ( ~ 0.3 cm 3 ) çevreyi saran ortam boyunca orta hızlarda (50 90 km.s 1 ) şok üreten modeller tarafından tahmin edilen parlaklıklarından oluşmaktadır. Bu çalışmada geniş açıklıklı (15 cm) tayfsal çözümleme gücüne sahip Fabry-Perot tayfölçeri ve 49' görüş açısıyla l = 144 o, b = -21 o merkezli 10 o x 12 o genişliğindeki bölgenin sönük galaktik Hα artalan ışınımın hız yapısının ve yapısının araştırılması için kullanılmıştır. Bu yapı için mümkün olan iyonlaşma kaynakları HD (O8 V) den kaynaklanan Lyman-continuum ışıması ve şok 19

36 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER enerjisidir. Eğer yapı silindirik ve HD yakınında ( 2100 pc uzaklığında) yer alıyorsa, yıldızda yayınlanan Lyman-continuum fotonları ( 6 x foton s 1 ) bu bölgeyi iyonlaştırmış olmalıdır. Belki de bu yapı eski bir süpernova kabuğunun kalıntısıdır (Odgen ve Reynolds, 1984). S216 nın Hα, [NII]λ6583, [SII]λ6716, [OIII]λ5007 ve Hβ ışınımları Wisconsin Üniversitesinde bulunan geniş açıklıklı Fabry-Perot tayfölçeri ile yüksek tayfsal çözünürlüklü taramalar belirlenmiştir. Bu gözlemlerde ortalama bulutsu genişleme hızı < 4 km.s 1 ve gaz sıcaklığı 9400 ± 1100 K olarak bulunmuştur. Tipik gezegenimsi bulutsular ya da süpernova kalıntıları ile üretilmiş dar çizgi genişlikleri ve geniş hava burgacı gözlemlenmiştir. Buna ek olarak S216 nın O veya B yıldızının HII bölgesi, bulutsu içinde erken tip (m v + 8 ) parlak bir yıldızın yokluğu ve Hα ya göre güçlü [NII] ve [SII] çizgi parlaklıkları tarafından açıklanmıştır. Var olan veriler sıra dışı yavaş genişleme hızına sahip oldukça yaşlı gezegenimsi bulutsu olduğunu söylemektedir. Bu açıklamalarla S216 nın 80 pc genişliğinde, 1.1 pc çapında ve merkezinde H-R diyagramının beyaz cüce bölgesinde bulunan +12 görünür parlaklığına sahip bir yıldız olduğunu tahmin edilmektedir. Yıldız artık yıldızlararası ortamın bulutsunun yavaşlatması nedeniyle merkezde değildir (Reynolds, 1984b). Halley kuyruklu yıldızının gözlemleri Kitt Peak gözlemevinde bulunan McMath güneş teleskopu ile birlikte geniş açıklıklı çift etalonlu Fabry-Perot tayfölçeri ile yapılmıştır. Mayıs 1986 ve Kasım 1985 arasında H 2 O +, Hα, [OI] 6300 ve NH 2 ışınım çizgilerinde kuyruklu yıldızın yaklaşık 900 adet taraması yapılmıştır. Bu çalışmada aynı zamanda tayfölçerin parlaklık ayarlaması ile birlikte aletin özellikleri, örnek veriler ve ön sonuçların kısa bir özeti verilmiştir (Scherb ve ark., 1985). Bulutsu ışınım çizgisi [SII] λ6716 geleneksel HII bölgelerinde gözlemlenen, ışınım parlaklığı Hα ya göre 4 kat sönük olduğu gözlemlenmiştir. HII bölgelerinden oldukça farklı olan bu sonuç sönük artalanın ışınım çizgi spektrumu için ilk güçlü kanıttır. HII bölgelerinden yayılan ışık, artalan ışınımı ve bu artalanın üretimi geleneksel HII bölgelerindeki şartlardan farklı iyonlaşma/uyarılma şartları için baskın kaynak değildir. Hα ve [SII] çizgi genişliklerinin analizi yayınan gazın K sıcaklık değerine sahip ve ilgili ışınım bölgelerinin 30 km.s 1 gibi rastgele 20

37 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER hızlara sahip olduğunu göstermektedir. Yasak çizgilerin galaktik artalandaki gözlemleri gazın fiziksel durumu ile ilgili bilgiler sağlamaktadır. Taramalar Madison yakınlarındaki geniş açıklıklı Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak [SII] λ6716 ve Hα da 21 doğrultuda yapılmıştır (Reynolds, 1985). Schneider ve arkadaşlarının (1983) keşfettiği gökadalar arası geniş HI bulutundan yüksek duyarlı Hα ışınımı araştırması yapılmıştır. Bulutun Hα yüzey parlaklığı için üst limit 1.7 x 10 7 erg cm 2 s 1 sr 1 (0.7 R) buna bağlı olarak ta < 2 cm 6 pc yayınım ölçüsü bulunmuştur. Veriler Hα ışınım parlaklığının 7 x 10 8 erg cm 2 s 1 sr 1 civarında olduğunu göstermektedir. Bu parlaklık, burada f buluttaki iyonize gazın dolum kesri olmak üzere elektron yoğunluğunun n e 6 x 10 3 f -1/2 ve toplam iyonlaşmış hidrojen kütlesinin M HII 6 x 10 9 f 1/ 2 M Θ 2 olduğunun göstermektedir. Bu parlaklık, muhtemel iyonlaşma kaynakları için önemli bir karışıklık çıkarabilecek buluttaki ortalama hidrojen iyonlaşma oranının 6 x 10 5 s 1 cm 2 olduğunu göstermektedir (Reynolds ve ark., 1986). Palomar gökyüzü araştırmalarında ışınım bulutsusuna görünür olmayan (EM 60 cm 6 pc ), 9 adet yüksek sıcaklıklı, düşük kütleli yıldız civarında Hα ışınımı yüksek hassasiyetle araştırılmıştır. Gözlemler, 1 cm 6 pc yayınım ölçüsüne sahip, çapı pc ve rms elektron yoğunluğu cm 3 olan yıldızlardan birinin; 15. kadirden PG , 1.6 o çapında HII bölgesi ile çevrili olduğu bulundu. Wesemael, Gren ve Liebert (1985) kızılötesi enerji dağılımı ve tayfsal özelliklerinden bulduğu Hα akısından, yıldızın etkin sıcaklığının PG için Zanstra sıcaklığının K arasında olduğunu göstermiştir. Işınım yapan bölgenin sıra dışı olarak evrimleşmiş gezegenimsi bulutsu mu veya iyonlaşmış yıldızlararası gazdan mı olduğu açık değildir. Diğer yıldızlar için, çevreleyen gazın düşük yoğunluklu ( cm 3 ) hiç bir Hα yoğunluğu bulunamamıştır (Reynolds, 1986a). Bertaux ve arkadaşları (1985) gezegenler arası UV ve EUV gözlemlerinin önerdiği yerel yıldızlararası hidrojenin bir kısmı ( n HII / n H 3 ) iyonlaşmış, çok yakın yıldızlararası gaz için türetilen atomik hidrojenin atomik helyum 2 M Θ :1 Güneş kütlesinin kısaltması 21

38 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER yoğunluklarına ( n HI 0.05 cm 3, n HeI 0.02 cm 3 ) düşük oranına dikkat çekmiştir. Sabit durumda, artalan tarafından üretilen yayılı X-ışını veya kozmik ışınlar tarafından üretilenden daha çok bu iyonlaşma oranının ~ s 1 H atomu 1 i göstermektedir. Güneş yakınlarındaki B tipi yıldızlarda ve sıcak beyaz cüce olarak bilinen yıldızlardan gelen foton akıları, böyle yüksek iyonlaşma oranı için bu kaynaklarla uyumlu olmadığı açığa çıkmıştır. (Reynolds, 1986b). Wisconsin geniş-açıklıklı Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak 6 tane yüksek hızlı bulutun Hα tayfları alınmıştır. Bulutlarda algılama limiti olan R a kadar hiç Hα algılanamamıştır. Bunun anlamı cm 2 pc den daha küçük yayınım ölçüsüne sahip olmalarıdır. Bulutlar düşük yoğunluk n < (3 9) x 10 2 cm 3 veya yüksek sıcaklık T > 10 4 K veya her ikisinin de birden bulunduğu ortamda görülmüştür. Gözlemler buluttan beklenen galaktik hale için Bregman ve Harrington tarafından tahmin edilen iyonlaşma akısından ( ) x 10 6 foton cm 2 s 1 küçük olduğunu göstermektedir (Reynolds, 1987). Shestakova ve arkadaşları (1987) ζ Oph, α Vir, α Cam, λ Ori ve HD OB tipi yıldızları etrafında hassasiyeti 0.2 R olan Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak %20 hata ile Hβ ışınım yoğunluğu ölçülmüştür. ζ Oph ve α Vir iyonlaşma bölgesi yaklaşık olarak 15 0 çapındadır. ζ Oph yıldızının HII bölgesi eş parlaklık eğrisi güneybatı kısmında kapalı değildir. Bu kısım II Sco nın HII bölgesine kadar uzanır. İyonlaşan yıldızın çalışılan parametreleri, her iki HII bölgesi için ortalama elektron yoğunluğu ( n e ) bulunmuştur. Ölçülmüş Strömgen kürelerinin çapları, eğer ζ Oph ve α Vir in sırasıyla O9.0 V, BO.7 IV ise Lyman-continuum akıları (F LC ) tayfsal sınıfları uyum içerisindedir. Diğer üç yıldız için teorik iyonlaşma bölgesinin çapları belirlenmiştir (Shestakova ve ark., 1987). Wisconsin geniş açıklıklı Fabry-Perot tayfölçeri, [SII] λ6716/hα yoğunluk oranı oldukça sönük (yayınım ölçüsü 5 cm 6 pc den az), geniş (çapı~260 pc kadar büyük) O ve B tipi yıldızların etrafındaki HII bölgeleri, bu tür bölgelerin yıldızlararası ışınım çizgisinin artalan için kaynağı olup olmadığını araştırmak için kullanılmıştır. Parlak bölgelerden daha fazla [SII]/Hα parlaklık oranına sahip oldukça seyrek iyonlaşan ışınım HII bölgeleri bulunmuştur. Bununla birlikte [SII]/Hα oranı seyrek HII bölgelerinde, yıldızlararası ortamın ışınım çizgisinde bulunan oran kadar 22

39 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER yüksek değildir. Eğer yıldızlararası artalan HII bölgesini iyonlaştırıyorsa, yayınım ölçüsü EM < 1 cm 6 pc olur ve Lyman continuum akısı F LC < 6 x 10 5 foton cm 2 s 1 ile iyonlaşır. Yayılı yıldızlararası ortamda sıcak iyonize gazın doğası ve kökeni üzerinde önemli bir karışıklık çıkmaktadır (Reynolds, 1988a). Wisconsin Fabry-Perot Tayfölçeri kullanılarak gökyüzünün ξ Per ( l = 160 o, b = - 13 o ) ile bu kaynağın 24 o batısı ( l = 138 o, b = - 24 o ) bölgelerinde Hα ışınımı araştırılmıştır. O7 nin sönük halesi içinde 13 o (90 pc) genişliğinde sönük HII bölgesi bulunmuştur. HII halesinin Hα yüzey parlaklığı yaklaşık olarak 1.5 x 10 6 erg cm 2 s 1 sr 1 (6R) olmaktadır. Buna bağlı yayınım ölçüsü 27 cm 6 pc ve rms elektron yoğunluğu 0.5 cm 3 olarak bulunmuştur. İyonlaşmış gazın uzaysal ve kinematik olarak HI kabuğunun dış kısmında bulunan Perseus OB2 ile bağlantılı olduğu görülmüştür (Reynolds, 1988b). Yüksek hassasiyetli Fabry-Perot taramaları sönük bir yıldızlararası ışınım çizgi örnekleri yönündeki [OI] λ6300/hα çizgi parlaklık oranı için üst limit 2 x 10 2 olarak belirlenmiştir. Bu limit [SII]λ6716/Hα parlaklık oranı ile birleştirildiğinde yıldızlararası ortamın sıcak iyonize bileşeninin hidrojen iyonlaşma oranı n(h + )/n(h o ) > 2 ve elektron sıcaklığının T > 5400 K olduğunu gösterir. Eğer yıldızlararası gaz için sıcaklık 8000 K kadar yüksek sıcaklık değer seçilirse, McKee ve Ostriker modelinde sıcak iyonize gaz için tahmin edilen hidrojen iyonizasyonu derecesi n(h + )/ n(h o ) > 15 değeri tutarsız olacaktır. Atarca dağılımı ölçümü(pulsar Dispersion Measure) ve sönük yıldızlararası Hα artalanından sorumlu yayılı iyonize gaz, güneş çevrimi yakınlarında atomik hidrojenin toplam sütun yoğunluğun yaklaşık bir çeyreği olarak hesaplanır. Bununla birlikte bu gazın fiziksel özellikleri ve kökeni iyi anlaşılmış değildir. McKee ve Ostriker in (1978) modelindeki yıldızlararası ortamda HI bulutlarında parçalı iyonlaşmış (H + / H 0.7 ) kabuğu çevrelemiş (8000K) sıcak gaz ve birincil olarak parlak yıldızlardan ve süpernova kalıntılarından kaynaklanan ışınımla iyonlaşmıştır. Bu tür iyonlaşmış sıcak bölgelerdeki ışınımı incelemek için Wisconsin 15 cm çift etalon lu Fabry-Perot tayfölçeri kullanılmıştır. Bu ışınım çizgileri gözlemlerinde McKee ve Ostriker modelinden farklı olarak elektron sıcaklığı K civarında bulunmuştur (Reynolds, 1989a). 23

40 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Galaktik düzlemden uzak olan küresel kümelerdeki milisaniye boyutlarındaki atarcaların keşifleri ile ilk kez galaktik diskteki yayılı iyonize gazın sütun yoğunluğu ve toplam genişliğinin ölçümleri yapılmıştır. z -3.3 kpc yüksekliğindeki 47 Tuc ve z -4.3 kpc yüksekliğindeki M15 küresel kümelerindeki atarcaların yayılım ölçümleri, galaktik yarı düzlem ile kümeler arasındaki sütun yoğunlunun ( ) x cm 2 olduğunu göstermiştir. Galaktik düzlemdeki atarcaların yayılım ölçüsüyle birleştirildiğinde, bu sonuç serbest elektron yüksekliğinin H e 1500 pc olduğunu gösterir. Güneş çevrimi yakınlarındaki yıldızlararası atomik hidrojenin toplam sütun yoğunluğunun bir çeyreği civarında yayılı H + ile karşılaşılır ve z > 1000 pc de yıldızlararası gazın baskın durumu görünür (Reynolds, 1989b). İyi bilinen çizgiler için serbest elektronların sütun yoğunluğu PSR ( l = 229 o, b = +44 o ; d = 127 ± 13 pc; N + H = 9.2 x cm 2 ) ve PSR ( 197 o, + 32 o ; 357 ± 80 pc; 6.0 x cm 2 ) B yıldızları veya bilinen sıcak beyaz cüce yıldızlarının yakınlarında HII bölgesi ile karşılaşılamamıştır. En yakın O yıldızının Lyman continuum parlaklığı buradan yaklaşık pc uzaklıktan iyonlaştırabilecek güce sahiptir. Lyman continuum fotonlarının yıldızlararası ortam tarafından soğurulması için gerekli olan ortalama serbest yol çok uzundur. Böylece genellikle gösterilen yıldızlararası HI için farklı bir morfolojisiyle, günümüzde kabul edilen değerlerden birkaç kat daha büyük ya da erken tip B veya sıcak beyaz cüce yıldızları veya ek olarak galaktik diskte henüz tanımlanmamış iyonlaşma kaynağı gibi görünmektedir (Reynolds, 1989c). Mauna Kea gözlemevinde, yakın ve parlak galaksilerin Hawaii Üniversitesi nin 2.2 m ve Kanada-Fransa-Hawaii 3.6 m teleskopları Fabry-Perot sistemi ile birlikte kullanılarak optik çalışmalar yapılmıştır. Bu aletler verilen bir görüş alanında yüksek kinematik çözünürlük sunmaktadır. Geniş serbest tayf genişliği ( ~ 100 Å ), yüksek incelikli etalonlar (60) ve görüntü düzlemi algılayıcı olarak CCD kullanılmıştır. CCD ler foton toplamalı algılayıcılara göre iki boyutlu tayf ve kinematik çalışmalar için daha avantajlı olduğu gösterilmiştir. Bu çalışmaya benzer olarak yapılan görüntüleme Fabry-Perot tayfölçeri çalışmaları aşağıda Tablo 2.1 de özetlenmiştir. Bu çalışmalardan bazıları bu bölümde bahsedilmiştir (Bland ve Tully, 1989). 24

41 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Tablo 2.1. Fabry -Perot tayfölçeri çalışmalarının özeti (Bland ve Tully, 1989). Grup/Alet Çalışma Λ Tarama Algılayıcı Referans Marseille Galaktik Görünür Açı Fotoğrafik Courtes, 1960 Maryland Galaktik Görünür Basınç Görüntüleme Tully, 1974 Tüpü Texas Galaktik Görünür Açı Görüntüleme Tüpü De Vaucouleurs ve Pence, 1980 TAURUS Galaktik nm Boşluk Foton Taylor ve Toplayıcı Atherton, 1980 SPIFI Gezegenimsi nm Boşluk/Basınç CCD Smith, 1981 PEPSIOS Gezegenimsi nm Basınç CCD Roesler ve Ark., 1982 CIGALE Galaktik Görünür Boşluk Foton Boulesteix ve Toplayıcı Ark., 1983 Rutgers Galaktik Görünür Basınç/Boşluk CCD Williams, Caldwell ve Schommer, 1984 HIFI Galaktik nm Boşluk CCD UKIRT Galaktik 1 5 µm Boşluk IRCAM Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak Galaktik HII bölgesi kataloglarından 284 nesnenin Hα ışınımlarının çizgi genişlikleri ve açısal hızları belirlenmiştir. Bu objelerden bazıları süpernova kalıntısı veya gezegenimsi bulutsudur. Bu örneklerin geri kalanları kuzey yarıkürede optik olarak görülmektedir. Yapılan bu çalışmada CO gözlemleri ve Hα gözlemleri karşılaştırılmıştır. Ortalama açısal hız farkı V CO -V Hα 0.50±0.48 km.s 1 ve dağılım (1σ) 6.44 km.s 1 olarak bulunmuştur. Bu değerlerin karşılaştırılması oldukça basit kinematik ve HII bölge modelleri durumunda tartışılmıştır. Örneklerde Hα toplam parlaklık tahmin edilmiş ve galaktik HII bölgesi yoğunluk fonksiyonu diğer galaksiler için bulunan yoğunluk fonksiyonu için karşılaştırılmıştır. HII bölgelerindeki Hα ışınım çizgilerinin gözlemleri birçok çalışma için önemli bilgiler sağlamaktadır. HII bölgelerinin kinematiği ve yapıları 25

42 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Hα gözlemleri ile haritalanabilmektedir. HII bölgelerini çevreleyen moleküler bulutların etkileşimleri Hα gözlemlerinde görülebilmektedir (Fich ve ark., 1990). Gökadamızın yıldızlararası ortamının temel bileşenlerinden biri olan düşük yoğunluklu ( ~ 10 1 cm 3 ), sıcak ( ~10 4 K ) iyonize gaz olmasına rağmen ve ısınma ve iyonlaşma kaynaklarının diğerleri henüz kanıtlanmamıştır. Önerilen kaynaklar O tipi yıldızlardan son zamanlarda tartışılan karanlık maddeye kadar eğer gaz iyonlaşmış ise gözlenen yasak çizgi soğuması iyonlaştıran fotonların enerjilerinde bir alt limit yer almalıdır. Eğer yıldızlararası ortamın yayılı iyonize bileşenin de parçacıklarla fotoelektrik ısısı her H atomu için erg s 1 ise, yayılı HI bölgelerindeki ortalama değer, parçacık ısısına eşittir veya iyonize gazın fotoiyonlaşma ısısını aşar. Bu ısı kaynağı gözlenen yasak çizgi soğumasının dengesinde enerjik iyonlaşma fotonları (hν = 17 ev) için gerekli ısının üstesinden gelebilirdi ve yasak çizgilerinin bazılarının fazla parlaklıklarının bir bölümünden sorumlu olabilir. (Reynolds ve Cox, 1992). Yıldızlararası ortamın iyonlaşmış hidrojen bölgeleri, optik dalga boylarında sönük çizgi ışınımı açığa çıkarılmıştır. Potansiyel olarak radyo, kızılötesi ve hatta γ- ışını dalga boylarında artalan gözlemleri yapılmıştır. Optik çizgilerdeki parlaklıklardan yüksek galaktik enlemlerde [NII] 122 μm ve 205 μm, [CII] 158 μm ve [ArII] 7.0 μm kızılötesi çizgilerde ve hidrojen iki foton ve serbest-serbest sürekli, sırasıyla uzak kızılötesi ve milimetre dalgaboylarında parlaklık tahmin etmek mümkündür. Optik gözlemlerin tahmini, örneğin b enlemindeki ortalama parlaklıklar I (NII 205 μm) csc b erg cm 2 s 1 sr 1, b I (1600 Å da 2γ) 70 csc b foton cm 2 s 1 sr 1 Å 1 ve I (9.5 mm de free-free ) 6.5 csc b μk olarak verilmiştir. Bu ışınımlar, yüksek enlemlerdeki yayılı uzak kızılötesi çizgi ışınımının [NII] tamamı, termal toz ve synchrotron ışınımıyla karşılaştırılabilen serbest-serbest (freefree) parlaklığının uzak kızılötesinin yaklaşık %20 si ve 2.73 K kara cisim ışımasının tepe noktası yakınlarındaki mikrodalganın ~ 10 6 ile 10 5 i ile hesaplanmıştır. Hα artalandaki açısal yapı, yüksek enlemlerdeki ışınım yapılarının bu ortalama değerin 2 katı civarında olduğunu göstermektedir (Reynolds, 1992). Gaz bulutsular ve galaksiler gibi dış astronomik kaynakların hız alanı haritalaması bu tür yapıların fiziksel yapılarını anlaşılması açısından önemlidir. Bu 26

43 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER tür kaynakların incelenmesi için seeing sınırlı Fabry-Perot tayfölçeri yapılmıştır. Performansı, optiği ve algılayıcının aletsel özellikleri tanımlanmıştır. Fabry-Perot tayfölçeri HII bölgeleri, gezegenimsi bulutsular, yıldızları çevreleyen ışınım bulutsuları ve galaksiler gibi dış astrofiziksel kaynakların kinematik bilgilerinin çıkarılması için ilk olarak 1914 yılında Buisson ve ark. tarafından kullanılmıştır. Bu çalışma da yüksek uzaysal çözünürlük (fov 3.9 ve 2.1 açı dakikası) ve yüksek tayfsal çözünürlük kullanılmıştır. Bu sistem kullanılarak birkaç gezegenimsi bulutsu ve HII bölgesi gözlemleri yapılmıştır. Tayfölçer için yüksek vuru gürültü oranı(signal to Noise: S/N, Vuru Gürültü Oranı: V/G) belirlenmiştir. 2 m sınıfı teleskopla yapılan parlak galaksi gözlemlerinde göreceli olarak kısa (2 40 dakika) poz süresi belirlenmiştir (Seema ve ark., 1992). Standart astronomik bulutsu referans alınarak Wisconsin Üniversitesindeki Fabry-Perot tayfölçer kullanılarak atmosferik Balmer α gece değişimi gözlemleri yapılmıştır. Bu ölçümler çift etalonlu, basınç taramalı, 15-cm açıklıklı Fabry-Perot tayfölçeri ile yapılmıştır. Uzun süreli çizgi verileri, egzosferin orta düzleminde güneş çevriminin etkilerini ve durağan veya değişken egzosferin yapısını kontrol imkânını sunmaktadır. Egzosferik Balmer α parlaklık ölçümleri, Anderson ve arkadaşlarının model tahminlerindeki egzosferik referans verileriyle belirgin istatistiksel bir değişim belirlenmemiştir. Bununla birlikte göreli parlaklığın güneşsel eğiklik açısıyla bağlılığı güneş çevriminin değişimini göstermektedir. Başka yorumların mümkün olmasına rağmen, Bu değişim egzosferik hidrojenin parlaklık profilinde ilişkili bir değişim olduğunu önermektedir. Sonuçlar, düşük enlemdeki değişimlerin güneş çevrimi üzerinde ve greenhouse gazlarından kaynaklanan egzosferik hidrojendeki yavaş sıradan artışın test tahminlerini iyi kalibre edilmiş verilerin uzun zamanlı ölçümlerini önermektedir (Nossal ve ark., 1993). Ohio Devlet Üniversitesi Fabry-Perot tayfölçeri (The Ohio State University Imaging Fabry-Perot Spectrometer: IFPS) Å dalga boyu aralığında, iki boyutlu tayf ve kinematik çalışmalar için tasarlanmıştır. 4 etalon ile düşük ve orta çözünürlüklü Å dalga boyu Aralığında λ/δλ=1200 ve Å, Å ve Å aralığında λ/δλ=4500 dalga boylarında çalışmaktadır. Bu çözünürlük çok geniş bir aralıkta galaktik ve galaksiler arası görüntüleme 27

44 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER probleminin üstesinden gelecektir. IFPS etalon kullanmaksızın doğrudan görüntü alabilmektedir. Bu çalışmada tayfölçerin temel tasarımı ve bazı bilimsel sonuçlar sunulmuştur. Işınım ve soğurum tayf ölçümü temel olarak yıldız kompozisyonlarının, galaksilerin ve gaz bulutsuların fiziksel şartlarının çalışılmasında gözlemsel bir tekniktir. Yıldız gibi nokta kaynaklar uzaysal olarak ayrıntılı çalışmaları grating ( Kırınımağı ) ve prizmalar daha uygun aletlerdir. Tayfölçerin açısal çözünürlüğü 1 açı saniyesidir (Pogge ve ark., 1995). Gökyüzünün 10 o x 12 o bölgesinde 1 o açısal çözünürlüğe sahip, yıldızlararası Hα ışınımının hız çözünürlüklü haritası ile 3' çözünürlüklü 1 o x 1 o bölgenin, 21 cm ışınım haritası karşılaştırılmıştır. Sonuçlar Hα nın artalan ışınımının %30 u ve 21 cm ışınımının %10 - %30 u uzaysal ve kinematiksel olarak hem iyonize hem de atomik bulutları içermektedir. Bu Hα ışınımı yapan HI bulutları, hız çözünürlüklü ( 12 km.s -1 ) haritalarda HI sütun yoğunluğu 2 x cm -2 den 2 x cm -2 aralığında ve ışınım ölçüsü 2 cm -6 pc den 10 cm -6 pc aralığında değişen, parlak Hα ve 21 cm ışınımı birkaç derece genişliğinde yoğunlaşmıştır. Hα ölçümleri ışıma yapmayan HI in daha ince Galaktik yarı düzlemden z uzaklıktaki açısal hızları z dağılımları ile z 100 pc ve z 1 kpc aralığında değiştiğini göstermektedir. Yüksek enlemli z de Hα ışınımı yapan HI bulutları bu haritada yaklaşık %40 iyonlaştığı, yoğunluğunu n cm 3 ve ilmik yapıları ve geniş filaman olarak tanımlanmıştır. H o ve H + arasındaki ilişki bu bulutlarda açık değildir. Bununla birlikte var olan veriler atomik ve iyonlaşmış bileşenlerin her biri uzaysal olarak ayrılmıştır. Eğer bulutlar foto iyonize olmuş ise, Hα yüzey parlaklığı yaklaşık z 1 kpc de Lyman continuum akısının 4πj 2 x 10 6 foton cm 2 s 1 olurdu (Reynolds ve ark., 1995). Galaktik diskte ve alt haleye nüfuz eden geniş, düşük yoğunluklu bulutlar arası bileşen içindeki O tipi yıldızların ve galaktik düzlemin iyi tanımlanmış Stromgen küreleri civarında sınırlı olan çoğu yıldızlararası HII, aslında galaktik düzlemden ve O tipi yıldızlardan uzakta yer almış iyonlaşmış hidrojenden oluşan yıldızlararası ortamın geleneksel resmine zıtlık oluşturmaktadır. Bu sıcak iyonize ortamın varlığı uzaysal ve Grote Reber in düşük frekanslarda (2 10 MHz) galaktik synchrotron verilerinde ilk olarak 33 yıl önce Hoyle ve Ellis tarafından (Australian J. 28

45 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Of Phys ) anlaşılmış ve bunlar sonraki atarca dağılımı ölçümleri ve yıldızlararası ortamdan sönük yayılı optik çizgi ışınımının algılanması ile doğrulanmıştır. Güneşten birkaç kpc lik mesafede bulunan iyonize gaz 0.1 cm 3 elektron yoğunluğuna sahip, sıcaklığı 8000 K civarında hemen hemen tamamı iyonlaşmış bölge ile belirlenen ve yaklaşık %20 si veya daha fazla hacmi galaktik düzlemden 2 kpc lik ince katmana dolmuştur. HII nin kütlesi HI in kütlesinin yaklaşık 1/3 ü kadardır ve yıldızlararası ortamın en büyük bileşeni olan bu gaza gerekli enerji bir süpernovanınkine eşittir. Bu ortamı iyonlaştıran iyonizasyon kaynağı ve onun atomik ve sıcak bileşenleri arasındaki ilişki henüz tam olarak bilinmemektedir. Bununla birlikte bu gazın görünüşü, yıldızlararası ortamın kompozisyonuna ve yapısıyla ve iyonlaşma ve temel ısınma mekanizmaları ilgili bilgilerimize karşı çıkmaktadır. Haritalamak için geliştirilmiş gözlem teknikleri ve yayılı iyonize gazı hem kendi gökadamızda ve hem de diğerlerinde çalışmak, gökadaların haleleri ve disklerindeki çalışan yıldızlararası süreçlerin doğası hakkında yeni ipuçları sağlayacaktır (Reynolds, 1996). Rıchard J. Rand Edge-On gökadaların yayılı iyonize gaz (Diffuse Ionised Gas DIG) gözlemlerini gözden geçirmişlerdir. Ayrıntılı görüntüleme ile HII katmanlarının üst kısmı veya Halo su DIG morfolojisinin değişimini göstermiştir. Bazıları tamamen yayılı gaz ve parlak yapılar gösterirken, bazıları sadece bir veya birkaç bölümün gökadanın üst kısmını göstermektedir. DIG katmanının önemi, yıldız oluşum aktivitesinde öne çıkmaktadır. Bazı gökadalarda DIG ile yıldız oluşum aktivitesinin olduğu küçük ölçekli bölgeler görülebilir. DIG haleleri radyo, X ışını ve HI haleleri ile ilişkilidir. Bu gökadalar belirgin DIG katmanlarına sahip olsalar da çoğu belirgin radyo haleleridir. NGC 891 de DIG radyo ışınımında, X ışınımında ve HI arasında belirli bir benzerlik bulunmaktadır ve bu yıldız oluşum aktivitesi ile ilişkilidir. Gazın ısınma ve iyonlaşma kaynaklarının tanımlanması süreci farklı yayınım çizgilerinin görüntülenmesi ve Fabry-Perot gözlemleri ile tayflardan gelmektedir. Teorik tahminlerin karşılaştırılması ile birinci iyonlaşma ve ısınma mekanizmaları olan disk yıldızları tarafından oluşan iyonlaşma için çok fazla kanıt bulunur. Fakat son gözlemler ısınma ve iyonlaşma kaynaklarının bir ek kaynak olması ihtiyacını işaret etmektedir (Rand, 1998). 29

46 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Atmosferik Balmer-α ışınım profilini araştırmak amacıyla geliştirilmiş yüksek çözünürlüklü Fabry-Perot halka toplama tekniği Wisconsin Üniversitesi nin Pine Bluff gözlemevinde kullanılmıştır. Çift etalondan oluşan Fabry-Perot girişim deseni, ışığı çok bantlı olarak algılamamıza olanak sağlayan Photometrics PM612 CCD üzerine görüntülenmiştir. Önceden kullanılan tarama sistemleri ile karşılaştırıldığında, CCD nin yüksek kuantum verimliliği ve çok kanallı algılaması ile poz zamanını 10 kat daha hızlı almamızı sağlamıştır. Böylece oldukça sönük (1-10 R) Balmer-α ışınımın çizgi şekli daha hassas gözlemleri daha kısa sürede belirlenmesini sağlamıştır. Elde edilen veriler bu tekniğin oldukça sönük, yayılı ışınım kaynaklarının çalışılması için kullanımının bilimsel potansiyelini göstermektedir. Burada dönemi arasında çizgi profillerinden belirlenmiş egzosferik gerçek sıcaklık sunulmuştur. Bu veriler Anderson ve arkadaşlarının tahminleri [1987] ve MSIS90 modelleri ile karşılaştırıldığında, bazı olumsuzluklara rağmen uyumlu olduğu görülmüştür. Bu çalışmada atmosferik Balmer-α gözlemleri için halka toplama tayf tekniğinin uygulanması ve bu teknik kullanılarak elde edilen verilerin sonuçları tartışılmıştır (Nossal ve ark., 1998). Galaktik düzlemin geniş alan Hα araştırması Sydney Üniversitesi nin işbirliği ile Stromlo ve Siding Spring Gözlemevi nde başlamıştır. Araştırmanın amaçlarından birisi galaktik düzlemden Hα ve kırmızı sürekli süzgeçleri ile Molonglo gözlemevi Synthesis teleskopundan 843 MHz radyo sürekli verilerinin karşılaştırılmasını sağlamaktır. İkincil amaç ise [OIII] ve [SII] görüntüleri belirlenerek HII bölgelerinin doğası hakkında ek bilgiler sağlamaktır. Üçüncül olarak ilgilenilen bölgelerde B, V ve I ek görüntüler almaktır. Görüntüler 400 mm f/4.5 Nikkor-Q merceği ile 2Kx2K SITe ince CCD nin birleşimi ile alınmıştır. Piksel başına düşen çözünürlük, 12 açı saniyesi ve piksel boyutu 24 µm 7 o x7 o görüş alanı sağlamaktadır. Hα ışınımı yıldızlararası madde veya iyonlaşmış döngüsel maddenin önemli bir izidir. Hα araştırmaları geleneksel olarak Be yıldızlarında, T Tauri yıldızlarında, Mira değişenlerinde, etkileşen değişenlerde ve gezegenimsi bulutsularda kullanılmaktadır. Hα deki ışınım dış galaksilerde yıldız oluşumu izlerinde ve iyonize yıldızlararası ortamın şartları ve dinamiklerinin çalışmalarında kullanılmaktadır. Elde edilen veriler IRAF programı kullanılarak analiz edilmiştir. 30

47 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Geniş alan Hα araştırmasının MOST radyo araştırması ile birleştirilmesi ile önemli bilgiler sağlanacaktır (Buxton ve ark., 1998). Wisconsin Hα Mapper (WHAM) in ilk gözlemleri, MI bulutundaki gözlemlerin çoğu M, A ve C yapılarındaki yüksek hızlı bulutlardaki ışınım çizgisi çalışılmıştır R ile 0.20 R arasında değişen parlaklıklarda üç yapının Hα ışınımının açık gözlemlerinin sonuçları sunulmuştur. Her gözlem doğrultusunda belirgin 21 cm ışınımlı HI gazı bulunan yerde Hα çizgisi üreten iyonlaşmış hidrojen bulunmuştur. Hα nın ve 21 cm ışınımının hızı, biri dışında her durumda doğrulanmış fakat parlaklıklar doğrulanmamıştır. İyonize gazın Hα ışınımı üretimi 21 cm ışınımlı atomik gazı örttüğüne dair kanıtlar bulunmuş fakat çok geniş değildir. Eğer Hα ışınımı HI bulutlarının foto iyonlaşmasından büyük olduğunda, bulutların yerlerindeki Lyman continuum akısı (1.3 ile 4.2) x 10 5 foton cm 2 s 1 aralığında değiştiği anlamına gelmektedir. Diğer taraftan eğer iyonlaşma haledeki ortam ile yüksek hızlı bulutların etkileşmesiyle oluşan şoktan kaynaklanırsa ön şokun yoğunluğu sınırlanabilir. MI bulutundaki [SII] λ6716 çizgisi gözlenmiştir ve buluttaki [SII] λ6716 nın Hα ya oranının değişimi kanıtlanmıştır (Tufte ve ark., 1998). WHAM ile Hα da elde edilen gökyüzü araştırmasının başlangıç veri indirgemeleri boyunca yayılı Hα artalanında oldukça geniş ( ~ 30 o 80 o ) ince yapılar keşfedilmiştir. Bu yapılar yıldızlararası ortamın 21 cm, X-ışını, kızılötesi veya radyo sürekli araştırmalarında açık değil ve iyonlaşma kaynağı veya tanımlanmış bir nedeni yoktur. Bu çalışmada sönük ( I Hα 0.5 R 1.5 R ) iki bölgenin yapılarının araştırılmasının sonuçları verilmiştir. İlk olanı 80 o uzunluğunda, 2 o genişliğinde, l = 225 o de galaktik düzleme dik ve en yüksek enleme +51 o de l = 240 o civarında bu araştırmanın sınırlarından önce l = 270 o, b = +42 o ulaşmaktadır. Bu yapının yatay bölümü b = +10 o ve b = +25 o arasında, FWHM si 27 km.s 1 ve v LSR = -16 km.s 1 hız bileşenine sahiptir. b = +33 o ve b = +48 o arasındaki hızda azalma gözlenmiştir. Sonunda yayınım bileşenin hızı v LSR = -20 km.s 1 yakınlarında sabitlenmiştir. Burada bu yapı l = 225 o civarında galaktik düzlem ile karşılaşır, HII bölgesiyle çevrelenmiş CMa R1/OB1 in direk olarak üzerindedir. İkinci yapı ( ~ 25 o 30 o ) b = +38 o dan +18 o a kadar l = 210 o 240 o arasında bir yay çizer. Bu yapının 31

