Giriş

 

Robotik, Optik Değişenleri Araştırma Deneyi (ROTSE), asıl olarak Gamma-Işın Patlamalarının (GIP) optik ardıl ışımalarının takibi amacıyla bütün Dünyada kurulmuş 4 adet robotik teleskoptan oluşan bir projedir. Projenin yürütücüsü Michigan Üniversitesinden Prof. Dr. Carl Akerlof'tur ve projenin genel idaresi de bu üniversitede bulunan ROTSE grubu tarafından yapılmaktadır.

Teleskoplar bir kaynağın 24 saat takibine olanak verecek şekilde Avustralya Coonabaraban (ROTSE-IIIa), A.B.D. Teksas (ROTSE-IIIb), Namibya Mt. Gamsberg (ROTSE-IIIc) ve Türkiye Antalya'da (ROTSE-IIId) kurulmuşlardır. 

Projenin yapısı hakkında ayrıntılı bilgi için kılavuzun sonundaki kaynaklar incelenebilir.

 

Teleskopun Yapısı ve Teknik Özellikleri

 

Teleskopun optik dizaynı asıl olarak kompakt ve hızlı hareket eden bir teleskop gerekliliği üzerine kurulmuştur. Teleskop 450 mm yarıçaplı f/1.80 odak oranlı bir birincil ayna ve  tamamı saptırıcı bir alan düzelticisinden oluşan modifiye edilmiş bir Cassegraindır. Sonuçta oluşan odak uzunluğu 850mm’dir. 2o.64 derecelik görüş alanına sahip 2048x2048 pikselli arkadan aydınlatmalı Marconi (E2V) bir CCD kullanılmaktadır. Piksel ölçeği genelde (3”.28 piksel-1) seeing değerini aşacaktır ancak bu, 2o.64'lik görüş alanını elde etmek için gereklidir. CCD'nin etkin duyarlılığı 0.40 - 0.90 mikron dalgaboyu olarak seçilmiştir. Okuma gürültüsü 7e- ve uzay gürültüsü 15 e-s-1’dir.

CCD ile ulaşılabilecek limit kadirler aşağıdaki tablo ve şekilden de rahatlıkla görülebilir. Ancak unutulmamalıdır ki bu değerler hava koşullarına ve Ay’ın durumuna son derece bağlıdır. Histogramda parlaklığın bir fonksiyonu olarak tanımlanan cisim sayısı verilmiştir. Bu dağılımın %90’ınını içeren değerlerde tabloda verilmiştir.

 

Poz Süresi

5

20

60

Erişilebilecek Limit Kadir

18.0

18.7

19.3

 

 

Gözlem Programı Verirken Dikkat Edilmesi Gereken Noktalar

 

Teleskopun gözlem stili birkaç sebepten dolayı gözlemci için farklılıklar gösterir. Farklılıkların en önemli sebebi gözlem zamanının paylaşımı konusundadır. Bilindiği gibi, teleskop her bir gece için astronomik gözlem yapılabilecek süreyi hesapladıktan sonra bu süreyi %70 ve %30 olarak ikiye ayırır. Türk astronomları bu gözlem zamanının %30'luk bölümünü paylaşacaklardır. Bu da gece boyu gözlem yapmak isteyen gözlemciler için önemli bir farklılıktır. %30'luk zaman yaz ve kış aylarına göre 2 saat ile 3.5 saat arası değişmektedir. Yani bir gözlemcinin bir gece içindeki toplam gözlem süresi tahminen yaklaşık 1 saati geçmeyecektir. Görüntüleme gibi amaçlar dışında gözlemcilerin gözlem programı önerirken gözlem programını bir kaç gün gibi değil de daha uzun sürelere yaymaları daha iyi sonuçlar elde etmelerine yardımcı olacaktır. Ayrıca gecelik gözlem zamanının kısalığından dolayı her gece alınacak az miktardaki görüntünün sağlıklı olması da önemlidir. Bunu sağlamak için sisteme gözlem programını yaparken girilecek kriterlerin her birine dikkat etmek ve teleskopun istenilen en uygun koşul sağlanmadan gözlenecek bölgeyi görüntülememsi sağlanmalıdır. Zira teleskopta kullanılan yazılım her gece için gözlem programını yaparken Gama-Işın Patlamaları dışında önceliği her zaman %30’luk zamana vermekte bu da bu programda gözlenecek bölgelerin doğduktan biraz sonra gözlenmelerine sebep olmaktadır.  Bunu önlemek için minimum yükseklik değeri şu anda 30o ‘ye ayarlanmıştır. Ayrıca gözlemleri çok etkilediği için gözlenecek bölgenin Ay’dan uzaklığı da 40 olarak ayarlanmıştır.

