ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ

ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ Şükriye CİHANGİR GALAKSİ-ÖTESİ SÜPERNOVA KALINTILARININ OPTİK BÖLGEDE ARAŞTIRILMASI FİZİK ANA BİLİM DALI ADANA-2011

ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ GALAKSİ-ÖTESİ SÜPERNOVA KALINTILARININ OPTİK BÖLGEDE ARAŞTIRILMASI Şükriye CİHANGİR YÜKSEK LİSANS TEZİ FİZİK ANA BİLİM DALI Bu Tez.../.../... Tarihinde Aşağıdaki Jüri Üyeleri Tarafından Oybirliği/Oyçokluğu İle Kabul Edilmiştir... Prof. Dr. Aysun AKYÜZ Prof. Dr. M. Emin ÖZEL Prof. Dr.Ayşe POLATÖZ DANIŞMAN ÜYE ÜYE Bu Tez Enstitümüz Fizik Anabilim Dalında Hazırlanmıştır. Kod No: Prof. Dr. İlhami YEĞİNGİL Enstitü Müdürü 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.

ÖZ YÜKSEK LİSANS TEZİ GALAKSİ-ÖTESİ SÜPERNOVA KALINTILARININ OPTİK BÖLGEDE ARAŞTIRILMASI Şükriye CİHANGİR ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ FİZİK ANABİLİM DALI Danışman : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ Yıl: 2010 Sayfa:61 Jüri : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ Prof. Dr.Mehmet Emin ÖZEL Prof. Dr.Ayşe POLATÖZ Büyük kütleli yıldız evriminin son aşamasında ortaya çıkan süpernova patlamasından geriye kalan atıklar süpernova kalıntısı olarak tanımlanır. Galaksimizdeki yoğun gaz ve tozun sönükleştirme etkisi nedeniyle, Galaksimizde süpernova kalıntıları çalışılmasında ortaya çıkan önemli problemler, galaksi-ötesi süpernova kalıntılarının incelenmesiyle en aza indirgenmektedir. Süpernova kalıntılarının sistematik olarak çalışılması, yıldızlararası ortamın kimyasal bolluğu ve patlamaları gerçekleştiren ata yıldızların patlama tiplerinin anlaşılması açısından oldukça önemlidir. Bu çalışmada, yakın sarmal galaksiler NGC 3344 ve NGC 3184 ün optik görüntüleme ve NGC 3184 ün tayf gözlemleri yapılarak süpernova kalıntıları araştırılmıştır. Gözlemler, Türkiye Ulusal Gözlemevi (TUG) da bulunan RTT150 cm lik teleskopa takılı TFSOC (TUG Sönük Cisim Tayf Çekeri ve Kamerası) ve SAO (Special Astrophysical Observatory) da bulunan 6 m lik (BAT) (Bolsoi Azimuth Teleskop) ile yapılmıştır. İndirgeme işlemeleri için MIDAS programı kullanılmıştır. İncelenen hedef galaksilerde SNK ilk kez optik bölgede belirlemek amacıyla [SII]/Hα 0.4 temel ölçütü kullanılmıştır. Çoklu dalga boyu (X-ışın, radyo) gözlem sonuçları incelenerek belirlenen süpernova kalıntılarının bu dalga boylarında karşılıklarının araştırılması tartışılmıştır. Anahtar Kelimeler:Süpernova, Süpernova Kalıntıları I

ABSTRACT MSc THESIS OPTICAL OBSERVATIONS OF SUPERNOVA REMNANTS IN NEARBY GALAXIES Şükriye CİHANGİR CUKUROVA UNIVERSITY INSTTITUTE OF NATUREL AND APPLIED SCIENCES DEPARTMENT OF PHYSICS Supervisor:.Prof. Dr. Aysun AKYÜZ Year: 2011, Page: 61 Jury : Prof.Dr. Aysun AKYÜZ Prof.Dr. Mehmet Emin ÖZEL Prof.Dr. Ayşe POLATÖZ Supernova remnants are the remains of supernova explosions which occur in the final stage of the evolution of massive stars. In order to understand the chemical abundance of interstellar medium and the explosion types of progenitor stars which led to supernova explosions, the systematical study of supernova remnants are very important. The study of supernova remnants in our galaxy is impeded high extinction due to the dust and gas in the Galactic plane. However, in the study of extra-galactic supernova remnants, this problem is minimized. In this study, an optical search is carried out for supernova remnants in the nearby spiral galaxies NGC 3344 and NGC 3184 using optical and spectral observations. The observations have been performed by using RTT 150 telescope at TUG (Turkish National Observator) at Antalya Turkey and also with the 6 m (BAT) (Bolsoi Azimuthal Telescope at SAO (Special Astrophysical Observatory). The MIDAS astronomical software package is used for data reduction and analysis We made the first identification of süpernova remnants among the candidates using basic criterion [SII]/Hα 0.4. In addition, we also searched for the X-ray and radyo counterparts to these supernova remnants using the archival data with several succesful identifications. Key Words: Supernova, Supernova Remnants II

TEŞEKKÜR Tez çalışmamın analiz aşamasından sonuç ve değerlendirme aşamasına kadar her türlü çalışma imkânını bana sağlayan, bu konudaki tüm bilgilerini benimle paylaşan ve hiçbir desteğini esirgemeyen değerli hocam Sayın Prof. Dr. Aysun AKYÜZ e teşekkür ederim. Çalışmalarım sırasında yardımını esirgemeyen Yrd. Doç.Dr. Eda Sonbaş a sonsuz teşekkür ederim. Her zaman yanımda olan maddi ve manevi desteğini esirgemeyen sevgili aileme ve benim için çok değerli olan Ferhat SÜLÜN e teşekkür ederim. Tez boyunca bütün imkanlarından yararlandığım UZAYMER e, bu sıkıntılı günlerimde bana destek olan Hasan AVDAN, Hüsne DERELİ, Hakkı GÖRGÜLÜ ve Selami ÖZBAY a teşekkürlerimi bir borç bilirim. III

İÇİNDEKİLER SAYFA ÖZ...I ABSTRACT... II TEŞEKKÜR... III İÇİNDEKİLER... IV ÇİZELGELER DİZİNİ... VI ŞEKİLLER DİZİNİ... VIII SİMGELER VE KISALTMALAR... X 1. GİRİŞ... 1 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR... 3 3. MATERYAL VE METOD......11 3.1. Yıldız Evrimi.11 3.2. Süpernova... 15 3.3 Süpernovaların Sınıflandırılması... 16 3.3.1. Tip I Süpernovaların Özellikleri... 18 3.3.2. Tip Ia Süpernovalar Nasıl Oluşur?... 18 3.3.3. Tip Ib/c Süpernovalar... 19 3.3.4. II. Tür Süpernovaların Özellikleri... 20 3.3.5. II. Tür Süpernovalar Nasıl Oluşur?... 20 3.3.6 Süpernova Işık Eğrileri.. 21 3.4. Süpernova Kalıntıları (SNK) ve Çeşitleri... 22 3.4.1. Kabuk tipi (Shell Type)SNK lar... 22 3.4.2. İçi Dolu Kabuk Tipi (Crab Type) SNK lar... 22 3.4.3. Karmaşık Tip (Composite Type) SNK lar... 23 3.5. Türkiye Ulusal Gözlemevi (TUG) Olanakları... 23 3.6. Galaksi Seçimleri... 24 3.7.SNK ların Belirlenmesi... 26 3.7.1 Yayınım Objelerinin Sınıflandırılması.. 28 4. ARAŞTIRMA BULGULARI.....31 4.1. Gürültü Sorunları ve Çözümleri.....31 IV

4.2. İndirgeme İşlemleri...32 5. TARTIŞMA VE SONUÇLAR... 53 KAYNAKLAR...57 ÖZGEÇMİŞ....61 V

ÇİZELGELER DİZİNİ SAYFA Çizelge 2.1. Tarihsel SNK örnekleri... 3 Çizelge 2.2. Green kataloğundan örnek bir bölüm (Green, 2009).... 4 Çizelge 2.3. Optik Galaksi- Ötesi SNK Araştırma Sonuçları... 10 Çizelge 3.1. Süpernova tiplerini gösteren şematik çizim... 17 Çizelge 3.2. NGC 3344 Galaksisinin Parametreleri. 25 Çizelge 3.3 NGC 3184 Galaksisinin Parametreleri. 26 Çizelge 3.4 NGC 3344 ve NGC 3184 galaksileri için kullandığımız girişim filtrelerinin özellikleri... 26 Çizelge 4.1. NGC 3344 galaksisinin TUG da RTT150 ile, gözlem tarihleri, alınan poz süreleri ve kullanılan süzgeçler..35 Çizelge 4.2. NGC 3184 galaksisinin TUG da RTT 150 ile alınan poz süreleri ve kullanılan süzgeçler... 35 Çizelge 4.3. NGC 3344 de [SII]/Hα 0.4 kriteri ile belirlenen optik SNK adayları. 42 Çizelge 4.4. NGC 3184 de [SII]/Hα 0.4 kriteri ile belirlenen optik SNK adayları. 43 Çizelge 4.5 NGC 3184 de tayfsal olarak belirlenen SNK nın çizgi yoğunlukları ve gözlem parametreleri.. 48 Çizelge 4.6 NGC 3184 de belirlenen SNK ların çizgi oran değerleri..50 VI

