EK-11

0

ANKARA ÜNİVERSİTESİ

BİLİMSEL ARAŞTIRMA PROJELERİ

KOORDİNASYON BİRİMİ KOORDİNATÖRLÜĞÜNE

Proje No : 11A4240001

Proje Yöneticisi : Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR

Proje Konusu : GÜNDÜZ VAKTİNDE YILDIZLARIN FOTOMETRİK GÖZLEMLERİ

Yukarıda bilgileri yazılı olan projemin kesin raporunun e-kütüphanede yayınlanmasını;

İSTİYORUM

İSTEMİYORUM

09.01.2013

Proje Yöneticisi

İmza

EK-11

1

EK-11

2

ANKARA ÜNİVERSİTESİ

BİLİMSEL ARAŞTIRMA ALTYAPI PROJESİ KESİN RAPORU

Proje Başlığı GÜNDÜZ VAKTİNDE YILDIZLARIN FOTOMETRİK

GÖZLEMLERİ

Proje Yürütücüsü : Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR

Yardımcı Araştırmacılar : Ceren YILDIRIM, Deniz

ÇOKER, Doğan UZUN

Proje Numarası : 11A4240001

Başlama Tarihi : 11 / 01 / 2011 Bitiş Tarihi : 11 / 10 / 2012

Rapor Tarihi : 18 / 10 / 2012

Ankara Üniversitesi Bilimsel Araştırma Projeleri Ankara - 2012

EK-11

3

T E Ş E K K Ü R

Bu projenin finansal olarak desteklenmesinde sağladıkları katkı ve güvenlerinden dolayı başta Ankara Üniversitesi Rektörü sayın Prof. Dr. Cemal TALUĞ ve Rektör Yardımcısı sayın Prof. Dr. Nilgün HALLORAN’a teşekkürlerimi sunmak isterim. Ayrıca, sağladıkları desteklerden dolayı, Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri (eski) Bölüm Başkanı Prof. Dr. İ. Ethem DERMAN, Ankara Üniversitesi Gözlemevi Müdürü Doç. Dr.

Birol GÜROL ve şahsında tüm Gözlemevi çalışanlarına, Ankara Üniversitesi Rektörlüğü Bilimsel Araştırma Proje Ofisi çalışanlarına, mekanik parçaların imalatında sağladıkları katkı ve önerilerinden dolayı Gazi Üniversitesi Teknoloji Fakültesi İmalat Mühendisliği öğretim üyesi Prof. Dr. Ahmet ÖZDEMİR ve şahsında tüm Bölüm çalışanlarına, Metalurji ve Malzeme Mühendisliği Bölüm Başkanı Prof. Dr. Halil ARIK ve şahsında tüm Bölüm çalışanlarına sonsuz teşekkürlerimi sunarım. Gözlemsel sistemin kurulması sırasında, kırmızıöte enstrüman ve gözlem teknikleri konusundaki tecrübelerini paylaşan Prof. Dr. Reynier PELETIER’e de teşekkür ederim. Verilerin fotometrik indirgeme aşamasında sağladıkları yardımlardan dolayı Gökhan GÖKAY ve Ceren YILDIRIM’a da ayrıca teşekkürlerimi iletmek isterim. Gözlemlerin üzerinde icra edildiği teleskop, Ahi Evran Üniversitesinin malı olup, geçici olarak Ankara Üiversitesi Gözlemevinde konuşlandırılarak, bu çalışmada kullanılmıştır. Sağladıkları bu imkandan dolayı Ahi evran Üniversitesi yöneticilerine de ayrıca teşekkür etmeyi bir borç bilirim.

Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR 18 / 10 / 2012

EK-11

4

İ Ç İ N D E K İ L E R Sayfa No Teşekkür 3 İÇİNDEKİLER 4 1. ÖZET / ABSTRACT 5 2. AMAÇ 6 3. MATERYAL 7

3.1. Gözlemsel Sistem 8 3.1.1. Yakın Kırmızıöte CCD Kamerası (Xeva-2.5-320) 8 3.1.2. K_s Filtresi 9 3.1.3. Meade LX200 GPS 8” Teleskobu 10 3.1.4. Yan Destek Parçaları 10

3.2. İndirgemeler 10 3.3. Analiz ve Bulgular 11

3.3.1. Işık Ölçüm Sonuçları 11 3.3.2. Görüş (Seeing) Gözlemi 14

4. GELECEĞE İLİŞKİN ÖNGÖRÜLEN KATKILAR 15 5. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARI İLE VARSA GERÇEKLEŞTİRİLEN PROJELER 16 6. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARININ VARSA BİLİM, HİZMET ve EĞİTİM ALANLARINDAKİ KATKILARI 17 KAYNAKLAR 18 7. EKLER 19

Ek – 1 Çizelge.4.1. Ankara Üniversitesi Gözlemevinde Gerçekleştirilen NIR Gözlemler ve Hedef Cisimler. 20 Ek – 2 (a) Mali Bilanço ve Açıklamaları 22 (b) Makine ve Teçhizatın Konumu ve İlerideki Kullanımına Dair Açıklamalar 23 (c) Teknik Ayrıntılar 24 (d) Sunum ve Bildiriler 25

EK-11

5

1. Ö Z E T Dünya gök bilim çalışmalarının vazgeçilmez bir parçası haline gelen yakın kırmızı öte (NIR) astronomisi konusunda ülkemizdeki ilk gözlemsel çalışmalar gerçekleştirilmiştir. Bu ilk NIR fotometrik çalışmalar, gökyüzü arkafon ışınımının gündüz vaktinde en az düzeyde kaldığı, K_s bandında yapılmıştır. Bu sayede – proje önerisinde de öngörüldüğü gibi – gökcisimlerinin gündüz vaktinde de fotometrik gözlemleri gerçekleştirilebilmiştir. Bazıları Güneş Sistemi öğeleri olmak üzere, 20’den fazla gökcisminin ~1 yıl süreli fotometrik (K_s bandı) gözlemi elde edilmiştir. Bazı hedeflerin doğalarına

uygun şekilde, düzensiz değişimler sergilediği belirlenmiştir. Fotometrik gözlemi yapılan ρ Per, η Gem,

µ Gem, α Boo, α Sco, δ Vir, α HerA, γ Dra, β Peg, ε Peg, γ Aql yıldızlarında – hata barlarının üzerinde – değişimler olduğu tespit edilmiştir. Gökcisimlerine ait NIR (K_s bandı) gözlemleri Türkiye’de ilk defa gerçekleştirilmiş, gündüz vaktinde de fotometrik çalışma yapılabileceği kanıtlanmıştır. İlk sonuçlar ulusal iki ayrı toplantıda duyurulmuş olup (Özdemir vd. 2012a,b), uluslar arası yayın hazırlığı devam etmektedir. Anahtar Kelimeler: Yakın Kırmızıöte Işıkölçüm; Kırmızı Dev Yıldızlar: AGB Yıldızları

1. A B S T R A C T

The observational studies of near infrared (NIR) observations, which are very essential astronomical research title around the World, are first perfomed in Turkey. These first NIR observations are done in a region centered on K_s band where background radiation of the sky has a minimum during day time. Therefore, as previously predicted in the proposal of the project, the celestial targets were monitored during day time, i.e., when the Sun is over horizon. More than 20 targets, few of them were consisted of Solar System bodies, have photometrically observed in K_s filter for about 1 year. Some sources, as expected from their evolutionary stage, exhibited irregular light variations. For instance,

light variations larger than the error bars were clearly detected in the stellar systems of ρ Per, η Gem, µ

Gem, α Boo, α Sco, δ Vir, α HerA, γ Dra, β Peg, ε Peg, γ Aql. NIR observations (in K_s filter) were first achieved in Turkey and it is proven that day time

stellar photometry seems to be possible. Together with the preliminary results were reported in two distinct national meetings (Özdemir et al. 2012a,b), a preparation of international publication is underway. Keywords: Near Infrared Photometry; Red Giant Stars: AGB Stars

