X-Ray Spectral Analyses of Some Low Mass X

Transkript

İSTANBUL ÜNİVERSİTESİ
FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
BAZI DÜŞÜK KÜTLELİ X-IŞIN ÇİFTLERİNİN
UYDU VERİLERİNİN ANALİZİ
Tolga GÜVER
Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı
Danışman
Prof. Dr. M. Türker ÖZKAN
Haziran 2003
İSTANBUL
Önsöz
Bu çalışmada yüksek enerji astrofiziğinin en güncel konularından biri olan düşük
kütleli x-ışın çiftlerinin yığılma disklerinin özellikleri, daha şimdiden bu alandaki en
başarılı uydulardan biri haline gelen Chandra uydusunun verileri kullanılarak
incelenmeye çalışılmıştır. Tezin en büyük amaçlarından biri x-ışın uydu verilerinin
analizinin öğrenilebilmesi ve bu veriler kullanılarak x-ışın kaynaklarının fiziksel
özellikleri hakkında fikirler ileri sürebilme yeteneğini kazanmak olmuştur. Bu amaç
için uydunun gözlem arşivlerinden örnek bazı yıldızlara ait veriler alınmıştır. Bu veriler
aracılığı ile veri analizi öğrenildikten sonra elde edilen bulgular kullanılarak bazı
yorumlar yapılmaya çalışılmıştır.
Çalışmam boyunca sürekli bilgi alışverişinde bulunduğum, yararlı tartışmalar
yaptığım ve çalışmam boyunca beni her konuda destekleyen hocam Prof. Dr. M. Türker
Özkan’a teşekkürü bir borç bilirim.
Tezimi defalarca okuyarak sayısız düzeltmeler yapan sevgili arkadaşım Araş. Gör.
Funda Bostancı’ya teşekkür ederim.
Tezim süresince her türlü manevi desteklerini esirgemeyerek yanımda olan aileme
de ayrıca teşekkür ederim.
Bu çalışma İ. Ü. Araştırma Fonu tarafından desteklenmiştir.
Proje Kod Numarası : T-222/06032003
I
İçindekiler
Önsöz................................................................................................................................I
İçindekiler......................................................................................................................II
Şekil Listesi...................................................................................................................IV
Tablo Listesi.................................................................................................................VI
Kısaltmalar Listesi.....................................................................................................VII
Özet..............................................................................................................................VII
Summary....................................................................................................................VIII
I. Giriş .............................................................................................................................01
I.1. X-ışın Çiftleri..................................................................................................03
I.1.1. Yüksek Kütleli X-Işın Çiftleri........................................................04
I.1.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri..........................................................04
I.1.2.1. Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin Türleri..................................04
I.1.2.1.1. X-ışın Süreksizleri................................................................05
I.1.2.1.2. Z ve Atoll Kaynaklar...........................................................06
I.1.2.1.3. X-Işın Patlayıcıları...............................................................08
I.1.2.1.3.1. Patlamaların gözlemsel özellikleri..............................09
I.1.2.1.3.2. Patlama Profilleri ve Tayfları.....................................09
I.1.2.1.3.3. Fotosfer Genişlemesine Yol Açan Patlamalar...........10
I.1.2.1.3.4. Patlama Spektroskopisindeki Yeni Genişlemeler.....12
I.1.2.1.3.5. Çift X-Işın Patlamaları................................................13
I.1.2.1.4. X-Işın Çukurları Gösteren Kaynaklar..............................14
I.1.2.1.4.1. Yığılma Diski Koronası...............................................15
II. Malzeme ve Yöntem.............................................................................................17
II.1. Tezde İncelenen Yıldızlar Hakkında Kısa Bilgiler...............................17
II.2. Chandra Uydusu......................................................................................18
II.3. Verinin Analizi.........................................................................................19
III. Bulgular.................................................................................................................21
III.1. 4U 1822-371...............................................................................................21
III.2. Circinus X-1..............................................................................................30
III.3. EXO 0748-676...........................................................................................34
III.4. 4U 1728-34.................................................................................................41
II
IV. Tartışma ve Sonuç................................................................................................46
IV.1. 4U 1822-371..............................................................................................46
IV.2. Cir X-1......................................................................................................50
IV.3. EXO 0748-676..........................................................................................53
IV.4. 4U 1728-34................................................................................................56
V. Ekler.......................................................................................................................58
V.1. CHANDRA...............................................................................................58
V.2. CIAO.........................................................................................................71
VI. Kaynaklar.............................................................................................................87
VII. Özgeçmiş...............................................................................................................88
III
Şekil Listesi
Şekil I.1.
Şekil I.2.
Şekil I.3.
Şekil I.4.
Şekil I.5
Şekil I.6.
Şekil III.1.
Şekil III.2.
Şekil III.3.
Şekil III.4.
Şekil III.5.
Şekil III.6.
Şekil III.7.
Şekil III.8.
Şekil III.9.
Şekil III.10.
Şekil III.11
Şekil III.12.
Şekil III.13
Şekil III.14.
Şekil III.15.
Şekil III.16.
Şekil III.17.
Şekil III.18.
Şekil III.19.
Şekil III.20.
Şekil III.21.
Süreksiz kaynak V0332+53 Vela 5B tarafından alınmış 10 yıllık ışık
eğrisi..........................................................................................................
Z ve Atoll kaynakların güç tayfları ve renk-renk diyagramları................
