mm ve mm-alti Gozlemlerle Yildiz Olusumu ve Ulusal Radyoteleskop Projesi

Ulusal Astronomi Kongresi, Malatya, Turkey (Aug 28, 2012)

Transcript

1. Milimetre/Milimetre-altı Gözlemleri ile Yıldız Olusumu ve Ulusal Radyoteleskop Projesi Ulusal  Astronomi  Kongresi,  Malatya,  Agustos  28,  2012 Umut A.Yıldız Universiteit Leiden, Leiden Observatory , Ewine van Dishoeck, Lars Kristensen, WISH takımı ve İbrahim Küçük, Ahmed Akgiray, Fahri Öztürk, Selçuk Topal, Elif Beklen, Gülay Gürkan Uygun, Oktay Ünal Saturday 28 September 13
2. Yıldız  Oluşumu •Milimetre/milimetre-­‐altı  ile  nasıl  gözlem  yapılır? •Yıldız  oluşumu  sahneleri  ve  gözlemleri •Moleküller  (astrokimya)  bize  nasıl  yardım  eder? •Yıldız  oluşumunun  ilk  saJası  (Gömülü  Class  0) •Yıldız  oluşum  bölgelerinde  CO,  H2O •Ulusal  Radyoteleskop  Projesi Saturday 28 September 13
3. •  Güneş  Sistemi’nin  ~500  pc  çevresi •Farklı  galaksilerde  molekül  gözlemleri  (Selçuk  Topal  -­‐  12:00) Güneş Merkez 50.000 ışık yılı Bu  konuşma Saturday 28 September 13
4. Yıldızlararası  Moleküler   Bulutlar •Soğuk,  karanlık  Moleküler  Bulutlar,   birkaç  ışık  yılı  büyüklüğünde •T  ~  10K,  M★  =  0,  τ  =  o  yıl •Yoğunluk  1x104  parçacık/cm-­‐3 •Bulut  Çöküşü  ile  yıldız-­‐öncesi  yoğun   çekirdekler  (pre-­‐stellar  cores)   oluşmaya  başlar  (106  yıl)   IC  2944 Saturday 28 September 13
5. Yıldızlararası  Moleküller •Uzayda  şu  ana  kadar  150’den  fazla  molekül   bulundu. •Basit  moleküllerden  (CO,  H2O,  O2,  SiO,  CS,...),   karmaşık  organik  moleküllere  kadar  (CH3CH2OH,   OHCH2CH2OH,...)     •Dünyada  az  ama  uzayda  bol  olan  (HCO+,  N2H+,...) Saturday 28 September 13
6. •Soğuk  ve  karanlık  molekül  bulutlarını  gözlemek  için   uzun  dalga  boyları  kullanılır  (IR,  mm-­‐altı,  mm,  radyo). Gözlemsel  Yöntemler Rotasyonel   Titreşim   •Molekül  Çizgileri  (Rotasyonel  ve  titreşim  geçişleri) Kısa                          Toz  Parçacığı                              Uzun Saturday 28 September 13
7. ... n=0 n=1 n=2 Elektronik  Geçişler Temel Elektronik Seviye Uyarılmış  Elektronik Seviye UV, Optik T  >  104  K Molekül  Tayfı Saturday 28 September 13
8. ... ... v=0 1 n=0 n=1 n=2 Elektronik  Geçişler Titreşim  Geçişleri Temel Elektronik Seviye Uyarılmış  Elektronik Seviye UV, Optik IR T  >  104  K T~103  K Molekül  Tayfı Saturday 28 September 13
9. J=0 1 2 ... ... ... v=0 1 n=0 n=1 n=2 J=0 1 2 ... Elektronik  Geçişler Titreşim  Geçişleri Rotasyonel  Geçişler Temel Elektronik Seviye Uyarılmış  Elektronik Seviye UV, Optik IR mm-altı T  >  104  K T~103  K T  <  102  K Molekül  Tayfı Saturday 28 September 13
10. CO Energy [K] Herschel APEX APEX Rotasyonel  Enerji  Geçişleri -­‐  Farklı  geçişler  farklı  sıcaklıkları   ve  yoğunlukları  test  edebiliyor -­‐  Her  bir  geçiş  için  farklı  teleskop H2O Saturday 28 September 13
