subat 2004 ek /pro

HHAAZZIIRRLLAAYYAANN :: PPrrooff.. DDrr.. AAllii AALLPPAARR -- PPrrooff.. DDrr.. ZZeeyynneell TTUUNNCCAATTUUGG

fifiUUBBAATT 22000044 SSAAYYIISSIINNIINN ÜÜCCRREETTSS‹‹ZZ EEKK‹‹DD‹‹RR

Türkiye’de GÖkbilimVE

TUG2

Türkiye’de GÖkbilimVE

TUG2

TELESKOPLAR, DETEKTÖRLER VE YÜKSEK ENERJ‹ ASTROF‹Z‹⁄‹

Türkiye’de astronomi çal›flmalar›n›n ve bir Ulu-sal Gözlemevi’nin kurulmas›n›n hikâyesi geçenay›n Yeni Ufuklara konusuydu, bu ay da devamediliyor. Bu yaz›da 1992 den itibaren, benim TÜ-B‹TAK Bilim Kurulu üyesi oldu¤um 1993-1997döneminde Gözlemevi’nin kurulufl aflamas› ve te-leskoplar›n getirilmesiyle ilgili geliflmelere de¤ine-ce¤im.

Türkiye’nin ilk büyük teleskopu olan 1,5 met-re ayna çapl› Rus-Türk teleskopunun ülkemize gel-mesi ve bu olanak etraf›nda TÜB‹TAK Ulusal Göz-lemevi’nin kurulmas›nda, önce yüksek enerji ast-rofizi¤inde ortaya ç›kan bir uluslararas› iflbirli¤ibelirleyici oldu. Gözlemevinin kurulufl aflamas›ndateleskoplarla ilgili teknik ifller çetin sorunlar getir-di. Yer seçimi aflamas›nda oldu¤u gibi, bu sefer deastronomi camias›ndan TUG’da görevli olan ve ol-mayan birçok arkadafl, sorunlar›n çözümüne des-tek verdiler. Geçen ay›n ve bu ay›n Yeni Ufuklaraekleri, gökbilimcilerimizin Ulusal Gözlemevi etra-f›nda gerçeklefltirdikleri geliflmeleri bilime hevesligençlerimize önemli bir baflar› ve güven öyküsüolarak aktarmaya f›rsat verdi. Geliflmelerin hat›r-lanmas›, ileride TUG arflivine bir an› ve bilgi çekir-de¤i katmak ve umuyorum baflka an›lar› da dâvet

etmek aç›s›ndan önemlidir. 1992 y›l› sonlar›nda dünyan›n önde gelen ast-

rofizikçilerinden Rus Bilimler Akademisi üyesi veMoskova’daki Uzay Araflt›rmalar› Enstitüsü YüksekEnerji Astrofizi¤i Grubunun yöneticisi Prof. RaflidSunyaev, Prof. Hakk› Ögelman ve benimle temaskurdu. Prof. Sunyaev her ikimizi yay›nlar›m›zdanbiliyordu, Hakk› Ögelman ile flahsen de tan›flm›flt›.Bizlere o s›ralarda Rusya önderli¤inde haz›rlananuluslararas› Spektrum X-Gama uydu giriflimineTürkiye’nin de kat›lmas› teklifini getirdi. Önemlibir bilimsel f›rsat olarak gördü¤ümüz bu teklifi ozamanki yeni TÜB‹TAK Baflkan› Tosun Terzio¤-lu’na ilettik. Prof. Sunyaev sonraki aylarda Türki-ye’ye geldi¤inde o zamanki Baflbakan yard›mc›s›Prof. Erdal ‹nönü ile görüflme f›rsat› buldu. Baflba-kan yard›mc›s› Say›n ‹nönü’nün ve Baflbakan Say›nDemirel’in k›sa zaman içinde verdikleri onay vedestekle TÜB‹TAK Spektrum X-Gama iflbirli¤inekat›ld›. Rusya önderli¤inde Avrupal› ve ABD’ligruplar›n haz›rlad›¤› Spektrum X-Gama uydusu,eksantrik bir yörüngeye oturtulacak ve bir kaynak-tan gelen X ›fl›nlar›, morötesi ve gama ›fl›nlar›n›nayn› anda gözlenmesiyle çok genifl spektrumlugözlem olanaklar› sa¤layacakt›. Türkiye bu proje-

ye kat›lmakla ilk kez bir uluslararas› bilimsel göz-lem iflbirli¤ine girmifl oluyordu. 1990’lar boyuncaRusya’n›n yaflad›¤› kriz ve imkâns›zl›klar yüzündenbu proje ne yaz›k ki, bugüne kadar gerçekleflme-di. Ancak bu projenin bir yan ürünü olarak gelenbir teklif, Ulusal Gözlemevine 1,5m’lik teleskopungetirilmesine yol açt›.

Bu s›ralarda tüm Türk astronomlar›n›n kat›ld›-¤›, 20 y›l kadar süren bir arama, gözlem ve de¤er-lendirme süreci sonunda Bak›rl›tepe, Ulusal Gözle-mevi yeri olarak seçilmifl, ancak 1980’lerin sonun-da ve 1990 y›l›nda TÜB‹TAK yönetimi Gözlemeviyap›lmas› yönünde ad›m atmam›flt›. Geçen ay YeniUfuklara’da aktar›ld›¤› gibi, Türk Astronomi Der-ne¤i çevresinde astronomlar Ulusal Gözlemevi ko-nusunu izlemeyi sürdürdüler. 1991de iflbafl›na ge-len yeni TÜB‹TAK yönetimi Türk Astronomi Derne-¤i’nden al›nan bir kurulufl projesiyle DPT’den des-tek ald›. 1992’de yürürlü¤e giren Prof. Zeki Aslanbaflkanl›¤›ndaki Ulusal Gözlemevi Kurulmas› Proje-si 1m’lik bir teleskop da dahil olmak üzere1.750.000 dolarl›k bir bütçeyle DPT den onay al-m›fl, Bak›rl›tepe’de gözlemevi için arazi tahsisi yö-nünde ilk haz›rl›k çal›flmalar›na bafllam›flt›.

1993 Ocak ay›nda Hakk› Ögelman’la birlikteMoskova’ya yapt›¤›m›z ziyarette Raflid Sunyaev,Kazan Devlet Üniversitesi’nin Engelgardt Gözleme-vi’ne ait bir teleskopun Türkiye’ye gönderilerek or-tak kullan›lmas› teklifini getirdi. teleskopun sahibiolan Kazan Devlet Üniversitesi’nden Prof. NailSakhibullin bizimle bu teklifi konuflmak üzereMoskova’ya geldi. Altyap› ve teleskop binalar›,Türkiye’nin, teleskop da Rusya’n›n katk›s› olacakve gözlem zaman› yüzde 40 Türk, yüzde 60 Rustaraf›nca kullan›lacakt›. Bu teleskop eski SovyetlerBirli¤i’nin en büyük teleskop yap›mc›s› LOMO fir-mas›na siparifl edilmifl, bir zaman önce teleskopunyap›m› bitmifl fakat Kazan Üniversitesi’nin teles-kop için gözlemevi yapt›racak imkanlar› olmad›¤›n-dan teslim al›namam›flt›. Rus ve Tatar meslektafl-lar›m›z, Türk astronomlar›n›n yer seçimi sonucun-da belirlemifl olduklar› çok iyi bir gözlem yeri ol-du¤unu biliyorlard› ve Türkiye’nin gözlemevi altya-p›s›n› karfl›lamas› halinde Rus taraf›n›n yüzde 60zaman kullan›m› karfl›l›¤›nda bu teleskopun ülked›fl›na ç›kar›lmas› mümkün olabilecekti. Hakk›Ögelman ile birlikte bu teklife önemli bir f›rsat ola-rak bakt›k. Toplant› notlar› olarak kayda al›nan buteklifi dönüflümüzde Ankara’da TÜB‹TAK Baflkan-l›¤›na ilettik. TÜB‹TAK bu f›rsat› de¤erlendirdi. Bi-lindi¤i gibi, teleskop maliyeti ayna çap›n›n kübüy-le orant›l›d›r, 1,5 metre çap›nda bir teleskop sipa-rifl edilse 1,5-2 milyon dolar kadar fiyat› olacak ve

2 fiubat 2004B‹L‹M veTEKN‹K

TUG’UN Kuve RTT 150

Teleskoserüv

belli bir süre de beklemek gerekecekti. Haz›r birteleskopun gelmesi, Gözlemevi’nin yap›m›na he-men bafllamak için bir gerekçe oldu. Böylece Ra-flid Sunyaev’in yapt›¤› teklifle Ruslarla yüksekenerji astrofizi¤inde giriflilen iflbirli¤inin bir yanürünü olarak gelen 1,5 metrelik teleskop, TÜB‹-TAK Ulusal Gözlemevi’nin kurulmas›n› çabuklaflt›-ran bir katalizör ifllevi gördü. O zamanki hüküme-tin de benimsedi¤i bu politikayla bir sonraki y›ldanitibaren TÜB‹TAK bütçesine gözlemevi yap›m› içinpara kondu ve süratle inflaat tamamlanarak 1997y›l›nda TUG aç›ld›. Bu süreç içerisinde Ulusal Göz-lemevi, bir TÜB‹TAK Enstitüsü olarak kuruldu.

TUG’un fiilen kurulmas›, binalar›n tasar›m› veinflas›, yolun yap›lmas›, teleskoplar›n getirilmesi,kubbelerin montaj›- bunlar›n hepsinde birçok tek-nik ve bürokratik zorlukla karfl›lafl›ld›. Gözlemeviyerseçiminde oldu¤u gibi, bu aflamada da astro-nom ve astrofizikçiler bu problemlerin çözümüneomuz verdiler. Bu sefer hem az say›da insandanoluflan bir TUG yönetici kadrosu, hem de TÜB‹TAKyönetiminin ve Bilim Kurulunun sürekli deste¤ivard›. (Bilim Kurulunda TUG ile özellikle ilgilenendi¤er üye, astronom kökenli Doç. Dr. GünerOmay’d›). TUG Müdürü Prof. Zeki Aslan ve o za-manki TUG Müdür Yard›mc›s› Çukurova Üniversite-sinden Prof. ‹lhami Ye¤ingil ile, o dönemlerdeTUG’un Teknik Komisyonunda görev alan OD-TÜ’den Prof. Ümit K›z›lo¤lu ve Dr. Akif Esende-mir, Ankara Üniversitesinden Dr. Selim Selam veEge Üniversitesinden Dr. Varol Keskin birçok soru-nu izlediler, çözüm ürettiler. Yap›lan ifllere çeflitlisafhalarda baflka astronomlardan da destek geldi.

‹lk önce Utrecht Üniversitesi’nce verilen 40cm’lik teleskopun hikâyesi var. Bu teleskop ‹sviç-re’de Alplerin tepesinde bir küçük köydeydi. Ora-dan sökülmesi, da¤dan afla¤›ya yükleme ve nakli-ye problemleri, Zürih havaalan›ndaki ifllemler, Tür-kiye’ye uçakla gelen teleskopun Bak›rl›tepe’yenakli ifllerinin tümünü tek bafl›na ‹sviçre’ye gidipgerçeklefltiren ODTÜ’den Dr. Akif Esendemir oldu.Bu arada 40 cm’lik teleskopun kubbesi, Ameri-ka’dan Ashdome firmas›ndan siparifl edilmifl, EgeÜniversitesinden Prof. Zeynel Tunca ve Varol Kes-kin, ‹stanbul Üniversitesinden Dr. Tuncay Öz›fl›k,Ankara Üniversitesinden Selim Selam bu kubbeninmontaj aflamas›n› tamamlam›fllard›. 1.5 m’lik te-leskopun ve TUG servis binas›n›n tasar›m› s›ras›n-da Teknik Komisyon mimar Erkan fiahmal› ile bir-likte çal›flarak, astronomi gözlemlerinin özel ge-reksinimi ve pasif ›s›nma sisteminin gelifltirilmesiyönünde ihtiyaçlar› belirledi, tasar›ma yol göster-di, inflaat çal›flmalar›n› izledi. Teleskopun LOMO

St. Petersburg’dan al›n›p, 4 TIR içinde tüm Rus-ya’y› ve karmafl›k bürokratik formaliteleri aflarakKaradeniz’deki Novorossisk liman›ndan Ro-Ro ge-miye yüklenmesi sürecini Kazan Üniversitesindenmeslektafl›m›z Dr. ‹lfan Bikmaev yönlendirdi. Se-lim Selam ve Birol Gürol (Ankara Üniversitesi) TIRlar› Samsun liman›nda teslim ald›lar. Gümrüklemeifllemi Ankara’da yap›ld›. Teleskop parçalar› bir se-ne kadar Akdeniz Üniversitesinde depoland›. Bus›rada Bak›rl›tepe’ye yol yap›m› tamamland›. Bukadar a¤›r yükleri teleskop binas›n›n içine yerlefl-tirecek vinç ve operatör arand›, ilk deneyen firmabaflar›l› olmay›nca bir baflka vinç bulundu, Bak›rl›-tepe’ye ç›kan yolun baz› virajlar› geniflletildi, bir-çok zorlukla teleskopun en a¤›r› 16,5 tonluk ka-ide olmak üzere toplam 60 ton tutan parçalar› bi-nan›n kubbesi henüz konmam›fl tepesinde haz›rla-nan yere birkaç santimlik hata içinde oturtuldu.Bu arada 1,5 m’lik teleskop için kubbe ABD’deObservadome firmas›na ›smarlanm›fl, kubbe ge-miyle ‹zmir’e, sonra TIRla Antalya’ya getirilmifl,Akdeniz Üniversitesi kampüsünde bir süre bekle-dikten sonra parçalar Bak›rl›tepe’ye tafl›n›p, orada1.5 m teleskop binas›n›n d›fl›nda yerde monte edil-miflti. Observadome firmas›n›n Amerika’dan geleniki teknisyeniyle birlikte TUG teknisyenleri DavutY›ld›z ve Ferhat Durak, Akdeniz Üniversitesi’ndenSerdar Özer ve komisyondan Selim Selam h›zla ça-

l›flarak 20 gün içinde montaj› bitirdiler. Vinçlekubbenin kald›r›lmas›, astronom ve teknisyenlerinimeceli ekibiyle kubbenin iplerle yönlendirilmesive yavafl yavafl binan›n tepesine teleskopun üstüneoturtulmas› gerçekten heyecanl› ve sevinçli bir sü-reçti. Paraflüt gibi havada as›l› duran kubbenin re-simlerini çekerken yar›m saat kadar süren bu sü-recin sanki bütün gözlemevi maceras›n›n bir k›sa,sembolik özeti oldu¤unu düflündüm. Bu arada rüz-gâr›n azizli¤iyle kubbe vince çarpt›; alüminyumparçada oluflan bombe neyse ki daha sonra düzel-tildi. Yuvas›na oturtulan kubbenin elektrik ba¤›nt›-lar›, raylar›n motorlar›n ayar› bir süre sonra yeni-den gelen Amerikal›larla birlikte tamamland›.

Bütün zorluklara, zaman zaman insanlar ara-s›nda do¤al olarak baflgösteren anlaflmazl›klarakarfl›n, teknik ifllerin herbirine yetkin insanlar›nomuz vermesi, bilim yapmak, gözlem yapmak he-yecan›yla süren giriflim, yer arama çal›flmalar›ndankurulufl ve iflleyifle kadar Türkiye’deki astronomicamias›n›n ortak bir baflar›s› oldu. Teleskopunodak düzlemine konan ve konacak CCD, spektro-metre gibi aletlerin seçimi, gelifltirilmesi sürecindebüyük ölçüde yol al›nd› ve süreç devam ediyor.

M . A l i A l p a rSabanc› Üniversitesi

Türkiye Bilimler Akademisi

3fiubat 2004 B‹L‹M veTEKN‹K

urulmas›Rus-Türk

oPununveni

Astronomi ve astrofizikte belirli bir yere gel-menin ve geliflimin en önemli koflullar›ndan biriduyarl› gözlemlerin yap›labilmesidir. ‹yi gözlemhem yeni buluntulara hem de bilinenleri çok da-ha derinlemesine incelemeye imkan vermektedir.

Teknolojinin geliflmesi, daha önceleri ancakgörsel kanallarda ulafl›lan nesnelerin/bölgelerinelektromanyetik tayf›n di¤er k›s›mlar›ndada nas›ldavrand›¤›n› izleme imkan› yaratt›. Ancak bu ka-nallar›n gözlenebilmesi ve ekniklerin kullan›labil-mesi için belirli koflullar›n yerine getirilmesi, özeldüzeneklerin kullan›lmas› gerekir. Örne¤in, yük-sek enerji band›nda (x, gama ›fl›n astronomisi) at-mosfer d›fl›na ç›kmak, yani uydular, çok düflükenerji band› (radyo astronomi) içinse özel anten-ler gerekir. Çok yüksek enerjilerse, ancak yer ka-bu¤unun derinlerinde ya da denizlerin alt›nda bü-yük hacimlerde (nötrino astronomisi) ya da üs-tünde büyük (1-10 km2) alanlara yay›lm›fl alg›la-y›c›larla (kozmik parçac›klar) ulafl›lan araflt›rmakonular›d›r.

Bütün bunlar›n yan› s›ra görsel kanallarda ya-pilan gözlemler, geliflen teknolojiyle güncelli¤inikorumaktad›r. Geleneksel yöntemde teleskopodak düzlemine konulmufl olan fotometreyle in-celenmek istenen nesnede olan ›fl›k de¤iflimleriçeflitli görsel dalga boyu aral›klar›nda incelenir.Yine ayn› flekilde odak düzlemine yerlefltirilmiflolan tayfölçer yard›m›yla incelenen nesne/bölge-nin tayf› al›n›r. Odak düzlemine yerlefltirilen fo-to¤raf plaklar› kullan›larak sönük nesnelerin gö-rüntüleri al›n›r. Elde edilen verilerin indirgenme-si ve sonuca ulaflma, uzun zaman al›r. Geliflenteknolojiyle beraber elektronik görüntü ön planaç›kt›. Bu teknolojide CCD (yük ba¤laml› alg›lay›-c›) kullan›larak incelenmek istenen bölge ve nes-nelerin yine çeflitli dalga boylar›nda görüntüleriayr›nt›l› bir flekilde al›nabiliyor. Teleskop ay›rmagücüyle orant›l› olarak gerek konum, gerek par-lakl›k gerekse yayg›n nesneler çok daha duyarl›gözlenebiliyor.

TUG 1,5 mlik teleskopu (RTT150) için, ben-zer teknolojileri kullanan TFOSC (TUG SönükNesne Tayfölçer ve Kamera) 2004 bahar aylar›n-da çal›flmaya bafll›yacak. TFOSC, görüntüleme veçeflitli çözünürlülükte tayf alabilme özelliklerinesahip. Sistemin temel parçalar›, kalibrasyon biri-mi, tayfölçer ve kamera olarak özetlenebilir. Ta-sar›m olarak "Odak ‹ndirgeme Çarpanl›" olan sis-tem RTT150 teleskopu f/7,7 oda¤›na göre tasar-lanm›flt›r. ‹ndirgeme oran› 0,58 oldu¤undan et-kin görüntü alan› geniflli¤i 13,6 yay daki-kas›d›r. 1,5-2 m s›n›f› teleskoplar için ide-al olan sistem CUO (Kopenhag ÜniversitesiGözlemevi) taraf›ndan yap›lan FOSC serisisistemlerin onuncusudur. Optik tasar›mFISBA, ‹svicre; optik a¤larsa RichardsonGrating Lab., ABD taraf›ndan yap›lm›flt›r.

Çok amaçl› olan sistemle genifl alandaçeflitli filtreler kullan›larak görüntü al›nabi-lir. Gerek tek nesne gerekse görüntü ala-n›ndaki bir çok nesnenin tayf› ayn› anda(Çok Nesneli Tayf) olmak üzere, de¤iflikdalgaboyu ay›rma gücü kullanarak tayf ça-l›fl›labilir. Tayfölçer düzeninde odak düzle-

mine yerleflmifl olan aç›kl›k tekerle¤i yard›m›yla0,8-20 yay saniyesi genifllikte girifl aç›kl›¤› o an-ki görüfl durumu ve yap›lmas› düflünülen gözlemçeflidine göre seçilir. ‹stenilen ay›rma gücü ve ba-k›lmas› düflünülen dalga boyu aral›¤› yine optikyol üzerinde olan 2 adet tekerlek üzerinde yeralan çeflitli optik a¤lar (grizm) yard›m›yla seçile-rek poz süresi ayarlan›r ve tayf CCD kamera üze-rine kaydedilir. Görüntü çal›flmas› düzenindeysebu tekerleklerin aç›k olan konumlar› kullani›l›r.Her iki çal›flma durumunda çal›fl›lacak dalga bo-yu bölgesi filtre tekerlekleri üzerine yerlefltirilmiflolan filtrelerle seçilebilir.

TFOSC temelde düflük ve orta dalga boyuay›rma gücü olan bir sistem olarak adland›r›labi-lir. Çeflitli ay›rma güçleri için de¤iflik optik a¤lar(grizm) kullan›lmaktad›r. Grizm, basit olarak birprizma üzerine yap›flt›r›lm›fl saç›n›m a¤›d›r.

TFOSC tayfölçer, 2 adeti "Echelle" olmak üzere,9 grizmle mavi dalga boylar›ndan k›rm›z›ya ka-dar çeflitli ay›rma güçlerinde çal›flma imkan› sa¤-lar. Ölçülen dalga boylar›n›n sa¤l›kl› ve do¤ru ka-librasyonu için 4 adet tayf lambas› ("hollow" ka-tot Fe/Ar ya da Cu/Ar, iki Osram tayf lambas›(He ve Ne) ve bir halojen lamba) ile toplay›c› veoptik grubundan oluflan kalibrasyon birimi ikincionemli birimdir.

TFOSC un hem tayfölçer taraf›ndan kullan›lanhemde görüntüleme düzeninin son önemli parça-s› CCD kamerad›r. Kamera optik alg›lay›c›, gerek-li kontrol elektroni¤i ve termos sistemindenoluflmaktad›r. En önemli olan parça optik alg›la-y›c›, 15x15 mikrometre ölçülerinde 2048x2048piksel format›nda, ön ayd›nlatmal› CCD yongas›-d›r. Astronomik amaçlarla kullan›lan tipik alg›la-y›c›larda oldu¤u gibi, en hassas oldu¤u dalgaboylar›nda %95 dolay›nda etkinli¤e sahip, yaniüzerine düflen 100 fotondan 95 tanesini yakala-ma özelli¤indedir. Elektronik gürültünün azalt›-labilmesi için termos içinde s›v› azotla so¤utula-rak (-110 °C, daha düflük s›cakl›klarda Si yongafonksiyon kayb›na u¤rar) kullan›m gereklidir.3x3 cm boyutlar›ndaki yongan›n kal›nl›¤›ysa 18mikrometre. Yans›malara mani olmak ve etkinli-¤ini art›rmak için yap›lm›fl olan kaplama (hafni-um oksit) ise, mavi dalga boylar›nda daha etkinolarak tasarlanm›flt›r. Bu Si yongan›n k›rm›z› dal-gaboylar›na olan a¤›rl›kl› etkinli¤ini dengelemek

için gerekli bir ifllem ve görünürbölgede %90 üzeri bir etkinlik sa¤-lar.

Aletin bütün çal›flmas›, filtre te-kerleklerinin hareketi, optik a¤la-r›n secimi ve kontrolü, tayf lamba-lar›n›n güç kaynaklar›n›n kontrolüve CCD elektroni¤inin çal›flmas›ylaveri al›onmas› uzaktan kontrolluolarak yap›labilmektedir.