48 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER açısal hızı sistematik olarak l = 215 o, b = +38 o de 0 km.s 1 ve l = 236 o, b = +28 o de +18 km.s 1 ye kadar artmaktadır. Her iki yapıda uzunluğu boyunca R (EM = 1-3 cm -6 pc) değişen aralığında sabit parlaklığa sahiptir (Haffner ve ark, 1998). Wisconsin Hα haritası kullanılarak galaktik yarı düzlemde ve z -300 pc de yıldızlararası ortamın iyonize bileşeni 3 farklı bölgeden [OI] λ6300 tayfları alınmıştır. Zayıf yıldızlararası [OI] ışınımı [OI] λ6300/hα parlaklık oranları, açısal hız bileşenlerinin 0.01 den 0.04 Aralığında değiştiği üç farklı bölge için algılanmıştır. Sıcak iyonize ortamın foto iyonlaşma modellerine göre bu [OI]/Hα oranları Hα nın çoğu HI bulutların yüzeyindeki HII katmanları veya HI bulutlarında parçalı iyonlaşmadan daha fazlası, bakış açısı doğrultusunda hemen hemen tamamı iyonlaşmış bölgelerden oluşmuştur. Yıldızlararası ortamın en önemli bileşenlerinden biri olmasına rağmen sıcak iyonize hidrojenin iyonlaşma mekanizmaları henüz tam olarak bilinmemektedir. Oldukça sönük [OI] λ6300 ışınım çizgisi gözlemleri ile H + ile H o arasındaki ilişki hakkındaki deneme fikirlerine başlamak mümkün olmuştur. Yıldızlararası [OI] çizgi parlaklığı Hα ya göre, ışıma yapan gazın iyonlaşma durumları hassas araştırılmıştır. Çünkü H + + O o H o + O - büyük yük değişiminin ara kesiti, atomik oksijenin iyonizasyon kesri ile birleşir. Yıldızlararası [OI] in çizgi gözlemleri, [OI] λ6300 atmosfer etkisinden dolayı (yıldızlararası çizgi, atmosferik çizgiden 100 kat daha sönük) oldukça zordur. Yılın belirli dönemlerinde bu çizgi diğerinden ayrıldığından dolayı gözlemler mümkün olmaktadır (Reynolds ve ark., 1998). Dennison ve arkadaşları galaksinin kuzey yarıküresinin(güneybatı Virginia daki Martin Gözlemevinden görülen (δ -15 o ) Samanyolu gökadasının çoğunun ( b 30 o ) ) galaktik Hα ışınımının yüksek çözünürlüklü, yüksek hassasiyete sahip görüntüleme çalışmasını yapmışlardır. Araştırmada, düşük sıcaklığa soğutulmuş CCD ile hızlı (f/1.2) bir merceğin kombinasyonunun, dar-bant filtresiyle birlikte oluşan tayfsal çizgi görüntüleme kamerası (Spectral Line Imaging Camera SLIC) kullanılmıştır. CCD nin kuantum verimliliği 6500 Å da %80 dır. Araştırma görüntülerinde piksel çözünürlüğü 27μm piksel boyutlu ve bununla ilişkili uzaysal çözünürlüğü 1.6 açı dakikasıdır (toplam alanın çapı 10 o ). Hızlı optikler, dar dalga geçişli (1.7 nm) filtre ve kuantum verimliliği yüksek olan, düşük gürültülü CCD ile 32

49 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER açı dakikası mertebesinde Hα ışınımın yüksek parlaklık hassasiyetine sahip olunmuştur. Bu aynı zamanda 1 pc cm 6 nın altındaki yapıların yayınımının ölçülmesinde hassasiyet sağlamıştır. Bazı sönük yapılar galaktik düzlemin 7 o üzerinde yıldız oluşum bölgesi W4 ile bağlı bir süper kabuk ve kaynaklar belki de galaktik loops II ve loops III ile ilişkisi gözlendi. Yapılan bu çalışmada her bölge için iki farklı görüntü elde edilmiştir. Bunlardan birincisi hidrojenin yeniden oluşum çizgisi Hα (6563Å) ve diğeri kükürt ün iyonlaşma çizgileridir [SII] (6717,6731Å). VTSS(Virginia Tech Spectral Surway) verilerinin parlaklık ayarlaması Cahn, Kaler, Stanghellini (1992) çalışmasından seçilen gezegenimsi bulutsuların Hα akıları kullanılarak yapılmıştır. Şu an 107 alan VTSS web sitesinde bulunmaktadır. Sunulan alanlarda hem Hα hem de Hα sürekli görüntüleri bulunmaktadır (Denisson ve ark., 1998). Yüksek galaktik enlemdeki uzak kızılötesi ışınımı ( μm) sıcak iyonize ortamından (WIM) ve sıcak atomik ortamından (Warm, Noutral Medium: WNM) ayrıştırmak için WHAM Hα araştırması ve Leiden/Dwingeloo HI verileri kullanılmıştır. Bu ayrışma gökyüzünün önemli bir bölümünü kaplayan WHAM verileri ile mümkün olmuştur. WIM deki toz ışınımının ilk olarak algılanması (Lagache ve ark. 1999) doğrulanmış ve WIM in toz sıcaklığı ve yayınırlığı WNM dekine çok benzemektedir. Analizler yüksek galaktik enlemdeki uzak kızılötesi toz ışınımının %25 inin HI gazı ile doğrulanmadığını önermektedir. Ayrışma μm aralığında ilk kez iki bağımsız gaz bölgesi kullanılarak evrensel uzak kızılötesi artalanı (CFIRB) açığa çıkarmıştır (Lagache ve ark., 2000). Wisconsin Hα Mapper (WHAM) kullanılarak Gökadanın en geniş bölgesi ( l = 123 o 164 o, b = - 6 o ile -35 o kadar olan bölüm ) olan örnek bölgeler, yakın sarmal kol (Orion) ve daha uzaktaki Perseus kolu civarında [SII] λ6716 ve [NII] λ6583 çizgileri araştırılmıştır. Bu verilerin WHAM ile elde edilen Hα gökyüzü araştırması ile karşılaştırılmasına, gökadadaki sıcak iyonize bölgenin küresel, fiziksel özelliklerinin araştırılması ile başlanmıştır. Diğer gökadalardaki yayılı gazının ışınım çizgilerinin araştırılması Samanyolu gökadasınınkiler ile doğrulanmış ve oldukça sönük ışınım bölgelerine ulaşılmıştır. Yapılan çalışmada Hα nın parlaklığının azalmasına karşın [SII]/Hα ve [NII]/Hα oranlarının arttığı görülmüştür. Daha uzak 33

50 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Perseus kolunun ışınımı galaktik enleme güçlü olarak bağlılığı bu oranlarda artar ve böylece yükseklik z, galaktik düzlemin üzerinde [SII]/[NII] oranı Hα nın parlaklığından göreli olarak bağımsızlaşır. Bu orandaki dağılım fiziksel olarak göze çarpar ve uzaysal olarak doğrulanır. Perseus kolundaki [SII]/[NII] oranı yerel ışınımından %10 ile % 20 oranında düşüktür. Hα parlaklığının geniş dağılımı üzerinde [SII]/[NII] oranı hemen hemen sabittir. z ile [SII]/Hα ve [NII]/Hα oranının artması sıcaklıktaki artmayı yansıtır. Bu geniş bölgedeki gözlemlerin iyonizasyon şartlarını ve sıcaklığı tahmin edilmesine yardımcı olmuştur. WIM sıcaklığının, parlak Hα dan sönük olan bölgelere doğru artan sıcaklıklarda 6000 ile K arasında değiştiği bulunmuştur. Daha önce doğrulanan daha az kesinliği olan elektron gösterge çizelgesi yüksekliği 1.0 ± 0.1 kpc olarak bulunmuştur (Haffner ve ark., 1999). John E. Gaustad ve arkadaşları güney gökyüzünün δ = +15 o ile -90 o arasındaki bölgenin, robotik geniş açılı görüntüleme çalışmasını hidrojenin Hα ışınım çizgisini, (656.3 nm) dalga boyunda bitirmişlerdir ve SHASSA olarak adlandırılan Hα haritası hazırlanmıştır. Southern Hα Sky Survey Atlas (SHASSA) haritasındaki her bir görüntü 13 o lik kare alanda yaklaşık 0.8' lik açısal çözünürlüğe ve 2R (1.2 x erg cm 2 s 1 arcsec 2 pixel 1 ) hassasiyette, buna bağlı olarak 4 cm 6 pc yayınım ölçüsüne (EM) ve serbest-serbest mikrodalga ışınım için yüzey sıcaklığı 30 GHz de 12 μk sıcaklığa sahiptir. Birkaç piksel deki düzenleme ile 0.5 R parlaklığındaki sönük yapılar belirlenebilmektedir. Gözlemler robotik kamera ile Chile deki Cerro Tololo Inter-American gözlemevinden yapılmıştır. Buradaki görüntüler yıldızlararası ortamın yayılı, sıcak, iyonlaşmış bileşenlerinin yapısını göstermektedir. WHAM araştırması aynı şekilde kuzey yarıküre için olsa da daha yüksek çözünürlükte ve daha düşük açısal çözünürlükte çalışılmıştır. Yüksek galaktik enlemlerde çok az veya hemen hemen hiç Hα ışınımı görülmemiştir. SHASSA gökyüzünün 542 bölgesinde 2168 görüntüden oluşmakta, her bölgede Hα, Continuum, Continuum-Corrected and Smoothed olarak 4 farklı görüntü bulunmaktadır (Gaustad ve ark., 2001). WHAM kullanılarak M31 in disk bölgesi boyunca iyonize hidrojenin uzaysal dağılımı gözlenmiştir. M31 in Fotometrik büyük ekseninde, galaksinin merkezinden güneybatı HI diskinin kenarının hemen dışı arasında dağılmış bölgede beş setlik 34

51 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER gözlemler yapılmıştır. Parlak disk boyunca fakat HI disk boyunca parlaklığı I Hα = R civarında zayıf Hα çizgisi gözlenmiştir. M31 in bakış doğrultusu ile 77 o lik eğikliği, çevreyi saran iyonlaşma akısının M31 in her iki yüzünde Φ o 1.6 x 10 4 foton cm 2 s 1 olduğunu göstermektedir. HI diskinin dış sınırına kadar önemli Hα gözlemlenmemiş ve üst limit I Hα R olarak bulunmuştur. Atomik hidrojenin (HI) sarmal galaksilerdeki dağılımı optik diskleri boyunca dağılmıştır. M31 gözlemleri için tayfsal pencere Hα ya göre yaklaşık -500 km.s 1 merkezlenmiştir. Çalışılan bölge için iyonizasyon kaynağı B tipi genç bir yıldız veya dış bir Lyman sürekli akısı olduğu düşünülmektedir (Madsen ve ark., 2001). Wisconsin H-Alpha Mapper- Nothern Sky Survey (WHAM-NSS) orta hızlı ( ν LSR 100kms 1 ) kompleksler ve atomik bulutlar bir iyonize ortamla birleşik olduğunu göstermektedir. Orta veya yüksek hızlı yapılardaki (Kompleks K) ilk Hα ışınımının haritası sunulmuştur. Bu geniş, yüksek enlemdeki yapı l 10 o ile 70 o ve b +30 o ile +70 o arasında uzanmakta ve -60 < ν LSR < -80 km.s 1 hızlarında bir pik e sahiptir. Atomik ve iyonize gaz genellikle komplekslerin her birinde oldukça iyi izler bırakır. Fakat ayrıntılı yapıları birbirlerine benzemez. Özellikle galaktik boylamlarda parlaklıktaki Hα ışınım pik i, 21 cm yapısından biraz daha fazladır. İyonize gaz Hα parlaklığında 0.5 R lik pik e sahiptir. Buna bağlı olarak da ışınım ölçüsü 1.1 cm 6 pc dir. Kompleksteki yapılar WHAM ile 0.1 R a kadar izlenmiştir. Hα ışınımımın tipik çizgi kalınlığı yaklaşık 30 km.s 1 iyonize gazın limit sıcaklığı K den azdır. Eğer ışınım buradaki birincil iyonlaşma kaynağı ise, Lyman sürekli akısı iyonlaşma bölgelerinin 1.2 x 10 6 foton cm 2 s 1 ile en güçlü ışımasını gerektirir. Burada, bu durumda iyonlaşmayı gerçekleştirecek gaz bulunmamaktadır. Bununla birlikte iyonlaşma akısı OB yıldız disklerindeki Lyman sürekli radyasyonu ve soğuyan süpernova kalıntısından üretilen iyonlaşma radyasyonu kaynaklıdır (Haffner ve ark., 2001). WHAM kullanılarak yüksek galaktik enlemdeki ( l = o, b = o ) O tipi yıldız olan HD93521 yönünde yıldızlararası Hα ışınımı ölçülmüş ve 3 ışınım bileşeni bulunmuştur. Bu bileşenlerin LSR ye göre açısal hızları -10, -51 ve -90 km.s 1 ve Hα parlaklıkları 0.20, 0.15 ve R ve sırasıyla 0.55, 0.42 ve 0.06 cm 6 35

52 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER pc ışınım ölçülerine sahiptirler. Aynı zamanda düşük HI sütun yoğunluğuna sahip l = o, b = o doğrultusundaki Lockman Penceresi olarak bilinen bölgeden Hα ışınımı ölçülmüştür. Bu bölgedeki ışınım bileşeni -1 km.s 1 (LSR) hıza ve 0.20 R (0.55 cm 6 pc) parlaklığa sahiptir. Ayrıca bu çalışmada l = o, b = o doğrultusu da çalışılmıştır. Bakış doğrultusunda hiç galaktik ışınım bulunamamış ve bu bölge için galaktik ışınım için LSR de 0.11 R ve -50 km.s 1 de 0.06 R bir sınır bulunmuştur. Çalışma sırasında 12 adet sönük (~ R) tanımlanmış atmosferik WHAM Hα tayfları sunulmuştur. Sonuç olarak HD93521 doğrultusunda, [OI]λ6300 tayfı WHAM kullanılarak belirlenmiştir. Yıldız doğrultusunda kesin bir yıldızlararası [OI] ışınımı algılanmamış fakat orta (-51 km.s 1 ) hızda ve R [OI] parlaklığında bir üst limit belirlenmiştir. Eğer gazın sıcaklığı K ise bu limit Hα ışıyan bölge için hidrojen iyonlaşma kesri n(h + )/n(h toplam ) > 0.6 olduğunu ima etmektedir (Hausen ve ark., 2002a). Hausen ve arkadaşları WHAM ile OI λ6300/hα çizgi yoğunluk oranını 4 adet O tipi yıldızın HII bölgelerini ölçmek için kullanmışlardır (gözlemlenen bölgeler: S27; l = 6.3 o, b = o, S252; l = o, b = +0.6 o, S261; l = o, b = -1.9 o, S264; l = o, b = o ). Oranın ile arasında değiştiği bulunmuştur. Bu sonuçlar yıldızlararası ortamın sıcak iyonize bileşeninin örneklerine de, bakılan doğrultuda ölçülen OI/Hα oranlarının 10 kez daha küçük olduğu sonucunu vermiştir. Bu fark karşılaştırılan bölgede O tipi yıldızların HII bölgelerindeki yayılı iyonize gazın, hidrojenin oldukça düşük iyonlaşma oranını veya yüksek elektron sıcaklığının olduğunu göstermiştir (Hausen ve ark., 2002b). Haffner ve arkadaşları WHAM ile gökada da b > -30 o bölgedeki iyonlaşmış gazın kinematiğini ve dağılımını araştırmışlardır. WHAM kuzey gökyüzü araştırması (WHAM-NSS) 1 o lik açısal çözünürlüğü ve LSR ye göre ± 100 km.s 1 aralığındaki sıcak iyonize ortamdan gelen Hα ışınımının hız olarak çözümlenmiş ilk kesin ayarlanmış haritasını sunmuşlardır. WHAM in tayfsal çözünürlüğü 12 km.s 1 dir. Haffner ve arkadaşları tayfın her birinden atmosferik ve güneşsel etkiyi çıkarmış ve modellemişlerdir. İyonize gazın Hα yapıları 0.15 R (3σ) hassasiyet ile hemen hemen gökyüzünün her yönünde algılanmıştır. İyonize gazın karmaşık dağılımları, galaktik düzlemden 1 2 kpc uzakta olan yakın sarmal kollarda 36

53 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER bulunmaktadır. İyonize gaz yüksek enlemlerdeki çoğu orta hızlı bulutta da algılanmıştır. Evrimleşen yıldızların merkezinde ve erken tip B yıldızları civarında birkaç yeni HII bölgesi bulunmuştur. Yapılan çalışmada aletin ayrıntıları araştırma ve indirgeme teknikleri sunulmaktadır. WHAM-NSS nin tüm yapıları analiz edilmiş ve sunulmuştur. Sonuç olarak WHAM-NSS de bulunan genel sonuçlarla yıldızlararası ortamdaki WIM in doğası sunulmuştur (Reynolds ve ark., 2004). Gallagher ve ark. Draco and Ursa Minor (dsphs) küresel cüce gökadalardaki sıcak iyonize gazdan gelen yayılı Hα yayınımının parlaklığında ilk üst limit Wisconsin Hα haritası kullanılarak bulunmuştur. İyonize gazın hız dağılımının 15 km.s 1 olarak kabul edilmiştir. Ortalama 1 0 lik dairesel huzmelerle Draco ve Ursa Minor dsphs için üst limitler sırasıyla I Hα 0.024R ve I Hα 0.021R olarak bulunmuştur. Draco ve Ursa Minor dsphs seçilmesinin nedeni; kuzey gökyüzünde bize en yakın örnek olmalarıdır. Bu amaçla Gallagher ve arkadaşları WHAM gözlemlerini 6 Mayıs 2002 tarihinde ON-OFF tekniği ile almışlardır. İyonlaşmış yıldızlararası ortam için basit bir model kabul etmiş ve bu limitler yıldız kütlesinde %10 olan iyonlaşmış gazın kütlesi için üst limitleri veya atomik hidrojenin kütlesi için yaklaşık 10 kat kadar bir üst limit verdiği sonucuna varmışlardır. Burada Draco ve Ursa Minor dsphs önemli miktarda yıldızlararası gaz içerebilir. İyonlaşmış yayılı gazın diğer gökadalarda araştırılması ile buradaki gizemi anlamamıza ışık tutacaktır (Gallagher ve ark., 2003). Tüm gökyüzünün 6 açı dakikası çözünürlükle Hα haritası çıkarılmıştır. Bu harita kuzeyde Virginia Tech tayfsal çizgi araştırması (Virginia Tech Spectral line Survey: VTSS) ve güneyde güney Hα gökyüzü araştırma atlasının (Southern H- Alpha Sky Survey Atlas: SHASSA) birleşiminden oluşmuştur. Wisconsin H-Alpha Haritası ( Wisconsin H-Alpha Mapper: WHAM) gökyüzünün ¾ ünün 1 0 ölçekli sıfır noktası olarak belirlenmiştir. Bu harita mikrodalga artalan ışınımı ile karıştığı bilinen ile iyonize gazdan thermal bremsstrahlung (serbest-serbest ışınımı) bir sınır sunmak için kullanılabilir. Son 5 yılda Hα ışınımında yapılan 3 araştırma yıldızlararası ortam ile bilgimizi evrimleştirmiştir. İki yüksek çözünürlüklü araştırma yıldızlararası ortamdaki süpernova kalıntıları, süper kabuklar ve Flamanları ayrıntılı olarak açığa çıkarmaktadır. 3. araştırma ise düşük uzaysal çözünürlüklü fakat hız çözünürlüğüne 37

54 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER sahip olarak gökyüzünün ¾ ü üzerinden yıldızlararası ortamın heyecanlı bir resmini ortaya koymaktadır. Verilerde sıfır noktası olarak 1 o lik WHAM verilerinin parlaklık değerleri kullanılmıştır. Oluşturulan veriler kartezyen projeksiyonda yeniden (galaktik l, b) projeksiyonlaşmıştır (Finkbeiner, 2003). Termosferik ve egzosferik Hα sütun ışınımı gözlemeleri, Wisconsin Hα Mapper (WHAM) Fabry-Perot (Kitt Peak, Arizona) ile yılları arasında istatistik olarak güneş çevriminde önemli değişiklikler gözlemlenmiştir. Yüksek vuru gürültü oranlı (S/N) WHAM gözlemleri güneş çevrimindeki Hα ışınımının Wisconsin gözlemlerinde güneş çevriminde bir artış gözlenmiştir. WHAM 1997 ve kış gündönümü atmosferik Hα gözlemleri güneş çevriminde hidrojenin sütun ışınım parlaklığı hidrojen parlaklığında çok küçük bir değişim görülmüştür. Güneş çevriminin maksimum döneminde gölge yüksekliği (3000 km) yüksek Hα ışınımları gözlenmiştir. WHAM atmosferik Hα parlaklıkları güneşsel maksimum güneşsel minimum dan % 45 daha büyüktür (Nossal ve ark., 2004). Wisconsin Hα Mapper (WHAM) kullanılarak güneş kaynaklı ışığın Fraunhofer çizgisi (Mg I λ5184) yüksek tayfsal çözünürlük ve yüksek sinyal gürültü oranı ile ölçülmüştür. Gözlemler eliptik ekvator ile güneş eğikliğinin 48 0 (gündüz gökyüzü) den (gece gökyüzü) dereceye kadar olan ve bunlara ek olarak ve eliptik enlemde, 49 doğrultuda yapılmıştır. Tayf sadece güneşin kütle çekiminden etkilenen dairesel yörüngelerde ve eliptik düzlemdeki toz sınırlaması ile çelişkili işaretleri göstermektedir. Özel olarak, daha büyük açılarda merkez hızdaki büyüklük değişimi ile profillerin genişlikleri genişlemiştir. Buna ek olarak eliptik düzleme bağlı olarak, geniş dağılımın yörünge eğikliği civarında genişlemiştir. Profillerdeki şekillerde söylenilen şekil bozukluğunun olmayışı hareket eden kütlenin durgun kütlenin %10 unda az olmasını sınırlar. Bu sonuç önceki araştırmaların bazılarında rapor edilen sabah-akşam hızdaki büyüklüğün bozukluğunu veya açısal kaçışı göstermez. Buluşları ve oldukça sönüklerin çıkarılmasını içeren tayfların indirgemesi, Mg I profiline biçiminin bozulmasına ve karışmasına neden olan tanımlanmamış atmosferik ışınım çizgilerini içermektedir. Bu atmosferik ışınım düşük vuru-gürültü oranlı gözlemlerden dolayı daha önce 38

55 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER gözlenemeyecek kadar zayıftır. Fakat belki de önceki araştırmaların çizgi merkezi ölçümlerini etkilemiştir (Reynolds ve ark., 2004). WHAM atlasında büyüklüğü 1 o veya daha küçük olan galaktik enlemi b > 10 o olan 85 bölgenin Hα ışınımı tanımlanmıştır. Bu yüksek galaktik enlemdeki WHAM nokta kaynaklarının Hα akısı ile 10 9 erg cm 2 s 1, hızları LSR ye göre 70 km.s 1 ve çizgi genişlikleri km.s 1 aralığındadır. Bu kaynakların 21 tanesi bulutsu veya sıcak yıldız kataloglarında tanımlanamamıştır. Diğer 14 kaynak düşük kütleli sıcak yıldızın civarında daha önce kaydedilmemiş bulutsudur. Geri kalan kaynakları kataloglanmış gezegenimsi bulutsu ve büyük kütleli O ve genç tip B yıldızını çevreleyen yüksek enlemdeki küçük HII bölgesi olarak tanımlanmıştır. Bulunan bu kaynaklar WHAM araştırmasındaki tüm verilerde sistematik olarak göz ile araştırılmıştır. Parlak ve geniş bölgelerin karışmaması için galaktik düzlemin hemen üzerindeki bölge seçilmiştir. Yine bu kaynaklarla ilgili tayf içinde ortalama tayfları bularak farklı bölgeleri işaret eden bir programda yapılmıştır (Reynolds ve ark., 2005). Gezegenimsi bulutsunun (Planetary Nebulae: PN) ışınım çizgi akıları geç dönemlerdeki yıldız evriminin doğası hakkında önemli karışıklıklar sunmaktadır. Geniş (r > 10') yayılı gezegenimsi bulutsular yıldız rüzgârları ile yıldızlararası ortama dönen madde, PN evrimlerinin son dönemlerinden iz bırakabilirler. Bununla birlikte düşük yüzey parlaklığı ve uzaysal olarak geniş dağılmış geniş PN ler uzun yarıklı tayf tekniği ile çizgi akıları ölçümlerinin net olarak yapılması zordur. Dahası bu bulutsular HII bölgelerinden, süpernova kalıntılarından veya evrimleşmiş sıcak yıldız çekirdeği tarafından iyonlaştırılmış yıldızlararası gazdan farkı araştırılabilir. Burada 20 den fazla gezegenimsi bulutsunun sönük yayılı optik ışınım çizgilerini yüksek hassasiyet ve yüksek tayfsal çözünürlük için tasarımlanmış Fabry-Perot tayfölçeri kullanılarak hazırlanmıştır. Çalışma WHAM ve MASH (The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue) araştırmalarından yeni alınmış örnekleri içermektedir. Hα, Hβ, [NII] λ6583 ve [OIII] λ5007 ışınım çizgi akılarında ve daha önce ölçülmüş verileri içermektedir. İyonize gazın ışınım çizgi oranları ve iyonize gazın kinematiği bulutsunun doğasının tanımlanması ve karakteri için kullanılmıştır (Madsen ve ark., 2005). 39

56 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Nazım AKSAKER Wood ve arkadaşları O9.5 V yıldızı ile ζ Oph etrafındaki HII bölgelerinin Wisconsin Hα haritasını kullanarak üç boyutlu foto-iyonlaşmayı modellemişlerdir. Bu model ζ Oph etrafındaki yıldızlararası ortamın geçirgenliğini ve [N II] λ6583/hα çizgi oranında değişiminde ve Hα yüzey parlaklığı ve değişiminin üç boyutlu etkilerini araştırır. ζ Oph HII bölgesi iyi tanımlanmış iyonlaşma kaynağıdır. Dolayısıyla, yayılı iyonize gazın üç boyutlu modellenmesinde mükemmel bir başlangıç noktasıdır. Wood ve arkadaşları farklı kümelenmiş yoğun yapıların değişimini kümesel algoritma ile araştırmışlardır. Gözlemlerin simülasyonuyla ζ Oph çevresinde ortamın geçirgenliğini ve modele göre ilgilenilen hacmin %50-%80 i düşük yoğunluklu ortam ile çevrelendiğine karar verilmiştir. O tipi yıldızlar yayılı sıcak iyonlaşmış ortamı iyonlaştırdıkları sonucuna varmışlardır. O tipi yıldızların çevreleri ζ Oph dan daha geçirgen olmalıdır. Buradaki küme modelinde gözlemlenmiş HII bölgelerine benzer olarak düzensiz sınırlar bulunmuştur. Bununla birlikte gözlemlenmiş HII bölgeleri sınırları kesin çizgilerle hem artalan hem de ön artalan ışınımı nedeni ile tanımlamak zordur. Bu karışıklık hemen eşit dağılmış HII bölgelerinin sınırlarında bazı ışınım çizgi oranlarının tahmini hızlı yükselişinin tanımlanması ve yıldızlararası ortamın üç boyutlu geçirgen doğasıyla birleştirilip, HI-HII ara yüzleri yakınlarındaki özel ışınım çizgi oranının kalan görünümünü açıklayabilir (Wood ve ark., 2005). Üst atmosferin doğal değişim kaynaklarının araştırmasında uzun dönem veri setleri gerektirmektedir. Güneş etkisini anlamak için termosfer + egzosferdeki değişimin doğasının kaynaklarının etkilerini karakterize etmeyi gerektirir. Atmosferik bölgelerdeki süreçleri anlamak ve doğal değişimleri insan kaynaklı değişimlerden ayırmak gerekir. Termosferik + egzosferik Balmer α ışınımları çok yıllık karşılaştırmalar, çoklu ölçümleme ve iyi anlaşılmış alet, sabit ölçümleme kaynağı, yeniden gözlemlenebilir şartlar, galaktik ışınım çizgisinden atmosferik ayrım ve ayrıntılı analizler gerektirir. Bu çalışmada Wisconsin ve Arizona daki Kitt Peak ten iki farklı güneş çevrimi için orta enlem atmosferik Balmer α sütun yayınımı verilerinin analizi ve bunların şartları tartışılmıştır. Bu gözlemlerdeki göze çarpan netlik artışının sonuçlarını da tartışmışlardır (Nossal ve ark., 2006). 40

57 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 3. MATERYAL VE METOD 3.1. Materyal Fabry-Perot Tayfölçerleri 1899 yılında Maurice P. A. C. Fabry ve Jean B. A. Perot, Fabry-Perot tayfölçeri ile tayfsal özelliklerin yüksek çözünürlüklü gözlemlerinin yapılabileceğini göstermiştir. Astronomide Fabry-Perot tayfölçerinin ilk kez 1914 yılında Orion bulutsusundan alınan tayflar ile başlanmıştır (Buisson ve ark., 1914). Fabry-Perot tayfölçerleri, yayılı (diffuse), zayıf kaynakların incelenmesinde aynı boyutta ayırıcı element kullanan kırınım ağı (grating) tayfölçere göre kat daha hassastırlar (Roesler,1974). Fabry-Perot tayfölçerleri temel olarak, çok düz (λ/200), paralel ve birer yüzeyleri yansıtma sabiti yüksek (> %90), çok katmanlı dielektrik madde ile kaplı iki optik cam plakadan oluşmaktadır. Yarı geçirgen yansıtıcı yüzeyler, aralarına l kalınlıklı invar ya da fuse slikadan yapılmış ayırıcılar yerleştirilerek birbirlerine bakacak şekilde konur. Böylece iki yüzey arasında l kadar bir mesafe oluşturulur. İki cam plakadan oluşan ve birer yüzeyi yansıtıcı madde ile kaplı olan bu sisteme Fabry-Perot sistemi, Fabry-Perot etalonu veya yalnız etalon adı verilir. Bu birbirine bakan ve aralarında l mesafesi bulunan iki yüzey arasında Şekil 3.1 de görüldüğü gibi çoklu yansımalar oluşur ve aygıttan çıkan yansımalar bir mercek aracılığıyla girişim saçakları oluşturur. Aşağıda Fabry-Perot etalonları hakkında detaylı bilgi verilmiştir. 41

58 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil 3.1. İdeal bir etalona gelen, yansıyan ve geçen ışınların çizgisel çizimi. Fabry-Perot etalonlarının yüzeyine θ i açısı ile gelen dalganın şiddeti a o =A o e iwt olarak düşünüldüğünde ışının birinci yüzeyde bir kısmı geçer ve bir kısmı yansır. Yansıyan ışın etalonlar arasında diğer etalon yüzeyinde tekrar yansır ve geçer ve diğer yüzeylerde de devam eder ve gider. j=1,2,3,.. olmak üzere 0,2,4..,2(j-1) yansıma için geçen dalganın a 1, a 2, a 3,. genliği azalır ve aralarında φ kadar bir faz farkı oluşur. Ardışık ışınların genlikleri, a 1 =A o e iwt τ 2 (3.1) a 2 =A o e i(wt-φ) τ 2 r 2 (3.2) a 3 =A o e i(wt 2φ) τ 2 r 4 (3.3)... a j =A o e i(wt-(j 1)φ) τ 2 r 2(j 1) (3.4) şeklindedir. Burada r Fabry-Perot etalon yüzeylerinden yansıyan ışının büyüklük değeri ve τ etalonlardan geçen ışının büyüklük değeridir (İdeal bir etalon için 42

59 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER soğurma veya saçılmaya bağlı olarak ışın kaybı olmaz). Etalonlardan geçen net ışını bulmak için ışınların toplamı alınırsa, a net =Σ a j = A o τ 2 + A o e -iφ τ 2 r 2 + A o e -2iφ τ 2 r (3.5) olur. Yakınsak bir geometrik seri için eşitlik (3.5) ve sonsuz seri yaklaşımı kullanılırsa, a net = 1 2 Aoτ r e 2 iϕ (3.6) * şekilde düzenlenebilir. Geçen toplam ışını bulmak için a net i ( a net ) karmaşık eşleniği ile çarpılır ve R=r 2 etalonların yansıtıcılığı, T=τ 2 geçirgenliği ve I o = A 2 o geçen parlaklık olarak değiştirilir ise, * I net = a net a net =I 2 T o (1 R) 2 4R 1 + (1 R) 2 sin 2 ϕ / 2 1 (3.7) elde edilir. Fabry-Perot etalonları arasında soğurmanın ve saçılmanın olmadığı düşünülürse (A=0), her zaman için yansıyan, geçen ve soğurulan ışınların toplam yüzdesi 1 e eşit olur yani T+R=1 ve bu durumda Eşitlik (3.7) de T=R-1 yazılırsa, 1 I net 2 A 4R = = 1 + sin ϕ / 2 2 (3.8) I o (1 R) olur. Bu eşitlik Airy fonksiyonu olarak bilinir. Airy fonksiyonu ışığın ideal bir etalondan geçişini tanımlar ve Fabry-Perot etalonlarından geçen saçak desenlerini (örneğin toplam yapıcı girişim) belirlemek için kullanılır. Eşitlik 3.8 den de görüldüğü gibi Airy fonksiyonu R ye ve faz gecikmesine (φ) bağlıdır. 43

60 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Uygulamalarda Fabry-Perot girişimölçerinin iki önemli özelliği bulunmaktadır. Birincisi iki girişim saçakları arasındaki mesafe (örneğin dalgalar arasındaki boşluk veya Q: Free Spektral Range; Serbest Tayf Genişliği ) ve diğeri dalga genişliğidir (yarı genişlik). φ uzayında geçen pikler 2π aralıklarla oluşur ve böylece serbest tayf genişliği φ seviyesinde 2π olur. Saçak genişliği veya daha özel olarak yarı yükseklikteki tam genişlik (FWHM: Full Width Half Maximum) Fabry- Perot girişimölçeri bir tayfölçer olarak kullanıldığında tayfsal çözümleme gücünü gösterir. Özel bir durum olarak Airy fonksiyonunun yarısı yani A =1/2 olursa, 1 2 4R = 1 + (1 R) 2 sin 2 δϕ 2 1/ 2 1 (3.9) burada ϕ1/ 2 saçağın yarı parlaklık noktasıdır; yarı yükseklikteki tam genişlik ( fwhm δϕ ), 2 x δϕ 1/ 2 = δϕ fwhm olarak basitleşecektir. 4R (1 R) 2 (3.10) sabiti dalga şekli üzerinde büyük bir etkisi vardır. Eşitlik 3.10, saçak şeklinde en büyük etkiyi yapar. R nin büyük değerlerinde (R 0.85), yarı parlaklık noktası δϕ 1/ 2 küçük değerlere ulaşır. Böylece küçük açı yaklaşımını kullanırsak (sinφ=φ) yarı yükseklikteki tam genişlik için, 2(1 R) δϕ fwhm = (3.11) R olur. Bu iki özelliğin oranı yansıma inceliği (finesse: F) olarak bilinir. Q φ serbest tayf genişliği olmak üzere, 44

61 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER F Q = δϕ ϕ fwhm π R = ( 1 R) (3.12) Yansımanın inceliği tamamen etalonların yansıtma özelliğine (R) bağlıdır. Geniş F değerlerinde geçen pikler ince ve iyi ayrılmış demektir (Roesler,1974). Bu nedenle Finesse, Fabry-Perotlar için önemli bir tanımlayıcı özelliktir. Fabry-Perot saçak deseni ϕ yi de içeren değişkenlerin bir fonksiyonudur. Tayf ölçüm uygulamalarında dalga boyunun bu desenle olan ilişkisi oldukça önemlidir. Desen şekli ve boşlukları bir tayfölçer olarak Fabry-Perot un önemli özelliklerindendir ϕ Faz Farkı Bileşeni Etalonlarda oluşan dalga geçişlerindeki ardışık iki ışın arasındaki faz kayması; ardışık iki ışın arasındaki optik yol farkı (Δ) ve yansımanın faz kayması (φ) ile ilgilidir. Geçen ardışık iki dalga arasındaki optik yol farkı Δ basit bir şekilde Şekil 3.2 den bulunabilir. l iki etalon arasındaki ayırıcı maddenin kalınlığıdır. = µ ( AB + BC) ( AD) (3.13) 45

62 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil 3.2. Etalonlardan geçen ardışık iki ışının arasındaki optik yok farkı (Mierkiewiscz, 2002). Burada n etalonlar arasındaki materyalin (gazın) kırıcılık indeksidir. Eşitlik 3.13 den ve Şekil 3.2 de verilen geometri kullanılarak Δ değeri = 2l n (2l tanθt )(sin θi ) cosθ + (3.14) t olarak yazılabilir. Buradan θ i gelen ışınların normalle yaptığı açıyı ve θ t ise etalondan geçen ışınların normalle yaptığı açıyı göstermektedir. Snell yasası kullanılarak ( n ( θi µ sin θt i sin θ = nsin θ); n i =1 (hava için kırılma indisi) ve n t =n için, i t t sin = ) durumuna gelir ve bu denklem optik yol farkı için kullanılarak, = 2nl cosθ t (3.15) eşitliği elde edilir. Ardışık iki ışın arasında meydana gelen faz gecikmesi, Eşitlik 3.15 deki Δ yol gecikmesi ve φ faz farkı eşitliğinde yazılırsa, 46

63 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER ϕ = t 4 πσnl cosθ ψ =(2π/λ).Δ (3.16) olarak bulunur. Burada σ = 1/ λ dalga sayısıdır. Çok katmanlı dielektrik kaplamalı etalonlar için ψ = 0 olarak alınırsa toplam yapıcı girişim için Eşitlik 3.16; ϕ / 2 = 2πσnl cosθt = mπ (3.17) olur. Burada m=1, 2, 3,. meydana gelen girişim saçaklarının mertebe sayısıdır. Eşitlik 3.17 de σ = 1/ λ yazılırsa ve eşitlik düzenlenirse σ (cm 1 ) dalga sayısı olmak üzere 3.17 eşitliği düzenlendiğinde, 2 nl cosθt = mλ (3.18) elde edilir. Burada toplam girişim (parlak halka) ve etalonlardan maksimum geçiş denklemi elde edilir. Bu denklem içinde kullanılan m dalga boyu numarasını veya girişim seviyesini, λ geçen dalgaboyunu, n ortamın kırıcılık indeksini, l etalonlar arasındaki boşluğu (veya spacerların kalınlığını), θ i gelen ışığın normalle yaptığı açıyı temsil etmektedir. Eşitlik 3.18 aynı zamanda Fabry-Perotun temel girişim denklemidir. Fabry-Perot girişim desenleri tamamen ortamın kırıcılık indeksine, etalonlar arasındaki l kalınlığına ve geçen ışınımın normalle yaptığı açıya bağlıdır Açısal Pozisyon ve Saçak Genişliği Fabry-Perot etalonları tek renkli ışık (monokromatik) ile aydınlatıldığında etalonlardan geçen ışın demeti Şekil 3.4 de aynı merkezli iç içe geçmiş halkalar şeklinde görülür (Roesler, 1974). Halkasal saçağın şekli sistemin açısal simetrisine bağlıdır. Her bir dairesel saçağın açısal konumu Eşitlik (3.17) ile belirlenir. Eğer ışık optik eksene paralel geliyorsa (θ i =0) bu durumda Eşitlik 3.18 de θ t =0 olur ve cosθ t =1 olduğundan 47

64 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 2 nl = m o λ (3.19) eşitliği elde edilir. Burada m o merkezi saçağın mertebe sayısıdır. Küçük açı yaklaşımı yapıldığında Eşitlik 3.18 deki düzenlenirse, 2 θ cosθt 1 olur ve Eşitlik 3.19 tekrar 2 2 θ mλ 1 = (3.20) 2 2nl elde edilir. Eşitlik 3.19 tekrar düzenlenip eşitlik 3.18 ile birleştirilip m o cinsinden yeniden yazılırsa, 2 θ 2 mo m = ( ) λ (3.21) m o elde edilir. Optik eksenin dışındaki saçakların sayının N tane olduğu düşünülürse, değeri olmak üzere Eşitlik 3.21 de m o -m yerine de N yazılırsa, θ 2 N 2 Nλ Nλ = = (3.22) m 2nl o olarak elde edilir. Buradan θ N ifadesi, 1 θ N = N = θ1 N (3.23) 2nl olarak düzenlenir. Burada θ 1, N=1 için θ 1 1 = dir ve merkez saçağın açısal 2nlσ yarıçapı olarak adlandırılır. θ N ise N. inci saçağın açısal yarıçapıdır. Eşitlik 3.23 de 48

