Yıldızların Röntgenini Çekmek: Doppler Görüntüleme Tekniği 1

Fizik Dünyası, 2014
Yıldızların Röntgenini Çekmek: Doppler Görüntüleme Tekniği
Hakan Volkan ŞENAVCI, Ankara Üniversitesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
Doppler görüntüleme denilince çoğumuzun aklına tıp bilimi gelir. Esasen bu teknik, tıp biliminin yanı
sıra farklı birçok bilim dalında yaygın olarak kullanılan bir tekniktir. Astronomide Doppler görüntüleme
tekniği, özellikle yıldızların yüzey parlaklık dağılımındaki anormallikleri (Güneş benzeri lekeler gibi),
zonklama (pulsasyon) mekanizmalarını ve kimyasal tuhaflıklarını belirlemede kullanılan önemli bir
analiz yöntemidir.
1. Giriş
Doppler görüntüleme denilince çoğumuzun
aklına hastaneler, tahliller veya tıp bilimi
gelir. Doppler olayına dayanan bu yöntem,
tıp biliminde kan akışının özelliklerini ve
dolayısıyla bu damarların beslediği
organların durumunu incelemeyi olanaklı
kılmıştır. Esasen bu teknik, tıp biliminin
yanı sıra farklı birçok bilim dalında yaygın
olarak
kullanılan
bir
tekniktir.
Astronomide Doppler görüntüleme tekniği,
özellikle yıldızların yüzey parlaklık
dağılımındaki
anormallikleri
(Güneş
benzeri lekeler gibi), zonklama (pulsasyon)
mekanizmalarını ve kimyasal tuhaflıklarını
belirlemede kullanılan önemli bir analiz
yöntemidir.
2.
Astronomide Doppler Görüntüleme
Güneş, bize yakınlığı nedeniyle, çıplak
gözle bile disk şeklinde görebildiğimiz ve
en fazla bilgiye sahip olduğumuz yegane
yıldızdır.
Günümüz
teknolojisiyle
tasarlanan en büyük teleskoplar ve
dedektörlerle bile Güneş dışındaki diğer
yıldızları
doğrudan
disk
şeklinde
görmemiz, bizden olan uzaklıkları
nedeniyle, mümkün değildir. Peki, nasıl
oluyor da nokta şeklinde gördüğümüz
yıldızlar hakkında bu kadar fazla bilgiye
sahip olabiliyoruz? Bu sorunun cevabı
yıldızların gökkuşağında, yani tayflarında
gizlidir. Basit bir tanım olarak, yıldız
ışığını bir prizmadan geçirdiğimizde ışığın
farklı renklere (dalga boylarına) ayrıldığını
ve ek olarak bu “süreklilik” üzerinde
aydınlık ve karanlık çizgilerin bulunduğu
“Doppler Görünütleme Tekniği”, H.V. Şenavcı
bir yapıyı, bir enerji dağılımını, yani bir
yıldızın tayfını görürüz. Özellikle yıldız
tayfında bulunan çizgilerin şiddeti, yapısı
(profili) ve zamana bağlı değişen
konumları bize bir yıldızın uzaklığı,
kimyasal ve fiziksel özellikleri hakkında
eşsiz bilgiler sunmaktadır. Bu bağlamda
Doppler görüntüleme tekniği, tayfsal çizgi
profillerindeki zamana bağlı şekilsel
(geometrik) değişimlerin modellenmesiyle
yıldızların yüzey parlaklık dağılımına
ilişkin haritalarının elde edilmesinde
kullanılan bir yöntemdir. Esasen teknik, ilk
olarak “Ap” yıldızları olarak sınıflanan
kimyasal tuhaf yıldızların yüzeylerini
haritalamak amacıyla kullanıldı [1].
2.1. Yüzey Parlaklık Dağılımı
Yüzey sıcaklıkları 3700 K ile 7500 K
arasında değişen yıldızlar, yüzeye yakın
bölgelerde enerji akışını konveksiyon
(madde hareketleri) yoluyla gerçekleştirir.