Ü m i t K › z › l o ¤ l u ODTÜ - Fizik Bölümü

(http://www.tug.tubitak.gov.tr/aletler/TFOSC/)


YILDIZ IfiI⁄INI ALGILAMAKAra Birim

Kalibrasyon Birimi

CCD Kamera

Odak Düzlemi

Optik Eksen

Tayfölçer

Fairchild E7256W4D5-Mavi AR Kaplama

Dalgaboyu (nm)

Etki

nlik

Y›ld›zlararas› ortam, y›ld›zlar›n, gökadalar›n vedolay›s›yla evrenin geliflmesinde çok önemli rol oy-nar. Y›ld›zlar, bu ortamdaki maddeyi kullanarak do-¤arlar, yaflamlar› boyunca y›ld›zlararas› ortamaelektromanyetik radyasyon fleklinde enerji yayarlar.Öldüklerinde, hafif y›ld›zlar sakin bir flekilde d›fl ka-buklar›n› bulutsu olarak ortama b›rak›rlar, a¤›r y›l-d›zlarsa dramatik süpernova patlamas›yla, y›ld›zla-raras› ortamdan ald›klar›n›, madde ve enerji fleklin-de ortama geri verirler. Y›ld›zlararas› ortama dönenmadde, y›ld›zlarda nükleer yanmayla oluflmufl oldu-¤undan, a¤›r elementler yönünden daha zengindir.Bu zenginleflmifl madde, yeniden do¤acak y›ld›zlariçin materyel oluflturur. Göreceli olarak daha a¤›rmaddeden oluflan yeni kuflak y›ld›zlar, daha de¤iflikdavran›rlar. Do¤ufl, yaflam, ölüm ve yeniden do¤ufl-tan oluflan bu dönüflüm, %100 verimli de¤ildir. Pat-lama sonucunda ç›kan maddenin bir k›sm› beyaz cü-ce, nötron y›ld›z› ya da karadelik gibi küçük ve s›-k›flm›fl gök cisimleri taraf›ndan hapsedilir. Bu ne-denle, y›ld›zlararas› ortamdaki madde zamanla aza-l›r; gökadalar›n ve evrenin kimyasal evrimi de budönüflüm fleklinde devam eder. A¤›r elementlerinço¤almas› da gezegenlerin, Dünyam›z› oluflturan ha-va, su, toprak, kaya gibi maddelerin ve en sonundada canl› organizmalar›n oluflmas›n› sa¤lar.

Yukar›da özetledi¤imiz dönüflümde en az anlafl›-lan ve hakk›nda en az fley bilinen k›s›m, y›ld›zlara-ras› ortamd›r. Bu ortam›n ana bilefleni tan›mlanm›fl-t›r fakat yap›s› ve gökadam›z içerisinde nas›l da¤›l-d›¤› büyük oranda bilinmemektedir. Tüm evreninyap›s›nda oldu¤u gibi içinde yaflad›¤›m›z Samanyo-lu Gökadas›nda da gözledi¤imiz madde, say›sal ola-rak, %90 oran›nda hidrojen, %10 oran›nda helyumve çok az miktarda da a¤›r elementlerden oluflur.Y›ld›zlararas› ortamda do¤al gazlar›n (H I, O I, N Igibi- H I hidrojenin birinci durumu, yani iyonlaflma-m›fl, yüksüz hidrojen atomu demektir) ve iyonizegazlar›n (H II, O II, N II gibi- bunlar da bir elektronkaybetmifl yani + 1 yük tafl›yan iyonlard›r) çeflitli ne-denlerle yayd›klar› çizgi ›fl›malar çok sönüktür. Fa-kat bu sönük çizgiler, ortam hakk›nda çok önemlibilgiler içerirler. Bu çizgiler incelenerek gazlar›n yo-¤unlu¤u, s›cakl›klar›, da¤›l›m› ve hareketleri incele-nir. Örnek olarak H II bölgelerini incelemek için HII’nin ›fl›n›m yapt›¤› sönük H_ çizgisi gözlenir.

Böyle sönük çizgileri gözleyebilmek için, yüksekay›rma gücünde verimli çal›flan tayfölçerleri kullan-

mak gerekir. Fabry-Perot giriflim sistemi kullanantayfölçerler bunu yapabilecek hassasiyette tayföl-çerlerdir. Çok duyarl› olan bu tayfölçerlerden bir ta-nesi, Wisconsin/Madison Üniversitesi’nin gelifltirdi-¤i, WHAM (Wisconsin H-alpha Mapper- WisconsinH-alfa Haritalay›c›) ad›yla bilinen ve Amerika’da KittPeak Ulusal Gözlemevi’ne kurulan sistemdir.WHAM bir derecelik aç›sal görüfl alan› ölçe¤inde y›l-d›zlararas› ortamdaki H II bölgelerini haritalam›flt›rve çal›flmalar devam etmektedir. Bizim yapt›¤›m›zve DEFPOS (Dual Etalon Fabry-Perot Optical spect-rometer – Çift etalonlu Fabry-Perot Optik Tayfölçe-ri) ad›yla bilinen hassas tayfölçerse, TUG’a kurul-mufl ve y›ld›zlararas› ortamda baz› önemli bölgeleri,WHAM’den çok daha hassas olarak, dört dakikal›k(1 dakika = 1/60 derecedir) bir aç›sal görüfl alan›ölçe¤inde inceleyecektir. DEFPOS sisteminde alg›la-y›c› olarak CCD kullan›lmaktad›r. CCD teknolojisi-nin h›zla geliflmesi ve yayg›nlaflmas›, DEFPOS tipisistemlerin daha verimli çal›flmas›n› sa¤lam›flt›r. Es-kiden kullan›lan fotokatland›r›c› tüplerle altm›fl da-kikada al›nan bir H_ tayf›, CCD kullan›ld›¤›nda birdakikada al›nabilmektedir. Bu nedenle de fotokat-land›r›c› alg›lay›c›larla yap›lam›yan çal›flmalar CCDile yap›l›r duruma gelmifltir. fiekil-1a’da DEFPOS’unbir resmi ve çizimi verilmektedir. fiekilden görüldü-¤ü gibi baflucu (zenit) yönünden gelen ›fl›n›m için-den parazit ›fl›¤› yoketmek ve H_ ›fl›n›m›n› geçirmekiçin bir H_ filtresi kullan›lmaktad›r. Filtreden geçen›fl›n›m iki tane Fabry-Perot (FP1 ve FP2) giriflim ay-

g›t›ndan geçerek tayf›naayr›lmakta ve tayf birmercek yard›m›yla CCDüzerine odaklanmaktad›r.

DEFPOS, öncelikle H_ve daha sonra y›ld›zlarara-s› ortamdaki di¤er madde-lerin sönük çizgilerini in-celemek için tasarlananTürk mal› bir tayfölçerdir.DEFPOS, TUG’da bulunan150 cm’lik teleskopun co-ude ç›k›fl›nda kullan›lmakamac›yla yap›lm›flt›r. Fa-kat teleskopun coude ç›k›-fl› henüz çal›flmad›¤›ndan,tayfölçer bir y›ldan beriTUG’da 150 cm’lik teles-kop binas›n›n bir odas›n-da, tavanda bulunan biraç›kl›ktan baflucu yönüne

bakarak gözlem yapmaktad›r. Teleskopa ba¤lanma-d›¤› için DEFPOS’un görüfl aç›s› ölçe¤i 4,76 derece-dir. Tayfölçerle ilk gözlem 30 Kas›m 2002 gecesiyap›lm›flt›r. Bir y›l içerisinde 37 gece gözlem yap›l-m›fl ve 545 de¤iflik bölgeden H_ tayf› al›nm›fl ve ve-rilerin bir k›sm›n›n indirgeme ifllemleri tamamlan-m›flt›r. Tayf üç farkl› yap›dan oluflmaktad›r (kesikliçizgiler). Birinci ve üçüncü yap› gökadam›zdaki göz-lenen yöndeki HII bölgelerinden kaynaklanan yap›-lar› göstermektedir. Ortadaki yap› da (2) dünya at-mosferinde bulunan hidrojenden kaynaklanmakta-d›r. Grafikte yatay eksen h›z›, dikey eksense ›fl›mafliddetini göstermektedir. fiekilden görüldü¤ü gibigözlenen yap›lardan soldaki (1) gözlem an›nda Du-ra¤an Yerel Standart’a (LSR) 62 km/s h›zla yaklafl-makta sa¤daki (3) çizgiyse 30 km/sn h›zla uzaklafl-maktad›r. Baflucu bölgesinde atmosferimizde bulu-nan hidrojen bögesiyse LSR’a 28 km/s h›zla yaklafl-maktad›r. Hareket bilgileri gibi s›cakl›k, yo¤unlukvb. bilgileri de elde edilen tayflardan ç›kar›labilmek-tedir.

Görüldü¤ü gibi gökadalar›n ve y›ld›zlar›n oluflu-mu, bunlar›n yaflamlar› ve davran›fllar›, y›ld›zlarara-s› ortamdaki madde da¤›l›m›yla yak›ndan ilgilidir.Y›ld›zlararas› ortamdaki maddelerin ço¤unlu¤unuhidrojen ve iyonize hidrojen oluflturur. Dolay›s›yla,bu ortamdaki iyonize hidrojen yo¤unlu¤unun, s›cak-l›¤›n›n ve hareketinin hassas bir flekilde ölçülmesigüncel ve önemli araflt›rmalardan birisidir. Bu ne-denle haz›rlad›¤›m›z DEFPOS’la gözlemlerimiz de-vam edecektir. Tayfölçeri 150 cm’lik teleskopla bir-likte kullanmaya bafllad›¤›m›zda, gökadam›zda ya-paca¤›m›z detayl› çal›flmalarla y›ld›zlararas› madde-nin do¤as›n› daha iyi anlayaca¤›z. Bu bilgiler evre-nin ve içerisindeki y›ld›zlar›n, gökadalar›n ve kendi-sinin evrimini daha iyi anlamam›za yard›mc› olacak-t›r: nereden gelip nereye gitti¤imiz konusu aç›kl›¤akavuflacakt›r.

DEFPOS, TUG, 1.5m’lik teleskopun odak düzle-mi aletlerinden biridir. DEFPOS çal›flmas›, Çukuro-va Üniversitesi, Ortado¤u Teknik Üniversitesi, Sa-banc› Üniversitesi, TUG ve TÜB‹TAK taraf›ndan des-teklenmektedir.WHAM NSF taraf›ndan desteklenmektedir. DEFPOS ile ilgili web ad-

resleri: http://astroa.physics.metu.edu.tr/defpos/hometr.html ve

http://www.tug.tubitak.gov.tr

‹ l h a m i Y e ¤ i n g i lÇukurova Üniversitesi Fizik Bölümü


DEFPOS DEFPOS’un resmi veçizimi. Baflucu (zenit)yönünden gelen ›fl›ktayfölçerden geçerek tayf›oluflturmakta ve tayf CCDüzerine odaklanmaktad›r.Tavanda (a) görülen beyazboru baflucu yönündekiaç›kl›¤›n devam›d›r.Tayfölçerin içerisinde filtreve Fabry-Perot giriflimayg›tlar› aç›kçagörülmektedir. Alttaparlayan alüminyum kapCCD’nin so¤utma kab›d›r(dewar).

fiekil-2-Gökadam›zdaki HII bölgesindeki vedünyaatmosferindekiatomikhidrojendenkaynaklanan H_çizgilerinin CCDüzerindeoluflturdu¤ugörüntü (a). CCDgörüntüsündenelde edilen tayf(b). Tayfta üçfarkl› yap› aç›kçagörülmektedir: 1ve 3Gökadam›zdaki H

II yap›lar›n›, 2 ise dünya atmosferindeki hidrojen yap›s›n› göstermektedir. Tayf›n (b) alt›nda bulunan kutudaki noktalardeney-sel noktalarla bu noktalara uydurulan e¤ri aras›ndaki fark› göstermektedir.

BAfiUCU

Hα Filtresi

FP1

FP2

KameraMerce¤i

CCD

‹nsano¤lunun bafl›n› yukar›ya kald›r›p, gökci-simlerini, gökolaylar›n› izlemeye bafllad›¤› ilkgünlerden bu yana oldukça uzun zaman geçti. Busüre içersinde geliflmelerin ivmelenmesini sa¤la-yan baz› olaylar, kifliler Gökbilimine yönvermifl-tir. Herfleye karfl›n, bugünkü düzeye ulafl›lmas›n-daki en büyük pay, geçmiflten gelen bilgi birikim-lerinin yan›s›ra, son 50-70 y›l içerisindeki bilgisa-yar ve teknolojideki çok h›zl› geliflmelerdir. An-cak unutulmamas› gereken en önemli konu, yenibilgilerin, önceki bilgi birikimlerinin üzerlerindeyefleriyor olmas›d›r. Bu anlamda düflünürsek küt-le çekimi, birbirlerini çekimsel olarak etkileyeniki cismin devinimleri, havai fiflekler gibiyüzy›llar önce çözümlenmifl bilgi biri-kimleri, uzaya ç›kabilmek için te-mel oluflturmufltur.

Hubble Uzay Teleskopu(HUT), bugün hâlâ çok duyarl›gözlemler yap›yor ve bu gözle-nenlerle ilgili bilgi da¤arc›¤›-m›z h›zla geniflliyor. Örne¤in,May›s 1998’de gönderdi¤i bil-gilerle ilk kez Günefl d›fl›ndakibir y›ld›z etraf›nda olas› bir ge-zegen oluflumu görüntülenmifl-ti... Buna benzer daha birçok ko-nuda HUT ile edinilen bilgiler, astro-fizik alan›nda büyük ölçüde geliflme veh›zla ilerlemeye neden olmufltur ve olmak-tad›r. Ancak, HUT; bir uzay arac›yla yörüngeyeoturtulmufl olan, çok amaçl› ölçü ve gözlem ola-naklar›yla donat›lm›fl bir aynal› teleskoptur. Geç-miflte, gökbilimin geliflme sürecinde teleskopunbulunuflu ve onun gökyüzüne yönlendirilifli HUTiçin bafllang›ç oluflturmufltur. Baflka bir deyiflle,bugün, HUT’a ulaflan sürecin bafllang›c›, telesko-pun 1600’lü y›llarda bulunufluna dayanmaktad›r.

TTeelleesskkooppuunn BBuulluunnuuflfluu -- TTaarriihhsseell GGeelliiflfliimmii15. yüzy›l›n ortalar›na gelindi¤inde bir mer-

cekten oluflan büyüteçler, özellikle do¤a bilimci-leri taraf›ndan mercekli mikroskoplar, gözlüklerkullan›lmaktayd›. 1590–1609 y›llar› aras›nday-sa, iki ya da daha fazla merce¤in birarada kulla-

n›lmas› çal›flmalar› yap›lmaya baflland›. 1590 y›-l›n›n Ekim ay›nda, Hollandal› Hans Jansen, çokyak›ndan bakarak herhangi bir cismin görüntüsü-nü, yüzlerce kez büyütebilen iki mercekli ilk ilkelmikroskobu bulmufltu. Bu bulufl sayesinde özel-likle dirimbilimde (biyolojide) çok h›zl› bilgi biri-kimi bafllam›flt›. 1608 y›l›n›n Ekim ay›nda Hollan-dal› gözlükçü Jan Lippersheyse çok uzaktaki ci-simleri sanki burnunuzun dibindeymifl gibi göste-ren, iki mercek kullanarak yapt›¤› bir gözlem ale-tinin patentini alm›flt›. Lippershey, bu ilk dürbü-nü Hollanda Kral›’na hediye etmiflti. Öncelikle as-keri amaçlara hizmet etmifl olan bu alet daha

sonra baflka amaçlarla kullan›lmaya bafllan-m›flt›.

Galilei Galileo, May›s 1609’da ‹tal-ya’da bu buluflu ö¤renmiflti. 1601 y›-l›nda ölen Tycho Brahe ve önceki ast-ronomlar›n, ç›plak gözle (baflka birgözlem arac› kullanmaks›z›n) yap›-lan gözlemlere dayal› bulufllar›, ku-ramlar› vard›. Ç›plak gözle ve alet-siz yap›lan gözlemlerin duyarl›l›¤›yeterli de¤ildi. Kifliye ba¤›ml› hata-lar da çoktu. Galileo, bu durumda,

akl›na geleni uygulam›fl ve biri yak›n-sak, di¤eri ›raksak olan iki mercekten

oluflan kendi yapt›-¤› bir gözlem aletini

(17. yüzy›l›n “bilimseldevrim”i olarak adland›r›-lan ve temel bilimsel alet-lerden birisi olan ilk teles-kop) Padua kentinde gök-yüzüne çevirmiflti.. ‹lk ola-rak Ay’a bakt›¤›nda sonuçmükemmel olmufltu. Gökci-simlerinin ve evrenin ince-lenmesinde insan alg›lama-s› yerini gözlem aletlerineb›rak›yordu.

Galileo’nun bu ilk göz-lemleri sonras›nda, o günedek ortaya konulan bilgilerde¤iflmeye bafllam›flt› bile.

Ay, hiç de san›ld›¤› gibi dümdüz de¤ildi. Çukur-lar, tepeler belirgin bir flekilde görünüyordu. Builk gözlem sonras›nda, Ay’›n “kusursuz küreselyap›da “ oldu¤u fleklindeki varsay›mlar bir anday›k›lm›flt›. Galileo, daha sonra Merkür, Venüs veJüpiter’e bakt›, ilk ikisinin Ay gibi evreler göster-diklerini belirledi. Ancak bu ilk gözlemler içer-isinde en kal›c› olan›ysa, Jüpiter’in etraf›nda do-lanan dört uydusunun (bugün bilinenler içinde enparlak olan dört uydu) bulunuflu olmufltur. Bunedenle bu dört uyduya “ Galileo Uydular› “ de-nilmektedir.

Galileo’nun teleskopuyla elde edilen görüntü-ler çarp›c› olmalar›na karfl›n net de¤illerdi verenklenmeler oluyordu. Daha sonralar›, gezegenhareketleriyle ilgili üç temel yasay› ortaya koya-cak olan Johannes Kepler, optik bilgisini kullana-rak 1611 y›l›nda Galileo’nun teleskopundaki ba-z› hatalar›n giderilmesini sa¤lam›flt›r. Kepler, ye-ni teleskopta Galileo’dan farkl› olarak herikisi deyak›nsak olan iki mercek kullanm›flt›.

1637 y›l›nda, Descartes, küresel yüzeyli mer-ceklerin kullan›lmas›yla elde edilen görüntülerdebaz› sap›nçlar›n (bozukluklar›n) olufltu¤unu belir-lemifl ve Dioptrique (›fl›k k›r›lmas›) adl› eserindebu sap›nçlar›n giderilmesi için çözümler önermifl-tir.

1650 y›l›na gelindi¤inde teleskoplar›n boyla-r›, odak uzakl›klar›na ba¤l› olarak 180 cm civar›-na ulaflm›flt›.

Ayn› y›lda, C. Huygens mercekler üzerindeyap›lan ifllemleri gelifltirerek daha duyarl› halegetirmiflti ve uzun odak uzakl›¤›n›n avantajlar›n›ortaya koyarak 1655 y›l›nda 365 cm odak uzak-l›¤› olan teleskop yapm›flt›. Bu yeni teleskoplaSatürn’ün en büyük uydusu olan Titan’› belirle-mifltir. Bir sonraki teleskopsa, yaklafl›k 7 metreuzunlukta ve 70 cm çapl› merce¤i olan bir teles-kop olmufltur.

1663 y›l›ndaysa, James Gregory, küresel biraynayla ›fl›¤› yans›tmay›, yans›yan ›fl›nlar› ikincibir tümsek aynayla geriye do¤ru yönlendirmeyi,birinci aynan›n ortas›nda b›rak›lacak boflluktanarka tarafa geçmesini ka¤›t üzerinde tasarlam›fl,ortaya koymufltur. O y›llarda ayna yap›m teknolo-jisi olmad›¤› için yap›lmas› gerçekleflememifltir.

Sir Isaac Newton, 1671 y›l›nda, renklenmeyapmayan (renkseme sap›n-c› olmayan – renksemez) ilkaynal› teleskopu yapm›flt›r.Çap› 5 cm olan metal aynakullan›larak yap›lm›fl bu ilkaynal› teleskop 38 kat bü-yütmekteydi. Newton, Gre-gory’nin tasarlad›¤› kurgu-da bir de¤ifliklik yapm›fl, bi-rinci-büyük küresel aynadanç›kan ›fl›nlar› ikinci-küçük-tümsek aynayla tekrar geri-ye yans›tmak yerine, birinciaynadan yans›d›ktan sonraikinci bir düzlem aynayla te-leskopun yan›ndan d›flar›yaç›kartm›flt›r.

1672 y›l›nda, Frans›z bi-


Teleskoplar

limadam› M. Cassegrain, Gregory’nin ta-sarlad›¤› kurgudan yola ç›karak birinciçukur aynadan yans›yan ›fl›¤›, ikinci tüm-sek aynayla geriye yans›tm›fl, birinci ay-nan›n ortas›ndaki aç›kl›ktan d›flar›ya ç›-kartm›flt›r.

Bugün kullan›lan teleskoplar, kurgu-sunu ilk tasarlayan kiflinin ad›yla an›l›r.Cassegrain türü, Newton türü.... gibi.

1722 y›l›na kadar mercekli teleskop-larda büyümeler sürmüfl, boyu 45–60 maras›nda olan mercekli teleskoplar kulla-n›lm›flt›r. Teleskopun boyu uzad›¤›nda,mercek çap› büyüdü¤ünde sorunlar vegüçlükler çok h›zl› artm›flt›r.

1700’lü y›llar›n sonlar›na do¤ru LickGözlemevi’nde 91 cm’lik ve Yerkes Göz-lemevi’ndeyse 102 cm’lik mercekli teleskoplarkullan›lmaya baflland›. Ancak, mercekler büyü-dükçe teleskoplar çok uzun ve a¤›r oluyordu,güçlükle kullan›labiliyordu.

Sir William Herschell, 1781 y›l›nda çap› 18cm olan aynal› bir teleskop yapm›fl ve o güne ka-dar varl›¤› saptanamam›fl olan Uranüs gezegeni-ni ilk kez gözlemlemifltir. Bu heyecan verici bu-lufl sonras›nda, teleskoplar›n kullan›m› yayg›nlafl-m›fl ve bunun do¤al sonucu geliflmeler daha h›z-l› olmufltur. Bunun en güzel örne¤i olarak Willi-am Herschell 1789 y›l›nda, 122 cm çapl›, yakla-fl›k 12.5 metre uzunlu¤unda bir aynal› teleskopyapm›flt›r. Aynal› teleskoplarda ›fl›k k›r›lmas› verenklenmenin olmay›fl›, merceklerdeki so¤urma-n›n ortadan kalkm›fl olmas›, bu y›llarda aynal› te-leskoplar› merceklilere üstün k›lmaya bafllam›fl-t›r.

1668 den sonra metal aynalar kullan›lagel-mifl, 1800 lü y›llardaysa üzeri gümüfl kapl› cam-lar kullan›lmaya bafllanm›flt›r. Günümüzdeyse da-

ha çok üzeri alüminyum kapl› ve çok özel ifllem-ler sonucu çok duyarl› cam aynalar kullan›lmak-tad›r.

12.5 m odak uzakl›¤›na sahip, 1789 y›l›ndadünyan›n en büyük teleskopu, Slough – ‹ngilte-re’de Sir W. Hershell taraf›ndan yap›lm›fl..

Böylece, teleskoplar, bulunuflundan sonrakidönemlerde, de¤iflik amaçlara yan›t verebilecekflekilde, de¤ifliklere u¤rayarak daha verimli, dahakullan›fll› hale getirilmifltir. Teknoloji ve bilgisa-yar konusundaki geliflmeler, teleskoplardaki de-¤iflimi, geliflimi çok fazla h›zland›rm›flt›r. Günü-müzde kullan›lmakta olan ve kurulmakta olan enbüyük teleskoplar bu sürecin ulaflt›¤› sonuçlard›r.

