İ. Ü. F. F.
AMATÖR ASTRONOMLAR KULÜBÜ
MAYIS 2000 ETKİNLİKLERİ
12.05.2000
BİLİMSEL GÖZLEM
Sinan ALİŞ
Bilimsel gözlemin önemi ve özelliği
Bilimsel gözlemin amacı
Bilimsel gözlem çeşitleri
Işıkölçüm ve değişen yıldızlar
Gözlem öncesi hazırlıklar
Gözlem
Gözlem sonrası
Gökbilimde gözlemin önemi tartışılamaz. Ancak amatör ve bilimsel olmak üzere iki çeşit gözlemden söz edilebilir. Bilimsel gözlemi amatör gözlemden ayıran temel özellik, veri toplamaya yönelik olmasıdır. Bunun yanında veriyi toplayış biçimi ve verinin değerlendirilmesi de amatör gözlemde yapılanlara göre oldukça farklıdır. Bilimsel gözlemden elde edilen bulgular yine bilimsel bir makale haline dönüştürülebilir, zaten böyle de olması gerekmektedir.
Gökbilim için bilimsel gözlem, evrende bulunan cisimlerin iç yapılarını, oluşumlarını, evrimlerini anlamak adına çok önemlidir. Evrende bulunan cisimlerin ve bu cisimlerin özelliklerinin farklılıklarına göre bilimsel gözlem yöntemleri de çeşitlilik göstermektedir. Bunlar arasında optik dalgaboylarında spektroskopi (tayfölçüm), polarimetri ve ışıkölçüm (fotometri) en iyi bilinen bilimsel gözlem yöntemlerindendir.
Spektroskopi, gelen ışığın dalgaboylarına ayrılmasıdır, ve ışığın geldiği ortam hakkında çok detaylı bilgi verir. Yani ne gibi elementler var, ortamın sıcaklığı ne kadar gibi doğrudan bilgilere ulaşmamız açısından çok önemlidir.
Polarimetride ise, gelen ışığın geçtiği ortamlar hakkında bilgi alabiliriz. Spektroskopiye benzer ancak manyetik alanların doğasını anlamakta en kolay yoldur. Bu yöntemler içerisinde göreli olarak daha kolay olan bir ışıkölçüm vardır.
Amatör astronomlar için uygulanabilmesi en kolay olan da budur. Bu yöntem bugün Dünya üzerinde çok yaygın bir şekilde kullanılmaktadır. Hatta ülkemizdeki gökbilim çalışmaları da bu eksen etrafında yoğunlaşmaktadır. Ancak Türkiye ile diğer ülkeler arasında bu konuda çok önemli bir fark var; Türkiye'de bu çalışmaları üniversitelerimizdeki profesyonel astronomlar yaparken, yurtdışında en küçük çaptaki amatör bile bugün bu gözlemleri yapmaktadır. Tabii ki, amatör astronomlar, küçük bir kesim dışında gözlemlerden ileriye gidemiyorlar. Verilerin analizi ve yorumlanması profesyonel astronomlara kalıyor. Ancak uzun dönemli gözlemleri ve fazla gözlem ihtiyacını göz önünde bulundurursak, bunun bile ne kadar önemli olduğu ortada.
Dünya'da amatörlerin organize olmasıyla meydana gelmiş yüzlerce dernek-kulüp ya da topluluk var. Bu dernekler genellikle bir kaç profesyonel astronomun danışmanlığında ya da liderliğinde gökbilim dünyasına çok önemli katkılar yapmaktadır. Kolay uygulanabilirliği sayesinde, ışıkölçüm tüm bu derneklerin esas amacı haline gelmiştir. Bu kurumlar içerisinde en köklüsü AAVSO'dur (45 ülkede 1000'den fazla üyesi var). AAVSO; Amerikan Değişen Yıldız Gözlemcileri Birliği'nin kısaltılmasıdır ve bugün bu birliğin başındaki isim bir Türk bilimkadınıdır.
