Hasan H. Esenoğlu

Context. Microlensing events provide a unique way to detect and measure the masses of isolated, non-luminous objects, particularly dark stellar remnants. Under certain conditions, it is possible to measure the mass of these objects using photometry alone, specifically when a microlensing light curve displays a finite source (FS) effect. This effect generally occurs in highly magnified light curves, i.e. when the source and the lens are very well aligned. Aims. In this study, we analyse Gaia Alerts and Gaia Data Release 3 datasets, identifying four moderate-to-high-magnification microlensing events without a discernible FS effect. The absence of this effect suggests a large Einstein radius, implying substantial lens masses. Methods. In each event, we constrained the FS effect, and therefore established lower limits for the angular Einstein radius and lens mass. Additionally, we used the DarkLensCode software to obtain the mass, distance, and brightness distribution for the lens based on the Galactic model. Results. Our analysis established lower mass limits of ∼0.7 M _⊙ for one lens and ∼0.3 − 0.5 M _⊙ for two others. A DarkLensCode analysis supports these findings, estimating lens masses in the range of ∼0.42 − 1.70 M _⊙ and dark lens probabilities exceeding 80%. These results strongly indicate that the lenses are stellar remnants, such as white dwarfs or neutron stars. Conclusions. While further investigations are required to confirm the nature of these lenses, we demonstrate a straightforward yet effective approach to identifying stellar remnant candidates.

Bu araştırma, 2020-06-01 tarihinde keşfedildiği ve 2020-06-17 tarihinde patlama olayının en büyük parlaklığa ulaştığı klasik nova V6567 Sgr'un 2020-06-30’da TUG-RTT150 teleskopundan alınan optik tayfının Cloudy kodu kullanılarak fotoinizasyon analizi ve bolluk tayini sonuçlarını sunuyoruz. Klasik novalar eğer bulutsu evrede bulunursa bu model, bolluk analizi, içteki beyaz cüce, patlamanın mekanizması ve patlamadan önceki sistemin fiziksel koşulları hakkında bilgi verir. Maksimum parlaklığından sonraki 13. gününde V6567 Sgr'un kabuğu bu şekilde modellenmiştir ve çıktıları gözlemle karşılaştırılmıştır. Modelde kullanılan Cloudy kodu ile, bu nova kabuğunun termal ve istatistiksel denge denklemleri çözülmüş ve bu yolla elektron sıcaklığı ve sayı yoğunluğu ile salma tayfı ve iyonlaşma hesaplanmıştır. V6567 Sgr için uygulanan model ve gözlem tayflarının uyuşmaması ve gözlenen tayfsal özellikler nedeniyle novanın bulutsu evreye henüz girmediği görülmüştür. Fotoiyonizasyon analizinin ve bolluk tayininin sonuçları bulutsu evreye ait olmadığı yönündedir. Bu durumda, novanın bulutsu evresi, patlamanın 13. günden sonraki zamanlarda gerçekleşmiş olmalıdır. Maksimum ışıktan 13. (bulut öncesi evre), 265. (bulut evresi) ve 515. (geç bulut evresi) günlerde üç farklı novanın tüm bulguları da karşılaştırılmıştır.