65 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER iç içe geçmiş ve aynı merkezli halkaların açısal yarıçapları, gelen ışığın dalga boyuna ve etalonlar arasındaki optik boşluğuna (nl) bağlıdır. Optik düzlem üzerinden etalonlardan sonra odak uzaklığı f olan bir mercek kullanılırsa oluşan halkaların yarıçapları Eşitlik 3.23 den; r N = θ f (3.24) N şeklinde yazılabilir. Etalon sonrası optik olarak şematik bir çizim Şekil 3.3 de verilmiştir. Şekil 3.3. Etalon sonrası optik olarak şematik bir çizim (Tufte, 1997). Eşitlik 3.12 de etalonların yansıtıcılığının (R) sabit bir değeri için serbest tayf genişliğinin halkaların genişliğine oranı sabittir. Böylece eğer θ açısının bir fonksiyonu olarak serbest tayf genişliği (Q θ ) biliniyorsa, halkanın genişliği δθ ile yazılabilir. Serbest tayf genişliği, fwhm, F 49

66 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Q θ θ 1 = = (3.25) m 2θσnl olur ve böylece her bir halkanın açısal genişliği ise δθ fwhm Qθ 1 = = (3.26) F F2θσnl şeklinde olur (Roesler,1974; Mierkiewiscz, 2002; Tufte, 1997; Nossal, 1994) Serbest Tayf Genişliği ve Saçak Genişliği Sabit n, l ve θ değerleri için etalonlar tek renkli (monokromatik) düzgün bir ışık kaynağı ile aydınlatıldığında etalonlardan geçen ışık, Şekil 3.4 de görüldüğü gibi halkalar şeklinde olur. Oluşan aynı merkezli halkaların tayfa dönüştürüldüğünde Eşitlik 3.18 e göre Şekil 3.5 deki gibi bir birini tekrarlayan tayflar oluşur. (Roesler, 1974; Miller ve Roesler, 1998). Eşitlik 3.18 dalga sayısı (1/λ=σ) cinsinden tekrar yazılırsa, σ m m =, m=1,2,3,.(3.27) 2nl cosθ olur. Burada σ m, m., seviyesindeki verilen n, l ve θ değerleri için geçen dalga sayısıdır. Serbest tayf genişliğinde eşitliğinde (Eşitlik 3.25) σ m nin bir fonksiyonu olarak yazılırsa, Eşitlik 3.27 den σ 1 Q σ = = (3.28) m 2nl cosθ olarak yazılabilir. Etalonlar arasındaki gazın kırılma indisi n~1 olarak alınırsa ve ışık optik düzleme paralel olarak gelirse ( n cosθ 1) serbest tayf genişliği, 50

67 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 1 Qσ = (3.29) 2l olur. Eşitlik 3.29 ve Eşitlik 3.12 de verilen yansıma inceliği (F) kullanılarak tayf genişliği ( δθ ), fwhm Qσ δθ fwhm = (3.30) F olarak üretilebilir. Aynı şekilde Eşitlik 3.18 den dalga boyu da, λ m 2nl cosθ = (3.31) m şeklinde yazılabilir. İki saçak arasındaki serbest tayf genişliği dalga boyu (Q λ ) cinsinden Q λ 2 λ λ = = (3.32) m 2nl cosθ t olarak yazılabilir. Aynı şekilde ( ncosθ 1) ve için serbest tayf genişliği, t 2 λ Qλ = (3.33) 2l Olur. Burada λ, Ǻ cinsinden ve l santimetre cinsindendir (Roesler, 1974). Eşitlik 3.33 yeniden düzenlenirse, Qλ δλ fwhm = (3.34) F 51

68 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER şeklinde olur. Şekil 3.4. CCD görüntüsünün Fabry-Perot halkasal girişim deseni eşit alanlı halkalara bölünmesi ile Fabry-Perot girişim deseninin eşit alanlı halkaların kullanılması ile ilişkili eşit tayfsal aralıklardan oluşumu şematik olarak gösterilmiştir (Mierkiewiscz, 2002). 52

69 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil 3.5. En üstte yüksek çözünürlüklü etalonlarda, ortada düşük çözünürlüklü etalonlarda ve en altta her iki etalondan sonra oluşan dalga desenleri (birbirini tekrarlayan dalgalar) şematik olarak gösterilmiştir (Mierkiewiscz, 2002) Teorik Ayırma Gücü Bir tayfölçerde çözünürlük, tayfölçer tarafından örneklenen en küçük tayfsal eleman olarak tanımlanır. Çözünürlük teorik ve deneysel olmak üzere iki kısımda incelenebilir. Teorik çözünürlük, genellikle tayfölçerin ideal geçirgenlik fonksiyonunun yarı yükseklikteki tam genişliği olarak alınır. Bu aynı zamanda Fabry-Perot için Airy fonksiyonu tarafından belirlenen saçak genişliğidir (Mierkiewicz, 2002). Teorik ayırma gücü ( R ) dalga sayısındaki oran olarak tanımlanır ve o R o σ δσ fwhm = λ δλ fwhm = φ δφ fwhm c = υ P = ε P (3.35) 53

70 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER ya da Fσ Fλ R o = = (3.36) Q Q σ λ Şeklinde ifade edilir. Burada c ışık hızı, φ faz farkı ve P etalonlar arasındaki basınçtır. Eşitlik 3.11, Eşitlik 3.17 ve Eşitlik 3.35 birleştirilirse teorik ayırma gücü R Fm (3.37) o = şeklinde gösterilebilir Halka Toplama Tekniğinin Temelleri Tek bir poz içinde dalga boyundaki açısal ayrılma, geniş tayfsal aralıkların düzlem görüntü algılayıcıları ile kaydetmek için birleştirilebilir. Fabry-Perot dairesel saçak şeklinin görüntüsü düşük gürültülü, soğuk CCD (Charged Coupled Devices) kamerasının üzerine odaklanarak oluşan görüntü ile halka toplama tekniği daha önceki çalışmalarda başarılı olarak gösterilmiştir (Şahan, 2004). Temel olarak halka toplama tekniği eşit alanlı halkaların eşit dalga boyu aralıklarına karşılık gelmesi prensibine dayanmaktadır (Coackley ve ark., 1996; Nossal ve ark., 1998) Küçük açı yaklaşımı yapılarak σ dalga sayısı, σ σ o 2 θ 2 (3.38) olarak yazılabilir. Eşitlik 3.35 den σ nın δσ = σ o R o elementten oluştuğunu düşünülürse bu durumda Eşitlik 3.38 tekrar genişliğine sahip N tayfsal 54

71 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 2 Nδσ θ = N (3.39) σ 2 o olarak yazılabilir. Buradaθ N, N. (yani ilk merkez) tayfsal elementin dış açısal çapıdır. Eşitlik 3.39 da N=1 yazılırsa ve Eşitlik 3.35 de verilen teorik çözünürlük değeri kullanılırsa θ 1 için, θ 2 2δσ = (3.40) R σ 1 = o o eşitliği elde edilir. Sonuç olarak her açısal tayfsal element için açısal alan (Ω), π ( N. θ ) π ( N 1. θ ) = πθ = 2 / R = Ω (3.41) π o ile verilebilir. Buna eşdeğer olarak, tayfölçerde elde edilen tayfı CCD üzerine odaklamak için kullanılan odaklama merceği odak düzlemindeki eşit alanlı halkalar ( Ω f ). ) eşit tayf aralıkları oluşturacaktır(coackley ve ark., 1996; Mierkiewiscz, DEFPOS Tayfölçeri 1978 yılında, dünya atmosferindeki atomik sodyum çizgisini incelemek amacıyla, Orta Doğu Teknik Üniversitesi (ODTÜ) Fizik Bölümü nde, Yeğingil tarafından, basınç taramalı PEPSIOS (Poly Etalon Pressure Swept Interferometric Optical Spectrometer) tayfölçeri geliştirmiş ve kullanmıştır (Yeğingil, 1978). Yıldızlararası ortamdaki sönük iyonlaşmış ortamlardan gelen Hα ışınımını incelemek amacıyla, PEPSIOS tayfölçerinin malzemelerinin bir kısmı kullanılarak DEFPOS tayfölçeri yapılmıştır. CCD tutucusu ve bilgisayar kontrollü basınç kontrol sistemi yapılmıştır. Yapılan bu sistemin hassasiyeti ±1 mbar civarındadır. TUG deki görüntüleme için kullanılan CCD kamerası fiber optik kablolar ile SUN bilgisayar ile 55

72 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER kontrol edilmektedir. CCD sıvı azot ile -110 o C civarında soğutulmaktadır. CCD nin boyutu 30 x 30 mm 2 ve piksel boyutu 15 x 15 μm 2 dir. DEFPOS RTT150 nin coude çıkışında kullanılmak için tasarlanmıştır. Ancak, 2004 yılına kadar coude çıkışı hazır olmadığından teleskop binasının üst katındaki bir odaya yerleştirilmiştir. Gözlemler bu odadan tavandaki bir delik yardımıyla başucu doğrultusunda yapmıştır. Tayfölçerden önce herhangi bir etalon öncesi optik olmadığından tayfölçer gökyüzüne görüş alanı 4.76 o ile bakarak ölçümler yaptı. 7.5 cm çaplı çift etalonlu Fabry-Perot tayfölçeri DEFPOS un teorik ve deneysel tayfsal çözünürlüğü sırasıyla teorik ve deneysel (30 km.s -1 ) civarındaydı. Bu görüş alanı ile ilişkili tayfsal aralık ise 260 km.s -1 olarak veri almıştır (Şahan ve ark., 2005). DEFPOS tayfölçeri 4 odacıktan oluşmuştur. Yukarıdan aşağıya doğru sırasıyla parazit ışığı engellemek amacıyla 20 Å dalga boyu genişliğinde H α filtresi, düşük çözünürlüklü Fabry-Perot etalon (FP1), yüksek çözünürlüklü etalon (FP2) çifti bulunmaktadır. FP1 ve FP2 etalonlarda kullanılan spacerların özellikleri ve sıcaklıkla olan etkileşimleri EK-A da incelenmiştir. En alttaki odada ise 2 adet odaklama merceği bulunmaktadır. DEFPOS un bulunduğu masanın hemen altında Etalonlarda oluşan girişim saçaklarının odaklandığı 2086x2048 CCD kamera bulunmaktadır. CCD yarı iletken teknolojisinde görüntü tarayıcı ve kameralar gibi ışığa-duyarlı elektronik aletler de kullanır. Her CCD yongası ışığa-duyarlı ışık hücrelerinden (fotocell) oluşmaktadır. CCD nin çok kanallı olması ve yüksek kuantum verimliliğine sahip olması nedeni ile görüntüleme zamanını foto-katlandırıcıya göre 10 kat azaltır. CCD nin her bir pikseli 15 x10 4 cm boyutundadır. CCD nin kontrol kartı fiber-optik kablo aracılığıyla Sun Ultra 1 bilgisayarına bağlanmıştır. DEFPOS ile kullanılan CCD kamerası bir Loral LICK 3 2kx2k, arkadan aydınlatmalı ve AR (Anti Reflection) kaplamalıdır (tek tabaka, 700 Å, HfO 2 ) ve Infrared Labs soğutma kabının içinde durmaktadır. San Diego State University kontrol devresi soğutma kabının üzerinde bulunmaktadır ve Sun Ultra-1 bilgisayarına fiber optik iletişim kablosu ile bağlı olan bir kontrol kartına bağlantılıdır. CCD sıvı azot (N 2 ) ile yaklaşık 110 C ye kadar 56

73 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER soğutulmaktadır. Hα da CCD nin kuantum verimliliği yaklaşık olarak %88 tir (Şahan ve ark., 2005). DEFPOS un RTT150 teleskopunun coude odasındaki konumunu Şekil 3.6 da verilmiştir. Şekilde en üstten başlayarak coude odağına gelen ışığı tayfölçerin içine yönlendirmek için kullanılan ayna görülmektedir. Bu aynanın hemen altında odak uzaklığını azaltmak ve etalonlar arasına odaklamak için kullanılan mercek bulunmaktadır. Hα filtresi, yüksek ve düşük çözünürlüklü etalon çiftleri ve en altta odaklama merceği olmak üzere tayfölçerin ana bölümleri yer almaktadır. En altta ise CCD nin soğutucu (dewar) kısmı görülmektedir. Şekil 3.6. RTT150 teleskopunun coude odasına yerleştirilen DEFPOS tayfölçerinin konumunu verilmiştir. 57

74 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER RTT150 Teleskopu RTT150 (Russian-Turkish Telescope: Rus-Türk Teleskopu), Ritchey- Chrétien optik sistemine sahip Cassegrain ve Coude odaklarında çalışılabilen 150 cm ayna çapına sahip bir teleskoptur. Altitude-Azimuth sistemi ile iki eksende hareket edebilmektedir. Mevcut kurulumda f/7.7 Cassegrain (görüntüleme/tayf) ve f/48 Coude (tayf) odaklarında kullanılabilmektedir. RTT150 nin coude (f/48) odağı kullanıldığında cm odak uzaklığına, 2.9"/cm odak ölçeğine, 3.83 o açısal görüş alanına ve 80 cm doğrusal görüş alanına sahip olmaktadır. RTT150 nin fotoğrafı Şekil 3.7 de gösterilmiştir. Şekil 3.7. RTT150 nin park pozisyonundaki fotoğrafı

75 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER DEFPOS-RTT150 Optik Sistemi DEFPOS-RTT150 için yapılan optik tasarıma göre DEFPOS un ve ayna mercek sisteminin teleskop binası içerisindeki konumu Şekil 3.8 de gösterilmektedir. DEFPOS tayfölçerinin teleskop ile birlikte olan ölçeksiz basit optik diyagramı Şekil 3.9 da verilmiştir. Tayfölçer teleskopun binasının coude odasında bulunmaktadır. Teleskop Cassegrian ve Coude çıkışları olmak üzere iki şekilde kullanılmaktadır. Gökyüzünden gelen ışık 150 cm çaplı M1 aynasına gelmekte ve amaca bağlı olarak ya M2 aynası kullanılarak Cassegrian çıkışına ya da M2 ve M3 aynaları kullanılarak coude çıkışına yönlendirilmektedir. Coude gözlemlerinde M2 ve M3 aynaları takılmaktadır. Teleskop coude için kullanıldığında gökyüzünden M1 aynasına gelen ışık bu iki ayna yardımıyla teleskopun coude çıkışına yani M4 aynasına yönlenmekte ve buradan M5 ve M6 aynalarına gelerek coude çıkışına ve oradan çıkarak coude odağında odaklanmaktadır. Teleskopun 150 cm lik M1 aynasının odak uzaklığı cm (f/48) dir ve code gözlemlerinde gökyüzüne 4 açı dakikası ile bakmakta ve odakta oluşturduğu görüntünün boyu yaklaşık 5 cm olmaktadır. 59

76 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil 3.8. DEFPOS-RTT150 optik sistemi. Teleskop binası kubbe, arakat, coude odası ve sistem odalarının bulunduğu zemin kat olmak üzere dört katlıdır. DEFPOS tayfölçeri teleskoptan gelen ışığın optik ekseni üzerinde olacak şekilde coude odasına yerleştirilmiştir ( Teleskopun coude çıkışına yerleştirilen DEFPOS tayfölçeri 4 açı dakikalık (4') görüş alanı ile Samanyolu gökadamızdan Hα ışınım çizgi ölçümleri yapacak şekilde tasarlanmıştır. Tayfölçer, bu açısal çözünürlükle 1 lik WHAM haritasında önemli görülen bazı ilginç bölgeleri Şekil 4.2 de görüldüğü gibi 15 kat daha hassas bir açısal çözünürlükle daha detaylı olarak inceleyebilecektir. Tayfölçerde üst üste dört odacık bulunmaktadır. Odacıklarda yukarıdan aşağıya doğru sırasıyla dar bantlı (~20 Å) Hα filtresi, 7.5 cm çaplı Fabry-Perot etalonları (FP1 ve FP2) ve odaklama merceği bulunmaktadır. Tayfölçer masasının altında ise üzerine etalonlardan gelen 60

77 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER görüntünün odaklandığı 2048x2086 piksel boyutlu (3x3x10 4 cm 2 ) CCD görüntüleme kamerası bulunmaktadır (Şahan, 2004; Şahan ve ark., 2005; 2007). 150 cm ayna çaplı teleskop coude gözlemleri için kullanıldığında odak uzaklığı cm olduğundan 4 açı dakikalık çok dar (~0.064 ) açıda gökyüzüne bakmaktadır. Eğer etendue korunumu da göz önünde bulundurarak 7.5 cm çaplı etalonların tüm yüzeyini dolduracak şekilde, dar açıda tayfölçer gökyüzünden Hα ışınımı taranırsa, teleskoptan gelen ışın demeti etalonlar arasına ~0.67 ile odaklanacaktır. Bu açı ise gökyüzündeki Hα nın sadece 18 km.s -1 lik hız aralığında taranabileceğini göstermektedir. Fakat Samanyolu gökadasındaki kaynakların çizgi genişliği Hα da yaklaşık 200 km.s -1 (4.4 Å) hız aralığında değişmektedir. Yani Doppler hız kaymasına göre gözlenen kaynakların yaklaşmalarına ya da uzaklaşmalarına göre maviye ya da kırmızıya kayan hızların tamamını LSR (Local Standart of Rest: Durgun Yerel Zamana) hızına göre 200 km.s -1 hız aralığında değişmektedir. Bu nedenle tayfölçer 200 km.s -1 lik hız aralığındaki Hα ışınımlarının tamamını ölçecek şekilde tasarlanması gerekir. Yapılan tasarım ile 200 km.s -1 hız aralığının tam olarak taranabilmesi için teleskoptan gelen 4 açı dakikalık ışın demetinin etalonlar üzerine 2.09 o lik açıda gelmesi gelmektedir. Bu nedenle etalonlardan önce iki adet mercek kullanılmıştır. Şekil 3.9 da gösterildiği gibi merceklerden biri (L1: d=25 cm, f=430 cm) teleskopun odağının 5 m gerisine teleskopun coude çıkışına yerleştirilmiştir. Teleskoptan gelen ışık L1 merceğinin sadece 10 cm lik kısmını doldurmakta ve gelen ışığın odak uzaklığını azaltarak yeni görüntüyü L1 merceğinden 230 cm öteye ve görüntü çapı 3.7 cm olacak şekilde odaklamaktadır. Burada gökyüzünün ilk görüntüsü oluşmaktadır (SKY1). Oluşan SKY1 görüntüden 50 cm uzağa tayf ölçerin üzerine yeni alınmış olan ikinci bir mercek (L2: d=10 cm, f=50 cm) yerleştirilmiştir. L1 merceğinin iki etalon arasına olan uzaklığı 50 cm ve dolayısıyla L1 merceğinin odak uzaklığı da 50 cm olduğundan oluşan birinci SKY1görüntüsü, 50 cm lik mercek ile ikinci kez FP1 ve FP2 etalonları arasına görüntü boyu 2.3 cm olacak şekilde odaklanmaktadır (SKY2) (Şahan ve ark., 2009). 61

78 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil 3.9. RTT150 teleskopu ile DEFPOS un şematik optik çizimi. Gökyüzünden gelen ışık M1 aynasına gelmekte ve M2 ile M3 aynası yardımıyla teleskopun coude odasına yönlendirilmektedir. M4, M5 ve M6 aynaları yardımıyla 72 m odak uzaklığına odaklanmaktadır. Teleskopun coude çıkışına yerleştirilen L1 merceği ve tayfölçerin hemen üzerine 62

79 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER yerleştirilen L2 merceği ile gökyüzünün görüntüsü (SKY2) etalonlar arasında oluşmaktadır. Bu gökyüzü görüntüsü tekrar L3 merceği ile CCD kamerası üzerine odaklanmaktadır (SKY3). Etalonlar arasında etalon özelliğinden dolayı oluşan halka şeklindeki Fabry- Perot girişim desenini CCD kamerası üzerine odaklamak için aynı özellikle sahip olan seri olarak çift mercek (L3: d=10 cm, f=30 cm) kullanılmıştır. Etkin odak uzaklığı (f eff ) yaklaşık 17 cm olan ikili mercek yardımıyla CCD üzerinde oluşan SKY3 görüntüsünün çapı ~1 cm civarındadır. Sonuç olarak gökyüzünden coude çıkışına 4 açı dakikası ile gelen ışın demeti yapılan optik tasarım ile 200 km.s -1 hız aralığındaki Hα çizgilerini ölçecek şekilde etalonlar arasına odaklanmaktadır. Böylece bu tasarım ile bundan sonra yapılacak olan tüm ışınım gözlemleri yapılabilecektir. Tayfölçerin tasarımının ayrıntılı hesaplamaları ve şekilleri EK-B da bulunmaktadır. 63

80 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 3.2. Metod Bu çalışma sırasında, dünyada veri analizleri için kullanılan birçok metot DEFPOS verileri için uygulanmıştır. Be metotların başında halka toplama tekniği, Sinyal/Gürültü ölçümü, CCD indirgemesi gibi yöntemler gelmektedir. Bu bölümde yapılan çalışmalarda kullanılınan yöntemler ayrıntılı olarak anlatılacaktır DEFPOS için Halka Toplama Tekniğinin Uygulanması Halka toplama tekniğinin temelinde eşit alanlı halkalara karşı eşit dalga boyu oluşması prensibi bulunmaktadır. Bölüm da halka toplama tekniğinin temelleri anlatılmaktadır. Bu bölümde ise DEFPOS sistemine olan uygulaması anlatılacaktır. Eşitlik 3.24 ve Eşitlik 3.41 kullanılarak Eşitlik 3.42 elde edilir. r N = Nr 1 (3.42) Burada, r 1 değeri Eşitlik 3.41 den 2 r1 θ 1 f = f (3.43) R o olarak yazılabilir. Merkez (r 1 ), 49.( r N-1 ) ve 50 (r N ) tayfsal elementlerin çapı Şekil 3.10 de gösterilmiştir. 64

81 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekildeki ilk ve son Fabry-Perot halka görüntülerinde r 1 ilk tayfsal elementin yarıçapını, r N ve r N-1 son halkanın iç ve dış yarıçaplarını göstermektedir. İlk ve son halkaların alanları eşittir. Fabry-Perot un girişim desenindeki eşit alanlar eşit tayfsal aralıklar ile ilişkilidir. CCD üzerinde oluşan dairesel girişim deseni eşit alanlara bölünebilir ve çizgi görüntüsüne dönüştürülebilir. CCD nin üzerindeki piksellerin parlaklığını kullanarak tayf elde etmek için ringsum programı kullanılmaktadır. ringsum programı eşit alanlara karşılık gelen eşit piksellerin toplanması temeline dayanmaktadır. Şekil 3.11 de CCD görüntüsü üzerindeki desenin tayfını elde etmek için 50 tane Fabry-Perot halkasal girişim eşit alanlı halkalara bölünmesi ile eşit tayfsal aralıkların oluşumu gösterilmiştir. Bu şekilde ilk tayfsal element 61.9 pikselden ve bununla ilişkili tayfsal aralık 4 km.s -1 iken en son (50.) tayfsal element gösterilmektedir. Şekilde CCD verilerindeki gerçek halkaların merkezi ile aynıdır (2086x2048 CCD üzerinde xc=1017, yc=1056). 65

82 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil CCD görüntüsünün Fabry-Perot halkasal girişim şekli eşit alanlı halkalara bölünmesi ile Fabry-Perot girişim şeklinin eşit alanlı halkaların kullanılması ile ilişkili eşit tayfsal aralıklardan oluşumu gösterilmiştir. Bu şekil aynı zamanda DEFPOS sisteminde halka toplama tekniğinin uygulandığı gerçek bölgeleri ( pikselleri) göstermektedir. Fabry-Perot ların ayırma ilişkisinin doğasının kaynağı artan açı değerlerine karşılık dairesel çözünürlük elementinin açısal genişliğinin artması Şekil 3.12 de gösterilmiştir (Tufte, 1997; Mierkiewicz, 2002). Bu şekilde merkez tayfsal elementin açısal genişliği 61.9 piksel iken en son tayfsal elementin açısal genişliği 4.4 piksel dir. Her tayfsal element piksel içermektedir. 66

83 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Fabry-Perotların ayırma ilişkisinin doğası gereği, her bir tayfsal (çözünürlük) elementinin açısal genişliğinin azalmasına rağmen artan yarıçap ile tayfsal elementlerdeki alanlar sabit kalmaktadır. Bu örnekte merkezi çözünürlük elementinin açısal genişliği 61.9 piksel, en dıştaki çözünürlük elementinin açısal genişliği 4.4 pikselden oluşmaktadır. Her çözünürlük elementi ~12064 pikselden oluşmaktadır. Oluşan her tayfsal elementin çözünürlüğü tayfölçer in ayırma gücü ile belirlenir. Etalonlar arası boşlukların (l) seçimi, kullanılan optik elemanların yansıtıcılığı (R) ve Fabry-Perot u oluşturan tüm elemanlardaki bozulmalar tayfölçerin ayırma gücünü belirlemektedir DEFPOS İçin Tayfsal Element Seçimi DEFPOS un tayfsal ayırma gücü civarındadır. Eşitlik 3.35 kullanılarak tayfölçerin hız çözünürlüğü ise; c km / s v = = 30km / s (3.44) R

84 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER olur. Buradan oluşacak olan tayflardaki her bir tayfsal element (spectral element) sayısı; 200 km.s -1 /30 km.s -1 =6 olacaktır. Ancak 6 tayfsal element ile yıldızlararası ortamda bulunan kaynaklar (yarı genişlikleri; FWHM km.s -1 ) ayrıntılı olarak incelenemeyecektir. Dolayısıyla, tayflarda bulunacak olan tayfsal element sayısı artırılırsa örnekleri daha ayrıntılı olarak incelenebilecektir. Bu nedenle tayfsal element sayısını 50 noktadan oluşmasına karar verildi. Bu durumda 50 tayfsal element kullanılırsa her bir tayfsal elementin değeri, ise 200 km.s -1 /50=4 km.s -1 olacaktır. Buna bağlı olarak çözünürlük Eşitlik 3.35 kullanılarak, R c υ km / s = 4km / s 0 = = (3.45) olacaktır. Bu çözünürlük değeri her 4 km.s -1 tayfsal element ile ilişkili olan çözünürlük değeridir. Tayfölçerin çözünürlüğü 30 km.s -1 için teorik çözünürlük değeri iken tayfölçerin çözünürlüğü 4 km.s -1 olursa teorik çözünürlük olması anlamına gelmektedir. Tayfölçerin çözünürlüğünü olarak kabul edilirse Eşitlik 3.40 de ilk tayfsal elementin açısal yarıçapı o θ 1 = = rad = (3.46) olarak bulunur. Bu değerde bizim yaptığımız optik tasarım ile 200 km.s 1 hız aralığının tamamını tarayabilmekteyiz. Buradan ilk tayfsal elementin CCD üzerindeki yarıçapı Eşitlik 3.24 den o o r = f.tan(0.296 ) = 18.tan(0.296 ) 0. cm (3.47) 1 etkin = 093 olarak bulunur. Eşitlik 3.43 de yarıçapın cm cinsinden verilen değerini piksel cinsinden yazıldığında, her bir piksel değeri 15x10-4 cm olduğundan, 68

85 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER 1piksel r1 = 0.093cm. = piksel (3.48) 4 15x10 cm olacaktır. Bu eşitlikten ilk tayfsal elementin alanı hesaplanırsa 2 2 da = π r = 3.14x(61.97) pikselxpiksel (3.49) 1 1 = olarak bulunur. Atmosferik ve galaktik Hα değişimlerinin 200 km.s -1 tayf aralığında değiştiğinden, 200 km.s -1 hız aralığı için 4 km.s -1 lik her bir tayfsal elementten 50 tayfsal element gerekmektedir. Böylece 50. tayfsal elementin yarıçapı Eşitlik 3.42 kullanılırsa, r = 50x61.97 piksel piksel (3.50) 50 = olarak bulunur. Aynı şekilde 49. tayfsal elementin yarıçapı ise, r = 49x61.97 piksel piksel (3.51) 49 = olarak hesaplanır. Böylece 50. tayfsal elementin açısal genişliği =4.42 pikseldir. Bu değer Nyquist teoremine göre bu değer 2 pikselden büyük olduğundan kullanılabilir (Coackley ve ark., 1996; Mierkiewicz, 2002). DEFPOS ile alınan verilerin halka toplama tekniği ile tayfları elde edilirken, CCD üzerinde yaklaşık 450 piksel yarıçap değeri kullanılmıştır. Temel olarak tayfsal element sayısının artırılmasında hiçbir sakınca yoktur. Dolayısıyla artırılan tayfsal elementlerle alınan tayfların çalışılmasında tayflara uydurulacak olan gauss eğrileri daha az hatalı olacağından avantajlıdır. Sonuçta DEFPOS tayfölçerden alınan verilerin analizlerinde 50. tayfsal element ( R = ayırma gücü için gerekli olan tayfsal elementin 30/4=7.5 te biri) kullanılmıştır. 69

86 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER DEFPOS un Aletsel Profili Aletsel profil, tanım olarak giriş fonksiyonu olarak delta fonksiyonu düşünüldüğünde aletin gösterdiği tepkidir. Pratikte, tayfölçerin dalgaboyu çözünürlüğünden daha dar bir çizginin ölçülmesi ile ölçülür. Thoryum çizgilerinin görüntülerini üreten Thoryum-Argon (Th-Ar) lambası tayfölçerin aletsel profilinin ölçülmesi için kullanılmıştır. Thoryum ağır bir çekirdeğe ve dolayısıyla oldukça dar ışınım çizgilerine sahiptir (Tufte, 1997; Mierkiewicz, 2002). Toryumun ışınım çizgisinin tahmini genişliği (tipik boşalma sıcaklığı yaklaşık 1000 K) 0.42 km.s -1 dir. Aletsel profil için Hidrojenin Balmer α çizgisine yakın en parlak Th çizgisi Å çizgisi kullanılmıştır. Şekil 3.13 TUG da kullanılan Th-Ar lambasının, 6546 Å Å aralığındaki tayfını göstermektedir. DEFPOS ile Th-Ar lambası kullanılarak alınan CCD görüntüsü ve tayfı Şekil 3.14 de verilmiştir. Şekil TUG da bulunan Th-Ar tayfsal lambanın, 6546 Å Å aralığındaki tayfını göstermektedir. 70

87 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER (a) Şekil Coude odasında tayfölçerin hemen yanına yerleştirilen Th-Ar lambası kullanılarak 20 s de alınan CCD görüntüsü (a) ve tayfı (b). (b) Şekil 3.14 deki Th-Ar lambasının Hα ya yakın olan Å çizgisinin yarı genişliği 29.5 km.s -1 olarak bulunmuştur. Bu değer DEFPOS un teorik çözünürlüğü 30 km.s -1 değerine oldukça yakındır (Aksaker ve ark., 2009) DEFPOS un Dalga Boyu Ayarlaması Dalga boyu ayarlaması, yapılan optik tasarıma bağlı olarak tayfölçer ile teleskoptan alınan verilerin dalga boyu aralığının mutlak aralıklar olarak (km.s -1 olarak) ayarlanmasıdır. Bunun için teleskopun önüne konan hidrojen-döteryum (H- D) lambasının tayfları kullanılmıştır. Hidrojenin Balmer α (Hα) çizgisi ile Döteryumun Balmer α (Dα) çizgisi arasında 1.78 Å (81.55 km.s -1 ) fark vardır (Tufte, 1997). Hα ve Dα arasındaki tayfsal aralığın bilinmesi ile her bir tayfsal elemanın ne kadar dalga boyu örneklediği bulunabilir. Bu metot düşük ayırma güçlü tayfölçerler için iyi bir yöntemdir. Alınan lamba verilerine bir örnek olarak 23 Mayıs 2007 tarihinde döteryum lambası ile alınan halka şeklindeki CCD görüntüsü Şekil 3.15 da verilmiştir. CCD görüntüsünde görüntü merkezinde iç içe geçmiş iki tane halka görüntü vardır. Hidrojenin bir izotopu olan ve ağır hidrojen olarak da adlandırılan Döteryum çizgisi halka görüntünün dışındaki çizgidir. İçteki halka çizgi ise 6563 Å dalga boyundaki 71

88 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Hα çizgisini göstermektedir. CCD görüntüsünün dışına doğru ve kenarlara yakın olan ikinci halkalar ise bir birini tekrarlayan bir sonraki halkaları göstermektedir. CCD görüntüsünde sağ alt taraftaki sönük çizgiler Fabry-Perot etalonlarının konulduğu iki basınç odası arasındaki camlardan kaynaklanan yansımış halka görüntülerdir. Bu yansımış ışınların etkileri daha sonra veri analizleri yapılırken görüntülerden temizlenmektedir. CCD görüntüsünü tayfa dönüştürmek için halka toplama tekniği kullanılmış ve halka görüntüsünün tayfı Şekil 3.16 de verilmektedir. Bu çalışma içerisinde verilen tüm tayflarda CCD üzerinde bulunan halkanın merkezi sağ tarafta bulunmaktadır. Şekil Döteryum lambası kullanılarak alınan CCD görüntüsünü göstermektedir. Dıştaki daha geniş ve daha parlak halka Döteryum çizgisi ve içteki daha dar ve daha sönük çizgi ise Hα çizgisini göstermektedir. En dışta bulunan iki çizgi ise diğer orderları göstermektedir. 72

89 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Döteryum lambası kullanılarak teleskoptan alınan CCD görüntüsünün halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayfı göstermektedir. Dıştaki daha geniş ve daha parlak halka Döteryum çizgisi (Dα) ve içteki daha dar ve daha sönük çizgi ise Hα çizgisini göstermektedir. Şekil 3.16 de sol tarafta görülen döteryum (Dα) çizgisinin merkezi ile sağda bulunan hidrojen (Hα) çizgisinin merkezi tayfsal elementte bulunmaktadır. Hα - Dα nin iki çizgi arasındaki tayfsal element farkı dur. Aralarındaki dalga boyu farkını kullanarak (1.78 Å; Mierkiewicz, 2002) (bununla ilişkili hız aralığı km.s 1 ) her bir tayfsal elementin dalga boyu farkı Å olur. Eşitlik 3.35 de sabitler P = 1atm, P = 1atm, n = , N 2 c = km / s ve ε n 1= olarak alınırsa, ölçülen hız aralığı = N 22 ϑ = km / s olarak bulunur. Her bir tayfsal elementin ne kadar basınç değerini temsil ettiğini öğrenmek amacıyla Şekil 3.19 de tayfsal elemente karşılık basıncın grafiği verilmiştir. Şekil 3.19 de bulunan noktalara bir doğru geçirilmiş ve doğrunun denklemi grafiğin üzerine yazılmıştır. Buradan her tayfsal elementin ne 73

90 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER kadarlık hız aralığını temsil ettiğini bulmak için Şekil 3.18 daki denklemin (y= x ) eğimini (17.457) basınç için dönüştürüp kullanırsak x = buluruz. ϑ hız değerini a bölersek; ϑ TayfsalElement = = km / s (3.52) olacaktır. Tayfsal elementlerin hız değeri serbest tayf tekniği kullanılarak da bulunabilir. Daha önce yapılan çalışmalarda böyle bir yöntem tayfsal elementlerin hız hesabında kullanılmıştır (Şahan, 2004). Tayfölçerin basınç odalarındaki gaz basıncı değiştirilerek değişik dalga boylarındaki ya da hızlardaki tayflar taranabilmektedir. Bu amaçla Döteryum lambası kullanılarak değişik basınçlarda tayfölçerin hız değişimi incelenmiştir. Tayfölçerin basınç odalarında azot (N 2 ) gazı kullanılmaktadır. Azot gazının kırılma indisi n g yaklaşık olarak dır. Gaz basıncı 0.3 bar ile 1.6 bar arasında değiştirilerek Şekil 3.17 deki CCD görüntüleri elde edilmiştir. Şekil 3.17 de verilen Döteryum lamba görüntüleri her iki basınç odasında gaz basıncı 0.1 artırılarak soldan sağa doğru 0.3 bar ile 1.6 bar arasındaki basınç değerlerindeki CCD görüntülerini göstermektedir. Halka toplama tekniği kullanılarak 0.3 bar ile 1.6 bar arasındaki tüm CCD görüntülerinin tayfları elde edilmiş ve bunların tamamı Şekil 3.18 daki tayflardan (a) ile gösterilen tayf 1.6 bar basınçta alınan tayfı, (b) ile gösterilen tayf ise 0.3 bar ile alınan tayfı göstermektedir. Diğer tayflar ise iki basınç arasında alınan tayfları göstermektedir. Şekil 3.17 de gösterildiği gibi 1.6 bar basıncında döteryum çizgisi tamamen tayfın dışına çıkmıştır ve sadece Hα çizgisinin tayfı görülmektedir. 74

91 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Döteryum lambası kullanılarak etalonlar arasındaki gaz (N 2 ) basıncı 0.1 bar artırılarak 0.3 bar ile 1.6 bar arasında eşit poz sürelerinde alınan CCD görüntüleri. Şekil Şekil 3.17 de verilen CCD görüntülerinden halka toplama tekniği ile elde edilen tayflar 0.3 bar ile alınan tayf (b), 1.6 bar ile alınan tayf (a) ve bu iki basınç arasında alınmış diğer tayflar. Şekil 3.18 deki Döteryum lambasından 0.3 bar ile 1.6 bar arasında değişen basınçlarda elde edilen tayfların hidrojen çizgilerinin merkezleri (a ve b arasındaki) kullanılarak basınca karşılık gelen tayfsal elementlerin nasıl değiştiği incelenmiştir. Elde edilen tayfların merkezi değerlerine karşılık gelen basınç değerleri Tablo 3.1 de verilmiştir. Tablo 3.1 deki basınca karşılık tayfsal element değerleri kullanılarak Şekil 3.19 elde edilmiştir. 75

92 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Tablo bar ile 1.6 bar arsında değişen basınçlara karşılık Döteryumun hidrojen çizgisinin tayfsal elementlerin değişimi: Tayfsal elementler hidrojen çizgisinin peakfit programı kullanılarak bulunan merkez değerleridir. Basınç (Bar) Basınç (Atm) Tayfsal Element Şekil Döteryum lambası kullanılarak etalonlar arasındaki gaz basıncının 0.3 bar ile 1.6 bar arasında 0.1 oranında artırılarak değişik basınçlarda elde edilen tayfların basınca karşılık tayfsal elementin değişimi. Şekilde her + değişik basınçlardaki hidrojen çizgisinin merkezi tepe değerini göstermektedir. Hidrojen çizgisinin tepe değeri yaklaşık 0.3 barda