Yıldızlar dev plazma toplarıdır ve
diferansiyel
dönmeye
sahiptirler.
Konveksiyon ve diferansiyel dönmenin
birleşik
etkisi
bu
tür
yıldızların
yüzeylerinde, “Dinamo Teorisi” ile
açıklanan bir süreç sonucunda manyetik
lekelerin oluşmasına neden olur. Yıldız
yüzeyinden daha soğuk olan bu lekelerin
kayda değer çizgi profil değişimlerine
sebep olabileceği kabulü altında, lekeli bir
yıldızın Doppler görüntüleme tekniği
kullanılarak ilk haritaları, “RS CVn” türü
olarak sınıflanan HR1099 yıldızı için elde
edildi [2].
C1.S2.M7.
1
Fizik Dünyası, 2014
Yüzeydeki bir soğuk leke, çizgi profili
üzerinde varlığını bir “hörgüç” yapı olarak
gösterir. Bu yapıya ilişkin basit bir model
Şekil 1’de gösterilmiştir. Bu modelde
yıldız diski dönme eksenine paralel 5
parçaya bölünmüş ve dikine hızın (yıldızın
bizden uzaklaşan veya bize yaklaşan
parçalarına ilişkin hız bileşenleri) her
parçada eşit olduğu varsayılmıştır. Lekesiz
yıldız için (sol sütun), basit bir yaklaşımla
çizgi profiline bütün parçalardan gelen
katkının eşit olduğu görülmektedir. Yine
basit bir kabul olması bakımından her
parçaya ait çizgi profillerinin, Doppler
kaymaları dışında özdeş olduğu ve bu çizgi
profillerinin toplamının şeklin sol altında
görülen
“Doppler-genişlemiş”
çizgi
profilini ürettiği varsayılabilir. Lekeli
yıldız için (sağ sütun), lekenin bulunduğu
hız dilimindeki toplam ışınıma katkıda bir
azalma görülmektedir. İlgili şekilde leke,
üçüncü parçada bulunmakta ve bu parçanın
yarısını kaplamaktadır. Bu bölgeye ilişkin
çizgi profili değişmemiştir ancak toplam
ışınım seviyesi lekenin varlığından dolayı
yarıya düşmüştür. Her bir parçadan gelen
çizgi profilleri toplandığında, lekenin
bulunduğu konuma bağlı olarak ilgili
dalgaboyunda bir “hörgüç” yapısına sahip
Doppler-genişlemiş bir çizgi profili elde
edilir. Bu yapı ilgili dalgaboyundaki
soğurmanın azlığı anlamına gelmektedir.
Bu hörgüç yapı, yıldızın dönmesi sonucu
lekenin yıldız diski üzerinde hareket
etmesiyle, çizgi profili boyunca mavi
kanattan
kırmızı
kanada
(düşük
dalgaboyundan
yüksek
dalgaboyuna)
doğru hareket eder. Bu da leke boylamının
doğrudan belirlenmesini sağlamaktadır.
“Doppler Görünütleme Tekniği”, H.V. Şenavcı
Şekil 1. Hızlı dönen bir yıldızın soğurma
çizgisi profilinde soğuk leke varlığı nedeniyle
meydana gelen hörgüç yapısının şematik
gösterimi [2].
Doppler Görüntüleme Tekniği aynı
zamanda leke enleminin belirlenmesine de
olanak sağlamaktadır (bkz. Şekil 2).
Ekvatora
yakın
leke
bölgelerinin
oluşturduğu hörgüç yapıların, çizgi
profilleri üzerinde kapsadığı dalgaboyu
aralığı daha geniş iken ekvatordan uzak
lekelerin oluşturduğu hörgüç yapılar için
bu aralık daha düşüktür. Kutup bölgelerine
yakın lekelerin oluşturduğu hörgüç
yapıları, profil merkezine yakın bölgelerde
belirir ve yine yakın bölgelerde kaybolur.