Bu araştırmada, Türkiye Ulusal Gözlemevleri'nin TUG RTT150 ve T100 teleskopları ile alınmış arşiv verilerinde, tutulma düzleminde Güneş Sistemine ait olası nesneleri içerebilecek potansiyel olanlar belirlenmektedir. Buradaki motivasyon, teleskopların çevrildiği uzay alanlarında astrofizik çalışmalara ek olarak Güneş Sistemi ekliptik düzleminin de araştırılmasına yönlendirmektedir. Görüntülerin sönüklük sınırları ve filitreli veya filitresiz durumlarına göre Güneş Sistemi üyelerini araştırma yöntemleri geliştirilmektedir. Araştırmanın bu aşamasında, RTT150 ve T100 verilerinden potansiyel adayların bulunması için üç yöntem geliştirilmiştir. Yöntemden elde edilen ön bulguya göre, 8 adet kaynağın (Gaia14aat, 15adf, 16bis, 18bwz, 18cft, 19emm, PGIR20dsv ve SDSSJ8121911) tutulma düzleminde yer aldıkları tespit edilmiştir. Geliştirilen üç yöntemden, OIII ve H$\alpha$ gibi dar bant (2-6.4 nm) verilerde ``görüş'' yıldızlara göre çok yakınımızdaki ``disk'' gibi yaygın kaynak olan Güneş Sistemi nesnelerini ``nokta'' kaynak yıldızlardan ayırt ederken (Yöntem-1), filtresiz verilerde ``parlaklık'' (Yöntem-2) ve ``dairesellik'' (Yöntem-3) parametrelerinin ayırt edici olduğu, Vesta küçük gezegeni ve Pamela asteroidinin arşiv verilerine uygulanmasıyla görülmüştür. Eğer bugüne kadar geleneksel metotlarla henüz keşfedilmemiş gezegen, asteroit ve diğer Güneş Sistemi nesneleri varsa geliştirdiğimiz yöntemleri (Yöntem-1, 2 ve 3) ilk kez arşiv verilerine uygulayarak kataloglarda bulunmayanları ortaya çıkartmak mümkün olabilecektir.

Göktaşları Yer atmosferine girdikleri andan itibaren “kirlenmeye” ve taşıdıkları bilgiler eksilmeye başlamaktadır. Düştükleri yerlerde “bulaş” olma durumu da kaçınılmaz olmaktadır. Bulununcaya kadar ve sonrasında kirlilik ve bulaş yine devam etmektedir. Orijinal haline geri dönüşü olamayan kirlilik ve bulaşın modellenebilmesi için yüksek olasılıkla en temiz uzayda UUİ şartlarında ve en kirli de diyebileceğimiz yeryüzü şartlarında mesela toz örnekleri kullanılabilir. Bu amaçla, yeryüzü laboratuvarlarından (İÜ, İÜ-C, İBB, Acme-Kanada ve NASA) elde edilen Çanakkale göktaşı analiz sonuçlarının, UUİ’ndan elde edilenlerden farklı olup olmayacağının belirlenmesi hedeflenmiştir. Bu çalışmada söz konusu amaç doğrultusunda, (1) UUİ uzay tozu ölçümü girişiminde bulunulmuş ve bunun bilgisi burada paylaşılmıştır. (2) İÜ Aziz Sancar Deneysel Tıp Araştırma Enstitüsü laboratuvarında farklı konumlarda 6 lam üzerinde 18 dikdörtgen alanda UUİ görevine uyumlu olarak 7 gün (168) saat süresince toz birikimine (model girdisi-1) ilişkin sonuçlar verilmiştir. Göktaşların inceleneceği araştırma laboratuvarında farklı büyüklüklerde ve şekillerdeki toz yoğunluğu açık alanlarda ortalama 4.1±4.3 toz/m3 ve kapalı ortamlarda 0.7±0.4 toz/m3 (açık alanlar kapalı mekanlara göre yaklaşık 5.7 kat daha kirletici) olduğu belirlenmiştir. Benzer şekilde, tozlanma açık alanlarda ortalama 381.8±317.9 (saatte 2.27) toz ve kapalı mekanlarda ortalama 27.3±17.6 (saatte 0.16) toz (açık alanlar kapalı mekanlara göre yaklaşık 14 kat daha çok kirletici) olduğu belirlenmiştir. Her iki ortalama değerin standart sapmaları (±317.9 ve ±17.6) çok büyük çıkmıştır. Bu durum, seçilen sayım istasyonlarının birbirlerine göre büyük farklılıklarını belirtir ki çevre ve kullanım şartlarına duyarlılığını göstermiştir. Sonuç olarak, göktaşları gibi hassas inceleme ve ölçümlemelerin iyi çevre koşulları altında ve kapalı mekanlarda yapılmasını zorunlu kılmaktadır. Ayrıca, toplanan tozların aynı sürede koruma altına alınarak bulaş (model girdisi-2) olup olmadıklarına ilişkin toz sayımları devam etmektedir. Sonuçlar, uzay tozu ölçümlerine ilişkin devam eden araştırmamızda, üzerinde durduğumuz göktaşların incelenmesinde ve yaşamın genetik araştırma ölçümlerinde Dünya’nın “kirleticilerini” orijinallerinden ayırmaya yönelik “güvenilirlik sınırlarının” belirlenmesinde yararlı olacaktır.