93 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Tayfsal elemente karşılık gelirken, 1.6 barda yaklaşık 12. tayfsal elemente karşılık gelmektedir. Şekil 3.19 deki tayfsal element değerleri üzerinden en uygun doğru geçirilmiş ve bu doğrunun denklemi grafiğin üzerine yazdırılmıştır. Bu denklem veri analizi için oldukça önemlidir. Sonraki bölümde denklemin kullanımı ayrıntılı olarak anlatılacaktır. Şekil 3.19 de görüldüğü gibi basınç arttıkça tayfsal element değerleri azalmaktadır. Tayfın sağ tarafının CCD görüntüsündeki halka deseninin merkezi olarak düşündüğümüzde Şekil 3.14 deki CCD görüntülerindeki halka desenlerinin yarıçaplarının büyüdüğü anlaşılmaktadır. Tablo 3.1 deki veriler ve Şekil 3.19 deki denklem kullanılarak tayfölçerin 1 atm lik basınç değişimi tayfta hız birimi olarak 70.4 km.s -1 lik yer değiştirmesine karşılık gelmektedir. Tayfın hızındaki bu değişim ile yıldızlararası ortamda bulunan farklı hızlara sahip farklı yapıların hızları, basınç odalarındaki gaz basıncını ayarlanarak ölçülebilecektir CCD/Fabry-Perot Veri İndirgeme ve Tayf Analiz Yöntemleri TUBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) kurulan DEFPOS tayfölçeri coude odasına yerleştirildikten sonra (Şekil 3.8), tayfölçerin ilk test çalışmaları laboratuar ortamında başlamıştır. Tayfsal lambalar kullanılarak tayfölçerin optik ayarı hassas olarak yapılmıştır. Tayfölçerin gerekli tüm test çalışmaları tamamlandıktan sonra ilk bilimsel gözlemlerini 23 Mayıs 2007 den itibaren teleskop ile birlikte yapılmaya başlanmıştır. Bu gözlemlerde 4 açı dakikası görüş açısı ile gökadamızın yıldızlararası ortamında bulunan bulutsu, gezegenimsi bulutsu, HII bölgeleri ve yayılı, sıcak, iyonize olmuş kaynaklardan gelen sönük Hα ışınım çizgi gözlemleri yapılmıştır. DEFPOS-RTT150 için yapılan gözlemlerde açık gecelerdeki veriler kullanılmıştır. DEFPOS-RTT150 iyi bir gözlem gecesinde (Rüzgar Hızı 40 km/sa (11.1m/s) >, nem:%85> ve Sıcaklık ile Yoğuşma Sıcaklığı arasındaki fark 5 C C arasında) alınan verilerde yukarıda verilen meteorolojik şartlara uygun olması gerekmektedir. Tayfölçer ile gökadamızdan farklı kaynaklar için 60s ile 1200s arasında farklı pozlarda arasında tayf alınmıştır. Her gözlem galaktik koordinatlar için 77

94 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER belirlenen sağ açıklık (α 2000 ) ve dik açıklık (δ 2000 ) gözlem süresince sabit tutulmuş ve dolayısıyla yıldızlararası ortamdaki herhangi bir kaynaktan alınan Hα ışınımı düzgün ölçülmüştür. Atmosferin etkisinden etkilenmemek amacıyla DEFPO-RTT150 ile yapılan gözlemlerde zenith açısı 50 o den küçük olacak şekilde gözlemler yapılmıştır. DEFPOS Şekil 3.8 de gösterildiği üzere RTT150 binasının coude katında bulunmaktadır. Coude odasında DEFPOS tan başka bir tayfölçer (RTT150 CES:Coude Echelle Spectrometer) daha bulunmaktadır. Yapılan optik tasarım sonucunda DEFPOS tayfölçeri, RTT150 CES tayfölçerinin optik yolunda bulunmaktadır. Dolayısıyla gözlem projelerimiz bittiğinde CCD tayfölçerden sökülmektedir. DEFPOS için veri alımında ilk yapılacak işlem CCD vakum ve azot basma olaylarının gerçekleşmesidir. Kullanılan CCD her gözlemden önce sıcaklığı kontrol edilerek -110 C ye kadar soğutulmaktadır. Daha sonra CCD tayfölçerin hemen altındaki yerine yerleştirilir. Daha sonra yapılacak işlem ise RTT150 den gelen ışığı tayfölçere yönlendirmek amacıyla tasarlanan optik malzemelerin (2 adet mercek ve 1 adet ayna) yerlerine yerleştirilmesidir. 430 cm odak uzaklıklı mercek RTT150 nin coude çıkışına, ayna tayfölçerin hemen üzerindeki yerine ve aynı şekilde diğer mercekte tayfölçerin hemen üzerindeki yerine yerleştirilir. Bu nedenle CCD nin yeri hemen her gözlemde değişmektedir. CCD nin merkez ayarını yapmak için, hidrojen ve döteryum lambası kullanılarak farklı pozlarda CCD görüntüleri alınmaktadır. Halka görüntünün merkezi CCD merkezine yakın değilse, hassas bir şekilde CCD ileri geri hareket ettirilerek, tekrar Hα lamba görüntüsü alınarak ayar yapılmaktadır. Böylece DEFPOS gözleme hazır hale getirilmiş olmaktadır. Tayfölçer algılayıcı olarak piksel boyutu 15μmx15μm ve 2086x2048 pikselden oluşan (3cmx3cm) CCD görüntüleme kamerası kullanmaktadır. CCD görüntülerinin tamamı standart FITS formatında (Flexible Image Transport System) kaydedilmektedir. Bu formatta veri iki kısımda depolanmaktadır. İlk kısım Header olarak adlandırılan veriler hakkında bilgilerin kaydedildiği küçük kısmından oluşmaktadır. Burada gözlem gecesindeki CCD nin durumu, gözlem kaynağının sağ açıklık (α) ve dik açıklık (δ) gibi bilgileri ve verinin alındığı tarihten gözlemcilere kadar birçok bilgi bulunmaktadır. Örnek olarak 1 Haziran 2007 tarihinde NGC

95 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikası görüş alanında 1200 s poz süresinde alınan bir Hα tayfının header dosyası Şekil 3.20 da gösterilmektedir. Veri analizleri yapılırken her bir headerdaki bazı değerler okutulmaktadır. İkinci kısımda ise piksellerden oluşan asıl veri kısmı bulunmaktadır. Bu tez çalışmasında kullanılan CCD görüntülerin tamamı bu veri kısmı uygun programlarla gösterilmiştir. Şekil CCD ile NGC 7000 bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikalık görüş alanında 1200 s poz süresinde alınan Hα görüntüsünün header i. Tayfölçerde oluşan halka şeklindeki Hα tayfı mercek yardımıyla CCD üzerine odaklanmaktadır. CCD elektronik bir alet olduğundan tayfların analizleri yapılmadan önce CCD nin standart ön indirgeme işlemlerinin yapılması 79

96 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER gerekmektedir. Ön indirgeme işlemlerinde karanlık alan (dark field), bias ve düz alan (flat field) stratejisi izlenmektedir. Veri analizlerinde kullanılmak üzere, her gece farklı pozlarda farklı karanlık alan görüntüleri ve düz alan görüntüleri alınmaktadır. Ayrıca, CCD üzerinde oluşan halka desenin merkezini ve yansımalardan kaynaklanan yansımaların yerlerini belirlemek için değişik poz sürelerinde Hidrojen ve H-D (Hidrojen-Döteryum) lambası ile ayarlama tayfları alınmaktadır. Karanlık alan ve düz alan görüntüleri gözlem gecesinin başlangıcında ve sonunda alınmaktadır. Alınan tüm görüntüler düzenli bir şekilde depolanmaktadır. Verilere kolay ve hızlı ulaşılabilmek amacıyla, veriler hangi gün alınmış ise sırası ile o günün tarihine göre isimlendirilmektedir. Örneğin 1 Haziran 2007 gecesinde alınan ilk verinin ismi _1 olmaktadır. Bir gözlem gecesinde alınan Hα görüntülerinin CCD ön indirgemesi ve tayf analiz çalışmaları belirli bir sıralamaya göre yapılmaktadır. Şekil 3.21 de CCD indirgeme işlemleri ve tayf analiz işlemlerinin basit bir algoritması çizilmiştir. 80

97 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Görüntü (G) Karanlık Alan (K) Düz Alan (D) Kozmik Işınların Temizlenmesi ve Bozuk Piksellerin Düzeltilmesi G - K D - K (D-K) NOR = (D K)/Ortalama(D-K) (G-K) NOR = (G K)/(D-K) NOR Yansımaların Çıkarılması Halka Toplama Tekniği ile Tayfa Dönüşüm Taban Eğimlerinin Düzeltilmesi Uygun Gauss Eğrilerinin Geçirilmesi LSR Hız Değerleri ve Parlaklık Ayarlaması Parlaklık, FWHM ve VLSR Şekil DEFPOS/CCD ile elde edilen Hα verilerinin veri analiz algoritması. 81

98 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Görüntü İşleme ve Tayf Analiz Yöntemleri DEFPOS-RTT150 nin veri analizlerinden görüntülemeye kadar, *.txt veri okunmasından tayf çıktılarına kadar bir çok amaçla IDL 6.3 (The Interactive Data Language) programlama dilinde 519 program yazılmış ve bu programlardan en sık kullanılan ve en önemlileri EK-C de verilmiştir. EK-C de verilen programlar kullanılarak, önce CCD verilerinin indirgemeleri yapılmakta ve daha sonra indirgenmiş olan görüntülerin halka toplama tekniğine göre tayfları elde edilmektedir. Veri analizlerinde CCD görüntüsü ile yapılan tüm analizler piksel piksel yapılmaktadır. Veri analizleri Şekil 3.21 ile verilen indirgeme işlemleri ve tayf analiz işlemleri algoritmasına göre yapılmaktadır. Veri indirgeme ve tayf analiz etme çalışmalarını sırasıyla anlatmak amacıyla, 1 Haziran 2007 tarihinde (UT:21:22:25) NGC 7000 bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikası görüş alanında 1200s poz süresinde alınan bir Hα görüntüsü örnek olarak seçilmiştir ve CCD görüntüsü Şekil 3.22 de verilmiştir. Verilerin merkezlerini ve her verideki yansıyan halkaların merkezlerini belirlemek amacıyla bu geceye ait olan 600 s poz süreli H-D lamba görüntüsü ile birlikte veri indirgemesinde kullanılan karanlık alan ve düz alan görüntüleri seçilmiştir. Şekil 3.23 de Şekil 3.22 deki görüntünün piksellere göre parlaklık dağılımı (histogramı) gösterilmektedir. Bu histogram incelendiğinde -1 (Şekil 3.23 deki 0 a yakın sütun, Şekil 3.22 deki en soldaki siyah bölge) parlaklığa sahip piksel değerleri bir sütun şeklinde görülmektedir. Aynı şekilde den büyük parlaklığa sahip piksel değerleri de bozuk sütunlardan (Şekil 3.23 deki en son sütunlar) kaynaklanmaktadır. Parlaklık değeri (x ekseni) 1600 civarında olan sütunun nedeni ise kenarlarında bulunan kullanılmayan (ışık almayan) piksellerin (Şekil 3.23 deki 0 a yakın sütun) olmasıdır. CCD görüntülerinin kullanıldığı şekillerin altında kullanılan renk çubuğu parlaklığı temsil etmektedir. CCD görüntülerinin renk çubuğundaki değerler ADU (Arbitrary Digital Unit: Rastgele Sayısal Birim) birimindedir. 82

99 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil DEFPOS-RTT150 ile 1 Haziran 2007 tarihinde 18.sırada NGC 7000 bulutsusunun merkez (α 2000 = 20 h 58 m 4 s, δ 2000 = 44 35'43") bölgesinden 4 açı dakikası görüş alanında 1200s poz süresinde alınan bir Hα CCD görüntüsü sunulmuştur. Şekil Şekil 3.22 deki görüntünün piksellere göre parlaklık dağılımı yani histogramı gösterilmektedir. 83

100 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER CCD üzerindeki Halka Görüntünün Merkezinin Belirlenmesi DEFPOS-RTT150 ile alınan verilende halka toplama tekniği kullanarak görüntülerin tayfa dönüştürülmesi sırasında, Fabry-Perot halka desenlerinin merkezlerinin hassas olarak belirlenmesi gerekmektedir. Halka görüntünün merkezini belirlemek amacıyla yüksek poz süresinde Hidrojen ve Döteryum lambası kullanılmaktadır. Hidrojen ve Döteryum lambasının yayınımı gece gökyüzünden olan yayınıma göre daha parlak ve daha dardır (Nossal ve ark., 1997). Ayrıca, lamba verisinde poz süresi arttırıldığında (yaklaşık 600 s) halka görüntüden başka Şekil 3.15 de görüldüğü gibi yansıyan halkaların görüntüleri de ortaya çıkmaktadır. Bu şekilde yüksek poz süreli lamba ile CCD görüntülerindeki yansıyan halkaların merkezleri de belirlenmektedir. Fabry-Perot halka görüntülerinin merkezleri SAOImage DS9 Version 4.12 programı ile görüntü üzerinde çizilen çemberin yarıçapını istenilen oranda artırarak halka desenin üzerine en iyi şekilde uyan bir tane çember seçilmektedir. Çemberin Xc ve Yc koordinatlarının merkezi program yardımı ile seçilir. CCD indirgemesi yapılan verilerden tayf elde edileceği zaman bu merkez göre halka toplama tekniği uygulanarak görüntü tayfa dönüştürülür ve tayfın yapısına bakılır. Eğer tayf tam bir gauss dağılımı gösteriyorsa, belirlenmiş olan bu merkezler gözlem gecesindeki verilerin merkezleri için kullanılır. Her gözlem gecesinden önce, lamba verisi alınarak bu merkezler düzenli ve hassas olarak kontrol edilmektedir Kozmik Işınların Süzülmesi ve Bozuk Piksellerin Çıkarılması Kozmik ışın parçacıkları, yüksek enerjiye sahip elektron veya kozmik parçacıklardan oluşmaktadır ve görülme sıklığı 1.8 chip 1 s 1 olaydır 4. Kozmik ışınlar CCD piksellerine çarptıklarında piksellerin parlaklığını arttırırlar ve sıcak pikseller olarak adlandırılırlar. Ortalama gök parlaklığının üstünde olan kozmik ışına sahip olan piksellerin görüntüden çıkarılması gerekmektedir. Bu pikseller tayf elde etme işlemlerine dahil etmemek için piksellerin parlaklık değeri ortalamanın üç standart

101 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER sapma (3σ) üzerinde ve 0 ın altında ki negatif pikseller indirgeme işlemlerine dahil edilmemektedirler. Şekil 3.22 de, beyaz çizgi olarak görülen iki farklı bozuk sütun vardır. Bu sütunlardan biri pikseller (5 piksel) arasında ve y- doğrultusunda ise 1308 inci pikselden başlayarak 2048 inci piksele kadar gitmektedir. Diğer bozuk sütun ise piksel (6 piksel) aralığında genişliğinde ve y- doğrultusunda ise piksel arasındadır. Veri indirgeme işlemine başlamadan önce, galaktik, düz alan ve karanlık alan görüntülerinin her birinden bu bozuk piksellerin tek tek çıkarılması gerekmektedir. Bu nedenle, 3σ büyük olan pikseller ile bozuk sütunlara sayısı yazılmakta ve bu piksellerin parlaklık değerleri görüntülerden temizlenmektedir (Şahan, 2004). Şekil 3.22 daki CCD görüntüsünden halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayf Şekil 3.24 de ve Şekil 3.22 daki CCD görüntüsünden kozmik ışınlar ve yukarıda belirtilen bozuk sütunlar çıkartıldıktan sonra halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayfı Şekil 3.25 de gösterilmektedir. Şekil Şekil 3.22 de gösterilen CCD görüntüsünün tayfı gösterilmektedir. 85

102 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.22 de gösterilen CCD görüntüsünün tayfı, görüntüden kozmik ışınlar ve bozuk sütunlar temizlendikten sonraki oluşan tayf gösterilmektedir. İndirgeme işleminde kullanılacak olan karanlık alan (Şekil 3.28) ve düz alan görüntülerinden de (Şekil 3.26) aynı şekilde kozmik ışınlara sahip olan pikseller ve bozuk olan sütunlara 9999 yazdırılmakta ve indirgeme işlemlerine bu pikseller dâhil edilmemektedir Düz Alan (Flat Field) Görüntüsü Düz alan görüntüleri tayfölçerin optik ekseninin dışına doğru olan kararmaları düzeltmek (vignetting), CCD de pikselden piksele değişen kuantum etkinliği farklılıklarını ve tayfölçerin optiğinden kaynaklanan bölgesel farklılıklarını gidermek amacıyla kullanılmaktadır. Bu etkilerden en güçlüsü CCD üzerinde yarıçap artarken şiddetteki azalmaya neden olan kararmalardır. CCD üzerindeki her pikselin kuantum etkinliği olarak birbirinden farklıdır. Dolayısıyla tayfsal olarak iyi bir düz 86

103 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER alan elde etmek için homojen aydınlatılmış yayılı bir ışık kaynağı kullanılması gerekir (Şahan, 2004). DEFPOS tayfölçerin RTT150 teleskopu ile birlikte kullanıldığından alınacak olan düz alan görüntüleri incelenen kaynaklar ile aynı optikten geçmelidir. Dolayısıyla, düz alan görüntüleri DEFPOS-RTT150 ile birlikte alınmaktadır. Düz alan görüntüsü RTT150 teleskop kubbesine yerleştirilen 2mx2m ebadında beyaz perde yönlendirilerek 1000 W ışık kaynağı homojen olarak yansıtılması ile alınmaktadır. Bu şekilde yıldızlararası hidrojen ile düz alan ışığının aynı yolu izlenmesi sağlanmıştır. Her gözlemden önce ve sonra farklı pozlarda düz alan görüntüleri alınmaktadır. Ancak kullanılacak düz alan görüntüsünün ortalama parlaklık seviyesinin ADU değerine yakın olması tercih edilmektedir. Önceki çalışmalarla farklı yöntemlerde düz alan görüntüleri alınmış fakat en uygun yöntemin bu şekilde olması gerektiğine karar verilmiştir. Test edilen sitemlerden bir tanesi sabah ve akşam alacakaranlık saatlerinde gökyüzünden alınan düz alan görüntüleridir. Bu sistem ile alınan düz alanlar da güneşin Fraunhofer soğurma çizgisinin genişliği, düz alan kaynağı olarak kullanılacak olan gökyüzünün alaca karanlık ışığını engellemektedir (Nossal ve ark., 1997). Şekil 3.26 de 1 Haziran 2007 tarihinde 1000 W lık beyaz ışık ile 600 s poz süresinde kullanılarak alınan düz alan görüntüsü verilmiştir. CCD merkezine daha fazla ışık düşerken dış kısımlara çıkıldıkça gölgelenmelerden dolayı ışık azalmaktadır. Düz alan görüntüsünden halka toplama tekniğine göre elde edilen tayfı Şekil 3.27 de verilmiştir. Tayf incelendiğinde 0 tayfsal element 49. tayfsal element doğru tayf düzgün olarak artmaktadır. CCD nin merkezindeki parlaklık ADU iken dışa doğru gidildikçe bu parlaklık değeri ADU ya kadar azalmaktadır. Bunun nedeni yukarıda açıklandığı gibi optik sistemlerdeki kenar problemlerinden kaynaklanmaktadır. Aynı zamanda Şekil 3.27 incelendiğinde tayfın sağ tarafında hafif bir azalma bulunmaktadır. Bunun nedeninin tayfölçer içerisindeki yansıma farklılıkları olduğunu düşünülmektedir. 87

104 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil W lık beyaz ışık ile 600 s poz süresinde kullanılarak DEFPOS- RTT150 ile alınan düz alan görüntüsü. 88

105 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.26 deki CCD görüntüsüne halka toplama tekniği uygulanarak elde edilen tayf Karanlık Alan Görüntüsü (Dark Field), Okuma Gürültüsü (Read Noise) ve Kazanç (Gain) Pikselden piksele hassasiyetin değişimine ek olarak CCD nin sıcaklığından kaynaklanan sıcak gürültü (thermal noise) bulunmaktadır. Modern CCD ler oldukça düşük sıcaklığa kadar soğutulduklarından sıcak gürültü oldukça azalmıştır. Gözlemlerde kullanılan 2086x2048 CCD kamerası sıvı (N2) azot kullanılarak 110 C a kadar soğutulmasına rağmen, sinyal ile karşılaştırıldığında, CCD yongası üzerinde hala sıcaklıktan kaynaklanan ve ihmal edilemeyecek ölçüde gürültüler oluşmaktadır. Bu gürültüleri ölçmek için, CCD kapatılarak gözlem için verilen süre kadar poz süresi verilmektedir ve daha sonra bu etki piksellerden çıkarılmaktadır. Bu işleme karanlık alan çıkarma işlemi denir. Her gece gözlemden önce, gözlem yapılırken ve gözlemden sonra gözlem süresi kadar farklı poz süresinde karanlık alan görüntüsü alınmaktadır. Şekil 3.28 de 1 Haziran 2007 tarihinde shutter kapalı olarak 1200 s poz süresinde alınan bir karanlık alan görüntüsü örnek olarak verilmiştir. Karanlık alan 89

106 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER görüntüsünün üzerinde okunan değerler ortalama 5663 ADU civarındadır. Karanlık alan görüntüleri indirgeme işlemi sırasında, galaktik ve düz alan görüntülerinden tek tek çıkarılmaktadır. Halka toplama tekniği kullanılarak karanlık alan görüntüsünden elde edilen tayf Şekil 3.29 da verilmiştir. Düşey eksendeki parlaklık değeri 0 ile 6000 ADU arasındadır. Bu nedenle tayfsal elementlerin tamamı yaklaşık düz bir çizgi şeklinde görülmektedir. Tayfın düşey eksenindeki değerler aralığı daha dar tutularak tayf alındığında darkların parlaklık değişimi daha net olarak Şekil 3.30 de verilmiştir. Şekil 3.30 de görüldüğü gibi karanlık alan görüntüsünün değeri ile ADU arasında değişmekte ve dolayısıyla parlaklık değişimi ~1 ADU civarında olmaktadır. Şekil s poz süresinde alınan karanlık alan görüntüsü (Shutter kapalı). 90

107 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.28 da verilen CCD görüntüsünün halka toplama tekniği ile elde edilen karanlık alan tayfının parlaklık değeri ADU aralığındadır. Şekil Şekil 3.28 deki CCD görüntüsünden elde edilen karanlık alan tayfı. Parlaklık aralığı ADU dur. 91

108 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER CCD lerin özelliklerinden dolayı CCD yongası üzerindeki her pikselin değeri okunurken CCD içerisindeki yükselticiler tarafından elektronlar oluşturulur. Arzu edilen sinyal tarafından üretilen Poission gürültüsü ancak bu okuma gürültüsünün düşük olduğunda aşabileceği için özel bir önemi vardır. Bu durum da veri okuma gürültüsü ile sınırlanmış olacaktır (Gaustad ve ark., 2001). Herhangi bir CCD için okuma gürültüsünün miktarı, kazanç değeri ve Poission gürültüsü tarafından üretilen foto elektronları ortadan kaldırmak amacıyla, CCD nin shutter i kapalı olarak alınan birkaç karanlık alan görüntüsü ile belirlenebilir. İlk olarak DEFPOS ile kullanılan görüntüleme CCD kamerasının kenarlarında bulunan boş sütunlar karanlık alan görüntülerinden çıkarılır. Daha sonra sıcak pikseller ortalamanın 3σ büyük olan pikseller ile bozuk sütunlar işaretlenerek hesaplamalara dâhil edilmezler. Sonuç da elde edilen karanlık alan görüntülerinin ortalama değerlerindeki sapmalar (standart sapma ya da RMS: Root Mean Square değeri) CCD nin okuma gürültüsünü ADU biriminde verir. Farklı tarihlerde ve farklı pozlarda (60s, 180s, 300s, 600s, 1200s, 1800s) 65 tane karanlık alan verisi kullanılarak hesaplanan standart sapma değeri 31.2 ADU olarak belirlenmiştir. Bu sapma değeri poz sürelerine göre değişmektedir. 60s için 11.1 ADU, 180s için 20.8 ADU, 300s için 35.4 ADU, 1200s için 22.8 ADU, 1200s için 16.4ADU, 1800s için 3.2 ADU olmaktadır (Mierkiewicz, 2002). Hesaplanan okuma gürültüsü değeri, kazanç değeri ile çarpılarak ADU biriminden e - birimine dönüştürülerek CCD sinin kazancı hesaplanmıştır. Herhangi bir CCD nin kazancı homojen aydınlatma ile değişik ışık seviyelerinde ortalama ADU ve bunun standart sapma değerleri ölçülerek çizildiğinde oluşan grafiğin eğimi ile bulunabilir 5. Şekil 3.31 de farklı gözlem tarihlerinde ve farklı pozlarda elde edilmiş düz alan görüntülerinin ortalama değerlerinin standart sapma değerlerine karşı grafiği çizilmiştir. Şekil 3.31 deki grafiğin denklemi grafiğin sol üst tarafına yazılmıştır ve eğiminin ~1.41 olduğu görülmektedir. Dolayısıyla kullanılan CCD için

109 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER kazanç değeri 1.4e / ADU dur. Sonuç olarak 1200s poz süresi için okuma gürültüsü 1.4e / ADUx16.4ADU = 23e olmaktadır. Şekil Farklı gözlem tarihlerinde ve farklı pozlarda elde edilmiş düz alan görüntülerinin ortalama değerlerinin standart sapma değerlerine karşı grafiği çizilmiştir Galaktik ve Düz Alan Görüntülerinden Karanlık Alan Görüntülerinin Çıkarılması Galaktik ve düz alan görüntülerinin karanlık alan görüntüsünü içerdiğinden görüntülerden karanlık alan görüntülerinin çıkarılması gerekmektedir. Örneğin Şekil 3.25 de elde edilen galaktik Hα tayfının taban düzeyi yaklaşık 5676 ADU seviyesindedir. Bu değerin altında kalan değerler atmosferin parlaklığının neden olduğu gürültülerden ve özellikle CCD nin ısınmasından kaynaklanmaktadır. Bu değerlerin verilerden çıkartılması gerekmektedir. Parlaklık değeri karanlık alan görüntüsünde de olduğundan her pikselden karanlık alan görüntüleri çıkarıldığında, kalan parlaklık değeri görüntünün net parlaklığı olur. Şekil 3.22 de verilen galaktik Hα görüntüsünden Şekil 3.28 da verilen ortalama 5665 ADU parlaklığına sahip karanlık alan görüntüsü çıkarıldıktan sonra elde edilen tayf Şekil 3.22 de verilmiştir. Şekil 3.22 deki galaktik Hα görüntüsünden elde edilen tayfın (Şekil 3.23) taban 93

110 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER düzeyi 5676 ADU seviyesinde iken, görüntüden karanlık alan görüntüsü çıkarıldıktan sonra elde edilen tayfın taban düzeyi (Şekil 3.32) yaklaşık 16 ADU seviyesindedir. Aynı şekilde düz alan görüntüsünden de karanlık alan görüntüsü çıkarılmaktadır. Şekil CCD nin elektroniğinden kaynaklanan etkileri ortadan kaldırmak için Şekil 3.22 daki Galaktik görüntüden Şekil 3.28 deki karanlık alan görüntüsünün çıkarılmasından sonra elde edilen tayf Düz Alan Görüntüsünün Normalize Edilmesi Düz alan görüntüsünden karanlık alan görüntüsü çıkarıldıktan sonra, düz alan görüntüsündeki sayınının bulunduğu pikseller haricindeki tüm piksellerin ortalama parlaklık değerleri bulunur. Şekil 3.26 de verilen düz alan görüntüsünün ortalama parlaklık değeri dir. Düz alan görüntüsü, bulunan ortalama parlaklık değerine bölünerek düz alan normalize edilir ise daha sonra yapılacak olan galaktik görüntünün bu normalize edilmiş görüntüye bölünmesinde görüntünün değerleri artmaktadır. Bu nedenle düz alan görüntüsünün tamamından ortalama almaktansa bunun yerine sadece halka toplama tekniğinin kullanılacağı bölgenin ortalamasının 94

111 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER alınmasının daha sağlıklı olacağına karar verilmiştir. Halka toplama tekniği verilen bir merkezden başlayarak 438. piksel yarıçapındaki bir alanda çalışmaktadır. Dolayısıyla 438 piksel yarıçapındaki bölgenin piksel ortalaması kullanılmaktadır. Düz alan görüntüsü hesaplanan bu ortalama değeri ADU ya bölündüğünden Şekil 3.26 de verilen tayfın ADU ile ADU arasında değişen parlaklık değeri, normalize sonucunda 0.96 ile 1.04 arasında olmaktadır. Normalize edilen düz alan görüntüsünden elde edilen tayf Şekil 3.33 de verilmiştir. Şekil Normalize edilmiş düz alan görüntüsünün tayfı gösterilmiştir Galaktik Ha Görüntülerinin Normalize edilmesi CCD görüntülerindeki aletsel etkilerinin çıkarılmasındaki sondan bir önceki aşama galaktik Hα verilerinin düz alan görüntülerine bölünmesi gerekmektedir. Şekil 3.26 de görüldüğü gibi vignetting olayı nedeni ile ışık CCD nin merkez bölümüne daha fazla düşmekte ve merkezden dışa doğru gidildikçe parlaklık oranı düşmektedir 95

112 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER (Şahan, 2004). Galaktik Hα görüntülerinde de aynı durum söz konusudur. Bu nedenle optik geçirgenliğin farklılıklarını ortadan kaldırmak amacıyla, her görüntü normalize edilmiş olan düz alan görüntüsüne bölünmektedir. Şekil 3.22 deki galaktik Hα görüntüsü normalize edildiğinde, Şekil 3.34 daki görüntü elde edilmiştir. Şekil Şekil 3.22 deki galaktik görüntünün Normalize edilmiş görüntüsü gösterilmiştir. Şekil 3.34 de düzeltilmiş olan görüntüden halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayf Şekil 3.35 de verilmiştir. 96

113 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.34 deki Normalize edilmiş galaktik görüntünün tayfı gösterilmiştir. Şekil 3.32 ile Şekil 3.35 birbirine benzemektedir. Ancak Şekil 3.32 de sadece karanlık alan çıkarıldıktan sonra halka toplama tekniği uygulanarak tayfı alınmış, Şekil 3.35 ise düz alan bölündükten sonraki tayf gösterilmektedir Yansıyan Halkaların Çıkarılması Şekil 3.15 de verilen H-D lambası görüntüsünden açık olarak görüldüğü gibi CCD görüntüsü üzerinde oluşan gerçek görüntüden başka iki tane farklı merkezlere sahip olan yansımış görüntü de vardır. Yansımalar etalonlardan ve odaların ara yüzeylerindeki camlardan kaynaklanmaktadır. Yansıyan halkaların birinin merkezi sabittir (alttaki) ve bunun FP1 etalonunun yüzeyinden yansıdığı saptanmıştır. İkinci yansıyan halkanın (üstteki) merkezi çözünürlüğü yüksek olan etalonun (FP2) bulunduğu odadaki gaz basıncına bağlı olarak değişmektedir (Şahan, 2004). Dolayısıyla, ikinci yansıma da çözünürlüğü yüksek olan etalonun bulunduğu odacık 97

114 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER ile çözünürlüğü düşük olan etalonun bulunduğu odacığın ara yüzeyindeki camdan kaynaklanmaktadır. Yansımış halkaların parlaklık olarak etkisi tüm tayfın üzerine dağılmış durumdadır. Bu nedenle, yansıyan halkaların parlaklıklarının etkileri gerçek görüntünün parlaklık değerinden çıkarılması gerekmektedir. Bunun için önce SAOImage Ds9 programı kullanılarak halka görüntünün merkezi belirlenmektedir. Yansımalardan ortaya çıkan halkalardan birinci (üstteki) halkanın merkezi XC1= ve YC1= piksellerdedir. Birinci yansıyan halka, gerçek halkanın merkezinden dx1= piksel sağda ve dy1= piksel yukarıdadır. Birinci yansıyan halkanın parlaklık değeri gerçek görüntünün yaklaşık %7 i kadardır. Aynı şekilde, ikinci yansıyan halkanın (alttaki) merkezi XC2= ve YC2= pikseldedir. İkinci yansıyan halka ise gerçek görüntünün yaklaşık % 4.5 i kadardır (Şahan, 2004). Gerçek görüntüden merkezi belirlenmiş olan yansıyan iki halka görüntünün çıkarılması için 2086x2048 piksel boyutunda iki tane boş kare çerçeve oluşturulmaktadır. Bu boş kare çerçevelerden birisinin merkezi gerçek CCD görüntüsünün merkezinden dx1 ve dy1 kadar yukarıda oluşturulur. Gerçek görüntünün her pikselinin % 7 si kadar parlaklık değeri ile çarpılarak yeni bir görüntü elde edilir. Birinci yansımış halkanın yeni görüntüsü gerçek görüntüye göre dx1 ve dy1 kadar yer değiştirmiş olduğundan, bu görüntünün gerçek görüntüye göre dx1 ve dy1 kadar bölümleri boş kalmakta ve bu pikseller kullanılmamaktadır. Aynı şekilde, ikinci boş kare alan için gerçek görüntüye göre merkezi dx2 ve dy2 kadar kaymış bir kare alan oluşturulur. Bu alana gerçek görüntünün her pikselinin % 4.5 i kadar parlaklık değeri ile çarpılarak ikinci bir görüntü oluşturulur. Bu iki yapay görüntü gerçek görüntüden çıkarılarak yansımalar yok edilir. Yukarıda belirtildiği gibi bu halka deseninin merkezi belirlendikten sonra, veri indirgemesi yapılacağı zaman halka toplama programında gerçek görüntünün merkezi ve her iki yansıyan halkanın dx1, dy1, dx2 ve dy2 değerleri programda gerekli yerlere yazılır. Oluşturulan 2086x2048 piksel boyutundaki iki görüntü Şekil 3.34 deki indirgenmiş olan gerçek CCD görüntüsünden çıkarılır. Çıkarma işlemi yapılırken, olan pikseller çıkarma işlemine dahil edilmezler. Yansıyan halkalar çıkarıldıktan sonra elde edilen CCD görüntüsü Şekil 3.36 de verilmiştir. 98

115 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.34 deki normalize edilmiş galaktik görüntüden yansımaların çıkarılmasından sonraki görüntü gösterilmektedir. Görüntünün dış kısımlarındaki siyah görülen bölümler, yansımış halkalar için oluşturulan görüntülere 9999 yazılan kısımlardır ve buradaki pikseller kullanılmamaktadır. Şekil 3.36 deki görüntüden halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayf Şekil 3.37 de verilmiştir. Şekil 3.37 nin Şekil 3.35 deki tayftan farkı ise yansıyan halkaların çıktıktan sonra tayfları göstermektedir. Şekil 3.35 de görüldüğü gibi taban seviyesi düşmektedir. 99

116 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.36 deki görüntünün halka toplama tekniği kullanılarak elde edilen tayfı gösterilmektedir Tayfların Düzeltilmesi, Tayfların Üzerinden Gauss Eğrilerinin Geçirilmesi ve Galaktik Yapıların Hızlarının Belirlenmesi İndirgeme işlemleri yapılırken, karanlık alan görüntüsünün piksellerinin parlaklık değerine göre elde edilen tayfların taban düzeyleri sıfır seviyesinin altında veya üzerinde olmaktadır. Bu nedenle bu düzeyin sıfır seviyesine getirilmesi gerekmektedir. Tayf, normalize edilen düz alan görüntüsüne oranlandığında bu eğimin düzelmesi gerekiyor. Fakat özellikle sönük görüntülerde bu eğim daha büyük olmaktadır. Tayfların bu eğimlerinin düzeltilmesi ve uygun gauss eğrilerinin geçirilmesi için Peakfit 4.00 (Jandel Scientific Software: programı kullanılmaktadır. Bu program ile eğimleri düzeltilip seviyeleri 0 çekilen veriler daha sonra yine aynı program ile galaktik yapıya en uygun gauss eğriler geçirilir. En uygun gauss eğriler geçirilirken program tarından uygulanan eğri için hesaplanan minimum hata miktarı olan eğriler kabul edilmektedir. Uygun gauss eğrileri yerleştirildikten sonra elde edilen 100

117 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER FWHM(Full Width Half Maximum: Yarı Yükseklikteki Tam Genişlik), ALAN ve gauss un merkez değerleri bir text dosyası olarak kaydedilir (Şahan, 2004). IDL programı ile yapılan bir program ile Şekil 3.37 grafik elde edilmiştir. Program daha önce peakfit programı tarafından üretilen eğimleri düzeltilmiş text halindeki veriyi ve yine aynı program tarafından üretilen FWHM, ALAN ve gauss eğrisinin merkez değerlerin olduğu text dosyasını okumaktadır. Bu verilerden başka daha önceden yaratılmış olan ve içinde gözlemle ilgili bilgileri taşıyan bir başka text dosyasını daha okunmaktadır. Buradan verinin adı, kaynağın adını, gözlem koordinatlarından sağ açıklık ve dik açıklığı, poz süresini, yapıların V LSR hızları, tayfölçerin odalarında bulunan basınç değerlerini okumaktadır. LSR hızları için web sitesindeki 6 hesap makinesi kullanılmıştır. Bu değerler kullanılarak öncelikle laboratuar çizgisinin yeri tayfölçer odalarındaki basınç değeri ve Şekil 3.19 de elde edilmiş (y=-17.46x+39.49) olan denklemi kullanarak LSR hızlarının yeri belirlenmektedir. Örneğin _18 verisi için gözlem zamanı ve gözlem koordinatı kullanılarak hesaplanan LSR hız değeri km.s -1 dir. LSR hızı ise bu çizgiye göre V LSR = -V LSR 2.33 km.s -1 (0.05 Å) düzeltmesi yapılarak km.s -1 olmaktadır (Haffner ve ark, 2003; Şahan ve ark., 2007). Daha sonra km.s -1 hız değerinin hangi tayfsal elemente karşılık geldiği belirlenir. Basınç odalarındaki basınç değerleri her ikisi içinde bu veri için 1.0 bar dır. Buradan bu değeri denkleme koyduğumuzda x =22.03 tayfsal element olarak bulunur inci tayfsal elemente km.s -1 hız değerini sabitleyip diğer tayfsal elementleri de (her bir tayfsal element 4 km.s -1 ) bu hız değerine göre düzenlenirse hız ayarlamasını yapılmıştır

118 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Şekil Şekil 3.37 deki tayfların hız ve parlaklık ayarlamaları yapıldıktan sonraki şekli gösterilmektedir. Grafiği dikine kesen kesikli çizgiler LSR ın yerini göstermektedir. Grafiğin üzerindeki noktalı çizgi ise uydurulan gauss eğrisini göstermektedir. Bu şekilde aynı zaman da artık verilerde gösterilmiştir. Bu çizginin tayfsal element değerinin incelediğimizde tayfsal elemente ve aynı zamanda km.s -1 değerinde olduğu görülmektedir. Benzer şekilde Şekil 3.38 de noktalı olarak gösterilen çizgi verilere en uygun teorik gauss eğrisini göstermektedir. Uydurulan gauss eğrisinin uygunluğunu kontrol etmek amacıyla her tayfın alt tarafında uydurulan gauss eğrisinden gerçek değerler çıkarılarak elde edilen artık değerler (Residual) çizdirilmektedir. Bu kısım bize eğrinin ne kadar iyi geçtiğini göstermektedir _18 verisi için en uygun 1 gauss eğri bulunduğundan elde edilen özellikleri FWHM=34.9 km.s 1, tayf yüksekliği: ADU, yapının LSR hızı:3.1 km.s 1 ve bu veriler kullanılarak bulunan alan ise ADU. km.s 1 olarak hesaplanmıştır. Parlaklık ayarlaması ile bu nokta için hesaplanan parlaklık değeri 982 R olmaktadır. Bazı yapılarda elde edilen tayfa 1 den fazla gauss eğri geçirmek gerekmektedir. Buna örnek olarak NGC6853 gezegenimsi bulutsudan alınan veriler Bulgular ve Tartışma kısmında ayrıntılı olarak anlatılmıştır. 102