VII

ŞEKİLLER DİZİNİ SAYFA Şekil 3.1..Belirlenen H-R Diyagramı... 12 Şekil 3.2. Şekil 3.2 Tip I süpernovanın atası olduğu varsayılan bir çift yıldız sisteminin şekli.19 Şekil 3.3. Şekil 3.3. Tip II süpernova oluşumunun şematik görünümü..21 Şekil 3.4. Tip I ve Tip II süpernovaların ışık eğrisi... 22 Şekil 3.5. TUG, Bakırlıtepe, Antalya da bulunan RTT150 cm lik optik teleskop.. 24 Şekil 4.1. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3344 Hα görüntüsü... 36 Şekil 4.2. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3344 sürekli-hα görüntüsü... 36 Şekil4.3 TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3344 [SII] görüntüsü......37 Şekil 4.4. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3344 sürekli-[sii] görüntüsü... 37 Şekil 4.5. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3184 Hα görüntüsü.... 38 Şekil 4.6. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3184 sürekli-hα görüntüsü... 38 Şekil4.7. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3184 [SII] görüntüsü....39 Şekil 4.8. TUG da RTT150 teleskopu ile alınan NGC 3184 sürekli-[sii]görüntüsü...39 Şekil 4.9. NGC 3344 galaksisinin Hα_Final görüntüsü... 40 Şekil 4.10. NGC 3344 galaksisinin [SII]_Final görüntüsü... 40 Şekil 4.11. NGC 3184 galaksisinin Hα_Final görüntüsü... 41 Şekil 4.12. NGC 31844 galaksisinin görüntüsü [SII]_Final görüntüsü... 41 Şekil 4.13. NGC 3344 Hα_Final görüntüsünde belirlenen SNK ların pozisyonları...44 Şekil 4.14. NGC 3344 [SII]_Final görüntüsünde belirlenen SNK ların pozisyonları..44 VIII

Şekil 4.15. NGC 3184 Hα_Final görüntüsünde belirlenen SNK ların pozisyonları 45 Şekil 4.16. NGC 3184 [SII]_Final görüntüsünde belirlenen SNK ların pozisyonları.45 Şekil 4.17. SAO da bulunan 6 m lik BAT teleskopu ile alınan NGC 3184 te belirlenen SNK 11 in tayfı..46 Şekil 4.18. SAO da bulunan 6 m lik BAT teleskopu ile alınan NGC 3184 te belirlenen SNK 14 ün tayfı.46 Şekil 4.19. NGC 3184 te SNK lar ile sarmal kollar arasındaki yakın ilişki...47 Şekil 4.20. NGC 3184 Hα_Final görüntüsünde tayfı alınan SNK lar ve bu alana düşen yıldız pozisyonları.47 Şekil 4.21. [OIII]/Hβ çizgi oranı (R) nin, hıza göre değişim grafiği...50 Şekil 4.22. NGC 3184 [SII]/Hα nın NII(λ6583+6548)/ Hα(λ 6563) göre ve [SII]/Hα ya karşı Hβ(λ4861) oran değerleri (Blair, 1997).51 IX

KISALTMALAR VE SİMGELER SNK :Süpernova Kalıntısı Pc : parsek (uzunluk 1 pc 3,26 ışık yılı) Mpc : Mega parsek = 10 6 pc HI : Yüksüz (nötr) hidrojen HII : İyonize (1-kere iyonlanmış) hidrojen SII : İyonize kükürt NGC : Yeni Samaanyolu Kataloğu M n : Messier kataloğundaki n. cisim TUG : Tübitak Ulusal Gözlemevi TFOSC : TUG Sönük Cisim Tayf Çekeri ve Kamerası (TUG Faint Object Spectral Camera) CCD : Yük Eşlenikli Cihaz BMB : Büyük Magellan Bulutu KMB : Küçük Magellan Bulutu M M * : Güneş kütlesi : Yıldız kütlesi X

XI

1. GİRİŞ Şükriye CİHANGİR 1. GİRİŞ Yıldız evriminin son basamakları, yıldızın oluşum sürecinde sahip olduğu kütlesiyle yakından ilişkilidir. Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların yaşamlarının sonunda, ani ve çok büyük bir ışık şiddeti (10 51 erg) ile kendini gösteren yıldız patlamalarıdır. Süpernova patlamalarından ortaya çıkan yoğun ışımanın parlaklığı, bir galaksinin parlaklığı ile karşılaştırılabilir. Bir süpernova patlamasının ardında bıraktığı şok dalgası yoğun yıldızlararası ortamla etkileşir. Şok dalgasının ortamla etkileşmesi sonucu süpernova kalıntıları (SNK) oluşur. Etkileşme sonucu ortaya çıkan ışıma elektromanyetik tayfın farklı bölgelerinde gözlenebilir. Süpernovaların evriminde ve SNK ların gözlemlerinde, içinde bulunduğu ortamın kimyasal bileşiminin önemli bir rolü vardır (Blair, 2004). Yıldızlararası ortamda bulunan yoğun gaz ile şok dalgasının etkileşimini çalışmak için SNK nın optik gözlemleri yanı sıra tüm dalga boylarında gözlemleri oldukça önemlidir. Galaksi düzlemimizde bulunan yoğun gaz ve toz bulutu, Galaksimizde var olan SNK ların optik, X-ışın ve radyo dalga boylarında gözlenmesini engellemektedir. Galaksimizdeki SNK uzaklıklarının tam olarak belirlenememesi onların çalışılmasında büyük sorun oluşturmaktadır. Galaksi-ötesi süpernova kalıntılarının çalışılmasında bu sorunlar büyük oranda ortadan kalkmaktadır. Örneğin, galaksi-ötesi süpernova kalıntılarının uzaklıkları o galaksinin bizden olan uzaklığı ile aynı alınmaktadır. Gözlenen süpernova kalıntılarının uzaklığının bilinmesiyle çapları hesaplanmaktadır. Tek-tek süpernova kalıntılarının pozisyonları galaksinin herhangi bir kısmının (Galaktik düzlemimiz gibi) belirgin bir ard alan etkisi olmadan tanımlanmaktadır. Kalıntıların pozisyonlarının belirlenmesi ve iyonize hidrojen (HII) bölgelerinin ve sarmal kollara göre göreli dağılımlarıyla karşılaştırılmasından süpernova kalıntılarının olası ataları ve süpernova tipleri araştırılmaktadır. Bu tezde daha önce optik bölgede SNK araştırmaları yapılmamış NGC 3344 ve NGC 3184 sarmal galaksilerinde süpernova kalıntılarının belirlenmesi amaçlandı. TUG (Bakırlı tepe, Antalya ) bulunan RTT150 cm lik teleskopa takılı TFSOC ile 1

1. GİRİŞ Şükriye CİHANGİR Hα, sürekli-hα, [SII] ve sürekli-[sii] girişim süzgeçleri kullanılarak galaksi görüntüleri alındı ve bu görüntülerden belirlenen SNK adaylarının taysal gözlemleri planlandı. Elde edilen verilerin ayrıntılı analizi ve sonuçları tartışıldı. 2