4U 1728-34’ün RXTE ile alınmış 4 ışık eğrisi.........................................
EXO 0748-676’dan XMM-Newton’un RGS cihazı kullanılarak elde
edilmiş 28 x-ışın patlamasına ait tayf.......................................................
EXO 0748-676 yıldızına ait çift x-ışın patlaması örneği..........................
Tezde de verileri kullanılan ve çukur gösteren kaynaklar olan
EXO 0748-676 ve 4U 1822-371 yıldızlarının ışık eğrileri.......................
4U 1822-371 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrileri.........
4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait MEG
tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler...............
4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait HEG
tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler...............
0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 6 – 8 Å arasındaki veri ve bu aralıkta
tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................................
0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 8 – 10 Å arasındaki veri ve bu aralıkta
tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................................
0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 10 – 12 Å arasındaki veri ve bu
aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir...............................................
0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 12 – 15 Å arasındaki veri ve bu
0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 1.4 – 2.4 Å arasındaki veri ve bu
Cir X-1 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrisi.....................
1.8 – 2.2 Å arasındaki HEG tayfı, bu bölgedeki en iyi polinom fiti ve
tanısı yapılmış emisyon çizgisi.................................................................
2.8 – 3.4 Å arası tayf ve en iyi polinom fiti ile tanısı yapılabilmiş
soğurma çizgisi gösterilmiştir...................................................................
4.5 – 6.5 Å arası tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgileri
verilmiştir..................................................................................................
8 – 9 Å arasındaki tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgisi
verilmiştir..................................................................................................
EXO 0748-676 yıldızından tüm gözlem boyunca alınmış ışık eğrisi
verilmiştir..................................................................................................
EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir...........................
EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir...........................
Tüm patlamaların birleştirilerek oluşturulduğu HEG tayfı, süreklilik
modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri
görülebilir..................................................................................................
Sakin evrelere ait HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı
yapılabilmiş emisyon çizgileri görülebilir................................................
Patlama evresine ait MEG tayfı................................................................
Sessiz evreye ait MEG tayfı......................................................................
4U 1728-34 yıldızından gözlem boyunca alınmış iki x-ışın
patlamasının yakından bir görünüşü verilmiştir.......................................
IV
05
07
11
13
14
15
21
22
24
24
25
25
26
31
32
32
33
33
35
37
38
40
40
41
41
42
Şekil Listesi (devamı)
Şekil III.22. 4U 1728-34 yıldızının patlama gösterdiği anlara içeren HEG tayfı
verilmiştir..................................................................................................
Şekil III.23. 4U 1728-34 yıldızının patlama evresine içeren MEG tayfı verilmiştir....
Şekil III.24. 4U 1728-34 yıldızının gözlem boyunca sakin evrelerinde alınan tayf
verilmiştir..................................................................................................
Şekil III.25. 4U 1728-34 yıldızına ait sessiz evrede alınmış MEG tayfı verilmiştir.....
Şekil III.26. Patlama evresine ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı ve hidrojen
kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritası.........................
Şekil III.27 Sessiz evreye ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı, güç kanunun
foton indeksi ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen
kontür haritaları.........................................................................................
Şekil IV.1. 6 – 8 Å ve 8 – 10 Å aralığında birden fazla yörünge evresi süresince
tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge evresine göre
akılarındaki değişim verilmiştir................................................................
Şekil IV.2. 12 – 15 Ǻ (solda) ve 1.5 – 2 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge
evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge
evresine göre akılarındaki değişim verilmiştir.........................................
Şekil IV.3. EXO 0748-676 yıldızının gözleminde görülen çift x-ışın patlaması
verilmiştir..................................................................................................
Şekil IV.4. EXO 0748-676 yıldızından elde edilen patlama profilleri........................
Şekil V.1.
Bazı alt sistemleri işaretlenmiş şekilde Chandra uydusu [12]..................
Şekil V.2.
Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneğinin görünüşü [12]...........................
Şekil V.3.
ACIS ve HRC'nin odak düzlemi içindeki yerleşimi.................................
Şekil V.4.
ACIS’in genel bir görünümü....................................................................
Şekil V.5.
Şekil V.6.
Capella'nın HETGS gözlemi.....................................................................
Şekil V.7.
Yüksek Enerji Taşıyıcı Kırınım ağının şematik bir görünümü.................
Şekil V.8.
Rowland Geometrisi şematik olarak gösterilmiştir..................................
Şekil V.9.
HETG destek yapısının üstten ve yandan görünüşü.................................
Şekil V.10. MEG ve HEG yüzlerinin bir kesiti...........................................................
Şekil V.11. Verinin tamamı çizdirildiği zaman ekranda görülebilecek tayf...............
Şekil V.12. İncelenmesi istenen bölgeyi ayırt ettikten sonra çizdirilen tayf...............
Şekil V.13. Gauss fiti ve sürekli spektrum için geçirilen güç kanunu modeli bir
arada şekilde verilmiştir............................................................................
V
43
43
44
44
45
46
49
50
54
56
59
60
61
62
64
65
67
67
69
69
83
84
85
Tablo Listesi
Tablo I.1.
Tablo II.1.
Tablo II.2.
Tablo III.1.
Tablo III.2.
Tablo III.3.
Tablo III.4.
Tablo III.5.
Tablo III.6.
Tablo III.7.
Tablo III.8
Tablo III.9.