EK-11

6

2. AMAÇ Kırmızıöte (IR) astronomisi günümüzde modern gökbilim çalışmalarının en önemli araştırma konularından birisi durumundadır. Dünya’daki büyük gözlemevlerinin hepsinde en 1 adet IR dedektörü mutlaka bulunmaktadır. Hatta bazı gözlemevlerindeki IR bölgeye duyarlı cihazların sayısı ve çeşitliliği, optik bölgede kullanılanlardan daha fazladır. Bu dedektörlerle, atmosferin IR bölgede geçirgenliğe sahip olduğu bazı özel bantlarda, gerek spektroskopik (tayfsal) gerekse fotometrik gözlemler gerçekleştirilmektedir. IR enstrümanların teknik bakımdan, optik cihazlara göre gösterdiği ayrıntılardan dolayı, dizaynları zor ve maliyetleri yüksektir. Belki de en çok bu nedenden dolayı, ülkemizdeki gökbilim araştırmalarında şimdiye kadar IR bölge hiç çalışılmamıştır. Bu eksikliği bir dereceye kadar telafi etmek ve IR çalışmalara giriş yapmak amacıyla bu araştırma başlatılmıştır. Gözlem penceresi olarak – yöntem ve cihazlar bakımından – daha az güçlüklerin karşılaşıldığı, yakın kırmızıöte (NIR) bölge seçilmiştir. NIR bölgenin içerisinde ise özellikle, K_s bandı (1.990 - 2.310 um) seçilmiştir. K_s bandının seçilmesinin amacı, bu bölgede gökyüzü arkafon ışınımının gündüz vaktinde minimumda kalıyor olmasıdır (bkz. Grishin vd. 2003). Bu sayede, proje çalışmasının bir parçası olarak, gök cisimlerinin – şimdiye kadar dünya bilim literatüründe hiç bulunmayan bir konu olan – gündüz saatlerinde de fotometrik gözlemlerinin gerçekleştirilmesi planlanmıştır. Hedef cisimlerin, profesyonel gözlemevlerinin programlarına almaları pek mümkün olmayan, parlak – çoğu AGB türü olan – kırmızı yıldızlardan seçilmesi düşünülmüştür.

Gece gözlemleri, gündüz vaktinde gerçekleştirilecek fotometrik gözlemler ile desteklenecektir. Gerek NIR fotometrinin gerekse gündüz gözlemlerinin NIR gökbilim literatürüne sağlayacağı katkılar şöyle özetlenebilir: (1) Yıldızların fotometrik ışık değişimi, ilk defa yer-tabanlı ve gündüz vakti gözlemleriyle de desteklenerek, elde edilmiş olacaktır. (2) Işık şiddeti sabit olan yıldızların fotometrisi yapılarak, Türkiye’de ilk defa, NIR bölgede atmosferik sönüm katsayısının hem gece hem de gündüz vaktindeki değişimi ortaya konulacaktır. (3) Ülkemizde hiç yapılmayan kırmızıöte fotometriye, bu çalışma ile ilk defa girilmiş olacaktır. (4) Ayrıca bu çalışmanın, özellikle soğuk yıldızların, PMS yıldızların ve kabuğa sahip AGB yıldızlarının fotometrisine, katkı sağlayacağı şüphesizdir.

Yer’in Güneş çevresinde dolanmasından ve atmosferinin Güneş ışığını etkin biçimde saçmasından dolayı, yılın yaklaşık altı ayı boyunca Güneş doğrultusunda kalan – yani Güneş ile birlikte doğup-batan – gökcisimleri gündüz vaktinde, yeryüzünden, optik bölgede gözlenemez. Oysa gökbilim açısından bazı gökcisimlerinin (uzun dönemli değişenler gibi) kesintisiz gözlenmesi büyük öneme sahiptir. Bu imkan ancak, uydular kullanılarak uzaydan yapılacak gözlemlerle mümkün olabilmektedir. Ancak unutulmamalıdır ki, optik bölgede çalışan uyduların gözlem zamanlarının çok azı, fotometrik gözlem çalışmalarına ayrılabilmektedir. Bununla birlikte, bazı özel gözlemsel yöntemlerin (NIR bölgesi gibi) ve günümüzün modern gözlemsel araçlarının (IR’ye ve özellikle de SWIR bölgeye duyarlı CCD dedektörleri, soğutma sistemleri gibi) kullanılması durumunda, gündüz vaktinde kırmızıöte bölgede gökcisimlerinin gözlenmesi olası görünmektedir.

Belirli bir parlaklık limitinin üzerinde olan yıldızlardan oluşturulacak örnekler yıl boyunca, sistematik biçimde fotometrik olarak gözlenecektir. Bunların çoğunun zonklama gösteren, yarı düzenli veya düzensiz değişen yıldızlar olacağı düşünülmektedir. Ayrıca ışığı değişmeyen standart yıldızlar ve bazı Güneş Sistemi öğeleri de gözlem programında yer alacaktır. Aday hedef cisimler, astronomik bir veri tabanı olan SIMBAD1 ve AAVSO2 astronomi veri tabanlarından seçilecektir. 1 http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

2 http://www.aavso.org/

EK-11

7

3. MATERYAL

Atmosferde ışığın saçılması olayı, Rayleigh, Mie ve seçici olmayan saçılma mekanizmalarının birleşimi sonucunda oluşur. Rayleigh saçılması, boyutları gelen ışığın dalgaboyundan daha küçük olan gazların ışığı saçması sonucunda ortaya çıkar ve dalgaboyunun 4. kuvveti ile ters orantılı olarak artar. Nitekim gökyüzünün gündüz vaktinde mavi, Güneş batıktan hemen sonra ise ufkun kırmızı

görünmesinin nedenleri, bu saçılma mekanizmasıdır. I0 şiddetine ve λ dalgaboyuna sahip, kutuplanmamış ışığın küçük bir parçacık tarafından saçılması sonucunda oluşacak I şiddeti:

ile verilir. Burada R, ışığın yolu ile parçacık arasındaki dik uzaklığı; θ saçılma açısı; n parçacığın kırılma indisi; ve d parçacığın çapıdır. Saçıcı parçacığı çevreleyen küre yüzeyinden integral alındığında, Rayleigh tesir kesiti elde edilir:

Belirli bir grup saçıcı parcacık türü için Rayleigh saçılma katsayısı, N birim hacimdeki parçacık sayısının tesir kesitiyle çarpılması sonucunda bulunur.

Mie saçılması ise, atmosferin daha alt kısımlarındaki su damlacıkları, toz, sis ve polen gibi parcacıklar nedeniyle oluşur. Bu saçılmada, saçıcı parçacıkların boyutu gelen fotonların dalgaboyundan daha büyüktür. Örneğin bulutların beyaz görülmesinin temel nedeni Mie saçılmasıdır. Lorenz-Mie teorisi veya Lorenz-Mie-Debye teorisi olarak da bilinen teori ile açıklanabilen Mie saçılması, dalgaboyuna bağlıdır. Elektromanyetik ışınım alanının, küresel parçacıklar tarafından saçılması durumu için, Maxwell eşitliği analitik olarak çözülürse Mie saçılma teorisi elde edilir. Rayleigh saçılmasının tersine, Mie saçılma probleminin çözümü, parçacık çapının dalgaboyuna oranının tüm olası değerleri için mümkündür.

Atmosferik saçılmanın son türü olan seçici olmayan saçılma, dalgaboyuna göre parçacık boyutlarının çok daha büyük olduğu, atmosferin daha da alt kısımlarında oluşur. Bu tür saçılma, dalgaboyuna bağlı değildir ve sis oluşumunun birincil nedenidir.

Projede, tüm bu saçılma türlerinin toplam etkisi olabildiğince ortadan kaldırılarak, gökcisimlerinin hem gündüz hem de gece vaktinde (NIR bölgede) fotometrik gözlemleri gerçekleştirilecektir. Bu amaca ulaşmak için, gökyüzü arkafonunun minimuma indiği SWIR bölge ve dalgaboyu aralığını kısıtlamak amacıyla da K_s bandı filtresi kullanılacaktır. Proje büyük oranda deneysel/gözlemsel çalışmaya ve bunun sonuçlarına dayanmaktadır.

Grishin vd. (2003) tarafından verilen gökyüzü arkafon ışınımına ait değişim eğrisi Şekil.3.1’de sunulmaktadır. Şekilden de görüleceği gibi gündüz vaktinde arkafon ışınımı, 1.8 – 3.0 mikron aralığında

minimum ışınıma sahiptir. Bu arkafon ışınımının 3.5 µm’ye kadar olan kısmı atmosferik saçılmadan

kaynaklanırken, 3.5 µm’den sonraki kısmı gökyüzünün kendi ısısal ışınımı sonucunda oluşmaktadır. Şekildeki noktalar arasındaki sürekli eğri, ekstrapolasyon sonucunda elde edilmiştir. Arkafon ışınımının

EK-11

8

yaklaşık 2.5 µm civarında minimum ışınım şiddetine (10-16 Wcm-2µm-1sr-2) sahip olduğu görülmektedir

ki bu dalgaboyu, fotometrik Johnson sisteminde K bandı civarına karşılık gelmektedir.