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Galaksimizde SNK ların araştırılması, Yengeç bulutsusunun (Crab nebula) (Baad, 1938) ve Kuğu ilmeğinin (Cygnus Loop) (Zwicky, 1940) optik gözlemleriyle başlamıştır. Galaksi düzlemimizde bulunan yoğun gaz ve tozun sönükleştirme etkisi, Galaksimiz içindeki süpernova kalıntılarının özellikle optik, morötesi ve X ışın dalga boylarında gözlenmesini engelleyen önemli bir faktördür. Bu nedenle optik bölgede tarihsel olarak gözlenen SNK sayısı fazla değildir. Tarihsel olarak belirlenmiş SNK lar Çizelge 2.1 verilmiştir. Çizelge 2.1 Tarihsel SNK örnekleri TARİH RA Dec Mag/Görülme süresi SNK 185 AD 14:43.1-62:28-2/8 veya 20 ay SNK:G135. 4-2.3/RCW 86 386? 18:11.5-19:25 -/5 ay SNR:G11.2 0.3(?) 393 17:14-39.8-3/ 8 ay SNR:G347. 3-0.5(?) 1006 Apr 30 15:02.8-41:57-9/3 ay SNR:PKS 1459-41 1054 Jul4 05:34.5 +22:01-6/21 ay M1(Crab) 1181 Aug 6 02:05.6 +64:49-1/6 ay 3C 58 1572 Nov 6 00:25.3 +64:09-4/18 ay Tycho 1604 Oct 9 17:30.6-21:29-3/12 ay Kepler 1680?1667? 23:23.4 6? /Cas A SN 3

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR Özellikle radyo bölgesinde Galaksimizde bulunan SNK ların yer aldığı güncellenmiş kataloglar hazırlanmıştır (Green, 1991, 1995, 2001, 2009). 274 adet SNK nın bulunduğu 2009 Mart kataloğundan örnek bir bölüm Çizelge 2.2 de verilmiştir. Bu çizelgede her bir SNK için Galaktik koordinatlar (l,b), ekvatoryal koordinatlar (RA, Dec), açısal büyüklük, tip, akı yoğunluğu, spektral indis ve diğer isimler gibi parametreler yer almaktadır (Green, 2009). Çizelge 2.2 Green kataloğundan örnek bir bölüm (Green, 2009). l b RA (h m s) Dec ( ο ') Açısal büyüklü k /arcmin tip Akı yoğunl uğu Ghz/Jy Spektral indis Kullanılan diğer ad 0.0 +00 17 45 44-29 00 3.5x2.5 S 100? 0.8? Sgr A doğu 0.3 +0.0 17 46 15-28 38 15x8 S 22 0.6 0.9 +0.1 17 47 21-28 09 8 C 18? değişken 1.0-0.1 17 48 30-28 09 8 S 15 0.6 1.4-0.1 17 49 39-27 46 10 S 2?? 1.9 +0.3 17 48 45-27 10 1.5 S 0.6 0.6 3.7-0.2 17 55 26-25 50 14x11 S 2.3 0.65 3.8 +0.3 17 52 55-25 28 18 S? 3? 0.6 4.2-3.5 18 08 55-27 03 28 S 3.2? 0.6? 4.5 +6.8 17 30 42-21 29 3 S 19 0.64 Kepler,SN160 4 Galaksimizde bulunan SNK ların bir kısmı; optik ve yumuşak X- ışın dalga boylarında gözlenirken, büyük bir çoğunluğu manyetik frenleme (synchrotron) ışımasının neden olduğu radyo yayınımı ile belirlenir. Radyo bölgesinde belirlenen Galaktik SNK (G126.2+1.6) Blair ve ark. (1980) tarafından grizim süzgeç fotografisi yöntemiyle optik bölgede gözlenmiştir 4

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR Boumis ve ark. (2005) tarafından Galaksimizde bulunan 3 SNK nın (G 54.4-0.3, G 59.8+1.2, G 12.2+1.6 ) optik bölgede araştırılması yapılmıştır. Gözlemler Yunanistan da Skinakas Gözlemevi nde 0,3 m lik teleskopla Hα+ [NII], [OIII] ve [SII] filtreleri kullanılarak yapılmıştır. Her 3 SNK için optik CCD görüntüleri ve tayfsal gözlemler yapılmıştır. Optik yayınım çizgileri, G 54.4-0.3 ve G 59.8+1.2 den tespit edilmiştir. Özellikle Hα+ [NII] de, 2 SNK (G 54.4-0.3 ve G 59.8+1.2) da ipliksi ve yaygın yapı gözlenmiştir. G 126.2+1.6 kalıntısının derin optik gözlemlerinde, bilinen radyo yayınımlarının da karşılaştırılmasıyla yeni yaygın yapı ve ipliksi yapılar belirlenmiştir. TUG da yapılan Galaktik SNK araştırılmalarına örnek olarak G59.5+0.1, G84.9+0.5 ve G67.7+1.8 in optik CCD gözlemleri, TUG da RTT150 ile yapılmıştır. Görüntüler Hα, [SII] ve bunların sürekli filtrelerinde alınmıştır. G59.5+0.1 ve G84.9+0.5 kalıntıları yaygın kabuk morfolojisi gösterirken G67.7+1.8 ise yay şeklinde kabuk morfolojisi gösterdiği belirtilmiştir (Gök, F 2009). Galaksi-ötesi SNK ları optik bölgede tanımlamak için [SII]/Hα 0.4 kriteri ilk olarak Mathewson ve Clarke (1973) tarafından kullanılmıştır. Bu yöntem ile SNK nın optik bölgede belirlenmesine öncülük etmişlerdir. Galaksi-ötesi SNK ların çalışılmasında, Galaktik SNK çalışılmasında karşılaşılan sorunların en aza indirilmesi mümkün olabilmektedir. Galaksi düzlemimizde bulunan yoğun gaz ve toz, Galaksimizdeki SNK ların optik, X-ışın ve morötesi dalga boylarında gözlenmesini engeller. Galaktik SNK ların uzaklıklarının belirlenmesi de oldukça zordur. Bu sorunlar Galaktik SNK çalışılmasında büyük bir dezavantaj oluşturmaktadır. Galaksi-ötesi (SNK) ların çalışılması, Büyük Magellan Bulutsusu (BMB) nun radyo gözlemleriyle başlamıştır (Mathewson ve Healy, 1964). BMB de tanımlanan SNK ların radyo ve optik gözlemleri sonuçlarının birlikte çalışılmasıyla doğrulanmıştır (Westerlund ve Mathewson 1966). Radyo ve optik gözlemlerle BMB de 12 adet süpernova kalıntısı, Küçük Magellan Bulutsusu nda (KMB) ise 2 tane süpernova kalıntısı belirlenmiştir (Mathewson ve Clarke, 1973). 5

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR BMB de çok çalışılan oksijence zengin N132D SNK, Hubble Uzay Teleskopu 0."1 açısal çözümlemesiyle ayrıntılı bir şekilde analiz edilmiştir (Morse, 1996).ise BMB de bulunan SNK J0527-6549 radyo dalga boyunda incelenmiş ve yapılan analizler sonucunda BMB de bulunan en büyük yarıçapa (d=66x58+1 ) sahip bir SNK olduğu belirlenmiştir (Bozetto, 2010). Yakın sekiz galakside gözlenen SNK ların Hα ve [SII] filtreleri ile çekilen fotoğraflarının karşılaştırılması ve yüksek [SII]/ Hα çizgi yoğunluğu oranına sahip yayınım bulutsuların belirlenmesiyle NGC 253 de 1, IC 1613 de 1, IC 342 de 4,NGC 2403 de 2,NGC 6822 de 1,NGC 300 de 7 ve M 31 de 19 yeni süpernova kalıntıları tanımlanmıştır (D Odorico 1980). M 31 tüm dalga boylarında çalışılan en yakın komşu galaksidir (d ~ 780 kpc). Braun ve Walterbos (1993) optik yayınım çizgilerinin CCD görüntüleri ve yayınım çizgi akı oranını kullanarak 52 adet SNK adayı belirlemişlerdir. Optik çizgi akı oranları ve iyonize olmuş mavi yıldızların var olup olmadığı kriteri temel alınarak yapılan bir başka çalışmada 178 süpernova kalıntı adayı belirlenmiştir (Magnier, 1985). Tanımlanan 178 adayın 15 tanesi Blair in (1981) çalışmasında yer almış ve belirlenen bu adayların 13 tanesi yüksek güvenirlikte, 54 tanesi orta güvenirlikte ve 111 tanesi düşük güvenirlikte olmak üzere 3 grupta toplanmıştır. M 31 galaksisi radyo, optik ve X-ışın dalga boylarında gözlenmiştir ve her 3 dalga boyunda alınan veriler karşılaştırılmıştır. Bu karşılaştırma sonucunda; X ışın yayan kaynakla birlikte 2 yeni optik kabuk tespit edilmiştir. Bu kabuklar [SII]/Hα akı oranına, süpernova kalıntılarının tipik X ışın spektral özelliklerine sahip olduğu gözlenmiştir (Williams, 2004). Yerel gruptaki galaksilerinde SNK ları belirlemek için çalışılan yakın galaksilerden bir diğeri de M 33 tür ( d ~ 840 kpc), önden görünümlü (eğim açısı = 55 ο ) ve sarmal yapısıyla Samanyolu galaksisine benzemektedir. M 33 galaksisi radyo, optik ve X-ışını dalga boylarında gözlenmiştir. Optik bölgede SNK belirlenmesi için CCD ile SII, Hα ve sürekli bant filtreleri kullanılmıştır.(long ve arkadaşları, 1996; Long, 1990; Gordon, 1998, 1999; Duric, 1993). 6

