Gezegenimsi bulutsular, oluşumları, yıldızlararası gaz incelemeleri

• Galaksi kümeleri, evrende kütleçekimi ile birarada duran en büyük yapılar olmalarından dolayı birçok konuda incelenmektedirler. Özellikle yeni nesil gökyüzü tarama projelerinde galaksi kümeleri doğrudan araştırma hedefi olmasa dahi, önemli bir veri elde edilmekte ve verilerden bilimsel çıktılar sağlanmaktadır. Büyük tarama projelerinin ve yeni nesil aletlerin yardımıyla, çoklu dalgaboylarında galaksi kümelerinin çalışılması ve önemli detaylar elde edilmesi günümüzde çok aktif bir konu teşkil etmektedir. Galaksi kümelerine adanan projelerin çoğunu şu üç grupta toplamak mümkündür: 1) kozmolojik parametrelerin tayini ve karanlık enerjinin doğasını ortaya koyma çalışmaları, 2) büyük ölçekli yapıların oluşumları ve evrimleri, 3) galaksi kümelerinin iç dinamikleri ve yıldız aktiviteleri ile ilişkileri.
• Galaksi kümelerinin birbirleriyle etkileşmeleri yanında, bundan daha da önemli olan, küme içi etkileşmelerdir. Kümelerin yoğunluğuna bağlı olarak bu etkileşmeler az ya da fazla olabilmektedir. Bu etkileşmeler, özellikle alan galaksileri ile karşılaştırıldığında, bize galaksilerin oluşumları ve evrimleri hakkında önemli ipuçları sağlamaktadır. Çok iyi bilinen morfoloji- yoğunluk ilişkisi bunu ifade etmektedir (Dressler, 1980). Günümüzdeki tarama projeleri ile de bu ilişki daha iyi bir şekilde ortaya konmuştur (Goto et al., 2003; Nuijten et al., 2005). Küme içi etkileşmelerin yıldız oluşumu üzerindeki etkileri de ifade edilmektedir ki bu 3-5 m sınıfı bir teleskop ile yakın kümelerde çalışılabilecek bir konudur. Özellikle yıldız oluşumuna dair gözlemsel bilgiler kızılötesi dalgaboylarında yapılan çalışmalar ile ortaya konabilmektedir (Poggianti et al., 2008; Poggianti et al., 2004; Ferrari et al., 2005; Tran et al., 2005).
• Bunun yanında, galaksilerin oluşumu ve evrimine dair çalışmalara ışık tutabilmesi bakımından, kümelerde yeralan merkezi parlak galaksilerin incelenmesi oldukça önemli konulardan biridir. Bu dev eliptik galaksiler, kümenin oluşumu ve evrimi süreci boyunca birçok irili ufaklı galaksinin birleşimi ile oluşmaktadır. Bu izlerin ve etkilerin araştırılması konusunda kızılötesi çalışmalar yine önem taşımaktadır (Quillen ve ark., 2008; O'Dea ve ark., 2008; Hicks ve ark., 2010; Edge ve ark., 2010). BCG (Brightest Cluster Galaxies) olarak adlandırılan bu galaksilerin önemli bir kısmında yıldız oluşumuna dair izlere rastlanmaktadır ki bu beklenmeyen bir durumdur. Bu nedenle, BCG'ler yüksek çözünürlüklü tayflar kullanılarak incelenmekte ve yıldız oluşumu izleri araştırılmaktadır. 4 metre sınıfı teleskoplar için hedef olabilecek çok sayıda BCG adayı CFHTLS verilerinden belirlenmiştir (Aliş, 2009; Aliş ve ark., hazırlanıyor).
• Gözlemsel kozmoloji açısından bakıldığında, kızılötesi gözlemlerinin önemi daha da ortaya çıkmaktadır. Çünkü büyük kırmızıya kaymaya sahip galaksi kümelerinin tespiti ve araştırılması optik bölge içinde kalındığında mümkün olamamaktadır. Kırmızıya kaymadan dolayı, bu cisimlerin ışınımları optik bölgenin ötesine geçmektedir. z<0.5'den küçük olan 1000'lerce, 0.5<z<0.8 aralığında 100'lerce küme bilinirken, z>0.8 olan kümelerin sayısı 10'lar mertebelerindedir. Bu sayının arttırılabilmesi, kızılöte gözlemler ile mümkün olabilir. Galaksi kümelerinin kırmızıya kaymanın fonksiyonu olarak sayı yoğunluklarının belirlenmesi, kozmolojik parametrelerin tayini için gereklidir.