119 3.MATERYAL VE METOD Nazım AKSAKER Bu tez çalışmasında, DEFPOS-RTT150 ile elde edilmiş olan bütün CCD görüntülerinin tamamı Şekil 3.17 ile verilen algoritmaya göre yapılmıştır ve bu verilerin tamamı tezin sonunda EK-D de tablolar halinde detaylı bir şekilde verilmiştir. 103

120 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Bu çalışmada, Gökadamızın yıldızlararası ortamında bulunan bulutsu, gezegenimsi bulutsu, HII bölgeleri ve yayılı, sıcak, iyonize olmuş kaynaklardan gelen Hα ışınım çizgisinin özelliklerini incelemek amacıyla, tasarlanan DEFPOS tayfölçeri, RTT150 teleskopunun coude odağında kullanılmaya hazır hale getirilmiştir. DEFPOS tayfölçeri, TUBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) bulunan RTT150 teleskopunun coude çıkışına Şekil 3.4 de görüldüğü gibi yerleştirilmiştir. DEFPOS un RTT150 ile birlikte kullanılmaya başlaması ile 4 açı dakikası uzaysal çözünürlük (yüksek çözünürlük) ve 30 km.s -1 tayfsal çözünürlük (düşük çözünürlük) ile Samanyolu gökadasındaki kaynaklardan gelen Hα tayfları incelenebilmektedir. Tayfölçer teleskopla uyumunu sağlamak ve 200 km.s 1 (4.4 Å) aralığındaki Hα ışınımını ölçmek amacıyla yeni bir optik tasarlanmış ve ilk sinyal 23 Mayıs 2007 tarihinde başarı ile alınmıştır. İlk gözlemlerde alınan veriler kullanılarak tayfölçerin hassasiyeti, parlaklık ayarlaması ve gözlemlenecek kaynaklar için ne kadar poz süresinin gerekeceği belirlenmiştir. Genel olarak tayfölçer çok küçük bölgeye baktığından 1200 s ile 2400 s arasında değişen pozlar kullanılarak kaynakların incelenmesine karar verilmiştir. Başka bir deyişle DEFPOS un RTT150 ile birlikte kullanılmasıyla vuru gürültü oranı belirlenmiştir. DEFPOS un RTT150 ile birlikte kullanılabilmesi için, TUG müdürlüğüne verilecek olan gözlem projeleri ile RTT150 teleskopundan gözlem zamanı almak gerekmektedir. Ancak bu sayede DEFPOS RTT150 ile birlikte kullanılabilmektedir. TUG a yılda iki dönemde toplam 4 proje verilmekte ve her dönem için ortalama 8 gözlem gecesi alınmaktadır. Şimdiye kadar test çalışmaları da dahil olmak üzere yaklaşık 24 gözlem gecesi kullanılmıştır. 8 gözlem gecesinde havanın gözleme uygun olmaması nedeniyle ve 10 gözlem gecesi ise optik sistemin ayarlanması ve diğer teknik problemlerden dolayı kullanılamamıştır. DEFPOS, RTT150 ile birlikte kullanılarak yapılacak çalışmalardaki kaynaklar ilk aşamada FWHM, VLSR ve parlaklığı bilinen nesneler üzerinde çalışılmıştır. İlk olarak parlaklık ayarlaması yapmak amacıyla birçok kişi tarafından 104

121 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER çalışılmış NGC 7000 bulutsusu üzerine odaklanılmıştır. Benzer olarak DEFPOS un vuru gürültü oranının belirlenmesi amacıyla yapılan testlerde bu bölgeden alınan tayflar kullanılmıştır DEFPOS un Parlaklık Ayarlaması (Tezin bu bölümü Experimental Astromi dergisinde yayınlanmıştır.) Parlaklık ayarlaması astronomik verilerin sonuçlarının diğer çalışmalarla karşılaştırılması için ve sonucta elde edilen değerlerin ne kadarlık parlaklığı temsil ettiğini göstermesi açısından oldukça önemlidir. Hα ışınımının parlaklığı astronomik standart bulutsu kaynaklarından gelen Hα ışınımının toplam alanının karşılaştırılması ile yapılmıştır. Bulutsular yayılı ve dünyanın atmosferinin dışında olduklarından gözlenen kaynaklar gibi Fabry-Perot un tüm görüş alanının doldururlar ve aynı atmosferik etkilerden etkilenirler. Uzun dönem sabit kalmaları ve sürekli ışınım yerine çizgi ışınımın kullanılması gibi onemli avantajlara sahiptirler (Mierkiewicz, 2002; Nossal ve ark., 2001). Bu kaynaklara örnek olarak klasik HII bölgesi olarak bilinen NGC 7000 (The North American Nebula: NAN) bulutsu Cygnus da 120' görünür genişliğe ve 1.6 KLY(kilo ışık yılı) uzaklığa sahiptir. Bulutsunun Hα yüzey parlaklığının hesaplanması amacıyla birçok çalışma yapılmıştır. Örnek olarak Ishida ve Kawajiri nin (1968) çalışması seçilmiş bazı HII bölgelerinin Hα da eş fotometri üzerine odaklanmıştır. Bu bölgelerden (4 o x4 o ) biri NGC 7000 dir. NGC 7000 in Hα parlaklık ayarlaması için bulutsu civarındaki standart yıldızları kulanmışlar ve 0.3' çözünürlüklü Hα yüzey parlaklığı haritası hazırlamışlardır (Ishıda ve Kawajiri, 1968). Daha sonra Reynolds ve ark. (1973) eş parlaklık haritasını kullanarak nebulanın merkez 45' görüş alanına sahip bölgenin Hα yüzey parlaklığını 1300±200 Rayleigh (Hα da 1 Rayleigh (R) =10 6 /4π foton cm -2 s -1 sr 1 =2.4x10 7 erg cm 2 s 1 sr 1 ) olarak hesaplamışlardır. Zhidkov (1973) 90' görüş alana sahip bir Fabry-Perot tayfölçerini bir optik sistemle birlikte kullanarak NGC 7000 in yüzey parlaklığını 800 R olarak hesaplamıştır. Levasseur (1976) D2A uydusundaki Hα fotometresini kullanarak bulutsunun merkez 2 o x2 o bölgesinin parlaklığını 51 R olarak bulmuştur. Scherb (1981) Levasseur un belirlediği aynı bölge için Ishida ve Kawajiri nin haritasını 105

122 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER kullanarak R olarak belirlemiştir. Daha önce Hα yüzey parlaklığı için yapılan bu çalışmalardan Zhidkov, Ishida ve Kawajiri ile benzer sonuçlar bulurken Levasseur un sonucu oldukça farklıdır. Scherb e göre Levasseur un sonucu Scherb ün sonuçlarından 10 kez daha küçüktür. Daha sonra, Scherb NGC 7000 in (α 1950 =20 h 56 m 17 s.0, δ 1950 = ; Tufte, 1997) Hα yüzey parlaklığını bağımsız olarak ölçtü ve bulutsunun yüzey parlaklığını Fabry-Perot tayfölçerinin 49' görüş alanı üzerinden α Boo ve α Tau standart yıldızları ve NGC 7662 gezegenimsi bulutsuyu kullanarak 850±50 R buldu. Böylece Scherb, Reynolds tarafından Ishida ve Kawajiri nin haritasından seçilen bölgenin tahmini Hα yüzey parlaklığının 1.5±0.2 kat daha parlak olduğunu bulmuştur. Nossal (1994) kara cisim kaynağı ile kullanılarak bulutsunun 49' lık bölgesinin Hα yüzey parlaklığını 930±30 R olarak hesaplamıştır. Fabry-Perot ile sürekli ışınımın ölçülmesinden dolayı parazit ışık etkilerinden dolayı Scherb ün değerini önermiş ve atmosferik Hα çalışmalarında 850±50 R değerini kullanmıştır. Böylece NGC 7000 in 0.8 o lik ( 49') bölgesinin Scherb tarafından bulunan Hα parlaklık değeri, 1 o lik galaktik gözlemlerde WHAM (Wisconsin H-Alpha Mapper; Haffner ve ark., 2003) ve atmosferik gözlemlerde PBO (Pine Bluff Observatory; Mierkiewicz, 2002; Nossal, 1994) kullanılmaktadır. Bu çalışmada DEFPOS un parlaklık ayarlaması yapılırken Ishida ve Kawajiri nin haritasından başka VTSS (Virginia Tech Spectral Survey) Hα haritası da kullanılmıştır. İçinde NGC 7000 in de bulunduğu Samanyolu gökadasının kuzey yarıküresi, Dennison ve ark. (1998) tarafından yüksek uzaysal çözünürlük ve sıcak iyonize ortamın geniş alanlı görüntülenme araştırması ile Hα da görüntülenmiştir. VTSS görüntüleme çalışmasında piksel çözünürlüğü 27 mikron ve açısal çözünürlüğü 1.6' olarak kullanılmıştır. Görüntü hassasiyeti Rayleigh altı yapıları belirlemeye imkân vermektedir. VTSS projesi tarafından üretilen veriler FITS formatındadır ve internet sitesinden indirilebilir. Ishida ve Kawajiri nin haritasına göre NGC 7000 in merkezine gidildikçe parlaklık arttığından dolayı Morhenthaler ve ark. (2001) NGC 7000 in Hα yüzey parlaklığını Scherb tarafından 49' görüş alanı üzerinden 850±50 R yerine 1 o WHAM 106

123 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER görüş alanı için 800 R olarak tahmin etmişlerdir. Buna benzer olarak bulutsunun (α 2000 =20 h 58 m 04 s.0, δ 2000 = , equinox=2000.0) 50 mm Fabry-Perot un 4' görüş alanı için 900 R olarak tahmin edilmiştir. Parlaklık ayarlaması kaynağı olarak bir bulutsunun kullanılmasının önemli olması nedeni ile WHAM ve PBO için kullanılan NGC 7000, DEFPOS un parlaklık ayarlaması kaynağı olarak seçilmiştir. Ishida ve Kawajiri (1968), Scherb (1981), Dennison ve ark. (1998), Morgenthaler ve ark. (2001) ve Haffner ve ark. (WHAM; 2001) sonuçları ve bulutsunun 4' bölgesi kullanılmıştır. DEFPOS un görüş alanı 3'.50 dir. Parlaklık ayarlaması yapılırken 4' kullanılması parlaklık ayarlamasının ne kadar etkilendiği düşünülmüş ve bu amaçla Hawaii de bulunan FAULKES gözlemevindeki 2.0 m çaptı robotik teleskop, NGC7000 in merkez bölgesinin görüntüsü dar bandlı Hα filtresi kullanarak alınmıştır. Alınan görüntü (yaklaşık 4 x4 ) Şekil 4.1 de verilmiştir. Şekil 4.1 de dış kısımda bulunan yeşil ve içteki mavi halkanın çapları sırasıyla 3'.50 ve 4' dır. Her iki alanın parlaklıkları hesaplandığında aralarındaki farkın 1 R oldugu görülmüştür. Bu nedenle bundan sonraki hesaplamalarda DEFPOS un görüş alanı 4' olarak alınmıştır. 107

124 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil 4.1. NGC7000 in parlaklık ayarlaması için kullanılan bölgesinin FAULKES gözlemevindeki 2.0 m teleskop ve dar bandlı Hα filtresi kullanılarak alınan görüntü. Görüntü üzerindeki mavi halka 3.50 ve yeşil halka 4 görüş alanını temsil etmektedir. Önceki kısımlarda anlatılan nedenlerden dolayı, DEFPOS verilerinin parlaklık ayarlaması NGC 7000 in merkezi 4' görüş alanlı bölgesi için daha önce yapılmış Ishida ve Kawajiri (1968), Scherb (1981), Dennison ve ark. (1998), Morgenthaler ve ark. (2001) ve Haffner ve ark. (2001) çalışmalarla karşılaştırılmıştır. DEFPOS verilerinin parlaklık ayarlamalarını yapmak için ilk olarak Ishida ve Kawajiri Hα haritasının 2 o x2 o lik bölgesi 4'x4' lık gridler şeklinde (Bkz. Şekil 4.2b) sayısallaştırılmıştır. Scherb, Reynolds un Ishida ve Kawajirinin haritasını kullanarak 45' görüş alanı için 1300±200 R değerinin 1.5±0.2 kat parlak olduğunu buldu ve yeni değerin 850±50 R olduğunu gösterdi. Sayısallaştırılmış haritadan 45' görüş alanı için (Scherb in görüş alanı ile aynı) Hα yüzey parlaklık değerinin 1359±209 R ve 49' görüş alanı için 1341±206 R olduğu hesaplanmıştır. 49' görüş alanı için 850±50 R 108

125 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER bizim değerler ile karşılaştırılarak DEFPOS değeri ile Scherb ün bulduğu değerinden 1.58 kat parlak olduğunu bulunmuştur. Daha sonra sayısallaştırdığımız haritayı düzeltmek amacıyla bu haritadaki her bir parlaklık değeri 1.58 ile bölünmüştür. Bu düzeltmelerden sonra sayısallaştırdığımız haritadan 1 o WHAM görüş alanı için parlaklık değerinin 810 R olarak hesaplanmış ve bu değerin Haffner (2003) tarafından önerilen 800 R değerine oldukça yakın olduğu gözlenmiştir. Sayısallaştırılan harita kullanılarak 4' bölge için parlaklık değerini 940 R olarak hesaplanmış bu değerinde Morgenthaler ve ar. (2001) tarafından bulunan 900 R değerine oldukça yakın olduğu görülmüştür. VTSS Hα verisine (Cyg08 Hα FITS dosyası) açıklık fotometrisi IDL DAOPHOT paketindeki APER (Stetson 1987; W. Landsman 2001; bkz dipnot 7 ) prosedürü kullanılarak DEFPOS un 4' görüş alanındaki parlaklık değerini hesaplamak için uygulanmıştır. Bu sürecin VTSS Hα görüntüsüne uygulanılarak elde edilen parlaklık değerleri ve sayısallaştırılmış değerler Tablo 4.1 de verilmiştir. Her bir çalışma ve DEFPOS için NGC 7000 in Hα yüzey parlaklık değerleri Tablo 4.1 de özetlenmiştir. İlk sütunda araştırmacılar listelenmiştir. İkinci sütun aletlerde kullanılan görüş alanlarını yay dakikası cinsinden artan sıra ile verilmiştir. Her araştırmacının kullandıkları aletlerin FOV leri ile buldukları Hα yüzey parlaklık değerleri ile aynı bölgelerin sayısallaştırılmış haritadaki düzenlenmiş parlaklık değerleri sırasıyla 3. ve 4. Sütunlarda verilmiştir. 7 Bkz 109

126 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.1. Farklı görüş alanlarında NGC 7000 in Hα yüzey parlaklık değerlerinin önceki sonuçları ve sayısallaştırılmış haritadaki aynı görüş alanındaki değerleri. Kaynaklar Görüş Alanı (') Hα Yüzey Parlaklığı (R) Sayısallaştırılmış Harita* Morgenthaler ve ark. (2001) ±188 VTSS; Dennison ve ark. (1998) ±188 Ishida ve Kawajiri (1968) ± ±170 Scherb (1981) ±50 850±170 Nossal (1994) ±80 850±170 WHAM; Haffner ve ark. (2003) ±162 Zhidkov (1973) ±142 Levasseur (1976) ±127 *: Ishida ve Kawajiri nin haritasından sayısallaştırdığımız haritadaki değerler 1.58±%20 ile bölünmüştür. (R) Parlaklık ayarlaması kaynağı olarak öneminden dolayı NGC 7000 bulutsusundan 1 o lik WHAM görüş alanını içerisine düşen farklı bölgelerden 4 FOV ile ölçümler yapmayı kararlaştırdık ve 01/02 Haziran 2007 tarihinde farklı poz sürelerinde (60 s 1200 s) 1 o lik bölgeden 9 farklı bölgeden pek çok Hα tayfı alındı. Bu bölgeler VTSS Hα haritası üzerinde Şekil 4.2a da gösterilmiştir. Her bölge 1 den 9 a kadar numaralandırılmıştır. Numaralandırılan bölgelerden ilki özellikle Morgenthalerin 4' lık görüş alanı üzerinden 900 R olarak parlaklığı hesaplanan bölge ile aynı seçilmiştir. Bu bölge 1 numara ile Şekil 4.2a ve 4.2b de gösterilmiştir. Şekil 4.1a da VTSS Hα haritası ve 4.2b de Ishida ve Kawajirinin Hα haritasından DEFPOS için sayısallaştırılmış Hα haritasını göstermektedir. Şekil 4.2a ve 4.2b de kırmızı halka Scherb tarafından kullanılan 49' görüş alanını ve beyaz halka ise WHAM verilerinin parlaklık ayarlaması için kullanılan 1 o görüş alanını; yeşil halka WHAM haritasında çalışılınan bölgeye en yakın 1 o lik görüş alanını göstermektedir. 9 turkuaz çember DEFPOS un 4' çaplı huzmesinin doğrultusunu göstermektedir. Bu halkalar içerisindeki veriler parlaklık, dikine hızlar ve çizgi genişlik değerleri için kullanılmıştır. 110

127 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil 4.2. a) NGC 7000 in VTSS nin Cyg08_Ha kodlu Hα haritası, b), a daki aynı bölgelerin Ishida ve Kawajirinin Hα haritasından sayısallaştırılmış Hα haritası. Her bir şekilde kırmızı halka 49' (Scherb) görüş alanını; yeşil, 1 o WHAM görüş alanını; beyaz, en yakın 1 o WHAM görüş alanını ve turkuaz 9 halka 4' DEFPOS görüş alanını temsil etmektedir. Haritalardaki renk indeksleri Rayleigh (R) dır. DEFPOS un parlaklık ayarlaması Ishida ve Kawajiri (1968), Scherb (1981), Dennison ve ark. (1998), Morgenthaler ve ark. (2001) ve Haffner ve ark. (2001) tarafından NGC7000 bulunan sonuçlar ile karşılaştırılarak yapılmıştır. Bu karşılaştırmalar ve hesaplamalar temel alındığında NGC 7000 in 4' görüş alanı için Hα yüzey parlaklık değeri Morgenthaler ve ark. (2001) e benzer olarak 900 R olarak kullanılmasına karar verilmiştir. Böylece 1 numaralı bölgeden farklı poz sürelerinde ondört tane Hα tayfı alınmıştır. Bu tayfların ortalama değeri 900 R ile karşılaştırması sonucunda 1200 poz süresi için 1 ADU km.s -1 in R karşılık geldiği belirlenmiştir. Sonuç olarak, bu değer kullanılarak Tablo 4.2 de özetlenen diğer 8 ayrı noktanın parlaklık değeri hesaplanmıştır. İlk sütun Şekil 4.2a ve 4.2b de gösterilen numaralandırılmış bölgeler verilmektedir. 2. ve 3. sütunlar her bölgenin koordinatlarını (α 2000 ve δ 2000 ) göstermektedir. 4. ve 5. Sütunlarda sırasıyla VTSS ve sayısallaştırılmış haritadan belirlenen parlaklık değerleri verilmiştir. 6. sütunda DEFPOS verilerinin parlaklık ayarlamasından sonra belirlenen parlaklık değerleri verilmiştir. Parlaklıklar farklı tayflardaki her bir ölçümün ağırlıklı ortalaması 111

128 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER verilmiştir. Tabloda listelenen hatalar ise her tayfın her bir ölçümündeki ortalama standart sapma değeridir. 7. ise son sütun her bir bölgede alınan tayfların sayısını göstermektedir. En çok tayf 1 numaralı bölgeden alınmıştır. Tablo 4.2 den DEFPOS un ayarlanmış parlaklık değerleri yukarıda belirtilen diğer araştırmalarda bulunan değerler uyumludur. Tablo 4.2. VTSS sayısallaştırılmış harita ve DEFPOS un aynı bölge için parlaklık değerleri. Bölgeler α 2000 hh:mm:ss δ 2000 deg:mm:ss DEFPOS (R) Sayısallaştırılmış Harita* (R) VTSS (R) Gözlem Sayısı 1 20:58:04 44:35:43 904±72 940± :57:01 44:43:36 814±85 847± :56:13 44:49:49 645±49 726± :58:41 44:47:38 699±55 974± :59:09 44:57:25 603±54 937± :59:08 44:30:13 734±64 771± :00:36 44:25:02 507±48 642± :57:37 44:24:54 675±98 773± :57:01 44:12:59 490±40 636± *: Ishida ve Kawajiri nin haritasından sayısallaştırdığımız haritadaki değerler 1.58±%20 ile bölünmüştür. DEFPOS un parlaklık ayarlamasındaki belirsizlikler incelenmiş ve %15 parlaklık ayarlamasından ve %9 NGC 7000 den belirlenen verilerdeki rastgele fotonlardan kaynaklanmaktadır. DEFPOS ile veriler alınırken optiğinin homojen olmamasından dolayı ek bir hata olarak parlaklık ayarlamasına eklenmektedir. Alınan huzmelerin hassasiyetinin ölçülmesi gerekmektedir. Ancak ihtiyaç duyulan alet olmadığından ve yeterli gözlem zamanı olmadığından bu özellik tam olarak belirlenememektedir. Parlaklık ayarlamasındaki bu tür hatalar gelecekte daha fazla gözlem yapılarak azaltılacaktır. NGC7000 bulutsusundan alınan tayflara örnek olarak 01/02 Haziran 2007 tarihinde 1 numaralı bölgeden alınan CCD görüntüsü Şekil 4.3a da verilmiştir. Bu tayf için poz süresi 1200 s dir. Bu bölge yukarıda belirtildiği gibi DEFPOS un parlaklık ayarlaması için kullanılan bölgedir. CCD görüntüsü üzerindeki halka 4' huzmenin tayfını göstermektedir. Seçilen bölgenin fiziksel bir boyutlu parametrelerini belirlemek amacıyla halka toplama tekniği (Coakley ve ark., 1996; 112

129 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Nossal ve ark., 1998) kullanılarak elde edilmiştir (Şekil 4.3b). Parlaklık, dikine hız (kaynağın LSR e göre hızı) ve çizgi genişlik değerlerini belirlemek için fit programı ile eğri üzerine en iyi Gaussian eğrileri alınan gerçek tayf ve tayfa uydurulan en iyi fit şekli sırasıyla noktalı ve (+) şekilli olarak Şekil 4.3b de gösterilmiştir. Tüm Hα tayfı hız bilgisini içerdiğinden, tayfın yatay ekseni hız (km.s -1 ) ekseni ve dikey eksen ise parlaklık [R(km.s -1 ) -1 ] eksenidir. Dikine hızlar LSR a (Local Standart of Rest: Yerel Durağan Standart) göre ve LSR hızı dikey kesikli çizgi ile km.s -1 de Şekil 4.3b de sunulmuştur. Hα ışınımın hızı ise LSR a göre V LSR 2.8±0.2 km.s -1 dir. Hα ışınımın çizgi genişliği (FWHM) ve parlaklığı sırasıyla 41.0±0.2 km.s -1 ve 989±9 R dır. Şekil 4.3b de tayfın alt tarafında en iyi fitten sonra kalan artıklar gerçek tayf ile gauss fit arasındaki uyumu göstermesi için çizilmiştir. Şekil 4.3. a) NGC7000 bulutsusunun merkezinden 1 numaralı bölgeden 01/02 Haziran 2007 tarihinde 1200 s poz süresinde alınan CCD görüntüsü (a) ve tayfı (b). Siyah-beyaz renk indeksi ADU ya göre verilmiştir. Dalgaboyu ayarlaması için hidrojen ve hidrojen döteryum (H-D) lambası kullanılmıştır. Hidrojenin Balmer α çizgisi ile döteryumun Belmer α çizgisi arasında 82 km.s -1 lik bir fark vardır (1.78 Å) (Mierkiewicz, 2002; Tufte, 1997). Bu metot da amaç CCD üzerine düşen eşit alanların eşit dalga boyu aralıklarına sahip olması prensibinin kullanılmasıdır. Bu metot DEFPOS gibi düşük ayırma güçlü tayfölçerler için oldukça iyi sonuçlar verir. Bu metot kullanılarak DEFPOS verilerindeki her bir tayfsal aralık 4.16 km.s -1 olarak ölçüldü. Tayfölçerin teorik ayırma gücünün 4 km.s

130 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER olması, dalgaboyu ayarlaması sonucunda her tayfsal elementin 4.16 km.s -1 yi temsil etmesi ve bu iki değerin birbirlerine çok yakın olması nedeniyle dolayı tayfsal aralığın 4 km.s -1 olarak kullanmaya karar verilmiştir. DEFPOS optik tasarımından dolayı 200 km.s -1 tayfsal aralıkta 4 km.s -1 (0.087Å) tayfsal çözünürlükle veri almaktadır. Atmosferik Hα ışınımı çizgisi galaktik Hα ışınım çizgisine göre oldukça zayıf çok zayıf (1-12 R)(Şahan ve ark., 2007) ve dar (7 km.s -1 )(Mierkiewicz, 2002) olduğundan galaktik Hα ışınımı ile atmosferik Hα ışınımını birbirinden ayırmak oldukça zordur. Tayflarda hız ekseninde referans olarak kullanılan atmosferik Hα ışınım çizgisinin yerini belirlemek için Hα lambası kullanılmıştır. Atmosferik Hα çizgisinin merkezi Å da bulunan yeniden oluşum çizgisinden km.s -1 farklı olduğu için V LSR = -VLSR km.s -1 (Haffner ve ark, 2003) düzeltmesi yapılmıştır. Tablo 4.3 de 9 bölgeden alınan tayfların parlaklık değerine ek olarak V LSR hızları ve çizgi genişlikleri (FWHM) verilmiştir. Seçilen 9 bölge 1 o lik WHAM verisinin içinde olduğundan 9 bölgeden alınan tayfların parlaklıklarının, hızlarının ve yarı genişliklerinin ortalamamaları alınmıştır ve sırasıyla 4.37±1.1 km.s ±3.7 km.s -1 olarak bulunmuştur. DEFPOS un 9 bölgeden elde ettiği ortalama parlaklıkları, WHAM verisinin V LSR ve FWHM parametreleri WHAM verileri ile karşılaştırılmıştır. 1 o V LSR ve FWHM değerleri sırasıyla 5.1 km.s -1 ve 33.2 km.s -1 olarak belirlenmiştir. Bu bölge için WHAM verisinin parlaklığı R ve DEFPOS verilerinden hesaplanan ortalama parlaklık 676 R dır. Sonuç olarak bu karşılaştırmalardan DEFPOS un ortalama verileri uyum içinde olduğu görülmektedir. DEFPOS verilerinin ve V LSR ve FWHM değerleri ile WHAM V LSR hızları önceki sonuçlarla karşılaştırmak amacıyla NGC 7000 in merkezi için V = -VLSR km.s -1 ilişkisi ile heliosentrik dikine HEL hızlar hesaplanmıştır. 9 bölgenin ortalama V HEL hızı -11.9±1.1 km.s -1 dir. Fountain (1983) tarafından Hα ışınım çizgisinin çoklu echelle tayfölçer gözlemleri kullanılarak NGC 7000 in ortalama V HEL ve FWHM değerleri sırasıyla -15.4±3.7 km.s -1 ve 28.6±3.7 km.s -1 olarak verilmiştir. Dahası Hippelein (1973) 1.4 o görüş 114

131 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER alanlı bir Fabry-Perot tayfölçeri kullanarak bulutsunun V LSR hızını -0.5±2 km.s -1 ve V HEL hızını -16.0±2 km.s -1 olarak ölçülmüştür. Courtes ve ark. (1966) bulutsunun V HEL hızını km.s -1 olarak bulmuştur. Bu hesaplamalar temel alındığında, DEFPOS un V HEL hız değerlerinin önceki sonuçlarla uyumlu olduğu görülmektedir. Bu çalışma ile yayılı iyonize gazdan gelen Hα ışınımının parlaklığı, dikine hızı ve çizgi genişlik değerleri literatüre önemli katkılar yapacağı düşünülmektedir. Tayflardaki rastgele gürültüden kaynaklanan dikine hız hatası Tablo 4.3 de görüldüğü üzere yaklaşık 1 km.s -1 dir. Dikine hızdaki sistematik belirsizliğin etkisi yaklaşık 3 km.s -1 dir. DEFPOS un düşük (30 km.s -1 ) tayfsal çözünürlüğünden dolayı, çizgi genişlik hatası da yaklaşık 3.7 km.s -1 dir ve dikine hız hatasından büyüktür. Table 4.3. NGC 7000 in 9 bölgesinden belirlenen V LSR ve FWHM değerleri. V LSR (km.s -1 ) FWHM (km.s -1 ) 1 3.0± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± DEFPOS un Vuru/Gürültü (Signal to noise: S/N) Oranı (V/G) Son yıllarda CCD teknolojisinin gelişmesi sonucu oldukça sönük kaynakların gözlenmesi sağlanmıştır. Şu an en iyi CCD için bile mükemmeliyetten uzaklaştıran birçok problem bulunmaktadır. Bu problemler uygun tekniklerle azaltılabilir. CCD de diğer algılayıcılar gibi gürültüden etkilenmektedir. Gürültü kaynakları toplanan foton sayısındaki Poission dalgalanması, CCD üzerinde bir grup pikselin kazanç değişimleri, CCD piksellere çarpan kozmik ışınların oluşturduğu elektronlar, CCD 115

132 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER okuma gürültüsü (Readout Noise), analiz için uygun olmayan algoritmalar olarak düşünülebilir. CCD lerin foton toplayan araç olması nedeniyle, algılanan sayının miktarında en temel gürültü kaynağı poission istatistiğidir. Böylece en doğru CCD görüntüleri poission sınırı ile sınırlandırılırlar. DEFPOS sistemindeki gürültü için gökyüzünün artalanından kaynaklanan foton gürültüsü (bir kısmı Hα çizgi ışınımından), karanlık akım gürültüsü ve okuma gürültüsünün birleşimden oluştuğunu düşünebiliriz Teorik Vuru Gürültü Oranı Hesabı DEFPOS tayfölçeri için genel olarak iki farklı şekilde vuru gürültü (S/N) oranı hesaplanabilir. Birincisi Gaustad ve ark. (2001) tarafından yapılan çalışma kullanılarak tek bir poz için tahmin edilen gürültü seviyesi aşağıdaki formül ile bulunabilir. 1 2 Ν = [ β ( I Hα + Sλ λ) AΩTQ + D] τ + σ R (4.1) G Burada; N: gürültü seviyesi (ADU), G: kazanç (e - ADU 1 ), β: rayleigh ten nm (6.7 x 10 3 foton s 1 cm 2 arcmin 2 R 1 ) foton parlaklığına çevirme faktörü, I Hα : Hα çizgisinin parlaklığı (R), S λ : gökyüzü artalanındaki tanımlanmış parlaklık değeri (R nm 1 ), Δλ: Hα filtresinin bant genişliği (nm), A: açıklığın (aperture) alanı (cm 2 ), Ω: 1 piksele odaklanmış katı açı (arcmin 2 ), T: optik sistemin geçirgenliği, Q: CCD nin kuantum verimliliği, D: karanlık akım (e - s 1 ), τ: poz süresi (s) ve σ R : okuma gürültüsüdür (elektron). Atmosferik Hα çizgisinin gökyüzü parlaklığı yaklaşık 1-12 R (Nossal ve ark, 1993; Şahan ve ark., 2007), gökyüzü artalanın tanımlanmış parlaklık değeri S λ = 13 R nm 1 (Broadfoot ve Kendall, 1968) tahmini olarak optik sistemin (merceklerin, filtrenin, CCD camının geçirgenliği ve aynaların yansıtıcılığı) geçirgenliği T = 0.6, Hα filtresinin dalga boyu genişliği Δλ =1.5 nm, Ω = açı dakikası, Q = 0.82, D 116

133 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER = 4 e - s -1, τ = 1200 s, σ R = 8 e - ve G = 1.4 e - ADU -1 dır. Sabitler kullanılarak hesaplanan gürültü değeri 10 ADU dur. Bu değer 4 ADU ya oldukça yakın bir değerdir. Karanlık akım bulunan bu değer karşısında oldukça küçük olduğundan ihmal edilebilir. Karanlık akımın çıkarılmasından sonra beklenen vuru aşağıdaki formülle hesaplanabilir. β S = ( I Hα + Sλ λ) AΩTQτ (4.2) G Yukarıda verilen değişkenleri kullanarak beklenen vuru gürültü oranı (S/N) 900 R için olmaktadır. 900 R parlaklık için ADU dan R değerindeki parlaklık değerine dönüşüm faktörü f; f = ( I Hα S + S λ) λ β = G AΩTQτ (4.3) olarak verilmektedir. Beklenen gürültü için kullanılan değişkenleri yukarıdaki formülde kullanılırsa parlaklık dönüşüm faktörü 900 R için 1200 s poz süresinde 1.65 ADU olarak bulunur. Teorik vuru gürültü oranı (S/N) için ikinci hesaplama Tufte (1997) tarafından yapılmıştır. DEFPOS için iki tip gürültü kaynağı olduğu düşünülebilir. Bunlar bir pikselde toplanan elektron sayısı, poission gürültüsü ve o sayıdaki belirlenen okuma gürültüsüdür. Çarpan gürültü zamana bağlı olarak toplanan elektron sayısına bağlıdır. Vuru tarafından oluşturulan elektronlara ek olarak kara akım ve gökyüzündeki sürekli fotonları tarafından oluşturulan fon elektronları vardır. Okuma gürültüsü zamana bağlı değildir ve kazanç ve binning faktörüne göre sabit bir değerdir. Farklı gürültü kaynakları birbirlerinden bağımsızdır. Böylece zamana bağlı vuru gürültü hesabı aşağıdaki formülden hesaplanabilir. V G = St (4.4) 2 ( S + K + D) t + R 117

134 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Burada S: (signal) vuru elektronlarının üretimi için oran, t: zaman, K: gökyüzü fotonlarının ürettiği elektronlar için oran, D: kara akım ve R: okuma gürültüsüdür. Burada verilen tüm birimler birim zamandaki elektron (e/s) cinsinden verilmektedir. DEFPOS tayfölçeri için uygun sayılar yerleştirilerek beklenen vuru gürültü oranı (V/G) farklı durumlarda hesaplanabilir. Vuru gürültü oranı için NGC 7000 yüzey parlaklığı kullanılmıştır. 900R lık kaynak için S = ADU dur. Bunu kazanç (G=1.4 e - /ADU) ile çarpılarak ( e - ) poz süresine bölünürse S = x10 2 e - /s olacaktır. TUG için atmosferik Hα çizgisinin gökyüzü parlaklığı 10 R (Nossal ve ark, 1993) kabul edilirse K = x10 4 e - /s değerini alacaktır. Piksel başına okuma gürültüsü R = 4 e - ve karanlık akım ise D = 4 e - /s dir. Bu değerler Eşitlik 4.4 de kullanılırsa, 1200 s poz süresi için oran (V/G) olmaktadır. Çizilen tayf grafiklerinde her tayfsal element pikseli temsil ettiği için bulunan değer ile çarpıldığında vuru gürültü oranı 25.7 olmaktadır Deneysel Vuru Gürültü Oranı Hesabı Vuru-Gürültü (Signal to Noise: S/N) oranını belirlemek için Şekil 4.3a da verilen 1200 sn lik poz süresi ile NGC 7000 in seçilen 1. bölgesinden alınan Hα tayfı kullanılmıştır. Şekil 4.3b de her bir tayfsal element (+) için bulunan ortalama değeri ADU, saçılma (σ) 0.46 ADU ve vurunun yüksekliği yaklaşık ADU dur. Vuru yüksekliğinden ortalama değer çıkarılıp saçılma değerine bölündüğünde ölçülen V/G oranı olur. Teorik olarak belirlenen V/G oranı ise 25.7 dir. Açısal çözünürlüğünün yüksek olmasından dolayı DEFPOS ile her hangi bir alandan oldukça düşük seviyede sinyal almaktadır. Bu nedenle DEFPOS ile yapacağımız araştırmalarda parlak kaynaklar (>>100 R) incelenecektir. Tayfölçerin 1200 s poz süresi için gürültü seviyesini belirlemek amacıyla deneysel V/G oranı kullanıldığında 34.6 R den düşük sinyaller ayırt edilememektedir. DEFPOS için sinyal değerlerinin farklı pozlarda nasıl değiştiğini incelemek amacıyla 23 Mayıs 2007 tarihinde teleskopun coude katından hidrojen lambası ile farklı pozlarda alınan Hα tayflarının parlaklığa karşı spektral elemente göre grafiği 118

135 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil 4.4 d4 gösterilmiştir. Alınana Hα tayflarının parlaklık ayarlamaları yapılmıştır. Hidrojen lambasından alınan tayfların oldukça parlak (120 s poz için 9x10 6 R) olduğu görülmektedir. Şekil 4.4. Coude odasında hidrojen lambası kullanılarak farklı pozlarda /(sağ üstte) alınmış Hα tayflarının parlaklığı üst üste gösterilmektedir. DEFPOS-RTT150 için farklı pozlarda vuru gürültü oranının değişimi de incelenmiştir. Bu amaçla 1 ve 2 Haziran 2007 gözlem gecelerinde NGC 7000 in 1. bölgesinden 60s, 180s, 300s 600s ve 1200s poz sürelerinde Hα tayfları alınmıştır. Alınan verilerin analizleri yapılmış ve sonuçların ayrıntılı özellikleri Tablo 4.4 de ve Şekil 4.5 de gösterilmiştir. Tablo 4.4 deki tepe yükseklikleri verilere en uygun gauss eğrisi geçirildikten sonra elde edilen gauss eğrisinin tepe yükseklik değeridir. Verilere uygun eğri geçirildikten sonra arta kalan artık değerler için ortalama ve standart sapma değerleri 4. ve 5. sütunlarda hesaplanmıştır. 6. sütundaki Vuru- Gürültü oranı tepe yükseklik (3. sütun) değerlerinin artık verilerin ortalama değerlerinden (4. sütun) çıkarıldıktan sonra artık verilerdeki standart sapma (5. sütun) değerlerine bölünerek elde edilmiştir. 119