Tablo III.10.
Tablo III.11.
Tablo III.12.
Tablo III.13.
Tablo III.14.
Tablo IV.1.
Tablo IV.2.
Tablo IV.3.
Tablo V.1.
Tablo V.2.
Tablo V.3.
Tablo V.4.
Tablo V.5.
Tablo V.6.
Bir düşük kütleli x-ışın çiftinin girebileceği sınıflar...............................
Tezde verileri kullanılan düşük kütleli x-ışın çiftlerinin kataloglardan
derlenen özellikleri.................................................................................
Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler...................
4U 1822-371 yıldızının sürekli tayflarından geçirilen karacisim
modelinin parametreleri..........................................................................
6.18 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon
çizgileri ve özellikleri verilmiştir...........................................................
6.7 – 7.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş
emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir.............................................
7.7 – 8.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş
9 – 9.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş
HEG ile tanısı yapılmış Fe çizgileri ve özellikleri verilmiştir................
Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri
verilmiştir...............................................................................................
Tayflardan geçirilen en uygun karacisim modeli...................................
Patlama anlarına ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve
özellikleri verilmiştir..............................................................................
Sakin evrelere ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve
Kaynağın patlama ve sessiz evresine ait en iyi sürekli modellerin
Patlama anı ve sessiz evreye ait tanısı yapılabilmiş çizgilerin
Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri
verilmiştir...............................................................................................
Cir X-1 ait Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’den alınan değerler
[15].........................................................................................................
Patlamalardan saniyede gelen fotonların ortalaması..............................
ACIS’in genel özellikleri........................................................................
Yüksek Çözünürlüklü Kameranın özellikleri.........................................
Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Spektrometresinin özellikleri ......
LETG’ye ait özellikler............................................................................
Mümkün gözlem modları.......................................................................
Her bir kırınım ağı için gerekli değerler.................................................
VI
04
17
17
23
27
27
28
28
29
30
30
34
39
39
39
45
46
53
53
56
62
63
64
70
74
80
Kısaltmalar Listesi
ACIS – Gelişmiş CCD Görüntüleyici Tayfölçer
CALDB – Kalibrasyon Veri Tabanı
CIAO – Chandra Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi
CTI – Yük Transferi Verimsizliği
CXC – Chandra X-Işın Merkezi
FB – Parlama Kolu
FYG – Fotosferik Yarıçap Genişlemesi
GLAST – Gamma-Işın Geniş Alan Teleskobu
GTI – İyi Zaman Aralığı
HB – Yatay Kol
HEG – Yüksek Enerji Kırınım Ağı
HESS – HETG Destek Yapısı
HETG – Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı
HETGS – Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Tayf ölçeri
HFN – Yüksek Frekanslı Gürültü
HRC – Yüksek Çözünürlüklü Kamera
HRMA – Yüksek Çözünürlüklü Ayna Düzeneği
LB – Alt Muz Evresi
LETG – Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı
LFN – Düşük Frekanslı Gürültü
LMXB – Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri
MCP – Mikro Kanallı Plaka
MEG – Orta Enerji Kırınım Ağı
NB – Normal Kol
RXTE – Rossi X-Işın Zamanlayıcı Kaşifi
SIM – Bilimsel Cihazlar Modülü
UB – Üst Muz Evresi
VLFN – Çok Düşük Frekanslı Gürültü
WFC – Geniş Alan Kamerası
VII
Özet
Bazı Düşük Kütleli X-Işın Çiftlerinin Uydu Verilerinin Analizi
Bu tezde 1999 yılında uzaya fırlatılan Chandra uydusunun verilerini kullanarak
bazı düşük kütleli x-ışın çiftlerinin tayf özellikleri çalışılmıştır.
Bunun için önce uydunun halka açık uygun gözlemleri incelenmiş ve veri analizi
yapılabilecek 4U 1822-371, Cir X-1, EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarının
gözlemleri belirlenmiştir. Daha sonra bu gözlemler uydunun veri arşivinden alınarak
uydunun veri analizi yöntemleri ile incelenmiştir.
Veri analizinin sonucunda özellikle 4U 1822-371 yıldızında çok sayıda çizgi
tanısı yapılmış ve bu çizgilerin akılarının yörünge fazına göre değişimleri incelenerek
çizgilerin oluşma olasılığı olan bölgeler tartışılmıştır. Cir X-1 yıldızının emisyon
çizgilerinin gösterdiği ve sistemden madde atımını gösteren P Cygni profilleri
incelenmiştir. EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarının patlama ve sakin evrelerine
ait tayfları karşılaştırılmış ve patlamaların zamansal davranışları tartışılmıştır.
VIII
Summary
Satellite Data Analysis of Some Low Mass X-Ray Binaries
In this thesis using data of the Chandra satellite, which was launched in 1999, the
spectral properties of some low mass x-ray binaries are studied.
For this purpose first of all satellite’s public data was searched for suitable data
and 4U 1822-371, Cir X-1, EXO 0748-676 and 4U 1728-34 observations were selected.
Next these data were taken from the archive and examined with the satellites data
analysis techniques.
After the data analysis, a lot of emission lines were identified from 4U 1822-371
and these lines’ flux variations during orbital phases were examined to discuss the
location of the emission’s source. The P Cygni profiles of the emission lines, which
are, pointing out an outflow from the system, were examined.
