Transkript

1 AST404 Gözlemsel Astronomi Yıldızların Uzaklıkları 1. Trigonometrik Paralaks 2. Tayfsal Paralaks

2 Trigonometrik Paralaks

3

4 Trigonometrik Paralaks

5 tan π = gözlemcilerin arasındaki uzaklık / köprünün uzunluğu

6 Trigonometrik Paralaks Bize en yakın yıldız yaklaşık 4 ışık yılı uzaklıktadır. Gözlemcilerin birbirlerinden, biraz önceki örnektekine göre, çok daha uzakta olmaları gerekmektedir. Bunun için Yer in Güneş etrafındaki hareketi kullanılabilir.

7 Trigonometrik Paralaks İki gözlemci arasındaki uzaklık 2 AB. Uzak yıldızlara nazaran gözlenen yer değiştirme paralaks açısının 2 katını verir.

8 Trigonometrik Paralaks Yıldızın Güneş e olan uzaklığı d olmak üzere trigonometriden, tan π = 1 (AB) / d (AB) Küçük açılar yaklaşımı ile, π (rad) = 1 (AB) / d (AB) Yıldızın uzaklığı, d (AB) = 1 / π (rad)

9 Trigonometrik Paralaks Paralaks (π) açısı çok küçük bir değer olduğundan yay saniyesi olarak verilir. Trigonometride 360 derece 2π radyandır Böylece 1 = 2 2π / 360 radyan olarak bulunur. Bu ifadeyi 1 yay saniyesi için yazmak istersek: 1 = 2π / ( ) radyan 1 rad = d (AB) = / π (yay.sn) Uzaklığı parsek biriminde yazmak istersek, 1 PC = AB olduğundan, d (PC) = 1 / π (yay.sn) elde edilir.

10 CCD ile Paralaks Ölçümleri

11

12 Örnekler 1/java/parallax/parallax.html state.edu/~pogge/ast162/movies/

13 Trigonometrik Paralaks Ölçümünün Sınırları Yer atmosferinden yapılan gözlemlerde duyarlılık yaklaşık 1 kadardır. 1 lik bir paralaktik kayma 1 pc uzaklığa denk gelmektedir. Çok yüksek rakım ve temiz hava koşullarında bile bu değerin daha yukarısına çıkılması zordur. Bu işlem için havadaki değişimi ters yönde örnekleyebilen optik sistemler geliştirilmiştir.

14 Adaptif Optik Atmosferdeki türbülans hareketleri nedeniyle cismin görüntüsü bulanıklaşır ve parıldar. Bu nedenle görüntü dağılır ve hareket ediyormuş gibi gözükür.

15 Adaptif Optik Teorik: Horace W. Babcock (1953) Pratik: 1990 lar... IW Tau

16 Adaptif Optik

17 Adaptif Optik Bu etkiyi örnekleyebilen bir sistem kullanılarak atmosferin etkisi giderilebilmektedir.

18 Adaptif Optik

19 Adaptif Optik Hareket ettirici destekler 670 hz 1000 hz

20 Adaptif Optik Hareket ettirici desteğin yakından görünümü Adaptif optikli teleskop çalışmaları - California Extreme Large Telescope (CELT) 30 m

21 Canada France Hawaii Telescope (CFHT)

22 Adaptif Optik Keck Gözlemevi

23 Adaptif Optik

24 Adaptif Optik LGS: Lazer yıldız rehberli NGS: Doğal yıldız rehberli Bölge: Sgr A* L'-band (3.8 microns)

25 Tayfsal Paralaks

26

27 Yukarıdan aşağıya doğru O, B, A, F, G, K ve M tayf türünden yıldızların tayfları.

28 Tayf Türü (Işınım Sınıfı: V) Mutlak Parlaklık (Işınım Sınıfı: V) Tayf Türü (Işınım Sınıfı: III) Mutlak Parlaklık (Işınım Sınıfı: III) B5-0.9 B5-1.7 B6-0.7 B6-1.5 B7-0.5 B7-1.4 B8-0.1 B8-1.2 B9 0.3 B9-0.9 B B A0 0.8 A0-0.4 A1 0.9 A1-0.2 A2 1.0 A2 0.1 A3 1.2 A3 0.3 A4 1.4 A4 0.6 A5 1.8 A5 0.9 A6 2.0 A7 2.1 A7 1.1 A8 2.2 A9 2.3 A9 1.6 F0 2.7 F0 2.2 F1 2.9 F1 2.5 F2 3.3 F2 2.7 F F4 3.6 F5 3.8 F9 3.9