• Klasik Nova patlamalarında tayfsal evrimleşmenin sonuna dogru kızıl ötesi koronal salma cizgileri görülür. Soğumuş atık madde molekül ve toz üretir. (CO, C, Si, PAH'lar, SiC). MIR dalgaboylarında yapılacak tayfsal çalışmalarla atık madde kütlesi, bolluğu, toz granül minorolojisi, toz formasyonu ve toz yokoluşu çalışılabilir. Tayf gözlemleri yardımı ile homojen olmayan toz kabuğu emisyonu modellenebilir, hatta bu toz kabuğunun YAO ile etkileşimi de modellenebilir, bunun için gerekli model kodları mevcuttur.
• Kataklismik değişenlerde (CV) ve düşük kütleli X-ışını ikililerinde (LMXB) yüksek zaman çözünürlüklü veya olmayan kızıl ötesi zaman serisi analizleri (J--K Bandında) ve elipsoidal osilasyon çalışmaları yapılabilir.
• Kataklismik değişenlerde diskin dış kısımları, ikincil yıldız ve manyetik sistemlerde (Polar) madde aktarım kolonları kızıl ötesi astronomide çalışılan öğelerdir.
• Yakın kızıl ötesi dalgaboylarında manyetik CV lerin ataları olan ön-kataklismik sistemler aranabilir.
• Manyetik CV lerde madde spiral haraketle siklotron emisyonu yaparak aktarım yapar. Bu emisyon “hörgüçler” olarak tayflarda gözükür ve burdan manyatik alan bulunabilir. B>40 MG altinda bütün manyetik beyaz cüceler yakın kızıl ötesi dalga boylarında bu hörgüçleri gözterir. Bu tarz sistemlerin manyetik alan ölçüm çalışmaları yapılabilinir.
• Klasik nova sistemerinde ve Orta kutupsal ve Polar (kutupsal) CV sistemlerinde polarizasyon çalışmaları kızıl ötesi bandda yapılabilinir. Klasik novalarda atık maddenin geometrisini bu yöntemlerle çalışırız. Manyetik sistemlerin manyetik alan özellikleri beyaz cüce dönemine göre belirlenebilir.
• Kızıl ötesi bandada CV lerin ikincil yıldızlrının tayflarının en etkili çalışılacaği bölgedir, spektroskopi, bolluk, irradiyasyon ve klasifikasyon çalışmaları yapılabilir. Bu LMXB lerin büyük bir kısmı için de geçerlidir.
• Orta kızıl ötesi bandda Spitzer ile CV lerde artık fazla emisyon tespit edilmiş (yıldız emisyonu ve madde aktarımına bağlı emisyon üzerine) bu çift yıldız sistemi etrafında bulunan toz birikim diskinden gelecek emisyonla açıklanmıştır. Diğer bir çok çalışılmamış CV sisteminde toz birikim diskleri aranabilir.
• Cüce nova ve nova patlamalarının cok-dalgaboylu tayf modellemesini ve evrimni çalışmak mümkün olabilir.
• Simbiyotik ve nova-benzeri çift yıldız sistemlerindeki toz zarfları zman serisi ve tayf analizleri ile çalışılabilir.

IR surveying

Çalıştay Notlarım

DAG'a özel özet:

• DAG için yabancı uzman desteği, uluslararası yönetim ve/veya hakem kurulu gibi yapılardan bahsedebiliyorsak teleskop zamanının belli bir yüzdesini (%100 degil ama mutlaka %10'dan da fazla olmalı) ilk günden uluslararası kullanıma açmak gereklidir. Bu hem teleskop alanını tanıtır, hem Türk astronomlarla yabancılar arasında işbirliğini artırır, hem Türk astronomların konuda deneyim kazanmasını hızlandırır, hem de Türk astronomlardan gelen projelerin kalite çıtasını yükseltir. Eğer imkan/ihtiyaç olursa teleskoba eklenecek aletler için şimdiden uluslararası partner arama yoluna da gidilebilir.
• (İlerisi için) Seçilecek projeler bir puanlama verilerek havuza konulmalı ve daha sonra bu sıraya göre uygun geceye uygun gözlemler puan sırası dikkate alınarak yapılmalıdır. Ancak en düşük ve en yüksek puan atılarak kalan puanların ortalaması alınacaksa, anlamlı bir ortalama için en as 5-6 hakem gerekir ki her projeyi okuyacak 5-6 hakem bulmak mümkün olmayabilir. Buna çözüm getirmek için ya hakemlerin tarafsızlığına güvenilir ve 2-3 hakem seçilir ve bunların IR astronomisinin farklı alanlarında çalışıyor olmasına özen gösterilir ya da proje veren kişilerin isimleri tamamen gizlenir ki bu da bizi mutlaka ileriye götürecek bir sistem olmayabilir.
• Türkiye'de IR astronomisinin öğrenilmesi için yurtdışından uzmanların katılımıyla çalıştaylar düzenlenmelidir.
• IR astronomisi konusunda yüksek lisans/doktora öğrencisi alınmalı ve teorik kısmı burada öğretildikten sonra konuyu pratikte yurtdışında uzmanlarından öğrenmeleri için mesela 6 ay-1 yıl boyunca gönderilmeleri için mali kaynak arayışlarına başlanmalıdır.
• Veri arsivinin boyutu hizla artacaktir, bunu saklayabilecek guclu ve kesintisiz bir server saglanmasi ile ilgili noktalar butcede yer almalidir. Veri analizi ile ilgili standard yazilim gelistirilmeli ve teleskop kullanicilarina acik olmalidir. Bunlar “Bilimsel Operasyon Merkezi” tarzinda bir sistem altinda gelistirilebilir. Bir diger nokta da Turkiye'de IR astornomisini baslatirken bizim teleskopumuzun bitmesini beklemeden, dunyada varolan IR arsivlerinin incelenmesi ve kullanim olanaklarinin arastirilmasina baslanmalidir.
• Bölümlerden 'science case' konusunda alınması beklenen geribildirimin bu çalıştayda %100 verimli bir biçimde alınamadığını düşünüyorum. Ancak diğer tartışmalar son derece olumlu bir hava içinde geçmiş ve çok yararlı olmuştur.