Düşük enlemli lekelerin neden olduğu
hörgüç yapıları neredeyse yarım-yörünge
dönemi boyunca görülebilir, yani, profilin
mavi kanadının en ucundan kırmızı
kanadının en ucuna kadar varlıkları
izlenebilmektedir. Eğer bir yıldızda birden
fazla, farklı enlemlere dağılmış lekeler var
ise bu lekelerin ayrı ayrı, disk boyunca
hareketleri modellenebilir. Bu da yıldızın
dönmesinin enlemin bir fonksiyonu olarak
elde edilmesine, bir başka deyişle,
C1.S2.M7.
2
Fizik Dünyası, 2014
diferansiyel dönmenin
olanak sağlar.
hesaplanmasına
Şekil 2. Farklı enlemlerdeki lekelerin
oluşturduğu hörgüç yapıların çizgi profili
üzerindeki hareketi [3].
Dolayısıyla
Doppler
görüntüleme
tekniğinde lekelerin yüzey üzerindeki
dağılımı
“dolaylı”
olarak
elde
edilebilmektedir. Tekniğin ne kadar duyarlı
ve güçlü olduğuna günlük hayattan bir
örnek vermek gerekirse; “RS CVn” türü
olarak sınıflanan HR1099 yıldızı için elde
edilen yüzey parlaklık dağılımı haritaları
[2] (bkz. Şekil 3), 50 kuruşun arkasındaki
Atatürk resminin kulak kısmını 40 km
uzaktan görmeye eşdeğerdir!
Şekil 3. [2] tarafından HR1099, [4] tarafından
XX Tri yıldızları için elde edilen yüzey
parlaklık dağılımı haritaları.
Eğer elimizde bu türden aktif bir yıldızın
uzun zaman aralığına dağılmış tayfsal
verileri varsa, Güneş’te izlenen leke göçü
(lekelerin zaman bağlı olarak konum ve
boyut değiştirmesi) benzeri olayların
varlığı tespit edilebilir.
2.2. Kimyasal Tuhaflık
Yüzey sıcaklığı 7500 K’dan daha büyük
olan yıldızların yüzeye yakın bölgelerinde
enerji fotonlarla taşınır (sıcak bölgelerin
yüksek enerjili fotonları ile soğuk
bölgelerin
düşük
enerjili
fotonları
arasındaki enerji alışverişi). Ek olarak
“Doppler Görünütleme Tekniği”, H.V. Şenavcı
yıldızlarda sıcaklık merkezden yüzeye
doğru azaldığı için ışınım basıncı da düşer.
Bu ışınım basınç gradiyenti fotonu yüksek
basınçtan düşük basınca doğru sürer. Kaba
bir tanım olarak, ışınım basıncının çekim
kuvveti ile mücadelesi ve manyetik alan
çizgilerinin bu hareketlere yön vermesi
sonucu yüzeyin kimyasal element bolluğu
bakımından
dağılımı
değişiklik
göstermektedir. Bu da şiddetin bir
fonksiyonu olarak çizgi profillerini
değiştirmektedir.
Dolayısıyla
bazı
elementlere ait çizgilerin zamana bağlı
profil değişimlerinin Doppler görüntüleme
tekniği kullanılarak analiz edilmesi yıldız
yüzeylerindeki kimyasal bolluk dağılımı
hakkında önemli bilgiler sunmaktadır (bkz.
Şekil 4).
Şekil 4.  Phe yıldızına ilişkin bazı elementler
için yüzey kimyasal element bolluk dağılımı
[5].
2.3. Pulsasyon (Zonklama)
Basit bir tanım olarak, bir yıldızın dış
kısımlarına uygulanan çekim kuvveti iç
basınç
tarafından
dengede
tutulamadığında, bir başka deyişle yıldız
hidrostatik denge durumunda değilse
zonklama yani pulsasyon yapar. Radyal
(dikine) veya radyal olmayan bu
zonklamalar sonucu “yerel” hız alanları
değişmekte ve bu da çizgi profillerinde
simetrik veya asimetrik hız dağılımlarına
neden olmaktadır. Bu bağlamda, yine
C1.S2.M7.