Gözlemlerde kullanılan kamera profesyonel bir astronomi kamera olmamasına karşın, elde edilen görüntüler uygun dönüşümler yapılarak astronomik amaçlı formata (FITS) dönüştürülmüştür. FITS formatlı bu görüntülerden, IRAF ya da MaximDL yazılımları kullanılarak (ve standart BDF stratejisine dayalı olarak) indirgemeler gerçekleştirilmiştir. Bunun sonucunda 20’den fazla gök cismine ait K_s bandı (bir kısmı gündüz vaktinde olmak üzere) fotometrik gözlemleri gerçekleştirilmiştir. 3.1. Gözlemsel Sistem 3.1.1. Yakın Kırmızıöte CCD Kamerası (Xeva-2.5-320) Gözlemlerde kullanılan yakın kırmızı öte (NIR) gözlem cihazı, HgCdTe (MCT) türü CCD çipine sahip, 1-2.5 mikrometre dalga boyu aralığına (SWIR ya da NIR bölge) duyarlı bir kameradır. Kamera üreticisi Xenics firması (http://www.xenics.com/) olup, modeli Xeva-2.5-320’dir. Bu kameraya ilişkin bazı teknik bilgiler Çizelge.3.2’de verilmiştir. Kamera termo-elektrik 4 aşamalı soğutma sistemine sahiptir. Bu sayede CCD çipi (yaz ayları dışında yapılan gözlemlerde) 1 dk’dan daha kısa sürede -70 C’nin altına kadar soğutulabilmektedir. Kamera idaresi ve veri akışı Xeneth v.2.2.0 yazılımı ile sağlanmaktadır.

Çizelge.3.2. Xeva-2.5-320 modeli SWIR bölgeye duyarlı kameraya ait bazı teknik özellikler.

Tayfsal duyarlık aralığı 0.85 – 2.5 µm

Pixel sayısı 320x256 = 81920

Pixel boyutu ~30 µm

Soğutma sistemi TE4

Pixel verimliliği > %99

Görüntü yakalama hızı 60 Hz (bilgisayara kaydetme hızı, kullanılan bilgisayarın teknik özelliklerine bağlı olarak, bu hızın altında kalmaktadır)

Gürültü seviyesi 9.3 ADU

AD dönüştürme rezolusyonu 14-bit

Kamera bağlantısı USB 2.0

Şekil.3.1. 0.5 – 13 mikron arasındaki gökyüzü arkafon ışınımı, gece ve gündüz için görülmektedir (Grishin vd. 2003).

EK-11

9

Güç gereksinimi 30 W (max) – 4 W

Giriş gerilimi 12 V – 5 A

Soğutma zamanı < 5 dk (en fazla)

Kütlesi ~1.8 kg

ADU aralığı 0 – 14900

Shutter Elektronik (min: 25 pico-saniye, max: ~100 mili-saniye)

Xenics firmasından sağlanan, kameraya ait tayfsal duyarlık eğrisi Şekil.3.2’de sunulmaktadır. Duyarlık eğrisinden görüleceği gibi, NIR bölgede kalan, J ve H bandı fotometrik gözlemleri için de bu kameranın kullanılabileceği anlaşılmaktadır. Proje gözlemlerinde kullanılan K_s bandı filtresinin Asahi firmasından alınan ve deneysel yolla elde edilmiş olan geçirgenlik eğrisi Şekil.3.3’de görülmektedir.

3.1.2. K_s Filtresi Kullanılan K_short filtresinin geçirgenlik eğrisi Şekil.2’de verilmiştir. Filtre, 1.99 – 2.31 mikron arasında %90’ın üzerinde geçirgenliğe sahiptir ve geniş bant filtredir. Üretici firma Asahi Spectra (Japonya)’dır. Bu geçirgenlik eğrisi oda sıcaklığında (~290 K) elde edilmiş olup, firma sorumlusu Toshihiko Kimura’dan (t-kimura@asahi-spectra.co.jp) alınan bilgiye göre, sıcaklığa bağımlılığı bulunmamaktadır.

0%

10%

20%

30%

40%

50%

60%

70%

80%

90%

100%

0.7 0.8 0.9 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7

Qu

antu

m e

ffic

ienc

y [%

]

Wavelength (µm)

Şekil.3.2. Xeva-2.5-320 modeli SWIR kameranın (3 örnek pixeli için), üretici firmanın teknik ekibi tarafından deneysel yolla elde edilmiş olan kuantum duyarlık eğrisi görülmektedir. Kameranın duyarlı olduğu spektral bölgede (SWIR), kuantum etkinliğinin %70’in üzerinde kaldığına dikkat ediniz.

-20

0

20

40

60

80

100

120

0 500 1000 1500 2000 2500 3000

Şekil.3.3. Asahi Spectra (Japonya) firmasının ürettiği 1.25 inç çapa ve 5 mm kalınlığa sahip K_s filtresine ait, (oda sıcaklığında elde edilmiş olan) deneysel geçirgenlik eğrisi görülmektedir.

EK-11

10

3.1.3. Meade LX200 GPS 8” Teleskobu Yıldızların yakın kırmızıöte fotometrik (K_s bandı) gözlemlerinde kullanılan kamera (Xeva-2.5-320 MCT), yaptırılan uygun bir adaptör vasıtasıyla, bir LX200 GPS 8 inç teleskopunun arkasına bağlanmaktadır. Teleskopun odak oranı f/10 dur. Bu teleskopa bağlanan kamera ile, 3.0 ”/pixel plak ölçeği ve yaklaşık 13x16 yay-dakikalık görüş alanı elde edilebilmektedir. Bu teleskop Ahi Evran Üniversitesinin malı olup, geçici olarak A.Ü. Gözlemevinde konuşlandırılmıştır. 3.1.4. Yan Destek Parçaları a) Adaptör ve Filtre Tutucu: K_s filtresinin SWIR kamera önüne yerleştirilerek, teleskobun odak düzlemi üzerine bağlanabilmesi için, pirinç malzemeden yaptırılmış olan bir parçadır. b) Taşıyıcı Oluk: SWIR kamerayı teleskop odağına bağlarken alttan destek vidası ile teleskoba sabitlemek amacıyla tasarlanarak, alüminyum malzemeden yaptırılmış bir parçadır. Tüm bu destekleyici ek donanım parçaları, Şekil.3.4 ve 3.5’de görülmektedir. 3.2. İndirgemeler

Şekil.3.4. K_s filtresini içinde barındıran ve NIR kameranın üzerine bağlandığı adaptör

sistemi görülmektedir. Soldaki resimde demonte halde, sağdakinde ise içerisine filtre

yerleştirildikten sonra görülmektedir.

Şekil.3.5. Meade LX200 GPS 8” teleskobun odağına bağlanmış olan NIR gözlem sistemi:

(A) Xeva 2.5 320 modeli NIR kamerası; (B) K_s filtresi ve kamera için adaptör; (C)

Kamera destek oluğu; (D) Kamera destek cıvatası.