Novaların patlama sonrasında oluşan zarfları çeşitli dar süzgeçlerle gözlenerek araştırılmaktadır. Bu çalışmada, genişleme paralaksı ile novaların zarfları ortaya çıkartılmakta, açısal büyüklükleri belirlenmekte ve nihayetinde mutlak parlaklıkları dolayısıyla uzaklıkları tespit edilmektedir. Görüntüleme yöntemi kullanılarak, RTT150 TFOSC kamerasının 11.1x11.1‘ görüş alanına giren nova ve komşu yıldızların astronomik görüş (seeing veya PSF) değerleri ölçülmüştür. Bu amaçla OIII (λ500.7 nm), Hα (λλ656.39 ve 656.92 nm) ve SII (λ674.98 nm) dar bant filtrelerinde (FWHM olarak sırasıyla 5.6, 2.0, 5.0 ve 6.4 nm) uzun poz (1800 ve 3600 saniye) verilerek alınmış görüntüler kullanılmıştır. Burada belirtilen dar bantların Hα, OIII ve SII olarak seçilmesi aranan nova kabuğunun içeriği ile ilgilidir. Yaygın kaynak olan nova kabuklarında hidrojen ve oksijen bolluğu yüksek kükürtün ise zayıf olmaktadır. Çalışmanın bu aşamasında 13 adet novanın gözlem verileri bilgisi ve üzerinde nova kabuğu olup olmadığının tespitine ilişkin sonuçlar verilmiştir. Buna göre, nova V1831 Aql ve V962 Cep’te kabuk henüz ölçüm alınabilecek büyüklüğe genişlememiştir. Nova V611 Sct’un çok zayıf bir kabuk yapısı görülmüştür. V1974 Cyg, V2659 Cyg, V339 Del, V392 Per, V1112 Per ve V612 Sct’ta belirgin ve ölçüm yapılabilecek nova kabukları belirlenmiştir. Ayrıca, DQ Her’in çok genişlemiş kabuğu yıldızlararası ortama katılma sürecindedir. V1112 Per’in dar band gözlemine ek olarak tayfı da alınmıştır. Kabuğunun Hα ve OIII dar band görüntülerindeki parlaklık farkı tayfındaki Hα ile OIII spektrel çizgilerinin şiddetleri arasındaki farkla ilişkili olduğu görülmüştür. RW UMi’nin örnek bir güncel kabuk çapı hesaplaması da gösterilmiştir.