136 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.4. NGC 7000 in 1. bölgesinden farklı pozlarda alınan Hα tayfları için Vuru- Gürültü Oranları verilmektedir. Veri Adı Poz(s) Tepe Yüksekliği (ADU) Artık verilerdeki ortalama (ADU) Artık verilerdeki standart sapma (ADU) Vuru Gürültü Oranı (V/G) Şekil 4.5. NGC 7000 bulutsusundan seçilen 1. bölgeden farklı pozlarda alınan Hα tayfları için Vuru-Gürültü oranlarının poz sürelerine karşı grafiği. Noktalı çizgiler alınan veri noktalarından geçirilen en uygun ikinci dereceden polinomu göstermektedir. Elde edilen polinom özellikleri grafiğin üzerine yazılmıştır. DEFPOS ile alınan görüntülerde tayfölçerin ne ölçüde doğru ve hassas çalıştığını belirlemek için literatürde verilen benzer çalışmalarda incelenen kaynaklar seçilmiştir. Reynolds ve ark. (2005) yaptığı çalışmada incelediği bazı gezegenimsi bulutsular bu çalışmada da incelenmiştir. Diğer bir örnek ise 2' görüş alanına sahip bir tayfölçer kullanılarak Samanyolu gökadası düzlemine dağılmış HII bölgelerinden 16 tanesi yine bu çalışmada da incelenmiştir (Fich ve ark., 1990). Bu çalışmalarda 120

137 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER elde edilen FWHM, VLSR ve parlaklık değerleri sonuçlar DEFPOS sonuçları ile bundan sonraki bölümde ayrıntılı olarak tartışılmıştır. Seçilen kaynakların CCD görüntülerinin analizleri Şekil 3.21 de verilen algoritmaya göre yapılmıştır. Veri analizleri için EK-C de verilen IDL programları kullanılmıştır. CCD indirgemesi yapılarak tayfları elde edilen bütün veriler tek tek incelenmiştir. DEFPOS-RTT150 gözlemlerinde gözlem süresi içinde gözlem tarihi, sağ açıklık (α) ve dik açıklık (δ) bilgileri kullanılarak elde edilen Durgun Yerel Standart (LSR: Local Standart of Rest) hızlarını belirlerken kullanılan zaman UT olarak kullanılmıştır. Aynı şekilde gözlemlerde kullanılan CCD kamerasının bağlı olduğu Sun Ultra 1 bilgisayarı zaman olarak evrensel zamanı (Universal Time: UT) kullanmaktadır ve veri ile ilgili bilgilerin saklandığı headere (kütük) ölçüm zamanı olarak evrensel zamanı yazılmaktadır. Analizleri yapılan verilerin LSR hızlarını bulmak için, web sitesi kullanılmıştır. Hesaplanan LSR değeri Şekil 3.19 den elde edilen lamba çizgisinin yerine sabitlenmekte ve böylece her tayfın LSR hızları belirlenmiş olmaktadır. Samanyolu gökadasının farklı kaynaklarından belirli poz sürelerinde alınan görüntülerin gözlem süresince sağ açıklık (α) ve dik açıklık (δ) değerleri değişmediğinden LSR hızları da değişmemektedir. Elde edilen tayfların parlaklığını belirlemek amacıyla, her bir tayfa gauss eğrileri geçirilmiştir. İncelenen kaynaklardan çok dar açıda tayflar alındığından tayflara çoğunlukla tek bir gauss eğrisi uymuştur. Tayflara uydurulan gauss eğrilerinin verilere uygun olup olmadığını anlamak amacıyla başlangıçta istatistiksel olarak R 2 değerleri belirlenmiş ve En iyi R 2 değerlerine ( 1 e en yakın değer) sahip eğriler kullanılmıştır. Analizler sonucunda elde edilen veriler incelendiğinde 1200 s poz süresinde 900 R kaynak için uydurulan gauss eğrisi için R 2 değerleri olmaktadır. Diğer taraftan 160 R den küçük parlaklığa sahip kaynaklar 1200s-2400s poz aralığındaki gözlemlerde R 2 değerleri (0.5) oldukça azalmaktadır. Gauss eğrilerinin uygunluğu için ikinci bir kontrol ise yapıların parlaklığa karşı hız grafikleri çizildiğinde alt tarafta artık (residual) grafiği çizdirilmektedir. Residual değerleri uydurulan teorik gauss eğrisinin gerçek verilere uygun olup 121

138 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER olmağını açıkça göstermektedir. Böylece Hα ışınım çizgisi veya çizgilerinin FWHM, VLSR ve parlaklık gibi genel özellikleri belirlenmiş olmaktadır. Atmosferik Hα ışınımının parlaklık değeri çok sönük (1-12 R, Şahan ve ark., 2007; Nossal ve ark., 1993) olduğundan elde edilen tayflarda atmosferik Hα değeri gürültü ile ayırt edilememektedir. Bu nedenle elde edilen tayflarda atmosferik Hα ışınım çizgisinin etkisi bulunmadığı düşünülmektedir. Yine aynı şekilde görüş alanı doğrultusunda incelenen kaynağın artalanından gelen ışınımların şiddeti düşük olduğundan tayflarda ayırt edilememekte ve gürültü seviyesinde kalmaktadır. Çalışmalar sonucunda 1200 s poz süresinde gürültü seviyesi 34 R dır. Ayrıntıları Bölüm 4.2 de tartışılacaktır. DEFPOS ile 23 Mayıs 2007 tarihinde ilk Hα gözlemleri yapılmıştır. Daha sonra 1 2 Haziran 2007, Kasım 2007 ve 27 Eylül 2008 tarihlerinde yapılan gözlemlerle birlikte Samanyolu gökadasının gezegenimsi bulutsular, HII bölgeleri, bulutsular, Süpernova kalıntılarını içeren 59 farklı kaynağından, farklı poz sürelerinde 130 Hα tayfı alınmıştır. Bu kaynakların birçoğu DEFPOS un parlaklık ayarlaması, FWHM ve VLSR karşılaştırması için kullanılmıştır. İncelenen kaynaklar Finkbeiner (2003) tarafından hazırlanan ve Şekil 4.6 de verilen Samanyolu gökadasının Hα haritası üzerinde gösterilmiştir. Haritanın altında verilen renk indeksi Rayleigh (R) birimindedir. Harita üzerinde DEFPOS ile gözlemlenen gözlemlediği kaynaklar yeşil halkalar olarak gösterilmiştir. Her halka 4' lık DEFPOS un görüş alanını göstermektedir. Haritada parlak olan bölgeler gökadadaki düzlemdeki iyonize hidrojenin yoğunluğunu göstermektedir. 122

139 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil 4.6. DEFPOS un Samanyolu gökadası üzerinde gözlemlediği noktaların dağılımı. Gökadanın orta düzleminde parlak bölgeler Hα ışınımı oldukça fazla olduğunu göstermektedir. Alınan bazı verilerin vuru gürültü oranlarının (V/G) düşük olmasından dolayı analizleri yapılmamış ve diğer veriler Şekil 3.22 de verilen algoritmaya göre analiz edilmiş ve gözlem tarihine göre analiz edilen veriler Tablo 4.5 de verilmiştir. Veri analizleri için EK-C de verilen IDL programları kullanılmıştır. Tablo 4.5. DEFPOS-RTT150 ile farklı kaynaklardan 23 Mayıs Eylül 2008 tarihleri arasında alınan Hα veri sayıları. TARİH Alınan Veri Sayısı Analiz edilen Veri Sayısı 23 Mayıs Haziran Haziran Kasım Kasım Eylül TOPLAM: Tablo 4.5 de verilen her gözlem gecesine ait veriler hakkındaki bütün bilgiler EK-D de detaylı olarak tablo şeklinde listelenmiştir. EK-D de verilen tablolar tarihlere göre günlük olarak hazırlanmış ve her verinin dosya ismi, verinin 123

140 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER alındığı tarihe göre yazılmıştır. Örneğin 02 Haziran 2007 tarihinde alınan on sekizinci verinin ismi _18 olarak adlandırılmıştır. EK-D deki tabloda, verinin dosya adı, verinin ekvatoral koordinat sistemine göre sağ açıklığı, (α), dik açıklıkları (δ), evrensel zaman (UT), poz süresi (s), LSR hız değeri km.s 1 biriminde, etalonların konulduğu basınç odalarındaki N 2 gazının basınç değerleri (CHA: Chamber A, CHB: Chamber B nin basınç değerleri), kaynak gözlemlenirken kaynağın tam tepe noktasından uzaklığı derece biriminde, hesaplanan Hα ışınımının genliği R/(km.s 1 ) biriminde, FWHM değeri km.s 1 biriminde, VLSR değeri km.s 1 biriminde, Parlaklığı ADU. km.s 1 ve R olarak verilmiştir. Bu özelliklerden başka istatistiksel olarak hesaplanan ve verilere uygulanan gauss eğrisinin özelliklerinin veriyi ne kadar iyi temsil ettiğini gösteren R 2 değerleri son sütun olarak verilmiştir. DEFPOS ile gözlenen kaynakların farklı çalışmalarda elde edilmiş fotoğrafları EK-E de iki farklı tablo olarak verilmiştir. İlk tabloda fotoğraflar yer alırken ikinci tabloda kaynakların internet referansları ve isimleri yer almaktadır. DEFPOS ile ölçülen ve analizleri tamamlanan 105 Hα verisinden değişik zamanlarda elde edilen verilerden bazıları seçilerek aşağıda bölümler halinde detaylı olarak anlatılmıştır. Bölüm 4.3 de bazı veriler üzerinde parlak yapılar oluşmaktadır. Bu verilere örnek olarak seçilen bir kaynak açıklanmıştır. Bölüm 4.4 de DEFPOS un gözlemlediği HII bölgelerinin genel özellikleri, analiz sonuçları ve sonuçların diğer çalışmalar ile karşılaştırılması yapılarak ilginç olanlar ayrıntılı olarak açıklanmıştır. Bölüm 4.5 de benzer şekilde gözlemlenen gezegenimsi bulutsuların genel özellikleri, analiz sonuçları ve sonuçların diğer çalışmalar ile karşılaştırılması açıklanmıştır. Diğerlerinden farklı gezegenimsi bulutsuların özellikleri ayrıntılı olarak anlatılmıştır. Bölüm 4.6 da ise gökadamızın hemen hemen hiç HII ışınımı göstermeyen bölgesi incelenmiştir. DEFPOS ile elde edilen veriler tayflara dönüştürülerek incelenmektedir. Bu tez çalışmasında verilen tayfların gösterildiği grafiklerde yatay eksenler elde edilen ışınım çizgilerin LSR a göre hızlarını (km.s 1 ), düşey eksen ise Hα ışınımlarının genliklerini (şiddet) (R/(km.s 1 )) göstermektedir. Grafik üzerinde (+) şekilli noktalar analizler sonucunda elde edilen gerçek noktaları göstermektedir. Bu (+) şekilli verilere yakın noktalardan geçen kesikli çizgilerle gösterilen noktalar ise tayfa 124

141 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER uydurulan en uygun gauss eğrisini göstermektedir. Elde edilen sonuçlar bu gauss eğrisinin özellikleridir. Her gauss eğrisinin parlaklık değerleri genlikleri ile yarı maksimumdaki tam genişlikleri çarpılarak hesaplanmıştır. Verinin alındığı tarih, sağ açıklık ve dik açıklık değerleri kullanarak elde edilen LSR değeri grafiklerin üzerinde dikey olarak kesik çizgilerle gösterilmiştir. Örneklerde yatay eksende LSR hızları pozitif veya negatif olarak verilmektedir. Pozitif hız, LSR duruyor kabul edildiğinde, yapının bizden uzaklaşmakta olduğunu, dolayısıyla kırmızıya kaydığını, negatif hız ise yapının bize yaklaşmakta olduğunu ve maviye kaydığını göstermektedir. Grafiklerin altına daha küçük olan ikinci bir grafik daha çizilmiştir. Residual grafiğinin yaklaşık sıfır seviyesine bir koyu çizgi çizilmektedir Tayf Üzerinde Oluşan Parlak Yapılar DEFPOS, sistemin geometrisinden dolayı elde edilen CCD görüntüleri halka şeklindedir. Halka görüntü üzerine düşen ışık miktarını tayfölçerin bakış doğrultusunda bulunan gökyüzündeki yapılar belirlemektedir. Görüş alanından küçük genişliğe sahip kaynaklardan alınan CCD görüntülerinde halka görüntüsünün üzerinde kaynağın kendi görüntüsü de düşmektedir. Bu parlak bölümler analiz sonucunda elde edilen tayfı etkilemektedir. Bu etkiyi tayftan çıkarmak oldukça zor olduğundan parlaklık değerlerindeki hata oranını artırmaktadır. DEFPOS un gözlemlediği kaynaklar içerisinde bu parlak yapılara örnek olarak 25 Kasım 2007 tarihinde saat 17:59 da (UT), α=21 s 04 d 11 s, δ=-11 21'48'' koordinatlarında alınan NGC7009 (açısal genişliği:1.7') verilebilir. Gezegenimsi bulusu olan NGC7009 CCD görüntüsü Şekil 4.8 de verilmiştir. Şekil 4.8 de CCD görüntüsünden elde edilen halka desenin üzerinde üst kısımda parlak bir bölge vardır. Görüntüden halka toplama tekniği ile elde edilen tayf Şekil 4.9 da verilmiştir. Tayf, sadece galaktik Hα çizgi profilinden oluşmaktadır. Şekil 4.8 de verilen CCD görüntüsündeki halka desenin üzerindeki parlaklığın neden olduğu galaktik Hα ışınım çizgisinin şiddeti 2.26±0.29 R/(km.s 1 ), yarı genişliği 50.22±1.24 km.s 1 ve parlaklığı ise ±11.84 R (120.81±6.08 ADU km.s 1 ) dir. Galaktik yapı LSR dan 32.0±

142 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER km.s 1 hızla uzaklaşmaktadır. Ayrıca Şekil 4.7 de Satürn bulutsusunun ilgi çekici bir fotoğrafı verilmiştir. Şekil 4.7. Şekil 4.8 deki CCD halka görüntüsü üzerindeki parlaklığın kaynağı olan Satürn Bulutsusu NGC

143 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil Kasım 2007 tarihinde evrensel saat ile yaklaşık 17:59 da, α=21 s 04 d 11 s, δ=-11 21'48'') koordinatlarında alınan NGC7009 Gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü. 127

144 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil 4.9. Şekil 4.8 deki CCD görüntüsünden NGC 7009 Gezegenimsi bulutsunun elde edilen tayf HII Bölgesi Gözlemleri HII bölgeleri yıldızlararası ortamdaki Hα dalgaboyunda en parlak kaynaklardan biridir. Bu sayede DEFPOS tayfölçeri ile kolaylıkla gözlenebilmektedir. DEFPOS Tayfölçeri ile toplam 25 tane HII bölgesinin Hα ışınımı gözlemleri yapılmıştır. İncelenen HII bölgelerinin 18 tanesinin genel özellikleri Tablo 4.6 da verilmiştir. Tablo 4.6 da 1. sütun HII bölgesinin Sharpless (1959) isimleri yer almaktadır. 2. ve 3. sütunlarda HII bölgesinin sağ açıklık (α 2000 ) ve dik açıklık (δ 2000 ) koordinatları verilmiştir. HII bölgelerinin verilen koordinatlar SIMBAD 9 katalogundan alınmış merkez noktalarıdır. SIMBAD katalogu astronomlar arasında en çok kullanılan astronomi veritabanıdır. Tabloda verilen kaynaklar Sharpless numarasına göre sıralanmıştır. HII bölgesini yaratan O veya B tayf tipindeki yıldızların isimleri ve tayfsal sınıfı 4. ve 5. sütunlarda listelenmiştir. Burada verilen yıldızlar aynı şekilde SIMBAD katalogunda açı yaklaşımı yapılarak

145 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER (gözlenen koordinat merkez olarak düşünmek üzere belli bir çap içerisinde kalan kaynaklar seçilmiştir), Ma ız-apell aniz ve ark. (2004), O tipi yıldız katalogundan ve Garmany (1982) galaktik O tipi yıldız katalogundan tespit edilmiştir. Tabloda verilen iyonlaşma kaynağı olan yıldızlar gözlemlenen koordinatlara en yakın noktalar olduğu için verilmiştir. HII bölgesini oluşturan kaynağı bu şekilde olduğu düşünülmüştür. 6. sütunda ise HII bölgesinin genişliği açı dakikası olarak verilmiştir. Tablonun 7. sütununda HII bölgesinin güneşe olan uzaklığı kiloparsek (kpc) (1 parsec = m) olarak verilmiştir. 6. ve 7. sütundaki değerler için benzer olarak SIMBAD ve VIZIER katalogları kullanılmıştır. Tablo 4.6. HII bölgelerinin genel özellikleri. δ 2000 (d:d:s) İyonlaşma Kaynağı Açısal Genişlik (') İsim α 2000 (s:d:s) Tayf Yıldız İsmi Tipi Sh :35:12-10:34:11 HD149757(ζ Oph) O9.5V 480 Uzaklık (kpc) Sh :01:51 +33:33:42 HD O O Sh :27:28 +37:23:49 BD Iab 3 Sh :58:47 +44:19:19 HD O6V Sh :53:33 +47:16:18 LS III IC LS III LS III O9.6V O10.1V O9.6V O10.7V 9 Sh :35:00 +58:13:02 LS III O9. 1 Sh :19:08 +63:17:07 BD HD O7.5V O9. V Sh :47:36 +58:03:40 HD O6V Sh :05:11 +60:15:23 16 B tipi yıldız Sh :16:04 +60:02:44 HD O Sh :15:29 +61:51:43 BD O Sh :20:42 +61:11:52 BD O Sh :53:04 +60:28:23 HD O9. V BD BD BD O7. O9. O9. V 180 Sh :04:40 +67:09:24 HD C O8V Sh :52:50 +56:36:37 HD A O6.5V 40 Sh :36:39 +59:38:14 13 B tipi yıldız 2 O6.5, Sh :40:38 +50:22:52 Sh ,2 O5.5 5 {theta}^1^ Ori C O4 6 {theta}^2^ Ori A O9.5V Sh :34:55-05:28:00 {iota} Ori A O9III

146 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.6 incelendiğinde HII bölgelerinin civarında bulunan bazı O ve B tipi birden fazla yıldız olduğu görülmektedir. Sh2 156 civarında farklı kataloglarda 16 B tipi yıldız bulunmaktadır. Benzer şekilde Sh2 191 civarında ise iyonlaşma kaynağı olarak 13 B tipi yıldız düşünülmektedir. DEFPOS ile incelen kaynaklar arasında en geniş alana sahip kaynak 480' açısal genişliğe sahip olan Sh2 27 HII bölgesidir. Sh2 27 HII bölgesinin üç farklı noktasından Hα tayfı alınmış, tayfların ayrıntıları Tablo 4.7 de verilmiştir. İncelenen bu noktalar Şekil 4.10 da SHASSA verisi (187.fl: sürekli ışınım çıkarılmış Hα verisi) zerinde kırmızı halkalar olarak gösterilmiştir. Bu noktaların seçilmesinin nedeni Sh2 27 HII bölgesinin Hα dalga boyunda en parlak noktaları olmasından kaynaklanmaktadır. Şekil 4.10 da verilen bölgenin genişliği 10 o x10 o lik bir alanı kaplamaktadır. Sh2 27 HII bölgesinin iyonlaştıran parlak O tipi ζ Oph yıldızı Şekil 4.10 üzerinde mavi halka olarak gösterilmiştir. Bu bölgelerden alınan tayflar sırasıyla Şekil 4.11 de verilmiştir. 130

147 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil The Southern H-alpha Sky Survey Atlas (SHASSA) Hα haritası üzerinde DEFPOS un gözlemlediği noktalar kırmızı renkli olarak gösterilmiştir. Bu Hα haritasının altında bulunan renk indeksi desi-rayleigh biriminde verilmiştir. Aynı zamanda Zeta oph yıldızının yeri mavi halka olarak gösterilmiştir. Şekil Şekil 4.10 da bulunan DEFPOS un gözlemlediği noktalardan alınan Hα tayfları sırasıyla verilmiştir. Tablo 4.6 da verilen HII bölgelerinden en küçük olanı ise 1' açısal dakika genişliğinde olan Sh2 139 dur. DEFPOS un 4' görüş alanından daha küçüktür. Dolayısıyla tek bir gözlem ile kaynağın tamamı gözlenmiştir. HII bölgeleri genellikle 131

148 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER geniş kaynaklar olduklarından Sh2 27 dışındaki kaynakların sadece merkezi bölgelerinden Hα tayfları alınmıştır. Tablo 4.6 da verilen HII bölgelerden güneşe en uzak kaynak Sh2 184 dür. Sh2 184 HII bölgesinin güneşe uzaklığı 10.1 kpc dir. En yakın HII bölgesi ise 0.5 kpc uzaklıkta, 8.7 pc açısal genişlikte ve en parlak olan Sh2-281 dir (Orion Bulutsusu). Sh2-281 in kaynağı olarak düşünülen Trapezium (Theta-1 Orionis) yıldız kümesi içindeki OV6 tayf tipine sahip Theta-1 Orionis C yıldızıdır. Orion bulutsusunun DEFPOS ile incelenen bölgesi SHASSA çalışmasında 706.fl.fits adlı Hα bölgesi üzerinde yeşil bölge olarak Şekil 4.12 de gösterilmiştir. Orion bulutsusunun parlaklığı ± R, yarı genişliği 52.29±0.3 km.s 1 ve LSR hızı 0.01±0.3 km.s 1 olarak hesaplanmıştır. Diğer bir deyişle Orion bulutsusu LSR ile aynı hızda hareket etmektedir. Ayrıca Sh2 281 HII bölgesi DEFPOS ile incelenen en parlak kaynaktır. Orion bulutsusunun bir diğer özelliği ise incelenen kaynaklar içerisinde genliği en büyük (279.7±35.7 R/(km.s 1 )) yapı olmasıdır. Orion bulutsusunun VLSR hız değeri incelendiğinde LSR a oldukça yakın bir hızda hareket ettiği görülmektedir. Şekil 4.13 (a) da Orion bulutsusundan alınan CCD görüntüsü ve (b) tayfı gösterilmiştir. Elde edilen CCD görüntüsü laboratuarda kullanılan Hα lambasının CCD görüntüsünün değerlerinde çok daha parlaktır. 132

149 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil Orion bulutsusundan alınan CCD görüntüsü. Şekil (a) Orion bulutsusundan alınan CCD görüntüsü ve (b) Hα tayfı. 133

150 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.7 de DEFPOS ile Tablo 4.6 daki HII bölgelerinin gözlemleri sonucunda elde edilen Hα ışınımının yarı genişlik, hız ve parlaklık değerleri özetlenmiştir. 1. sütununda HII bölgesinin ismi ve alternatif ismi katalog sırasına göre verilmiştir. 2. ve 3. sütunda HII bölgesinin α 2000 ve δ 2000 koordinatları, 4. sütunda Hα ışınım parlaklığı (R), 5.sütunda yarı genişliği (FWHM) ve 6. sütunda VLSR hızı verilmiştir. 7., 8. ve 9. sütunlarda ise kaynaklar için literatürde verilen sonuçlar verilmektedir. EK-D de Tablo 4.7 de verilen kaynaklardan DEFPOS ile elde edilen tayflar hakkında detaylı bilgi verilmektedir. İsim Tablo 4.7. HII bölgelerinin DEFPOS ile gözlem sonuçları ve referans sonuçlar. α 2000 (s:d:s) δ 2000 (d:d:s) Parlaklık (R) FWHM (km.s -1 ) VLSR (km.s -1 ) S27 16:34:07-08:47: ± ± ±0.5 S27 16:35:12-09:02: ± ± ±2.6 Parlaklık (R) (Referans) 231 e 187 f 131 c 353 e 250 f 84 c 219 e 160 f FWHM (km.s -1 ) VLSR (km.s -1 ) (Referans) (Referans) 21±1 a 2±1 a 3.8 b 3.3 d 21±1 a 2±1 a 3.8 b 3.3 d 21±1 a 2±1 a S27 16:25:50-09:48: ± ± ± c Sh : :33: ± ± ± g 28.4±0.3 g -24.2±0.2 g Sh :27:27 +37: ± ± ± g 64.5±0.6 g -6.7±0.3 g Sh :53:30 +47:21: ± ± ± g 24.3±0.3 g -0.4±0.2 g Sh :35:00 +58:13: ± ± ± g 18.8±1.4 g -46.1±0.5 g Sh :19:18 +63:18: ± ± ± g 24.3±0.2 g -8.7±0.1 g Sh :47:32 +58:02: ± ± ± g 29.2±0.4 g -36.1±0.2 g Sh :58:41 +58:47: ± ± ± g 33.0± ±0.2 Sh :05:09 +60:14: ± ± ± g 40.1±0.4 g -52.9±0.2 g Sh :16:04 +60:02: ± ± ± g 25.0±0.2 g -48.1±0.1 g Sh :15:29 +61:51: ± ± ± g 17.3±0.8 g -45.5±0.5 g g 37.1±1.7 g -9.2±1.2 g Sh :20:48 +61:12: ± ± ± g 35.0±0.3 g -45.1±0.1 g Sh :52:56 +60:29: ± ± ± g 29.2±0.4 g -45.5±0.2 g Sh :03:06 +67:23: ± ± ± g 29.8±0.3 g -12.0±0.2 g Sh :52:25 +56:33: ± ± ± g 27.2±0.2 g -27.3±0.1 g Sh :36:39 +59:38: ± ± ± g 27.0±4.4 g -33.7±2.3 g Sh :40:36 +50:27: ± ± ± g 30.10±0.2 g -43.9±0.1 g Sh :35:14-05:22: ± ± ± g 38.8±0.1 g 0.8±0.1 g Sh :09:42 20:30: ± ± ± g 36.1± ±0.1 a :Hausen ve ark. 2002, b :Hippelein 1973, c :WHAM verileri ( d : Draine, 1986, e :VTSS verileri( f :Finkbeiner 2001, g :Fich ve ark b 3.3 d Tablo 4.6 da verilen Sh2 117 HII bölgesinin (NGC 7000) farklı noktalarından alınan veriler Bölüm 4.1 de detaylı olarak açıklandığı gibi parlaklık ayarlaması için kullanılmıştır. 134

151 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER HII bölgelerinden DEFPOS ile elde edilen Hα tayflarının sonuçlarının verildiği Tablo 4.5 incelendiğinde hız değerlerinin ile 0.01 km.s 1 aralığında, yarı genişlikler 16.7 ile 73.0 km.s 1 aralığında ve parlaklık 20.6 ile R arasında değiştiği görülmektedir. Tablo 4.7 de verilen Sh2 161 HII bölgesinden 25 Kasım 2007 tarihinde ve 22:54:24 evrensel zamanı ile 1200 s poz süresinde alınan Hα tayfı Şekil 4.14 de verilmiştir. Sh2 161 HII bölgesinin Hα tayfı incelendiğinde parlaklığı 59.1±9.7 R, FWHM değeri 29.2±2.3 km.s 1 ve VLSR değeri -19.9±2.3 km.s 1 olarak hesaplanmıştır. Sh2 27 den alınan Hα tayfların bir diğer özelliği ise FWHM değeri en küçük yapılara sahip HII bölgesi olmasıdır. Şekil Sh2 161 HII bölgesinden alınan Hα tayfı. Tablo 4.7 de en geniş yapı Sh2 106 HII bölgesine aittir. Yapının FWHM değeri 73.0±2.9 km.s 1 dir. Aynı zamanda bu incelenen kaynaklar arasında genliği en düşük (1.0±0.1 R/(km.s 1 )) olan kaynaktır. 24 Kasım 2007 tarihinde ve evrensel 135

152 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER saat ile 21:34:17 de DEFPOS ile incelenen HII bölgesinden alınan tayf Şekil 4.15 de verilmiştir. Sh2 106 HII bölgesinin LSR hızı ise -2.4±2.9 km.s 1 dir. Şekil Sh2 106 HII bölgesinden alınan Hα tayfı. Tablo 4.7 de bizden en hızlı uzaklaşan Sh2 212 HII bölgesidir. Bu HII bölgesinin hızı -43.2±2.6 km.s -1 dir. Sh2 212 nin FWHM değeri 37.6±2.6 km.s 1 ve parlaklığı ise 162.2±22.7 R dir. Sh2 212 den elde edilen tayf Şekil 4.16 de verilmiştir. 136

153 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil Sh2 212 HII bölgesinden alınan Hα tayfı. Sh2 171 (W1) HII bölgesi bir süpernova kalıntısıdır. Bu kaynağın parlaklığı 168.3±11.9 R, FWHM değeri 42.5±1.5 km.s 1 ve LSR hızı -13.2±1.5 km.s 1 dir. 26 Kasım 2007 tarihinde ve evrensel zamanında 2400 s poz süresinde W1 süpernova kalıntısından alınan Hα tayfı Şekil 4.17 da verilmiştir. 137

154 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil Sh2-171 (W1) süpernova kalıntısından alınan Hα tayfı. DEFPOS ile HII bölgelerinden alınan tayfların hızları Fich ve ark. (1990) yaptığı çalışma ile karşılaştırılması yapılmış ve Şekil 4.18 de verilmiştir. Şekil 4.18 de yatay eksen DEFPOS ile elde edilen verilerin hızları düşey eksen ise Fich in yaptığı çalışmadan aynı bölgeler için elde edilen verilerin hızları km.s 1 biriminde gösterilmiştir. Benzer olarak yarı genişliği değerlerinin iki çalışma arasındaki karşılaştırılması Şekil da ve parlaklık karşılaştırılması Şekil 4.20 da verilmiştir. Şekil 4.18, Şekil 4.19 ve Şekil 4.20 de her iki çalışmadaki değerler karşılaştırılarak değerler üzerinden en iyi doğru geçirilmiş ve grafiklerin sağ üst kısımda R 2 ile birlikte verilmiştir. Yine bu şekillerde yatay eksen DEFPOS verilerini düşey eksen ise diğer çalışmanın verilerini göstermektedir. Bu şekillerde vurugürültü oranı ve R 2 değeri yüksek olan veriler kullanılmıştır. Şekil 4.18 incelendiğinde, DEFPOS un elde ettiği değerlerin Fich verilerine göre daha yavaş bulduğu görülmektedir. Fich yaptığı çalışmada farklı kaynaklara göre hız hatasının 1 km.s 1 olduğunu bulmuştur. Dolayısıyla, DEFPOS verilerinin hız 138

155 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER hatasının daha yüksek olduğu düşünülmektedir. DEFPOS un görüş alanı 4' ve Fich in kullandığı tayfölçerin görüş alanı ise 2' dakika olduğundan uygun olması beklenemez ancak Şekil 4.18 ve Şekil 4.19 genel olarak incelendiğinde genel bir fikir vermesi açısından önemlidir. DEFPOS ve Fich ile elde edilen VLSR değerlerinin karşılaştırması sonucu aralarında 3.0<VLSR DEFPOS-FICH <1.3 km.s 1 arasında bir ilişki olduğu görülmektedir. Şekil 4.19 incelendiğinde ise elde edilen tayfların yarı genişlik değerleri karşılaştırıldığında DEFPOS değerlerinin 15 km.s 1 civarında daha geniş olduğu görülmektedir. Bunun nedeni tayfölçerlerin çözünürlük farkından kaynaklandığı düşünülmektedir. DEFPOS un tayfsal çözünürlüğü 30 km.s 1 ve Fich tayfsal çözünürlüğü ise 15 km.s 1 dir. Aynı şekilde DEFPOS ile Fich in elde ettiği verilerin parlaklık değerleri birbiriyle karşılaştırılmış ve Şekil 4.20 deki grafik elde edilmiştir. Şekil 4.20 incelendiğinde DEFPOS ile elde edilen tayfların parlaklık değerleri Fich e göre 1/4 oranında daha sönük olduğu görülmektedir. Aynı kaynağın iki farklı görüş alanına sahip aletlerle incelenmesinde büyük görüş alanlı aletler sabit olan akının daha geniş bir alan tarafından algılanmasından dolayı ölçülecek akı değer ortalaması az olacaktır. Küçük görüş alanına sahip olan aletler ise aynı kaynağı daha parlak göreceklerdir. Özellikle nokta kaynaklara yakın bölgelerde bu olay çok daha etkili olacaktır. DEFPOS un görüş alanının daha büyük sonuçlar doğal bir sonuçtur. Diğer taraftan Fich (1990) parlaklık ayarlamasını standart bir kaynağa göre yapmadığından değerler büyük dalgalanmalara sahiptir. Bu dalgalanma verilen değerlerden %100 daha büyük ve %70 daha küçük olabilmektedir. Dolayısıyla, DEFPOS ile elde edilen tayfların parlaklık değerleri ile Fich verilerinin parlaklık değerleri karşılaştırılmasının doğru olamayacağı görülmektedir. 139

156 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği VLSR hız değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması. Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği FWHM değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması. 140

157 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil DEFPOS un HII bölgeleri için elde ettiği parlaklık değerleri ile aynı kaynaklar için Fich in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması Gezegenimsi Bulutsu Gözlemleri Gezegenimsi bulutsular küçük açısal genişliğe sahip ve Hα dalga boyunda oldukça parlak kaynak oldukları için DEFPOS için gözlenmesi oldukça uygundur. DEFPOS tayfölçeri ile test gözlemlerimiz yapılırken 11 Gezegenimsi bulutsunun Hα ışınımı gözlemleri yapılmıştır. İncelenen gezegenimsi bulutsuların genel özellikleri Tablo 4.8 de verilmiştir. Tablo 4.8 de incelenen kaynaklar NGC numarasına göre sıralanmıştır. Tablo 4.8 de 1. sütun da Gezegenimsi bulutsunun NGC (New General Catalog: Yeni Genel Katalog ) isimleri yer almaktadır. 2. sütunda kaynağın alternatif isimleri yer almaktadır. 3. ve 4. sütunda Gezegenimsi bulutsunun α 2000 ve δ 2000 koordinatları verilmiştir. Gezegenimsi bulutsuların verilen koordinatlar SIMBAD katalogundan alınmış merkez koordinatlardır. Gezegenimsi bulutsuyu oluşturan yıldızların isimleri ve tayfsal sınıfları 5. ve 6. sütunlarda listelenmiştir. Burada verilen yıldızlar yine SIMBAD katalogunda açı yaklaşımı yapılarak tespit edilmiştir. 7. sütunda ise HII bölgelerine göre daha küçük olan gezegenimsi bulutsuların genişliği açı saniyesi olarak verilmiştir. 8. sütununda kaynakların güneşe olan uzaklığı kiloparsek (kpc) biçiminde verilmiştir. 6. ve 7. sütunlardaki değerler için benzer olarak SIMBAD ve VIZIER kataloglarından yararlanılmıştır. 141

158 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.8. Gezegenimsi Bulutsu verilerinin genel özellikleri. İsim Alternatif isim α 2000 (s:d:s) NGC246 NGC1360 NGC3242 NGC3587 NGC4361 NGC6543 AS 326,MHa ,Sa δ 2000 (d:d:s) 00:47:03-11:52:19 ARO 208,CD ,ESO ,M 1-3,VV 10,VV' 16 03:33:15-25:52:18 ARO 4,ESO ,VV 57,VV' 98 10:24:46-18:38:33 İyonlaşma Kaynağı Açısal Yıldız İsmi Tayf Tipi Genişlik ('') BD ;PLX 152;CSI ;PHL 829;TD ;UBV 644 WC OVI 8.0 CPD ;PHL 1556;CD sd O BD ;GC 14298;GCRV 6542;HD 90255;PLX 2442;SAO ;NSV 4848;TD O(H) 25.0 ARO 25,M 97,VV 59,VV'107 11:14:48 +55:01: ARO 26,ESO ,VV 62,VV' :24:31-18:47:06 ARO 6,VV 143,VV' 335 ARO 13,VV 242,VV' :58:33 +66:37:60 NGC :44:48 +50:31:30 NGC6853 ARO 14,He 2-452,M 27,VV 246,VV' :59:36 22:43:16 ARO 17,VV 275,VV' 563 NGC7293 NGC7009 NGC7662 ARO 16,VV 259,VV' 541,EM* CDS 1211 ARO 20,VV 285,VV' :29:39-20:50:14 21:04:11-11:21:48 HD ;BD ;GCRV 7449 O(H) 63.0 AG ;BD ;GCRV 10447;HD ;PLX ;EM* CDS 945;DC Of/WR(H) 19.5 AG ;BD ;GCRV 12124;HD ;PLX 4649;SAO 31951;TD ;DC 37693;EM* CDS 1096 O3f(H) 25.0 GCRV 12336;PLX 4735;CSI O7 402 USNO 271;GCRV 14134;WD ;PLX 5437;CSI Hg O(H) BD ;GCRV 13233;HD ;TD O(H) 28.5 AG ;BD ;GCRV 14695;HD ;PLX 5676;NSV :25:54 +42:32:06 20:40:47 +76:14:42 KUV sd:o Uzaklık (kpc)

159 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.8 incelendiğinde gezegenimsi bulutsuların genişliklerinin HII Bölgelerinin açısal genişliklerinden daha küçük oldukları görülmektedir. Aşısal genişlik olarak 8'' genişliği ile en küçük gezegenimsi bulutsu NGC246 iken 980'' genişliği ile NGC7293 en büyük bulutsudur. Bize en yakın gezegenimsi bulutsu 0.25 kpc (1 kpc= x10 19 m) uzaklığı ile NGC6853 ve en uzağı ise 1.2 kiloparsek uzaklığı ile NGC 4361 dir. DEFPOS ile yapılan gezegenimsi bulutsu gözlemleri sonucunda Hα ışınım çizgisi için yarı genişlik, hız ve parlaklık değerleri hesaplanmıştır. Hesaplanan değerler Tablo 4.9 da özetlenmiştir. 1. sütununda kaynağın ismi, 2. sütunda yapının parlaklığı R biriminde, 3. Sütunda yarı genişlik değeri hızı km.s 1 biriminde, 4. sütunda hızı km.s 1 biriminde verilmiştir. Ayrıca 5., 6. ve 7. Sütunlarda diğer çalışmalardaki sonuçlar verilmektedir. Tablo 4.9 da verilen kaynaklar yine aynı şekilde NGC katalog numarasına göre sıralanmıştır. EK-D de DEFPOS ile gözlemlenen gezegenimsi bulutsuların yukarıda açıklanan ayrıntılı özellikleri verilmiştir. Tablo 4.9. Gezegenimsi bulutsuların DEFPOS ile gözlem sonuçları ve referans sonuçlar. İsim Parlaklık (R) FWHM (km.s -1 ) VLSR (km.s -1 ) Parlaklık (R) (Ref) FWHM (km.s -1 ) (Ref) VLSR ((km.s -1 ) (Ref) NGC ± ± ± ±6.3 73±20 34±10 NGC ± ± ± ±4.3 73±5 49±3 NGC ± ± ± ±8.3 43±1 1± ± ± ±1.0 NGC ± ± ± ±5.7 79±11 15±5 NGC ± ± ± ±4.3 67±15 12±7 NGC ± ± ± ±9.7 37±1-55±1 NGC ± ± ± ±9.7 34±1 13±1 NGC ± ± ± ± ± ±4.2 NGC ± ± ± ± ±1-40±2 NGC ± ± ± ±8.3 40±5-24±1 NGC ± ± ± ±4.3 49±2-10±1 DEFPOS un incelediği gezegenimsi bulutsuların Hα tayflarının sonuçlarının yer aldığı Tablo 4.9 incelendiğinde hız değişimlerinin değerlerin km.s 1 ile 34.9 km.s 1, yarı genişlik değerlerinin değişimleri 28.7 km.s 1 ile 97.3 km.s 1 aralığında ve parlaklık değerlerinin 62.5 ile R arasında değiştiği görülmektedir. 143