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR Long ve arkadaşları (1990), M 33 de 30 adet yayınım bulutsuları keşfetmişlerdir. Keşfettikleri bu bulutsular Hα ile kıyasla güçlü [SII] yayınımı içermesinden dolayı bunlar belirgin süpernova kalıntısı olarak tanımlanmışlardır. CCD, Hα, [SII], OIII, 6100 ο A sürekli bant ve Kitt Peak deki 4 m lik teleskopu kullanarak M 33 de 15 açı dakikalık 18 alan elde etmişlerdir. SNK yı belirleyerek düşük yüzey parlaklıkları için SNK nın fotografik haritalamalarını yapmışlardır. Çalışmalarında, M 33 de 50 adet süpernova kalıntısı belirlemişlerdir. Bu kalıntılardan 10 u önceden bilinmemekteydi. SNK nın kaynağı olarak belirlenen pozisyonların dışından gelen katkılar (M 33 deki yaygın yıldız ışığı, HII bölgesinden, diğer bulutsulardan gelen yayınım çizgileri ve çeşitli miktarda gelen ay ışığı gibi) çıkarılarak sonuçta 40 SNK belirlenmiştir. Gordon ve arkadaşları (1998) M 33 deki çalışmalarında optik gözlemlerle radyo verilerinin birleştirerek belirledikleri SNK adaylarını doğrulamış ve toplam 98 süpernova kalıntısı tanımlamışlardır. SNK yı optik bölgede tanımlamak için genelde kabul edilen [SII]/Hα 0.45 oran değerini almışlardır. Başlangıçta belirlenen 98 adayın 53 tanesi önceden bilinmemekteydi. Galaksideki 27 adayın tayfını elde ederek M 33 de tayfları elde edilen SNK nın toplam sayısını 72 ye çıkarmışlardır. Elde edilen bu tayflar, şokların ısıttığı gazların karakteristik özelliği ile adayların süpernova kalıntısı olabileceğini göstermekteydi. Gordon ve arkadaşları (1999) M 33 de 6 ve 20 cm (4.84 ve 1.42 GHz) radyo verileri ile toplam 53 aday belirlemişlerdir ve optik gözlem verileri ile belirlenen SNK yı doğrulamışlardır. 26 tane ısısal olmayan radyo yayınım kaynağı ile HII bölgelerinin uyum sağladığını göstermişlerdir. X-ışın bölgesinde gözlenen SNK yı da dikkate alarak M 33 de radyo bölgesinde 17, optik bölgede 45, X-ışını bölgesinde 11, hem radyo hem de optik bölgede 26, hem radyo hem de X-ışını bölgesinde 2, her 3 bölgede 8 tane süpernova kalıntısı belirlemişlerdir. M 33 galaksisi radyo, X-ışın ve optik dalga boylarında gözlenmiştir. Optik gözlemlerde bilinen standart teknik [SII]/Hα oranı kullanılmıştır ve 23 yeni SNK belirlenmiştir (Long, 2010). Matonick ve ark. NGC 2403 galaksisinin SNK larını optik bölgede görüntü ve tayfsal gözlemlerini yapmıştır. SNK gibi belirlenen [SII]/Hα 0.45 ölçütünü 7

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR sağlayan 35 yayınım bulutsusu belirlemişlerdir. Belirlenen 35 SNK arasında 2 tanesi daha önce D odorico tarafından belirlenmiştir (Matonick, 1997). Yerel galaksi kümesi dışında heykeltıraş (sculptor) kümesinin içinde yer alan NGC 300 ve NGC 7793 galaksilerinde Hα + NII, SII ve 6100 ο A civarında sürekli bant filtreleri kullanılarak elde edilen CCD görüntüleri ile her bir galakside 28 er adet süpernova kalıntısı belirlenmiştir. NGC 300 galaksisinde belirlenen süpernova kalıntılarının 25 tanesi optik bölgede, 12 tanesi radyo bölgesinde, 2 tanesi X- ışın bölgesinde, 2 tanesi her 3 bölgede, 2 tanesi radyo ve X-ışını bölgesinde, 1 tanesi radyo ve optik bölgede tanımlanmıştır (Blair ve Long, 1997). NGC 7793 sarmal galaksisinde SNK optik, radyo ve X-ışını dalga boylarında gözlenmiştir (Pannuti 2002). X-ışın gözlemevi ROSAT (PSPC ve HRI dedektörleri) ile radyo gözlemleri 6 ve 20 cm de VLA ile ve optik gözlemler Hα filtresi kullanılarak CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) gözlemevindeki 1.5 m teleskop ile yapılmıştır. İyonize hidrojen gözlemleriyle bu galakside 35 tane HII bölgesi belirlenmiş ve bu bölgelerin SNK ile eşleşebileceği tartılmıştır. Blair ve Long (1997) optik bölgede belirledikleri SNK yı X-ışın ve radyo bölgesinde analiz etmişler ve bu iki bölgede yeni SNK araştırmışlardır. NGC 300 ün optik bölgede gözlenmesiyle belirlenen SNK nın yaklaşık %80 nin kesinliği yapılan tayfsal çalışmalarla da doğrulanmıştır. NGC 7793 ve NGC 300 galaksilerinde gözlenen birçok SNK, M 33 de belirlenen SNK ile benzerlik göstermektedir. M 33 de tanımlanan 98 tane süpernova kalıntısının sadece 4 tanesi dışında diğer SNK nın Hα yüzey parlaklığı < 1x 10-16 erg cm -2 s -1 değerinde bulunmuştur. Muhtemelen M 33 deki sönük hidrojen bölgeleri [SII]/Hα değerini arttırmaktadır. Tanımlanan SNK, galakside yıldızlararası ortam yoğunluğunun düşük olduğu yerlerde optik bölgede, buna karşın ortam yoğunluğunun fazla olduğu bölgelerde ise X-ışını ve radyo bölgesinde belirlenmektedir. Ortam yoğunluğunun fazla olduğu bölgelerde yapılan optik taramalarda SNK gözden kaçabilir. Genel olarak, yoğunluğun az olduğu bölgelerde belirlenen süpernova kalıntısı süpernova tip Ia, yoğunluğun fazla olduğu yerlerde (sarmal kollarda) belirlenen süpernova kalıntısı süpernova tip II ile oluştuğuna inanılmaktadır. X-ışını, radyo ve optik bölgede 8

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR belirlenen adayların sayısı, gözlenen galaksinin uzaklığı arttıkça azalma göstermesidir. Pannuti, 2002 çalışmasında NGC 7793 galaksisinde önceden bilinen 28 adet SNK ya 5 adet daha eklemiştir. Çalışmalarında optik bölgede 26, radyo bölgesinde 4, radyo ve optik bölgede 1, radyo ve X-ışın bölgesinde 1 ve her üç bölgede 1 süpernova kalıntısı olmak üzere toplam 33 SNK gözlemişlerdir. M 83 galaksisi yaşları 3000 den az yaklaşık 180 tane SNK içerir. Long ve arkadaşları yaptıkları çalışmada, dar ve geniş band görüntülerinin birlikte kullanılmasıyla çok sayıda yeni SNK belirlemişlerdir. Blair ve ark. (2004) daha önceki çalışmalarında; [SII]/Hα 0.4 standart tekniğe bağlı kalarak; M 83 te 71 SNK bulmuşlardır. [SII]/Hα 0.4 yine en az 100 SNK daha bulmuşlardır (Long,2010). Altı yakın galaksideki NGC 2403, NGC 3077, NGC 4214, NGC 4395, NGC 4449, NGC 5204 SNK lar Chandra arşiv verileri kullanılarak araştırılmıştır. Galaksilerin tamamında toplam 37 SNK tespit edilmiştir. SNK lar çoklu dalga boyunda, [SII] ve Hα yayınım çizgileri belirlenmiş ve [SII]/Hα oranına bağlı olarak optik dalga boyunda SN adaylarının sınıflandırılması yapılmıştır (Leonidaki, 2010). Yakın galaksilerde ( < 10 Mpc) SNK araştırma çalışmaları Çukurova Üniversitesi ve ODTÜ işbirliği çerçevesinde sürdürülmektedir. Bu amaçla, yakın galaksiler NGC 2903 ve NGC 628 ilk kez optik bölgede gözlemleri yapılmıştır ve SNK adayları belirlenmiştir. NGC 2903 sarmal galaksisinde SNK adayları optik bölgede ilk kez araştırılmıştır. SNK belirleme tekniği [SII]/Hα oranı 0.41-0.74 değerleri arasında değişen, Hα yoğunluğu 9.4x10-15 erg cm -2 s -1 den 1.7x4x10-14 erg cm -2 s -1 ye değişen 5 adet SNK adayı belirlenmiştir. Bu çalışma NGC 2903 galaksisinin optik bölgede SNK araştırılmasının ilk çalışmasıdır. SNK ların konumlarının bilinmesiyle, galaksilerin HII bölgeleri ve sarmal kollara dağılmasıyla karşılaştırılmıştır. Bu dağılmalardan süpernova tipleri ve onların olası ata yıldızları tartışılmıştır (Sonbas ve ark., 2009) M 74, 9 açı saniyelik kapladığı alanı [SII], Hα ve bunların sürekli filtreleri ile taranmıştır. [SII]/Hα 0.4 ölçütüne bağlı olarak M 74 de 9 yeni SNK belirlenmiştir. 9