Sürekli bir gözlem programını ROTSE’ye vermek pek mümkün olmadığından yine gözlemcilerin pek alışık olmadığı “poz yineleme” gibi bir kavram ortaya çıkıyor. ROTSE tamamen otomatik bir teleskop olduğundan ve her görüntü alındığında kontrol edip müdahale imkansız olduğundan en iyi çözüm her bir görüntüyü teleskopa iki kere aldırmaktır. Böylece görüntülerden birinde problem çıksa bile diğeri kullanılabilir ayrıca birinde ortaya çıkan bir değişiklik diğeri tarafından teyit edilebilir. Böyle birbirine çok yakın zaman aralığında iki ya da daha fazla görüntü aldıktan sonra alınabilecek bir diğer önlem ise gözlem programının geceye yayılmasıdır. Teleskop her türlü hava şartını takip edebilse de bazen tam gözlenecek bölgede bir bulut olduğunda bunu fark edemeyebilir ve gözlemi sürdürebilir. Bunun önüne geçmek için yapılması gereken, teleskopun bir birine çok yakın zamanda 2 görüntü aldıktan sonra o gözleme ara vermesi ve mesela 1 saat sonra tekrar o gözlem programı için görüntüler alması olabilir. Böylece bütün yumurtalar aynı sepete konmamış olur. Buna kısaca “poz yineleme” denir ve TUG’un internet sayfasında gözlem başvuru formunda bununla ilgili bir ibarede bulunmaktadır. Tabii bu şekilde yapılan gözlemde de yıldıza ait noktalar çok sık olmayacak ve daha kısa zaman ölçekli değişimleri görmek güç olacaktır. 

 

Gerçek Zamanlı Veri Analizi

 

Sistem her sabah gün doğarken ve her akşam gün batarken yüksekliği fazla olan ve Güneşten uzak alanlardan düz alan görüntüleri alır bunların medyanı o güne ait düz alan görüntüsü olarak isimlendirilir ve bilgisayarda tutulur.

Kara akım görüntüleri de sistem tarafından gece başlamadan önce her poz süresi için 6 adet olmak üzere alınır. Alınan kara akım görüntülerinin medyanı alınarak o geceye ait kara akım görüntüsü oluşturulur ve bu görüntü o gece alınan görüntülerin indirgenmesinde kullanılır.

Sistem her bir görüntüyü bilgisayara kaydettikten sonra kara akım ve düz alan düzeltmelerini yapar, daha sonra SExtractor isimli program yardımıyla görüntüdeki kaynakları ve bu kaynakların şiddet değerlerini bulur. Bu şekilde oluşturulan fits dosyalarının sonuna sobj (sextractor object list) takısı eklenir. Bu dosyalar fits formatında tablolardır ve içerdikleri bilgiler aşağıdaki tabloda listelenmiştir.  

Oluşturulan bu fits doyası sistemde çalıştırılan bir başka program tarafından okunur ve USNO A2.0 kataloğuna göre kaynakların pozisyonları ve bu katalogda yıldızlara ait verilen R bandı parlaklıklarına göre ROTSE’nin bulduğu parlaklık değerleri kalibre edilir. Bu şekilde yıldızların koordinatlarını ve kadirlerini içeren yeni bir fits tablosu hazırlanır. Bu dosyalar isimlendirilmede cobj (calibrated object list) takısını alırlar.