Context. The paper is comprised of optical identification and multiwavelength studies of a new X-ray source discovered by the Spectrum Roentgen-Gamma (SRG) observatory during the ART-XC survey and its follow-up optical and X-ray observations. Aims. We aim to identify SRGA J213151.5+491400 in the optical wavelengths. We determine spectra and light curves in the optical high and low states to find periodicities in the light curves and resolve emission lines in the system using optical ground-based data. We intend to study the spectral and temporal X-ray characteristics of the new source using the SRG surveys in the high and low states and NICER data in the low state. Methods. We present optical data from telescopes in Türkiye (RTT-150 and T100 at the TÜBİTAK National Observatory) and in Russia (6-m and 1-m at SAO RAS), together with the X-ray data obtained with ART-XC and eROSITA telescopes aboard SRG and the NICER observatory. Using the optical data, we performed astrometry, photometry, spectroscopy, and power spectral analysis of the optical time series. We present optical Doppler tomography along with X-ray data analysis producing light curves and spectra. Results. We detected SRGA J213151.5+491400 in a high state in 2020 (17.9 mag) that decreased by about 3 mag into a low state (21 mag) in 2021. We find only one significant period using optical photometric time series analysis, which reveals the white dwarf spin (orbital) period to be 0.059710(1) days (85.982 min). The long slit spectroscopy in the high state yields a power-law continuum increasing towards the blue with a prominent He II line along with the Balmer line emissions with no cyclotron humps, which is consistent with a magnetic cataclysmic variable (MCV) nature. Doppler Tomography confirms the polar nature revealing ballistic stream accretion along with magnetic stream during the high state. These characteristics show that the new source is a polar-type MCV source. ART-XC detections yield an X-ray flux of (4.0−7.0) × 10⁻¹² erg s⁻¹ cm⁻² in the high state. eROSITA detects a dominating hot plasma component (kT_max > 21 keV in the high state) declining to (4.0−6.0) × 10⁻¹³ erg s⁻¹ cm⁻² in 2021 (low state). The NICER data obtained in the low state reveal a two-pole accretor showing a soft X-ray component at (6−7)σ significance with a blackbody temperature of 15−18 eV. A soft X-ray component has never been detected for a polar in the low state before.

TÜBİTAK-TUG RTT150'de bulutsu evredeki novaları gözlemek için bir kampanya başlattık. Şimdiye kadar 11 nova gözlendi. Bunların içerisinde bulunan N Sct 2019, 29-10-2019 tarihinde keşfedildi, bundan 245 gün sonra 30-06-2020 tarihinde gözlemlerini yaptık. Klasik novaların bolluk analizi, içteki beyaz cüce, patlamanın mekanizması ve patlamadan önceki sistemin fiziksel koşulları hakkında önemli bilgiler verebilir. Bu, bir fotoiyonizasyon kodu kullanarak novanın kabuğunu bulutsu aşamasında modelleyerek ve çıktılarını gözlemlerle karşılaştırarak yapılabilir. Bulut fotoiyonizasyon kodunu kullanarak patlamanın bulutsu aşamasında nova kabuklarının bolluk analizini yapıyoruz. Bulut kodu, kabuğunun termal ve istatistiksel denge denklemlerini çözerek elektron sıcaklığını ve sayı yoğunluğunu, emisyon tayflarını ve iyonlaşmayı hesaplar. Model tarafından tahmin edilen parametreleri gözlem sonuçlarıyla karşılaştırıyoruz. Burada N Sct 2019 için şu ön sonuçları sunuyoruz: Model atmosfer parametreleri olarak etkin sıcaklık 100000 K ve log g= 5.5. Elementlerin yüzde olarak kütle kesirleri H (74.08), He (25.04), C (0.2376), N (0.0696) ve O (0.576). Nova'yı modellemek için Cloudy kodu tarafından kullanılan parametrelerden beyaz cücenin toplam ışıma gücü 36.500 ergs−1, zarfın iç bölgesinin büyüklüğü (rmin 15.43 log cm ve rmax 16.43 log cm), hidrojen yoğunluğu (6.2 log cm−3 ), doldurma faktörü (0.6), kaplama faktörü (0.9) ve uzaklık (2.2 kpc).