2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Şükriye CİHANGİR [SII]/Hα oranı 0.40-0.91 aralığında yoğunluk ise 2.8x10-15 den 1.7x10-14 erg cm -2 s - 1 e değişen değerler elde edilmiştir. SNK ların tamamının tayfsal gözlemleri yapılmış, yalnızca 3 tanesinin tayf çizgilerinin oranı yukarıda belirlenen kriteri sağlamıştır. Buna ek olarak XMM ve Chandra gözlemleriyle optikte tanımlanan adayların X-ışınında karşılığı araştırılmıştır. Sadece 3 SNK ile pozisyon uyumu bulunmuştur. (Sonbas ve ark., 2010). Çok çalışılan yakın sarmal galaksilerde optik gözlemlerle belirlenen süpernova kalıntılarının özellikleri Çizelge 2.3 de sunulmuştur. Çizelge 2.3 Optik Galaksi- Ötesi SNK Araştırma Sonuçları GALAKSİ UZAKLIK(Mpc) SNK SAYISI REFERANS BMB 0.054 38 R.Petre,1999 KMB 0.064 23 R.Petre,1999 M 31 0.88 178 Magnier ve ark.,1995 M 33 0.92 98 Shawn M.Gordon,1998 NGC 300 2.1 44 Thomas G.Pannuti, 2000 M 101 7.2 32 Matonick et al, 1997 M 83 3.75 71 Blair ve Long, 2004 NGC 2403 3.2 35 Matonick ve ark.,1997 NGC628(M 74) 7.3 9 Sonbas ve ark. 2010 NGC 7793 3.4 28 Blair ve Long (1996),Panuti (2002) NGC 6946 5.5 1 Blair, Fesen(1994) NGC 2903 9.4 5 Sonbas ve ark., 2009 10

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR 3.MATERYAL METOT 3.1 Yıldız Evrimi Galaksilerin temel bileşenleri yıldız, gaz ve tozdur. Galaksi kütlesinin büyük bir bölümünü yıldızlar oluşturur. Gaz ve toz yeni nesil yıldız oluşumuna madde sağlamada önemli bir role sahiptir Yıldız ve yıldız evrim çalışmaları astronominin önemli konuları arasındadır. Evrendeki toplam madde dağılımına baktığımızda, gözlenebilir evreni oluşturan sıradan madde (yıldızlar, yıldızlararası ortam, galaksiler arası ortam ve nötrino) %4, karanlık madde %23 ve karanlık enerji % 73 gibi bir oranı kapsamaktadır. Yıldızların çalışılması; yıldızdan yayınlanan ışınım miktarı (Luminosity, L, (erg/s)) ve yüzey sıcaklığının (K) ölçülmesiyle başlamıştır. Yüzey sıcaklığı ve ışınım gücüne göre yıldızlar geniş bir aralıkta bulunmalarına rağmen yıldızların çoğu iyi tanımlanmış belirli bölge ve kollarda bulunurlar. Sıcaklık-parlaklık diyagramının belirli bölgelerini yıldızlar işgal ederler. Bu diyagram Hertzsprung- Russel (H-R) diyagramı diye adlandırılır (Longair, 1994). Büyük ve küçük kütleli yıldız evrimi Şekil 3.1 de verilmiştir. 11

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Ana Kol Işınım gücü, (L ο ) Yatay Kol Dev Kol Beyaz Cüceler Ana Kol Yüzey sıcaklığı, K Şekil 3.1.Belirlenen H-R Diyagramı Yıldızların çoğu bu diyagramın sağ altından sol üstüne doğru Anakol adı verilen bir kolda sıralanmıştır. Bu diyagramda yıldızları ayırt edici temel etken onların kütlesidir. Çok büyük kütleli yıldızlar ana kolun sol üstünde bulunurlar. Daha düşük kütleli yıldızlar sağ altta bulunurlar.1-10 güneş kütlesine (M ) sahip yıldızlar için L M α şeklinde bir bağıntı yazılır ve α 4 alınır. Eğer yıldız kütlesi (M * ) bu sınırların dışında ise ( M * > 10 M ya da M * > 1 M ) α indisi, 3-3,5 ten daha küçük bir değer alır. Güneşimiz ana kolun ortalarında yer alan çok sıradan bir yıldızdır. (Longair, 1994) H-R (Kadir-Sıcaklık) diyagramında, güneşimizin bulunduğu yerden sağ üste doğru uzatma Dev Kol diye bilinir. Buradaki yıldızlar çok büyük ve soğuktur. Dev koldan diyagramın karşısına yapılan uzatma Yatay Kol diye bilinir. Ayrıca ana kolun 12

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR aşağısında da yer alan yıldızlar vardır. Bunlar çok sönük, mavi ve yoğun yıldız olarak bilinen Beyaz Cücelerdir. Yıldız evrim teorisinin amaçlarından biri, yıldızlar neden H-R diyagramının belirli yerlerinde görülür ve yıldızlar bir durumdan diğer bir duruma nasıl evrim geçirir gibi soruları yanıtlarını bulmaya çalışmaktır. Kütle-çekim (gravitasyonel) kuvvet, yıldızın çökmesine neden olur. Bu durum yıldız içindeki sıcak gazın basınç değişimiyle dengelenir. Kütle-çekim kuvvetinin gaz basıncına eşit olduğu bu duruma Hidrostatik denge durumu denir. Hidrostatik denge durumu tüm kararlı yıldızlarda korunur. Yıldızlardaki enerji kaynağı; ana kol üzerindeki yıldızlarda basınç değişimi ile dev ve yatay kollardaki yıldızlarda ise merkezlerinde oluşan nükleer enerji sayesinde sürdürülür. İlk olarak Ana kol yıldızlarını ele alalım. Evrende en bol bulunan (~ %74) element Hidrojene ve sonraki bolluk oranı ise % 24 ile Helyum a aittir. Daha ağır elementler ise karbon, azot, oksijen ve demir gibi türlerdir. Bu elementlerin bolluk oranı hidrojenin %1 veya %2 sidir. Galaksideki yaşlı yıldızlar hariç, çoğu yıldız benzer kimyasal bolluklara sahiptir. Ana kol yıldızlarının merkezinde sıcaklık, hidrojenin helyuma dönüşmesi için gerekli yüksekliğe ulaştığında (~ 15x10 6 K), hidrojenin durgun kütle enerjisinin %0,7 si salınır. Bu enerji helyum atomunun bağlanma enerjisidir. Nükleer reaksiyonlar sıcaklığa bağlıdır. Yıldızın merkez sıcaklığı 2 x 10 17 K den daha düşük ise yıldızın ilk enerji kaynağı proton-proton zincir reaksiyonudur. Bu sıcaklıkta hidrojen atomlarının çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hareket ederler ki, çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşıp bu süreç sonunda hidrojeni helyuma dönüştürürler. Kaynaşan her dört hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum çekirdeği ortaya çıkar. Bu etkileşmeye proton-proton (p-p) etkileşmesi denir. Yıldızın merkezindeki tüm hidrojen bittiğinde hidrojen yanması durur. Dışarıya doğru akan enerji akışı olmadığından yıldız kendi çekim etkisine dayanamaz ve kendi ağırlığını taşıyamayan helyumca zengin çekirdek çökmeye başlar. Bu çökmenin etkisiyle gittikçe sıkışan çekirdekteki sıcaklık çok yüksek değerlere ulaşır. Her ne kadar merkezde hidrojen tükenmiş olsa da çekirdekle yüzeyi arasında hala bol miktarda hidrojen yakıtı vardır. Tekrar sıcaklık artar ve çekirdeğin 13