Peki bu kadar önemli bir şekilde popülerleşen IŞIKÖLÇÜM nedir?
Işıkölçüm fiziksel olarak belirli bir dalgaboyundaki enerji miktarının saptanmasıdır. Bu ise gökcisimlerinden gelen enerjinin dağılımını dolayısıyla o gökcisminin yapısını anlamamızı sağlar. Bu bir teleskop ve bir alıcı ile yapılabilir. Ancak burada genel bir problemle karşılaşıyoruz. Yapılan ölçümlerin tek bir sistemde ifade edilmesi sorunu. Aynı yıldızı gözleyen bir çok gözlemci farklı değerler bulabilir hatta aynı zamanda gözlemelerine rağmen. Bunun nedeni ise kullanılan filtrelerin ve alıcıların duyarlılığının farklı olmasıdır. Bu problem ancak tek türlü belirli bir ışıkölçüm sistemi kurularak ortadan kaldırılabilir. 1950'li yıllarda H.L. JOHNSON ve W.W. MORGAN tarafından en geçerli ışıkölçüm sistemi kuruldu. Bugün bu sistem kısaca UBV sistemi olarak da bilinmektedir. Böylece Dünya'nın her yerinde yapılan gözlemler herkes için anlamlı hale gelmektedir ve bilimsel çalışmalarda ilerleme sağlamaktadır. Johnson-Morgan sistemi UBV filtreleri ve IP21 fotokatlandırıcı tüpten oluşmaktadır. TUG'da kullanılan filtreler ve tüp de bunlardandır.
Gökbilimdeki hızlı gelişmeler ve çalışmaların giderek dallanması ile yeni ışıkölçüm sistemleri geliştirilmiştir. Bunlar hep özel amaçlar doğrultusunda ihtiyaç duyulmuş sistemlerdir. Tüm ışıkölçüm sistemleri arasında dönüşüm yapmak mümkündür. Bunlar için teorik çalışmalar o ışıkölçüm sistemi kurulurken yapılır. Böylece herhangi bir sistemde yapmış olduğunuz gözlemler tüm astronomlar için anlamlı olabilmektedir.
Şimdi ışıkölçümün en sık kullanıldığı araştırma alanı olan değişen yıldızlara bakalım. Aslında bu konuyla ilgili bir seminer verildi. Ancak kısaca toparlamakta yarar var. Değişen yıldızlar zamanla parlaklıklarında değişim meydana gelen yıldızlardır. Değişimlerin görünür dalgaboyunda ve insan ömrü ile kıyaslanabilir aralıklarda olması gerekmektedir. Bu değişimler yıldızdan yıldıza farklı nedenlerle meydana gelir. Bu da değişen yıldızların sınıflandırmasını oluşturur. Bugün esas olarak üç tür değişen yıldızdan söz etmek mümkündür. Bunlar, iki yıldızın birbirini örtmesi sonucunda meydana gelen değişimlerin bulunduğu örten değişen (çift) yıldızlar, bünyesindeki kararsızlıklar yüzünden yarıçapını büyültüp, küçülten zonklayan değişen yıldızlar ve yine iki yıldızdan meydana gelen ama yoğun madde alışverişinden dolayı şiddetli patlamalar gösteren kataklismik değişen yıldızlardır. Bütün bu sistemler hakkında bildiğimiz bilginin önemli bir bölümü ışıkölçüm sayesinde elde edildi.