ABD’de California eyaletindeki Palomar Göz-lemevi’ndeki ayna çap› 5 metre olan Hale Teles-kopu, 1950 y›l›ndan beri kullan›lmaktad›r. Tekparça cam aynadan yap›lm›fl dünyan›n en büyükteleskopuysa 1976 y›l›nda Rusya’n›n Kafkas da¤-lar›nda kurulan (Zalençunskaya) Rus Teleskopu-dur. Ayna çap› 6 metre olan bu teleskop çeflitlinedenlerle Hale teleskopu kadar verimli kullan›-

lamamaktad›r. Günümüzdeyse daha bü-yük teleskoplar›n yap›m›, kurulmas› sür-dürülmektedir. Örne¤in: sekizgen ayna-lar kullan›larak petek fleklinde yap›lançap› 10 metre olan ikiz KECK teleskopla-r› Hawaii adas›nda kurulmufltur

ESO’nun fiili’ye kurdu¤u, herbirininayna çap› 8,2 metre olan dört teleskop,güdümlü çal›flt›¤›nda çok daha büyük ay-na çapl› tek bir teleskop gibi ifllev yapa-cakt›r. ABD’de de bu tür çal›flmalar sür-mektedir. Bunlara iki örnek: ABD’deTeksas eyaletine kurulacak olan çok par-çal› 11 metre çapl› teleskopla Arizona’yakurulacak olan 8,4 metre çapl› teleskop-tur. Öte yandan 5 ülkenin ortak projesiolarak 8 metre çapl› iki teleskop fiili ve

Hawaii’ye kurulmaktad›r. Japonlar›n yapacaklar›8,2 metrelik teleskoplar›n› Hawaii’ye kurma tasa-r›lar›n›n yan›s›ra, ‹spanya’n›n Kanarya Adalar›’na10 metre çapl› bir teleskop için uluslararas› ça-l›flmala da sürmektedir.

Yerkonufllu bu büyük teleskoplar›n ifllevleri,yapabilecekleri çal›flmalar yer atmosferi nedeniy-le s›n›rl› kalmaktad›r. Bu denli büyük teleskopla-r›n yapabilece¤i gözlemleri, atmosfer d›fl›na ko-nuflland›r›lm›fl daha küçük teleskoplar da yapabi-lir. Bu amaçla, 1995 y›l›nda Yer çevresinde bü-yük bir yörüngeye oturtulmufl olan Hubble UzayTeleskopu’nun ayna çap› 2,4 metre olmas›nakarfl›n daha iyi ifller baflarm›flt›r ve baflarmaya dadevam etmektedir. Ancak böylesi bir projenin dekendine özgü parasal boyutlar›n›n yan›s›ra kur-ma, denetim ve kullan›m zorluklar› vard›r.

P r o f . D r . Z e y n e l T u n c aTÜB‹TAK Ulusal Gözlemevi,

Ege Üniv. Astronomi ve Uzay Bilimleri Böl.


Gözümüzü gökyüzüne çevirdi¤imizde görebile-ceklerimiz s›n›rl›d›r. Büyüklükler, yak›nl›klar, par-lakl›klar hep s›n›rl›d›r. Belirli bir uzakl›ktan son-ra, birbirine yak›n olan iki cismi ayr›k göremeyiz.Parlakl›¤› belirli bir düzeyden daha azsa, bir bafl-ka deyiflle sönükse göremeyiz, alg›layamay›z. Bo-yutu belirli bir de¤erden küçük olanlar› gözleye-meyiz. Tüm bunlarda, gözümüzün yeteneklerinink›s›tl› olmas› yatmaktad›r. Gözümüzün yetenekle-rinin yeterli olmad›¤› durumlarda, daha sönükolan› görebilmek, daha büyük görebilmek, dahaiyi ay›rdetmek için dürbün, teleskop gibi çok da-ha üstün gözlem yeteneklerine sahip gözlem araç-lar› kullan›r›z. E¤er bir gözlemde teleskopumuzda yetersiz kal›yorsa daha yetenekli bir teleskopgerekiyor demektir. Ancak, teleskoptan bakangözümüzün yerine geliflmifl al›c›lar konuldu¤undaçok daha ileri düzeyde gözlem yapabiliyoruz, göz-lem verilerini biriktirebiliyor, sakl›yabiliyoruz.

Bütün bunlara karfl›n, büyüklükleri ne olursaolsun tüm teleskoplar›n ifllevleri ayn›d›r.

1- Ifl›¤› bir noktada toplamak (odaklamak)Daha çok ›fl›k toplamak istiyorsan›z bu kez te-

leskopunuzun birinci merce¤i (objektif) ya da bi-rinci aynas›n›n çap› (teleskop aç›kl›¤›) büyük ol-mal›d›r. Teleskop aç›kl›¤›n›n artmas›yla daha sö-nük y›ld›zlar› görebilecek kadar ›fl›k toplayabiliriz,

ancak bu kez karfl›m›za, çok büyük boyutlu teles-koplar, onu tafl›yan çok büyük gövde, bunlara uy-gun koruyucu kubbeler gerekecektir. Büyük a¤›r-l›klar, oylumlar nedeniyle, denge sorunlar› ç›kabi-lecektir. Do¤ald›r ki bu, daha fazla yat›r›m ve ifl-letim giderleri anlam›ndad›r. Bu nedenle, çok bü-yük teleskop yerine, yapmak istedi¤imiz için ge-rekli ve yeter bir teleskop edinmek daha do¤ruolur. Gökcisimlerini incelemek istiyorsak telesko-pumuzun odak noktas›nda toplad›¤› ›fl›¤› inceleye-cek Odak Düzlemi Al›c›lar› gereklidir. Yaln›zcagörmek istiyorsan›z, al›c›n›z gözünüz olacakt›r.Foto¤raf çekmek için foto¤raf makinan›z al›c›n›z-d›r. De¤iflik gözlem aletleri (tayfçekerler, ›fl›köl-çerler, yüksek erke ›fl›n›m› al›c›lar›, vb.) al›c›larodak arkas›na tak›larak cismimiz de¤iflik aç›lar-dan incelenebilir. Bu konu, Gözlem Türleri içer-sinde ele al›nacakt›r.

Teleskoplar›n, daha önemli olan bir ifllevleridaha vard›r: Gözlem yap›lan süre boyunca, y›ld›z-lar gökyüzünde do¤udan bat›ya do¤ru günlük gö-rünür hareketlerini yapacaklard›r. Y›ld›zlar› sürek-li gözlemek durumunda oldu¤umuza göre, teles-kopumuz sürekli olarak gözledi¤imiz y›ld›za yöne-lik olmal›d›r. Buna göre, teleskoplar›n ikinci anaifllevleri de:

2- Gözlem süresince gözlenen y›ld›z› (gökcis-

mini) izlemektir.Sabit bir teleskopla bakt›¤›m›zda y›ld›z›n gö-

rüntüsünün odak düzleminde bir yöne do¤ru ha-reket etti¤ini, kayma yapt›¤›n› görürüz. Bu, Yer’indönme hareketinden kaynaklanan bir sonuçtur.Bir y›ld›z› (gökcismini) odak düzleminde uzun sü-re ayn› yerde görmek istedi¤imizde, teleskoplaraYer’in dönmesinin tersi yönünde ve eflit h›zda birdönme hareketi yapt›r›l›r. Teleskopun yapaca¤›dönme hareketinin ekseni, yerin dönme eksenineparalel olmak zorundad›r. Baflka bir deyiflle, teles-kopun dönme ekseni, Gök Uçlak noktalar›ndangeçmelidir.

Bunu sa¤lamaya yönelik farkl› teleskop kurgu-lar› vard›r. Bu kurgularda amaç y›ld›z› izlemektir.Ancak, telekoplar›n hareketleri bilgisayarlarla du-yarl› olarak denetlendi¤i ve yönlendirildi¤i için,farkl› kurgular da ayni ifllevi yerine getirebilmek-tedir.

Teleskoplar›n bu iki ifllevinden birincisi optik,ikincisiyse mekanik konusudur. Bu nedenle, teles-koplar›n incelenmesini de bu iki ayr› konuda yap-mam›z gerekecektir.

- Optik yap›s›na ba¤l› olarak Teleskoplar›nTürleri

- Y›ld›z› izlemesi esas›na dayal›, mekanik yap›olarak Teleskoplar›n Kurgular›

Teleskoplar›n Çal›flma ‹lkeleri

Gökcisimlerinden bize ulaflan görünür ›fl›¤› in-celemeyi amaçlad›¤›m›za göre, kullanaca¤›m›z te-leskoplar da, elektromanyetik tayf›n, gözümüzünde duyarl› oldu¤u Görsel Bölge – Optik Penceredenen dar bir dalgaboyu aral›¤›nda çal›flacak de-mektir. Bu nedenle bu tür teleskoplara Optik Te-leskoplar denir. Yüksek erkeli olan k›sa dalgaboyu›fl›n›m› (x-›fl›n, gama ›fl›n›) incelemek için özel, uy-gun al›c›lar bu tür teleskoplara tak›labilir. Düflükerkeli olan uzun dalgaboyundaki radyo ›fl›n›m› in-celemek için, radyo teleskoplar kullan›lmaktad›r.

Optik teleskoplar, bir bütün olarak ele al›nd›-¤›nda üç ana parçadan olufltu¤u görülür.

** Optik parçalar›n yerald›¤›, gözlemin yap›l-d›¤› DÜRBÜN ve ona ba¤l› al›c›lar

** Optik sistemi-dürbün k›sm›n› tafl›yan, onun-la birlikte gözlenen cismi izlemek

üzere dönme yapan GÖVDE ** Tüm sistemi tafl›yan, Yer’e ba¤l›, sabit, da-

yan›kl›, sa¤lam AYAK..Bu üç ana parçan›n yap›s›, çeflitleri Teleskop

Kurgular› k›sm›nda ele al›nacakt›r.OOppttiikk TTeelleesskkooppllaarr››nn TTüürrlleerrii

Görünür bölgedeki ›fl›¤› toplamak amac› tafl›-yan optik teleskoplar, optik yap›lar›na göre 3 gru-ba ayr›l›rlar.

- Mercekli Teleskoplar (Dioptric) Ifl›¤›n k›r›lma-s› esas›na dayal›d›r.

- Aynal› Teleskoplar (Catoptric) Ifl›¤›n yans›ma-s› esas›na dayal›d›r.

- Aynal›-Mercekli Teleskoplar (Catodioptric)Yans›ma ve k›r›lma, herikisi de vard›r.MMeerrcceekkllii TTeelleesskkooppllaarr ((DDiiooppttrriikklleerr:: DDiiooppttrriiccss,, RReeff--rraaccttoorrss))

Önce bir incekenarl› (pozitif, d›flbükey, yak›n-sak) merce¤in çok uzak bir gökcisminden paralelolarak gelen ›fl›nlar› nas›l k›rd›¤›n› basitçe görelim.

Böyle bir sistemde merce¤in odak uzakl›¤›(odak uzunlu¤u) f, C cisminin merce¤e uzakl›¤› d,ve G görüntüsünün merce¤e uzakl›¤› olan g aras›n-daki ilgi basit bir denklemle bellidir.

Bu denklemde, d yerine sonsuz uzakl›k yaz›l›r-sa, 1/d oran› s›f›ra eflit olur ve görüntünün mer-ce¤e uzakl›¤› g = f bulunur. Buradan ç›kan sonuç,sonsuz varsay›labilecek çok büyük uzakl›klardakicisimlerin görüntüleri odak noktas› (F) üzerindeolmal›d›r. Nokta kaynak fleklindeki cisim sonsuzvarsay›lan uzakl›ktaysa, o nokta kaynaktan ç›kan›fl›nlar bize birbirine paralel olarak gelir ve hepsiodak noktas›nda birleflir. Bu sonuca göre, merce-¤imizin çap› ne kadar büyük olursa, odak nokta-s›nda toplanacak olan ›fl›n demeti o kadar çok ola-cakt›r. (Merce¤in büyümesinin baflka sorunlar do-¤urdu¤unu untmayal›m.)

Mercekli teleskoplar›n görevi, gökcismindengelen ›fl›k demetini ojektif yard›m›yla bir noktadatoplamakt›r. Gökcisimleri çok uzak olduklar› içingelen ›fl›nlar birbirine paraleldir ve topland›klar›nokta da objektifin ODAK NOKTASId›r. Gözlenengökcismi, bir y›ld›zsa (çok uzaktaki bir nokta kay-nak) ve teleskopun asal ekseninin do¤rultusu üze-rindeyse, görüntüsü odak noktas›nda bir noktaolarak belirecektir. E¤er gözledi¤imiz cisim yak›ngökcisimlerinden biriyse (örne¤in Ay), bu durum-da görüntü odak noktas›ndan geçen ve teleskopun

asal eksenine dik bir düzlem olan ODAK DÜZLEM‹üzerinde belirecektir.

Kullan›lan objektif merceklerinin iki yüzü birbi-rinden farkl› e¤riliklerde olabilir. De¤iflik biçimler-de haz›rlanmas›n›n nedenleri mercek kusurlar›n›en aza indirmektir.GGöözzmmeerrccee¤¤ii::

Odak noktas›ndaki ya da odak düzlemindekigörüntüyü gözle görebilmek için ikinci bir mercekya da mercek sistemi daha kullan›l›r. Buna da GÖZMERCE⁄‹ – OKÜLER denir. Genelde iki mercekkullan›larak yap›l›rlar. Huygens, Ramsden, Kelll-ner v.b. gibi de¤iflik gözmerce¤i türleri vard›r.. ‹fl-levleri, görüntü alan›n›n büyüklü¤ünü ayarlamak,görüntüyü büyütmek, mercek kusurlar›n› ve bozul-

malar›n› azaltmakt›r. Gözmerce¤inin yeri, objekti-fin odak noktas›yla gözmerce¤inin odak noktas›çak›flt›r›larak belirlenir. Gözmercekleri kolay tak›pç›kart›labilir ve gözlem s›ras›nda uygun gözmerce-¤i seçilerek kullan›l›r

Buna göre, basit bir mercekli teleskopun par-çalar›;

- Bir tüp – boru. Silindir fleklinde, sa¤lam, es-nemeyen türden, çap› ojektif çap› kadar olma-l›…Boyu, en az objektifin odak uzakl›¤› kadar ol-mal›,

- Objektif.. Silindir fleklindeki borunun bir ucu-na, mercek asal ekseniyle, silindirin ekseni çak›fla-cak flekilde sa¤lam tutturulmal›, konumu ayarlana-bilmeli, odak uzakl›¤› bilinmeli,

- Gözmerce¤i, oda¤›, objektif oda¤›na çak›flt›r›-l›r. Eksenler çak›fl›k olmal›d›r.

Art›k mercekli teleskopunuz, ya da dürbünü-nüz haz›r demektir.

Gökyüzünü gözümüzle görmek amac›yla teles-kop kullan›yorsak, gözmerce¤i kullanmak zorun-day›z. E¤er, gözlemimizi foto¤rafik ya da baflka biryöntemle yap›yorsak, kullanaca¤›m›z al›c›lar (fo-to¤raf makinas›, ›fl›kölçerler v.b.) gözmerce¤ininyerine tak›larak kullan›l›r.BBaarrllooww MMeerrccee¤¤ii

Özellikle görsel ve foto¤rafik gözlemlerde kul-lan›l›r. Teleskopun odak noktas› önüne konur. Ka-l›n kenarl› (negatif) merceklerden oluflmufl bir sis-temdir. Barlow merce¤iyle odak uzakl›¤› art›r›ld›k-tan sonra, gözmerce¤imiz yeni odak noktas›na gö-re kullan›lmal›d›r.

‹fllevi: Teleskopun odak uzakl›¤›n› biraz dahaart›rmakt›r. (Bunun sonucunda, sistemin büyütme-si de artm›fl olacakt›r..)

Görüntü kalitesi, Barlow merce¤i olmaks›z›nayn› odak uzakl›¤›na (Barlow merce¤i tak›ld›¤›ndaulafl›lan odak uzakl›¤›na) sahip bir teleskopla eldeedilen görüntü kalitesi kadar iyi de¤ildir. Görüntükalitesini bozmadan odak uzakl›¤› art›r›lmak iste-niyorsa, kal›n kenarl› tek bir mercek kullan›labilir.Bunun anlam› teleskopun optik kurgusunun de¤ifl-tirilmesi demektir.

AAyynnaall›› TTeelleesskkooppllaarr ((KKaattooppttrriikklleerr;; CCaattooppttrriiccss,,RReefflleeccttoorrss))

Aynal› teleskoplar da mercekli teleskoplar gi-bidir. Gözlenecek cisimlerden gelen ›fl›k ›fl›nlar›n›odak noktas›nda toplamak ana ifllevleridir. Objek-tif olarak ince kenarl› bir mercek yerine, birinci ay-na olarak isimlendirilen bir çukur (konkav) aynakullan›l›r. Bu aynan›n yüzeyi, dönel koni yüzeyidir(bir küre yüzeyinin bir parças› da olabilir, dönelparaboloid ya da hiperboloid de olabilir). Bu ayna-lar, sonsuz uzakl›ktaki cisme yöneltildi¤inde, gö-rüntüler aynan›n odak noktas›nda (odak düzlemin-de) oluflur.

Aynalar›n, s›cakl›k nedeniyle genleflmeleri söz-konusu olaca¤›ndan, ayna yap›m›nda genleflmekatsay›lar› çok küçük olan camlar kullan›lmal›d›r.Ifl›¤›n yans›yaca¤› yüzey, genelde alüminyumlakaplan›r. Alüminyum, üzeri havayla temas halindeoldu¤undan özel bir koruyucuyla kaplanmaktad›r.

Aynal› teleskoplarda, merceklerden kaynakla-nan birçok kusur (sap›nç, bozulmalar) azalm›flt›rya da yokolmufltur.

Aynam›z küresel aynaysa: kürenin yar›çap›: R,aynan›n odak uzakl›¤› f = R/2 olur.

Aynalarda da cismin (d) uzakl›¤›, oluflan gö-rüntünün (g) uzakl›¤› ve aynan›n odak uzakl›¤› ara-s›ndaki ba¤›nt› da merceklerdeki gibidir.

fiekilden de görüldü¤ü gibi, sonsuz uzakl›kta-ki gökcisimlerinin görüntüleri, birinci aynan›n oda-¤›nda oluflmaktad›r. Odakta oluflan görüntüyü göz-le görmek ya da bir al›c›yla incelemek istersenizodak noktas›nda çal›flman›z gerekir. Küçük çapl›teleskoplar için bunun olana¤› yoktur. Ancak çokbüyük çapl› teleskoplarda, (örne¤in: Mount Palo-mar ABD deki 5 m ayna çap› olan teleskopta),gözlemci ya da gözlem aleti birinci aynan›n oda-¤›nda çal›flabilmektedir. Genelde, aynal› teleskop-lardaki bu olumsuz durumun çözülmesi için, birin-ci aynadan yans›yan ›fl›k ›fl›nlar›, odak noktas›ndatoplanmadan önce, yine bir aynayla birinci aynan›nönünden bir baflka yere yans›t›l›r. Yans›tmak içinkullan›lan aynaya, ikincil ayna denir. ‹kincil ayna,düzlemsel olabildi¤i gibi, dönel hiperboloid d›flbü-key-konveks ayna da olabilir. Boyutu, birinci ayna-dan küçüktür. Gökcisminden gelecek ›fl›k ›fl›nlar›-n›n yolu üzerine konuldu¤u için, birinci aynaya dü-flecek ›fl›k miktar›n› azaltacak yönde olumsuz etki-leri vard›r.AAyynnaall›› vvee MMeerrcceekkllii tteelleesskkooppllaarr››nn ggeenneell kkaarrflfl››llaaflfltt››rr››ll--mmaass››

Merceklerde; k›sa dalgaboylar›na do¤ru dahafazla olmak üzere gelen ›fl›¤›n mercek taraf›ndanso¤urulmas› sözkonusudur. Gelen ›fl›kta azalmaanlam›ndad›r. Renklenme ve küresellik sap›nçlar›oluflur. Bu sap›nçlar› gidermek için ek mercek sis-temleri kullanmak gerekmektedir. Buysa sistemeyeni merceklerin eklenmesiyle daha fazla ›fl›k kay-


Teleskoplar›n türleri

1/d=1/f-1/g

Odak Noktas›

Odak Uzakl›¤›

b› demektir. Ço¤umuz, bu olay›n benzerini, foto¤-raf makinalar›ndan da biliriz. E¤er daha uzaklarda-ki cisimleri görüntüleyebilmek amac›yla foto¤rafmakinam›za teleobjektif takarsak, vizörden bak›l-d›¤›nda normal tek objektife göre daha çok ›fl›kkayb› oldu¤u farkedilir. Tak›lan her ek parça teles-kopun a¤›rl›¤›n› da artt›r›r. Aynal› teleskoplarday-sa so¤urma ve saç›lma, aynan›n ve üzerindeki kap-laman›n kalitesine göre yok denecek kadar az ol-maktad›r. Aynalarla elde edilen görüntülerde renk-lenme sap›nc› da yoktur. Küresellik sap›nc› da ay-na yüzeyinin küre yerine paraboloid yüzey fleklin-de yap›lmas›yla kolayca giderilebilmektedir.

Mercekli teleskoplarda objektiften geçen ›fl›¤›nodakta görüntüyü oluflturabilmesi için teleskop bo-rusunun en az objektif odak uzakl›¤› kadar olmas›gerekmektedir Aynal› teleskoplardaysa, ikinci vegerekirse daha çok ayna yard›m›yla ›fl›¤›n yolu k›-salt›labilir ve istenilen yere yönlendirilebilir.AAyynnaall›› TTeelleesskkoopp ttüürrlleerrii

Aynal› teleskoplar, yans›yan ›fl›k ›fl›nlar›n›n yo-luna konulan ikincil aynalarla yollar›n›n de¤ifltiril-mesi ve odak noktas›n›n istenilen yere tafl›nmas›ifllemine göre göre de¤iflik türlere ayr›l›rlar.

Newtonian türü aynal› teleskoplar:Birinci ayna: en basiti küresel ayna. Sap›nçlar›

azaltmak için dönel paraboloid‹kincil ayna: elips biçimde kesilmifl düzlem ay-

naGörüntünün olufltu¤u yer: Teleskop borusunun

d›fl›nda ve aç›k ucuna yak›n bir yerde.Bu tür aynal› teleskoplarda, tüp-boru uzunlu¤u

birinci aynan›n odak uzunlu¤una hemen hemeneflittir. ‹kinci ayna düzlem ayna oldu¤u için, birin-ci aynadan yans›yan ›fl›nlar›n yol uzunluklar›n› de-¤ifltirmez. Baflka bir deyiflle, görüntü birinci ayna-n›n oda¤›nda oluflur, ancak odak teleskop borusud›fl›na tafl›nm›flt›r. Birinci aynan›n konumununayarlanmas›, ikinci aynan›n e¤iminin ve odak aya-r›n›n denetimi kolay oldu¤u için oldukça kullan›fl-l›d›r.

Bu tür kurgu 17. yüzy›lda Isaac Newton tara-f›ndan tasarland›¤› için Newtonian türü denilmifl-tir.

Olumlu taraflar›: Merceklere göre maliyetleridaha ucuzdur. Odak uzakl›¤› 100 cm kadar olan-lar›n tafl›nmas› kolayd›r. Genellikle h›zl› odak oran-lar›na (f/4 - f/8 gibi) sahip olduklar›ndan, göka-dalar, bulutsular, y›ld›z kümeleri gibi derin uzay ci-simlerinin gözlenmesi için çok uygundur. Ay ve ge-zegenleri gözlemek ve foto¤rafç›l›k yapmak iste-yenler için iyi bir seçim olacakt›r. Optik sap›nçlar›çok azd›r.