The spectra from burst and quiescence phases of EX0 0748-676 and 4U 1728-34
were compared and bursts’ temproral profiles were discussed.
IX
1
I. Giriş
Yüksek enerji astrofiziği, son yirmi yıl içinde çok büyük bir gelişme gösteren ve
yakın gelecekte Constellation X, GLAST, ASTRO E-2 gibi büyük projelerle de bu
gelişme hızını sürdürmesi beklenen bir çalışma alanıdır. Bunun sonucu olarak da
neredeyse her yıl yeni bir tür kaynak keşfedilmekte ve var olanların ise uzaya atılan
daha gelişmiş her yeni uydu ile pek çok yeni özellikleri keşfedilmektedir. Bu çerçevede
bu tezde daha önceki uydularla keşfedilmiş 4 düşük kütleli x-ışın çiftinin yeni atılan
Chandra uydusu ile x-ışınlarında yapılan gözlemlerinin bir değerlendirilmesi
yapılacaktır.
Düşük kütleli x-ışın çiftleri, baş yıldızın bir nötron yıldızı ya da bir kara delik,
yoldaş yıldızın ise Roche Lobunu doldurmuş ve madde transferine başlamış geç tayf
türünden düşük kütleli bir yıldız olduğu düşünülen çift yıldız sistemleridir. Madde
transferi baş yıldızın etrafında bir yığılma diski oluşmasına sebep olur. Bu sistemlerden
bazıları x-ışın ışık eğrilerinde tutulmalardan hemen önce geniş çukurlar gösterirler. Bu
çukurların yüksek kütle yığılma oranı yüzünden yığılma diski kenarında bir miktar
maddenin baş yıldızı örtecek şekilde yükselmesi sebebiyle ortaya çıktığı düşünülür [1].
Sistemlerde gözlenen bir başka aktivite ise x-ışın patlamalarıdır. Bazı düşük kütleli
x-ışın çiftleri x-ışın ışık eğrilerinde ani yükselişler gösterirler. Buna neden olan
patlamalar, nötron yıldızının manyetik alanının görece zayıf olmasından kaynaklanır.
Bu şekilde yığılma diskinden içeriye doğru gelen madde baş yıldız üzerinde bir hidrojen
katmanı yaratabilir. Fakat bu katman zamanla ısınarak yanar ve hidrojen katmanının
altında bir de helyum katmanı oluşur. Fakat helyum yanması hidrojen yanması kadar
sakin olmadığından ışınım basıncı nötron yıldızı üzerindeki maddeyi kaldırır ve bir
x-ışın patlaması oluşur [1].
Yığılma diskindeki madde, baş yıldızdan gelen x-ışınları ile etkileşerek ısınır ve
disk atmosferi genişler. Bu genişleme disk atmosferinin optikçe ince olduğu ve
soğuduğu noktaya kadar devam eder. Genişlemiş bu atmosfer katmanı x-ışın salması
verir [2].
Düşük kütleli x-ışın çiftlerinden emisyon çizgilerinin tespit edilmesi özellikle
geçmiş yıllardaki uyduların düşük enerji çözünürlüğü (~200 eV) ve bazı kaynakların
dışında güçlü sürekli spektrum sebebiyle hep çok zor olmuştur. Ancak özellikle 1999
yılında fırlatılan Chandra ve XMM-Newton uyduları sayesinde enerji çözünürlüğü
~5 eV gibi daha önceki teleskoplarla erişilmesi imkansız seviyelere yükselince bu
sistemlerden emisyon çizgilerinin tanısının yapılabilmesi de mümkün olmuştur.
Örneğin XMM-Newton uydusu kullanılarak EXO 0748-676 sistemindeki bazı çizgilerin
patlama sırasındaki kırmızıya kaymalarının ölçülmesi ile baş yıldızın kütle yarıçap oranı
Cottam ve ark. tarafından 2002 yılında ölçülmüştür [3]. Bu aynı zamanda nötron
yıldızları için bulunan ilk deneysel kütle yarıçap oranıdır. Diğer taraftan Chandra
2
uydusunu kullanarak Schulz N. S. ve Brandt W. N. 2000 yılında [4] Cir X-1 yıldızından
P Cygni profillerine sahip emisyon çizgilerinin tanısını yapmışlardır.
Bu çalışmanın amaçlarından biri uzaya atılmış en yeni iki uydudan biri olan
Chandra uydusunun tanınması, uydunun verilerinin elde edilebilmesi ve tayfsal
analizlerinin yapılabilmesidir. Diğer bir amaç ise düşük kütleli x-ışın çiftlerinden
gözlenen x-ışın patlamalarının yüksek çözünürlüklü tayfsal analizlerinin yapılması idi.
Ancak yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz çok miktarda foton gerektirir ki bu da uzun
bir gözlem süresi ya da geniş bir görüş alanı demektir ve ne yazık ki Chandra verileri
içinde halka açılmış hiçbir x-ışın patlayıcısının gözleminde böyle yüksek çözünürlüklü
tayflar elde edilebilecek miktarda patlama gözlenememiştir. Bu yüzden en çok patlama
gösteren iki kaynak alınmış ve bu kaynaklarda gözlenen x-ışın patlamalarının zamansal
ve genel olarak tayfsal özelliklerine bakılmıştır. Bu kaynaklar EXO 0748-676 ve
4U 1728-34’dür. Bunların yanı sıra çukur gösteren 4U 1822-371 kaynağının veri
analizi yapılmıştır. Tezde verileri incelenen son kaynak Cir X-1’dir. Bu kaynağın ele
alınmasının sebebi bir düşük kütleli x-ışın çiftinden gözlenen ilk x-ışın P Cygni
çizgilerine sahip olmasıdır [4].