Teleskopun gece boyunca nasıl gözlemler yaptığı, gözlem yapıp yapmadığı ya da önceki gecelerde nasıl gözlemler yaptığı http://www.rotse.net/operation internet sitesinden sürekli olarak takip edilebilir.

 

Alınan görüntülere verilen isimler

 

ROTSE aldığı her bir görüntüye ait toplam 3 dosya üretir; bunlar gözlenen gökyüzü bölgesinin görüntüsü, gökyüzü parlaklığının ölçümünde kullanılmak üzere üretilen sky görüntüsü, SExtractor programı tarafından üretilen kaynak listesi ve en son kaynakların kadirlerini ve koordinatlarını içeren kalibre edilmiş kaynak listesi. Bunların isimlendirilmesinde aşağıdaki kurala uyulur.

 

[tarih]_[üç harfli kısaltma][koordinatlar]_[teleskop numarası][poznumarası]_[dosyanın türü].fit

 

Tarih ile ilgili kısım son derece açıktır, yıl ay ve gün değerlerini içerir : YYAAGG.

 

Diğer kısımları da kısaca açıklamak gerekirse;

 

Üç Harfli Kısaltma

 

ROTSE-III tarafından yapılan her bir gözlem programını tanımlayan üç harfli bir kısaltma olur. Bunlar kullanıcı ya da gözlemi programlayan kişi tarafından belirlenen ve gözlem programını diğer gözlemlerden ayırmaya yarayan bir tanımlayıcıdır.

 

Koordinatlar

 

Gözlemin yapıldığı gökyüzü bölgesinin koordinatları kısaca yazılır. Rektasansyon ekseni HHMM gibi saat ve dakika olarak, Deklinasyon ekseni bilgisi de ±DDMM şeklinde derece ve yay dakikası şeklinde yazılır.

 

Teleskop numarası

 

Bu değer her bir teleskop için 3a, 3b, 3c ve 3d şeklinde değişir. Türkiye’deki teleskop için bu değer her zaman 3d olarak kalacaktır.

 

Dosyanın Türü

 

Yukarıda belirtildiği gibi sistem birkaç farklı türde fits dosyası üretmektedir. Bunların her biri isimlendirmede bir kısaltma ile gösterilir. Buna göre ;

 

 

 

Değişkenin İsmi

Dosya Türü

c

Görüntü Dosyası

sky

Ortalama Gökyüzü Parlaklığı

sobj

SExtractor’dan çıkan cisim listesi

cobj

Kalibre edilmiş cisim listesi

 

Verinin analizinde kullanılabilecek genel kullanıma açık bazı örnek programlar

 

ROTSE teleskopu aldığı bir görüntünün standart ön indirgeme işlemlerini ve hatta görüntüde bulduğu bütün kaynakların kadirlerini ve koordinatlarını otomatik olarak bulur. Yani genelde verilerin yeniden indirgenmesine gerek yoktur. Daha çok yapılması gereken görüntünün bir görüntü izleyici program yardımıyla açılması ve bunun iyi bir gözlem olup olmadığının kontrol edilmesidir. Bu iş için astronomide sıkça kullanılan DS9 programı son derece uygundur. Programın Microsoft Windows’dan MacOSX’e kadar pek çok işletim sisteminde çalışan versiyonları bulunmaktadır.

 

Şekil 1 DS9 çalışırken alınmış bir ekran görüntüsü

 

Özelikle ROTSE tarafından üretilen tablo şeklindeki fits dosyalarını okumak için ise fv programı kullanılabilir. Bu programda pek çok işletim sistemi altında çalıştırılabilir ve sadece tablo değil her türlü fits dosyalarını okumakta ve gerektiğinde üzerinde düzeltmeler yapmakta son derece kullanışlıdır.

 

Şekil 2 fv çalışırken alınmış bir ekran görüntüsü

Fits Formatı hakkında bir miktar bilgi

 

Flexible Image Transport System (FITS) formatı NASA tarafından yaratılmıştır ve astronomi camiasında görüntü ve veri yapıları için standart bir formattır. Fits formatı ile ilgili daha fazla bilgi http://fits.gsfc.nasa.gov internet sitesinden bulunabilir.