Olumsuz taraflar›: Tüpün a¤z› aç›k oldu¤un-dan, tüp içersinde oluflacak hava ak›mlar› görüntü-yü etkiler. Ayna, havayla do¤rudan temas halindeoldu¤u için yüzey s›rlanmas› bozulabilir. Mercekliteleskoplara göre daha duyarl›d›rlar. Aç›kl›k büyü-dükçe a¤›rl›k ve uzunluk yönünden tafl›ma zorluk-lar› ortaya ç›kar. Yeryüzündeki cisimleri inceleme-ye elveriflli de¤ildir. ‹kinci ayna nedeniyle ›fl›k kay-b› sözkonusu olur.CCaasssseeggrraaiinn ttüürrüü aayynnaall›› tteelleesskkooppllaarr::

Birinci ayna: en basiti küresel ayna. Sap›nçlar›azaltmak için dönel paraboloid çukur ayna

‹kincil ayna: hiperboloid tümsek ikinci aynaGörüntünün olufltu¤u yer: Birinci aynan›n ark-

tas›ndaki aç›kl›ktan ç›karak, birinci aynan›n he-men arkas›nda, asal eksen üzerinde.

Gelen ›fl›nlar önce birinci çukur ayna taraf›n-dan toplan›r, tüp içersinde odak noktas›n›n önün-de yeralan eksen üzerindeki ikinci aynaya do¤ruyans›t›l›r. ‹kinci aynaya gelen ›fl›nlar, tümsek hiper-boloid aynadan odak uzakl›¤›n› artt›racak flekildegeriye do¤ru yans›r, birinci aynan›n ortas›ndakidairesel aç›kl›ktan geçer ve aynan›n arkas›nda, tüpd›fl›nda odaklan›r.

‹kinci ayna, birinci aynadan yans›yan ›fl›nlar›ntümünü yans›tabilecek büyüklükte yap›l›r. Birinciaynan›n merkezindeki aç›kl›k, ikinci aynan›n yan-s›tt›¤› ›fl›nlar›n tamam›n› geçirecek büyüklükte be-lirlenir. ‹kinci aynan›n yeri çok yavafl bir flekildede¤ifltirilebilir ve böylece birinci aynan›n arkas›ndayeralan odak noktas› için ayarlama ya da de¤iflik-lik yapma olana¤› do¤ar.

Olumlu taraflar›: Aynal› olmas› nedeniyle mer-ceklilerden daha ucuz olur. Sönük derin uzay ci-simlerini incelemek için uygundur. Optik sap›nçla-r› azd›r. Odak uzakl›¤›, tüpün boyundan çok fazlaolur. Dengelenmesi daha kolayd›r. Gözmerce¤in-den, incelenecek cisim do¤rultusundan bak›l›yorolmas› kimileri için avantaj say›labilir. Otomatik ol-mayan küçük teleskoplar için yönlendirmede dahakolayl›k sa¤lar.

Olumsuz taraflar›: Aç›k tüp olmas› nedeniyleNewtonian türü gibi tüp içindeki hava ak›mlar›n-dan görüntü etkilenir ve aynan›n s›rlar›, optik ya-p›s› bozulabilir. ‹kinci aynadan kaynaklanan ›fl›kkayb› daha fazla olur. Aç›kl›k büyüdükçe tafl›mazorluklar› ve fiyatlar› artar.GGrreeggoorriiaann ttüürrüü aayynnaall›› tteelleesskkooppllaarr::

Birinci ayna: en basiti küresel ayna. Sap›nçlar›azaltmak için dönel paraboloid çukur ayna

‹kincil ayna: çukur ikinci ayna, birinci aynan›noda¤›n›n ötesinde

Görüntünün olufltu¤u yer: Birinci aynan›n önü-ne 45 derecelik aç›yla konulacak üçüncü bir düz-lem aynayla ikincil aynadan yans›yan ›fl›k ›fl›nlar›teleskopun dönme ekseninden d›flar›ya al›n›r.. yada Cassegrain türü teleskoplarda oldu¤u gibi birin-ci aynan›n artas›ndaki aç›kl›ktan ç›karak, birinciaynan›n hemen arkas›nda, asal eksen üzerinde.

Gregorian türü teleskoplarda, birici aynan›nküresel sap›nçtan kurtar›lm›fl görüntüsü ikinci çu-kur ayna taraf›ndan bozulmadan aktar›l›r. Komave astigmatik sap›nçlar›ysa hala vard›r. ‹kinci ayna-n›n varl›¤›, birinci aynadan yans›yan ›fl›nlar›n birk›sm›n› engeller. Sisteme bir ayna daha eklendi¤iiçin aynan›n çok küçük de olsa so¤urmas› sözko-nusudur. Bu olumsuz yönlerine karfl›n, odak teles-kopun d›fl›na ç›kart›ld›¤› için, tüp, odak noktas›nakonulacak özellikle a¤›r gözlem aletlerinin dengebozucu etkilerinden kurtulmufl olmaktad›r. Bu türodaklara Nasmyth odak ad› veriliyor.

Gregorian sistemde, birinci ve ikinci aynadanyans›yan ›fl›nlar, birden fazla aynadan oluflan birsistemle, teleskopun dönme eksenlerinin içersin-den geçirilerek, teleskopun gövdesinin de d›fl›nda

bir baflka ortama aktar›labilmektedir. Bu, bir bafl-ka oda, birim vb olabilir. Teleskopun hareketindenba¤›ms›z olarak, hep istenilen bir yerde odaklamaifllemi yap›lm›fl olur. Bu noktaya, amaca uygun çokbüyük ve a¤›r al›c›lar (örne¤in, tayfçekerler) konu-labilir. Bu yönden çok olumlu olmas›na karfl›n, sis-teme çok say›da ayna eklenmifl olmas› nedeniyleso¤urulman›n artmas›, ›fl›nlar›n geçece¤i optik yo-lun çok uzamas› nedeniyle çevre ve atmosfer ko-flullar›ndan etkilenme olas›l›¤› bu tür sistem içinolumsuz taraflar›d›r. Bu tür odaklara da Coudeodak ad› veriliyor.

Katodioptrikler (Catodioptrics)Aynal› + Mercekli TeleskoplarOptik kurgusunda hem ayna, hem de mercek-

leri bulunduran teleskoplard›r. En çok bilinen vekullan›lan türleri flunlard›r:

- Schmidt Kamera - Schmidt- Cassegrain- Maksutov – Cassegrain- Schmidt – Newtonian

SScchhmmiiddtt KKaammeerraaOptik uzman› Bernhard Schmidt, di¤er optik

sistemlerde özellikle genifl alan görüntülerinde or-taya ç›kan, e¤ik gelen ›fl›nlar›n bak›fl›ks›zl›k do¤ur-mas› ve görüntü hatalar› oluflturmas›n›, küresel sa-p›nçlar› düzeltme mercekleri kullanarak ortadankald›rmay› baflarm›flt›r.

Birinci aynan›n küresel olmas›ndan kaynakla-nan küresellik sap›nc›n› ortadan kald›rmak için, gi-rifl aç›kl›¤›n›n oldu¤u yere bir düzeltme merce¤ikoymufltur.

Odak noktas›nda, farkl› aç›larda gelen ›fl›klar›noluflturaca¤› alan e¤rili¤inin etkisini yoketmekiçin, odak düzlemi yerine tümsek bir yüzey kulla-n›l›r. Foto¤ral çekimleri için film ya da plaklar buyüzey e¤rili¤inde olmal›d›r. Bu oldukça güç bir ifl-tir. Bunun için de odak yüzeyi önüne, düzleyici birmercek konur. Böylece odakta eksene dik birodak düzlemi kullan›labilir.

Schmidt kameralar h›zl› teleskopik sistemlerolarak (f /3 ve daha küçük) yap›lmaktad›r. Örne-¤in Almanya’daki Tautenburg Gözlemevi’ndekiSchmidt Teleskopun görebildi¤i, görüntüsünü ala-bildi¤i gökyüzü alan›, 3°,4 x 3°,4 lik bir aland›r.ABD deki Mount Palomar gözlemevindeki Scmidtkameraysa 6°,5 x 6°,5 lik bir alan› görüntüleye-bilmektedir.SScchhmmiiddtt –– CCaasssseeggrraaiinn ttüürrüü tteelleesskkooppllaarr::

Schmidt kamerada ortaya ç›kan hantal yap› vekullan›fls›z odak düzlemi gibi olumsuzluklar› orta-dan kald›rmak için, sistemin Cassegrain sistemeuyarlanmas› fleklindeki bir yap›d›r. 1°- 2°’lik alan-lar› görüntüleyebilir.. Bu teleskoplar genelliklef/10 - f/12 odak oranlar›na sahiptir. Görüntü ka-litesindeki üstünlük, kolay ulafl›labilen birinci ay-nan›n hemen arkas›ndaki kullan›fll› odak düzlemive küçük yap›s› nedeniyle çok kullan›fll›d›r ve çoktercih edilmektedir.


- Tüm teleskop optik kurgular› içersinde en iyiolan›d›r.

- Mercek ve ayna kusurlar› ortadan kalkm›flt›r.- Genifl alan üzerinde net görüntüler elde edi-

lebilen çok iyi bir optik yap›dad›rlar.- H›zl› filmlerle astrofoto¤rafç›l›k derin uzay ci-

simleri gözlemleri için çok uygundur.- Günefl dizgesi cisimleri ve yeryüzündeki uzak

cisimlerin gözlemlerinde kullan›m için idealdir.- Kapal› tüp kurgusunda oldu¤u için hava

ak›mlar› tüp içersindeki optik davran›fllar› etkileye-mez, kapal› oldu¤u için ayna koruma alt›nda ol-maktad›r.

- Dayan›kl›, masrafs›z, kullan›fll›, kolay tafl›na-bilir durumdad›rlar.

- Ayn› objektif aç›kl›¤›na sahip mercekli teles-koplardan daha ucuzdurlar.

- Odaklama yetene¤i en iyi olan bir türdür.MMaakkssuuttoovv –– CCaasssseeggrraaiinn ttüürrüü tteelleesskkooppllaarr::

Birçok özelli¤i, olumlu ve olumsuz taraflar›ylaSchmidt-Cassegrain teleskoplara benzerler. Kurguayn›d›r. Ancak, düzeltici merce¤in d›fla bakan k›s-m› içbükey, iç tarafta kalan k›sm›ysa d›flbükey ko-numlu bir mercektir ve aynadan kaynaklanan kü-resel sap›nçlar› yokedecek yap›dad›r. Birinci ayna-ya daha yak›nd›r; bu nedenle tüp boyu biraz dahak›sad›r.

Maksutov teleskoplar›n optik kurgusu daha ba-sit ve kolayd›r. Bu nedenle Schmidt-Cassegrain te-leskoplardan daha ucuz olurlar.

SScchhmmiiddtt –– NNeewwttoonniiaann ttüürrüü tteelleesskkooppllaarr::Bu tür teleskoplar Newtonian aynalar›yla

Schmidt düzeltici merceklerini birarada bulundu-ran melez bir optik kurguya sahiptirler. Bu tür te-leskoplar›n odak oranlar› f/4,5 ya da daha küçük-tür. Zengin bir görüfl alan›na sahip teleskoplard›r.Y›ld›z kümeleri, gökadalar, bulutsular ve kuyrukluy›ld›zlar gibi sönük uzay cisimlerini gözlemek içingenifl bir görüntü alan› sa¤larlar.




Robotic Optical Transient Search Experiment(ROTSE) deneyi, geçici optik ›fl›malar›n saniye-gün zaman ölçe¤inde gözlenmesine ayr›lm›flt›r.Temel olarak evrende olan en güçlü ›fl›malardanGama Ifl›n Patlamalar› (GIP) buna ilave olarak x-›fl›n patlamalar› ya da h›zl› de¤iflenleri gibi olay-lar›n görsel dalgaboylar›ndaki davran›fllar› dene-yin bilimsel hedefidir.

"Uluslararasi ROTSE ‹flbirli¤i"ne University ofMichigan baflta olmak üzere ABD, Avustralya, Al-manya, Namibiya ve Türkiye’den çeflitli üniversi-telerden araflt›r›c›lar dahildir. TUG, TUB‹TAK veMichigan Üniversitesi aras›nda yap›lm›fl protokoluyar›nca iflletilecektir.

ROTSE-III program› 4-6 aras› tam otomatikyeni nesil teleskopun dünya üzerinde çeflitli yer-lere konarak k›sa süreli optik parlamalar›n 24saat kesintisiz takibi olarak özetlenebilir.

Burada önemli olan, patlamalar›n çok k›sasürede ö¤renilmesi ve buna yan›t vermektir. GCN(GRB Coordinates Network), uydular arac›l›¤›ylatespit edilen gama-›fl›n patlamalar›n›n olas› koor-dinatlar›n› yeryüzündeki ilgili gözlem evlerine enk›sa zamanda bildirmek ve yap›lm›fl olan gözlem

sonuçlar›n› da¤›tmak içinoluflturulmufl bir sistemdir.Uydular taraf›ndan tespit edi-len gökyüzünün herhangi biryerindeki yüksek enerjili fo-ton aktivitesi GCN taraf›ndanç›kar›lan "alarm" raporuylasisteme dahil olan gözlemyerlerine an›nda iletilir. Sis-tem üyesi ve tam otomatik birteleskop olan ROTSE deneyibu uyar›lara 10 sn süre alt›n-da yan›t vererek belirtilen ko-numu gözleyecek flekilde ta-sarlanm›flt›r. Gama ›fl›n patla-malar› genelde çok k›sa süre-de en yüksek parlakl›¤a (k›r-m›z› R filtresiyle 15-18 kadir)ulafl›p, tipik parlakl›klar, 8-

10 gün içinde en yüksek parlakl›¤›n yaklafl›k yüz-de birine kadar iner. ROTSE GIP gözlem progra-m› bu ›fl›k de¤iflimlerini takip edecek flekildeplanlanm›flt›r.

Teleskop/kamera sistemi, temel olarak dü-zeltilmifl "Cassegrain" düzene¤inde tasarlanm›flolup, 450.0 mm ana ayna çap›, f/1,80 odak ora-n› ve düzelticiyle beraber 850.0 mm odak uzak-l›¤› olan bir sistemdir. Son odak düzlemi ana ay-nadan 75,0 mm uzak, gök görüfl alan› (FOV) ise2,64 derece geniflli¤indedir.

CCD kamera olarak, 13.5x13.5 mikron pik-sel boyutunda, 2048x2048 format›nda E2V, mo-del CCD42-40 arkadan ayd›nlatmal› yonga kulla-nan, elektronik so¤utmal› sistem kullan›lmakta-d›r. Kamera okuma gürültüsü 7 elektronken uzaygürültüsü yaklafl›k saniyede 15 elektron kadar-d›r. 5, 20, 60 sn pozlarla filtre kullan›lmadan enaz 17, 17,5, 18,5 kadir limit parlakl›¤a ulafl›l-maktad›r. ‹yi görüfl koflullar› sa¤land›¤› taktirdeve gök parlakl›¤›n›n düflük oldu¤u zamanlarda bulimit biraz daha sönük cisimlerin gözlenmesineimkan vermektedir.Teleskopun gerek odak ayar-lar› gerekse verilerin indirgenmesi için gerekli

kalibrasyon gözlemleri tam otomatik olarak hergözlem gecesinde yap›lmakta ve bu de¤erler ge-ce içinde al›nan verilerin indirgenmesinde kulla-n›lmaktad›r GIP tespit edildi¤inde ROTSE kontrolsistemi teleskopu bildirilen konuma çok k›sa sü-rede yönlendirerek veri almaya bafllamaktad›r.Al›nan veriler standart indirgeme yöntemleriyleotomatik olarak incelenmekte ve özet bilgiler ha-z›rlanmaktad›r. Bütün bu ifllemlerin yap›labilmesiiçin gerekli programlama uzaktan eriflimle yap›-labilmekte, ve düzenlenebilmektedir. Genifl görüflaç›s› gökadalar›n gözlemlerine imkan verdi¤i gi-bi, 3,28 yay saniyelik aç›sal ay›rma gücü olduk-ça iyi konum tespitini de ayn› anda yapabilmek-tedir. GIP olaylar›n›n takibi program› yan›nda,gökyüzünde seçilmifl alanlarda yapaca¤› taramagözlemleri bir çok yeni nova parlamas›n›n bulun-mas›na yard›mc› olacakt›r. Daha önceden bilinengök nesnelerinin ›fl›k de¤iflimleri sistematik ola-rak izlenebildi¤i gibi yeni benzer nesnelerin bu-lunmas› da deneyin bilimsel beklentileri aras›nda-d›r.

Uzaktan kontrol, tam otomatik çal›flma ve enönemlisi, GCN alarm uyar›lar›n›n takibi için ulus-lararas› bilgisayar a¤lar›na (internet) kesintisizba¤lant› en önemli koflullardan biridir. Yap›lanprotokole göre toplam gözlem zaman›n›n %70kadar› "Uluslararas› ROTSE ‹flbirli¤i"ne aittir.ROTSE ‹flbirli¤ine ait %70 zamanda yap›lan göz-lemler ve buradan kaynaklanacak araflt›rma veyay›nlarda iflbirli¤inin üyesi olarak TUG (Türk ast-ronomlar›) pay sahibi olacaklard›r. Geri kalan%30 gözlem zaman›ysa TUG’a yani Türk astro-nomlar›na aittir. Bu zaman›n paylafl›m› ve göz-lemlerin düzeni bilimsel projeler yard›m›yla ola-cakt›r. Bak›rl›tepe'ye kurulmufl olan ROTSEIIIdsistemi, odak düzlemi CCD kameras› hariç haz›rdurumdad›r. Bahar aylar›nda CCD kamera monteedilerek gerekli ayarlar tamamlanacak ve ROTSEiflbirli¤inin flimdi çal›san 3 sistemine ilave 4. aya-¤› da bilimsel veri almaya bafll›yacakt›r.

Ü m i t K › z › l o ¤ l uODTÜ - Fizik Bölümü

ROTSE

OOddaakk UUzzaakkll››¤¤›› ((ff)):: Görüntünün olufltu¤u nok-tan›n aynaya (ya da merce¤e) olan uzakl›¤›naodak uzakl›¤› denir. Her mercek ve aynan›nodak uzakl›klar›, yüzeylerinin e¤rilikleriyle ilgi-lidir. Küresel yüzeye sahip mercek ya da ayna-larda, odak uzakl›¤›, küre yar›çap›n›n yar›s›naeflittir. Di¤er dönel konik yüzeyli (elipsoid, pa-raboloid, hiperboloid) aynalardaysa, yüzeyin ge-ometrik özelliklerine ba¤l›d›r. Ancak hepsindekiortak özellik, y›ld›zlar gibi sonsuz uzaktaki ci-simlerin görüntülerinin odak noktas›nda olufl-mas›d›r.

Bir teleskopun etkin odak uzakl›¤›ysa mer-ceklilerde objektifin odak uzakl›¤›yken, aynal›-larda, birincil ve ikincil aynalar›n odak uzakl›k-lar›ndan farkl› bir de¤er olarak karfl›m›za ç›kar.‹kincil aynan›n ana ifllevi, sistemin odak uzakl›-¤›n› büyütmektir.

TTeelleesskkoopp AAçç››kkll››¤¤›› ((DD)):: Teleskopun objektifi-nin ya da birincil aynas›n›n çap›na eflittir. D = 2R

Y›ld›zdan, gözlemcinin bulundu¤u yere do¤-ru gelen paralel ›fl›k ›fl›nlar›ndan yaln›zca teles-kop merce¤inden geçen ya da birinci aynas›n-dan yans›yanlar görüntü oluflturur ve görmemi-zi sa¤larlar. Objektifimizin ya da aynam›z›n ça-p› ne kadar büyükse görüntüyü oluflturacak ›fl›k›fl›nlar› o kadar çok olacakt›r.

OOddaakk OOrraann›› ((NN)):: Teleskopun odak uzakl›¤›-n›n (f), teleskopun aç›kl›¤›na (D) oran›d›r. OdakOran› N = f / D

Bunun anlam›, teleskopun etkin odak uzak-l›¤›n›n aç›kl›¤›n, kaç kat› oldu¤unu belirtmesi-dir.

Bunu belirten gösterim genellikle: f / N flek-lindedir. Örne¤in f/10 verildi¤inde teleskopunodak uzakl›¤›, aç›kl›¤›n›n 10 kat› demektir. Te-leskoplarda birden çok mercek ya da ayna kul-lan›lm›flsa, teleskoptan geçen ›fl›¤›n odakland›¤›noktaya gore hesaplanan uzakl›k, sistemin (fs)etkin odak uzakl›¤›d›r. Odak oran› hesab›nda fskullan›l›r.

Örne¤in: TUG’da bulunan D=40 cm lik teles-kopun etkin odak oran›: f/12,5

Bu durumda bu teleskopun etkin odak uzak-l›¤›=12,5 X 40 = 500 cm olur.

8” (8 inch) lik bir teleskopun odak oran› =f/10 ise;

bu teleskopun odak uzakl›¤› da = 8 x 2,54x 10 =203,2 cm olarak bulunur.

Odak oranlar›, özellikle foto¤rafik gözlemleriçin bir ölçek olmaktad›r.Buna göre:

H›zl›: f / 3,5 - f / 6 aras›Orta: f / 7 - f / 11 aras›Yavafl: f / 12 - ….Küçük odak oranl›lar, h›zl› teleskop olarak

adland›r›l›rlar ve daha k›sa poz süresi gerekti-rir. Yavafl teleskoplardaysa ayn› görüntüyü eldeetmk için daha uzun süre poz verilmesi gerekir.

GGöörreellii IIflfl››kk TTooppllaammaa GGüüccüü:: Yar›çap R ise, ge-len ›fl›nlara gösterilen alan: π R2 = π (D/2)2 =(π/4) D2 olur. Buna göre bir teleskopun topla-

yabilece¤i ›fl›k, onun aç›kl›¤›n›n karesiyle do¤ruorant›l›d›r. Karfl›laflt›rma yapabilmek için insangözü dayanak olarak al›nm›flt›r. ‹nsan gözünü,aç›kl›¤› 7 – 8 mm olan bir optik sistem kabuledersek;

Teleskopun göze göre ›fl›k toplama gücüyse:(D (mm) / 7)2 oran›nda olacakt›r.

Örne¤in: 8” (8 inch) lik bir teleskop gözün(8 x 2.54 x 10/7)2 = 843 kat› kadar ›fl›k topla-yabilir demektir.

Göze göre çok fazla ›fl›k toplayan bir teles-kop, gözle göremedi¤imiz daha sönük olan y›l-d›zlar›n görünmesini sa¤lar. Benzer flekilde, birteleskopun göremedi¤i bir sönük y›ld›z›, aç›kl›-¤› daha büyük olan bir baflka teleskopla görebi-liriz.

GGiirriiflfl aaçç››kkll››¤¤›› ((DD)):: Teleskopa girebilen ›fl›kdemetinin çap›, objektif ya da birinci aynayaüzerine düflen dairesel ›fl›k demetinin geçti¤iaç›kl›k = Teleskopun aç›kl›¤› (D)

ÇÇ››kk››flfl AAçç››kkll››¤¤›› ((dd)):: Gözmerce¤inden ç›kan da-iresel ›fl›k demetinin çap› (d) = Gözmerce¤ininodak uzakl›¤›/teleskopun odak oran›. Ç›k›flaç›kl›¤›n›n, gözün aç›kl›¤›na uygun olmas› gere-kir. Gözün aç›kl›¤›ndan daha büyük olursa göz-lem s›ras›nda görüntüde kay›plar olur. Daha kü-çük olursa, görme zorlu¤u yaflan›r.