Işıkölçümde yıldızdan gelen ışığın anlık değerleri bilimsel çalışmalar açısından oldukça önem taşımaktadır. İşte bu önem değişen yıldızların gözlenmesinde ortaya çıkıyor. Kabaca, bir yıldızın ışığını arka arkaya (belirli aralıklarla) ölçersek ve elde ettiğimiz değerleri zamana göre bir grafiğe koyarsak, ışık eğrisi adını verdiğimiz çok önemli bir bulguya varırız. Bir yıldızın ışık eğrisi, o yıldız hakkında bir çok bilgiyi içinde barındırır. İşte bu amaçla Dünya'nın her yerinde değişen yıldızların ışıkölçümleri yapılmakta ve bunlar analiz edilmektedir. Türkiye'de ilk olarak Ege Üniversitesi Gözlemevi'nde başlayan değişen yıldız gözlemleri bugün, Ege ve Ankara Üniversitesi Gözlemevleri ile TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde (TUG) sürdürülmektedir. Bu seminerde TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nden bir değişen yıldız gözlemi nasıl yapılır bunu anlatmaya çalışacağım, çünkü TUG'da yapılanlar Dünya'da yapılanlardan hiç de farklı değil. Uygulama yöntemlerinde ufak tefek değişiklikler olsa da kullanılan aletlere kadar herşey birbirinin aynısı.
Işıkölçer (Fotometre)
Işıkölçümde kullanılan alıcıya ışıkölçer ya da fotometre denir. Herhangi bir ışıkölçerin kalbi ışık alıcısıdır. Bu alıcı genellikle fotokatlandırıcı tüpten meydana gelir. Fotokatlandırıcı tüp gelen ışık şiddetiyle orantılı olarak bir elektrik akımı yaratır. Çıkan akım bir kayıt cihazı tarafından ölçülmeden önce yükseltilmelidir, aksi halde oluşan akım çok düşük olacaktır.
Işıkölçerdeki önemli parçalardan biri diyaframdır. Bu teleskopun görüş alanında çok küçük bir bölgeden gelen ışığın ölçülmesini sağlar. Bu da genellikle içine ancak bir yıldızı alabilecek genişliktedir (diyafram1.jpg). Ancak yine de yıldızın çevresindeki gökyüzünün parlaklık değerleri dahildir ölçümlere. Bu yüzden yıldızın ışığı ölçüldükten sonra hemen yakın çevresinde boş gökyüzünün parlaklığı ölçülür (diyafram2.jpg) ve bu değer daha sonraki işlemlerde yıldızın değerinden çıkarılır. Bunun nedeni de gökyüzünün tam karanlık olmamasıdır. Atmosferdeki toz parçacıklarından yansıyıp gelen şehir ışıkları vardır.
Bir çok ışıkölçerde farklı diyafram seçenekleri bulunmaktadır. Genellikle bunların içinden en küçük olanının kullanılması tercih edilir. Böylece gökyüzünden gelen ışık minimuma indirilmiş olur. Fakat teleskopun takip mekanizmasının hassas olmaması durumunda yıldızın kayarak diyafram dışına çıkması söz konusudur. Bunun için bir kaç gözlem gecesi takip motorunun hareketi incelenir. Daha sonra uygun bir diyaframda karar kılınabilir.
Işıkölçerin bir diğer elemanı ise dönebilen aynadır. Bu ayna ile ışıkölçere giren ışık bir gözmerceğine yönlendirilir. Bu ışıkölçere giden görüntünün nasıl olduğunu görmemizi sağlar. Yani önce bu gözmerceğinden bakarak yıldız diyaframın ortasına alınır daha sonra 45° dönebilen düz ayna yardımıyla ışığın fotokatlandırıcı tüpe gitmesi sağlanır.
Fotokatlandırıcıya giden ışınlar teleskoptan ya da yıldızın titreşmesinden kaynaklanan sapmalar gösterebilir. Bu etkiler, doğrudan ölçümleri etkileyeceğinden arındırılması gerekir. Bunun gidermek için ışınlar fotokatlandırıcıya gitmeden önce ışınları paralel hale getirecek bir mercek konur. Bu merceğe Fabry Merceği denir ve bunun sayesinde tüm ışınlar tek bir noktada toplanır.