EK-11

11

Xeva-2.5-320 MCT, NIR bölge kamerası, profesyonel bir gökbilim dedektörü değildir. Bu nedenle aldığı görüntüler astronomik veri formatında (FITS formatında) değildir. Ancak kamera, sıkıştırılmamış (veri kaybı olmayan) format türü olan, RAW formatında (PNG uzantılı) kayıt yapabilmektedir. Kamera, dört aşamalı termolektrik soğutma sistemi ile -80 C’ye (bazen -90 C’ye) kadar soğutulduktan sonra, gökcisimlerinin görüntüleri PNG uzantılı olarak kaydedilmektedir. Hedef adı, dedektör sıcaklığı, poz süresi gibi bilgiler, dosya adı üzerine yazılarak, kayıt yapılmaktadır. Tarih ve saat ise, dosyanın kaydedildiği sistem saatinden belirlenmektedir. Bu sayede PNG formatlı görüntüler astronomik kullanıma uygun “header” (başlık) bilgilerinin bulunduğu, FITS formatına – pnmtofits komutu ile – dönüştürülebilmektedir. Aynı dönüşümler, kalibrasyon amacıyla oluşturulan “dark” (kara akım), “bias” (sıfır seviyesi) ve “flat” (düz alan) görüntülerine de uygulanmaktadır. Düz alan (flat) görüntüleri, Güneş ışığının beyaz bir perdeyi aydınlatması suretiyle elde edilmektedir. Daha sonra standart BDF kalibrasyon stratejisi uygulanarak IRAF yazılımı ile, görüntü üzerindeki yıldızın göreli parlaklık değeri – açıklık fotometrisine dayalı olarak, farklı değerler için – hesaplanmaktadır. Oluşturulan çıktı kütüğüne parlaklık değerlerinin yanında, HJD, hava kütlesi, göreli toplam akı, göreli parlaklık değerleri kaydedilmektedir. Belirlenen mukayese yıldızlarına (Capella, Sirius, Procyon gibi) göre, değişen yıldızının fark fotometrisi elde edilmektedir. Kameranın görüntü yakalama hızı 60 Hz olmasına rağmen, donanımsal sınırlamalardan dolayı, görüntülerin bilgisayara kayıt hızı ancak 15 Hz olabilmektedir. Dolayısıyla, her biri milisaniye düzeyindeki poz süreleri ile alınan, 20 – 30 adet görüntünün indirgenmesi sonucunda, 1 adet fotometrik nokta elde edilmektedir. Her bir görüntüden elde edilen fotometrik değerlerin varyansları kullanılarak, ilgili noktaya ait standart sapma değeri belirlenmektedir. 3.3. Analiz ve Bulgular Gözlemler Ankara Üniversitesi Ahlatlıbel Gözlemevinde sürdürülmüştür. Gözlemlerde, 2012 yılı Güz dönemine kadar Ahi Evran Üniversitesinden ödünç olarak alınan Meade LX200 GPS modeli 8 inç çaplı Cassegrain-Schmidt teleskobu kullanılmıştır. Gözlemlere ait özet bilgi, Çizelge.3.1’de (bkz. EK – 1) sunulmuştur. İki adedi (13 Eylül ve 16 Eylül 2011 tarihli) deneme amaçlı olmak üzere on yedi (17) gözlem gününde, toplam yirmi beş (25) farklı hedef cisim gözlenmiştir. Bu hedefler, çoğu asimptotik dev kolu (AGB) yıldızları olmakla beraber, geç tayf türünden kırmızı yıldızlar ve bazı Güneş Sistemi öğelerinden oluşmaktadır. 26-27 Kasım 2011 ve 02-03 Aralık 2011 tarihlerinde gerçekleştirilen Arcturus (Alfa Boo) yıldızının ve 02-03 Aralık 2011 tarihinde gerçekleştirilen Capella (Alfa Aur) yıldızının gözlemleri, GÜNEŞ DOĞDUKTAN SONRA DA SÜRDÜRÜLMÜŞTÜR!.

Yaklaşık 1 yıldır sürdürülen K_s bandı gözlemleri sonucunda: Arcturus (α Boo) yıldızının ~1.8m’e varan bir değişim gösterdiği, ayrıca Mars gezegeninin – esasen geometrik nedenlerden dolayı oluşmuş olan – ~1.7m’lik sönümleme gösterdiği tespit edilmiştir. Bunun dışında, 10’dan fazla kırmızı yıldızın (hata barlarının üzerinde kalan) ışık değişimleri sergiledikleri anlaşılmıştır. Oluşturulan bu gözlemsel NIR sisteminin, gökcisimlerinin ışık ölçümünde kullanılabileceği ve en önemlisi de bu sistem ile, gündüz vaktinde de ışık ölçüm gözlemleri yapılabileceği kanıtlanmıştır. 3.3.1. Işık Ölçüm Sonuçları Yaklaşık bir yıllık dönemde, çoğu kırmızı dev yıldızlardan oluşan 20’den fazla gök cismi, K_s bandında fotometrik olarak gözlenmiştir. En önemli fotometrik bulgu, hiç şüphesiz, önceden öngörüldüğü gibi,

EK-11

12

Güneş’in doğmasından sonra da yıldızların fotometrik gözlemlerinin sürdürülebilmesi olmuştur. Nitekim, mukayese yıldızı olarak kullanılan Capella yıldızının 2-3 Aralık 2012 gecesine ait atmosferik sönüm eğrisi (bkz. Şekil.3.6) elde edilirken, Güneş doğduktan ~ 45 dakika sonrasına kadar, gözlemler devam ettirilmiştir. Buradan bulunan K_s bandına ait atmosferik sönüm katsayısı 0.08 kadir/kütle olarak ölçülmüştür. Bu sönüm katsayısı mümkün olan her gece için elde edilmeye çalışılmıştır. Böylece standart fotometrik prosedür takip edilerek, yıldızların atmosfer dışı parlaklık değerlerine geçilmektedir. Atmosfer dışı parlaklıklar mukayese yıldızlarınınkiyle karşılaştırılarak, çoğu uzun dönemli ya da düzensiz veya yarı-düzenli değişim gösteren, parlak kırmızı yıldızların (Çizelge.3.1; EK – 1) ışık eğrileri elde edilmiştir. Teleskop çapının küçük (20 cm) ve kameranın integrasyon zamanının (ms düzeyinde) kısa olması gibi nedenlerden dolayı, gözlem sisteminin, K_s bandındaki limit parlaklığı, ancak ~ -0.5 kadir olarak elde edilebilmiştir. Gökyüzünde uygun konumda olduklarında, Güneş Sistemi öğelerinin de K_s bandında gözlenmesi denenmiştir. Örneğin Jüpiter ve Satürn gezegenleri, bu gözlem sistemiyle görülememekteyken, Mars ve Venüs gezegenleri çok parlak (>-4 kadir) bir şekilde, sistem tarafından algılanabilmiştir.

Mukayese olarak, literatürde değişim gösterdiklerine dair hiçbir bilgi bulunmayan, Capella, Sirius ve Procyon yıldızları seçilmiştir. 287 günlük gözlem aralığından belirlenen Capella-Sirius yıldızlarına ait ışık ölçüm farklarından, 0.14m’lik bir standart sapma değeri belirlenirken, yine aynı gözlem aralığından Capella-Procyon yıldızlarına ilişkin ışık ölçüm farkları, 0.07m’lik standart sapma göstermiştir. 03-04/01/2012 tarihindeki gözlemler sırasında nem oranı %88 gibi çok yüksek bir değer civarında seyrettiğinden dolayı, bu geceye ait fotometrik veriler kullanılmamıştır. Mars’a ilişkin K_s bandı gözlemlerinde, gezegenin 86 günlük süre boyunca 1.7m’lik sönümlenme gösterdiği tespit edilmiştir. Büyük oranda geometrik nedenlerden kaynaklanan bu sönümlenme, gözlemsel sistemin fotometrik değişime karşı duyarlığının test edilmesi amacıyla, bu süre zarfında Mars’ın gösterdiği görsel parlaklık değerleriyle de karşılaştırılmıştır (bkz. Şekil.3.7). Mars,

Şekil.3.6. Capella (Alfa Aur) yıldızına ait göreli K_s bandı parlaklığının, atmosfer kütlesine karşı değişim grafiği. 02-03/12/2011 tarihli gözlemlerden elde edilen atmosferik sönüm katsayısı, 0.08 kadir/hava kütlesi olarak belirlenmiştir. Dikey ok Güneş’in doğduğu anı göstermektedir.

EK-11

13

(rüzgar ve mevsimsel nedenlerle) yüzey yapısında zamanla değişim gösteren bir gezegendir. Dolayısıyla, 24 saatlik dönme ve yıllık yörünge dolanımı boyunca göstereceği değişimlerin – özellikle K bandında – incelenmesi, ileriye dönük bir çalışma planı olarak düşünülmektedir.

Literatürde uzun dönemli hiçbir fotometrik takibi bulunmayan, kataloglarda ise ancak ∆m ≈

0.05m’lik değişim sergilediği belirtilen Arcturus (α Boo) yıldızının, gerçekleştirilen 287 günlük gözlem aralığı sonunda, K_s bandında ~1.8m sönümleme oluşturacak şekilde, derin bir minimum verdiği tespit edilmiştir (bkz. Şekil.3.8). Arcturus yıldızına ait literatürde kaydedilmiş belirgin bir dönem değeri

olmamakla beraber, 3.51 µHz (=3.3 gün) (Tarrant vd. 2007) ve 4.1 µHz (=2.8 gün) (Retter vd. 2003) civarında dönemler tespit edilmiştir. Bununla birlikte şimdiye kadar NIR’de hiçbir ışık ölçüm gözlemine rastlanmamıştır. NIR’de ilk defa tespit edilmiş olan bu değişim, ~1.8m genlikli, oldukça derin bir minimum göstermektedir.