TTeelleesskkooppuunn BBüüyyüüttmmeessii (B) Teleskoplarda,bir cismin gözmerce¤inden sonraki görüntüsüdaha büyük olmaktad›r. Görüntünün ne kadarbüyüdü¤ünün bir ölçüsü vard›r. Buna Telesko-pun Büyütmesi-Gücü denir.

Büyütme (B) = (teleskopun etkin odak uzak-l›¤›) / (gözmerce¤inin odak uzakl›¤›)

Büyütme (B) = (girifl aç›kl›¤› D) / (ç›k›fl aç›k-l›¤› d)

Teleskoplarda birinci ayna ya da objektif oteleskop için de¤iflmeyen parçalard›r. Bu neden-le teleskopun (D) aç›kl›¤› da de¤iflmezdir. Ayna-l› teleskoplarda, ikinci aynan›n yeri genelde sa-bittir. Çok büyük teleskoplarda, farkl› amaçlarayönelik de¤iflik gözlemler yap›lmak istendi¤in-de, ikinci aynan›n yeri ve/ya da kendisi de¤iflti-rilerek sistemde de¤ifliklikler yap›labilir. Bu de-¤ifliklikler sonucu, y›ld›zdan gelen ›fl›k yans›tma-larla istenilen yere yönlendirilir. Bu ifllemler s›-ras›nda sistemin etkin odak uzakl›¤› da de¤iflir.Küçük çapl› teleskoplar için bu sözkonusu de¤il-dir. ‹kinci aynan›n yerinin de sabit oldu¤unu bunedenle teleskopun bir bütün olarak aç›kl›k, et-

kin odak uzakl›¤› ve odak oran› gibi de¤erlerisabittir. Ancak: gözmercekleri, iste¤e ve amacauygun olarak de¤ifltirilebilirler. Gözmerce¤i de-¤ifltirildi¤inde, gözmerce¤inin odak uzakl›¤› vedolay›s›yla ç›k›fl aç›kl›¤› (d) de¤ifliyor demektir.Bunun sonucu olarak, farkl› gözmercekleri kul-lan›ld›¤›nda farkl› büyütmeler elde edilir

Örne¤in: 8” (8 inch) lik teleskop - OdakOran› f /10 odak uzakl›klar› 30 mm ve 10 mmolan iki gözmerce¤i kullan›ld›¤›nda B30 = 68B10 = 203 bulunur. Görüldü¤ü gibi, odak uzak-l›¤› daha küçük olan gözmerce¤i kullan›ld›¤›ndabüyütme artmaktad›r. Büyütme de¤erleri: 68X,203X fleklinde gösterilir.

Büyütme, ç›k›fl aç›kl›¤› gözün girifl aç›kl›¤›y-la uyumlu olacak flekilde ayarlanmal›d›r. Ç›k›flaç›kl›¤› (d), gözün girifl aç›kl›¤›ndan (≈ 7-8 mm)daha büyük olan sistemlerde görüntünün göz-merce¤inden izlenmesinde güçlükler, görüntükay›plar› gibi zorluklar oluflur. Gözün yetenekle-rinin alt›nda kalan bir aç›kl›ktan da gözlem yap-mak olanaks›zlafl›r.

Görsel olarak gözlem yap›lacaksa, teleskop-lar için büyütmenin alt ve üst s›n›rlar› sözkonu-su edilebilir. Bu s›n›rlar, insan gözünün do¤as›ve yeteneklerinin yan›s›ra optik yasalarla belir-lidir. Teleskopun optik kalitesi, gözün görmeözellikleri, atmosfer koflullar› v.b. olgular göz-lemlerin kalitesi üzerinde etkilidir.

Teleskopun ç›k›fl aç›kl›¤›(d) en fazla gözüngirifl aç›kl›¤› kadar olmal› kural› sözkonusu ol-du¤una göre, sa¤l›kl› bir büyütme için, mini-mum büyütme de¤eri gözün girifl aç›kl›¤› olan 8mm ile belirlenir. Bmin = D(mm) / 8 mm

Büyütmenin üst s›n›r› için farkl› de¤erler ön-görülmektedir. Bunlardan birinde: teleskopunaç›kl›¤›n›n inch de¤erinin 60 kat› olarak veril-mektedir. Örne¤in 8” lik teleskop için B(max) =8 x 60 = 480 ⇒ 480X demektir.

Bir baflka yaklafl›mda da, gözün do¤as› dü-flünülerek, teleskopun mm cinsinden aç›kl›k de-¤eri kabul edilir. Örne¤in 8” lik teleskop içinD= 8x25.4 =203.2 mm ⇒ B(max) = 203 ⇒203X demektir. Küçük teleskoplar için dahaçok B(max) ≈ 2xD(mm) kullan›l›r. Büyütme de-¤eri artt›kça görüntü yay›lm›fl olaca¤›ndan par-lakl›¤› da azalacakt›r.



Teleskoplarla ilgilitan›mlar

Objektif

Gözmerce¤i


Dünya atmosferi, elektromanyetik spektrumuoluflturan ›fl›n›mlardan yaln›zca görünen ›fl›k ve radyodalgalar›na geçirgen davranmakta, di¤er ›fl›n›mlar›so¤urarak atmosfere girmelerine f›rsat tan›mamakta-d›r. Bu nedenle gök cisimleri taraf›ndan üretilen yük-sek enerjili X-›fl›nlar› ya da gama ›fl›nlar›n› gözlemle-mek, bu ›fl›nlara duyarl› teleskoplar› atmosferin üze-rine ç›karmakla mümkün olabilmekte. 60’l› y›llar›nbafllar›nda balon ve roketler arac›l›¤›yla yüksekleref›rlat›l›p k›sa süreli¤ine gözlem olana¤› bulabilen yük-sek enerji teleskoplar›, 70’li y›llarla birlikte uydularüzerinde tafl›nmaya baflland›. Böylece çok daha uzunsüreli¤ine, daha yüksek hassasiyette gözlem yapabil-me yetene¤ine ulafl›ld›. Günümüzde yaln›zca X-›fl›n› yada gama ›fl›n› teleskoplar› de¤il, yeryüzünde de göz-lemlenebilen ›fl›k ve k›z›lötesi ›fl›nlar›na duyarl› baz›teleskoplar da yörüngedeki uydular üzerinde iflletim-leri sayesinde, atmosferin etkilerden ba¤›ms›z olarak,daha iyi gözlemler yapabilmekteler.

Uydu teleskoplar›n›n üretimi, yörüngeye f›rlat›l-mas› ve iflletilmesi oldukça yüklü bütçeler gerektirenprojeler. Bu durum birçok ülke uzay ajans›n›n, büyükuydu teleskopu projelerini hayata geçirilebilmesi içiniflbirli¤i yapmalar›n› gerektirmekte. Böylece çok ge-nifl bir kullan›c› kitlesi bu teleskoplardan yararlanabi-liyor. Bugün birçok uydu teleskopu için dünya üzerin-deki tüm araflt›rmac›lar gözlem önerilerini sunabil-mekte, kabul edildi¤i takdirde bu enstrümanlar› kul-lanabilme hakk›na sahip olmaktalar.

Bafllang›c›ndan itibaren uzay araflt›rmalar›na enbüyük yat›r›mlar› Amerikan Uzay ve Havac›l›k ‹daresi(NASA) yapmakta. NASA’n›n sürdürmekte oldu¤u“Mükemmel Teleskoplar” program›, elektromanyetik

spektrumun 4 farkl› enerji aral›¤›na duyarl› 4 uyduteleskopunu içeriyor. Bunlar›n ilk halkas› 1990 y›l›n-da faaliyete bafllayan Hubble Uzay Teleskopu. Üstünteknik özellikleri sayesinde evrenin çok uzak bölgele-rini görüntüleyebilen Hubble ile gözlemlerin en az2006 y›l›na kadar sürdürülmesi bekleniyor. ‹kincihalka olan Compton Gama Is›n› Gözlemevi (CGRO),1991’de bafllad›¤› faaliyetlerini 2000 y›l›na dek sür-dürmüfltür. CGRO, iflletimi süresince üzerindeki EG-RET teleskopuyla tüm uzay›n çok yüksek enerjili ga-ma ›fl›mas› atlas› oluflturup (Resim 1), BATSE teles-koplar›yla evrenin her yerinde meydana gelen gama›fl›n› patlamalar›ndan 2704 tane gözlemledi. GLASTad› verilen, EGRET teleskopunun benzeri, ancak çokdaha üstün özelliklere sahip olan teleskopun 2006 y›-l›nda; gama ›fl›n› patlamalar›n› gözlemlemek için ta-sarlanan SWIFT isimli uydununsa 2004 y›l› ortalar›n-da f›rlat›lmas› planlan›yor. NASA’n›n “Mükemmel Te-leskoplar” serisinin üçüncü parças› olan Chandra X-›fl›n› Gözlemevi 1999 ortalar›ndan bu yana binlerce›fl›k y›l› mesafelerde bulunan beyaz cüce, nötron y›l-d›z› ve karadelik kaynaklar›n›n, ve milyonlarca ›fl›k y›-

l› uzakl›klarda bulunan gökadalar›n yayd›¤› X-›fl›nlar›-n› gözlemlemekte (Resim 2). NASA program›n›n sonhalkas› olan Spitzer K›z›lötesi Uzay Teleskopu (SST)2003 y›l› içerisinde f›rlat›ld›ktan sonra test safhas›n›tamamlayarak bilimsel gözlemlere bafllad› (Resim 3).

Avrupa Uzay Ajans›’n›n (ESA) iflletti¤i uydu teles-koplar›ndan EXOSAT 80’lerde, ROSAT ise 90’lardaX-›fl›n› gökbilimine çok önemli katk›larda bulundular.ESA’n›n flu anda sürdürdü¤ü “Ufuklar 2000” progra-m› bünyesinde olan XMM-Newton X-›fl›n› teleskopu-nun, 1999 sonlar›nda bafllad›¤› gözlemleri 10 y›l sür-dürmesi bekleniyor. XMM-Newton, benzeri olanChandra teleskopuyla karfl›laflt›r›ld›¤›nda, Chandrakadar duyarl› X-›fl›n› görüntüsü oluflturamamas›nakarfl›n, sa¤layaca¤› X-›fl›n› spektral bilgileri, yani göz-lenen gökcisminden gelen X-›fl›n› fotonlar›n›n enerjida¤›l›mlar›n›n ölçülmesi aç›s›ndan Chandra’ya üstün-dür. Böylece bu iki X-›fl›n› teleskopu bilimsel aç›danbirbirini bütünlemekteler. ESA yönetimindeki bir di-¤er uydu teleskopuysa Uluslararas› Gama Ifl›n› Astro-fizi¤i Laboratuvar›, ya da k›saca INTEGRAL. Bu pro-jesi temelde gama ›fl›n› teleskopu bulundurmas›n›nyan› s›ra, uydu üzerinde biri görünen ›fl›k, di¤eriyseX-›fl›n› teleskoplar› olmak üzere iki destekleyici enst-rüman bulundurmakta. Böylece INTEGRAL, gözlenengökcisminin de¤iflik dalga boylar›ndaki davran›fllar›n›ayn› anda saptayabilme olana¤› sunuyor.

K›saca de¤inilen uydu teleskoplar›, benzeri tümprojelerin yaln›zca küçük bir k›sm›n› içermekte. Özel-likleri ne kadar farkl› olursa olsun, bütün uydu enst-rümanlar›n›n amac› birkaç bilimsel temelde odaklan›-yor: kozmik olaylar›n nedenlerini, gökadalar, y›ld›zlarve gezegenler gibi kozmik nesnelerin nas›l oluflup ev-rimlefltiklerini anlayabilmemize yard›mc› olmak.

E r s i n G ö ¤ ü fl-Sabanc› Üniversitesi


K›z›lötesi dalga boyunda Tarantula bulutsusu

Samanyolu merkezindeki baz› kaynaklar›n INTEGRAL ile al›nan gama ›fl›n› görüntüsü

UYDU TELESKOPLAR

1960’l› y›llar›n, gökbilim dünyas›nda X-›fl›n› göz-lemlerinin bafllang›ç dönemi oldu¤u kabul edilir. Olduk-ça yüksek enerjili fotonlardan oluflan X-›fl›nlar›n›n at-mosferin üst k›s›mlar›nda emilerek durdurulmas› nede-niyle, ilk gözlem denemeleri üst atmosfer tabakalar›n-da yap›lmaya bafllad›. Uydu teknolojisinin geliflmedi¤iy›llarda X-›fl›n› gözlemleri balon ve roketlere yerlefltiri-len detektörlerle yap›lmaktayd›. Balonlar›n atmosferdeyeterince yükse¤e ç›kamamalar› nedeniyle X-›fl›n› kay-naklar›ndan gelen fotonlar 10-15 dakikal›k k›sa süre-lerle kaydediliyorlard›. Günefl sistemimizin d›fl›ndaki ilkX-›fl›n› kayna¤› 1962 y›l›nda 5 dakika süreyle b›rak›lanbir roket deneyi s›ras›nda keflfedildi. ‹lk X-›fl›n› gözlemuydusu olan Uhuru, 1972 y›l›nda yörüngeye b›rak›ld›.Bu uydu Centaurus X-3 ve Hercules X-1 gibi baflka X-›fl›-n› kaynaklar› keflfetti. Bu X-›fl›n› kaynaklar›n›n çift y›ld›zolduklar› ve bunlar›n birkaç saniyelik at›fl (dönme) pe-riodlar›n›n bulunmas›ndan sonra X-›fl›n› çift y›ld›zlar›n-da, efly›ld›zdan nötron y›ld›z›na kütle aktar›m› yap›ld›¤›düflüncesi, gökadadaki X-›fl›n› yayan kaynaklar için vaz-geçilmez bir model oluflturdu. X-›fl›nlar›n›n oluflum me-kanizmalar› ve bu kaynaklar›n evrimleri birçok bilimcitaraf›ndan araflt›r›ld›. Geçti¤imiz 34 y›la yak›n süre için-de X-›fl›n› uydular› (Uhuru, Ariel, SAS3, HEAO1, Einste-

in, Tenma, Exosat, Ginga, Granat, Rosat, XTE, Chand-ra, XMM, Integral) taraf›ndan bine yak›n X-›fl›n› kayna-¤› keflfedildi. Bu keflfedilen çift y›ld›zlar›n yüzlercesinötron y›ld›zl› X-›fl›n› çift y›ld›zlar›d›r.

Nötron y›ld›zlar›n›, çok kuvvetli manyetik alan› olandönen m›knat›slar gibi düflünebiliriz. Nötron y›ld›zlar›-n›n manyetik alanlar› 109 - 1013 Gauss aras›nda de¤ifl-mektedir. Dünyam›z›n manyetik alan›n›n yaklafl›k 1 Ga-uss oldu¤unu düflünürsek, nötron y›ld›zlar›n›n ne yük-sek mertebede manyetik alanlar›n›n oldu¤unu rahatl›k-la hissedebiliriz. Yeni keflfedilen, “magnetar” ad› veri-len nötron y›ld›zlar›nda manyetik alan fliddetinin 1015

Gauss kadar oldu¤u san›lmakta. Bu kadar fliddetli birm›knat›s, Dünya’dan Ay kadar bir mesafeye koysak cüz-danlar›m›zdaki kredi kart› bilgilerini rahatl›kla silecekkadar kuvvetlidir.

Nötron y›ld›z›n›n çekim kuvvetiyle nötron y›ld›z›na

akan plazma, nötron y›ld›zlar›n›n manyetik kutuplar›n-da birikir ve kutuplar› ›s›t›r. Ulafl›lan s›cakl›k yaklafl›k107 Kelvin derecedir. Bu kadar yüksek s›cakl›kta ›s›nanmadde X-›fl›n› yaymaya bafllar. Nötron y›ld›z›, dönmeekseni çevresinde her dönüflünde bir ya da iki kez ›s›-nan kutuplar›n› dünyam›za gösterir. Biz de bu kutupla-r›n varl›¤›n› X-›fl›n› uydular›ndaki X-›fl›n› detektörleriylegözlemleriz. Manyetik alan› kuvvetli olan nötron y›ld›z-lar›ndan gelen X-›fl›nlar› bu yüzden periyodik sinyallerolarak alg›lan›rlar.

Uyduyla gözlenen X-›fl›n› fotonlar› geldikleri zamanagöre uydunun bilgisayar›na kaydedilirler. Uydu dünyaçevresinde bir yörünge üzerinde hareket etmektedir.Dünyam›z Günefl çevresinde ve nötron y›ld›z› da kendiefly›ld›z› çevresinde yörüngededir. Dolay›s›yla verileri-miz hareketli sistemlerde gözlenmifltir. X-›fl›n› veri ana-lizine bafllarken öncelikle verilerimizin gelifl zamanlar›-n› Dünya, uydu ve Günefl’in ortak kütle merkezine tafl›-mak gerekmektedir. Kütle merkezine göre düzeltmeyap›lm›fl veriler, analiz edilebilir konumdad›r. Elimizde-ki zaman serisinde ölçmek istedi¤imiz en önemli olgu,nötron y›ld›z›n›n dönme periyodudur. Bu periyodu Fo-urier dönüflümü denen bir yöntemle ölçebiliriz. Bu yön-temde, dönme periyodunu zaman serisinin üzerinden

Kütle aktar›m› yapan

Resim 2: Samanyolu merkezinin Chandra ile X-›fl›n› görüntüsü, NASA/UMass/D.Wang’dan.

Çaplar› bir metrenin alt›nda olan küçük optikteleskoplarla yap›labilen en etkin gözlemsel çal›fl-malar, etkileflen çift y›ld›zlara iliflkin çal›flmalar-d›r. Ülkemizdeki optik teleskoplar da hep küçükboyutlu olduklar› için gözlemsel çal›flmalar bualanda yo¤unlaflmaktad›r. Etkileflen çift y›ld›zla-r›n optik gözlemlerinden, onlar›n fiziksel ve ge-ometrik yap›lar› çözümlenmekte ve sonuçlaruluslararas› bilimsel arenaya sunulmaktad›r.

Bu alanda yap›lan çal›flmalar içinde etkileflençift y›ld›zlar›n uzun süreli yörünge de¤iflimleri deincelenebilmektedir. Söz konusu yörünge de¤i-flimlerinden bir k›sm› bu sistemlerin çevresindegörünmeyen baflka y›ld›zlar›n da var olabilece¤i-ni göstermektedir. Bizim kendi araflt›rma grubu-muzun çal›flmalar›yla etkileflen çift y›ld›zlar›n çev-relerinde farkl› kütlelerde üçüncü cisimlerin var-l›¤›n› gösteren kan›tlar birikmifltir. ‹lgili gözlemverilerinin duyarl›¤› yeterli olmad›¤› için, dahaçok y›ld›z kütleli üçüncü cisimler saptanmaklabirlikte, y›ld›z alt› kütlelere sahip ‘kahverengi cü-ce’ deyebilece¤imiz cisimler de bulunmaktad›r.Çevresinde baflka y›ld›zlar›n varoldu¤u etkileflençift y›ld›zlar›n listeleri Fekel, Chambliss ve Demir-can taraf›ndan ayr› ayr› oluflturulmufltur. Bu liste-ler incelendi¤inde, görünmeyen cisimlerin kütleda¤›l›m›nda bir süreklilik oldu¤u, daha küçük(gezegen) kütleli cisimlerin gözlem duyarl›¤›nda-ki yetersizlik nedeniyle saptanamad›¤› anlafl›l-maktad›r. Di¤er taraftan ayr›k çift y›ld›z bileflen-

leri her bak›mdan tek y›ld›z gibi davranmaktad›r.Bu nedenle uzun dönemli ayr›k çift y›ld›z bileflen-lerinin kendi çevrelerinde 1. kritik Roche loblar›içinde gezegenlerin olmamas› için hiçbir nedenbulunmamaktad›r.

K›sa dönemli etkileflen çift y›ld›zlar›nçevresinde gezegen varsa, kararl›l›k aç›s›ndan yö-rüngelerin Lagrange noktalar›n›n çok d›fl›nda yeralmas› gerekir. Fekel, Chambliss ve Demircan'›nlistelerinde tüm 3.cisimlerin yörüngeleri bu ko-flullar› sa¤lamaktad›r. fiimdiye kadar etkileflençift y›ld›zlar›n çevrelerinde gezegen saptanama-mas›n›n nedeni, bu konuda sistematik bir çal›fl-ma yap›lmam›fl olmas›, gözlem duyarl›¤›n›n yeter-sizli¤i ve etkileflen çift y›ld›zlarda manyetik etkin-lik ve madde hareketleri gibi olaylara iliflkin göz-lemsel etkilerin gezegen etkilerini kamufle etmiflolmas›d›r. Dikkatli bir seçimle bu etkilerin olma-d›¤› etkileflen çift y›ld›zlar seçilir ve sistematikgözlemler birkaç y›l sürdürülebilirse, bu sistem-ler çevresinde gezegen varl›¤› kan›tlar› bulunabi-lir.

Bilindi¤i gibi son on y›lda Günefl Sistemi’nind›fl›nda 100 kadar gezegen keflfedildi. Önce ha-t›rlatmak gerekir ki, hiçbir teleskop ne yerden nede uzaydan bu gezegenleri göremiyor. Peki bugezegenler nas›l keflfediliyor dersiniz. Bu geze-genlerin varl›¤›, dolayl› fakat sonuçlar› kesin olanyöntemlerle saptanmaktad›r. Söz konusu dolayl›yöntemler ülkemizde etkileflen çifty›ld›z gözlem-

lerinde de uygulanmaktad›r. Ancak ülkemizdekullan›lan teleskoplar›n ›fl›k toplama kapasitesiçok s›n›rl› oldu¤u için y›ld›zlar›n çevresinde kü-çük kütleli gezegenler saptanamamakta, küçükkütleli görünmeyen y›ld›zlar saptanabilmektedir.Ülkemizde daha büyük teleskoplar›n olmas› ha-linde bu çok güncel alanda uluslararas› katk›laryap›labilecek, baflka dünyalar keflfedilebilecektir.

Y›ld›zlar›n oluflumunda bir araya gelen kütleYer kütlesinin 27.000 kat›ndan daha fazlaysa buoluflum nükleer tepkimelerle ›fl›maya bafllar vey›ld›z oluflur. Kütle daha küçükse, ›fl›ma baflla-maz ve y›ld›z ölü do¤mufl olur. Ancak bu kütle debirkaçbin Yer kütlesinden büyükse bir süre (100milyon y›l kadar) lityum yakarak s›cakl›¤› nede-niyle k›rm›z›ms› bir renkte p›r›ldar. ‹flte bu ölüdo¤mufl y›ld›zlara kahverengi cüce denir. Olu-flumda biraraya gelen kütle birkaç bin Yer kütle-sinden küçükse, art›k gezegen demektir. Kahve-rengi cüceler ve gezegenler bir arada bulunmak-ta ve genellikle y›ld›zlar›n etraflar›nda yeralmak-tad›r. fiimdiye kadar elde edilen bulgulardan an-lafl›ld›¤›na göre;

(i) Birden fazla gezegen oluflum mekaniz›na-s› var olmal›d›r. Gezegen oluflumu, y›ld›z oluflu-muyla ba¤lant›l› olabildi¤i gibi y›ld›z ölümüyle deba¤lant›l› olmal›d›r. Çünkü pulsarlar›n çevresindeda gezegen bulunmufltur. Bu bize y›ld›zlarçevresinde gezegen oluflumunun, beklenendençok daha fazla oldu¤unu göstermektedir.