29 Tayfsal Paralaks m 1 m 2 = 2.5log 10 (F 1 / F 2 ) m M = 5log10(d / 10pc) m M = 5 + 5logd d = (m M + 5) = µ µ + 1

30 Tayfsal Paralaksın Limitleri Tayfsal paralaks sadece 10 kpc uzaklığa kadar yeterli doğrulukta uzaklıklar verebilir. Bunun nedeni, gözlemci ile yıldız arasındaki maddenin cismi sönükleştirmesinden dolayı, belli uzaklıktan sonra yıldızların tayflarının alınmasının zorlaşmasıdır. Yıldızın tayfı alınıp tayf türü belirlenmiş olsa bile, bu tayf türüne karşılık gelen ışınım gücünün tespitinde de bir yaklaşıklık söz konusudur.

31 AST 404 Gözlemsel Astronomi Astrofotoğrafçılık

32 İlk Fotoğrafik Görüntü Joseph N. Niepce tarafından 1826 yılında çekilen ilk fotoğrafik görüntü.

33 Gelişmeler Ay ın ilk daguerrotype fotoğrafı (John. W. Draper, 1841) İlk negatif/pozitif görüntüler (William F. Talbot, 1841) Kuru Jelatin dönemi (J. Maddox, 1871)

34 İlk Astronomi Fotoğrafları 1880 yılında Henry Draper tarafından Orion Bulutsusu nun ilk fotoğrafı çekildi te ise Ainslee Common tarafından aynı bölge yeniden fotoğraflandı yıllarında Edward E. Barnard tarafından Samayolu nun ilk geniş açı fotoğraflaması yapıldı. Orion Bulutsusu (Ainslee Common, England 1883)

35 İlk Astronomi Fotoğrafları Antares / Rho Ophiuchi Bölgesinin fotoğrafik görüntüsü yıllarında ise Palomar Gözlemevi nde 894 adet fotoğraf plağı ile gökyüzü haritalaması yapıldı.

36 20. ve 21. Yüzyılda Astrofotoğrafi

37 CCD: Artılar / Eksiler Artılar: Dijital fotoğraf makinalarında ara işlem bulunmaz. CCD lerin kuantum etkinliği fotoğraf plaklarına nazaran daha fazladır (%30-80, film: %1). CCD fotoğraf plağına göre daha lineer bir dedektördür. Dijital olarak alınmış bir fotoğraf üzerinde yapabileceğimiz oynamalar, görüntü işleme programları sayesinde neredeyse sınırsızdır. CCD lerde bir pikselin boyutu ve adresi bellidir.

38 CCD: Artılar / Eksiler Eksiler Pahalıdır Soğutma gerektirir

39 Astronomi Fotoğrafları Nerede Çekilmelidir?

40 Işık Kirliliği New York

41 Tayfın geniş bir bölgesinde ışınım salan halojen lambaların gökyüzüne çevirilmesi ile oluşan gökyüzü kirliliği. Uniqema, Gouda, Hollanda

42 Yüksek basınçlı sodyum lambaları ile yukarı yönde aydınlatmalar. Işınımın çoğu gökyüzüne kaçmaktadır. Nijmegen, Hollanda

43 Kızıllaştırma Etkisi ehir ışıkları elektromanyetik tayfın kırmızı bölgesinde baskın ışınım yapar. ehir ışıklarının etkisinde çekilen Orion Takımyıldızı.

44

45 Uygun Yerler

46 Uygun Yerler White Mountain Araştırma Đstasyonunda 1997 Temmuz ayında çekilen bir panorama fotoğraf. Sonora Çölü: Organ Pipe Cactus National Monument ve bu bölgede çekilen bir fotoğraf.

47 Astronomi Fotoğrafları Nerede Çekilmelidir? ehirden olabildiğince uzak Rakımı mümkün olduğu kadar yüksek

48 Görüntülerin Elde Edilmesinde Gerekli Olan Ekipman Gökyüzünde çekilecek alanın tespit edilmesi için rehber bir dürbüne ihtiyaç duyulur. Eğer uzun poz süreleri ile sönük bir cismin fotoğrafı çekilecekse takip motoru kullanılması gerekmektedir. Bunlarla beraber amacına göre çeşitli göz mercekleri ve görüntüyü dijital olarak yakalayan bir CCD algılayıcı kullanılır.

49 Görüntülerin Elde Edilmesinde Gerekli Olan Ekipman Bu tür taşınabilir sistemlerin yanında, profesyonel amaçla kullanılan CCD dedektörlü büyük sabit veya uydu teleskoplarla derin uzay görüntüleri elde edilebilmektedir. Hubble Deep Space

50 Teleskop Seçimi Büyük Teleskop İyi Fotoğraf Fotoğrafı çekilecek cismin gökyüzündeki görünen büyüklüğüne göre teleskop ve göz merceği seçimi yapılmalıdır.