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR çevresindeki bir katmanda hidrojen yanmaya başlar. Kabuk hidrojenin yanmaya başlamasıyla yıldız yeni bir enerji kaynağı ve bol miktarda yakıta kavuşmuş olur. Böylece yıldız yavaş yavaş genişlemeye başlar. Yanan hidrojen tabakası ile kapalı çekirdek çökmeyi sürdürdükçe yıldızın dış katmanları dışarı doğru itilir. ~ 10 8 K ulaşan merkez sıcaklığı, buradaki helyum çekirdeğinin başlangıçtaki gibi yüksek hızlarla hareket etmesine ve şiddetli çarpışmalarına neden olur. Bu çekirdekler kaynaşarak karbon ve oksijen çekirdeklerini meydana getirir. Yıldızın merkez sıcaklığı 2 x 10 17 K den daha yüksek ise, reaksiyon döngüsü karbon, azot, oksijen (CNO) döngüsüdür. Yıldızın içyapısında hangi sürecin baskın olması, yıldız içindeki sıcaklığa bağlıdır. Örneğin, p-p zincir reaksiyonu tarafından helyum sentezleniyorsa enerji merkez bölgelerde radyasyon ile taşınır. Aksine CNO döngüsünde ise enerji yıldızın dış bölgelerine konveksiyon yoluyla ulaşır. Güneşin merkez sıcaklığı 1.6x10 17 K dır. Güneş yarıçapının merkezden %10 luk bölgesinde p-p zincir reaksiyonu yer alır. Enerji merkezden dışa doğru yayılır ve Güneşin %70 lik kısmında enerji radyasyonla yayılır. Güneşin dış bölgesinde %30 luk bölgeyi kaplayan alanda enerji konveksiyon yoluyla yayılır. 1.5 M den daha büyük kütleli yıldızlar için CNO döngüsü baskındır. Yıldızda hidrojenin helyuma dönüşü süreci oldukça kararlıdır. Yıldız ana kol üzerinde hidrojeni helyuma yakmaya başladığında, neredeyse tüm hayatı boyunca ana kol üzerinde bulunur. Güneş benzeri bir yıldız yaklaşık 10 milyara yakın bir süre ana kol üzerinde yer alır. Yıldız hidrojeninin yaklaşık %10 unu helyuma dönüştürdüğü limite Schönberg- Chandrasekhar limiti denir. Bu durumda yıldız kararsızdır. Çekirdek büzülür ve dış kabuk dev bir yıldız olmak için genişler. Bu süreç esnasında yıldız Hayashi limiti diye bilinen bir yere yerleşinceye kadar H-R diyagramında soldan sağa doğru hareket eder. Bu durumda yıldız tamamen konvektif ve karasızdır. Yıldız dev kola ulaşıncaya kadar evrim geçirir. Yıldızın kararsız olduğu bu durumlarda içyapısında bazı değişimler meydana gelir. Yıldız ana kolu terk ettikten sonra ana kolda iken geçirdiği evrimden daha hızlı evrim geçirir. Güneş benzeri bir yıldızın çekirdeğinde nükleer yakıt tüketildiğinde, hidrojen kabukta helyum ise çekirdekte yanmaya devam eder. Yıldız evrimi dev kolun sağ üst kısmında sonlanır. Bu bölge uzun dönemli, değişken yıldızlar tarafından işgal edilir. 14

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Yıldız, evriminin son kısmında kararsız olur, dış katmanlar dışarı doğru fırlatılır ve gezegenimsi bulutsu oluşur. Yıldız çekirdeği çok sıcak bir helyum yıldızı oluşturmak için çöker ve soğur. Ana kolun en aşağı solunda beyaz cüce olarak sonlanır. Ana kol yıldızlarının merkez sıcaklığı yıldızın kütlesiyle orantılıdır. Daha yüksek kütleli yıldızlarda CNO döngüsü baskındır. Yıldız ana koldan ayrıldıktan sonra hidrojen kabukta, helyum ise çekirdekte yanmaya devam eder. Helyumun karbona dönüştüğü 3 lü α süreci başlar. Kabukta helyum yanmaya devam eder, merkezde ise karbon ve oksijen meydana gelir. Nükleer yanmanın farklı tipleri başlar ve yıldız daha yüksek yüzey sıcaklıklarında dev koldan sapar ve sonra tekrar dev kola döner. Büyük kütleli yıldız evriminde çekirdekteki nükleer süreçler; karbon ve oksijenin yanması sonucu silisyum elementi oluşana kadar ilerler. Sonunda nükleer bağlanma enerjisi çok büyük olan demir, silisyumun yanması sonucu oluşur. Demir, merkezdeki sıcaklık ve basınç ne olursa olsun termonükleer tepkimeye girmez. Bu yüzden yaşamının sonuna doğru böyle büyük kütleli bir yıldızın sahip olduğu, demirce zengin bir çekirdek, çevresindeki ince katmanlarda ise yüzeye doğru sırasıyla, silikon, oksijen, karbon, helyum ve en dışta da hidrojen bulunur. Böyle bir yıldızın merkezdeki demir atomlarının çekirdekleri ve elektronları birbirlerinden tümüyle ayrı durumdadır. Çünkü hiçbir atom böyle sıcaklık ve basınç altında varlığını sürdüremez. Yıldızın içi tümüyle elektron denizinde yüzmekte olan demir çekirdeklerinden ibarettir. Merkezdeki bölge, yıldızın basıncını taşıyamaz duruma gelir; büyük bir basınçtan dolayı elektronlar demir atomun çekirdeğine itilerek bir elektronu bir protonla birleştirip bir nötron ve bir nötrinoya dönüşmesine neden olur. Nötronlar kendilerini meydana getiren proton ve elektronlardan daha az yer kaplarlar. Yıldız şiddetle çöker ve açığa çıkan enerji, yıldızın doğumundan o ana kadar yaydığı toplam enerji kadardır. Çöken çekirdekten dışarı doğru yayılan şok dalgasıyla yıldız tümüyle parçalanır ve bir süpernova oluşur. 3.2 Süpernova Süpernova yıkıcı yıldız patlamalarıdır. Süpernova tipik bir galaksinin ışınım gücünün önemli bir kısmını yayınlar. Süpernovalar şu şekilde isimlendirilirler. 15

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Süpernova 1994 D SNK nın belirlendiği yıl Belirlenen yılda kaçıncı Süpernova olduğu Süpernova birkaç haftada, tüm yaşamı boyunca yaydığı ışık kadar ışıma yapar. Süpernovalar evrenin geçmişi hakkında bilgi sahibi olmamızda büyük bir öneme sahiptir. Evrende bulunan ağır elementleri süpernovalar üretir ve bu elementleri yıldızlar arası ortama dağıtırlar. Bu elementler gezegenlerin oluşmasında ve yaşam evriminde özellikle önemlidir. Samanyolu oluşumundan bu yana yaklaşık 10 8 süpernova patlaması olabileceği belirtilmiştir (Rosswong, 2007). Ayrıca süpernovalar, astrofiziğin diğer konuları ile de yakından ilişkilidir. Her bir süpernova içinde bulunduğu galaksiye yaklaşık 10 51 erg lik bir enerji sağlar. Bu enerji galaksinin evrimi, moleküler bulutu harekete geçirme ve yeni yıldız oluşumu sağlamada önemlidir. Süpernova ayrıca kozmik ışınlar diye bilinen relativistik parçacıkların bir kısmını üretir. Çekirdeği çöken süpernova (corecollapse), gama ışın patlamalarıyla yakından ilişkilidir. 3.3 Süpernovaların Sınıflandırılması Süpernovalar için temel sınıflandırma sistemi basit olup, görünen tayfta Hidrojen çizgilerinin bulunup bulunmaması üzerine temellendirilmiştir. Hidrojen çizgileri görülemeyenler Tip-I, hidrojen çizgisi görülenler ise Tip II diye adlandırılmıştır. Ayrıca tayflarında görülen farklı kimyasal elementlere ait soğurum çizgilerine göre de farklı alt gruplara ayrılmaktadırlar Tip-I; Ia, Ib, Ic diye üç alt gruba ayrılırken, Tip-II; II-P ve II-L diye iki alt gruba ayrılır. Tip-Ib ve Ic sadece spiral galaksilerde görülürken Tip-Ia tüm galaksi türlerinde meydana gelir. Tip II-L nin ışık eğrisi yavaşça doğrusal ya da üstel azalırken, Tip II-P nin ışık eğrisi bir düzlük gösterir ve 1 ila 3 hafta sonra radyoaktif bozunmayla azalır. 16