(ii) Farkl› y›ld›zlar›n çevresinde farkl› uzakl›k-ta ve farkl› büyüklükte gezegenler bulunabilmek-tedir. Ancak bugünkü tekniklerle normal y›ld›zla-r›n çevresinde Jüpiter kütlesinden daha küçükkütleli gezegenleri saptamak mümkün olmamak-tad›r. Bundan sonra Yer benzeri küçük gezegen-lerin keflfi için büyük teleskoplarla ve uydu göz-lemleriyle çok özel projeler gelifltirilmektedir.

P r o f . D r . O s m a n D e m i r c a nÇanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi


Çift güneflli Dünyalar?

çok say›da frekans de¤eri olan harmonikler geçirerekbulabiliriz. Daha sonra zaman serimizi bu buldu¤u-muz periyodla katlayarak tek bir puls (at›fl) yap›s› el-de ederiz. Bu puls yap›lar› dura¤an hale geldi¤indebulmufl oldu¤umuz periyod, en hassas periyod ölçü-müdür. Bugüne kadar ölçülen X-›fl›n› kaynaklar›ndanötron y›ld›zlar›n›n periyodlar› 0,069-1450 saniyearas›nda de¤iflmektedir.

Bu periyodlar zaman içinde de¤iflmektedirler. Bude¤iflimin nedeni, bu nötron y›ld›zlar› üzerine aktar›-lan kütlenin verdi¤i torklard›r. Nötron y›ld›zlar› çevre-sinde oluflan kütle aktar›m diskleri nötron y›ld›zlar›-n›n manyetik alanlar›yla etkileflip aktar›lan maddedenve manyetik alandan kaynaklanan torklar uygulamak-tad›r. Bu torklar nötron y›ld›zlar›n›n zaman içinde h›z-lanmas›na ve yavafllamas›na neden olmaktad›r. 1990y›l›nda yörüngeye b›rak›lan Compton Gamma Ray Ob-servatory üzerindeki BATSE detektörleri, kütle aktar›-m› yapan nötron y›ld›zlar›n› sürekli olarak izledi. Bugözlemler ortaya flafl›rt›c› sonuçlar ç›kard›. K›sa za-man aral›klar›nda (örne¤in haftalar mertebesinde)nötron y›ld›zlar› h›zland›klar› oranda yavafllama dagösteriyordu. Bu yavafllamalar›, zaman içinde kararl›bir kütle aktar›m diskinin nötron y›ld›z›na uygulayaca-

¤› torklarla aç›klamak oldukça güçtü. Bu de¤iflimleriizah etmek için kütle aktar›m disklerinin topaç hare-ketleriyle sal›n›m yapt›klar› öne sürüldü. Bu sal›n›m-lar s›ras›nda nötron y›ld›zlar›na ters torklar verdi¤iöne sürüldü. Di¤er bir modelse, efly›ld›z›n plazma rüz-gâr›na maruz kalan nötron y›ld›z›n›n zaman zaman y›l-d›z rüzgâr› alt›nda yörüngeye ters yönde dönen diskoluflturmas›yd›. Bu yavafllaman›n di¤er bir nedeniysenötron y›ld›zlar›n›n içinde bulunan süper ak›flkan s›v›-n›n baz› k›sa dönemlerde düzensiz yavafllamalara ne-den olabilece¤iydi. Kütle aktar›m› yapan nötron y›ld›z-lar›n›n periyod de¤iflimlerinin araflt›rmas› hâlâ ulusla-raras› platformda güncel bir konudur ve ülkemizdekiYüksek Enerji Astrofizi¤i gruplar›nda araflt›r›lmakta-d›r.

Tork de¤iflimlerine efllik eden çok önemli di¤erbir gözlemsel bulguysa, kütle aktar›m›n miktar› venötron y›ld›zlar›ndan gelen X-›fl›nlar›n›n enerji spek-rumlar›d›r.

Halihaz›rda, yörüngede bulunan Chandra ve XMMuydular›n›n ola¤anüstü enerji ayr›flt›rma gücü sayesin-de, nötron y›ld›zlar›n›n spektrumlar›n› ve saniyedekiaktar›lan kütleyi hesaplayabilmekteyiz. Spektral para-metrelerdeki de¤iflimlerle tork de¤iflimleri aras›ndaki

iliflkiden, nötron y›ld›zlar›n›n çevresindeki kütle akta-r›m disklerinin ve efl y›ld›zdan gelen y›ld›z rüzgarlar›-n›n yap›s› hakk›nda bilgi edinmekteyiz. Kütle aktar›m›s›ras›nda oluflan emisyon çizgilerinin Doppler kayma-lar›n› hesaplay›p X-›fl›malar›n›n nötron y›ld›zlar›n›nhangi bölgesinden geldiklerini tahmin edebilmekte-yiz. Bu önemli bilgilere halen yörüngede olan RXTE,Chandra, XMM uydular›ndan gözlem zaman› alarakulaflmaktay›z. Uydulardan gözlem zaman› almak içinbu uydulara her y›l belirli dönemlerde proje vermek-teyiz. Uluslaras› yar›flmaya aç›k olan bu projelerdenald›¤›m›z projelerle araflt›rmalar›m›za sürdürmekte-yiz.

TÜB‹TAK Ulusal Gözlemevindeki 1.5 metrelikRus-Türk Teleskopu RTT150’ye verilen gözlem proje-leriyle, kütle aktar›m› yapan nötron y›ld›zlar›n›n efl y›l-d›zlar› gözlenmektedir. Bu gözlemler yüksek enerjiastrofizi¤i çal›flmalar›m›zdaki eksikliklerimizi tamam-lamakta ve efl y›ld›zlar hakk›nda bize bilgi vermekte-dir. Ülkemizdeki genç araflt›rmac›lar›n katk›lar›yla ast-rofizik araflt›rmalar›n›n önümüzdeki on y›l içinde çokdaha ileriye gidece¤ini umuyoruz.

A l t a n B a y k a l ODTÜ Fizik Bölümü

n nötron y›ld›zlar›

17. yüzy›la kadar evrenin de¤iflmedi¤i, gökyü-zündeki her fleyin de¤iflmeden ayn› kald›¤› ve yeri-ni korudu¤u san›l›yordu. 1687 y›l›nda Isaac New-ton’un Principia adl› eserini yay›mlamas›yla, geze-genlerin Günefl çevresindeki dolan›mlar›n›n ve bircismin yer yüzeyine düflüflünün ayn› fizik yasas›n›nsonucu oldu¤u anlafl›ld›. Böylece üzerinde yaflad›-¤›m›z Yer’in de bir gök cismi oldu¤u, mekanik ya-salara göre evrimin kaç›n›lmaz oldu¤u tart›flmala-r› bafllad›. Ancak, y›ld›zlar›n evriminin tam olarakanlafl›labilmesi için termodinamikteki geliflmelerindoru¤a ç›kt›¤› 19. yüzy›l›n ikinci yar›s›na kadarbeklemek zorundayd›k.

Evrenin evrimi düflüncesi elbette gök cisimleri-nin gözlemlerine dayanmaz. Bu evrim öylesine ya-vaflt›r ki gökyüzündeki herfley insanl›k tarihi bo-yunca hiç bir de¤iflime u¤ramam›fl gibi görünür.Ancak, 1572 y›l›nda Tycho Brahe’nin Koltuk ta-k›m y›ld›z›nda yeni bir y›ld›z (üstnova) bulmas›yla“evrenin de¤iflmezli¤i” düflüncesi y›k›lmaya baflla-m›flt›r. Hayvan ve bitki fosilleri incelendi¤inde gü-nefl ›fl›n›m›n›n ye¤inli¤inin milyonlarca y›ldan buyana önemli bir de¤iflim göstermedi¤i görülmüfl-tür. Öyleyse, Günefl bitmez, tükenmez dev birenerji kayna¤› m›d›r? Yer yüzeyindeki yaflam›nba¤l› oldu¤u bu kaynak daha ne kadar ayn› mik-tarda enerji göndermeyi sürdürecektir? Bu sorula-r›n yan›t›n› ancak 1919 y›l›nda bulabildik: Güneflve y›ld›zlar›n enerji kayna¤› termonükleer birleflmetepkimeleri olmal›d›r.

Yaflam›m›z› sa¤layan Güneflimizin kütlesi1.99x1030 kg, yar›çap› da 700.000 km dolay›n-dad›r. Samanyolu gökadas›nda 200 milyar dola-y›nda y›ld›z bulunmaktad›r. Bunlar›n kütleleri, Gü-nefl kütlesinin 0.08 ile 100 kat› aras›ndad›r. An-cak % 80’inin kütlesi Günefl’inkine yak›nd›r. Yar›-çaplar›ysa 10 ile 700 milyon km gibi genifl bir ara-l›¤› kapsar. Y›ld›zlar›n yo¤unluklar› da genifl biraral›kta da¤›l›r. Örne¤in bir k›rm›z› dev olan Betel-göz’ün yo¤unlu¤u soludu¤umuz havan›n yo¤unlu-¤undan daha azd›r. Buna karfl›n beyaz cüce y›ld›z-lar›n bir çay kafl›¤› kadar maddesinin yo¤unlu¤u 1tondan daha fazlad›r. Son olarak, y›ld›zlar›n yüzeys›cakl›klar› 2000 ile 300.000 derece aras›nda,k›rm›z›dan mavi-beyaz renge do¤ru bir da¤›l›mgösterir.

Bir gökadadaki y›ld›zlararas› bulutlar›n çekim-sel çökmesiyle yeni y›ld›zlar oluflur. Onlar›n evrimh›zlar›n› bafllang›çtaki kütleleri belirler. Bir y›ld›z›so¤an kabuklar› gibi katmanlar fleklinde düflünür-sek, her katmanda bas›nç kuvvetiyle çekim kuvve-ti birbirini dengelemeye çal›fl›r. Buna hidrostatikdenge denir. Günefl kütlesindeki bir y›ld›zda budenge 10 milyon y›lda ancak kurulabilir. Bu süreiçerisinde y›ld›z›n sald›¤› enerji, büzülmeyle aç›¤aç›kan toplam enerjinin yar›s› kadard›r. Öteki yar›-s› da y›ld›z›n iç k›s›mlar›n›n ›s›t›lmas›nda kullan›l›r.Büyük kütleli y›ld›zlar bu dengeye daha k›sa za-manda ulafl›r. Güneflte hidrostatik denge kuruldu-¤unda merkezdeki s›cakl›¤›n yaklafl›k 15 milyonderece, yo¤unlu¤un da suyun yo¤unlu¤unun 160kat›na ulaflt›¤›n› tahmin ediyoruz. Bu yüksek s›cak-

l›kta en hafif parçac›klar olan protonlar›n itmekuvvetini yenecek kadar yüksek h›zlara ulaflacakla-r›n› ve çarp›flarak helyum çekirdeklerini olufltura-caklar›n› ancak 1939 y›l›nda anlayabildik. Bugün-kü bilgilerimize göre Günefl’in toplam kütlesininancak yüzde 12’si nükleer tepkimeye giriyor. Gü-neflimiz 4.6 milyar y›ld›r hidrojen çekirdeklerininükleer tepkime yoluyla birlefltirerek helyum çe-

kirdeklerine dönüfltürmektedir. Güneflimizin uzayasaniyede 3.84x1033 erg’lik enerji sald›¤›n› biliyo-ruz. Bu enerjinin merkezdeki nükleer tepkimeler-le karfl›lanabilmesi için saniyede 600 milyon ton-dan fazla hidrojen helyuma dönüflmelidir. Dörtprotondan bir helyum çekirde¤i olufltu¤unda pro-ton bafl›na binde yedilik bir kütle kayb› olmakta-d›r. Buna göre saniyede 4.3 milyon ton kütle,


y›ld›zlar›n yaflamöyküsü

Trifid bulutsusu. Bizden 9 000 ›fl›ky›l› uzakl›ktakibir y›ld›z oluflum bölgesi. Y›ld›zlar›n do¤um

bölgelerinden biri. APOD 990607

Orion bulutsusu. Yerden 1500 ›fl›ky›l› uzakl›ktagökadam›z›n spiral kolundaki y›ld›z oluflum bölgesi

APOD 990522

Ring Bulutsusu. 2300 ›fl›k y›l› uzakl›ktaki bubulutsunun merkezinde 100.000°C s›cakl›¤›nda

bir beyaz cüce vard›r. APOD 030322

Abell 39 gezegenimsi bulutsusu ve merkezindekibeyaz cüce y›ld›z kal›nt›s›. Bulutsu bizden 7000›fl›ky›l› uzakl›kta ve 5 ›fl›ky›l› çap›ndad›r. APOD

010123

Yerden 6000 ›fl›ky›l› uzakl›kta, 1054 y›l›nda patlayan ve merkezinde saniyede 30 kez dönen bir nötrony›ld›z› b›rakan Crab atarcas›. Soldaki resim optik görüntüyü, sa¤dakiyse röntgen dalgaboyundaki görüntüyü

göstermektedir. APOD 030914 APOD990929

Einstein eflitli¤i E=mc2 ye göre enerjiye dönüflmek-tedir. Bu enerji üretimi bir hidrojen bombas›ndançok, düzenli çal›flan bir reaktöre benzer. Hidrojenyanarak helyuma dönüflürken güneflin toplam küt-lesindeki de¤iflme, bofllanabilecek kadar azd›r. An-cak, çekirdekteki parçac›k say›s› h›zla azal›r. Dola-y›s›yla çekirdekte hidrostatik denge bozulur ve çe-kirdek büzülmeye bafllar; s›cakl›k ve yo¤unluk ar-tar. Bu büzülme nedeniyle nükleer tepkime mikta-r› da artar ve Günefl’in parlakl›¤› büyür. Ifl›tmada-ki artman›n d›fl katmanlara do¤ru akmas›yla d›flkatmanlar genifllemeye bafllar. Merkezden enerjitafl›yan fotonlar so¤urulup yeniden sal›narak 10milyon y›lda ancak yüzeye ulaflabilir. Günümüzdegeçerli olan modellere göre Güneflimiz 4.6 milyary›lda çekirde¤indeki hidrojenin yar›s›n› helyumadönüfltürmüfl olmal›d›r.

Çekirdekte hidrojenin tümüyle tükenmesiyleçekirdek büzülür; çekirde¤i saran ince bir zarftahidrojen yanmas› sürerken d›fl katmanlardaki ge-niflleme en büyük de¤erine ulafl›r ve Günefl bir k›r-m›z› dev olarak görünür. Güneflimiz evriminin buaflamas›na geldi¤inde yar›çap›n›n büyüyerek Mer-kür gezegenine kadar geniflleyebilece¤i tahminediliyor.

Küçük kütleli y›ld›zlar›n merkez bölgesindeki100 milyon derecelik bu yüksek s›cakl›k nedeniy-le elektron yozlaflmas› olur. K›saca söylemek gere-kirse, art›k merkezdeki s›cakl›k bas›nca ba¤l› de-¤ildir. Dolay›s›yla merkez bölgesindeki büzülmeçok fazla olur ve bu yüksek s›cakl›k nedeniyle biranda büyük miktarlarda helyum yanmas› bafllar.Buna helyum parlamas› diyoruz. Çekirdekteki hel-yum yanmas› yaklafl›k bir milyar y›lda bittiktensonra tümüyle karbondan oluflan merkez bölgesibüzülür, d›fl katmanlar› genifller. Ancak, çekirdekne denli büzülürse büzülsün, karbonu tutuflturma-ya yetecek s›cakl›¤a ulaflamaz. D›fl katmanlardakibu geniflleme nedeniyle y›ld›z›n d›fl katmanlar› y›l-d›zdan ayr›larak, merkezinde beyaz cüce bir y›ld›zbulunduran gezegenimsi bulutsu oluflturur. Bu te-rim, evrimin bu aflamas›nda y›ld›z›n görüntüsününUranüs ya da Neptün gezegenine benzeyece¤i dü-flüncesine dayan›r. Günefl’imizin evrimi s›ras›ndaçekirdekteki helyum tümüyle tükendi¤inde yar›ça-p›n›n Dünya’m›z› da içine alacak kadar büyüyece-¤i tahin ediliyor. Kütleleri yar›m Günefl kütlesi ka-dar olan y›ld›zlarsa evrimleri boyunca helyumu ya-kamazlar.

Kütleleri 1.3 ile 8 Günefl kütlesi aras›nda olany›ld›zlara da orta kütleli y›ld›zlar diyoruz. Bunlar›n

evrimi de Günefl’imizin evrimine benzer. Ancak çe-kirdekte hidrojen yanmas› bitti¤inde elektron yoz-laflmas› olmaz. Evrimin sonu yine çekirde¤i saranzarf›n at›larak merkezinde bir beyaz cüce olan birgezegenimsi bulutsu olflumuyla sona erer. Küçükve orta kütleli y›ld›zlar›n evrimi sonunda geriye ka-lan beyaz cüceler, art›k enerji üretmeyen, yo¤un-lu¤u güneflinkinden bir milyon kat daha yüksekolan, Günefl yar›çap›n›n yüzde biri kadar yar›çapasahip, çok düflük ›fl›tmal› bir y›ld›zd›r. Zamanla so-¤uyarak görünmez olur.

Kütleleri 8 Günefl kütlesinden daha fazla olany›ld›zlara büyük kütleli y›ld›zlar diyoruz. Bu y›ld›z-lar›n evrimi çok h›zl›d›r. En hafif parçac›klar olanhidrojenden bafllayarak çekirdekteki her elemen-tin yanma iflleminin sonunda y›ld›z›n yar›çap›ndakide¤iflme, Günefl’inkinin binlerce kat›na ç›kar. Y›l-d›z›n çekirde¤indeki madde sonunda tümüyle de-mire dönüflür. Böyle bir y›ld›zda merkezden yüze-ye do¤ru demir, nikel, silisyum, oksijen, neon, kar-bon, helyum ve hidrojen kabuklar› oluflur. Y›ld›z›nmerkezinde demir olufltu¤unda ortam›n s›cakl›¤›neredeyse 5 milyar dereceyi bulur. Demir, do¤ada-ki en kararl› elementtir ve nükleer tepkimeye gir-mesi çok zordur. Tersine, parçalanarak helyumatomlar›na dönüflür ve bu ifllem s›ras›nda ortam›ns›cakl›¤› düfler. Dolay›s›yla, bas›nç kuvveti üzerin-deki maddenin a¤›rl›¤›n› tafl›yamaz. Y›ld›z›n tümmaddesi çekirde¤e düflerek bir üstnova (süperno-va) patlamas› meydana gelir. Üstnova patlamas›y-la uzaya bir anda sal›nan enerjinin Günefl’in sald›-¤› enerjinin bir milyar kat› yöresinde oldu¤unu tah-min ediyoruz. Bu patlamayla y›ld›z maddesinin ta-mam›na yak›n› uzaya at›l›r; geriye, bir kaçkilometre yar›çapl› bir küreye s›k›flt›r›lm›fl maddekal›r. Bu kal›nt› tümüyle nötronlardan oluflur vesantimetre kübünde 1015 ton madde bulunduran

ölü bir y›ld›zd›r. Bunlara nötron y›ld›zlar› diyoruz.Aç›sal momentumun korunumu nedeniyle bir nöt-ron y›ld›z› saniyede birkaç kez döner. Manyetikalan›n da yüksek olmas› nedeniyle y›ld›zdan ç›kanradyo atmalar› yaln›zca kutup bölgesinden sal›n›r.Bu nötron y›ld›zlar›na atarca diyoruz. Atarcalaryüksek çekim alan› içerisine yerlefltirilmifl bir saatebenzer. Bu saatin davran›fl›n› inceleyerek, genelgörelilik kuram›n›n öngörülerini test edebiliriz. ‹lkatarca 1967 y›l›nda Jocelyn Bell taraf›ndan keflfe-dildi. Crab bulutsusundaki bu atarca 1054 y›l›ndapatlayan bir üstnovan›n kal›nt›s› olup uzun süregündüzleri bile görülebilmifltir. En h›zl› dönen ata-calardan birisi olan bu y›ld›z kendi ekseni çevresin-de saniyede 33 kez döner. ‹ki nötron y›ld›z›ndanoluflan atarcalar›n varl›¤›n› da biliyoruz. Bu atarca-lar, genel görelilik kuram›nca ivmelendirilmifl küt-lenin çekim dalgalar› yayaca¤› öngörüsünün göz-lemsel kan›t› için en uygun cisimlerdir. Günümüz-de bilinen atarca say›s› 1200 dolay›ndad›r. Atarca-n›n dönmesi zamanla yavafllar ve so¤uyarak gö-rünmez duruma gelir.

Bafllang›ç kütleleri çok büyük, tahminen 30Günefl kütlesi ya da daha büyük y›ld›zlarsa, üstno-va patlamas›n›n sonunda Günefl kütlesinin befl ka-t›ndan daha büyük bir kütle b›rakabilir. Y›ld›zdanat›lan madde ›fl›k h›z›na yaklafl›r. Bu aflamadakibir y›ld›z kal›nt›s›ndan, ›fl›k bile kaçamaz. Uzay vezaman›n durdu¤u, baflka bir deyiflle kütle için yerolmad›¤› ve zaman›n durdu¤u böyle kal›nt›lara“karadelik” diyoruz. Karadeliklerin varl›¤› iki yollaanlafl›labilir. Çevrelerindeki toz maddeye uygula-d›klar› yüksek çekim etkisiyle onlardan röntgen›fl›nlar›n›n sal›nmas›na neden olur. ‹kinci yolsa, birçift y›ld›z bilefleni olan karadeliklerin kütlesinin,bilefleninin deviniminden hesaplanmas›. Bu y›ld›znötron y›ld›zlar›na karfl›l›k gelen yaklafl›k 5 güneflkütlesinden daha büyükse, bir karadelik olmal›d›r.1963 y›l›nda Cyril Hazard bir radyo kayna¤›n›n Aytaraf›ndan örtüldü¤ünü gözledi. Çok uzak olan bukayna¤›n y›ld›z benzeri bir cisimle ayn› yerde bu-lundu¤u görüldü. Otuz y›l kadar önce atmosfer d›-fl›na gönderilmeye bafllayan uydulara yerlefltirilenröntgen al›c›lar›, çift y›ld›z üyesi olan karadelikleritan›mam›z› ve bulmam›z› kolaylaflt›rd›. Bugün enaz›ndan on çift y›ld›zda bileflenlerden birisinin ka-radelik oldu¤unu biliyoruz. Son çal›flmalar y›ld›zs›cisim dedi¤imiz kuazarlar›n, gökadalar›n çekirdek-lerinde bulundu¤unu gösteriyor. Kuazarlar›n bo-yutlar›n›n günefl dizgesi kadar oldu¤u ve gökada-m›zdan bin kat daha fazla enerji sald›klar› bilini-yor. Bunlar›n çekirdeklerinde birer karadeli¤in bu-lundu¤u ve karadeli¤in onu çevreleyen gökadadany›lda bir Günefl kütlesi kadar maddeyi ald›¤› tah-min ediliyor.

Evrenin temel tafllar› olan gökadalar› dengedetutan y›ld›zlar da zamanla evrimlefliyor. Evrimin h›-z›n› y›ld›zlar›n bafllang›ç kütleleri ve bulundurduk-lar› a¤›r elementler belirliyor. Y›ld›zlar›n yaflamlar›genellikle bir patlamayla sona eriyor. Dolay›sylagökadalar a¤›r elementlerce zenginlefliyor. Yenido¤an y›ld›zlar, evrende ilk oluflan y›ld›zlara göredaha fazla a¤›r element bulunduruyor ve daha bü-yük kütleli do¤uyorlar. Kütle büyüdükçe evrim h›z-lan›rken, a¤›r elementlerin bollu¤u büyüdükçe ev-rim yavafll›yor.