Aslında Chandra uydusunun seçilmesi bazı pratik yararları da beraberinde
getirmiştir. Yeni uyduların hepsinde ortaya çıkan en önemli sorunlardan biri halka açık
gözlem sayısıdır. Bu sorun Chandra uydusu için tezde incelenen kaynaklar açısından
nispeten daha azdır. Örneğin 4U 1728-34 kaynağına ait veriler tezin hazırlanması
aşamasında 19 Mart 2003’te halka açılmış ve hemen tarafımızdan kullanılmıştır. Yeni
uyduların bir diğer sorunu ise verilerinin analizi için kullanılacak programlara ait
kaynakların azlığıdır. Bu açıdan da Chandra uydusu özellikle internet sitesindeki
kaynakları ile yeni bir uydudan beklenmeyecek ölçüde avantajlara sahiptir.
Çalışmada ilk olarak, x-ışın çiftleri ve düşük kütleli x-ışın çiftleri ile bu
kaynakların alt sınıfları açıklanmıştır. Daha sonra ise tezde, verileri kullanılan Chandra
uydusu, analizde kullanılan programlar ve incelenen kaynakların genel özellikleri
hakkında bazı bilgiler verilmiştir. Tezin son iki bölümünde ise bu çalışma sonucu elde
edilen bulgular sunulmuş ve sonuçlar bölümünde de tezde elde edilen sonuçlar literatür
ile karşılaştırılarak tartışılmıştır.
I.1. X-ışın çiftleri
X-ışın çiftleri yoldaş yıldızdan üzerine madde akan bir nötron yıldızı ya da bir
kara delik içeren sistemlerdir. Bu sistemler yoldaş yıldızlarının özellikleri ve buna bağlı
olarak madde transferinin özelliklerine göre yüksek kütleli x-ışın çiftleri ve düşük
kütleli x-ışın çiftleri diye iki sınıfa ayrılırlar.
3
Genel olarak x-ışın çiftlerinde, x-ışın ışımasının özelliklerini belirleyen faktörler
kısaca aşağıdaki gibi sıralanabilir;
•
•
•
Baş yıldızın türü,
Baş yıldız eğer bir nötron yıldızı ise nötron yıldızının manyetik alanının
özellikleri,
ve yoldaştan gelen maddenin akış şekli.
X-ışın çiftlerinde baş yıldız bir kara delik ya da bir nötron yıldızı olabilir. Bu da
x-ışınlarının oluşum mekanizmalarının farklılaşmasına sebep olur. Eğer baş yıldız bir
kara delik ise x-ışınları kara deliğin olay ufku civarında birikmiş ve ısınmış gazın
viskozitesinden kaynaklanır [5]. Eğer baş yıldız bir nötron yıldızı ise x-ışınları bu sefer
nötron yıldızı etrafında biriken maddenin nötron yıldızı ile etkileşmesinden kaynaklanır.
Bu etkileşme x-ışın ışık eğrilerindeki patlamalar veya yarı periyodik titreşimler ile
kendini gösterebilir.
Faktörlerden ikincisi ise gelen ışınımın zamansal değişiminin kaynağı hakkında
bilgi verir. Eğer nötron yıldızının manyetik alanı yüksekse (1012 G gibi) bu durumda
baş yıldızın üzerine doğru gelen madde önce manyetik alan ile etkileşecek ve güçlü
manyetik alan maddeyi kendi kutuplarına doğru ivmelendirecektir. İvmelenen madde
nötron yıldızının kutuplarında yığılma kolonlarının oluşmasına ve ışınımın burada
üretilmesine neden olacak bu da ışınımın nötron yıldızının spin periyodu ile
değişmesine yol açacaktır. Eğer nötron yıldızının manyetik alanı zayıfsa (<1010-1011 G)
bu durumda yığılan madde nötron yıldızının yüzeyi ile etkileşecek kadar ona
yaklaşabilir ve etrafını sarabilir. Bu durumda da nötron yıldızının yüksek kütle çekimi
ile üzerine yerleşen madde zamanla ısınıp yanabilir ve patlamalar oluşabilir. Bunun da
x-ışın ışık eğrilerinde gözlenen patlamaların kaynağı olduğu düşünülür.
Üçüncü faktör ise yoldaş yıldızların Roche Lobunu doldurup doldurmamasına
bağlıdır ve yüksek kütleli x-ışın çiftleri ile düşük kütleli x-ışın çiftleri arasındaki ayrımı
gösterir. Akışın şekli yoldaş yıldızın madde transferini nasıl yaptığı ile yakından
ilgilidir. Eğer yoldaş yıldız madde transferini, Roche Lobunu doldurduğu için
yapıyorsa bu durum, baş yıldız etrafında bir disk oluşmasına yol açacak ve nispeten
sürekli bir madde transferine yol açacaktır ancak yoldaş yıldızın madde transferini
yıldız rüzgarları sağlıyorsa bu daha geçici bir madde transferine ve x-ışınlarının kısa
süreli oluşmasına yol açar.