51 Teleskop Seçimi Plak Eşeli (mm ye yay saniyesi) = / F (mm) Plak eşeli bize 1 mm lik görüntünün gökyüzünde kaç yay saniyelik açıya karşılık geldiğini verir. CCD nin boyutu biliniyorsa, gökyüzünde gördüğü alan hesaplanabilir.

52 Teleskop Seçimi adet piksel içeren CCD nin 1 kenarının uzunluğu 1024 piksel x = 1024 µ, µ : tek bir pikselin boyutu 1024 piksel

53 Teleskop Seçimi Rasathanemizde kullanılan Kreiken Teleskobu nun odak uzaklığı 4064 mm dir. Bu düzeneğe bağlı CCD nin tek piksel boyutu 13 mikron, piksel sayısı kadardır. CCD nin gördüğü alanı bulalım. Plak Eşeli (mm ye yay saniyesi) = / 4064 = yay.sn mm -1

54 Teleskop Seçimi CCD nin bir kenarının boyutunun mm biriminde değeri ise, x (mm) = = mm

55 Teleskop Seçimi Artık plak eşelini kullanarak yukarıda elde ettiğimiz CCD boyutunun gökyüzünde kaç yay saniyelik açıklığa karşılık geldiğini bulabiliriz: a (yay sn.) = 13,312 mm yay.sn mm -1 = = Kreiken Teleskobu nun elde ettiği bir CCD görüntüsü lik bir gökyüzü alanını görmektedir.

56 Lagoon Bulutsusu yay.dk

57 Kartal Bulutsusu 7 yay.dk

58 Orion Bulutsusu yay.dk

59 Andromeda Galaksisi yay.dk

60 M yay.dk

61 Pleiades 110 yay.dk

62 M14 11 yay.dk

63 CCD Görüntülerine Uygulanan Ön İşlemler Ham Görüntüler Görüntüler - Dark Toplam Görüntü Görüntü / Flat

64 CCD Görüntülerine Uygulanan Ön İşlemler RGB CMYK

65 RGB Filtreleri Filtreleme Renklendirme Birleştirme Ankara Üniversitesi Rasathanesi Kreiken Teleskobu Yüzük Bulutsusu

66

67 Dar-Bant Filtreler Bulutsulardan yayınlanan ışınımın büyük bir kısmı hidrojen gazından salınmaktadır. Hα çizgisi 656 nm (kırmızı) Hβ ise 486 nm de (mavi) Yasaklanmış Geçişler En güzel örneklerinden biri iki kez iyonlaşmış oksijenin 500 nm (mavi-yeşil) deki yasaklı çizgisidir.

68 Dar-Bant Filtreler Belirli dalgaboyu aralıklarında ışınım salan bu elementler için özel üretilmiş filtreler kullanılarak alınan görüntüler kullanılarak gerçekleştirilir. Dar bant filtreler şehir ışıklarından ve gök aydınlığından ileri gelen ışınımları geçirmediklerinden, görüntünün daha sağlıklı yakalanmasını sağlar.

69 Dar--Bant Fitreler Dar Soldaki fotoğrafta Orion/Barnard ilmeğinin 656 nm deki dar bant Hα Hα görüntüsü görülmektedir. Sağdakinde ise Hα Hα görüntüsü LRGB setinde L ve R bantlarından alının görüntüler yerine kullanılmıştır.

70 Dar-Bant Filtreler (Çift Filtre) Sadece Hα ve iki kere iyonize olmuş oksijen (OIII) filtreleri kullanarak bulutsu fotoğrafları çekmek mümkündür. Vela Süpernova kalıntısı (Hα) Vela Süpernova kalıntısı (OIII) Vela Süpernova kalıntısı (Hα + OIII)

71 Dar-Bant Filtreler (Üç Filtre) [S II] = kırmızı, Hα = yeşil, [O III] = mavi Hα = kırmızı, [O III] = yeşil, [S II] = mavi

72 GÜNE İN GÖRÜNTÜLENMESİ

73

74 (He II) 304 A

75 (Fe XII) 195 A

76 (Fe IX/X) 171 A

77 Fe XII 195A dan Fe IX/X 171A a

78 S VI 933 A ( K)

79 Rasathanemizde Elde Edilen Görüntüler

80 Lagoon Nebula

81 Trifid Nebula

82 Whirlpool Galaksi

83 Dumbbel Nebula

84 Orion Nebula

85

86

87 Ring Nebula