C a f e r ‹ b a n o ¤ l uEge Üniv. Fen Fakültesi, Astronomi ve

Uzay Bilimleri Bölümü


Komflu gökadam›z Macellan Bulutlar›nda 1987y›l›nda patlayan SN 1987A’n›n Hubble Uzay

Teleskopuyla 1996 y›l›nda al›nan bir görüntüsü.APOD 020331

45 milyon ›fl›ky›l› uzakl›ktaki NGC 4261 gökadas›n›nçekirdek bölgesinde yer alan karadeli¤in

çevresindeki görüntü. APOD 971019

Cygnus x-1 y›ld›z›na iliflkin bir gösterim. Soldakioptik bileflen 20 Günefl kütlesindedir. Sa¤daki

bileflense bir karadelik olup, 7 Günefl kütlesindedir.

Hubble Uzay Teleskopunun verileri, gökbilim-cileri ç›¤›r açan yeni bulgulara tafl›maktad›r. Bubulgulardan biri, “hayalet” evrendir! Mercekler ›fl›-¤› bir odak noktas›nda toplaman›n yan›s›ra, kay-naktan gelen ›fl›¤›n ye¤inli¤ini de yükseltir. Hubb-le Uzay Teleskopu, do¤al mercekleri ve onlar›n›fl›k ye¤inli¤ini yükseltme özelliklerini kullanarak,Yer konufllu teleskoplar›n beceremedi¤i “hayaletavc›l›¤›”n› çok iyi yap›yor.

Hubble Uzay Teleskopunun “hayalet avc›l›-¤›”nda sergiledi¤i becerileri incelemeden önce ko-nunun ilginç tarihçesine bir göz atal›m.TTaarriihhççee

18. yüzy›lda bilim adamlar›, ›fl›¤›n yay›lmado¤rultusunun çekim alan› taraf›ndan nas›l etkile-nece¤ini araflt›rmaya bafllad›lar. Çekim alan›n›n›fl›k üzerine olan etkisini ciddi olarak inceleyen ilkkifli, ‹ngiliz gökbilimci, rahip John Michell’dir. Ifl›-¤›n, “korpüskül” ad› verilen taneciklerden olufltu-¤u düflüncesi Newton zaman›nda ortaya at›lm›flt›.1783 y›l›nda Michell, ›fl›¤›n da t›pk› madde gibi çe-kim alan›ndan etkilenmesi gerekti¤ini düflündü.Michell, Yer ya da Günefl gibi bir gök cisminden d›-flar›ya do¤ru yay›lan ›fl›¤›n h›z›n›n, uzakl›kla azala-ca¤›n› savundu. Kuflkusuz Michell zaman›nda ›fl›kh›z›n›n sabit oldu¤u gerçe¤i bilinmiyordu. Mic-hell’in kendisine sordu¤u soru fluydu: “ Yo¤unlu-¤u Günefl’inkine eflit olan bir y›ld›z ne denli büyükolmal› ki, sald›¤› ›fl›k sonsuza eriflmeden önce dur-sun ve geriye, sal›nd›¤› noktaya dönsün?” Bu so-runun yan›t›, çap› 500 Günefl çap› olan bir y›ld›zaiflaret ediyordu. Michell’in hesaplar›na göre ›fl›k,böyle bir y›ld›zdan asla kurtulamazd›! Bu, ola¤a-nüstü bir görüfltü; çünkü Michell’in y›ld›z› bugünkaradelikleri simgeler. Michell’in çal›flmalar›ndan15 y›l sonra Frans›z matematikçi Pierre SimonLaplace da benzer bir sonuç elde etti. Zaman, Mic-hell’in de Laplace’›n da ayr›nt›larda yan›ld›¤›n›gösterdi. Ancak, her ikisinin de kulland›¤› hipotez- ›fl›¤›n çekim alan›ndan etkilendi¤i hipotezi - do¤-ru ç›kt›.

Laplace’›n bu konudaki spekülasyonlar›ndanetkilenen Bavyeral› gökbilimci Johann Georg vonSoldner (1776 - 1833), kendisine, “Çekim alan››fl›¤› büker mi?” sorusunu sordu. Sorunun çözümü-nü Einstein yapt›; ancak soru Einstein’dan 100 y›lönce sorulmufltu. Soldner, kendi kendini yetifltir-mifl sayg›n bir gökbilimciydi. Gök cisimlerinin ko-numlar›n› büyük do¤rulukla saptama çal›flmalar›na(astrometri) katk›lar› olmufl. Soldner daha sonraMünih Bilimler Akademisine müdür olarak atand›.1801 y›l›nda Berlin Gözlemevi’nde Johann Bodeadl› gökbilimcinin yard›mc›s›yken çok önemli birçal›flma yapt›. Bu çal›flmas›nda ›fl›¤›n “korpüskül”ad› verilen parçac›klardan olufltu¤u varsay›m›n›kulland›. Bu varsay›m› kullanarak Soldner, Gü-nefl’e çok yak›n geçen y›ld›z ›fl›¤› do¤rultusununkaç yay saniyesi sapaca¤›n› hesaplad›. Önce Sold-ner ve 100 y›l sonra Einstein’›n inceledi¤i durum-da ›fl›k h›z› çok büyük ve çekim kuvveti de çok kü-çük oldu¤undan ›fl›¤›n “yörüngesi” do¤ruya yak›nbir hiperbol olur. Bu sapma, çok küçük olmas›nakarfl›n hesaplanabilir bir de¤erdir. Soldner bu de-¤eri 0.875 yay saniyesi olarak buldu (fiekil 1).

Gerçekten çok güzel ve oldukça özgün olan buçal›flma 1803 y›l›nda bir Alman gökbilim dergisin-

de yay›mland›. Konu, daha fazla ilgi toplamad›¤›n-dan hemen unutuldu. Unutulmas›n›n nedenlerin-den biri, etkinin o günkü teleskoplar›n duyarl›k s›-n›rlar›ndan daha küçük oluflu; di¤eriyse, 19. yüz-y›lda geliflen elektromanyetik kuram›n, ›fl›¤›n tane-cik özelli¤inden çok dalga özelli¤ini ön plana ç›-karm›fl olmas›d›r. O zamanlar ›fl›¤›n, “aether” ad›verilen, ne oldu¤u belirsiz, hafif, gözlenemez birortam içinde yay›ld›¤›na inan›l›rd›. Bilim tarihçile-rine göre Einstein, Soldner’in çal›flmalar›ndan ke-sinlikle habersizdi.

Einstein, Annalen der Physik adl› bilimsel der-ginin 1911 y›l›nda yay›nlanan 35 numaral› say›s›n-da, Günefl’e oldukça yak›n geçen y›ld›z ›fl›¤›n›n Gü-nefl’in çekim alan› taraf›ndan bükülmeye u¤rat›la-ca¤›n› ve bunun yaklafl›k 1 yay saniyesi kadar ola-ca¤›n› yazd›. Ayn› bildirisinde Einstein, “Tam Gü-nefl tutulmas› s›ras›nda, Günefl’in yak›n komflulu-¤undaki y›ld›zlar görülebilir duruma geldi¤inden,bu etkiyi gözlemlerle s›namak olas›d›r” dedi. Bu-nun üzerine, 1922 y›l›nda 3; 1929 y›l›nda 1;1936 y›l›nda 2; 1947 y›l›nda 1; 1952 y›l›nda 1 ve1973 y›l›nda 1 adet olmak üzere bir dizi gözlemyap›ld›. 1973 y›l›nda yap›lan gözlemi Texas vePrinceton Üniversiteleri birlikte örgütledi. O y›l›ntam Günefl tutulma gözlemi Haziran ay›nda Mauri-tania’n›n Chinguetti Oasis yöresinde gerçeklefltiril-di. Sonuç, Einstein’›n önerisinden 0.95 ± 0.11kez daha küçüktü. 1973 gözlemi bu tür gözlemle-rin sonuncusu oldu. Çünkü, ›fl›¤›n bükülmesineiliflkin gözlemler radyo bölgesine kaym›fl ve çok

çok daha duyarl› gözlemlerle çok daha iyi sonuç-lar elde edilmeye bafllanm›flt› bile! Yeni tür göz-lemler, 20. yüzy›l›n iki büyük bulgusu olan radyoteleskoplar ve kuazarlar› kullanarak, 1969 y›l›n-dan bafllay›p 1975 y›l›na dek her y›l yap›ld›. Bugözlemlere, NRAO’ya ba¤l› olan radyo teleskoplar,Goldstone’dan Haystack’a; ‹ngiltere’deki Mul-lard’dan Hollanda’daki Westerbork’a dek uzanantüm radyo teleskoplar kat›ld›. RRaaddyyoo tteelleesskkooppllaarr››nn rroollüü

Radyo teleskop gözlemlerinde, gökyüzünün enparlak iki kuazar› olan 3C273 ve 3C279 numara-l› kuazarlar kullan›ld›. Her iki kuazar›n da aç›salçap› oldukça küçüktür. Yer’deki bir gözlemciye gö-re Günefl, Ekim ay›n›n 8. günü bu kuazarlara çokyak›n bir konuma gelir. 3C279 kuazar› Günefl ta-raf›ndan örtülürken 3C273 kuazar›n›n Günefl’e enyak›n uzakl›¤› 4° kadar olur (fiekil 2). Radyo giri-flimölçerleriyle herhangi iki kayna¤›n aç›sal uzakl›-¤› son derece yüksek do¤rulukla saptanabilir. 8Ekim’i merkez alan 10 günlük bir zaman dilimin-de kuazar çifti Günefl’in bir yan›ndan di¤er yan›nageçer. Kuazarlar aras›ndaki aç›, giriflimölçerle her-gün ölçülür. Her iki kuazar da Günefl’ten uzakkenölçülen aç›, kuazarlar aras›ndaki “gerçek”, de¤ifl-meye u¤ramam›fl aç› olacakt›r. Günler ilerledikçekuazarlar Günefl’e yaklaflacak ve 7 Ekim’de3C279 Günefl’e 3C273’den daha yak›n bir konu-ma gelecektir. Aç›sal uzakl›¤›n de¤iflme niceli¤i›fl›k yolunun Günefl’e olan uzakl›¤›yla ters orant›l›oldu¤undan 3C279 dan gelen radyo dalgalar›3C273’den gelen radyo dalgalar›ndan daha çoksapacakt›r. Bu durum, iki kuazar aras›ndaki aç›n›nbüyümesine neden olacakt›r. 3C279 kuazar› Gü-nefl diskini “s›y›r›p” geçti¤inden, ›fl›¤›n›n do¤rultu-su, Genel Görelilik kuram›n›n öngördü¤ü gibi 1.75yay saniyesi kadar sapacakt›r. Di¤er yandan,3C273’ün Günefl’le aras›ndaki uzakl›k 9° oldu-¤undan ve de Günefl’e 35 kez daha uzak oldu¤un-dan, ›fl›¤›n›n do¤rultusu yaln›zca 0.05 yay saniye-si sapacakt›r. 9 Ekim’de 3C279 da 3C273 gibiGünefl’in “ayn› taraf›nda” olacak ve iki kuazar ara-s›ndaki aç›sal uzakl›k azalacakt›r. Günler geçtikçeiki cisim Günefl’ten uzaklaflacak ve aralar›ndakiaç›sal uzakl›k ilk de¤erine dönecektir.

‹ki kuazar aras›ndaki aç›sal uzakl›¤›n zamande¤iflimini büyük bir do¤rulukla saptayan radyogökbilimciler, ›fl›¤›n bükülme niceli¤ini Günefl’tenolan uzakl›¤›n bir ifllevi olarak bulur ve bu de¤eri,Günefl’i “s›y›r›p” geçen ›fl›¤›n bükülme niceli¤inedönüfltürebilirler.

Ifl›¤›n bükülme niceli¤inin daha duyarl› ölçül-


kütle çekimsel mercekler

Ifl›¤›n toplam bükülmesi. AA’: Günefl’ten uzak geçen ›fl›¤›n bükülmemifl yolu. BB’: Günefl’in görünürdeki diskini “s›y›r›p” geçen ›fl›¤›n,AA’ ye göre 0,875 denli bükülmesi. Bu k›s›m denklik ilkesinden ya da Newton kuram›ndan gelmektedir. BB¢ bükülmesi Genel Görelili¤in

öngörüsüdür.fiekil 1. Ifl›¤›n toplam bükülmesi. AA’: Günefl’ten uzak geçen ›fl›¤›n bükülmemifl yolu. BB’’: Günefl’in görünürdeki diskini“s›y›r›p” geçen ›fl›¤›n, AA’ ye göre 0”.875 denli bükülmesi. Bu k›s›m denklik ilkesinden ya da Newton kuram›ndan gelmektedir.

BB” bükülmesi Genel Görelili¤in öngörüsüdür.

fiekil 2. Günefl, 3C273 ve 3C279 kuazarlar›n›n 8Ekim tarihi dolaylar›ndaki birbirlerine göre

durumlar›. Alttaki grafik, iki kuazar aras›ndakiaç›sal uzakl›¤›n zaman de¤iflimini vermektedir

me çal›flmalar›na 1975 göz-lemleriyle son verildi. Göz-lemlerin iyilefltirilmesini s›n›r-layan bafll›ca etmen, 2 mil-yon derece s›cakl›¤a varanGünefl tac›d›r. Günefl tac›, Gü-nefl’ten 2-3" (Günefl yar›ça-p›) uzakl›klara dek uzan›r.Günefl tac›ndan geçen radyodalgalar› k›r›lmaya u¤rar. K›-r›lma uzun dalga boylar›ndadaha büyüktür. 3.7 cm dalga-boyuna sahip radyo dalgala-r›yla yap›lan kuazar gözlem-lerinde, Günefl’e 3" uzakl›k-tan geçen ›fl›¤›n k›r›lmas›,çekimsel bükülme için öngö-rülen de¤erin dörtte biri ka-dard›r. Çekimsel bükülmedeneylerine bulaflan k›r›lmaetkisi oldukça büyük bir et-kidir. Günefl’e daha yak›ngeçen radyo dalgalar›n›n k›-r›lmas›, çekimsel bükülmeölçümlerine daha olumsuzetki yapar (Optik bölge gözlemleri için Günefl tac›-n›n k›rma etkisi bofllanabilecek kadar küçüktür).Bugünkü radyo giriflimölçer tekni¤iyle k›rma etki-sini 0.01 duyarl›kla ölçebiliyoruz. Amerika k›tas›n›boydan boya kateden ve k›talararas› radyo teles-koplarla oluflturulan giriflimölçerler vard›r. VLBA(Very Large Baseline Array) ad› verilen bu girifli-mölçer fiekil 3’te gösterilmifltir. VLBA’n›n eriflti¤iaç›sal çözümleme gücü 0.0001 yay saniyesidir!Günefl’le kuazar aras›ndaki aç› 90° de olsa, bu du-yarl›¤a sahip VLBA ile çekimsel bükülme etkisi al-g›lanabilmektedir. 90° lik aç›sal uzakl›¤›n üretti¤içekimsel bükülme de¤eri 0.0004 yay saniyesidir!Asl›nda VLBA radyo giriflimölçeri, çekimsel bükül-me etkisini, aç›sal uzakl›k 175° olsa bile alg›laya-bilmektedir! VLBA giriflimölçerinde eriflilen bu du-yarl›kla Günefl tac›n›n k›rma etkisi 0.01 duyarl›klahesaplanabilir ve çekimsel bükme etkisinden ar›n-d›r›labilir. Ancak, Günefl tac› plazmas›nda zamanzaman ortaya ç›kan yo¤unluk dalgalanmalar›n›nneden oldu¤u belirsizlikler, eriflilen duyarl›¤›0.01’in alt›na çekme çabalar›n› zorlaflt›r›yor. Bude¤er yine de optik bölgedeki % 20 - 30 belirsiz-likten daha iyidir.

Çekim alan›, ›fl›¤› bükmenin yan›s›ra cisminparlakl›¤›n› artt›rma ve görüntüyü bozma gibi etki-ler de yapar. 1923 y›l›nda Eddington ve 1936 y›-l›nda Einstein, ardalandaki bir y›ld›z ›fl›¤›n›n flidde-tinin önalandaki bir y›ld›z taraf›ndan yükseltileme-yece¤i ve 1’den fazla görüntü oluflturamaya-ca¤›n› yazd›lar. Ancak 1937 y›l›nda Zwicky,bu etkinin gökadalararas› uzakl›k ölçeklerin-de gözlenebilir oldu¤una dikkat çekti.Zwicky, N türü s›k›fl›k gökadalar›n görüntüle-rinin önalanda bulunan gökadalar taraf›ndanönemli ölçüde bozulaca¤›n› bildirdi. Zwicky’egöre bu etki, tümüyle çekim alan›ndan kay-naklanan bir etki oldu¤undan, gökadalardakimadde da¤›l›m›n›n saptanmas› çal›flmalar›n-da yeni ve ba¤›ms›z bir yöntem oluflturabilir-di.

Kuazarlar›n bulunmas›yla birlikte bualandaki çal›flmalar canland›. Kuazarlar, ›fl›-¤›n çekim alan›nda büküldü¤ünü göstermenin

yan›s›ra, birden fazla görüntü oluflturma ve ›fl›kfliddetinin ne denli artt›¤›n›n belirlenmesi çal›flma-lar›nda da kullan›lmaya baflland›. Çünkü, 1) ›fl›tmagüçleri çok yüksek oldu¤undan, çekimsel etkininneden oldu¤u parlakl›k art›fl› kuazarlarda kolayl›k-la gözlenebilir; 2) kuazarlar›n uzak gök cisimlerioldu¤u hipotezini onarsak, görüntünün Yer’dekigözlemcide odaklanmas› için gerekli uzunlu¤u sa¤-layabilirler. Kuazarlara iliflkin bu iki fiziksel para-metre, kuazarlar›, merceklenme olas›l›¤› yüksekcisimler yapar. Bu alan›n ilk çal›flmalar›ndan biri,Walsh, Carswell ve Weymann’›n çal›flmas›d›r.0957+561 radyo kayna¤› üzerine çal›flan Walshve arkadafllar›, kayna¤›n çift görüntü verdi¤ini veçok görüntülü kuazar özellikleri gösterdi¤ini bildir-mifllerdir. (fiekil 4). Kuazar›n iki görüntüsü aras›n-daki aç›sal uzakl›k 6 yay saniyesidir. GörüntülereA ve B ad› verilmifltir. Gökada konsay› düzene¤inegöre betimlersek, B görüntüsü, A görüntüsününgüneyindedir. Görüntülerin herikisi de hem benzertayf hem de ayn› k›rm›z›ya kayma sergilemektedir.Stockton ve Young ve arkadafllar›n›n gözlemleri,0957+561 kuazar› do¤rultusunda, kuazarla Yeraras›nda bir gökada kümesinin bulundu¤unu orta-ya ç›karm›flt›r. Kümenin en parlak gökadas›, ku-azar›n B görüntüsünün 1 yay saniyesi kuzeyindeyeralan dev bir cD türü gökadad›r.

Çekimsel mercek kuram›n›n gözlemlerle tutar-l› olmas› durumunda evrenbilimin birçok sorununaaç›klama getirilebilir: 1) mercek görevi gören

maddenin da¤›l›m› ve do¤as›nailiflkin bilgi sunabilir; 2) Λ kozmo-lojik sabitinin hesaplanmas›ndaetkin bir yöntem olabilir; 3) par-çac›k fizi¤i ba¤lam›nda ortaya ç›-kan bir kuram›n spekülasyonuolan “gölge evren”in ortaya ç›ka-r›lmas›nda kullan›labilir; 4) ku-azarlar›n parlakl›¤› gün, hafta, ayya da y›l düzeyindeki zaman ara-l›klar›nda de¤iflebilmektedir. Buparlakl›k de¤iflimi, kuazar›n tümgörüntülerinde eflzamanl› de¤il-dir. Görüntülerin maksimum par-lakl›¤a ulaflmalar› aras›nda geçenzamandan yola ç›karak H0 Hubb-le sabitinin de¤eri saptanabilir.

Ancak çekimsel mercek kura-m›, bu alanda yap›lan gözlemlerkarfl›s›nda s›k s›k tutars›z kal-maktad›r. fiekil 5 bilinen 6 çe-kimsel mercek dizgesinin optikgörüntülerini göstermektedir.Koyu renkli görüntüler kuazarla-r›, aç›k çemberlerse mercek gö-

revi gördü¤ü san›lan gökadalar› göstermektedir.Herbir çerçevenin aç›sal boyutu 10 yay saniyesi ×10 yay saniyesidir.

Bu görüntülerin, kuramla gözlemleri tutars›zk›lan 3 özelli¤i flunlard›r: 1) Kuram 3 görüntününoluflaca¤›n› öngörürken, örneklerin hiçbirinde 3.görüntü bulunamam›flt›r (1115+080 kuazar›nda 5görüntü beklenirken 4 görüntü gözlenmifltir); 2)kurama göre, kuazar›n 3 görüntüsüyle, mercekgörevi gören gökadan›n ayn› do¤ru üzerinde olma-s› gerekir. Ancak gözlemler 3. görüntüyü vermedi-¤i gibi, mercek görevi gören gökada da bir durum-da gözlenmifl, di¤er 5 durumda gözlenememifltir.3) kuazar görüntüleri aras›ndaki kuramsal maksi-mum aç›sal uzakl›k 0.5 - 1 yay saniyesi olmas› ge-rekirken, gözlemlerde 6, bazen de 7 yay saniyesikadard›r.

Çekimsel mercek araflt›rmalar›nda kullan›lanyöntemse gökbilimcilerin ortak çal›flmalar›n›n gü-zelli¤ini çok güzel yans›tmaktad›r. Önce, MIT-Gre-en Bank’daki 100 metrelik radyo teleskopla eldeedilen radyo kaynaklar› belirlenir. Daha sonra,VLA radyo giriflimölçeriyle bu kaynaklar›n konumuve yap›s›na iliflkin “flipflak” veriler elde edilir. Gö-reli olarak s›k›fl›k olan ve birden fazla görüntüyesahip kaynaklar “do¤al aday” olarak belirlenir. Ge-nellikle, 10 kaynaktan 1 tanesi “do¤al aday” olmaniteli¤indedir. Bir sonraki aflamada, adaylar›n op-tik bölgedeki görüntüleri elde edilir. Bu ifllem için

Kitt Peak’deki 4 metrelik teleskop kullan›l›r.E¤er optik görüntülerde birden fazla bileflengörüntü varsa, kaynak tayfsal incelemeye al›-n›r. Tayfsal adaylar “do¤al adaylar”›n1/10’u; MIT Green - Bank kaynaklar›n›n da1/100’üdür. Son aflamada, seçilen adaylar›nya Kitt Peak’deki 4 metrelik ya da Palo-mar’daki 5 metrelik teleskopla tayflar› al›n›r.E¤er görüntülerin tayflar› denk ve k›rm›z›yakaymalar› da eflitse, görüntülerin ayn› kuaza-r›n görüntüleri oldu¤u onan›r.

Bu aflamaya dek incelediklerimiz, kuazargibisinden nokta kaynaklara iliflkin çekimselmercek sorunlar›, gözlem yöntemleri ve ge-

lece¤e yönelik öngörülerdi.


fiekil 3. 10 adet 25m çap›nda çanak antenden oluflan VLBA radyo giriflimölçeri

fiekil 4. Kuazar ve mercekleme sonras› oluflanserap görüntüler A ve B.

fiekil 5. 6 adet çekimsel mercek dizgesinin optik görüntüleri. Koyu renklialanlar kuazar, çemberlerse mercek görevi gören gökadalar› temsil etmektedir.