4
I.1.1. Yüksek Kütleli X-Işın Çiftleri
Bu sistemlerde her x-ışın çiftinde olduğu gibi baş yıldız bir nötron yıldızı ya da bir
kara deliktir ancak bu sistemlerin yoldaş yıldızları yüksek kütleli erken tayfsal tipten
(O – B gibi) genç yıldızlardır. Bu sistemlerde optik ya da morötesi ışınımın büyük bir
çoğunluğu yoldaş yıldızdan kaynaklanır. O ya da B tayf tipinden yıldızların yüksek
hızlarda ve büyük miktarlarda rüzgarları olabileceğinden bu sistemlerde madde
transferini sağlayan işlemin yoldaş yıldızın yıldız rüzgarları olduğu düşünülür [5].
Yüksek kütleli yoldaş yıldızın etrafında döndüğü bir nötron yıldızı ya da bir kara delik
onun attığı bu yıldız rüzgarlarının bir kısmını yakalayabilir ve gözlenen x-ışınlarını
üretebilir. Madde transferinin yoldaş yıldızın yıldız rüzgarları ile gerçekleştiğine en
büyük kanıt bu kaynakların büyük çoğunluğunun süreksiz olmalarıdır. Bu sistemlerin
süreksiz kaynaklar olmaları baş yıldız ile etkileşerek x-ışınlarının üretilmesini
sağlayacak maddenin her zaman baş yıldızın yakınlarında olmadığını baş yıldızın bu
madde ile zaman zaman etkileşerek gözlenen x-ışınlarını ürettiğini gösterir ki bu da
yıldız rüzgarları fikrini destekler. Ancak bu sistemlerde yoldaş yıldızın Roche Lobunu
doldurması da madde transferine katkı sağlayabilir [5].
I.1.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri
X-ışın çiftlerinin bir diğer türü yoldaş yıldızların düşük kütleli geç tayf tipinden
yaşlı yıldızlar oldukları ve bu tezinde ana konusu olan düşük kütleli x-ışın çiftleridir
(LMXB). Bu sistemlerde yoldaş yıldız A tayf türünden geç tipte bazı durumlarda ise bir
beyaz cüce dahi olabilir [5]. Ancak, böyle geç tayf tipinden yıldızların gözlenen
x-ışınlarını üretecek kadar güçlü rüzgarları olamaz. Bu yüzden bu sistemlerde madde
transferinin yoldaş yıldızın Roche Lobunu doldurması sonucu gerçekleştiği düşünülür
ve x-ışınları ancak yoldaş yıldız Roche Lobunu doldurduğu zamanlarda üretilebilir [5].
I.1.2.1. Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin Türleri
Tablo I.1. Bir düşük kütleli x-ışın çiftinin girebileceği sınıflar.
Süreksiz Kaynaklar
Atoll Kaynaklar
Patlayıcılar
Hızlı Patlayıcı
Patlamasız
Patlayıcı
Sürekli Kaynaklar
Patlayıcı
Patlayıcı
Patlamasız
Hızlı Patlaycı
Z Kaynaklar
Patlayıcılar
Hızlı Patlayıcı
Atoll Kaynaklar
Patlamasız
Patlayıcılar
Patlayıcılar
Hızlı Patlayıcı
Patlamasız
Patlayıcılar
Yukarıdaki tabloda da görülebileceği gibi düşük kütleli x-ışın çiftleri pek çok alt
gruba sahiptir ve bir kaynak bu alt sınıflardan birden fazlasına üye olabilir çünkü
sınıflar, kaynakların gözlenip gözlenememesine, gözleniyor ise gösterdiği zamansal ya
5
da tayf özellikleri gibi farklı özelliklere göre ayrılmışlardır. Aşağıda, bu çalışmada
verileri bulunan kaynakların ait oldukları sınıflar daha ayrıntılı olmak üzere bütün
LMXB sınıfları kısaca açıklanmıştır.
I.1.2.1.1. X-ışın Süreksizleri
Bazı x-ışın kaynakları süreksiz bir davranış gösterirler. Kısa bir zaman için
gökyüzünün bir yerinde ortaya çıkar ve sonra yok olurlar. Bazıları bir süre sonra
yeniden görünür. Böyle davranışların sebebinin yığılma oranındaki ani ve büyük
değişimler olduğu düşünülür [6]. Ani yığılma oranı değişiminin sebebi bazı sistemler
için anlaşılabilirdir fakat bazı sistemler için tam olarak açık değildir. Bu tür davranışa
standart bir açıklama bulmak en büyük çalışma alanlarından biridir.
Şekil I.1. Süreksiz kaynak V0332+53 Vela 5B tarafından alınmış 10 yıllık ışık eğrisi.
Kaynak 1973’de çok parlak bir hale gelmiş fakat 1983’e kadar bir daha hiç
gözlenememiştir [6].
Bir kaynağın süreksiz olarak sınıflandırılması için aşağıdaki şartlara gerek vardır
[6];
•
•
•
•
Tipik olarak süreksizler maksimum şiddetlerine yaklaşık bir haftada ulaşır ve
eski hallerine bir iki ayda geri dönerler.
Şiddet değişimi yaklaşık 1000 kat ya da daha fazladır.
Sessiz evrede, 2-6 keV enerji aralığında ve 10-12erg-1cm-2 düzeylerinde olan bir
kaynak tespit edilemez (ancak gün geçtikçe gelişen x-ışın teleskopları daha
sönük kaynakları gözlenebilir hale getirdiği için kaynak sessiz evrede olduğu
durumda bile gözlenebilir olabilir).