11. •Class  0  ve  Class  I  İlkel   yıldız  (embedded   protostar) •M★  <<  Menv,                                                                 Zaman  <  10  000  yıl,                     Sıcaklık  <  70  K •Çift  kutuplu  moleküler   fışkırmalar  (bipolar   molecular  outflows) Gömülü  SaJa  -­‐  Class  0-­‐Class  I Saturday 28 September 13
12. •Fışkırmalar  azalır  ve   dağılır   •Akresyon  diski  ile  madde   aktarımı   •M★  >  Menv,  τ  <  2x105  yıl,   Tbol~70-­‐650  K T-­‐tauri  SaJası Saturday 28 September 13
13. •Gezegen  Oluşturan  Disk •Genç  yıldızların  %70‘inin   çevresinde  disk  vardır. •Diskin  büyüklüğü  bizim   Güneş  Sistemi’mizin   büyüklüğü  ile  kıyaslanabilir •Mdisk  ~  0.01  M!,  τ  <  106  yıl,   Tbol  =  650-­‐3000  K Gezegen  oluşturan  disk Saturday 28 September 13
14. Molekül   Bulutları Düşük  Kütleli  Yıldız  Oluşumu                  mm-­‐altı                                      IR                                        optik Gömülü  Sa<a T-­‐tauri  sa<ası Gezegen   Oluşturan  Disk Anakol  Yıldızı Saturday 28 September 13
15. “WISH”   Water  In  Star-­‐forming  Regions  with  Herschel PI:  Ewine  van  Dishoeck http://www.strw.leidenuniv.nl/WISH/ • Herschel  Uzay  Gözlemevi’nde  425  saat  Garanti-­‐Zamanlı-­‐ Anahtar-­‐Proje  (Guaranteed  Time  Key  Program) • Amaç:  Yıldız  oluşum  bölgelerinin  fiziksel  ve  kimyasal   yapısını  H2O  ve  benzeri  molekülleri  kullanarak  araştırmak • Aynı  zamanda  APEX  ve  JCMT’den  de  tamamlayıcı  gözlemler • Takım:  10  ülkede  35  enstituden  80  astrofizikci • Projede  yıldız-­‐oluşturan  çekirdeklerden  (pre-­‐stellar  cores),   gezegen  olusturan  disklere  (planet  forming  disk)  kadar   farklı  evrim  aşamaları  incelendiği  gibi  düşük  (1  Mo)  ile  çok   yüksek  kütleli  (>10Mo) Saturday 28 September 13
16. ~1-10 ~102-103 ~104-105 L⊙◉☉ Saturday 28 September 13
17. • ESA/NASA • 3.5 metre, mm-altı ve uzak-IR uzay teleskobu • Mayıs 2009‘da fırlatıldı, L2‘da bulunuyor ve 3.5 yıllık ömrü var ✦ HIFI ✦ Tek-­‐pixel  heterodyne  enstrüman ✦ 480-­‐1910  GHz  (157-­‐625  µm) ✦ Ultra-­‐yüksek  tayfsal  çözünürlük  (dv  =  0.1  km/s),  tayf   çizgileri  tamamen  ayrıştırılabiliyor  =>  kinematik Herschel Space Observatory ✦ PACS ✦ 5x5  spaxels  (spatial  pixel)  47”  x  47”  (7000AU  x  7000AU  ~  150   pc) ✦ 47-­‐220  µm ✦ Çözünürlük  fena  değil  (dv  =  150  km/s) 1.1  m  (2001) 3.5  m  (2010) Saturday 28 September 13
18. TEK pixel dedektörler mm-altı Uzay Teleskopları d=235 pc Saturday 28 September 13
19. • Su  ve  CO’nun  yüksek  geçişleri  sıcak  gazı  bulmak  için  doğal  araç                                                                                                                                 -­‐farklı  fiziksel  bölgeler-­‐. • H2O  bolluğu  yıldız  oluşum  bölgelerinde  çok  farklılık   gösteriyor:    <10-­‐8  (cold)  –  3x10-­‐4    (warm) • CO  bolluğu  çok  daha  az  farklı • İkisi  de  yıldızlararası  ortamdakı  ana  soğutucular  (etkin). • Oksijenin  ana  kaynakları  -­‐diğer  moleküllerin  oluşumunu   etkiliyorlar-­‐. • Yorumlamalarda  birbirleriyle  iyi  anlaşıyorlar  (complemantary). • Su  aynı  zamanda  Dünya’daki  yaşam  ile  ilişkilendirilebilir                pre-­‐stellar  cores    -­‐  YSO’s    -­‐  disks  -­‐  comets  -­‐  oceans Neden  CO  ve  H2O Saturday 28 September 13