160 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Tablo 4.9 da, 25 Kasım 2007 gecesinde saat 03:09 (UT) NGC3242 gezegenimsi bulutsusundan 1800s poz süresinde Hα tayfı alınmış ve iki farklı bileşeni olduğu görülmektedir. Birinci bileşenin parlaklığı 560.8±37.7 R, yarı genişlik değeri 28.7±0.8 km.s 1 ve VLSR değeri -19.7±0.9 km.s -1 dir. İkinci bileşenin parlaklığı 584.3±38.7 R, yarı genişlik değeri 31.8±1.0 km.s 1 ve VLSR değeri 18.9±1.0 km.s 1 dir. Her iki yapının parlaklık değerleri birbirine oldukça yakın olduğu görülmektedir. İlk yapı -19.7±0.9 km.s 1 hızla uzaklaşırken ikinci yapı bize 18.9±1.0 km.s 1 hızla yaklaşmaktadır Yapıların hız farkları 38.6 km.s 1 dir. NGC3242 nin bir diğer özelliği ise birinci çizginin DEFPOS un gözlemlediği kaynaklar içerisinde yarı genişliği en dar olan yapı olmasıdır. Şekil 4.21 de NGC3242 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü ve Şekil 4.22 de tayfı gösterilmektedir. Şekil NGC3242 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü. 144

161 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil NGC3242 gezegenimsi bulutsusundan alınan Hα tayfı. Tablo 4.9 da 1 Haziran 2007 gecesinde saat 20:56 (UT), 1200s poz süresinde alınan NGC6853 gezegenimsi bulutsusu incelendiğinde yine iki farklı bileşeni olduğu görülmektedir. Birinci bileşenin parlaklığı 476.7±214.6 R, FWHM değeri 42.6±4.0 km.s 1 ve VLSR değeri -35.7±6.4 km.s -1 dir. İkinci bileşenin parlaklığı 811.0±202.3 R, FWHM değeri 43.7±1.7 km.s 1 ve VLSR değeri -0.2±4.2 km.s 1 dir. İlk yapı arasındaki ayrılma (hız farkı) 35.5 km.s 1 dir. NGC6853 nin bir diğer özelliği ise ikinci çizginin DEFPOS un gözlemlediği kaynaklar içerisinde parlaklığı en büyük olan yapıya sahip olmasıdır. Şekil 4.23 de NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü ve Şekil 4.24 de tayfı gösterilmektedir. 145

162 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü. 146

163 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı. Tablo 4.9 da bir başka ilginç bir örnek ise bizden (LSR a göre) -60.4±5.4 km.s 1 hızla uzaklaşan NGC6543 gezegenimsi bulutsusu verilebilir. Bu kaynağın parlaklığı 62.3±19.0 R ve FWHM değeri de 36.9±5.8 km.s 1 dir. Bu yapı DEFPOS ile gözlemlenen kaynaklar içerisinde LSR a göre en hızlı hareket eden kaynaktır. Bulutsunun bir diğer özelliği ise DEFPOS un gözlemlediği en sönük gezegenimsi bulutsu olmasıdır. Tablo 4.9 da bize en hızlı yaklaşan kaynak NGC1360 gezegenimsi bulutsusudur. NGC1360 gezegenimsi bulutsusunun bize (LSR a göre) yaklaşma hızı 34.9±3.6 km.s 1 25 Kasım 2007 tarihinde, saat 21:58:52 (UT), 1200s poz süresinde NGC 1360 den alınan Hα tayfı Şekil 4.25 de verilmiştir. 147

164 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil NGC1360 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı. Tablo 4.9 daki kaynaklar içerisinde yarı genişliği en dar olan bulutsu 36.9±3.9 km.s 1 ile NGC6826 gezegenimsi bulutsusudur. Bulutsunun parlaklığı 65.1±13.6 R ve VLSR değeri 2.9±3.9 km.s 1 dir. 25 Kasım 2007 tarihinde, saat 21:00 (UT) ve 1200 s poz süresinde bulutsudan alınan tayf Şekil 4.26 da verilmiştir. Bu bulutsu gözlemi için sinyal seviyesinin düşük olduğu Şekil 4.26 de açıkça görülmektedir. Bu ve buna benzer parlaklıklara sahip bulutsuların incelenmesinde daha uzun poz süresi kullanılması gerekmektedir. 148

165 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER Şekil NGC6826 gezegenimsi bulutsusunun Hα tayfı. DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için VLSR hız değerleri 12 km.s 1 tayfsal çözünürlüğe sahip 15 cm çaplı çift etalonlu WHAM (Wisconsin H Alpha Mapper) tayfölçeri ile elde edilen veriler ile karşılaştırılmıştır (Hafner ve ark., 2003). 12 km.s 1 tayfsal çözünürlüğe sahip WHAM tayflarının aynı tayfsal aralıkta 30 km.s 1 tayfsal çözünürlüğe sahip DEFPOS tayflarından daha avantajlıdır. WHAM in diğer bir avantajı da yüksek vuru gürültü oranı ile çalışmasından dolayı yıldızlararası ortamda bulunun yayılı sönük (3-10R) kaynakların inceleyebilmesidir. Diğer taraftan DEFPOS nin 4 açı dakikalık görüş alanına sahip olmasından dolayı WHAM 1 lik görüş alanı ile uzaysal olarak inceleyemeyeceği yapıları daha detaylı olarak inceleyebilmektedir. DEFPOS verileri, Reynolds ve ark., (2005) tarafından WHAM kullanılarak bazı nebulalar yapılan çalışmalar ile karşılaştırmaları yapılmış ve sonuçları Şekil 4.27 e verilmiştir. Şekil 4.27 de yatay eksen DEFPOS verilerini düşey eksen ise WHAM verilerini km.s 1 biriminde gösterilmiştir. Benzer olarak Şekil 4.28 de 149

166 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için elde ettiği FWHM değerleri ile WHAM in elde ettiği sonuçlar karşılaştırılmıştır. Şekil DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için elde ettiği VLSR hız değerleri ile aynı kaynaklar için WHAM in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması. Şekil DEFPOS un gezegenimsi bulutsular için elde ettiği FWHM değerleri ile aynı kaynaklar için WHAM in elde ettiği sonuçların karşılaştırılması. Şekil 4.27 ve Şekil 4.28 incelendiğinde gezegenimsi bulutsular için DEFPOS ve WHAM tayfölçerlerinin elde ettiği VLSR ve FWHM değerlerinin uyumlu olduğu görülmektedir. WHAM çalışmasında farklı kaynaklara göre sistematik hız hatasının 2 3 km.s 1 civarında ve fit hatasının 1 km.s 1 olduğu bulunmuştur (Hafner, 2003; Madsen, 2004). Dolayısıyla DEFPOS verilerinin hız hatasının WHAM çalışmasına 150

167 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER göre daha yüksek olduğu anlaşılmaktadır. Buradan -4 km.s 1 < VLSR DEFPOS-WHAM <5.3 km.s 1 hız ölçüm aralığı verilebilir. Şekil 4.28 incelendiğinde DEFPOS ile elde edilen tayfların FWHM değerlerinin WHAM verileri ile karşılaştırılmasında DEFPOS verilerinin 4 km.s 1 (yani 1 tayfsal element) civarında daha büyük olduğu görülmüştür. DEFPOS ile WHAM (tayfsal çözünürlük:12 km.s 1 ) tayfsal çözünürlükleri karşılaştırıldığında, WHAM tayfölçerinin çok daha hassas olmasına karşın DEFPOS ile yakın sonuçlara ulaşılmıştır. Buradan DEFPOS için tayfsal çözünürlüğün 4 km.s 1 civarında olduğu görülmektedir. DEFPOS ile WHAM in parlaklık değerleri için elde ettiği değerler karşılaştırılmamıştır. Bunun nedeni yukarıda açıklandığı üzere farklı uzaysal çözünürlüğe sahip olmalarından kaynaklanmaktadır. Bu nedenle iki çalışma arasında karşılaştırma doğru olmaz. DEFPOS ile Fich çalışmaları arasında yapılmasının nedeni çözünürlüklerin yakın olmasından kaynaklanmaktadır. Yukarıda DEFPOS un elde ettiği yarı genişlik, hız ve parlaklık değerleri diğer çalışmalarla karşılaştırılmıştır. DEFPOS un VLSR değerleri için diğer çalışmalar ile karşılaştırılmıştır. Tablo 4.7 de HII bölgeleri için elde edilen değerler WHAM çalışması ile karşılaştırılmıştır. 7 kaynağın VLSR hız karşılaştırması sonucu ortalama hız farkı (VLSR DEFPOS - VLSR WHAM ) -2.1 km.s 1 ve standart sapması 8.9 km.s 1 bulunmuştur. Tablo 4.9 da gezegenimsi bulutsular için elde edilen değerler Fich (1990) çalışması ile karşılaştırılmıştır. 13 kaynağın VLSR hız karşılaştırması sonucu ortalama hız farkı (VLSR DEFPOS -VLSR FICH ) 3.5 km.s 1 ve standart sapması 5.6 km.s 1 bulunmuştur. Burada kullanılan 20 kaynağın hız değerleri toplamı üzerinden ortalama hız farkı (VLSR DEFPOS -VLSR WHAM, FICH ) 1.5 km.s 1 ve standart sapması 7.3 km.s 1 bulunmuştur. Bu ortalama değer düşünüldüğünde DEFPOS un bulduğu VLSR değerlerinin hata sınırı için üst limit ±7 km.s 1 olarak tahmin edilebilir. Şekil 4.18 ve Şekil 4.27 deki grafikler incelendiğinde DEFPOS un Fich ve WHAM çalışmaları (Reynolds ve ark., 2005) arasında ki ilişkiler göz önünde bulundurulduğunda hata değeri için ±5 km.s 1 olduğu görülmektedir. DEFPOS ve diğer çalışmalar arasındaki 151

168 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER fark 14 km.s 1 den küçüktür. Şekil 4.29 da DEFPOS ile diğer çalışmalar arasındaki VLSR hız farklarının kaynak sayısına karşı histogramını göstermektedir. Şekil DEFPOS ile diğer çalışmalar arasındaki VLSR hız farklarının kaynak sayısına karşı histogramı. Şekil 4.29 da DEFPOS ile elde edilen hız değerleri ile Fich ve Reynolds ın yaptığı diğer sonuçlar arasında çok farklı sonuçlar görülmemektedir. Elde edilen farklar ise farklı görüş alanları, kullanılan kaynakların pozisyon farkları gibi gözlemsel etkilerden kaynaklanmaktadır. Bu sonuçlar DEFPOS un hız hassasiyetinin 5 km.s 1 den daha iyi olduğunu göstermektedir. Tablo 4.7 ve Tablo 4.9 daki hız değerleri incelendiğinde tayflara uydurulan gauss eğrisindeki hatanın ortalama 2 km.s 1 den daha az olduğu görülmektedir. Ancak gerçek değerlere ulaşmak için bu hataya 3 km.s 1 hata payı eklenmelidir. Bu ek hatanın nedeni ise diğer çalışmalarda kullanılan aletlerin görüş alanlarının ve kaynakların pozisyonların farklı olmasından kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak, DEFPOS un hız hassasiyeti gauss eğrileri için 2 km.s 1 ve görüş alanı pozisyon ile 3 km.s 1 ile toplam 5 km.s 1 civarında olduğu belirlenmiştir. Bu değerler gözlem sayısının artırılması ile netleşecektir. 152

169 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER DEFPOS un FWHM değerleri de yine Fich ve Reynolds tarafından yapılan çalışmalar ile karşılaştırılmıştır. Tablo 4.7 de HII bölgeleri için elde edilen değerler WHAM çalışması ile karşılaştırılmıştır. Gözlenen 7 kaynağın hız karşılaştırması sonucu ortalama hız oranı (VLSR DEFPOS /VLSR WHAM ) 1.1 ve standart sapması 0.1 km.s 1 bulunmuştur. Bu bize DEFPOS un kaynaklardan gelen ışınımı 1.1 kat daha geniş gördüğünü göstermektedir. Tablo 4.9 da gezegenimsi bulutsular için elde edilen değerler Fich (1990) çalışması ile karşılaştırılmıştır. 13 kaynağın FWHM karşılaştırması sonucu ortalama FWHM oranı (VLSR DEFPOS /VLSR FICH ) 1.6 km.s 1 ve standart sapması 0.2 km.s 1 bulunmuştur. Burada kullanılan toplam 20 kaynağın FWHM değerleri toplamı üzerinden ortalama FWHM oranı (VLSR DEFPOS /VLSR WHAM, FICH ) 1.3 ve standart sapması 0.3 bulunmuştur. DEFPOS elde ettiği FWHM değerleri VLSR değeri kadar iyi diğer çalışmalar ile örtüşmemekle birlikte ortalama 1.3 kat daha geniş olarak yapıları inceleyebilmektedir. Elde edilen farklar VLSR değerinde olduğu gibi farklı görüş alanları kullanılan kaynakların pozisyon farkları gibi gözlemsel etkilerden kaynaklanmaktadır. Tablo 4.7 ve Tablo 4.9 daki FWHM değerleri incelendiğinde gauss eğrisi geçirilmesindeki hata ortalama olarak 2 km.s 1 den daha az olduğu görülmektedir. Bu sonuçlar bize FWHM hassasiyetimizin VLSR sonuçları kadar iyi olmamakla birlikte toplam 10 km.s 1 den daha iyi olduğunu göstermektedir. DEFPOS ile incelen kaynaklar için hesaplanan FWHM değeri incelendiğinde gezegenimsi bulutsuların HII bölgelerinden daha geniş yapıda oldukları görülmektedir. Bu sonuçlar gözlem sayısının artırılması ile netleşecektir. DEFPOS un parlaklık ayarlamasındaki belirsizlikler incelendiğinde parlaklık ayarlamasından %15 ve NGC 7000 den belirlenen verilerdeki rastgele fotonlardan %9 kaynaklanmaktadır. DEFPOS verilerinde huzmesi içerisinde eşit olarak hassas olmadığı için ek bir hata olarak parlaklık ayarlamasına eklenmektedir. Alınan huzmelerin hassasiyetinin ölçülmesi gerekmektedir. Ancak ihtiyaç duyulan alet ve gözlem zamanı olmadığından bu özellik belirlenememektedir. Parlaklık ayarlamasındaki bu tür hatalar gelecekte daha fazla gözlem yapılarak azaltılacaktır. DEFPOS un RTT150 ile birlikte kullanılmaya başlaması ile 4 açı dakikası uzaysal çözünürlük (yüksek çözünürlük) ve 30 km.s -1 tayfsal çözünürlük te (düşük 153

170 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Nazım AKSAKER çözünürlük) Samanyolu gökadasındaki kaynaklardan gelen Hα tayflarını inceleyebilmektedir. DEFPOS un elde ettiği tayflar ± 1 km.s 1 hız hatası ile VLSR değerlerini, ± 10 km.s 1 yarı genişlik hatası ile FWHM değerlerini literatürdeki diğer çalışmalar ile karşılaştırıldığında DEFPOS verilerin uyumlu olduğu görülmüştür. Yukarıda yapılan çalışmalar incelendiğinde bundan sonra yapılacak çalışmalar umut vericidir. 154

171 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Samanyolu gökadamızın yıldızlararası ortamındaki iyonize olmuş kaynaklardan gelen hidrojenin Balmer-α ışınım çizgisini kullanarak ölçülen kaynakların fiziksel yapısını ve hızını araştırmak amacıyla, tasarlanan DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer: Çift Etalonlu Fabry Perot Optik Tayfölçeri) tayfölçer (Şekil 3.14) TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) bulunan 150 cm lik teleskopun coude çıkışında kullanılmaya başlanmıştır. DEFPOS, teleskopun coude odağında kullanıldığında 4 açı dakikalık görüş alanı 30 km.s 1 tayfsal çözünürlük ile 200 km.s 1 hız aralığındaki Hα ışınımlarını ölçmektedir. Tayfölçerde, 7.5 cm çaplı, iki çift Fabry-Perot girişim aygıtı (etalon), dar bantlı (20 Å) Hα filtresi kullanılmıştır. Fabry-Perot etalonlarında iki plakayı ayırmak için fused slika camdan yapılmış sıcağa bağımlı genleşme kat sayıları oldukça düşük, aynı kalınlıklı üç ayırıcı (spacer) kullanılmıştır. Etalonlar arasında kullanılan fused silikaların sıcaklık ile etkileşimi EK-A da ayrıntılı olarak açıklanmıştır. Tayfölçer, TUG da bulunan 150 cm çapındaki RTT150 teleskopunun coudé odasında kullanılmak üzere tasarlanmıştır yılının başlarında DEFPOS, RTT150 teleskopunun coude odağına taşınmış gerekli optik çalışmalar yapıldıktan sonra ve 23 Mayıs 2007 tarihinde gökyüzünden ilk Hα çizgi tayfını almıştır. Tayfölçerin görüş alanı (FOV) düşük olduğundan (Şahan ve ark., 2009) yıldızlar arası ortamın sönük, iyonize olmuş ortamlarından yeterli sinyali alabilmek için 1200 s ile 2400 s arasında değişen poz uzun poz süreleri kullanılmıştır. 23 Mayıs Eylül 2008 tarihleri arasında, 6 gözlem gecesinde toplam 130 Hα tayfı alınmıştır. Bu verilerden 105 verinin kullanılabilir olduğu saptanmış ve analizleri yapılmıştır. Uygun görülen CCD görüntülerinin Şekil 3.22 deki akış diyagramında verilen sıraya göre, ön indirgemeleri yapılmış ve tayfları elde edilmiştir. Veri analizleri için, EK-B de verilen ve IDL de yazılan programlar kullanılmıştır. DEFPOS un bulduğu bu sonuçlar Bölüm 4 de ayrıntılı olarak diğer çalışmaların sonuçlarıyla karşılaştırılarak uyum içerisinde olduğu saptanmıştır. 155

172 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER Analizleri tamamlanan 105 Hα tayfı hakkındaki bilgilerin tamamı EK-D deki tablolarda verilmiştir. Tablolar tarihlere göre günlük olarak hazırlanmıştır. Her verinin dosya ismi, verinin alındığı tarihe göre yazılmıştır. Örneğin tarihinde alınan on sekizinci verinin ismi _18 olarak adlandırılmıştır. Tablolarda verinin dosya adı, verinin ekvatoral koordinat sistemine göre sağ açıklığı, (α), dik açıklıkları (δ), verinin poz süresi, o tarih ve koordinatlara bağlı km.s 1 biriminde LSR hız değeri, tayfölçerdeki etalonların konulduğu basınç odacıklardaki basınç değerleri (CHA: Chamber A, CHB: Chamber B nin basınç değerleri), evrensel zaman (UT), kaynak gözlemlenirken kaynağın tam tepe noktasından uzaklığı derece biriminde, hesaplanan Hα ışınımının genliği R/(km.s 1 ), FWHM değeri (km.s 1 ) biriminde, VLSR değeri (km.s 1 ), Parlaklığı (ADU ve R) verilmiştir. Ekte tablolar sığmadığı için ikiye bölünmüş ve veri ismi ile kataloglanmıştır. Yaklaşık 30 km.s 1 tayfsal çözünürlüğüne sahip olan DEFPOS ile elde edilen her tayf 50 tayfsal elementten oluşmaktadır. Bunun anlamı her tayfsal element 4 km.s 1 ye karşılık gelmektedir. Bölüm 3 de basınç yöntemi ve diğer yöntemlerle de bu değer doğrulanmıştır. Hα tayfları yaklaşık bir gauss eğrisine benzediğinden tayflar gauss eğrileri kullanılarak analiz edilmiştir. Peak fit 4.0 programı yardımıyla tayflara en uygun gauss eğrileri uydurulmuş ve bu eğrilerin yeri, yarı genişliği ve genlikleri belirlenmiştir. Gauss eğrileri belirlenirken R 2 değeri göz önünde bulundurulmuştur. Elde edilen değerler en iyi R 2 değerine sahip sonuçlardan belirlenmiştir. Elde edilen sonuçların doğruluğundan emin olmak amacıyla, yapıların parlaklığa karşı hız grafikleri çizildiğinde alt tarafta artık (residual) grafiği çizdirilmektedir. Bu bize uydurulan gauss eğrisinin gerçek verilere uygun olup olmağını açıkça göstermektedir. Böylece Hα ışınım çizgisi veya çizgilerinin genel özellikleri oldukça doğru olarak belirlenmiş olmaktadır. Parlaklık ayarlaması, vuru gürültü oranı (V/G), poz sürelerinin test edilmesi ve basınç değişimlerinin incelenmesi gibi ayrıntılı konuları araştırmak amacıyla 23 Mayıs 2007 ve 1 2 Haziran 2007 tarihleri arasında değişik poz sürelerinde farklı kaynaklardan Hα test gözlemleri yapılmıştır. NGC 7000 bulutsusunun merkez bölgesinden 900 R parlaklığı 60 s poz süresinde algılanabilmektedir. DEFPOS 156

173 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER RTT150 ile birlikte kullanıldığında yüksek uzaysal çözünürlüğe sahip olması başlangıçta avantaj gibi görülmesine rağmen daha az foton toplaması nedeni ile bir dezavantaj oluşturmaktadır. Bu nedenle deneysel vuru gürültü oranı 900 R bir kaynak için 1200 s de 25.7 olmaktadır. Buna bağlı olarak 1200 R kaynak için 34.6 R küçük parlaklığa sahip kaynaklar ayırt edilememektedir. Bunun altında kaynaklar için poz süresinin artırılması gerekmektedir. Bu nedenle 100 R altındaki kaynakların incelenememesi düşünülmektedir. Gözlemler için seçilen kaynaklar belirlenirken bu şart göz önünde bulundurulmaktadır. DEFPOS gözlemlerinde, dünyanın üst atmosferindeki hidrojenin güneşten gelen Lyman β (L β ) ışınımı ile uyarılması sonucunda atmosferik Hα ışınımını ve gökadamızdan gelen galaktik Hα ışınım çizgilerini birlikte algılanmaktadır. Ancak atmosferik bu ışınım çok sönük olduğundan (1-12 R: Nossal ve ark., 1993; Şahan ve ark., 2007) DEFPOS un algılama sınırı altında kalmaktadır. Bu nedenle atmosferik etki tayflara gürültü oranında etkilemektedir. Buna benzer olarak yıldızlararası ortamda bulunan çok geniş ve yayılı kaynaklar dan (WIM: Warm Ionised Medium; Sıcak İyonize Ortam) gelen Hα ışınımı DEFPOS tayfölçeri için sönük olduğundan (3R-12R arasında değişen, Reynolds ve ark., 1990; 1991) algılanamamaktadır. DEFPOS un parlaklık ayarlaması Ishida ve Kawajiri (1968), Scherb (1981), Dennison ve ark. (1998), Morgenthaler ve ark. (2001) ve Haffner ve ark. (2001) tarafından NGC7000 için bulunan sonuçlar ile karşılaştırılarak yapılmıştır. Bu karşılaştırmalar ve hesaplamalar temel alındığında NGC 7000 in 4' görüş alanı için Hα yüzey parlaklık değeri Morgenthaler ve ark. (2001) e, VTSS sonuclarına ve Ishida ve Kawajiri (1968) sonuclarına benzer olarak 900 R olarak kullanılmasına karar verilmiştir. Böylece NGC7000 in merkez bölgesinden farklı poz sürelerinde ondört tane Hα tayfı alınmıştır. Bu tayfların ortalama değeri 900 R ile karşılaştırması sonucunda 1200 poz süresi için 1 ADU km.s -1 in R karşılık geldiği belirlenmiştir. DEFPOS ile elde edilen Balmer α ışınım çizgilerinin tayflarının genlik ve parlaklık değerleri ADU biriminde ölçülmektedir. ADU biriminde elde edilen tayfların Rayleigh (R) birimine çevrilmesi için önceki bölümde anlatıldığı üzere NGC 7000 klasik HII bölgesi kullanılarak parlaklık ayarlaması yapılmış ve 1 ADU 157

174 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER km.s 1 parlaklığı 2334 Rayleigh e karşılık geldiği bulunmuştur. Tablo 4.2 de parlaklık ayarlaması yapıldıktan sonra diğer çalışmalarla elde edilen değerler karşılaştırılması gösterilmiştir. DEFPOS un parlaklık ayarlamasındaki belirsizlikler incelendiğinde parlaklık ayarlamasından %15 ve NGC 7000 den belirlenen verilerdeki rastgele fotonlardan %9 kaynaklanmaktadır. DEFPOS verilerinde huzmesi içerisinde eşit olarak hassas olmadığı için ek bir hata olarak parlaklık ayarlamasına eklenmektedir. Alınan huzmelerin hassasiyetinin ölçülmesi gerekmektedir. Ancak ihtiyaç duyulan alet ve gözlem zamanı olmadığından bu özellik belirlenememektedir. Parlaklık ayarlamasındaki bu tür hatalar gelecekte daha fazla gözlem yapılarak azaltılacaktır. Dolayısıyla parlaklığa göre hız (VLSR) ve FWHM değerleri daha güvenilirdir. Sonuç olarak DEFPOS un sonuçlarının belli bir hata payı içerisinde güvenilir olduğu ispatlanmıştır. Şekil 4.29 incelendiğinde DEFPOS ile alınan verilerin hız değerleri ile diğer çalışmalar arasında çok farklı sonuçlar görülmemektedir. Elde edilen farklar ise farklı görüş alanları, kullanılan kaynakların pozisyon farkları gibi gözlemsel etkilerden kaynaklanmaktadır. Bu sonuçlar bize hız hassasiyetimizin 1 km.s 1 den daha iyi olduğunu göstermektedir. Tablo 4.7 ve Tablo 4.9 daki hız değerleri incelendiğinde gauss eğrisi geçirilmesindeki hata ortalama olarak 2 km.s 1 den daha az olduğu görülmektedir. Ancak gerçek değerlere ulaşmak için bu hataya 3 km.s 1 hata payı eklenmelidir. Sonuç olarak, DEFPOS un hız hassasiyeti gauss eğrileri için 2 ve görüş alanı ve pozisyon ile 3 km.s 1 ile toplam 5 km.s 1 civarında olduğu belirlenmiştir. Bu değerler gözlem sayısının artırılması ile netleşecektir. DEFPOS ile elde edilen verilerden oluşan Tablo 4.7 ve Tablo 4.9 daki FWHM değerleri incelendiğinde gauss eğrisi geçirilmesindeki hata ortalama olarak 2 km.s 1 den daha az olduğu görülmektedir. Bu sonuçlar bize FWHM hassasiyetimizin VLSR sonuçları kadar iyi olmamakla birlikte, toplam 10 km.s 1 den daha iyi olduğunu göstermektedir. FWHM değeri incelendiğinde gezegenimsi bulutsuların HII bölgelerinden daha geniş yapıda oldukları görülmektedir. Bu sonuçlar gözlem sayısının artırılması ile netleşecektir. 158

175 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER Şekil 4.6 da gösterildiği gibi Samanyolu gökadasındaki gezegenimsi bulutsu, HII bölgeleri, Süpernova kalıntıları gibi yayılı sönük kaynaklardan gelen Hα ışınım çizgileri de ölçülmüştür. Tablo 4.9 da 1 Haziran 2007 gecesinde saat 20:56 (UT) 1200 s poz süresinde alınan NGC6853 gezegenimsi bulutsusu incelendiğinde yine iki farklı bileşeni olduğu görülmektedir. Birinci bileşenin parlaklığı 476.7±214.6 R, FWHM değeri 42.6±4.0 km.s 1 ve VLSR değeri -35.7±6.4 km.s -1 dir. İkinci bileşenin parlaklığı 811.0±202.3 R, FWHM değeri 43.7±1.7 km.s 1 ve VLSR değeri -0.2±4.2 km.s 1 dir. İlk yapı arasındaki ayrılma (hız farkı) 35.5 km.s 1 dir. NGC6853 nin bir diğer özelliği ise ikinci çizginin DEFPOS un gözlemlediği kaynaklar içerisinde parlaklığı en büyük olan yapıya sahip olmasıdır. Şekil 4.23 de NGC6853 gezegenimsi bulutsusunun CCD görüntüsü ve Şekil 4.24 de tayfı gösterilmektedir. DEFPOS, sistemin geometrisinden dolayı elde edilen CCD görüntüleri halka şeklindedir. Halka görüntü üzerine düşen ışık miktarını tayfölçerin bakış doğrultusunda bulunan gökyüzündeki yapılar belirlemektedir. Görüş alanından küçük genişliğe sahip kaynaklardan alınan CCD görüntülerinde halka görüntüsünün üzerinde kaynağın kendi görüntüsü de düşmektedir (Bkz. Şekil 4.6). Bu parlak bölümler, analiz sonucunda elde edilen tayfı etkilemektedir. Bu etkiyi tayftan çıkarmak oldukça zor olduğundan parlaklık değerlerindeki hata oranını artırmaktadır. DEFPOS un gözlemlediği kaynaklar içerisinde bu parlak yapılara örnek olarak 25 Kasım 2007 tarihinde evrensel saat ile 17:59 da, α=21 s 04 d 11 s, δ=-11 21'48'' koordinatlarında alınan NGC7009 verilebilir. Gezegenimsi bulusu olan bu kaynağın CCD görüntüsü Şekil 4.8 de verilmiştir. Şekil 4.8 de CCD görüntüsünden elde edilen halka desenin üzerinde üst kısımda parlak bir bölge bulunmaktadır. Bundan sonra DEFPOS RTT150 teleskopu ile birlikte kullanılarak Samanyolu gökadasında bulunan galaktik merkeze yakın 3 farklı flamanın Hα gözlemleri yapılacaktır. Yapılan gözlemler ile bu bölgelerin oluşum kaynakları, kinematiği hakkında bilgi edinilecektir. İncelenecek flamanlardan bir tanesi özellikle şekil itibari ile ilgi çekicidir. Çapa benzeri bu yapının kaynağı araştırılacaktır. Bu 159

176 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Nazım AKSAKER yapı güney yarı kürede Hα ışınım çizgisi geniş açılı, 0.8 açı dakikası çözünürlükle incelenerek oluşturulan haritadan 10 belirlenmiştir. DEFPOS RTT150 teleskopu ile birlikte kullanılarak HII bölgelerinin ve gezegenimsi bulutsular (Planetary Nebulae: PNe) gözlemlenmeye devam edecektir. Bunun yanı sıra yapılacak bir diğer çalışmada; Samanyolu gökadasındaki HII bölgelerinin ve gezegenimsi bulutsuların 4 açı dakikasında, Hα çizgi gözlemleridir. Gözlemlerde farklı Kataloglardan seçilen 5 açı dakikasından küçük HII bölgeleri ve gezegenimsi bulutsuların Hα çizgileri incelenerek kaynakların kinematiği ve bölgenin yapısı hakkında bilgiler elde edilecektir. Gözlemler sonucunda elde edilen veriler ile HII bölgeleri ile gezegenimsi bulutsuların Hα ışınım çizgi özelliklerini (LSR hızlarını, FWHM değerlerini ve parlaklıklarını) içeren kataloglar üretilecektir. Bu çalışma ile bizden sonra yapılacak Hα ışınım çalışmalara kaynak olacaktır. Bu tip tayfölçerle ve 4 açı dakikalık açısal ayırma gücüyle yapılacak bu çalışma orijinal bir çalışma olacak, elde edilen sonuçlar, gözlenen bu flamanlarla ilgili önemli bilimsel katkılar sağlayacaktır. Yıldızlararası ortamda bulunan parlak ve geniş HII bölgelerinin hız haritaları da aynı zaman DEFPOS gözlemleri ile yapılabilecektir. Üretilecek olan kataloglardaki hızlar kullanılarak kaynakların uzaklıkları ile birlikte kullanılarak galaksinin dinamiği hakkında bilgiler sağlayacaktır. Ayrıca FWHM değerleri kullanılarak kaynakların iyonlaşma, sıcaklık özellikleri gibi önemli fiziksel sonuçlar elde edilecektir. Bu doktora çalışması Bilimsel Araştırma Projeleri Birimi tarafından FEF numaralı doktora tez projesi ile ve aynı zamanda 104T252 numaralı TUBİTAK ın kariyer geliştirme (AR-GE) projesi tarafından desteklenmiştir

177 KAYNAKLAR AKSAKER N., Yüksek Lisans Tezi, DEFPOS Hα Verilerinin Parlaklık Ayarlaması. Çukurova Üniversitesi, Adana. BARNARD, E. E., FROST, E. B., CALVERT, M. R., A photographic atlas of selected regions of the Milky way. [Washington] Carnegie institution of Washington. BISHOP, J., HARLANDER, J., NOSSAL, S., ROESLER, F. L J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 63, 341. BLAND, J., TULLY, R. B., The Hawaii imaging Fabry-Perot interferometer (HIFI). Astronomical Journal (ISSN ), 98, BLAND-HAWTHORN, J., REYNOLDS, R. J., arxiv:astro-ph// v1, Encyclopedia of astronomy and astrophysics, MacMilan and Institute of Physics Publishing, (2000). BROADFOOT, A. L., KENDALL, K. R J. Geophys. Res., 73, 426. BUISSON, H., FABRY, Ch., BOURGET, H., Journal: Astrophys. J., 40, BUXTON, M., BESSELL, M., WATSON, B., The MSSSO wide field CCD H-alpha imaging survey. Publications Astronomical Society of Australia, 15, 1, COAKLEY, M. M., ROESLER, F.L., REYNOLDS, R. J., NOSSAL, S., Fabry-Perot CCD Annular Summing Spectroscopy: Study and Implementation for Astronomy Applications. Applied Optics, 35, 33. COURTES, G., Cruvellier, P., Georgelin, Y., Catalogue de vitesses radiales de régions H II. Journal des Observateurs, 49, 329. DENNISON, B., SIMONETTI, J. H., TOPASNA, G. A., An imaging survey of northern galactic H-alpha emission with arc minute resolution. Publications Astronomical Society of Australia, 15, 1, DRAINE, B. T Magnetohydrodynamic shocks in diffuse clouds. III - The line of sight toward Zeta Ophiuchi. Astrophysical Journal, Part 1, 310, 1,

178 FICH, M., DAHL, G. P., TREFFERS, R. R., Fabry-Perot H-alpha observations of Galactic H II regions. Astronomical Journal (ISSN ), 99, FINKBEINER, DOUGLAS P., A Full-Sky Hα Template for Microwave Foreground Prediction. The Astrophysical Journal Supplement Series, 146, 2, GALLAGHER J. S., MADSEN G. J., AND REYNOLDS R. J., A Search for Ionized Gas in the Draco and Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxies. The Astrophysical Journal, 588: GARMANY C. D., CONTİ. P. S., CHİOSİ C., Catalog of Catalog of Galactic O-Type Stars. Astrophys. J. 263, 777. GAUSTAD, J. E., MCCULLOUGH, P. R., ROSİNG, W., VAN B., D., A Robotic Wide-Angle Hα Survey of the Southern Sky. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113, 789, HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J.,TUFTE, S.L., Faint Large Scale Hα Filaments in the Milky Way. The Astrophysical Journal, 501, L83-L87. HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., TUFTE, S. L., WHAM Observations of Hα, [SII] And [NII] Toward The Orion And Perseus Arms: Probing The Physical Conditions Of The Warm Ionized Medium. The Astrophysical Journal, 523: HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., and TUFTE, S. L., A Map of The Ionized Component of The Intermediate-Velocity Cloud Complex K. The Astrophysical Journal, 556, L33-L36. HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., TUFTE, S. L., MADSEN, G. J., JAEHNİG, K. P., PERCİVAL, J. W., The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey. The Astrophysical Journal Supplement Series, 149, 2, HAUSEN, N. R., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., TUFTE, S. L., 2002a. Interstellar Hα Line Profiles toward HD and the Lockman Window. The Astrophysical Journal, 565, 2,

179 HAUSEN, N. R., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., 2002b. Measurements of [O I] λ6300/hα Line Intensity Ratios for Four O Star H II Regions. The Astronomical Journal, 124, 6, HEILES, C., CHU, Y.H., REYNOLDS, R. J., YEĞİNGİL, İ., AND TROLAND T.H., A New Look At the North Polar Spur (NPS). The Astrophysical Journal, 242, HIPPELEIN, H. H Fabry-Perot Interferometric Studies on H II Regions. Astronomy and Astrophysics, 25, 59. HUPPLER, D., REYNOLDS, R. J., ROESLER, F. L., SCHERB, F., TRAUGER, J., Observations of Comet Kohoutek /1973f/ with a ground-based Fabry- Perot spectrometer. Astrophysical Journal, 202, ISHIDA, K., KAWAJIRI, N Absolute Isophotometry of Galactic HII Regions in Hα Light. PASJ, 20, 95. JACQUINOT, P, The luminosity of spectrometers with prisms, gratings, or Fabry Perot etalons. Journal of the Optical Society of America, 44, 10, 761. LAGACHE, G., HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., TUFTE, S. L., Evidence for dust emission in the Warm Ionised Medium WHAM data. Astronomy and Astrophysics, 354, MADSEN, G. J., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., TUFTE, S. L., MALONEY, P. R., Observations of the Extended Distribution of Ionized Hydrogen in the Plane of M31. The Astrophysical Journal, 560, 2, L135-L138. MADSEN, G. J., FREW, D. J., PARKER, Q. A., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., Emission Line Spectroscopy of Large, Diffuse Planetary Nebulae. American Astronomical Society Meeting 207, #08.12; Bulletin of the American Astronomical Society, 37, MA IZ-APELL ANİZ, J., WALBORN, N. R., GALU E, H. A., WEİ, L. H A Galactic O Star Catalog. ApJS, 151, 103. MIERKIEWICZ J. E., Fabry-Perot Observations of the Hydrogen Geocorona. PhD Thesis, University Of Wisconsin, Madison. 163

180 MILLER, E. E., ROESLER, F. L., Applied Optics, Department of Physics, University of Wisconsin, USA, MORGENTHALER, J. P., HARRİS, W. M., SCHERB, F., OLİVERSEN, R. J., DOANE, N. E., COMBİ, M. R., MARCONİ, M. L., SMYTH, W. H Large-Aperture [O I] 6300 Å Photometry of Comet Hale-Bopp: Implications for the Photochemistry of OH. ApJ, 563, 451. MOTZ, L., ANNETA D., Essential of Astronomy. Second Edition, Columbia University Press, New York. MÜNCH, G., PİTZ, E., Hα-EMISSION in Directions Toward High-Velocity 21CM Clouds, Structure and Dynamics of the Interstellar Medium, Proceedings of IAU Colloq. 120, held on the Occasion of Guido's Jubilee in Granada, Spain, April 17 21, Edited by Guillermo Tenorio-Tagle, Mariano Moles, and Jorge Melnick. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York. Also Lecture Notes in Physics, 350, 373. NOSSAL, S., REYNOLDS, R. J., ROESLER, F. L., SCHERB, F., HARLANDER, J., Solar Cycle Variations Of Geocoronal Balmerα Emission. Journal Of Geophysical Research. 98, A3, NOSSAL, S., ROESLER, F. L., COAKLEY, M. M., REYNOLDS, R. J., Geocoronal Hydrogen Balmer-α Line Profiles Obtained Using Fabry-Perot Annular Summing Spectroscopy: Effective Temperature Results. Journal of Geophysical Research, 102, A7, 14,541-14,553. NOSSAL, S., ROESLER, F. L., COAKLEY, M. M., REYNOLDS, R. J., Geocoronal Hydrogen Balmer-α Line Profiles Obtained Using Fabry-Perot Annular Summing Spectroscopy: Effective Temperature Results. Journal of Geophysical Research, 102, A7, 14,541-14,553. NOSSAL, S. M., ROESLER, F. L., MİERKİEWİCZ, E. J., REYNOLDS, R. J., Observations of solar cyclical variations in geocoronal Hα column emission intensities. Geophysical Research Letters, 31, 6, CiteID L NOSSAL, S. M., MİERKİEWİCZ, E. J., ROESLER, F. L., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., Geocoronal hydrogen studies using Fabry Perot 164