Tekrarlama zaman ölçeği yıllar mertebesindedir.
6
II.1.2.1.2 Z ve Atoll Kaynaklar
Düşük kütleli x-ışın çiftleri içinde bazı kaynaklar diğerlerinden parlaklıkları ve
parlaklıklarının süreklilikleri yönünden ayrılır. İlk olarak yukarıda da anlatıldığı gibi
düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ve yüksek kütleli x-ışın çiftlerinin büyük bir kısmı
süreksiz kaynaklardır. Sürekli ışıma yapan düşük kütleli x-ışın çiftleri içinde de bazı
kaynaklar diğerlerinden daha yüksek ışınım güçlüdür. Bunlar genel olarak Z ve Atoll
kaynaklar olarak isimlendirilir. Ancak bu parlak düşük kütleli x-ışın çiftleri arasında da
Z kaynak olarak isimlendirilenler Atoll kaynaklardan daha parlaktır [5].
Bu özelliklerinin yanında bu kaynaklara böyle özel isimler verilmesinin asıl sebebi
bu kaynakların bazı özel diyagramlarda gösterdikleri zamansal değişimlerdir [7]. Bu
özel tablolara renk – renk diyagramları ve sertlik – şiddet diyagramları denir [7]. Şekil
II.2.’de de örnek olarak verilmiş olan renk – renk diyagramları fotometrideki
renk – renk diyagramlarına benzer şekilde üretilirler. Bu diyagramlarda yumuşak renk
yaklaşık olarak 3 – 5 keV / 1 – 3 keV oranını sert renk ise 6.5 – 18 keV / 5 – 6.5 keV
oranını gösterir [7]. Ancak yumuşak ve sert renk bir miktarda analiz için verisi
kullanılacak uydunun duyarlılık aralığına da bağlıdır. Sonuçta oluşturulan bu
diyagramlarda Z ve Atoll kaynakların zamanla farklı eğriler çizdikleri görülmüştür.
7
Şekil I.2. Yukarıdaki 4 şekilde Z ve Atoll kaynakların gözlemsel farklılıkları
görülebilir. Üstteki şekiller için konulan her bir nokta 200 saniyelik gözlemi işaret
etmektedir ve hata barları sağ alt köşelerde verilmiştir. Üst soldaki şekil Atoll
Kaynakların renk-renk diyagramını, üst sağdaki şekil ise Z kaynakların renk - renk
diyagramlarını göstermektedir. Alttaki şekiller ise Z ve Atoll kaynakların güç
tayflarıdır. Alt soldaki şekil Atoll kaynaklara ait iken alt sağdaki şekil Z kaynaklara
aittir. Atoll kaynaklara ait eğriler üst ve alt muz evrelerine aittir. Üst ve alt muz
evreleri üstteki şekilde de UB ve LB olarak gösterilmiştir. VLFN ve HFN ise çok
düşük frekanslı ve yüksek frekanslı gürültünün alındığı noktaları göstermektedir.
Sağdaki örnek Z kaynaklara ait güç tayfları ise değişik kollardaki x-ışın şiddet
değişimini gösterir. Burada üstten alta her bir eğri yatay kol, normal kol ve parlama
koluna aittir. Bu kollar üstteki şekilde sırası ile HB, NB ve FB ile gösterilmiştir.
VLFN, LFN ve HFN ise çok düşük frekanslı, düşük frekanslı ve yüksek frekanslı
gürültünün alındığı noktaları gösterir [7].
8
Zaten bu kaynaklara da yukarıdaki tablolarda zamanla çizdikleri şekillerden
esinlenilerek bu özel isimler verilmiştir [7]. Z kaynaklar renk – renk diyagramlarında Z
harfine benzer şekiller çizerken, atoll kaynaklar zamanla tablolarda daha eğimli muz
benzeri bir şekil çizerler [7].
Z kaynakların çizdiği şekil üç ana koldan oluşur. Bunlar yatay kol, normal kol ve
parlama koludur [7]. Çizilen Z harfi her kaynak için aynı değildir. Özellikle yatay kol
ve parlama kolu kaynaktan kaynağa değişimler gösterir. Bazı durumlarda da aynı
kaynak için bütün Z harfi hareket edebilir [7]. Atoll kaynakların çizdikleri şekil ise iki
ana bileşenden oluşur bunlardan ilki ada durumu ve ikincisi muz durumudur [7]. Ada
halinde x-ışın şiddeti en azdır [7].
Her iki sınıfında renk – renk diyagramları ve güç tayflarında çizdikleri şekillerin
sebebi tam olarak bilinememektedir. Ancak bu şekilleri oluşturan olayın madde yığılma
oranının zamanla değişimi olduğu tahmin edilmektedir [7].
I.1.2.1.3 X-Işın Patlayıcıları
X-ışın patlamaları bazı düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ışık eğrilerinde görülen kısa
zamanlı parlamalardır. Bu olayın fiziksel kaynağı ile ilgili ilk açıklama bir nötron
yıldızının üzerindeki kararsız nükleer yanmanın, tepe noktası x-ışın dalga boylarında
olan termonükleer bir ışınım parlaması yaratabileceği şeklinde olmuştur [1].