Şekil.3.7. Mars gezegeninin 86 günlük aralıkta, K_s bandında (baklava dilimi semboller) ve görsel bölgede (kırmızı, dolu daire semboller) gösterdiği değişim görülmektedir. Kullanılan NIR gözlemsel sisteminin, fotometrik değişime verdiği yanıtın denetlemesi sağlanmıştır.

EK-11

14

Gözlem programında yer alan diğer hedeflerden bazılarında da – hata barlarının üzerinde kalan –

düzensiz değişimler olduğu gözlenmiştir. Bunlar arasında, ρ Per, η Gem, µ Gem, Antares, δ Oph, δ Vir,

Rasalgeti, Etamin, β Peg, ε Peg, γ And, Tarazed yıldızları sayılabilir. Ancak gözlemsel verinin yetersiz olması nedeniyle, herhangi bir bilimsel analizin yapılması mümkün değildir. Doğaları gereği bu tür yıldızların dönemlilikleri, oldukça uzun zaman aralıklarına (aylar mertebesinden, yılar mertebesine kadar) yayılmış olduğundan, çok uzun süreli ışık ölçüm takiplerinin yapılması gerekmektedir.

Gözlenen Güneş Sistemi öğelerinden bazıları şunlardır: Güneş (nötr bloklama filtresi ve Hartmann maskesi ile), Ay (çeşitli evrelerde), Mars, Venüs, Jüpiter, Satürn. Satürn bu gözlem sistemi ile hiçbir şekilde görülemezken, Jüpiter ancak K_s filtresi çıkarıldığında (NIR’nin tamamında) görülebilmiştir.

Proje çerçevesinde ayrıca, kutuplanma açısı değiştirilebilir bir adet polarizatör filtre edinilmiştir. Bu filtre ile, NIR’de kutuplanma açısının değişimi ile gökcisimlerinden ve gökyüzü arkaplanından gelen ışınım şiddetinin ölçülmesi planlanmıştır. Ancak ilgili filtrenin – teknik bakımdan – gözlemsel sisteme integrasyonu sağlanamadığından, gözlemlerde kullanılması mümkün olmamıştır. 3.3.2. Görüş (Seeing) Gözlemi

Görüş gözlemlerinde, dünyada yaygın olarak kullanılan ve artık standart bir sistem haline gelen DIMM sistemi kullanılmaktadır (bkz. Sarazin ve Roddier 1990; Tokovinin 2002). NIR’de elde edilmiş görüş (seing) değerlerine literatürde hemen hemen hiç rastlanmamaktadır. Ankara Üniversitesi Gözlemevinin, kırmızı öte bölgedeki görüş kalitesinin ölçülmesi amacıyla – bir yüksek lisans tez çalışması çerçevesinde, optik bölgede kullanılan – mevcut DIMM düzeneği, NIR gözlemsel sistemi üzerinde de denenmiştir. DIMM sistemi için gerekli olan, hızlı görüntü kaydı, Xeva 2.5-320 NIR

Şekil.3.8. Arcturus (α Boo) yıldızının 287 günlük gözlem aralığında K_s bandında gösterdiği ışık değişimi gösterilmiştir. Toplam ~1.8m genlikli bir ışık azalması tespit edilmiştir. Kırmızı (sol en üstteki) semboller, gündüz vaktinde elde edilmiş olan parlaklık değerleridir.

EK-11

15

kamerası ile sağlanabilmektedir. DIMM sistemi yapısı gereği, iki delikli bir Hartmann maskesinden oluştuğu için, gökcisimlerinden gelen fotonları bloklamaktadır. Bu nedenle DIMM sistemiyle,

gökyüzünün K bandındaki en parlak yıldızlarından birisi olan Antares (α Sco) yıldızı gözlenmiştir. Ancak, i) NIR kameranın poz süresinin ancak milisaniye düzeyinde sınırlı kalması, ii) teleskop çapının yetersiz olması, iii) Hartmann maskesinden geçebilen fotonların az olması nedenlerinden dolayı, dedektör üzerinde yeterli foton istatistiği sağlayacak yıldız görüntüleri oluşturulamamıştır. Sistemin önündeki K_s filtresi çıkarılarak, tüm NIR bölgeden gelen ışınım kullanılarak görüş gözlemi denemesi yapılmasına rağmen, yeterli şiddette yıldız görüntüleri yine de elde edilememiştir. Bu çalışmanın aynı gözlem sistemiyle, daha büyük bir teleskop üzerinde tekrar denenmesi planlanmaktadır. 4. GELECEĞE İLİŞKİN ÖNGÖRÜLEN KATKILAR

Bu araştırmada, şimdiye kadar Türkiye’de hiç çalışılmamış bir alan olan, yakın kırmızı öte bölge (NIR) ışık ölçüm gözlemleri, ilk defa gerçekleştirilmiştir. Ayrıca K bandı civarında, gündüz vaktinde gerçekleştirilen ışık ölçüm gözlemleri de, dünya literatüründe bir ilk olma niteliği taşımaktadır. Gözlemsel sistem ile, ilk 2 adedi deneme niteliğinde olan gözlemlere, Eylül 2011 tarihinde başlanmış, ışık ölçüm gözlemlerine Eylül 2012 tarihine kadar (ortalama ayda 1 gün olmak üzere) devam edilmiştir. Bu gözlemlerde, bir kısmı Güneş Sistemi öğelerinden oluşmak üzere, 20’den fazla gökcisminin K_s bandında ışık ölçüm gözlemleri gerçekleştirilmiştir. Hedefler esasen, parlak, kırmızı dev ve asimptotik dev kolu (AGB) yıldızlarından seçilmişlerdir. Doğaları gereği bu tür yıldızlarda, zonklamalarının bir sonucu olarak, LB, LC, Sra,b,c türünde, yarı düzenli veya düzensiz ışık değişimleri görülür. Bu tür

değişimlerin en bariz örneği α Boo (Arcturus) yıldızınına ait ışık eğrisi üzerinde gösterilmiş, bu gözemler gündüz vaktinde yapılan ışık ölçüm verileriyle de desteklenmiştir.

Gözlem sistemi, sekiz inç çaplı bir Cassegrain-Schmidt teleskop, Xeva-2.5-320 MCT modeli NIR bölge kamerası, K_s bandı filtresi ve yan destek adaptörlerinden oluşmaktadır. Gözlem sistemine ait limit parlaklık – teleskobun çap ve kameranın sınırlı (milisaniye düzeyindeki) poz süresinden dolayı – ancak K_s ~ -0.5m kadar olmuştur. Bu limit dahilinde bile gökyüzünde gözlenebilecek hedef sayısı, birkaç yüzü bulmaktadır. Bu hedefler arasından seçilen ve ışık değişimi incelenen AGB yıldızlarından

bazılarında, bu süre zarfında görülen bazı değişimler şunlar olmuştur: ρ Per ~0.2m sönmüştür, α Boo

~1.8m sönmüştür, α Sco ~0.3m genlikte bir değişim göstermiştir. Bu değişimler, mukayese yıldızı alf

Aur’a göre elde dilmiş fark parlaklıklardır. Mukayese yıldızının (α Aur) denet yıldızlarına (α CMa ve α

CMi) göre gösterdiği 1-σ değeri 0.15m ve 0.06m olarak belirlenmiştir. Dolayısıyla bu değerlerden daha büyük değişimlerin, fiziksel olarak yıldız kaynaklı olduğu düşünülmektedir.