Bir fits dosyası sınırsız sayıda extension (kısım) içerebilir ve bunların her biri görüntü ya da tablolanmış veri içerebilir. Her bir kısmın, header isimli bir bilgi kısmı olur ve burada verinin formatı ve içeriği hakkında bilgi verilir. Ayrıca fits dosyası bir de ana header içerir ki burada genel olarak dosyanın yapısı hakkında bilgiler bulunur. ROTSE-III gözlemlerinden elde edeceğiniz gözlem dosyalarının header’larındaki bilgileri aşağıdaki tablolardan görebilirsiniz.

Her fits dosyasındaki 0. kısım sadece görüntü içerebilir. Bundan sonraki kısımlarda ise ya görüntü ya da tablolanmış veri saklanabilir. Hiçbir ROTSE verisinde 0. kısmın dışında görüntü bilgisi bulunmamaktadır. Fits formatı ayrıca 32-bit floating nokta değerlerden 16-bit tam sayılara da basit bir dönüşüm ile bir görüntü sıkıştırmasına da izin vermektedir. Standart header kelimeleri BZERO ve BSCALE görüntüyü aşağıdaki şekilde sıkıştırmak ve açmak için kullanılır.

 

Sıkıştırma : Tam Sayı Değeri = (Float Değer – BZERO) / BSCALE

Açma          : Float Değer = (Tam Sayı Değer) * BSCLAE + BZERO

 

Fits görüntüleri Dünya Koordinat Sistemi (World Coordinate System (WCS)) Standardını sağlamaktadır. Header’daki WCS bilgisi sayesinde her hangi bir görüntü izleme programı x ve y değerlerini RA ve Dec değerlerine çevirebilmektetir. 

 

ROTSE tarafından üretilen FITS dosyalarının HEADER’larında bulunan bilgilerden işinize yarayabilecek olan bazıları :

 

Anahtar Kelime

Kısa Açıklaması

BZERO

Veri aralığı

BSCALE

Varsayılan ölçek çarpanı

DATE-OBS

GMT biriminde gözlem başlangıç tarihi

LOCTIME

Yerel zaman olarak gözlem başlangıç zamanı

MJD

Julian tarihi – 2400000.5

OBSTIME

GMT biriminde gözlem başlangıç anı

OPTICS

Optik üreticisi ve modeli

FOCUS

Odak pozisyonu (mm)

PATH

FITS dosyasının bulunduğu dizin

FILENAME

Dosya ismi

NFRAME

Görüntü numarası

EXPTIME

Poz süresi

CAMTEMP

Kameranın sıcaklığı (C)

OBSTYPE

Gözlem tipi

LPHASE

Ayın evresi (batmış ise -1)

DMOON

Aya açısal uzaklık (derece)

ELEV

Gözlenen bölgenin yüksekliği (derece)

AZIMUTH

Azimuth (derece)

MOUNTRA

Sağaçıklık (derece)

MOUNTDEC

Dikaçıklık (derece)

TEMPOUT

Dışarının sıcaklığı (F)

WINDSPD

Rüzgar hızı (mph)

WINDDIR

Rüzgarın yönü (derece)

BAROM

Barometrik Basınç (inch Hg)

HUMIDITY

Dış Nem oranı (%)

DEWPOINT

Yoğuşma sıcaklığı (F)

DARKNAME

Kara Akım görüntüsünün ismi

FLATNAME

Düz alan görüntüsünün ismi

 

Kalibre edilmiş cisim listesi tablosunun içeriği :

 

Anahtar Kelime

Kısa Açıklama

RA

Sağ açıklık (derece)

DEC

Dik açıklık (derece)

X

Yatay piksel koordinatı

Y

Dikey piksel koordinatı

M

Kalibre edilmiş kadir

MERR

Kalibre edilmiş kadirdeki hata

FLAGS

İşaretçi *

RFLAGS

Rotse işaretçileri **

 

 

* işaretçiler SExtractor programında daha iyi anlatılmaktadır burada kısa bir özeti :

 

Değeri

İsmi

Kısa Açıklama

1

NEIGHBORS

MAG_APER tarafından kullanılmamıştır

2

BLENDED

Bu cisim aslında başka bir cisimle karışmıştı.