3
Fizik Dünyası, 2014
Doppler görüntüleme tekniği yardımıyla,
bu türden bünyesel değişen yıldızların
pulsasyon doğaları elde edilerek bu
olgunun altında yatan fiziksel süreçler ve
manyetik alanlarla olan ilişkisi detaylı
olarak incelenebilmektedir (bkz. Şekil5).
Yıldızlar, gerek evrim durumları gerekse
fiziksel / kimyasal özellikleri bakımından
halen çözülmeyi bekleyen birçok bilinmezi
içermektedir. Günlük hayatımızda bile
çoğu kez karşımıza çıkan Doppler olayına
(ambulansın bize yaklaştığında sireninin
tizleşmesi ve uzaklaştığında pesleşmesi
gibi) dayanan Doppler görüntüleme
tekniği, bu bağlamda yıldızlardaki gizemi
çözebilmek için gökbilimcilerin en önemli
araçlarından birisidir.
Şekil 5. [6] tarafından pulsasyon yapan bir
yıldız için üretilen sentetik model ve Doppler
görüntüleme tekniği ile elde edilen sonuçlar.
Kaynaklar
2.4. Zeeman Doppler Görüntüleme
Doppler
görüntüleme
tekniğinin
astronomide yaygın olarak kullanılan bir
başka türü ise Zeeman Doppler
görüntüleme tekniğidir. Adından da belli
olduğu gibi Zeeman olayına (atomun bir
manyetik alana maruz kalması sonucu
enerji seviyelerinin yarılması olayı)
dayanan
bu
teknik
ile
özel
spektropolarimetreler kullanılarak elde
edilen Zeeman profillerinin (Stokes)
incelenmesi sonucu yıldızların manyetik
alan şiddeti elde edilebilmekte ve manyetik
alan çizgileri modellenebilmektedir (bkz.
Şekil 6).
Şekil 6. [7] tarafından II Peg yıldızına ilişkin
elde edilen yüzey parlaklık dağılımı (sol panel)
ve manyetik alan şiddet dağılımı (sağ panel)
haritaları.
3. Sonuç
“Doppler Görünütleme Tekniği”, H.V. Şenavcı
[1] Deutsch, A.J. 1958. Harmonic Analysis
of the Periodic Spectrum Variables.
Electromagnetic Phenomena in Cosmical
Physics 6, 209.
[2] Vogt, S.S., Penrod, G.D. 1983. Doppler
Imaging of Spotted Stars - Application to
the RS Canum Venaticorum star HR 1099.
Publications of the Astronomical Society
of the Pacific 95, 565-576.
[3] Rice, J.B. 2002. Doppler Imaging of
Stellar Surfaces - Techniques and Issues.
Astronomische Nachrichten 323, 220-235.
[4] Strassmeier, K. 1999. Doppler imaging
of stellar surface structure. XI. The super
starspots on the K0 giant HD 12545: larger
than the entire Sun. Astronomy &
Astrophysics 347, 225-234.
[5] Makaganiuk, V., Kochukhov, O.,
Piskunov, N., Jeffers, S. V.,Johns-Krull, C.
M., Keller, C. U., Rodenhuis, M., Snik, F.,
Stempels, H. C., Valenti, J. A. 2012.
Magnetism,
chemical
spots,
and
stratification in the HgMn star var phi
Phoenicis. Astronomy & Astrophysics 539,
A142.
[6] Kochukhov, O. 2004. Doppler imaging
of stellar non-radial pulsations. I.
Techniques and numerical experiments.
Astronomy & Astrophysics 423, 613-628.
C1.S2.M7.
4
Fizik Dünyası, 2014
[7] Carroll T.A., Kopf M., Ilyin I.
Strasmeıer K.G. 2007. Zeeman-Doppler
imaging of late-type stars: The surface
magnetic field of II Peg. Astronomische
Nachrichten 328, 1043, 1046.
“Doppler Görünütleme Tekniği”, H.V. Şenavcı
C1.S2.M7.
5