Hubble Uzay Teleskopunun gönderdi-¤i veriler bu alandaki çal›flmalar› yürek-lendirecek niteliktedir. Hubble’›n çekim-sel mercek olay›na iliflkin elde etti¤i birgörüntü, 5 Nisan 1995 tarih ve STScI -PF95 - 14 dosya numaras›yla ve Internetarac›l›¤›yla dünyadaki tüm ilgililerin kul-lan›m›na sunuldu (fiekil 6). Genifl AlanGezegen Kameras› - 2 (WFPC - 2) ile al›-nan görüntü, Abell 2218 adl› zengin gö-kada kümesinin neden oldu¤u bir çekim-sel mercek olay›n› yans›tmaktad›r. fiekilboydan boya çember parçalar›yla kaplan-m›flt›r. Bu çember parçalar› asl›nda “op-tik illüzyon”dur. Abell 2218 kümesi göka-da yönünden o denli zengindir ki, ortayaç›kan çekim alan›, ardalandaki cisimlerdengelip küme içinden geçen ›fl›k ›fl›nlar›n›nbükülmesine neden olur. Daha önce de de¤indi¤i-miz gibi, çekimsel mercek etkisi, gökada kümesi-nin çok çok ötesinde, ardalanda bulunan bir cis-min (kuazar ya da gökadan›n) görüntüsünü, 1)büyütür; 2) parlakl›¤›n› art›r›r ve 3) görüntüyü bo-zar. Çekimsel merce¤in büyütme etkisi, “zoommercek” görevi yapar. Yer konufllu teleskoplarlaasla göremeyece¤imiz uzak gökadalar› görmemizisa¤lar.

Hubble’›n yüksek çözümleme gücü, zay›f ›fl›¤›toplayabilme yetene¤iyle birleflince, ardalandakigökadalar, çember yay parçalar› biçiminde görü-nür duruma gelmifltir. Çekimsel mercek kuram›n›nda belirtti¤i gibi, e¤er merceklenen ardalan kuaza-r›, mercek görevi gören önalan cismi (genelliklebir gökada öze¤i) ve gözlemci bir do¤ru üzerindey-se ve merceklenen - mercek - gözlemci kusursuzbir bak›fl›kl›k sergiliyorsa, kuazar görüntüsü birçember biçiminde oluflacak, çemberin öze¤i de gö-kada öze¤inde olacakt›r. E¤er ereksel (ideal) bak›-fl›kl›k yoksa, çember görüntü parçalanacak ve nok-ta görüntülere dönüflecektir. Yay parçalar› biçimin-deki görüntüler, Abell 2218 gökada kümesinin bi-ze olan uzakl›¤›ndan 5 - 10 kez daha büyük olanuzakl›klardaki bir gökada toplulu¤unun bozulmayau¤ram›fl görüntüleridir. Bu görüntülerden elde edi-len bilgiler ›fl›¤›nda, merceklenen gökada toplulu-¤unun yafl›, Büyük Patlamac›lar›n evreninin bugün-kü yafl›n›n 1/4’ü olarak belirlenmifltir. Görüntüyaylar› ek olarak, merceklenen uzak gökadalarda-ki y›ld›z oluflum bölgelerine iliflkin dolays›z bilgi desunmaktad›r. Ayn› yaylar, gökada evriminin erkenaflamalar›na da aç›klama getirebilecek bilgiler içe-rir.

HUT, gökadalar›n “çoklu” görüntülerini desergilemektedir. Bu etki, ender karfl›lafl›lan bir et-kidir. Merce¤in uygulad›¤› bozma yeterince bü-yükse, ayn› gökadan›n birden fazla görüntüsü olu-flur. Abell 2218 gökada kümesi 7 adet gökadan›n“çoklu” görüntüsünü saptam›flt›r. Kümede mer-cek görevi gören maddenin bollu¤undan yola ç›-karak, küme öze¤indeki maddenin da¤›l›m›n› ser-gileyen ayr›nt›l› bir harita yap›lm›flt›r. Bu haritayard›m›yla, flekildeki 120 yay parças›n›n uzakl›k-lar› belirlenebilecektir. Bu yay parçalar›, Yer ko-nufllu teleskoplar›n görebilece¤i cisimlerden 50kez daha sönük olan gökadalar› temsil etmekte-dir.

HUT’nun ola¤anüstü yetenekleri ve Abell2218 gökada kümesi gibisinden çok büyük kütle-li “do¤al” mercekler yard›m›yla evrenin erkenaflamalar›na bakman›n olas› olabilece¤i savunul-

maktad›r.HUT’nun çekimsel mercek görüntüleri gerçek-

ten nefes kesici! Ancak bu güzelliklerin bazenolumsuz, anlafl›lmaz yanlar› da olabiliyor. Çok gü-zel “fleyleri” bazen çok kötü nedenlerle yap›yo-ruz. Mercekleme olay›na maddenin neden oldu¤uvarsay›ld›. Bu varsay›m› hakl› ç›karacak HUT göz-lemleri elimizde. Buraya dek herfley güzel! Maddeiki gruba ayr›ld›: 1) ayd›nl›k ve 2) karanl›k. Ka-ranl›k madde de ikiye ayr›ld›: a) Baryonik ve b)Baryonik olmayan. Baryonik madde, elektron,proton, nötron gibi “bildi¤imiz” madde türü; bar-yonik olmayan madde de kendi içinde üçe ayr›l›-yor! I) s›cak; II) ›l›k ve III) so¤uk. Baryonik olma-yan karanl›k maddenin do¤as› belli olmad›¤› için,baryonik maddeyle nas›l etkileflti¤i bilinmiyor. An-cak gözlenen ço¤u “anormallikleri” (gökada dön-me e¤rilerinin “düzlü¤ü, mercek yaylar›, kuazar-lar›n birden fazla görüntüleri, vb) gözlenemeyenve ad›na baryonik olmayan karanl›k madde denenmaddeye ba¤lamak anlafl›l›r gibi de¤il.

E¤er uzak cisim olan kuazar, mercekleyen gö-kada ya da gökada kümesi ve yer bir do¤rultudayeral›yorsa, ve mercekleyen cisim ereksel yap›-daysa, mercekleme sonras› gözlenen bak›fl›k gö-rüntüleri oluflturan ›fl›n›mlar›n, kaynakla yer ara-s›nda izledikleri yollar›n uzunluklar› da eflitolur. E¤er, mercekleyen cisim Yerle kuazar do¤-rultusu üzerinde de¤ilse bu kez oluflan görüntüler(A,B) için sinyalin izledi¤i yol farkl› olur. Kaynak-tan ç›kan özdefl ›fl›n›m, farkl› uzunlukta yol izledi-¤i için, gözlemciye farkl› zamanda ulafl›r. Mercek-lenen A ve B görüntülerinin eflzamanl› optik göz-lemlerinden, yol fark›ndan kaynaklanan zamanfark› (gecikme zaman›) belirlenebilmektedir. Böy-lesi bir çal›flma için nesnenin sürekli gözlenmesi

gerekmektedir. Bunu sa¤la-mak için de boylamsal da¤›-l›m› uygun uluslararas›kampanyalar düzenlenmek-tedir.

TÜB‹TAK Ulusal Gözle-mevi (TUG), gözlem olanak-lar› çerçevesinde KütleselMercek gözlemlerini de yü-rütmektedir. Bunlardanuluslararas› bir proje (QU-OC – Quasar ObservingConsortium for around theClock Monitoring) içerisin-

de yap›lan gözlemler, gecik-me zaman› parametresini be-lirlemeye yönelik çal›flmalar-d›r. 2000 y›l›ndan bu yana

RTT150 teleskopla kütleçekimsel mercek olay›için iyi bilinen ve y›llarca de¤iflim gösteren QSO0957+561 A,B’nin CCD gözlemleri yap›lm›flt›r.Elde edilen ilk sonuçlar XIII. Ulusal AstronomiToplant›s›nda sunulmufltur. Bu gözlemler için buproje çerçevesinde üç ayr› kampanya düzenlen-mifl, TUG üç kampanyada da yer alm›flt›r. Kam-panya sonunda elde edilen bulgular (gecikme za-man› yaklafl›k 420 gün) de¤erlendirilerek ulusla-raras› yay›nlarla duyurulmufltur. Bir di¤er kütleçe-kimsel mercek olan SBS1520+530 Temmuz2001’den bu yana gözlenmektedir. fiekil 7’de gö-rülen gözlem alan› içerisinde iflaretli olan A ve Bserap görüntüleri birbirine çok yak›nd›r. Aralar›n-daki aç›sal uzakl›k 1.59 yay saniye olan bu iki gö-rüntüyü, ölçüm yap›labilecek düzeyde ayr›k göre-bilmek için, gözlem yap›lan gecelerde atmosferikgörüflün bu de¤erin çok alt›nda olmas› gerekmek-tedir. Sönük olmalar› nedeniyle de uzun poz süre-si gerekmektedir. Bu koflullar›n sa¤land›¤› gece-lerde gözlemler sürdürülmüfltür. Nesnenin göster-di¤i ›fl›k de¤iflimi, A ve B serap görüntülerindenzaman kaymas›yla elde edilmektedir. E¤rilerin ça-k›flt›r›lmas› için gerekli kayma miktar› zaman ge-cikmesini vermektedir. Bu yolla, SBS 1520+530için yaklafl›k 130 günlük zaman gecikmesi do¤ru-lanm›flt›r. Gözlem araçlar›nda yap›lan iyilefltirmeve gelifltirme çal›flmalar› sonras›nda kütleçekimselmerceklerle ilgili çal›flmalar daha duyarl› olaraksürdürülecektir.

Prof.Dr. Rennan Pekünlü Ege Üniversitesi

Prof.Dr. Zeynel TuncaEge Üniversitesi, TUG

KaynaklarClifford M. Will, Was Einstein Right ?, 1986, Basic Books, Inc. Pub.,

N.Y.Meylan, G., Europhysics News, Vol. 22, No. 11, Dec. 1991.Walsh, D., Carswell, R.F. and Weymann, R.J., Nature, 279, 381.Stockton, A. Ap. J. 242, L141, 1980.Young, P. et al. Ap. J., 241, 507, 1980.Narayan. R., Quasars, IAU Symposium No: 119, s.529Burke, B.F., Quasars, IAU Symposium No: 119, s.517.Tyson, J.A., Quasars, IAU Symposium No: 119, s.551.Turner, E.L., Dark Matter in the Universe, IAU Symposium, No: 117, s.227.Bennett,C.L. ve ark., Ap. J. Supp., 1986.Lawrence,C.R., Ap. J. 278, L95.Khamitov,I. et al., XIII. Ulusal Astronomi Toplant›s›, 2-6 Eylül,

2002, AntalyaW.N. Colley,…., Z.Aslan, …, I. Khamitov,.., “Around the Clock Ob-

servations of the Q0957+561 A,B Gravitationally Lensed Qu-asar” Astrophysical Journal, 565, 105-107, 2002

Colley WN,… Aslan Z, Bikmaev I, … Golbasi O, Khamitov I, … “Aro-und the clock observations of the Q0957+561 A,B gravitati-onally lensed quasar. II. Results for the second observing se-ason” Astrophysical Journal, 587, 71-79, 2003


fiekil 6. HUT’nun WFPC2 ad› verilen Genifl Alan Gezegen Kameras›yla al›nm›fl olanAbell 2218 gökada kümesinin görüntüsü. Yay parçalar› biçiminde oluflan görüntüler,

ardalandaki gökadalar›n merceklenmifl olan görüntüleridir.

TÜB‹TAK Ulusal Gözlemevinde yap›lan Kütleçekim-sel Mercek Gözlemleri

Astronomi bilimsel devrimin bafllang›c›nda yeniufuklar açm›fl, Kepler ve Galileo’nun gözlemlerdenç›karak ulaflt›klar› anlay›fl, Newton’la yeni fizik bili-mine ulaflm›flt›. Yeni anlafl›lan do¤a yasalar› gökci-simleri için de, yeryüzündeki nesneler için de ayn›flekilde geçerliydi. Teleskopun Galileo taraf›ndangökcisimlerini izlemekte kullan›lmas›yla gözlemdeaç›lan yeni ufuklar, fikir alan›nda da bilimsel röne-sans ve ayd›nlanma ça¤›yla özdefllefltirdi¤imiz yeniufuklara uzanm›flt›. 20. yüzy›lda fizikteki büyük dev-rimlerle beslenen gökbilimde, kuramsal alanda, so-nunda y›ld›zlar›n yap› ve evrimlerinin anlafl›lmas›önemli bir geliflmeydi. Kozmolojinin bir gözlemselbilim olarak ortaya ç›kmas›yla bir kez daha yeniufuklar aç›ld›. Bu geliflmeler gözlem alan›nda yeniteknolojilere dayanm›yordu; yaln›zca birkaç metreayna çap› olan en büyük optik teleskoplar kullan›l›-yordu. 20. yüzy›l›n ikinci yar›s›nda elektromanyetikdalgalar›n gözle gördü¤ümüz türü olan ›fl›k d›fl›nda-ki türlerinin gözlenmesiyle, gökbilimde yeni gözlemufuklar› aç›ld›. Gökcisimleri taraf›ndan üretilen rad-yo dalgalar›, X (röntgen) ›fl›nlar›, gama ›fl›nlar› gibifarkl› tür elektromanyetik dalgalar› da alg›layabilenteleskoplar gelifltirildi. Atmosfer ›fl›k ve radyo dalga-lar›ndan baflka ›fl›n›m› geçirmedi¤i için, X ve gamma›fl›n›na duyarl› teleskop ve detektörler gözlem uydu-lar›yla uzayda, atmosferin üzerindeki yörüngeleretafl›nd›. Elektromanyetik dalgalar›n ›fl›ktan farkl› tür-leri demek, farkl› dalga boylar›, baflka bir deyifllebildi¤imiz renklerin ötesinde renkler demektir.Elektromanyetik dalgalar enerjiyi foton dedi¤imizpaketler halinde tafl›yor. K›sa dalgaboylu, yüksekfrekansl› dalgalar›n fotonlar›, yüksek enerjiye sahip-ler. (Planck iliflkisi: Foton enerjisi = Planck sabiti Xfrekans). Böylece elektromanyetik tayf›n en yüksekenerjili fotonlar› yüksek frekansl› X ve gama ›fl›nla-r›n›n fotonlar›. Günümüz gökbiliminin yeni ufukla-r›nda iflte böyle renkötesi renkler gözleniyor.

X-›fl›nlar›, gama ›fl›nlar› ya da radyo dalgalar› ara-c›l›¤›yla hangi tür gökcisimlerini gözlüyoruz? Hemenher tür y›ld›z bu farkl› dalga boylar›ndaki elektro-manyetik ›fl›n›m› üretiyor. Ancak yüksek enerjili ›fl›-n›m›n en kuvvetli kaynaklar›, kütleçekimi enerjisiniya da dönme enerjisini ›fl›n›ma dönüfltürmekte en et-kin olan kaynaklar. Bu kaynaklar, y›ld›zlar aras›ndakütleçekimi alanlar› en yo¤un olan türler, yani kara-delikler, nötron y›ld›zlar› ve beyaz cüceler. “Çökmüflcisimler” dedi¤imiz bu y›ld›zlar, ad› üstünde, y›ld›zevriminin en sonunda y›ld›z›n kütleçekimi alt›ndakendi üzerine çökerek ulaflt›¤› durumlar. Her y›ld›z,kütlesine göre, evriminin sonunda bu üç çökmüfl du-rumdan birine ulafl›yor. Karadeliklerin uzaktan göz-lendiklerinde yaln›zca kütleleri, aç›sal momentumla-r› (dönme özellikleri) ve e¤er varsa elektrik yüklerigözlenebilir. Beyaz cücelerden milyarlarca kez dahayo¤un olan nötron y›ld›zlar›, gözlenebilen ve var ola-bilecek en yo¤un cisimler. Bu y›ld›zlar Günefl’inki ka-dar kütleyi yaln›zca 10 km kadar yar›çap› olan birhacimde bar›nd›r›yorlar. Bu y›ld›zlar›n içinde bir san-timetreküpe yüz milyonlarca ton madde s›k›fl›yor.Oysa dünyam›zda, çevremizdeki maddede, yaln›zcaatom çekirdeklerinin içinde bunca yüksek yo¤unluk-lara ulafl›l›yor. Atom çekirdekleriyse atomlar›n ha-cimleri içinde yaln›zca bin trilyonda bir oran›nda yertutuyorlar. Demek ki, nötron y›ld›zlar› maddeningözlenebilen en yo¤un ve afl›r› biçimlerini içermekle

kalm›yor, bu koflullar› bir atom çekirde¤i boyutundade¤il, Güneflinki kadar kütle ve birkaç bin kilometre-küp hacim üzerinde gerçeklefltiriyorlar. Bir gök cis-minin da¤›lmadan yüksek h›zlarla dönebilmesi içinonu bir arada tutan kütleçekiminin de kuvvetli olma-s› gerek. Gözlemlerle de do¤ruland›¤› üzere, gerçek-ten de bildi¤imiz en h›zl› dönen cisimler, gözlenebi-len en çökmüfl, en yo¤un cisimler olan nötron y›ld›z-lar› aras›ndan ç›k›yor. Bilinen en h›zl› dönen nötrony›ld›z›, PSR 1937+214 adl› pulsar, kendi çevresindesaniyede 642 kez dönüyor. Nötron y›ld›zlar›n›n m›k-nat›s alanlar› da, örne¤in Günefl’in yüzeyindeki m›k-nat›s alan›ndan bir trilyon, hatta baz› nötron y›ld›zla-r› (magnetarlar) için belki bin trilyon kez daha kuv-vetli. Bu kadar uç noktalarda olmasalar da beyaz cü-celer de normal maddeye göre çok yo¤un ortamlartafl›yorlar. Çökmüfl cisimlerin önümüze açt›¤› yeniufuklar fizik aç›s›ndan maddenin en yo¤un hallerine,gökbilim aç›s›ndan da y›ld›z evriminin sonuçlar›naaç›l›yor.

Yüksek enerjili ›fl›n›m›n kaynaklar› y›ld›zlar ara-s›nda nas›l öncelikle çökmüfl y›ld›zlarda bulunuyor-sa, galaksiler (milyarlarca y›ld›zdan oluflan sistem-ler) aras›nda da merkezlerinde büyük kütleli karade-likler tafl›yan aktif galaksiler, kuazarlar ve ga-laksi merkezlerindeki yo¤unenerji tafl›yan oluflumlar,yüksek enerjili ›fl›n›mkaynaklar› olaraköne ç›k›yorlar.Buralarda daçok say›da y›l-d›z›n ve karan-l›k (gözlenme-yen) maddeniny›¤›flmas›ndan kay-naklanan yo¤un kütle-çekimi, Kepler yasas›n›ngösterdi¤i flekilde yüksek yörüngeh›zlar›na, dönme enerjisine olanak veriyor. Genellik-le galaksinin ortas›nda milyonlarca y›ld›z kütlesi ta-fl›yan bir karadelik oluyor. Galaksi çekirde¤i çevre-sinde yass› diskler halinde biçimlenen madde yük-sek dönme enerjisi depoluyor. Bu enerjinin henüztam anlafl›lmayan mekanizmalarla dönüflümü, ›fl›kh›z›na yak›n h›zlarla akan jetlerin oluflumuna ve bü-yük miktarlarda radyo ve X-›fl›n› üretimine yol aç›-yor. Diskler asl›nda üzerine kütle aktar›m› bulunan,genellikle çifty›ld›z sistemleri içindeki karadeliklerve nötron y›ld›zlar› çevresinde da bulunuyor. Baz›

karadelikli çifty›ld›z sistemlerinden de, t›pk› aktifgalaktik çekirdeklerde oldu¤u gibi, ›fl›k h›z›na yak›nh›zlarda püskürtülen jetler görülüyor. Bunlara mik-ro-kuazarlar deniyor.

Yüksek enerji astrofizi¤inin en ilginç güncelproblemlerinden biri de evrenin her yan›ndan, uzakyak›n gökadalardan gözlenen gama ›fl›n› patlamala-r›. Bu patlamalar, her gökadada çok nadir olarakgörülen olaylar. Bu patlamalar›n, birbiri çevresindedönen iki nötron y›ld›z› ya da bir nötron y›ld›z› vebir kara deli¤in yörünge evriminin son aflamas›ndabirbiriyle birleflerek çökmelerinden kaynakland›¤›san›l›yor. Her gama ›fl›n› patlamas› gökadalar›n nor-mal toplam ›fl›mas›ndan milyarlarca kez daha güçlü.Gama ›fl›n› parlamalar› gama ›fl›n› uydular›yla gözle-niyor. Ayn› zamanda ›fl›k da yay›ld›¤›ndan dünyada-ki optik teleskoplar parlamadan sonra uzun süre cis-mi izlemeyi sürdürüyorlar.

Uluslararas› X ve gama ›fl›n› gökbilimi 1970’liy›llarda NASA’n›n giriflimlerinden bafllayarak çeflitliuluslararas› uydular›n elde ettikleri verileri kullana-rak geliflti. Türkiye’de de 1970’li y›llardan bafllaya-rak Hakk› Ögelman’›n giriflimleriyle X ve gamma ›fl›-n› uydu verileriyle çal›flmalar bafllad›. Kuramsal yön-de de nötron y›ld›zlar›n›n yap› ve dinami¤i, X-›fl›n›

yayan karadelik ve nötron y›ld›zl› çifty›l-d›zlar gibi konular›n eklenmesiy-

le, flimdi ülkemizde yüksekenerji astrofizi¤i alan›nda

etkin bir araflt›rmac›grubu var.

X ve gama ›fl›n›kaynaklar›n›n optikdalgaboylar›nda göz-

lenmesi de her zamanönemli bir araflt›rma alan›

olmufltur. TÜB‹TAK UlusalGözlemevindeki 1.5 metrelik Rus-

Türk Teleskopu RTT150 ile X ›fl›n› çifty›l-d›zlar›, nötron y›ld›zlar› üzerindeki parlamalar, baz›mikrokuazarlar, ve son bir y›ld›r da gama-›fl›n› pat-lamalar›n›n ›fl›k parlama ve sönümleri gözleniyor.Yüksek enerji astrofizi¤inde yap›lan bir uluslararas›iflbirli¤i girifliminin bir yan ürünü olarak bu telesko-pun Türkiye’ye getirilmesi sa¤lanm›fl, teleskopun te-mini de, o zamanki TÜB‹TAK yönetiminin bu f›rsat›aktif flekilde de¤erlendirmesiyle Ulusal Gözlemevi-nin kuruluflunun k›sa zamanda gerçekleflmesine ola-nak vermiflti. fiimdi TUG’da yüksek enerji astrofizi¤içal›flmalar›n› tamamlayan, bu alana ›fl›k tutan göz-lemler yap›l›yor. Bu gözlemler, özellikle parlamalariçin, önce parlaman›n bir X ya da gama ›fl›n› uydu-sunca tespit edilmesiyle tetikleniyor. TUG’a yerleflti-rilen ROTSE otomatik teleskopu tüm uluslararas›uydulardan gelen gama patlamas› haberleri üzerineotomatik olarak patlaman›n gözlendi¤i yerde bir op-tik sinyal arayacak.

Bizim araflt›rmac›lar›m›z›n da, bafl›ndan beriönemli ve sürüp giden katk›larla yüksek enerji ast-rofizi¤inin yeni ufuklar›na aç›ld›klar›n› söyleyebili-riz. Bu yeni ufuklar Dünya’n›n her yerindeki arafl-t›rmac›larla birlikte Türkiye’deki bilim insanlar›n›nda katk›s›yla aç›l›yor. Merakl› gençlerimizi biliminyeni ufuklar›na bekliyoruz.

M . A l i A l p a rSabanc› Üniversitesi,

Türkiye Bilimler Akademisi üyesi

YÜKSEK ENERJ‹ ASTROF‹Z‹⁄‹

030329 ›fl›k e¤risi


subat 2004 ek /pro

Documents