4

SATURATED

Cismin en azından bir pikseli sature olmuştur.

8

ATEDGE

Cisim görüntünün sınırlarına çok yakındır.

16

APINCOMPL

Cismin açıklık verisi tam değil ya da hatalı

32

ISINCOMPL

Cismin eşparlaklık (isophotal) verisi tam değil ya da hatalı

64

DBMEMOVR

Ayırma işlemi sırasında bellek taşması oldu.

128

EXMEMOVR

Çıkarma işlemi sırasında bellek taşması oldu.

 

** ROTSE’ye özel bazı faydalı işaretçiler :

 

Değeri

İsmi

Kısa Açıklama

1

HOTPIX

Cisim bu görüntüde bir hot pikselin üzerin düşmüş.

2

USNOCAT

USNO Kataloğunda yok

4

ASTEROID

Cisim büyük olasılıkla bir asteroit

8

BADPOS

Bu gözlem için pozisyon bilgisi ortalamadan çok uzak

16

NOTEMPL

Alt alanın rölatif fotometri si yeterince cisim olmadığı için yapılamadı

32

PHOTSDEV

Alt alanın rölatif fotometri RMS değeri çok büyük

64

BADIMAGE

Bütün görüntü çok kötü

 

 

Bazı Örnek Gözlemler ve ilk İzlenimler

 

J173008.38+624754.7’in ROTSE-IIId gözlemleri

H. H. Esenoğlu, T.Güver, T. Ak

 

Sistem ROTSE-IIId teleskopu ile 06/28/2004 tarihinden 09/13/2004 tarihine kadar toplam 77 gün boyunca gece içinde değişen oranlarda gözlem sayıları ile gözlenmiş ve sonuçta yıldıza ait sağlıklı  920 görüntü elde edilmiştir.

Sistemin bu gözlem noktaları üzerinden elde edilen ışık eğrisi şekilde verilmiştir. Bu ışık eğrisinde kadirler, sistemin en sönük olduğu kadirden farklar şeklinde verilmiştir böylece patlamalar daha rahat görülebilmektedir.

 

Şekil 3 ROTSE-IIId ile gözlenen J173008.38+624754.7 isimli kataklismik değişenin uzun dönemli ışık eğrisi ve alandaki bir başka yıldız.

 

NGC1513 Açık Kümesinin ROTSE-IIId gözlemleri

Y. Karataş, S. Bilir, T. Güver

 

Bu gözlemlerde amaç daha sonra RTT150 ile de gözlenecek olan açık kümenin literatürde standart olarak verilen yıldızlarının standart olup olmadıklarının anlaşılması ve sonuçta çeşitli filtrelerde elde edilecek RTT150 parlaklıkları kullanılarak yıldızlara ait ROTSE’den elde edilen parlaklık değerlerinin farklı renklere kalibrasyonunu yapabilmeyi sağlayacak bir bağıntı elde edebilmekti. Çalışma şu anda son aşamalarında ve RTT150’den bütün yıldızlara ait U,B,V,R ve I filtrelerindeki parlaklık değerleri hazırlanıyor. Daha sonra bunlar kullanılarak dönüşüm için gerekli formüller bulunacak.

Ancak çalışmada bu kitapçığa da girmesi gereken bazı ilk sonuçlar var. ROTSE bir yıldıza ait ölçebileceği her şeyi otomatik olarak belirliyor ve gözlemciye sadece bunları yorumlamak kalıyor. Ancak bu aşamada kişinin ROTSE’nin ölçtüğü değerleri ne kadar sağlıklı olarak belirlediğine karar vermesi gerekli. İşte bu aşamada bu kümedeki standart yıldızlar büyük önem kazanıyor. Aşağıdaki şekillerde bu kümedeki bazı standart yıldızlar, için teleskopun olası her poz aralığında (5,20 ve 60 saniye) aldığı görüntülerden itibaren belirlediği koordinat ve kadirlerin zamanla değişimi verilmiştir.