Bazı Güneş Sistemi öğelerinin, gözlenmi denenmiştir. Jüpiter ve Satürn bu sistem ile görülemezken, Mars gezegeninin, 86 günlük aralıkta (büyük oranda yörüngesel geometrik nedenlerden dolayı) ~1.7m kadir söndüğü görülmüştür. Bu değer, Mars’ın bu süre zarfında gösterdiği görsel parlaklık değişimiyle de uyumludur (bkz. Şekil.4.2). Gökyüzünde bulunduğu zamanlarda Ay, K_s bandı görüntülerinin alınması yanında gözlem sisteminin odak ayarının yapılmasında da kullanılmıştır. Capella ve Arcturus yıldızlarına ait fotometrik gözlemler, gündüz Güneş gökyüzündeyken de sürdürülmüştür. Bu gözlemler sırasında Capella ile Güneş arasındaki ayrıklık 1540.6 olurken, Arcturus ile Güneş arasındaki ayrıklık 480.9 kadar olmuştur. A.Ü. Gözlemevinin K bandı bölgesindeki atmosferik sönüm katsayısı, yine ilk defa, 0.08 kadir/hava kütlesi olarak belirlenmiştir. Gözlemler sürdürüldükçe bu değerin, mevsimsel değişimi (gündüz gözlemleri katkısıyla da genişletilerek) incelenebilecektir.

EK-11

16

İleride bu gözlem sisteminin, J ve H bantlarının da eklenmesiyle, AGB yıldızlarının uzun dönemli, NIR bölge, ışık ölçüm ve renk eğrilerinin elde edilmesinde kullanılması planlanmaktadır. Bu gözlemlerin mümkün olduğunca optik (V bandı) ışık ölçümü ile de desteklenmesi düşünülmektedir. Oluşturulacak optik ve NIR bölge ışık eğrilerinin – özellikle Mira türü değişenlerde – maksimum seviyeleri arasında görülen zaman farkının (phase lag) (bkz. Price vd. 2010) incelenmesi, önemli bir araştırma konusu olarak görülmektedir. Doğaları gereği zaten uzun dönemli değişim gösteren AGB yıldızlarına ait uzun süreli ışık ölçüm (ve renk değişimi) gözlemleri, sahip oldukları evrimsel durum hakkında önemli bilgiler sağlamaktadır. Uzun süreli ışık ölçüm takibi, gündüz vaktinde gerçekleştirilecek gözlemlerle de (K_s bandında) desteklenerek, mümkün olduğunca kesintisiz ışık ölçüm verisi elde edilmiş olacaktır.

Atatürk Üniversitesince yürütülen ve Kalkınma Bakanlığı (DPT) destekli olan, yaklaşık 58 000 0000 TL bütçeli “Doğu Anadolu Gözlemevi” (DAG) projesine (13 Ocak 2012 tarihli Resmi Gazetede yayınlanarak), resmen başlanmıştır (Proje No: 2011K120230). Bu projenin amacı, Türkiye’deki gökbilim çalışmalarında önemli bir eksiklik olan, yakın kırmızıöte bölgeyi de kapsayacak bir teleskobun, Erzurum Karakaya Tepelerinin üzerine – donanım, yazılım ve insan gücü bakımından ihtiyaç duyulacak tüm teknik alt yapısı ile birlikte – kurulmasıdır. Bu projenin ilk hazırlanma sürecinden, görüş gözlemlerinin başlatılmasına kadar, bir çok aşamasında Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR görev almış, bizzat gözlemler yapmış ve proje ekibinde de yer almıştır. Ankara Üniversitesi Rektörlüğünce de imza konulan bu projede, Ankara Üniversitesi tarafından katılan ve projeye katkı sağlayan tek öğretim üyesi, Prof. Dr. Sacit ÖZDEMİR’dir. Halihazırda Atatürk Üniversitesinin finansal desteğiyle alınarak, Atatürk Üniversitesi kampus alanında, kubbe binası tamamlanarak içerisine konuşlandırılmış olan, 50 cm çaplı Alluna Ritchey Chrétien teleskop (ATA50), çalışır vaziyette bulunmaktadır. Optik bölgenin yanında kırmızı öte bölgede de astronomik gözlemlerin yapmasının hedeflendiği bu DPT projesine katkı sağlamak amacıyla, geliştirilen NIR gözlem sisteminin – J ve H bantlarının da eklenmesiyle – ilerleyen günlerde, Erzurum Atatürk Üniversitesindeki ATA50 teleskobu üzerinde de denenmesi düşünülmektedir. Bu sayede Ezurum iline ait NIR bölge atmosfer kalitesi belirlenenecektir. Ayrıca ATA50 teleskobu, gerek sahip olduğu çap bakımından gerekse bulunduğu yüksek rakım (~1750 m) bakımından, NIR gözlemleri için son derece uygun imkanlar sunmaktadır.

Ankara Üniversitesi desteğiyle sağlanan bu NIR gözlem sisteminin ilerleyen yıllarda, A.Ü. Gözlemevi imkanları kullanılarak, bir çok yüksek lisans ve doktora öğrencisinin yetiştirilmesinde kullanılması planlanmaktadır. Geliştirilmiş olan bu NIR sistemi böylece, ülkemizde kırmızı öte bölgedeki lisans üstü çalışmaların başlatılmasında ve öğrencilerin eğitilmesinde kullanılacak ilk gözlemsel donanım olacaktır.

Polarizer filtrenin, (teknik bazı sorunlar çözüldükten sonra) NIR gözlem sistemine integrasyonu sağlanarak, gözlemler üzerindeki kutuplanmış ışığın etkilerinin incelenmesi ileriki bir araştırma konusu olarak düşünülmektedir.

5. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARI İLE VARSA GERÇEKLEŞTİRİLEN PROJELER

Bu alt yapı destek projesi ile oluşturulan NIR gözlemsel sistemi, ülkemizde ilk defa geliştirilerek, yıldız ışık ölçüm çalışmalarında kullanılmıştır. Bütçe imkanları ölçüsünde gözlemler ancak K_s bandında sürdürülebilmiştir. Bu gözlemsel sisteme, J, H kırmızı öte filtrelerinin eklenmesiyle ve ayrı bir optik (V bandı) ışık ölçüm sistemi de sağlanmak suretiyle, AGB yıldızlarının uzun dönemli – en az 2 yıl süreli – fotometrik gözlemlerinin (en az 1 Doktora, 1 Yüksek Lisans çalışmasına hitap edecek şekilde) sürdürülmesi planlanmaktadır. Bu amaçla, insan gücü, ek gözlemsel teçhizat ve finansal destek

EK-11

17

sağlamak için, TÜBİTAK – TBAG’na Eylül 2012 döneminde bir adet 1001 araştırma projesi başvurusu yapılmış olup, sonuçlanması beklenmektedir.

Bu gözlemsel sistem kullanılarak, bir önceki bölümde bahsi geçen DPT projesi çerçevesinde, Erzurum ilinin NIR’deki davranışının incelenmesi ise, ayrı bir araştırma konusu olarak düşünülmektedir. 6. SAĞLANAN ALTYAPI OLANAKLARININ VARSA BİLİM, HİZMET ve EĞİTİM ALANLARINDAKİ KATKILARI

Evrim aşamasında ileri safhada olan bazı seçilmiş kırmızı dev yıldızlara ait, ~1 yıldır sürdürülen

NIR gözlemler sonucunda, ilgili yıldızlara ilişkin ışık ölçümleri elde edilmiştir. Başta α Boo (Arcturus) olmak üzere, 10’dan fazla kırmızı dev yıldızda – muhtemel nedeni zonklama olan – düzensiz değişimlerin olduğu belirlenmiştir. Elde edilen ışık ölçüm gözlem sonuçları ile birlikte, Türkiye’de ilk defa oluşturulan bu NIR gözlem sisteminin tanıtımı, iki ayrı ulusal toplantıda sunulmuştur (Özdemir vd., 2012a,b). Bir adet uluslar arası yayın çalışması da devam etmektedir.

Çalışmanın en önemli sonuçlarından birisi de, gündüz saatlerinde de yıldız fotometrisinin yapılabileceğinin kanıtlanması olmuştur. Gündüz vaktinde yıldızların optik bölgede görülemeyişinin nedeni, gökyüzü arka fonunun, esasen Rayleigh saçılması nedeniyle, aşırı miktarda parlamasıdır. Proje çalışmasında önceden öngörüldüğü gibi, gökyüzü arka fonunun – gündüz saatlerinde minimumda kaldığı – K_s bandı civarında gökcisimleri gündüz saatlerinde de gözlenebilmiş / görülebilmiştir. Bu sayede, ışık ölçüm gözlemleri sadece gece yapılabilen gökcisimlerinin, gündüz vaktinde de gözlenmesiyle, çok daha geniş zaman aralıklarında ışık eğrileri elde edilebilecektir. Böylece ışık değişim eğrileri daha kesintisiz olacak, değişim profilleri eksiksiz bir şekilde elde edilebilecektir. Özellikle, değişim dönemleri uzun (ay ya da yıl mertebesinde) olan değişen yıldızların gözlenmesinde, bu yöntem büyük katkı sağlayacak niteliktedir. Gökcisimlerinin (Arcturus yıldızı), Güneş’ten sadece 480 uzanıma sahipken bile gözlenmesi mümkün olmuştur!