Işınların ulaştığı fotokatlandırıcı elektrik akımını yaratan ve bunu yükselten esas elemandır. Ölçümlerin hassasiyeti için etrafı manyetik bir kalkanla çevrilmiştir. Böylece çevreden kaynaklanabilecek elektronlardan etkilenmeyecektir. Bu elektronlar akımı değiştirebileceği için böyle bir manyetik kalkana ihtiyaç duyulmuştur.
Işıkölçümün temeli fotoelektrik olaydır. Bu yüzden çoğu yerde fotoelektrik ışıkölçüm diye de anılır. Gökbilimde çok uzun bir zamandır kullanılan ışıkölçerler yerini yavaş yavaş CCD'lere (Charge Coupled Device - Yük Bağdaştırıcı Aygıt) bırakmaktadır. Ancak kullanım kolaylığı ve ucuzluğu nedeniyle ışıkölçerler hala en yaygın alıcıdır. Dünya'da en yaygın ışıkölçer üreticisi OPTEC, INC. 'dır. Ege ve Ankara Üniversitesi Gözlemevleri ile TUG'daki ışıkölçerler de bu firmanın ürünlerindendir.
Işıkölçümün en önemli öğesi olan ışıkölçeri tanıdıktan sonra şimdi gözlem ile ilgili esaslara geçebiliriz.
Gözlem Öncesi Hazırlıklar
Gözlenecek olan yıldız ya da yıldızların belirlenmesi ilk yapılacak iştir. Konuyu bilen gözlemciler bunu rahatlıkla yapabilirler ancak bu konuya yeni giriş yapacaklar için internetten bir kaynak gösterilebilir:
Çift Yıldızların Geniş Bir Arşivi
http://www.chara.gsu.edu/CHARA/double.html
Yukarıdaki adreste Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) ilgili komisyonlarının derlediği bilgiler bulunabilir. Bu adres çift yıldızları içermekte ancak daha önce de söylediğimiz gibi değişen yıldızların iki ana türü çift sistemlerdir. Dolayısıyla başlangıç için yeterli bir kaynaktır. Buradan yıldız belirlemede göz önünde tutulması gereken noktalar vardır. Bunlar yıldızın gözlem zamanında gökyüzündeki konumu, doğma-batma saatleri, parlaklık,dönemi ve genliğidir.
Gökyüzündeki konumundan kastettiğimiz, yıldızın gece boyunca en fazla kaç derece yükseleceği ve gökyüzünde hangi bölgede olduğudur. Doğma-batma saatleri yıldızın ne kadar gözlenebileceğini bilebilmek için önemlidir. Çünkü bu saatlere göre bir gözlem programı yapılır. Bu saatler göz önünde tutularak yapılan gözlem programları geceyi maksimum kullanmak için uygundur. Bunların yanında kullandığınız teleskopun teknik özelliklerine bağlı olan, gözlenecek yıldızın parlaklık sınırı bu seçimdeki önemli parametrelerden biridir. Çünkü elinizdeki teleskopun görme sınırından daha düşük parlaklıklı yıldızlar doğrudan elenmelidir. Ancak sınırın üstünde ve belki sınıra yakın yıldızlar gözlenebilir. Unutulmamalıdır ki, teleskoplarda verilen görme sınırları (kadir cinsinden) teorik değerler olup, bunlar uygulamada çok değişmektedir. Yıldızın dönemi ve genliği ile ilgili bilgiler gözlemlerden bir an önce sonuç çıkarmak isteyen gözlemcilerin, yani sabırsız gözlemcilerin işine yaramaktadır. Örneğin, 2 saatlik bir döneme sahip bir değişen yıldızı bir gece süresinde rahatlıkla gözleyebilirsiniz. Yani bir ışık eğrisini tamamlayabilirsiniz. Ancak 18 saatlik bir yıldızda bu bir iki gün sürer. Bundan daha uzun döneme sahip değişen yıldızlar da vardır.
