YILDIZLARARASI ORTAMIN İYONLAŞMIŞ HİDROJEN BÖLGELERİNİN RTT150-DEFPOS İLE DETAYLI OLARAK İNCELENMESİ *

Transkript

1 YILDIZLARARASI ORTAMIN İYONLAŞMIŞ HİDROJEN BÖLGELERİNİN RTT150-DEFPOS İLE DETAYLI OLARAK İNCELENMESİ * Detailed Investigations Of Ionised Hydrogen Regions Of Interstellar Medium With RTT150-DEFPOS * Nazım AKSAKER Fizik Anabilim Dalı İlhami YEĞiNGiL Fizik Anabilim Dalı ÖZET Yıldızlararası ortamındaki iyonize olmuş hidrojen bölgelerinin ve küçük açısal çapa sahip bazı gezegenimsi bulutsuların fiziksel özelliklerini araştırmak amacıyla tasarlanan DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer) tayfölçeri 2007 yılından itibaren TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) bulunan 150 cm ayna çaplı teleskopun (f/48) coude çıkışında kullanılmaya başlanılmıştır. 4' açısal ve 30 km s 1 tayfsal çözünürlüğe sahip tayfölçerin parlaklık ayarlaması için NGC7000 bulutsusundan alınan Hα tayfları kullanılmıştır. Bu çalışmada, tayfölçerin optik tasarımı, tayfların dalga boyu ve parlaklık ayarlaması hakkında detaylı bilgi verilmiştir. Anahtar Kelimeler: Fabry-Perot Tayfölçerleri, Yıldızlararası Ortam, HII Bölgeleri, Gezegenimsi Bulutsular, Bulutsular. ABSTRACT Dual Etalon Fabry-Perot Optical Spectrometer (DEFPOS) which was built to examine the physical properties of Ionized hydrogen regions in Interstellar medium and some small size planetary nebulae has started to use at coudé exit of the 150 cm telescope (RTT150) in TÜBITAK National Observatory (TUG) since Hα spectra from NGC7000 nebulae were used for intensity calibration of the spectrometer with 4' spatial and 30 km s -1 spectral resolution. In this work many detailed knowledge was given about optical design of spectrometer, wavelength of spectra and intensity calibration. Key Words: Fabry-Perot Spectrometer, Interstellar Medium, HII Regions, Planetary Nebulae, Nebulae. Giriş Samanyolu gökadasındaki iyonize olmuş hidrojenin varlığı eskiden beri bilinmekte ve gazın iyonlaşma nedeni Strömgren küreleri ya da klasik HII bölgeleri olarak adlandırılan sıcak yıldızların çevresindeki parlak iyonize olmuş bölgelerle ilişkilendirilmekteydi (Strömgen, 1939; Mozt ve ark., 1977). Yapılan çalışmalarda klasik HII bölgelerinin gökadadaki iyonlaşmış hidrojenin sadece %10 unu içerdiğini göstermiş ve % 90 ı ise gökada diskinin 2-3 kpc lik (1pc=3.086 x10 13 km) bir kalınlıktaki tabakasında, %20 sini dolduran sıcak (10 4 K), düşük yoğunluklu ( * Doktora Tezi-Ph. D. Thesis 112