20. İlkel yıldız zarfı (Protostellar Envelope) C18O Dar FWHM Tgas < 200 K UV ile ısınan Kavite Duvarları (UV heated cavity walls) 13CO, O I, C I 100K < Tgas < 1000K İlkel Yıldızın Fiziksel Yapısı Çift Kutuplu Moleküler Fışkırmalar (Bipolar Molecular Outflows) 12CO, H2O, OH, O I Geniş FWHM Saturday 28 September 13
21. Ne  tür  tayflar  görüyoruz? H2O   202-­‐111 CO  10-­‐9 CO  6-­‐5 CO  4-­‐3 CO  2-­‐1 Yeni!  HIFI  ve  APEX   Gözlemleri d=235 pc 13CO  10-­‐9 C18O  9-­‐8 C18O  5-­‐4 C18O  2-­‐1 C18O  profilleri 13CO  profilleri    Isotopolog  Geçişleri   -­‐  12CO:  Broad  Component   (yüksek  hızlı  gaz,  moleküler   fışkırmalar  fışkırmalar) -­‐  13CO:  Medium  C.  (Kavite   Duvarları)  &  Narrow  C. -­‐  C18O:  Narrow  Component   (Zarf) -­‐  CO  2-­‐1,  CO  10-­‐9‘dan  daha  dar   çizgi  genişliğine  sahip. 12CO  profilleri Yildiz  et  al.,  2010,  A&A Saturday 28 September 13
22. 12m  APEX,  Şili   Yüksek  çözünürlüklü  haritalar •NGC1333  IRAS  4A/4B       ilkel  yıldızları  (uzaklık:   250pc) •12CO  moleküler   fışkırmaları Yıldız  et  al.  2012,  A&A Saturday 28 September 13
23. 12m  APEX,  Şili   Yüksek  çözünürlüklü  haritalar •NGC1333  IRAS  4A/4B       ilkel  yıldızları  (uzaklık:   250pc) •12CO  moleküler   fışkırmaları Yıldız  et  al.  2012,  A&A Saturday 28 September 13
24. 12m  APEX,  Şili   Yüksek  çözünürlüklü  haritalar •NGC1333  IRAS  4A/4B       ilkel  yıldızları  (uzaklık:   250pc) •12CO  moleküler   fışkırmaları Yıldız  et  al.  2012,  A&A Saturday 28 September 13
25. •Line of sight inclinations; •IRAS 4A 㱺 ~45-60o •IRAS 4B 㱺 ~15-30o 12CO 6-5 ile Morfoloji •Yüksek çözünürlüklü 12CO 6-5 verileri IRAS 4B’deki fişkırmaların eğim açısı hakkında bilgi veriyor. Farklı açılardan bakıldığında: Yildiz et al., 2012, A&A Saturday 28 September 13
26. APEX/CHAMP+ CO • Leading campaign to observe CO 6-5, 7-6 +isotopologues in large sample of low-mass YSOs • Disentangling heating mechanisms on scales > 1000 AU • Complementary to HIFI CO observations and proposed ALMA band 9 observations van Kempen et al. (2009a,b), Yildiz et al. (2010, 2012), Yildiz et al. in prep., Karska et al. in prep. L483 L1527 R Cr A BHR71 NGC2071 Serpens Beam ~ 7-9” Maps ~ 2’ x 2’ Saturday 28 September 13
27. Fit to the data Model to the data Outflow Subtracted 13CO 6-5 IRAS4A IRAS4B • UV fotonları da gazı ısıtabilirler • 13CO 6-5 dar çizgi genişlikleri zarfta meydana geliyor. C18O modeli 13CO açıklamak için kullanıldı Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
28. Fit to the data Model to the data Outflow Subtracted 13CO 6-5 IRAS4A IRAS4B • UV fotonları da gazı ısıtabilirler • 13CO 6-5 dar çizgi genişlikleri zarfta meydana geliyor. C18O modeli 13CO açıklamak için kullanıldı Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
29. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) IRAS 4A IRAS 4B 13CO 6 − 5 0.0 1.5 3.0 4.5 6.0 7.5 9.0 10.5 12.0 Tmb dV • Dikkat: Sağda ışınım şiddeti değişiyor. 13CO 6-5 (Gözlenen Tayf • 13CO 6-5 ile UV ile ısınan gazın bulunduğu yer hakkında ilk direk gözlemsel kanıt elde ettik • IRAS 4A’de, UV ile ısınan gazın kütlesinin, hatta fışkırmalarda gözlenen gazın kütlesinden daha fazla olduğu bulundu. Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
30. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) IRAS 4A IRAS 4B 13CO 6 − 5 0.0 1.5 3.0 4.5 6.0 7.5 9.0 10.5 12.0 Tmb dV • Dikkat: Sağda ışınım şiddeti değişiyor. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 Tmb dV 13CO 6-5 (Gözlenen Tayf − Fışkırmalar • 13CO 6-5 ile UV ile ısınan gazın bulunduğu yer hakkında ilk direk gözlemsel kanıt elde ettik • IRAS 4A’de, UV ile ısınan gazın kütlesinin, hatta fışkırmalarda gözlenen gazın kütlesinden daha fazla olduğu bulundu. Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
31. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) IRAS 4A IRAS 4B 13CO 6 − 5 0.0 1.5 3.0 4.5 6.0 7.5 9.0 10.5 12.0 Tmb dV • Dikkat: Sağda ışınım şiddeti değişiyor. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 Tmb dV −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) 0.0 0.8 1.6 2.4 3.2 4.0 4.8 5.6 Tmb dV 13CO 6-5 (Gözlenen Tayf − Fışkırmalar − Zarftan gelen ışınım) • 13CO 6-5 ile UV ile ısınan gazın bulunduğu yer hakkında ilk direk gözlemsel kanıt elde ettik • IRAS 4A’de, UV ile ısınan gazın kütlesinin, hatta fışkırmalarda gözlenen gazın kütlesinden daha fazla olduğu bulundu. Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
32. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) IRAS 4A IRAS 4B 13CO 6 − 5 0.0 1.5 3.0 4.5 6.0 7.5 9.0 10.5 12.0 Tmb dV • Dikkat: Sağda ışınım şiddeti değişiyor. −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 Tmb dV −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) 0.0 0.8 1.6 2.4 3.2 4.0 4.8 5.6 Tmb dV −10 0 10 20 30 40 ∆α (Arcsec) −30 −20 −10 0 10 20 ∆δ (Arcsec) UV-Heated Gas 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 Tmb dV 13CO 6-5 (Gözlenen Tayf − Fışkırmalar − Zarftan gelen ışınım) = UV ile ısınan gaz • 13CO 6-5 ile UV ile ısınan gazın bulunduğu yer hakkında ilk direk gözlemsel kanıt elde ettik • IRAS 4A’de, UV ile ısınan gazın kütlesinin, hatta fışkırmalarda gözlenen gazın kütlesinden daha fazla olduğu bulundu. Yıldız et al., 2012, A&A Kavite  Duvarlarında  UV  ile  ısınma Saturday 28 September 13
33. ✦ Yüksek  CO  geçişleri  de  sıcak  bölgelere  hassas  ancak  gelen  ışınımın  hala   %50‘si  dış  çeperlerden  gelmiş  oluyor,  böylelikle  T  <  50K  soğuk  bölgeleri   gözlüyoruz. ✦ Düşük  CO   geçişlerinden   gelen  ışınımın   %90’ı  T<25-­‐30K   bölgede  oluşuyor   (zarfın  dış   ceperleri  daha   hassas).      C18O                                              IRAS  2A ✦ C18O 9-8 Eup: 238 K 200  K                 10  K ✦ C18O  9-­‐8       Eup:  238  K İlkel  yıldız  zarfı Yıldız et al., 2010, A&A Saturday 28 September 13