Genlik ise değişimin kaç kadir olacağını ifade eder. Bu değerin de çok küçük olmaması tercih edilir. Çünkü küçük değişimleri saptamak her zaman kolay değildir. Bazen bu değişimler gözlem hatalarının içinde kaybolabilir. Bu yüzden böyle bir gözlemi ilk defa yapacaklar için en az 1 kadirlik bir değişim gereklidir.
Gözlemi yapılacak olan yıldız belirlendikten sonra aşağıdaki bilgilerin temin edilmesi ya da hesaplanması gereklidir. Bu bilgileri iki gruba ayırabiliriz: Birincisi değişen yıldız ile ilgili bilgiler; ikincisi gözlem sırasında gerekli bilgiler.
Bir değişen yıldızın gözlenmesinde mukayese yıldızı denilen başka bir yıldız kullanılır. Bu, kabaca karşılaştırma yapmaya yarayan bir yıldızdır. Mukayese yıldızının en büyük özelliği parlaklığında değişim olmayan bir yıldız olmasıdır. Bu tür yıldızlar uzun zamandır yapılan değişen yıldız gözlemlerinden ortaya çıkarılabilmektedir ve bunlar literatürden rahatlıkla bulunabilir. Mukayese olarak kullanılan bir yıldız bir zaman sonra değişim gösterebilir. Bu ise ancak uzun dönemli gözlemler sonucunda bilinebilir. Böyle bir durumla karşılaşıldığında öncelikle o yıldız artık mukayese yıldızı olarak kullanılmaz, ikincil olarak yeni bir değişen yıldızın keşfi yapılmış olduğundan, eski mukayese yıldızımız incelenmeye başlar. Böyle bir keşif TUG'da Arş.Gör. Hasan AK tarafından 1997 yılında yapıldı ve Uluslararası Değişen Yıldızlar Bülteni'nde (IBVS) duyuruldu (HD 31992) (8 Mayıs 1997, 4475).
Sonuç olarak bir mukayese yıldızının seçiminde şunlara dikkat edilmelidir:
Teleskopla gökyüzünde bir değişen yıldızı gözlemek için gerekli olan en önemli malzemelerden biri de "pafta" lardır. Pafta dediğimiz şey bir gökyüzü haritasıdır. Ancak bu gözleyeceğimiz yıldızın yakın çevresini gösteren çok detaylı bir haritadır. Böyle haritalar HST'nin internet sayfasında bulunabilir. Bunun dışında yine Uzay Teleskopu Enstitüsü (STScI) tarafından çıkarılmış olan GUIDE isimli CD-ROM dan da elde edilebilir. Türkiye'de de Ege Üniv. Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü öğretim üyelerinden Prof. Serdar Evren danışmanlığında çıkarılmış bir kitap var: Takımyıldızlar ve Yıldız Haritaları.
Şimdi de gözlem sırasında gerekli bilgilere bir göz atalım.
Şimdi bu dört maddeyi ayrıntılı irdeleyelim.
Burada dikkatle üzerinde durulması gereken husus şudur : Gözlem zamanı öyle seçilmelidir ki yıldızın doğuş - batış saatleri ile tanın bitiş ve başlangıç saatleri olabildiğince çakışık olsun. Böylece maksimun sürede gözlem yapılabilir. Bu da daha fazla veri alınmasını sağlar.
Böylece teleskobun takip mekanizmasının kapatılmasından kaynaklanan ayarsızlık giderilmiş olur.
Gözlem
Tüm bu bilgileri ve gerekli malzemeleri edindikten sonra gözleme başlamaya hazırsınız demektir.
Gözlemde mukayese yıldızı, değişen yıldız ve gökyüzü parlaklığının ölçülmesi bir sıraya göre yapılır. Bu sırada önemli olan nokta gözleme nasıl başlandıysa öyle bitirilmesi gerektiğidir.
C1 S V S V S V S C1 S
Gözleme C1 ile başlandığına göre C1 ile bitirilir. Bu gözlem sırası uygulanırken herhangi bir şekilde meydana gelen hatalı sayımlar tekrarlanır. Örneğin C1 alınırken meydana gelen bir hata sonucunda C1 tekrar alınır.