2 0.1cm -3 ) ve hemen hemen tamamı iyonlaşmış ve gökyüzünün her yerine dağılmış hidrojen bölgelerinde bulunmaktadır (Reynolds, 1988; Madsen ve ark., 2006). Yıldızlararası ortamdaki hidrojeni iyonlaştıran mekanizmanın kaynağının ne olduğu henüz tam olarak bilinmemekle birlikte O tipi yıldızların yaydıkları enerji ile çevrelerindeki gazın iyonlaştırdıkları ileri sürülmektedir (Reynolds, 1988). iyonizasyonun birincil kaynağının O tipi yıldızlar olduğuna inanılmasına rağmen, yayılı durumdaki iyonlaşmış gaz içindeki (WIM) sıcaklık ve uyarılma durumları O tipi yıldızları çevreleyen klasik HII bölgelerindeki durumlardan önemli ölçüde farklıdır. Yıldızlar arası ortamdaki yayınım çizgilerinin ölçülmesi yıldızlar arası ortamın önemli fakat az anlaşılan bileşeninin detaylı araştırılmasına olanak sağlamaktadırlar. Sıcak iyonize ortamların incelenmesinde H ( =6563 Å) ve diğer [NII] 6583 ve [SII] 6716 gibi yasaklı çizgilerin ölçülmesi HII bölgelerinin sıcaklık, iyonlaşma gibi fiziksel özelliklerinin araştırılmasında önemli rol oynamaktadır (Reynolds, 1984; Haffner ve ark., 2003). Fabry-Perot girişim aygıtı kullanılarak HII bölgelerinin ilk H gözlemleri Reynolds ve arkadaşları tarafından yapılmış ve gökadamızdaki birkaç bölgenin parlaklığı ve kinematik özellikleri saptanmıştır (Reynolds ve ark., 1973). Bu tarihten sonra Fabry-Perotlar ile Hα gözlemlerine devam edilmiş (Reynolds, 1988, 1984, 1985) ve Düşük gürültülü yüksek kuantum verimli CCD (Charged Coupled Device) kameralarının gelişmesi sonucunda, oldukça sönük bölgelerin incelenmesinde Fabry Perot tayfölçerlerinin önemi daha da artmıştır (Reynolds ve ark., 1990). Böylece, 1997 yılında WHAM (Wisconsin Hydrogen Alpha Mapper) projesini hazırlayarak 1 açısal çözünürlük ve 12 km s 1 tayfsal çözünürlükte kuzey gökkürenin yaklaşık tayftan oluşan ilk H haritasını hazırlamıştır (Reynolds, 1988; Haffner, 2003). Materyal ve Metot Samanyolu gökadamızın yıldızlar arası ortamındaki sıcak (10 4 K), yayılı, iyonize olmuş gazın dağılımını, fiziksel yapısını ve hızını araştırmak için TUBİTAK Ulusal Gözlemevi nde (TUG) bulunan 150 cm ayna çaplı teleskopun (RTT150) coude çıkışında kullanılmak üzere 7.5 cm çaplı çift etalonlu Fabry-Perot girişim aygıtı kullanan bir tayfölçer yapılmıştır (Şahan, 2004). DEFPOS (Dual Etalon Fabry Perot Optical Spectrometer- Çift Etalonlu Fabry Perot Optik Tayfölçeri) adı verilen tayfölçer ile tarihleri arasında başucu doğrultusunda 1200 sn lik Hα ölçümleri yapılmıştır. Alınan veriler kullanılarak veriler için veri analiz teknikleri geliştirilmiş ve verilerin veri indirgemeleri yapılmıştır. Test çalışmaları süresince yapılan ilk ölçümlerden galaktik (Şahan ve ark., 2005) ve atmosferik (Şahan ve ark., 2007) veriler ayrı ayrı değerlendirilmiş ve ilk sonuçlar olarak yayınlanmıştır. Tayfölçer, test çalışmaları tamamlandıktan sonra Ocak 2005 de teleskopun coude odasına taşınmıştır. Şekil 1 de DEFPOS un RTT150 teleskopunun coude odasındaki konumunu ve Şekil 2 de teleskop binasının ölçekli olarak çizilmiş genel şekli teleskop ve tayfölçerin bulunduğu genel bir görüntüsü verilmiştir. Teleskop binası; kubbe, teleskopun ayaklarının oturduğu ara kat, tayf 113

3 ölçümleri için kullanılan coude odası ve sistem odalarının bulunduğu zemin kat olmak üzere dört katlıdır. Coude odası duvarları siyaha boyanmış olup tayf ölçümleri için tasarlanmıştır. Coude odasında yıldız tayfları için kullanılan Coude echelle tayf ölçeri ve yayılı sönük kaynaklar için kullanılan DEFPOS tayfölçeri olmak üzere iki tane tayf ölçer vardır. DEFPOS tayfölçeri teleskoptan gelen ışığın optik ekseni üzerinde olacak şekilde coude odasına yerleştirilmiştir. Şekil 1. DEFPOS un RTT150 teleskopunun coude odasındaki konumunu verilmiştir. 114