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Her iki tür süpernovada da, yayılan görünür ışıktaki azalmanın nedeni, kobalt-56 nın bozunarak demire dönüşmesidir. Çizelge 3.1 de süpernova tiplerinin özelliklerini veren şematik bir çizim sunulmaktadır. Çizelge 3.1 Süpernova tiplerini gösteren şematik çizim Tayflarında: Hidrojen yok / Hidrojen var Süpernova I Si var / Si yok Süpernova II He baskın / H baskın SN Ia He zengin ce / He ce fakir Normal SN II 1985 A 1993 J Işık Eğrisi 1989 B SN Ib SN Ic 1987 K Lineer / Plato 1983 N 1983 I 1984 L 1983 V Çekirdek Çökmesi dış katmanlar rüzgârlarla dışarı atılır SN IIb SN IIL SN IIP 1980 K 1987 A 1979 C 1988 A 1969 L Yığılmalı Beyaz Cücenin patlamasından kaynaklandığına inanılıyor Büyük kütleli ata yıldızın çekirdeğinin çökmesinden kaynaklanıyor 17

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR 3.3.1 Tip I Süpernovaların Özellikleri Eliptik galaksilerin yaşlı yıldızları arasında, hareketli galaksi merkezlerinde eliptik (E), eliptik-spiral (SO), düzensiz (Ir) ve açık spirallerde (Sc) gözlenir. Popülâsyon-II yıldızlardır. Tip Ia (Si), Ib (güçlü He) ve Ic (zayıf He) şeklinde alt grupları vardır.% 80 ini Tip Ia lar oluşturur. Tip I süpernovaların tayflarında H çizgisi olmayıp CaII, Si vb. çizgiler vardır. Parlaklıkları -19 kadire (Güneşten 2 milyar kere daha parlak) kadar çıkabilir ve bu parlaklık bir yıl içinde 6 kadir kadar düşer. Parlaklık değişim hızları da çok büyüktür. Bir süpernova iki ayda en yüksek parlaklığa erişerek, bunu bir hafta kadar korur. Sonra, bir kadir için, önce bir, sonra da on hafta bekleyerek, parlaklığı azalmaya başlar. Bileşenlerinden biri beyaz cüce olan çift yıldız sistemlerinde meydana gelir. Uzun ömürlü, küçük kütleli yıldızlar, Tip I Süpernova oluşturur. Süpernova patlamasıyla atılan madde 20 000 km/sn hızla genişler. Patlamadan geriye, sıcak bir gaz bulutu kalır (Rosswong, 2007). 3.3.2 Tip Ia Süpernovalar Nasıl Oluşur? Bir çift yıldız sisteminde, beyaz cücenin eşi olan yıldız evrimleşmeye başladığında yüzeyi genişler büyümeye başlar. Evrimi sırasında beyaz cücenin eşi olan yıldız büyümeye başlar ve Roche lobuna kadar bu durum devam eder. Bir süre sonra daha fazla büyüyemez. Bu noktaya ulaştığında eş yıldızdan beyaz cüceye doğru madde akışı başlar. Eğer bir beyaz cücenin kütlesi 1.4 M kütlesini aşarsa, beyaz cücenin merkezinde, maddenin ne kadar sıkıştırılabileceğini belirleyen bir kuantum mekaniği yasası ihlal edilmiş olur. Eğer eş yıldızdan akan madde beyaz cücenin kütlesini, bu kritik eşiğin üzerine çıkarırsa, beyaz cüce patlayarak süpernova olur. Küçük kütleli yıldızlar (< 8 M ) uzun süren yaşamlarında Hidrojenin tamamını yakarlar ve sonunda bir beyaz cüce olurlar. Bu yüzden Tip I süpernovalarda Hidrojen çizgileri görülmez. Şekil 3.1 de genel olarak bir Tip I süpernovanın şematik görüntüsü verilmektedir. 18

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR 3.3.3 Tip Ib/c süpernova Tip Ib süpernova da Balmer hidrojen çizgisinin varlığı görülmez. Çok zayıf Si II çizgisi ve güçlü Helyum çizgisine sahiptir. 100 günden daha uzun günlerde OI in güçlü yayınım çizgisi 630 nm dalga boyunda gözlenir. Tüm Tip Ib süpernovalar sarmal galaksilerde, HII bölgelerine yakın yerlerde belirlenmiştir ve büyük kütleli yıldızların ölümleriyle de ilişkilendirilmiştir. Benzer yıldız ölümleri eliptik galaksilerde gözlenmemiştir. Tip Ib/c süpernova, büyük kütleli yıldızın evrim geçirmiş helyum çekirdeğinin patlamasıyla oluştuğuna inanılmaktadır. Büyük kütleli yıldız, yıldızlararası rüzgârla veya çift yıldızlarda kütle değişimiyle dış zarflarını kaybeder. Kütleli yıldızın Helyum çekirdeğinin patlamasında sentezlenen Nikel miktarı çok küçüktür ve ışık eğrisi Tip-Ia süpernovadan daha sönüktür. Tip Ib/c süpernova gama ışın patlama kalıntılarıyla ilişkilidir. Tip I süpernovanın atası olduğu varsayılan bir çift yıldız sisteminin şematik görünümü Şekil 3.2 de verilmiştir. Şekil 3.2 Tip I süpernovanın atası olduğu varsayılan bir çift yıldız sisteminin şekli 19

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR 3.3.4 Tip II Süpernovaların Özellikleri Kısa ömürlü, büyük kütleli (>10 M ) yıldızların yaşamları sonunda meydana gelirler. Parlaklık değişim hızı daha az fakat bunu koruma süreleri daha uzundur. Tayflarında Hidrojen ve diğer atomların da çizgileri gözlenir. Genişleyen zarf genellikle başlıca Hidrojen ve Helyum dan ibarettir. Yıldız 10 000 km/sn bir hızla genişler. Sadece Sb ve Sc tipi galaksilerin kollarında gözlenmektedir. Sarmal kollarda bulunması Pop-I yıldızı olduklarını gösterir. Patlamadan geriye bazen bir nötron yıldızı kalır. Tayfları birbirine göre değişiklik gösterir bu nedenle maksimumdan sonraki parlaklık azalması hiçbir evrede matematiksel olarak ifade edilemez. 3.3.5 Tip II Süpernovalar Nasıl Oluşur? Yaklaşık 10 M kütlesine sahip yıldızlar, merkezlerindeki demir grubu elemanlardan oluşan kararsız bir çekirdekte nükleer reaksiyonlar sonlandığı için bir enerji kriz yaşanacak ve azalan ışınım kütle çekim kuvvetine karşı koyamayacaktır. Çökme sonucunda, proton ve elektronlar birleşerek nötrona dönüşmesi, basıncı daha da küçültürken, çökme serbest düşme hızına ulaşır. Çökmeyi, çekirdekten artık kaçamayan nötrinoların basıncı durdurur. Yıldızın merkezinde bu çökme olurken, dış kısımlarda da bir patlama olur. Kesin mekanizması bilinmemekle birlikte, çöken çekirdeğin iç kısmı, yükselmekte olan içteki nötrino basıncı nedeniyle yavaşlarken, hızla çöken dış kısımların, bunun üzerine yığılması dolayısıyla, dışa doğru ilerleyen büyük bir şok dalgasının oluştuğu düşünülmektedir. Şok dalgası, II. Tür: Büyük kütleli bir yıldızın çekirdeği çökerek bir nötron yıldızı ya da kara delik oluştururken, bir şok dalgası yıldızın dış katmanlarını parçalar. Şekil3.3.te Tip II süpernovanın oluşumunun şematik görünümü verilmektedir. 20

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Şekil 3.3. Tip II süpernova oluşumunun şematik görünümü 3.3.6 Süpernova Işık Eğrileri Işık eğrileri süpernovanın ata yıldızı, patlama mekanizmaları ve süpernova hakkında bilgi verir. I.Tür: maksimuma hızlı bir çıkıştan sonra parlaklık değişim hızları da çok büyüktür. Bir süpernova iki ayda max parlaklığa erişerek, bunu bir hafta kadar korur. Sonra, bir kadir için, önce bir, sonra da on hafta bekleyerek, parlaklığı azalmaya başlar. Parlaklık azalması ile ifade edilebilir. II. Tür: parlaklık artışı biraz daha az fakat bunu koruma süreleri daha uzundur. Zamana göre parlaklık değişimi düzenli olmadığı için maksimumdan sonrası matematiksel olarak ifade edilemez. TipI ve Tip II süpernovaların ışık eğrisi Şekil 3.4 de verilmektedir. 21