• Yakın ve orta IR'de çevresinde disk keşfedilmesi olası pek çok izole nötron yıldızı olabilir. İkililerdeki X-ışın pulsarlarında madde aktarımı gözlense de bu nötron yıldızlarında normal bir bileşeni yoktur. Özellikle AXP (Anomalous X-ray Pulsar) ve SGR (Soft Gamma Repeater)'ler çevrelerinde, süpernova sonrasında geri düşen maddenin disklerini barındırabilirler. Çok yakında, IR bölgede, böyle bir AXP kaynağının çevresinde disk bulundu.
• Bu tür süpernova kalıntısı diskler ikililerdeki disklere göre çok daha farklı özelliklerde olabilir. Bir başka sıcak konu olan "gezegen oluşumu" da böyle disklerde beklenmekte.

Sıkı cisimlerin disk yapıları

• İzole nötron yıldızlarının kızılötesi bileşenlerinin keşfi ve kaynakların uzun dönemli takip gözlemleri.
• Nötron yıldızı ya da karadelik içeren X-ışın çiftlerinin kızılötesi bileşenlerinin tespiti. Kızılötesi tayflarınının elde edilerek yörünge çözümleri yardımıyla bileşenlerin kütlelerinin ve yığılma disklerinin yapılarının incelenmesi.
• Magnetarların kızılötesi bileşenlerinin keşfi ve patlama ya da parlama gibi aktivitelerinin takip gözlemleri.
• Çeşitli X-ışın kaynakları doğrultusunda Galaksimizdeki yıldızlararası maddenin özellikleri ve miktarı konusunda çalışmalar.
• Tarama gözlemleri aracılığıyla Galaksimizin geniş ölçekli yapısının belirlenmesi.

Gökadamızda jet içeren karadelik sistemlerinin IR teleskoplarla incelenmesi

Özet:

• Karadelik jet kaynaklarının çoğu geçici kaynaklardır ve jetler özel tayfsal dönemlerde görünürler. Bu da gözlemlerinin çoğunun fırsat gözlemi olmasını gerektirir.
• Tayfsal geçişlerin takibinde, jetlerin oluşma özelliklerini anlamak için yapılan gözlemler günlük olmalıdır; 10-20 süre ile J, H ve K bantlarında kaynağın parlaklığına gore fotometri yapılmalıdır. Bu fotometrik gözlemler, optik gözlemler (örneğin TUG) ve günlük X-ışın gözlemi yapan teleskopların verileri (örneğin RXTE) ile birleştirilerek çok geniş bantlı tayfsal modellemeler de yapılabilir.
• Bu konuda çok başarılı çalışmalar Güney yarımkürede SMARTS sistemiyle yapılmaktadır. Bunun Kuzey yarıkürede eşleniği yoktur. Fakat, Kuzey yarıkürede parlama yapan karadelik sistemi sayısı da azdır.
• Hızlı zamansal çalışmalar için hızlı CCD sistemleri gereklidir. Bu konu uzmanlık alanıma girmemesine rağmen çok ilginç bir konudur ve yapılan çalışma çok çok azdır.

Be/X yıldızlarının disk yapısı.

Gama-ışını Patlamaları (GRB) ve evsahibi galaksileri, galaksi oluşumu ve evrimi

DAG teleskobu optikte de gözlem yapabilecekse noktasal kaynaklar için OPTIMA gibi hızlı bir foto-polarimetrenin ile yarayacağını düşünüyorum.

• Bunun icin sonraki zamanlarda buna benzer bir dedektör yapılması icin ayrıca bir proje yapılabilir,
• veya detektör sahipleriyle görüşülüp ortak kullanımı teklife açılabilir, 
• veya bu tür detektörler kırmızıötesi gözlemler için uyarlanabilir mi bu konuda görüşmeler yapılabilir.

MCV'Ler

Kırmızı yıldız atmosferleri, Metal Çizgileri ve Kütle Kaybı ilişkileri, Yıldız oluşum bölgeleri, IR surveying,

SFR'lerde ön yıldız oluşumları (uzak-IR, alt-mm)