4 Şekil 2. DEFPOS un coude katındaki konumu gösterilmiştir. Araştırma Bulguları DEFPOS TUG da bulunan 150 cm ayna çaplı coude çıkışında yerleştirilmiş ve 2007 yılının haziran ayının başında ilk sinyalini başarı ile almıştır. Tayfölçer, Samanyolu gökadasından gelen H çizgisi 200 km s 1 (4.4 Å) hız aralığında değiştiğinden bu aralıktaki hızları ölçecek şekilde tasarlanmıştır. İlk gözlemleri için tayfölçerin parlaklık ayarlaması yapmak amacıyla parlaklığı bilinen bölgeler seçilmiştir. Bu çalışmalar hakkında aşağıdaki paragraflarda detaylı olarak bilgi verilmektedir. DEFPOS un optik tasarımında alınan verilerin dalga boyu aralığının ayarlanması için teleskoptan alınan 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) dalga boyu farkı vardır (Tufte, 1997). H ve D 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. Fakat H-D ışınım çizgisinin geniş olmasından dolayı yüksek ayırma 115

5 güçlü tayfölçerlerde kabul edilemez hatalara yol açabilirler (Tufte, 1997; Mierkiewicz, 2002). Şekil 3 (b) de sol tarafta görülen döteryum çizgisinin merkezi tayfsal elementte iken diğer taraftan sağda bulunan hidrojen çizgisinin merkezi tayfsal elementte bulunmaktadır. H-D 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. Buradan eşitlik 3.48 kullanılırsa her bir tayfsal elementin 4.16 km/s hız çözünürlüğüne karşılık geldiği bulunur. (a) Şekil 3 (a) Döteryum lambası kullanılarak teleskoptan alınan CCD görüntüsü ve (b) tayfı gösterilmektedir. Dıştaki daha geniş ve daha parlak halka Döteryum çizgisi ve içteki daha dar ve daha sönük çizgi ise Hα çizgisini göstermektedir. Her tayfsal elementin hız değerinde H-D lamba tekniği ile bulduğumuz 4.16 km/s değeri ve basınç farkından yararlanarak hesapladığımız 4.84 km/s değeri ile daha önce halka toplama tekniğinde hesaplanan 4 km/s değeri bir birlerine yakın değerlerdir. Böylece tayfölçerin dalga boyu ayarlaması farklı değerler için de uyumlu olduğu görülmektedir. H-D lamba tekniği, basınç değişim tekniği ve halka toplama tekniği ile DEFPOS-RTT150 için her bir tayfsal elementin ne kadar tayfsal aralığa geldiği belirlenmiştir. Bu teknikler ile DEFPOS un optik tasarımına bağlı olarak alınan tek bir poz ile 200 km/s tayf aralığı belirlenebilmektedir. DEFPOS-RTT150 nin aldığı verilerde her bir tayfsal element 200 km/s tayf aralığında 4 km/s hızı temsil etmektedir. NGC7000 in (α 2000 = 20:58:04, δ 2000 =44:35:43) bölgesinden alınan 1200 sn lik CCD görüntüsü Şekil 4 (a) da verilmiştir. CCD ile elde edilen halka şeklindeki Fabry-Perot girişim deseni için CCD indirgeme tekniği uygulanmış ve veri indirgemesi yapılmış ve daha sonra geliştirilen halka toplama tekniği kullanılarak Şekil 4 (b) de verilen tek boyutlu galaktik Hα tayfı elde edilmiştir. Galaktik hidrojen dünyanın yörüngesel hareketinden dolayı dünyanın hızına göre (b) 116