34. Time Mass D = 1 kpc D = 200 pc 100 km s-1 x275 x25 x250 x140 H2O 110-101 557 GHz Time more important than mass in evolution Caselli et al., Hogerheijde et al., Kristensen et al., McCoey et al., van der Tak et al. Yıldız  Oluşumunda  Su Pre-stellar Core Class 0 Class I Disks Low Intermediate High Saturday 28 September 13
35. H2O ve CO • H2O tayf profilleri CO 16-15 gibi yüksek-J CO profillerini takip ediyor. CO 3-2 CO 16-15 H2O 312-303 Ser SMM1 L ~ 30 L⊙◉☉⨀ D ~ 230 pc Saturday 28 September 13
36. •Daha  fazla  takım  arkadaşlarıyla  yeniden  projeye  start  verildi. •Ülkemizde  radyoastronomi  gibi  farklı  bir  alanda   çalışmaların  artık  hızla  başlayıp  gelişmesi  gerekiyor. •~30  m  çanak  boyutu •Hangi  frekans? •Radyo  yerine  mm/mm-­‐altı,  ~50-­‐350  GHz  civarları   •Kesin  yer  seçimi  sonrası  belki  maksimum  250  GHz. •Multipixel •Gayri-­‐resmi  uluslararası  işbirlikleri  farklı                                             kurumlarla  tartışılıyor.  İlgi  duyabilecek                                                ülkeler   var. Ulusal  Radyoteleskop  Projesi Saturday 28 September 13
37. Ulusal  Radyoteleskop  Projesi •Dünya’da  neler  oluyor? •Aslında  Dünya’da  çok  az  mm/mm-­‐altı  teleskobu  var,   JCMT  15m,  IRAM  30m,  Nobeyama  45m,  APEX  12m,   CSO  12m,  ve  birkaç  tane  daha... •Ekonomik  kriz  dolayısıyla  bazı  teleskoplar  kapanıyor,   örn:  JCMT,  CSO  ya  da  bazı  Avrupa  ülkeleri                                   ESO’ya  ağırlık  vermek  üzere  bütçeleri                                             yeniden  düzenliyorlar. Saturday 28 September 13
38. Ulusal  Radyoteleskop  Projesi •Ulusal  bir  radyoteleskop  için  mükemmel  zamanlama!! •Kapanan  teleskopların  yerine  yeni  projeler  henüz  yok. •ALMA  gibi  dev  interferometreler  için  single  dish   verileri  her  zaman  gerekiyor. •Bu  frekanslarda  yapılan  bilim  hala  çok  popüler  ve  daha                                                                 s                            olmaya  devam  edecek  (ALMA  ve  Herschel  çok   ı                              fazla  sorular  çıkardı) •Dünya’da  bu  frekanslarda  hiç  All-­‐Sky-­‐Survey   yok.  Multipixel  olursa  verimli  bir  şekilde   survey  yapılabilir  ve  tek  olur. Saturday 28 September 13
39. •Yarın  ESO  Director  for  Science  Bruno   Leibundgut  burada  ve  ESO  oturumu •Toplantıdaki  bütün  astronomlara: •ESO’dan  kişisel/bilimsel  olarak  ne   bekliyorsunuz? •ESO’ya  yarın  üye  olsak  VLT  gibi  8m  teleskop   dahil  çalışmalarınıza  uygun  ESO   teleskoplarına  proje  gönderir  misiniz? • info@esoturkiye.org ve  Türkiye’nin  ESO  üyeliği Saturday 28 September 13
40. Saturday 28 September 13