 

 

üstteki şekillerde kümedeki bir yıldıza ait ROTSE tarafından belirlenen koordinat bilgiler (üstte) ve yıldızın gözlem programı boyunca elde edilmiş ışık eğrisi verilmiştir.

Koordinatların değişimlerindeki 1-σ standart sapma RA ve DEK ekseni için, 0s.02 ve 0”.35 olarak verilebilir.

Işık eğrisindeki siyahla gösterilen noktalar 5 saniye, kırmızı ile gösterilenler 20 saniye ve maviler ise 60 saniye poz süreleri ile alınmış görüntülerden elde edilmişlerdir. İlk bakışta, poz süreleri uzadıkça yıldızın kadirlerinin belirlenmesindeki sapmaların büyüdüğü görülebilir. Bu sapmaları tam olarak vermek istersek her bir grubtaki kadir değerlerinin 1-σ standart sapma değerleri sırasıyla : 0m.03, 0m.05 ve 0m.14 ‘dir.

 

 

 

Bu şekillerde de biraz daha sönük bir yıldızın eğrileri verilmiştir. Koordinatlardaki standart sapmalar : RA : 0s.04, Dek : 0”.42 ve ışık eğrisindeki her bir poz aralığı için standart sapmalar ise sırasıyla : 0m.04, 0m.05, 0m.07 olarak hesaplanmıştır.

 

Ayrıca örnek olması açısından standart olup olmadığı bilinmeyen fakat kümedeki standart yıldızlardan daha sönük iki yıldızın eğrileri de aşağıda verilmiştir.

 

 

 

Koordinatlardaki standart sapmalar : RA : 0s.06, Dek : 0”.62 ve ışık eğrisindeki her bir poz aralığı için standart sapmalar ise sırasıyla : 0m.20, 0m.13, 0m.20 olarak hesaplanmıştır.

 

Koordinatlardaki standart sapmalar : RA : 0s.13, Dek : 0”.99 ve ışık eğrisindeki her bir poz aralığı için standart sapmalar ise sırasıyla : 0m.27, 0m.21, 0m.28 olarak hesaplanmıştır. Bu yıldıza ait nokta sayısının az olmasının sebebi limit kadirin zaman zaman bu yıldızın gözlenemeyeceği kadar düşük olabildiğini göstermektedir.

5 saniyelik poz sürelerinin ve 60 saniyelik poz sürelerinin verildiği gözlem dönemleri arasında 2 ay gibi bir zaman farkı vardır ve son noktalar geçtiğimiz kasım ayında alınmışlardır. Kadirlerin belirlenmesinde havanın büyük bir etkisi görünmektedir. Buradaki şekillerde bunu gösterebilmek amacıyla, özellikle, işleme koyduğumuz görüntüler arasında bir seçim yapmadık.

Sönük yıldızlara doğru gidildikçe 5 saniyelik poz sürelerinin de sapmalarının arttığı görülebilir bunun sebebi bu poz süresi ile gidilebilecek limit kadirdir.

 

 

 

Sonuç olarak şunu söylemek gerekir ki teleskop hava şartlarından etkilenmektedir. Özellikle TUG’da şiddetli olarak hissedilen rüzgar teleskopun aldığı görüntülerin kalitesini çok etkileyebiliyor. Ancak iyi havalarda bile, pek çok durumda kadirlerin değişme aralığı ufak genlikli değişimlerin takibine yetecek kadar ufak değildir.

 

Bazı Kaynaklar

 

Akerlof et al., 2003, PASP, 115, 132

M. E. Özel ve ark., 2002, UAT-TUG, ROTSE III-c: TUG’da Kurulacak GIP Optik Araştırma Teleskobu

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/ftools/fv/

http://www.rotse.net

http://rotse.physics.metu.edu.tr

http://rotse.physics.metu.edu.tr/rotse_local/htmldocs/index.html

http://hea-www.harvard.edu/RD/ds9/

http://terapix.iap.fr/rubrique.php?id_rubrique=91/index.html