6 genellikle ± 25 km s -1 radyal hıza ve tipik olarak km s -1 yarı yarı genişliğe sahiptir ve galaktik ışınım ile atmosferik ışınımın tamamı ±100 km s -1 de (4.4Å) bulunmaktadır (Reynolds ve ark., 1990). Grafikte yatay eksenler LSR a göre düzenlenmiştir. Şekildeki düşey eksen yapının şiddetini göstermektedir. Şekilde dikey olarak kesen kesikli çizgi o tarih ve gözlem koordinatlarına bağlı LSR hızını göstermektedir. Atmosferik verinin yerini tespit etmek için lamba verisi kullanılmış (Şahan, 2004; Şahan ve ark., 2005) ve LSR hızı ise bu çizgiye göre V LSR = - V LSR km s -1 (0.05 Å) (Haffner, 2003) düzeltmesi yapılarak belirlenmiştir. Gözlem yapıldığı tarihte gözlenen yapının LSR a göre hızı km s 1 dir. Gerekli düzeltme yapıldığında bu hız km s 1 olmaktadır. DEFPOS ile alınan tayfların parlaklıklarını, radyal hızlarını ve çizgi genişliklerinin belirlemek için tayflara gauss eğrileri uydurulmuştur. Böylece uydurulan gauss eğrisinden yapının yarı genişliği 36.57±0.51 km s 1 (11.64 ADU), LSR hızı 3.55±0.51 km s 1 ve parlaklığı ±27.98 R (75.12±2.15 ADU) olarak hesaplanmıştır. Şekil 4 (b) deki grafiğin altına daha küçük olan ikinci bir grafik daha verilmektedir. Bu grafik residual (artık) olarak adlandırılan deneysel değerler ile bu değerlere düz çizgi ile uydurulan gauss eğrisi (teorik) arasındaki farktan oluşmaktadır. Residual grafiğinin yaklaşık sıfır seviyesine bir koyu çizgi çizilmektedir. Artık noktalara bakılarak veriler üzerine uydurulan teorik gauss eğrisinin deneysel değerlere ne kadar uyduğuna karar verilmektedir. (a) (b) Şekil 4. (a) NAN bölgesinin merkezine yakın bölgelerden DEFPOS ile alınan Hα nın ham CCD görüntüsü, (b) Halka toplama tekniği kullanılarak tek boyutlu tayfa dönüştürülen galaktik Hα tayf. Bulunan bu değerler 1 lik WHAM verisinin FWHM ve VLSR hızı ile karşılaştırılmış ve bu bölge için WHAM verisi sırasıyla yaklaşık 33.2 km s 1 ve 5.1 km s 1 dir. Sonuç olarak, DEFPOS ile elde edilen verilerin yarı genişlik ve hız değerlerinin WHAM değerleri ile uyumlu olduğu görülmüştür. Tartışma ve Sonuçlar Bugün hala pek çok gezegenimsi bulutsunun hızları belirlenmemiş durumda. Radyo dalga boylarında bazı bölgelerin hız çalışmaları yapılmasına 117