Bu gözlemsel sistem ile gündüz vaktinde yıldızların izletilmesi, öğrenciler ve halk üzerinde etkileyici bir eğitim deneyimi sergileyecektir. Çünkü insanların çoğu, Güneş doğduktan sonra “yıldızların kaybolduğu” şeklinde yanlış bir inanışa sahiptirler. Güneş gökyüzündeyken, diğer yıldızların da gökyüzünde bulunduklarının gösterilmesi, özellikle öğrenciler üzerinde astronomiye – fen bilimlerine – karşı ilgi faktörünü artıracaktır. Dolayısıyla bu gözlemsel sistemin, fen bilimlerine olan ilgi ve merakın giderek azaldığı şu günlerde, gençler üzerinde olumlu bir etki yapacağı düşünülmektedir.

EK-11

18

K A Y N A K L A R Grishin, E.A., Melkov, S.N., ve Milovidov, V.L.: 2003, Instruments and Experimental Techniques 46

(2), 216 Özdemir, S., Yıldırım, C., Gökay, H.G., 2012a, “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler” (poster),

Türkiyedeki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu, 14-15 Mayıs 2012, İstanbul, Türkiye Özdemir, S., Gökay, H.G., Yıldırım, C., “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler”, 2012b, XVIII.

Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Kongresi, 27 Ağustos – 1 Eylül 2012, İnönü Üniversitesi, Malatya-Türkiye

Price, S.D., vd., 2010, ApJSS 190, 203 Retter, Alon; Bedding, Timothy R.; Buzasi, Derek L.; Kjeldsen, Hans; Kiss, László L.; 2003, ApJ 591L,

151 Sarazin, M., Roddier, F.,1990, A&A, 227; 294-300 Tarrant, N. J.; Chaplin, W. J.; Elsworth, Y.; Spreckley, S. A.; Stevens, I. R.; 2007, MNRAS 382L, 48 Tokovinin, A., 2002, PASP, 99; 1156-1166

EK-11

19

EK-11

20

E K – 1

RA (2000) J ∆m

Dec (2000) H

K

Beta And 01 09 43.9 -0.96 2.01 - 2.10 30 ms

Mirach +35 37 14 -1.67 -80 0C

-1.85

Bet Peg 23 03 46.5 -1.43 30 ms

+28 04 58 -2.13 -80 0C

-2.38

Alfa Ori 05 55 10.3 -2.99 24-25/11/2011, 20 ms

(Betelgeuse) +07 24 25 -4.01 26-27/11/2011, - 81 0C

-4.38 02-03/12/2011,

03-04/01/2012 (+),

05-06/02/2012, 18-19/03/2012

Alfa CMa 06 45 08.9 -1.39 24-25/11/2011, 50 ms

(Sirius) -16 42 58 -1.39 26-27/11/2011, - 81 0C

-1.39 02-03/12/2011,

03-04/01/2012 (+) 05-06/02/2012,

Rho Per 03 05 10.6 -0.78 24-25/11/2011, 40 ms

+38 50 25 -1.68 02-03/12/2011, - 81 0C

1.904 03-04/01/2012 (+) 05-06/02/2012, 08-09/09/2012

Alfa Aur 05 16 41.4 -1.25 24-25/11/2011, 40 ms

(Capella) +45 59 53 -1.57 26-27/11/2011, - 81 0C

-1.74 02-03/12/2011,

03-04/01/2012 (+)

05-06/02/2012, 18-19/03/2012

Alfa Tau 04 35 55.2 -2.1 26-27/11/2011, 30 ms

(Aldebaran) +16 30 33 -2.78 02-03/12/2011, -81 0C

-3.04 03-04/01/2012 (+) 05-06/02/2012, 08-09/09/2012

Eta Gem 06 14 52.7 2984 (2)

-0.73 26-27/11/2011, SRa+EA, 232.9d 50 ms

+22 30 24 232.9 (4)

-1.52 02-03/12/2011, Semi-regular pulsating - 81 0C

-1.72 03-04/01/2012 (+)

05-06/02/2012, 18-19/03/2012

Mu Gem 06 22 57.6 -0.91 26-27/11/2011, Pulsating variable; SR 50 ms

+22 30 49 -1.61 02-03/12/2011, Mu Gem’in hemen yanındaki 14.5m - 81 0C

-1.86 03-04/01/2012 (+)

05-06/02/2012, 18-19/03/2012

Alfa CMi 07 39 18.1 -0.5 26-27/11/2011, 55 ms

(Procyon) +05 13 30 -0.67 02-03/12/2011, - 90 0C

-0.66 05-06/02/2012, 18-19/03/2012

Alfa Boo 14 15 39.7 -2.25

-0.07 - -

0.02 V

26-27/11/2011, 02-03/12/2011,

03-04/01/2012, 05-06/02/2012

30 ms

(Arcturus) +19 10 57 -2.81

18-19/03/2012, 02-03/06/2012, 12-

13/06/2012, 21-22/06/2012 - 90 0C

-2.91 15-16/07/2012, 08-09/09/2012

Algieba

(CCDM 10 19 58.4 . . . 05-06/02/2012, Double or multiple star.

70 ms

γ1 Leo +19 50 29 . . . 18-19/03/2012 periodic radial velocity variations -81 0C

. . .

MARS . . . . 20 ms

. . . . -81 0C

> - 4m

Alfa Sco 16 29 24.5 . . . 0.88 - 1.16 05-06/02/2012, Double or multiple star. 70 ms

Antares -26 25 55.2 . . . 18-19/03/2012 periodic radial velocity variations -81 0C

. . .

21-22/haz/2012 de DIMM denemesi

yapıldı

Del Oph 16 14 20.7 -0.131 2.72 - 2.75 12-13/06/2012 (-->) 30 ms

-03 41 39.6 -1.025 21-22/06/2012, 08-09/09/2012 -80 0C

-1.173

Çizelge.3.1. Ankara Üniversitesi Gözlemevinde gerçekleştirilmiş olan NIR gözlemleri ve hedef cisimler. Gözlemleri gündüz saatlerinde de (Güneş doğduktan sonra)

sürdürülen yıldızlara ait gözlem tarihleri, kalın ve altçizgili şekilde gösterilmiştir.

Hedef

Gökcisimleri

Tayf

Türü;

Değişim

Türü

Dönemi

(g) Gözlem Tarihleri Notlar

Poz

süresi,

Kamera

sıcaklığı

M0 IIIa . . . . . 16-17/09/2012 (*), Variable star

M2.5 II-III

; SR 43.3 (4)

16-17/09/2012 (*), 08-09/09/2012 SR

M2 Iab 2335 (4)

SRc

A1 V . . . . . Mukayese

M4 II 50: (4)

Semi-regular pulsating

G8III+G0II

I . . . . . Mukayese

K5 III . . . . . LB

M3 IIIab

M3 III 25 (1)

F5 IV . . . . . Mukayese

K1.5 III

Fe-0.5; LB . . . . . Variable star

K0 III . . . . .

Gezegen . . . . (**) 18-19/03/2012 tarihli gözlem

İlk defa bir gezegen (Mars) K

bandında görüldü. Daha önce

(13.09.2011) Jüpiter’in görülemediği

anlaşılmıştı.

M1.5Iab-

b; LC . . . . .

M0.5III . . . . .

Variable star. Değişim genliği çok

küçük (0.03m) görünüyor. 12-

13/06/2012 gözleminde 40 ms'de

background doyuma ulaşmış.

EK-11

21

Alf Her A 17 14 38.9 . . . 2.73 - 3.60 02-03/06/2012 Semi-regular pulsating star 20 ms

Rasalgethi 14 23 25.0 . . . 08-09/09/2012 -80 0C

. . .

SATÜRN . . . 02-03/06/2012 (--->)

. . . -80 0C

. . .

JÜPİTER . . . 13-14/09/2011 (-->)

. . . -80 0C

. . .