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Şekil 3.4 Tip I ve Tip II süpernovaların ışık eğrisi 3.4 SNK ve Çeşitleri Süpernova patlamalarının ardından yıldızlararası ortamda kalan patlama kalıntıları SNK olarak tanımlanır. Bu kalıntılar şekil bakımından üç grupta incelenir: 3.4.1 Kabuk tipi (Shell Type) SNK lar Cygnus ilmeğinde bulunan süpernova kalıntısı bu tip kalıntıya örnektir. Süpernova patlamasından oluşan şok dalgaları yıldızlararası ortamı ısıtır ve bu ortamdaki maddelerin hareketini arttırır. Bu tip SNK nın yapısı halka gibi görünür. 3.4.2 İçi Dolu Kabuk Tipi (Crab Type) SNK lar Yengeç bulutsusunda bulunan SNK sı bu tip kalıntıya benzemektedir. Bu tip SNK sı halka biçiminden çok küçük dolu kabarcık gibi gözlenir. 22

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR 3.4.3 Karmaşık Tip (Composite Type) SNK lar Bu kalıntılar kabuk tipi kalıntılar ve içi dolu kabuk tipi kalıntılar arasında bir geçiştir. Kompozit kalıntılar termal kompozit kalıntılar ve plerionic kompozit kalıntılar olmak üzere iki türlüdür. Isıl (Termal) Karmaşıklar: Bunlar radyo bölgesinde (synchrotron ışıma) kabuk tipi olarak görülürler. X ışınlarında ise içi dolu kabuk gibi görünürler. Dolu Tip (Plerionic) Karmaşıklar: Bu kalıntılar hem radyoda hem de x- ışınlarında içi dolu kabuk tipinde görülürler. Bu tür kalıntıların merkezinden x-ışın tayf çizgisi gözlenmez. Kabuğun yakınlarında bu çizgi gözlenebilir. Bu çalışmada yapılan gözlemler TUG da gerçekleşmiştir. 3.5 Türkiye Ulusal Gözlemevi (TUG) Olanakları Ulusal bir gözlemevi kurulması ve bu gözlemevinin ülkemizdeki tüm gökbilimcilere hizmet vermesi fikri 1960 larda gündeme getirildi. Bu fikrin destek bulmasından sonra ilk önemli adım, TÜBİTAK bünyesinde 1979 yılında "Uzay Bilimleri Araştırma Ünitesi" adı altında bir birimin kurulmasıyla atıldı. Bu ünite 1983'te "Ulusal Gözlemevi Yer seçimi Güdümlü Projesi" ne dönüştürülerek gökbilimcilerin uzun sürecek macerası başlamış oldu. Uzun araştırmalar ve çabalar sonucu ülkemizin en büyük optik teleskopu olan RTT150 teleskopu (Rusya-Türk Teleskopu) Rusya ile Türkiye arasında imzalanan bir protokol çerçevesinde 1998 yılında kurulmuş ve ilk ışık Eylül 2001 de alınmıştır. Şekil 3.5 RTT150 teleskop görülmektedir. RTT150 nin odak düzlem aletlerinden TFOSC (TUG Faint Object Spectrograph and Camera) (TUG Sönük Obje Tayf çekeri ve Kamerası ), Kopenhag Üniversitesi Gözlemevi tarafından üretilmiştir. RTT150 Cassegrain tayfölçeri olan TFOSC un kedisi ile süzgeç ve kalibrasyon birimi olmak üzere iki parçadan oluşmaktadır. Bu tayf ölçerin i) Doğrudan görüntüleme, ii) Düşük/orta çözünürlüklü tayf ölçüm olmak üzere iki işlevi vardır. TFOSC un bazı özellikleri aşağıda verilmiştir. 23

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Dalga boyu aralığı : 330 1200 nm Odak indirgeme oranı : 0.68 Görüş alanı : 13.3' x 13.3' Tayfsal çözünürlük : R~200 5000 (normal ve echelle grisimlerle Kolimatör ve CCD kameranın yerleştirildiği optik bölüm Sekiz yuvalı açıklık tekerleği Paralel ışınların geldiği sekiz yuvalı süzgeç tekerleği Sekiz yuvalı grism tekerleği Altı uzun yarık, (39, 44, 54, 67, 100 ve 134 micron) Şekil 3.5 TUG, Bakırlıtepe, Antalya da bulunan RTT150 cm lik optik teleskop 3.6 Galaksi Seçimleri Seçilen galaksilerde SNK ları belirlemek için temel ölçütlerden birincisi; galaksilerin eğim açısı (inclination angle) küçük (<30 ο ) yada önden görünümlü (faceon) olmasıdır. Bir diğer ölçüt ise; parlak yayınım bölgelerinin bulunduğu yakın sarmal galaksilerin seçilmesidir. Galaksilerde SNK nın fazla olduğu düşünülen bölge, galaksinin sarmal kollarıdır. Bilinen yıldız oluşum bölgeleri (HII bölgeleri, 24

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR moleküler bulutlar ve sarmal kollar) ile SNK dağılımlarının karşılaştırılması SNK yı oluşturan ataları hakkında bilgi vermektedir. Yüzey parlaklığı düşük olan SNK yı yakın galaksilerde belirlemek uzak olan galaksilerde belirlemekten daha kolaydır. Bu tezde SNK'ları araştırdığımız yakın ( <10 Mpc) NGC 3344 ve NGC 3184 sarmal galaksilerdir. NGC 3344 galaksisi Küçük Aslan takım yıldızı yönünde iç ve dış halkalari olup SABbc sınıfına dahil olan bir galaksidir (Verdes, 2010) NGC 3184 galaksisi Büyük Ayı takımyıldızı yönünde Scd sınıfına dahil çubuksuz sarmal bir galaksidir. Optik bölgede SNK'ları araştırdığımız galaksiler NGC 3344 ve NGC 3184 ün parametreleri, Çizelge 3.2-3.3 'de verilmiştir. RTT150 teleskopuna gözlem yapmak amacıyla verilen projelerden alınan gözlem zamanlarıyla seçilen hedef galaksiler 4 farklı dar band girişim süzgeçleri kullanılarak gözlenmiştir. Seçilen iki galakside kullanılan dar band girişim süzgeçlerinin özellikleri Çizelge 3.4 de verilmiştir. TFOSC a takılı süzgeçlerle alınan görüntülerde SNK adayları, temel veri indirgeme işlemlerinden sonra temizlenmiş farklı görüntülerin dikkatli incelenmesiyle belirlenmiştir. Çizelge 3.2 NGC 3344 Galaksisinin Parametreleri RA 10 h 43 m 31. s 1 Dec Görünen Boyutu Görünen kadir Uzaklık Eğim açisi 24 ο 55'20" 7.1 ' x 6.5' 10.5mag (V) 6.9 Mpc (L.Verdes-Montenegro, 2000) 25.3 ο 25

3. MATERYAL METOT Şükriye CİHANGİR Çizelge 3.3 NGC 3184 Galaksisinin Parametreleri RA 10 h 18 m 16. s 9 Dec Görünen Boyutu Görünen kadir 41 ο 25'26" 6.9' x 6.8' 13.7mag (V) Uzaklık 8.7 Mpc (Kilgard, 2000) Eğim açisi 17.3 ο Çizelge 3.4 NGC 3344 ve NGC 3184 galaksileri için kullandığımız girişim filtrelerinin özellikleri Süzgeç Dalga boyu A FWHM A SII 6728 54 SII_c 6964 350 Hα 6563 80 Hα_c 6446 123 3.7 SNK ların Belirlenmesi SNK bir süpernova patlaması ardından yıldızlararası ortamda kalan atıklardır. Tipik bir SNK (~10 4 yıl yaşında), küresel olan şok dalgaları 100 km/s hızla yıldızlararası ortamda ilerler. SNK da bulunan yüklü parçacıkların hareketiyle düzensiz elektromanyetik alan oluşur. Bu elektromanyetik alanlar yıldızlararası ortamda bulunan iyonlarla etkileşirler. Oluşan şok dalgaları yoğun yıldızlararası bulut ya da bulutsulardan düşük yoğunluklu yıldızlararası ortama geçiş yaparlar. Şok dalgaları bulutsudaki gazı ısıtır ve iyonize eder. Şok dalgası geçtikten sonra bulutsulardaki gaz ışıma yapar, enerjisini kaybeder ve soğumaya başlar. Yoğun 26