7 rağmen Hα da bu mevcut değildir. Bu nedenle bu tür yapıların için hız çalışmalarının yapılması oldukça ilgi çekici olacaktır. DEFPOS için vuru gürültü (Signal to Noise: S/N) oranını belirlemek için Şekil 4 (a) da verilen 1200 sn lik poz süresi ile alınan Hα tayfı kullanılmıştır. Şekil 4 (b) de her bir spektral element (+) için bulunan saçılma (σ) 0.44 ADU dur ve vurunun yüksekliği yaklaşık ADU dur. Böylece ölçülen S/N oranı dir. Teorik olarak belirlenen S/N oranı ise dir. Aradaki fark aletin geçirgenliği gibi birçok özelliklerin ideale çok yakın olmamasından ve bazı parametrelerin tam olarak belirlenememesinden kaynaklanmaktadır. DEFPOS yukarıda belirtilen nedenlerden dolayı 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 vuru gürültü oranı kullanıldığında 34.6 R den düşük sinyaller ayırt edilememektedir. DEFPOS un optik tasarımında alınan verilerin dalga boyu aralığının ayarlanması için teleskoptan alınan hidrojen-döteryum (H-D) lambasının tayfları kullanılmış ve DEFPOS-RTT150 nin aldığı verilerde her bir tayfsal element 200 km/s tayf aralığında 4 km/s hızı temsil ettiği belirlenmiştir. DEFPOS ile birlikte yapılan çalışmalarda aletin parlaklık ayarlaması, vurugürültü oranı (S/N) gibi teknik detaylar belirlenmiş ve diğer çalışmalarda bilinen sonuçlarla karşılaştırılmıştır. DEFPOS verileri ile diğer çalışmada elde edilen FWHM, parlaklık ve hız değerlerinin uyum içerisinde olduğu görülmektedir. Kaynaklar HAFFNER, L. M., REYNOLDS, R. J., TUFTE, S. L., MADSEN, G. J., JAEHNIG, K. P., AND PERCIVAL, J. W., 2003, The Astrophysical Journal,Suplement Series, 149: HAUSEN, N. R., REYNOLDS, R. J. AND HAFFNER, L. M., 2002a, The Astronomical Journal, 124, HAUSEN N. R., REYNOLDS R. J., HAFFNER l. M.. ve TUFTE S. L., 2002b, The Astrophysical Journal, HIPPELEIN, H. H., 1973, AstronomyA& Astrophysics, 25; ISHIDA, K., & KAWAJIRI, N. 1968, PASJ, 20, 95. MADSEN, G. J., REYNOLDS, R. J., HAFFNER AND L. M., 2006, The Astrophysical Journal, 652, 401. MIERKIEWICZ J. E., Fabry-Perot Observations of the Hydrogen Geocorona. PhD Thesis, University Of Wisconsin, Madison. MILLER, E. E. AND ROESLER, F. L., 1998, Applied Optics, MORGENTHALER, J. P., HARRIS, W. M., SCHERB, F., ANDERSON, C. M., OLIVERSEN, R. J., DOANE, N. E., COMB, M. R., MARCONI, M. L., SMYTH, W. H., 2001, The Astrophysical Journal, 563, 451. MOZT, L. AND ANNETA, D., 1977, Essential of Astronomy, Second Edition, Columbia University Press, New York. 118

8 REYNOLDS R.J., SCHERB F., ROESLER F.L., 1973, The Astrophysical Journal, 185,869. REYNOLDS, R. J., 1984, The Astrophysical Journal, 282, 191. REYNOLDS, R. J., 1988, The Astrophysical Journal, 96, 670. REYNOLDS, R. J., 1985, The Astrophysical Journal, 236, 153. REYNOLDS, R.J., ROESLER, F.L., SCHERB, B. F., HARLANDER, J., 1990, Proc. SPIE, 1235, 610. REYNOLDS, R. J., CHAUDHARY, V., MADSEN, G. J. ve HAFFNER, L. M. 2005, The Astrophysical Journal, ROESLER, F.L., 1974, Methods of Experimental Physics. 12, Academic Press. Inc. Part 12. SAHAN, M., 2004, Doktora Tezi, Çukurova Üniversitesi. SAHAN, M., YEĞİNGİL, İ., KIZILOĞLU, Ü., AKSAKER, N., AKYILMAZ, M., 2005, Chin. J. Astron. Astrophys., Vol. 5, No. 2, SAHAN, M., İ. YEĞİNGİL, AKSAKER N., 2007, Terrestrial, Atmospheric And Oceanic Sciences, Vol. 18 No.1. SCHERB, F., 1981, The Astrophysical Journal, 243, 644. STROMGREN, B. M., 1939, The Astrophysical Journal, 89, 526. TUFTE, S. L, The WHAM Spectrometer: Design, Performance Characteristics and First Results, Ph.D. Thesis University of Wisconsin, Physics Department, USA. Teşekkür Bu çalışma sırasında desteğini esirgemeyen Yrd.Doç.Dr. Muhittin ŞAHAN a teşekkür ederim. TUBİTAK Ulusal Gözlemevi nde bizlerin çalışmasını her aşamasında destekleyen başta yönetimine ve çalışanlarına sonsuz teşekkürlerimizi sunarım. Bu çalışma Ç.Ü. bilimsel araştırma projeleri birimi tarafından FEF- 2006D12 numaralı proje ve 104T252 numaralı TUBİTAK AR-GE projesi tarafından desteklenmiştir. Bu araştırmada SIMBAD veritabanı ve VTSS nin Hα görüntüleri kullanılmıştır. 119