Del Vir 12 55 36.2 -0.113 3.32 - 3.40 25 ms

03 23 50.9 -1.01 -80 0C

-1.189

Algieba

(CCDM

10 19 58.4 . . . 12-13/06/2012

19 50 29.35 . . .

. . .

Gama Dra 17 56 36.4 -0.245 21-22/06/2012 Star in double system. 30 ms

Etamin 51 29 20.02 -1.034 15-16/07/2012, 08-09/09/2012 MUKAYESE olarak kullanılabilir! -80 0C

-1.162

Gama Aql 19 46 15.6 0.276 2.72 - ? V 15-16/07/2012 VAR?: [AAVSO, VSX] 30 ms

Tarazed 10 36 47.7 -0.544 08-09/09/2012 MUKAYESE olabilir! -80 0C

-0.72

Eps Peg 21 44 11.2 -0.117 2.37 - 2.45 15-16/07/2012 Pulsating variable Star. 30 ms

Enif 09 52 30.03 -0.75 08-09/09/2012 15-16/07/2012 GÖZLEMİ -80 0C

-0.86

Gama And A 02 03 54.0 . . . 15-16/07/2012, 08-09/09/2012 Star in double system. 30 ms

Almach 42 19 47.0 . . . 2MASS de yok! -80 0C

. . . MUKAYESE olabilir!

AY . . . 05-06/02/2012 20.5 ms

. . . 08-09/09/2012 -80 0C

. . .

VENÜS . . . 08-09/09/2012 (-->) 08-09/09/2012 gecesinde Venüs 20 ms

. . . K_s bandında çok parlak olduğu -80 0C

> - 5m Yaklaşık şişkin evresinde idi.

(3) Inwoo, H., et al., 2010, A&A 509 ; (4) V. Tabur, T.R. Bedding, L.L. Kiss, T.T. Moon, B. Szeidl, H. Kjeldsen, 2009,arXiv:0908.3228v1 [astro-ph.SR]

Gezegen

(*) Deneme amaçlı yapılan İLK gözlemlerdir. (+) Nem oranı çok yüksek (%88) olduğundan gözlemler sürdürülemedi.

(1) Tabur, V., vd., 2009, MNRAS, 400, 1945; (2) Taylor, M., 1980, Astr, 17, 77 (eclipse light elements: 2429355+2984E);

Gezegen

M3 III; SR

Gezegen

M5Ib-II,

M3-

M5Ib/III; 125.6

02-03/Haz/2012 tarihinde yapılan

gözlemde görülemedi!

Çizelge.3.1. (devam… )

K3 IIb

K0 III . . . . .

K3 II . . . . .

K2 Ib; LC

13-14/Eyl/2011 tarihinde yapılan

gözlemde Jüpiter K filtresi ile

görülemedi. Filtresiz olarak

görüntülenebildi.

Double or multiple star. 12-

13/Haz/2012 tarihinde yapılan gözlem

denemesinde (belki ufka yakın

olduğundan) görülemedi! 2MASS de

Variable star. Detected periods:

13.0, 17.2, 25.6, 110.1, 125.8d

[2009arXiv0908.3228T]

K0

Yaz aylarında gökyüzü bulutsuzluk bakımından çok daha iyi imkanlar sunar. Bu durumun değerlendirilmesi ve yaz dönemi yıldızlarının da gözlenebilmesi amacıyla, 18.04.2012 tarihli bir dilekçe ile BAP Başkanlığından ek süre talep edilmiştir. Cevabi yazıda bu talep uygun görülerek, proje bitiş tarihi (845 sayılı ve 07.05.2012 tarihli yazı ile), 11.10.2012 olarak bildirilmiştir. Tüm ışık ölçüm gözlemleri, bizzat proje yürütücüsü tarafından gerçekleştirilmiştir.

EK-11

22

E K – 2 (a) Mali Bilanço ve Açıklamaları

Makine / Teçhizat adı Adı / Modeli

Temin Edilen

Firma Maliyeti (TL) Açıklamalar

1

SWIR (NIR) Bölgeye duyarlı

CCD kamerası (*) Xeva-2.5-320 Xenics 105744.3

A.Ü. Gözlemevinde kullanıma

hazır durumdadır

2K_s bandı Filtersi (*) --- Asahi Spectra 11360.03

A.Ü. Gözlemevinde kullanıma

hazır durumdadır

3Polarizatör Filtre --- Optronik 165.2

A.Ü. Gözlemevinde kullanıma

hazır durumdadır

4LaserJet Yazıcı HP LaserJet P1102 AFB Bilgisayar 258.42

Proje yürütücüsü tarafından

kullanılmaktadır. (*) Yurt dışı kaynaklı ürünlerdir.

TOPLAM (TL) = 117527.95

11A4240001 nolu AÜ BAP projesine ait mali bilanço ve açıklamaları

Proje, toplam 101.000 TL bütçe ile kabul edilmiştir (25.01.2011 tarihli sözleşme). Daha sonra döviz kurlarında oluşan dalgalanmalardan dolayı oluşan ihtiyaç üzerine, 14.03.2011 tarihinde 25000 TL’lik ek kaynak daha sağlanmıştır. Proje bütçesi sadece çizelgedeki teçhizatın temininde kullanılmıştır; UPS, teleskop yükseltici ayak, Hartmann maskesi gibi diğer yan destek birimleri ve adaptörler, proje yürütücüsünün şahsi destekleri ile sağlanmış/yaptırılmıştır. İlgili teçhizatın alımlarının sağlanması ve imalatların tamamlanması, 2011 yılı Ağustos ayında bitirilebilmiştir. İlk deneme gözlemlerine ise hemen akabinde, Eylül 2011 tarihinde başlanmıştır.

EK-11

23

(b) Makine ve Teçhizatın Konumu ve İlerideki Kullanımına Dair Açıklamalar Oluşturulmuş olan NIR gözlemsel sistemi halihazırda Ankara Üniversitesi Gözlemevinde, gözlemlerin sürdürüldüğü Meade LX200 GPS teleskop binasından ayrı bir binada, bulunmaktadır. İleriki yıllarda bu sistemin şu amaçlara yönelik olarak kullanılması mümkündür:

i) A.Ü. Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalında sürdürülecek lisans üstü (doktora veya yüksek lisans) düzeydeki çalışmalarda gözlemsel veri üretilmesinde;

ii) A.Ü. Gözlemevinde sürdürülen münferit araştırma projelerinde gökcisimlerinin yakın kırmızı öte bölgede incelenmesinde;

iii) Kalkınma Bakanlığı (DPT) tarafından desteklenen Doğu Anadolu Gözlemevi projesi çerçevesinde, Erzurum ilinin SWIR bölge davranışının incelenmesinde.

NIR bölgeye duyarlı olan ve gökbilim çalışmaları için dizayn edilmiş olan bu gözlemsel sistemin, Türkiye’de ikinci bir eşi henüz bulunmamaktadır.

EK-11

24

(c) Teknik Ayrıntılar

Oluşturulan NIR gözlemsel sistemine ait tüm teknik ayrıntılar, ekte (Ek – 3 ve Ek – 4) kopyaları verilen

ulusal poster ve bildirilerde ayrıntılı olarak anlatılmış olduğundan, burada ayrıca teknik detay

verilmemiştir.

EK-11

25

(d) Sunumlar (bildiriler ve teknik raporlar) (Altyapı Projeleri için uygulanmaz) Proje çerçevesinde elde edilen teknik ve bilimsel bilgi birikimi, bir ulusal sempozyumda poster olarak ve bir ulusal kongrede sözlü bildiri olarak sunulmuştur:

1) Özdemir, S., Yıldırım, C., Gökay, H.G., 2012, “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler” (poster), Türkiyedeki Teleskoplarla Bilim Sempozyumu, 14-15 Mayıs 2012, İstanbul, Türkiye (bkz. ekli fotokopiler)

2) Özdemir, S., Gökay, H.G., Yıldırım, C., “Türkiyede İlk Yakın Kırmızıöte Gözlemler”, XVIII. Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Kongresi, 27 Ağustos – 1 Eylül 2012, İnönü Üniversitesi, Malatya-Türkiye (bkz. ekli fotokopiler)

Altyapı projeleri için “sunum” yapmış olma şartı aranmamakla beraber, proje kapsamında elde edilen bulgulara dayalı olarak, iki (2) adet ulusal sunum yapılmış olup, bir uluslar arası yayın çalışması da devam etmektedir.