181 interferometers, part 2: Long-term observations. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 68, 13, OGDEN P. M., ROESLER F. L., REYNOLDS R. J., SCHERB F., LARSON H. P., SMITH H. A.,DAENLER M Measurements of the velocity and width of the H2 2.1 micron emission line from Orion nebula. Ap. J. Letters 226, L91-L94. OGDEN, P. M., REYNOLDS, R. J., A long filament in the faint galactic H- alpha background. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN X), 290, OSTERBROCK E. D., Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. Sausalito California, 445. POGGE, R. W., ATWOOD, B., BYARD, P. L., O'BRIEN, T. P., PETERSON, B. M., LAME, N. J., BALDWIN, J. A., The Ohio State Imaging Fabry- Perot Spectrometer (IFPS). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, RAND, R. J., Diffuse Ionized Gas In Edge-On Galaxies. Publications Astronomical Society of Australia, 15, 1, RAYMOND J. C., Microflare Heating Of The Galactic Halo. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN X), 384, REYNOLDS, R. J., SCHERB, F., A Search for Hα Emission from Interstellar Clouds. The Astrophysical Journal 181:L79-L82. REYNOLDS, R. J., 1976a. Observations of the Gum Nebula with a Fabry-Perot Spectrometer. The Astrophysical Journal, 203, REYNOLDS, R. J., 1976b. The Gum Nebula: An Old Supernova Remnant Ionized By Zeta Puppis and Gamma Velorum. The Astrophysical Journal, 206, REYNOLDS, R. J., ROESLER, F. L., SCHERB, F., Faint Optical Emission Lines from the Interstellar Medium Limits on the Temperature and Ionization State of the Emitting Gas. The Astrophysical Journal, 211:

182 REYNOLDS, R. J., OGDEN P. M., Optical Evidence For A Very Large Expanding Shell Associated With The I Orion OB Association Barnard s Loop, And The High Galactic Latitude Hα Filaments In Eridanus. The Astrophysical Journal, 229, REYNOLDS, R. J., High Spatial and Spectral Resolution Pictures of the Faint Galactic Hα Background. The Astrophysical Journal, 236, REYNOLDS, R. J., OGDEN P. M., HII Regions Surrounding High Galactic Latitude O Stars. The Astronomical Journal, 87, 2. REYNOLDS, R. J., Interstellar Hα Emission along the Galactic Equator. The Astrophysical Journal, 268, REYNOLDS, R. J., 1984a. A Measurement of the Hydrogen Recombination Rate in the Diffuse Interstellar Medium. The Astrophysical Journal, 282, REYNOLDS, R. J., 1984b. Fabry-Perot Observations of the Unusual Emission-Line Nebula S216. The Astrophysical Journal, 288: REYNOLDS, R. J., Detection of a Large, Very Faint Emission Nebula Surrounding α Virginis. The Astrophysical Journal, 90, 1. REYNOLDS, R. J., [SII] λ6716 in the Galactic Emission-Line Background. The Astrophysical Journal, 294: REYNOLDS, R. J., MAGEE, K., ROESLER, F. L., SCHERB, F., HARLANDER, J., H-alpha scans of the intergalactic H I cloud in Leo. Astrophysical Journal, 2 - Letters to the Editor (ISSN X), 309,L9-L12. REYNOLDS, R. J., 1986a. Detection of an Extremely Faint Emission Nebula Surrounding the Hot White Dwarf PG The Astrophysical Journal, 315: REYNOLDS, R. J., 1986b. The Ionization of the Very Local Interstellar Gas. The Astronomical Journal, 92, 3. REYNOLDS, R. J., Hα Scans of High Velocity Clouds (HVCLs). The Astrophysical Journal, 323:

183 REYNOLDS, R. J., 1988a. [SII]/Hα Intensity Ratios In Faint Extended HII Regions And The Origin Of The Interstellar Emission-Line Background. The Astrophysical Journal, 333: REYNOLDS, R. J., 1988b. An Extended, Low-Density HII Region Associated With XI Persei. The Astronomical Journal, 96, 2. REYNOLDS, R. J., 1989a. Lower Limits On The Temperature And Hydrogen Ionization Fraction In The Diffuse Ionized Interstellar Gas. The Astrophysical Journal, 345, REYNOLDS, R. J., 1989b. The Column Density and Scale Height of Free Electrons In The Galactic Disk. The Astrophysical Journal, 339:L29-L32. REYNOLDS, R. J., 1989c. What Ionizes The Interstellar Hydrogen Toward PSR And PSR The Astrophysical Journal, 348, REYNOLDS, R. J., ROESLER, F. L., SCHERB, F., HARLANDER, J., Fabry- Perot/CCD Multi Channel Spectrometer For The Study Of Warm Ionized Interstellar Gas And Extragalactic Clouds. SPIE the International Society for Optical Engineering. Instrumentation in Astronomy, VII, REYNOLDS, R. J., COX, D. P., Heating the Warm Ionized Medium. The Astrophysical Journal, 400, L33-L34. REYNOLDS, R. J., The Optical Emission-Line Background and Accompanying Emissions at Ultraviolet, Infrared and Millimeter Wavelengths. The Astrophysical Journal, 392, L35-L38. REYNOLDS, R. J., The Warm Ionized Medium. AIP Proc. 278, Back to the Galaxy, ed. S. S. Holt, F. Verter, New York, AIP, 956. REYNOLDS, R. J., TUFTE, S. L., KUNG, D. T., McCULLOUGH, P. R., HEİLES, C., A Comparison Of Diffuse Ionized And Neutral Hydrogen Away From The Galactic Plane: Hα-Emitting HI Clouds. The Astrophysical Journal, 448, REYNOLDS, R. J., Summary of the Diffuse H II, American Astronomical Society, 188th AAS Meeting. Bulletin of the American Astronomical Society, 28, 865. REYNOLDS, R. J., Ionizing the Galaxy. Science, 277,

184 REYNOLDS, R. J., HAUSEN, N. R., TUFTE, S. L., HAFFNER, L. M., Detection of [O I] lambda 6300 Emission from the Diffuse Interstellar Medium. Astrophysical Journal Letters 494, L99. REYNOLDS, R. J., MADSEN, G. J., MOSELEY, S. H., New Measurements of the Motion of the Zodiacal Dust. The Astrophysical Journal, 612, 2, REYNOLDS, R. J., CHAUDHARY, V., MADSEN, G. J., HAFFNER, L. M., Unresolved Hα Enhancements at High Galactic Latitude in the WHAM Sky Survey Maps. The Astronomical Journal, 129, 2, ROESLER, F. L., Fabry-Perot Instruments for Astronomy. Methods of Experimental Physics. 12, Academic Press. Inc. Part 12. SAHAN M., YEGİNGİL I, AND AKSAKER N Observation of the Geocoronal Balmer Alpha with DEFPOS. Terr. Atmos. Ocean. Sci., 18, 1, SAHAN, M Doktora Tezi, DEFPOS: Tasarımı Özellikleri ve İlk Sonuçları, Çukurova Üniversitesi, Adana. SAHAN, M., YEGİNGİL, I., AKSAKER, N., KİZİLOGLU, Ü., AKYİLMAZ, M., DEFPOS and Its First Results. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, 5, 2, SCHERB, F., Hydrogen Production Rates From Ground-Based Fabry-Perot Observations Of Comet Kohoutek. The Astrophysical Journal, 243, SCHERB, F., ROESLER, F. L., MAGEE, K., HARLANDER, J., REYNOLDS, R. J., Fabry-Perot ground-based observations of comet Halley. Advances in Space Research, Volume 5, 12, SEEMA, P., ANANDARAO, B. G., BANERJEE, D. P. K., JOG, N. S., PATEL, R. T., A photon-counting imaging Fabry-Perot spectrometer for kinematic studies of extended astronomical objects. Astronomical Society of the Pacific, Publications (ISSN ), 104, 681, SHARPLESS, S., A Catalogue of H II Regions. Astrophysical Journal Supplement, 4,

185 SHESTAKOVA, L. I., KUTYREV, A. S., ATAEV, A. S., Observations of HII Regions around ξ -Ophiuchi and Other OB-Stars. SOVIET ASTR.LETT. (TR:PISMA) 14, 1, 24. SKIBO, J. G., and RAYMOND, J. C., Astron. Astrophys. Suppl., 97,145, ibid, 384, 502. STETSON, P. B., DAOPHOT - A computer program for crowded-field stellar photometry. PASP, 99, 191. STRÖMGREN, B. M., The Physical State of Interstellar Hydrogen. Astrophysics J., 89, 526. TUFTE, S. L, The WHAM Spectrometer: Design, Performance Characteristics and First Results. Ph.D. Thesis University of Wisconsin, Physics Department, USA. TUFTE, S. L., REYNOLDS, R. J., HAFFNER, L. M., WHAM Observations Of Hα Emission From High Velocity Clouds In The M, A, And C Complexes. The Astrophysical Journal, 504: WOOD, K., HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., MATHİS, J. S., MADSEN, G., Estimating the Porosity of the Interstellar Medium from Threedimensional Photoionization Modeling of H II Regions. The Astrophysical Journal, 633, 1, YEĞİNGİL, İ., Ph. D. Thesis METU, Kaynak İnternet Siteleri NGC 7009,

186

187 ÖZGEÇMİŞ 1978 yılında Adana da doğdum. İlk Okulu Ömer Haluk Özuçak İlk Okulunda okudum. Orta öğrenimimi Mehmet Kemal Tuncel Lisesinde tamamladım. Lise öğrenimimi 1995 yılında Apdulkadir Paksoy Lisesinde tamamladım yılında Çukurova Üniversitesi Fen Edebiyat Fakültesi Fizik Bölümüne girdim yılında lisans eğitimimi tamamladım. Aynı yıl Çukurova Üniversitesi Fen Edebiyat Fakültesi Fizik Bölümünde yüksek lisans eğitimini kazandım yılının Temmuz ayında Adana valiliğinde kurulan (CBS) Coğrafik Bilgi Sistemi Teknik Bürosunda CBS uzmanı olarak işe başladım yılında doktora eğitimine yine Çukurova üniversitesi fizik bölümünde başladım. Aynı yıl bir TUBİTAK projesinde proje asistanı olarak çalışmaya başladım. 171

188 EKLER EK-A: FP1 ve FP2 de Kullanılan Spacer' ların (Ayırıcıların) Sıcaklıkla Genleşme Özelliğinin Hesaplanması. EK-B: DEFPOS un Optik Sistemi İçin Hesaplamalar EK-C: DEFPOS un Elde Ettiği Veri Analizlerinde Kullanılan IDL Programları EK-D: DEFPOS dan Elde Edilen Veri Analizlerinin Sonuçları EK-E: DEFPOS İle İncelenen Kaynakların Resimleri ve Kaynak Web Siteleri 172

189 EK-A FP1 ve FP2 de Kullanılan Spacer' ların (Ayırıcıların) Sıcaklıkla Genleşme Özelliğinin Hesaplanması. DEFPOS tayfölçerinde iki adet Fabry-Perot (FP1 ve FP2) etalonu kullanılmaktadır. Fabry-Perot plakaları arasında Fused Slika camdan yapılmış aynı kalınlığa sahip üç adet ayırıcı bulunmaktadır. FP1 etalonun arasında kullanılan ayırıcı (l 1 ), 100x10 4 cm kalınlığındadır. Bu etalon sistemi düşük çözünürlüklü etalon olarak adlandırılmaktadır. FP2 etalonunu arasında ise (l 2 ), 198x10 4 cm kalınlığında ayırıcı kullanılmakta ve bu etalon da yüksek çözünürlüklü etalon olarak adlandırılmaktadır. Fused Silica ayırıcıların sıcaklığa bağlı olan genişleme katsayıları düşüktür. Bundan dolayı yüksek sıcaklıklarda kullanılabilirliği ve düşük sıcaklık ile genişleme sabitine sahip olması nedeni ile birçok alanda tercih edilmektedirler. Fused Silica 20 ile 320 o C arasında ortalama genleşme sabiti 5.5x10 7 1/K olarak verilmektedir. DEFPOS tayfölçerinde kullanılan Fused Silicadan yapılmış ayırıcılar için sıcaklık ile ne kadar genleştiği hesaplanmıştır. 100 μm Fused Silica ayırıcı için termal100x 10 m. x5.5x10 m / mk = 5.5x10 m / K. Bu değer her 1 K sıcaklık değişimi için hesaplanmıştır. Aynı eşitliği 200 μm için kullanırsak bu değer iki kat 15 olacaktır ( 11x 10 m/ K). Buradan tayfölçer için gerekli olan m mertebe sayısını λ = 6563Å, l = 1 100µ m, l = 200µ m, n N =, cos θ t = 1, θt = 0 ilk halka için değerleri kullanılırsa, 2 Eşitlik 3.18 den ( mλ = nl cosθ ) kullanılarak, yukarıdaki verilen sabitler 2 1 eşitlikte yerleştirilirse mertebe sayısı m= olarak bulunur. t 15 l1 = 5.5x10 m (1 o C sıcaklık değişimi için l 1 =100 μm ayırıcıdaki genleşme) kullanılarak yukarıdaki denklem düzenlenirse; m( λ + λ) = 2ncosθt ( l 1 + l1) 173

190 olacaktır. Buradan Δλ için; λ = 2 1 ncosθt ( l1 + l ) λ m olur. Yukarıda verilen sabitler Eşitlik * da tekrar yerine yazılırsa; (100x x10 ) 10 λ = 6563x10 (*) = x 10 Å bulunur. Fabry-Perot tayfölçerleri ile ölçüm yapılırken dalga boyu yerine genellikle kaynakların hızı kullanıldığından dalga boyu cinsinden hız belirlenirse ne kadar hız değişimine karşılık geldiği * eşitliğinden, 1 λ ϑ c. λ = = ϑ = λ c λ R o = x10 x x x10 = 1.65x10 km / s elde edilir. Eğer 10 o C lik bir sıcaklık farkı olursa bu durumda bu değeri 10 katı (1.65x10-4 km.s -1 ) artan bir hız değişimi olacaktır. 174

191 EK-B DEFPOS un Optik Sistemi İçin Hesaplamalar DEFPOS tayfölçeri RTT150 nin coude (f/48) odağı kullanıldığında mm odak uzaklığına, 2.9"/mm odak ölçeğine, 3.83' (3'50"=0.064 o ) açısal görüş alanına ve 80 mm doğrusal görüş alanına sahip olmaktadır. RTT150 den gelen bu görüş alanındaki ışık ve etalonların tüm yüzeyi kullanılarak tayf oluşturulduğu düşünüldüğünde, etendue nin korunumundan (Roesler, 1974); ( AT. Ω T ) max = ( AFP. Ω FP ) max Ω T 2 = π (β ) Ω FP = π ( 2θ FP ) 2 A = π 2 T r T A = π 2 FP r FP π = rt β π r FP ( 2θ FP r β = 2θ T r FP FP ) 2 r.β T θ FP = 2. rfp 1,5.0,064 θ FP = 2.0,075 θ FP = 0, 64cm Burada A T ; 150 cm ayna çaplı RTT150 nin yüzey alanı, Ω T ; katı açısı RTT150 nin görüş alanı, A FP ; Fabry-Perot etalonların yüzey alanı, Ω FP ; Fabry-Perot etalonların görüş alanı ve θ FP ; Fabry-Perot un görüş açısıdır. Etendue katı açıda Fabry-Perot un görüş açısı 0.64 cm olmaktadır. Fabry-Perot etalonlarının gördüğü tayf aralığı hesaplanırsa; λ = λ o cosθ FP λ o λ = λ o λ cosθ o FP λo λ λ o =1 cosθ FP 175

192 λ λ o = 1 cosθ FP R çözünürlük olmak üzere ν R = c λ = λ ν = 6.238x ν = 18.71km.s -1 = 1 cos(0.64) 5 Eğer etalonların tüm yüzeyi kullanılacak olursa, sadece km.s -1 lik bölümünü algılanmaktadır. Bu ie oldukça dar bir hız aralığıdır. Eğer sadece atmosferik Hα ışınımı ( 7 km.s -1 ) ölçülecek olan aralığı kullanılabilirdi. Fakat galaktik Hα ışınımı yaklaşık 200 km.s -1 hız aralığında değişmektedir. Bu nedenle 200 km.s -1 hız aralığını tarayabilmek için gelen ışınım demetinin etalonlara 2.09 o ile gelmesi gerekmektedir. Bu açıyı elde etmek için etalonlardan önce iki adet mercek kullanılmıştır. Bunlar 430 cm odak uzaklığına, 25 cm çapa sahip L1 ve cm odak uzaklığına, 10 cm çapa sahip L2 merceğidir. Bu optik sistem kullanıldığında etalonun sadece belirli bir bölgesi kullanılabilecektir. Belirlenen 200 km.s -1 tayf aralığını taradığımızda etalonların kullanım alnını bulmak için Etendue nin korunumu tekrar yazılırsa; ( AT. Ω T ) max = ( AFP. Ω FP ) max ( 0.064)(1.5) = (2θ A FP =2.3 cm )A FP bulunur. Bu sonuç ile 7.5 cm etalon çapının sadece 2.3 cm lik kısmı kullanılacaktır. L1 ve L2 merceklerinin amacı RTT150 den gelen ışığın odak uzaklığını azaltmak ve belirlenen tayf ararlığını tarayabilmektir. L1 merceğin konumu için en uygun yer RTT150 nin coude çıkışıdır. Coude çıkışı teleskopun odak düzleminde

193 metrededir. Yani mercekten sonra odak 5m daha ileridedir. Merceği buraya 3 adet ayarlı vida ile dengeli bir şekilde RTT150 ye monte edilmiştir. Bu mercek kullanıldıktan sonra yeni odak noktası için aşağıdaki işlemler yapılmıştır. im, görüntü boyu ve obj, gerçek boy olmak üzere, 1 2 im 1 = obj1 1 f 1 im2 1 5 = im2 = 2.31m Yeni oluşan odak L1 merceğinden 2.31 metre ileride olacaktır. Böylece odak uzaklığı =2.69 m lik mesafe küçülecektir. L1 merceği üzerinde ışığın kapladığı alan için odak oranı için f teleskopun odak uzaklığı, d teleskopun çapı kullanılırsa; f = # 5 = d f d d=10.4 cm 177

194 L1 merceği üzerindeki görüntünün boyu 10.4 cm olmaktadır. RTT150 teleskopunun odak noktasındaki görüntünün boyu 8.0 cm dir. L1 Merceğinin Teleskopa eklenmesi ile birlikte yeni görüntünün boyu 3.7 cm olmaktadır. Bu sonuç odak oranlarından bulunabilir. d f d eski yeni = # eski f #yeni 8.0 d = yeni d yeni =3.7 cm Görüntünün çapı 3.7 cm olmaktadır. L2 merceğinin optik özelliklerinin belirlemek için öncelikle odak noktasının belirlenmesi gerekmektedir. Görüş açısı 2.09 o (200 km.s -1 ) için gerekli odak uzaklığı ise; 178

195 3.7 tan( 2.09 ) = f f = cm o 2 olmaktadır. Kullanılacak yeni merceğin odak uzaklığı cm dir. Buna bağlı olarak L2 merceğinin çapı ise 6.04 olmalıdır. f eff f 22 = = 72. = 33 m f f eff ; etkin odak uzaklığı olmak üzere bu odak oranından 33m olmaktadır. Bunun anlamı L1 ve L2 merceği kullanıldığında etkin odak uzaklığı 33 m de olacaktır. Buradan kullanılacak merceğin çapı; r1 = r = 1.87 cm olmaktadır. r = = 1.15 cm Dolayısıyla, r = r 1 + r 2 = = 3.02cm olmaktadır. L2 merceğinin çapı 6.04 cm olmalıdır. DEFPOS-RTT150 siteminde 50.7 cm odak uzaklığına ve 10 cm çapa sahip L2 merceği kullanılmaktadır. Burada verilen şekiller Şekil 3.13 de verilen optik sistemin ayrıntılı parçalaırını göstermektedir. (optik sistemin tamamı için bkz. Şekil 3.13) 179

196 Not: bu optik tasarım Muhittin ŞAHAN ve Ron REYNOLDS tarafından yapılmıştır. 180

197 EK-C DEFPOS un Elde Ettiği Veri Analizlerinde Kullanılan IDL Programları pro DEFPOS_RTT150 datadir= 'D:\veriler\VERILER\2007\TEZ\' datadirr=' _' MAGIC=-9999 SF= fltarr(2086,2048) flatframe='' READ, flatframe, PROMPT='Flat Frame : ' darkframe='' READ, darkframe, PROMPT='Dark Frame : ' FF = readfits(datadir+flatframe,hdr2) DF = readfits(datadir+darkframe,hdr3) ;;;;;;;;;;;;;;;;;;;, Xc= & Yc= ; geceleri için ;Xc=993.0 & Yc= ;X1= & Y1=729.0& X2= & Y2= ; gecesi için X1= & Y1= & X2= & Y2=740.07; geceleri için ;;;;;;;;;;;;;;;;;; dx1=x1-xc & dy1=y1-xc & dx2=x2-xc & dy2=y2-xc DEFPOS_RTT150_2,FF,datadir,flatframe,hdr2,FFc DEFPOS_RTT150_2,DF,datadir,darkframe,hdr3,DFc DEFPOS_RTT150_4,FFc,DFc,datadir,flatframe,hdr3,FFcd DEFPOS_RTT150_5_N,FFcd,datadir,flatframe,hdr1,CDFdiv,xc,yc for d=18,18 do begin k=strcompress(string(d), /REMOVE_ALL) SF=readfits(datadir+datadirr+k,hdr1) DEFPOS_RTT150_1,SF,datadir,datadirr,k,hdr1,SFc DEFPOS_RTT150_3,SFc,DFc,datadir,datadirr,k,hdr1,SF1ex SF1=fltarr(2086,2048)& FF1=fltarr(2086,2048)&img=intarr(2086,2048) SF1=SF1ex DEFPOS_RTT150_6,img,SF1,CDFdiv,datadir,datadirr,k,hdr1,SF_nor DEFPOS_RTT150_7,SF_nor,datadir,datadirr,k,hdr1,Xc,Yc,dx1,dy1,dx2,dy2,SF_ref DEFPOS_RTT150_8,SF_ref,datadir,datadirr,k,hdr1,Xc,Yc endfor end pro DEFPOS_RTT150_RINGSUM,image,nx,ny,area,xc,yc,rmax,spect,var,cnt,ndp,cntge n,tayf,rad1,cntg MAGIC = NDPMAX = 300 PI = rad_2 = dblarr(ndpmax) 181

198 sum = dblarr(ndpmax) sum_2 = dblarr(ndpmax) avg_rough = dblarr(ndpmax) var_rough = dblarr(ndpmax) spect = dblarr(ndpmax) var = fltarr(ndpmax) cnt = fltarr(ndpmax) nrads = 0.0 rad_2(0) = area / PI ; while (rad_2(nrads) lt rmax^2) do begin nrads = nrads + 1 rad_2(nrads) = area * (nrads+1.0) / PI ; print,nrads,sqrt(rad_2(nrads)) endwhile ; for i = 0, nrads do begin sum(i) = 0.0 sum_2(i) = 0.0 cnt(i) = 0 endfor for ix = 0, nx-1 do begin for iy = 0, ny-1 do begin r_2 = (ix-xc)^2 + (iy-yc)^2 if (r_2 lt rad_2(nrads)) and (image(ix,iy) ne MAGIC) then begin ringnum = floor(pi * r_2 / area) sum(ringnum) = sum(ringnum) + image(ix,iy) sum_2(ringnum) = sum_2(ringnum) + image(ix,iy)^2 cnt(ringnum) = cnt(ringnum) + 1 endif endfor endfor for i = 0, nrads do begin if (cnt(i) gt 0) then begin spect(i) = sum(i) / cnt(i) var(i) = sum_2(i) / cnt(i) - sum(i)^2 / cnt(i)^2 ;print,i,spect(i),cnt(i),sqrt(rad_2(i)) endif endfor ; ndp = nrads say=n_elements(where(spect ne 0))-1 cntgen=indgen(say) rad1=fltarr(say) 182

199 cntg=fltarr(say) tayf=fltarr(say) ;A big array to hold the data ON_IOERROR,ers ;Jump to statement ers when I/O error is detected n1=0 ; Create a counter WHILE n1 LT say DO BEGIN tayf[n1]=spect(n1) ;Store it in H rad1(n1)=sqrt(rad_2(n1)) cntg(n1)=cnt(n1) n1=n1+1 ;Increment the counter ENDWHILE ;End of while loop ers: CLOSE,1 ;Jump to this statement when an end of file is detected cntgen=transpose(cntgen) tayf=transpose(reverse(tayf)) ;rad1=transpose(reverse(rad1)) cntg=transpose(reverse(cntg)) return end PRO DEFPOS_RTT150_1,im,datadir,datadirr,k,hdr,im1 MAGIC=-9999 filename=fltarr(2086,2048) mean= total(im)/n_elements(im) result=moment(im) & sdev=sqrt(result(1)) for i=22,2065 do begin for j=1,2040 do begin if im(i,j) lt 0 then begin &im(i,j)= MAGIC & end ; if im(i,j) gt (mean+3*sdev) then begin & im(i,j)=magic & end; endfor & endfor ;1. ortadaki 2. alttaki cizgiyi siliyor for i=927,929 do begin & for j=1323,2047 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=927,932 do begin & for j=1293,1323 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=1812,1818 do begin & for j=318,343 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=1812,1817 do begin & for j=343,2047 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor im1=im ;writefits, datadir+datadirr+k+'_c', im return end PRO DEFPOS_RTT150_2,im,datadir,scienceframe,hdr,im1 MAGIC=-9999 im1=intarr(2086,2048) 183

200 mean= total(im)/n_elements(im) result=moment(im) & sdev=sqrt(result(1)) for i=22,2065 do begin for j=1,2040 do begin if im(i,j) lt 0 then begin &im(i,j)= MAGIC & end ; if im(i,j) gt (mean+3*sdev) then begin & im(i,j)=magic & end; endfor & endfor ;for i=740,765 do begin & for j=1,2047 do begin &im(i,j)= MAGIC & endfor& endfor ;;;;;;;END;;;;;;;;;;, ;1. ortadaki 2. alttaki cizgiyi siliyor for i=927,929 do begin & for j=1323,2047 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=927,932 do begin & for j=1293,1323 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=1812,1818 do begin & for j=318,343 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor for i=1812,1817 do begin & for j=343,2047 do begin im(i,j)= MAGIC & endfor&endfor im1=im ;writefits, datadir+scienceframe+'_c', im,hdr return end PRO DEFPOS_RTT150_3,SF,DF,datadir,datadirr,k,hdr,im1 img=intarr(2086,2048) MAGIC=-9999 for i=22,2060 do begin& for j=1,2040 do begin if ((SF(i,j) eq MAGIC) or (DF(i,j) eq MAGIC)) then begin img(i,j)= MAGIC & endif else begin img(i,j)= SF(i,j)-DF(i,j) endelse endfor&endfor im1=img ;writefits, datadir+datadirr+k+'_cd', img,hdr return END PRO DEFPOS_RTT150_4,FF,DF,datadir,scienceframe,hdr,im1 img=intarr(2086,2048) MAGIC=-9999 for i=22,2060 do begin& for j=1,2040 do begin if ((FF(i,j) eq MAGIC) or (DF(i,j) eq MAGIC)) then begin img(i,j)= MAGIC & endif else begin 184

201 img(i,j)= FF(i,j)-DF(i,j) endelse endfor&endfor im1=img ;writefits, datadir+scienceframe+'_cd', img,hdr return END pro DEFPOS_RTT150_5,img,datadir,scienceframe,hdr,im1,xc,yc img1=fltarr(2086,2048) MAGIC=-9999 dist_circle, circle, 2086,xc,yc ;Create a distance circle image to finkbeiner good2 = where(circle LT 440 and img ne MAGIC) ;500 piksel print,xc,yc,double(n_elements(good2)),double(total( img[good2] )), double(mean( img[good2]) ) avr1=double(mean( img[good2]) ) for i=22,2060 do begin for j=1,2040 do begin if (img(i,j) eq MAGIC) then begin & img1(i,j)= MAGIC & endif if (img(i,j) ne MAGIC) then begin & img1(i,j)=img(i,j)/avr1 endif endfor&endfor im1=img1 ;writefits, datadir+scienceframe+'_cdfdiv',img1,hdr return end PRO DEFPOS_RTT150_6,img,SF1,FF1,datadir,datadirr,k,hdr,im1 MAGIC=-9999 for i=22,2065 do begin & for j=1,2040 do begin if ((SF1(i,j) eq MAGIC) or (FF1(i,j) eq MAGIC)) then begin img(i,j)= MAGIC & endif else begin img(i,j)= (SF1(i,j)/FF1(i,j)) endelse endfor&endfor im1=img writefits, datadir+datadirr+k+'_nor', img,hdr return END pro DEFPOS_RTT150_7,image,datadir,datadirr,k,hdr, Xc,Yc,dx1,dy1,dx2,dy2,im1 ;image=intarr(2086,2048) image1=fltarr(2086,2048)& image2=fltarr(2086,2048) img=intarr(2086,2048)&imgss=intarr(2086,2048) & MAGIC=-9999 ;;;;;;;;;; for I=1,2085 do begin 185

202 for J=1,2046 do begin image1(i,j)=0 endfor&endfor for J=1,dy1 do begin for I=1,2065 do begin image1(i,j)=magic endfor&endfor for I=20,dx1 do begin for J=1,2046 do begin image1(i,j)=magic endfor&endfor for I=20,2065 do begin for J=1,2046 do begin if (image(i,j) eq MAGIC) then begin image1(i,j)= MAGIC & endif else begin II= I+dx1 if II gt 2065 then goto, son1 JJ= J+dy1 if JJ gt 2046 OR JJ LT 0 then goto, son1 image1(ii,jj)=image(i,j)*0.07 son1: endelse endfor&endfor ;************************************************** ;submıt reflectanceii ;************************************************** ;image=readfits(datadir+datadirr+k+'_nor') for I=1,2065 do begin for J=1,dy2 do begin image2(i,j)=0 endfor&endfor for J=dy2,2065 do begin for I=1,2065 do begin if J gt 2046 or J lt 0 then goto, son2 image2(i,j)=magic son2: endfor&endfor for I=1,dx2 do begin for J=1,2046 do begin image2(i,j)=magic endfor&endfor ;************************** for I=4,2065 do begin for J=1,2046 do begin if (image(i,j) eq MAGIC) then begin 186

203 image2(i,j)= MAGIC & endif else begin II= I+dx2 if II gt 2065 or II lt 0 then goto, son3 JJ= J+dy2 if JJ gt 2046 or JJ lt 0 then goto, son3 image2(ii,jj)=image(i,j)*0.045 son3: endelse endfor&endfor for I=20,2055 do begin for J=1,2046 do begin if ((image(i,j) eq MAGIC) or (image1(i,j) eq MAGIC)or (image2(i,j) eq MAGIC)) then begin img(i,j)= MAGIC & endif else begin img(i,j)= image(i,j)-(image1(i,j)+image2(i,j)) endelse endfor&endfor ;;;;;;;;;;;;;;;;;;; im1=img writefits, datadir+datadirr+k+'_nor_ref', img return end pro DEFPOS_RTT150_8,img,datadir,datadirr,k,hdr1,Xc,Yc ;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;;; DEFPOS_RTT150_RINGSUM,img,2086,2048, ,Xc,Yc,439.18,s,var,cnt,ndp,cntgen,tayf,rad1,cntg ;******************************************************************* **********!P.FONT = 0 set_plot, 'ps' ;DEVICE, SET_FONT='Times', /TT_FONT device, filename=datadir+datadirr+k+'.ps' close,1 OPENW, 1,datadir+datadirr+k+'.dat' say=n_elements(tayf) for i=0,say-1 do printf,1,cntgen(i),tayf(i) close,1 ; plot, A, B, background = white,yrange=[5673,5680], SYMSIZE = 1.5, THICK = 2, PSYM = 1, COLOR = 0,$ plot, cntgen, tayf, background = white,/ynozero, COLOR = 0, SYMSIZE = 1.5, THICK = 2,PSYM = 1,$ CHARSIZE =0.80,POSITION=[0.15, 0.15, 0.95, 0.95],$ title=datadir+datadirr+k,xtitle='spektral Element',ytitle='Parlaklık (ADU)' device, /close 187

204 set_plot, 'win' end pro blciz_cok_3 ;blciz_cok_3 programına VHEL heliocentrik hız programı eklendi :17;37 d='d:\veriler\veriler\2007\tez\' ;d='d:\veriler\veriler\2007\ \ _flat16\' d1='d:\veriler\veriler\2007\gozlem1' d2=' _' d4=d d5=d ;close,1 ;openw,1,d+d2+'par.txt' readcol,d1+'.txt',veri,kaynak,ra,dec,poz,lsr,cha,chb,ut,adu,vtss,format ='A,A,A,A,F,F,F,F,A,F,F' file=d1+'.dat' data=rd_tfile(file,100) ; strarr(satir,sütun) (table data) for d3=18,18 do begin k=strcompress(string(d3), /REMOVE_ALL) for i=0,n_elements(veri)-1 do begin if data[0,i] eq d2+k then begin VLSR=data[5,i] VATM= *data[6,i] ;print,vatm,vlsr RA=data[2,i] DEC=data[3,i] POZ=data[4,i] UT=data[8,i] ADU=data[9,i] VTSS=data[10,i] endif endfor ra=str_sep(ra, ':')&dec=str_sep(dec, ':') t1=ra(0)&t2=ra(1)&t3=ra(2)&t4=dec(0)&t5=dec(1)&t6=dec(2)&ra=ten(t1,t2,t3)& dec=ten(t4,t5,t6) helio2lsr, vhelio, vlsr, ra = ra, dec = dec, reverse=vlsr R=(1/2337.0)*POZ print,r readcol,d4+d2+k+'_bl.txt',km,tayff ;km=km+1 tayf=tayff/r read_data1_nazo,d5+d2+k+'_gf.txt',a,v,fwhm ;v=v+1 VLSR1=-VLSR-2.33 km1=4*km-4*vatm+vlsr1 A1=A[0] 188

205 V1=4*V[0]-4*VATM+VLSR1 FWHM1=FWHM[0]*4 STD1=2*(FWHM1/2.354)^2 tayf1=[a1*exp(-(km1-v1)^2/std1)]/r A2=A[1] V2=4*V[1]-4*VATM+VLSR1 FWHM2=FWHM[1]*4 STD2=2*(FWHM2/2.354)^2 tayf2=[a2*exp(-(km1-v2)^2/std2)]/r ;printf,1,d2+k,';',1.064*fwhm1*a1/r,';',vtss,';',poz TG=tayf1+tayf2 RES=-(TG-tayf) writecol,d+d2+k+'res.txt',km1,res!p.font = 0 set_plot, 'ps' device, filename=d+d2+k+'_1.ps' ;DEVICE, XSIZE=6, YSIZE=6, XOFFSET=0.5,YOFFSET=3.5,/INCHES!P.MULTI=[0,2,2] plot, km1, tayf, background = white,xstyle=1,ystyle=1,xrange=[min(km1),max(km1)],yrange=[-5,max(tayf)+1.5], COLOR = 0, SYMSIZE = 1.5, THICK = 2, PSYM = 1,$ CHARSIZE =0.80,POSITION=[0.06, 0.28, 0.85, 0.95],ytitle='PARLAKLIK [R(kms!U-1!N)!U-1!N]',XTICKFORMAT="(A1)" plots, km1, tayf1, LINESTYLE=1,THICK=3, COLOR=0 plots, km1, tayf2, LINESTYLE=1,THICK=3, COLOR=0 plots, km1, TG, LINESTYLE=1,THICK=3, COLOR=0 oplot, [VLSR1,VLSR1],[-5,max(tayf)+1.5],LINES=2,color=0,THICK=2 ;oplot, [VLSR,VLSR],[-5,0],LINES=3,color=0,THICK=2 ;oplot, [0,VLSR],color=0,THICK=2 XYOUTS,15500,12000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Amp1:'+string(A 1)),/DEVICE XYOUTS,15500,11500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Fwhm1:'+string(F WHM1)),/DEVICE XYOUTS,15500,11000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Center1:'+string( V1)),/DEVICE XYOUTS,15500,10500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Area1(adu):'+stri ng(1.064*fwhm1*a1)),/device XYOUTS,15500,10000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Area1(R):'+string (1.064*FWHM1*A1/R)),/DEVICE XYOUTS,15500,9000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Amp2:'+string(A2) ),/DEVICE XYOUTS,15500,8500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Fwhm2:'+string(F WHM2)),/DEVICE XYOUTS,15500,8000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Center2:'+string(V 2)),/DEVICE 189

206 XYOUTS,15500,7500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('Area2:'+string(1.0 64*FWHM2*A2/R))+'R',/DEVICE XYOUTS,15500,6000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('VATM:'+string(V ATM)),/DEVICE XYOUTS,15500,5500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('VLSR:'+string(VL SR)),/DEVICE XYOUTS,15500,5000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('VLSR1:'+string(V LSR1)),/DEVICE XYOUTS,15500,4500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('VHEL:'+string(vhe lio)),/device XYOUTS,15500,3500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('RA='+string(RA)), /DEVICE XYOUTS,15500,3000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('DEC='+string(DE C)),/DEVICE XYOUTS,15500,2500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('POZ='+string(POZ )+'s'),/device XYOUTS,15500,2000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('UT='+string(UT)),/ DEVICE XYOUTS,15500,1500,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('ADU='+string(AD U*4)),/DEVICE XYOUTS,15500,1000,COLOR=0,CHARTHICK=1,strcompress('VTSS='+string(VT SS)),/DEVICE plot, km1, RES,background = white,yrange=[-3,+3],xstyle=1,ystyle=1, COLOR = 0,$ SYMSIZE = 1, THICK = 2,xtitle='HIZ (kms!u-1!n)',ytitle='artiklar',$ PSYM =1,CHARSIZE =0.80, POSITION=[0.063, 0.12, 0.85, 0.28];,[0.05, 0.28, 0.85, 0.95] oplot, [min(km1),max(km1)],lines=0,[0,0],color=0,thick=2 device, /close set_plot, 'win' writecol,d+d2+k+'w.txt',km1,tayf1*r endfor ;close,1 end 190

207

208

209

210

211

212

213

214

215

216

217

218 EK-E DEFPOS İle İncelenen Kaynakların Resimleri ve Kaynak Web Siteleri 202