C1 C1 S V S V S V S C1 S
Burada önemli olan gözlem sırasında bu hataları bilgi girme komutuyla gözlem dosyasına girmektir ; çünkü daha sonra yaptığınız bu hataları ve düzeltmelerini hatırlamayabilirsiniz. Ya da karıştırabilirsiniz. Bunun için VAROBS size aralarda bilgi girme şansını tanımaktadır.
Gözlem Sonrası
Işıkölçümü yapılan bir yıldızın gözlem verileri daha sonra indirgeme adını verdiğimiz bir işleme tabî tutulur. Bu, gözlemlerimizden atmosferin etkisini yok etme işlemidir. Bunun için TUG 'da yine Prof. Dr. Varol Keskin'in hazırladığı programlar kullanılmaktadır. Bir takım karmaşık formüller içeren bu işlemi yapan bir çok basit yazılım astronomi bölümlerinden ya da gözlemevlerinden edinilebilir. Ancak bu şekilde indirgenmiş veriler bilimsel bir anlam taşırlar. Şekilde TUG'dan ben ve Mustafa Keskin tarafından yapılmış bir değişen yıldız gözleminin indirgenmiş sonuçlarını görüyorsunuz. Bu tip gözlemler genellikle fark ışıkölçümü adıyla anılırlar. Bunun nedeni ne ölçtüğünüz parlaklıkların standart sisteme dönüştürülmemesidir. Bu dönüşümler için kullandığınız mukayese yıldızını "standart yıldız" adı verilen yıldızlarla beraber gözlemeniz gerekir. Bu ise ayrıca uğraştırıcı bir iş olduğundan çok nadir olarak uygulanır. Fark ışıkölçümü en yaygın kullanılış biçimidir.
Gözlemlerinizi indirgemek ya da standart sisteme dönüştürmekle bir bilimsel gözlem sonuçlanmaz. Bunu sonuçlandırabilmek için, elde ettiğiniz bulguları analiz etmeniz gerekir. Bu analizler amacınıza göre değişebilir. Değişen yıldızların türleri dolayısıyla özellikleri farklı olduğundan gözlem amaçları da çok farklıdır. Ama genel olarak bakarsak, en popüler gözlemlerin örten ve kataklismik değişenler olduğunu görmekteyiz. Örten değişen yıldızların ışık eğrileri yine bazı bilgisayar programları yardımıyla çözümlenerek sistem hakkında detaylı bilgiler elde edilebilir. Bunun yanında kataklismik değişenler gösterdikleri patlama aktiviteleri nedeniyle tüm Dünya'nın ilgisini üzerlerine çekmektedirler. Bu yıldızların da uzun dönemli analizleri ve bunun yanında kısa dönemli ışık değişimleri en çok üzerinde çalışılan konulardır. Şekilde daha önce ışık eğrisini görmüş olduğunuz yıldızın Fourier analizi yapılmış diyagramını görmektesiniz. Bu analiz elinizdeki verilerde en muhtemel peryodik değişimi bularak size bildirir. Siz de bu peryodu elinizdeki verilere uygularsınız ve sonuçlar üzerinde tartışırsınız.
Sonuç olarak amatör gökbilimcilerin önlerinde yapabilecekleri çok önemli çalışmalar duruyor. Tüm Dünya'da çok güzel bir şekilde organize olan amatörlerin astronomi bilimine katkısı gerçekten çok değerli. Buna en güzel örneklerden biri bölüm hocalarımızdan Dr. Tansel Ak'ın doktora tezinde amatörlerin elde ettiği bu verileri kullanması gösterilebilir. Ülkemiz amatörleri için belki şimdilik erken olan bu çalışmaların en kısa zamanda gündemimize gelmesini ve profesyonel astronomlarımızın bu çalışmaları kullanmasını umut ediyoruz.