Yeni patlamış Nova Cas 2020 (V1391 Cas, Gia20eld)’nin parlaklık değişim aralığı 10.8V-21.3i kadirdir (AAVSO). 27 Temmuz 2020’de keşfedilmiştir. Bu tarihten kısa süre sonra 10 Ağustos’ta patlamanın maksimim evresine ulaşmıştır. Gaia ışık eğrisinden maksimum ile minimum parlaklıkları arasında 3 ay içerisindeki farkı yaklaşık 7 kadir olmuştur. Bununla birlikte, Gaia bu novayı örneğin Gaia21bpe (Nova Cas 2021) nova patlamasında olduğu gibi maksimumdan öncesine ait uzun süreli (sadece bir yıl hariç kesintisiz yaklaşık 6 yıl) gözlemesini öngörememiştir. Novanın takip gözlemleri yapılmıştır; TUG T100 teleskopu ile maksimum patlamasından yaklaşık 2.5 ay sonra 27 Ekim 2020 tarihinde 9.5 saat süreyle 1653 fotometrik görüntüsü alınmıştır. Sistemin yörünge periyodu 3.15 saat bulunmuştur. Ayrıca, patlama evresine ilişkin ışık eğrileri üzerinde ayrıntılı tartışılmıştır.

Gaia uyarıları içerisinde 5 adet kataklismik değişen (CV) adayı (Gaia16ahl, 16bnz, 14adn, 16awq ve 21bpe) küçük açıklıklı robotik teleskoplarla (büyük olanlarla da koordineli şekilde) B, V, R süzgeçlerinde ve filtresiz olarak gözlenmiştir. Adayların tanımlamaları şöyledir: 16ahl-CV, 16bnz-bilinmeyen, 14adn-bilinmeyen, 16awq-bilinmeyen ve 21bpe-nova. Gaia’nın G bandında ortalama parlaklıkları da 16ahl(14.9), 16bnz(12.9), 14adn(16.3), 16awq(9.0) ve 21bpe(15.4) kadirdir. Bu Gaia kaynaklarının farklı tarihlerde uzun süreli fotometrik gözlemleri yapılarak ışık eğrileri elde edilmiştir. Buna göre, 16ahl Z Cam türü duraksamalar ve bitiminde parlaklık artışları göstermiştir. B’de 4.2 kadir genlikli derin minimum da görülmüştür. 16adn’nin RR Lyra türü değişen olduğu teyit edilmiştir. 16awq’nun manyetik aktiviteye sahip bir yıldız olması yönü desteklenmiştir. 21bpe, yaklaşık 9 kadirlik bir parlama ile nova patlaması gösterdi ve 7 Haziran 2021’de 6.5 kadir seviyesinde maksimum parlaklığa ulaştı. Patlama sonrası erken iniş evresine ait ışık eğrileri alındı ve novanın bu aşamadaki evrimine fotometrik katkı verilmiştir.

SRGA J021303.5+604536, Ocak 2021’de TUG-KFU-IKI arasındaki protokole göre paylaşılan yeni ART-XC kaynaklarından biridir. 20210313–20221019 tarihleri arasında gözlendi. Toplamda yaklaşık 1.5 yıla yayılan 17 gece boyunca bu parlak (yaklaşık 11 kadir) kaynağın RTT150 ile 127 adet tayfı alınmıştır. Kaynağın tayf sürekliliği kırmızı olduğu gibi düz özelliği de var, hidrojenin Balmer çizgileri (şiddetli H-alfa, H-beta ve zayıf H-gama), Ca II üçlüsü (8500, 8544 ve 8664 A) ve O I (8446 A) çizgileri emisyondadır. Belirgin çizgilerden bazılarının akılarını (x10E−15 erg cm−2s−1) da hesapladık: 11.04 (H-beta), 232.02 (H-alfa) ve 141.05 (O I). Kaynağın farklı teleskoplarla fotometrik verisi de alınmıştır. Sistemin yörünge periyodu yaklaşık 16 gün bulunmuştur. Verilerin değerlendirilmesi ile kaynak ilk kez simbiyotik olarak tanımlanmıştır. Sistemin tayflarında TiO absorbsiyon çizgileri görülmediğinden beyaz cüce bileşenli aktif fazda bir simbiyotik olarak değerlendirilebilir.