Bir nötron yıldızının üzerine yığılan hidrojen zamanla sürekli yanan bir hidrojen
tabakası oluşturur ve bu da daha sonra bir helyum alt tabakası oluşturur. Er geç helyum
katmanındaki yoğunluk ve sıcaklık kritik bir noktaya gelir ve bu da karbon oluşturmak
üzere yanmaya başlar. Ancak helyum yanması işlemi kararsızdır ve bütün helyum bir
x-ışın patlaması olarak gözlenen termonükleer bir parlama ile yanar [1]. Daha sonra
diskten taze hidrojen akımı devam eder ve benzer fakat tam aynı olmayan bir süre sonra
yeni bir patlama olur. Ancak, eğer bir sonraki patlamadan önce çok uzun zaman
geçmişse bu sefer daha çok helyum birikmiş olacak ve daha büyük bir patlama
oluşacaktır [1]. Bazı patlamalar arasındaki zaman aralığı çok kısadır öyle ki bu zaman
aralığı, madde yığılması ve helyuma dönüşmesi için de çok kısadır. Bunun için
yapılabilecek tek açıklama, bir önceki patlamada bütün maddenin yakılamadığı ve bir
sonraki patlamaya kaldığıdır [1].
X-ışın tayfı patlama süresince ışınım yapan kara cismin yarıçapının değiştiğini
gösterir [1]. Nötron yıldızının atmosferinin genişlediği ve bunu bir daralmanın takip
ettiği bu değişimden görülebilir [1]. X-ışın ışınım gücü Eddington limitine ulaşır ve
9
radyasyon basıncı hidrojen katmanını genişlemeye zorlar. Daha sonra ışınım gücü
yeniden Eddington limitine yaklaşır ki bu limit Helyum için 1.75 kat daha fazladır [1].
Uzaklığı çok iyi bilindiğinden bütün bunları test etmek için bir küresel küme kaynağı
çok uygundur.
Kaynağın ortalama gücü değiştikçe patlamaların frekansı ve
karakteristiği de değişir.
Kaynağın ortalama parlaklığı nötron yıldızının yüzeyine düşen madde miktarının
bir ölçüsüdür [1]. Çok yüksek oranlarda yüzeydeki hidrojen füzyonu gelen yeni
materyalle aradaki dengeyi sağlayamaz ve bir helyum-hidrojen karışımı oluşur. Bu da
helyumun termonükleer yanmasını etkiler ve kaynağın patlama davranışını değiştirir.
I.1.2.1.3.1 Patlamaların Gözlemsel Özellikleri
Patlamalar genellikle düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ışınım güçleri 1036ergs-1 olan
atoll alt sınıfından kaynaklarda gözlenir. Bu sistemler 0.001 – 0.3 M& edd gibi orta
seviyelerde yığılmalar gösteren sistemlerdir ki bu da termonükleer kararsızlıklar için
verilen yığılma aralıklarına denk düşer. Ancak BeppoSAX uydusundaki WFC (Wide
Field Camera, Geniş Alan Kamerası) ile yapılan gözlemlerle ışınım gücü 1036ergs-1’den
belirgin şekilde az olan 10 düşük kütleli x-ışın çiftinde de patlamalar olduğu
keşfedilmiştir [8].
I.1.2.1.3.2 Patlama Profilleri ve Tayfları
X-ışın patlamalarının zamansal özellikleri çeşitlilik gösterse de ortak özellikleri de
vardır.
•
•
•
Patlama çıkış zamanı bitiş zamanından daha kısadır. Çıkış zamanları tipik
olarak 2 saniyeden küçüktür ancak, bazen 10 saniye kadar uzun da sürebilir.
Patlamaların bitiş zamanları ise 10 saniye ile birkaç dakika arasında olabilir ve
genellikle 10 – 20 saniye sürerler.
Patlama profilleri yüksek enerjilerde daha kısadır. Bu da nötron yıldızının
yüzeyinin zamanla soğuduğunun kesin bir göstergesidir.
Patlama profilleri genelde eksponansiyel ya da eksponansiyel benzeri şiddet
azalması gösteren düzgün şekillerdir.
Swank ve ark. ve Hoffman, Lewin ve Doty 1977’de patlamaların tayflarının bir
karacisim modeli ile modellenebileceğini göstermişlerdir [8]. Tbb sıcaklığında, Fbol
akısını üreten bir kara cismin yarıçapı;
10
F
Rbb = d  bol4
 σTbb




1/ 2
ile verilir.
Burada d kaynağın uzaklığı, Rbb kara cismin yarıçapı ve σ
Stefan - Boltzmann sabitidir. Bolometrik akıların ve karacisim sıcaklıklarının ölçülmesi
eğer uzaklık biliniyorsa yarıçapı belirlemek için kullanılabilir [8]. Bu yolla belirlenen
yarıçaplar genellikle 10 km civarındadır ki bu da bir nötron yıldızının teorik yarıçapına
denktir.
I.1.2.1.3.3. Fotosfer Genişlemesine Yol Açan Patlamalar
Parlak patlamalarda yerel x-ışın ışınım gücü Eddington limitine ulaşabilir;
LEdd
 4πcGM  1 − 2GM 
=


2
 c R 
 κ
−1 / 2
= 4πR 2σTeff4
burada M, R ve κ nötron yıldızının kütlesi, yarıçapı ve atmosferik opaklıktır [8].
Fotosferik katmanlar nötron yıldızı üzerinden ışınım basıncı ile kaldırılabilir. Burada
Eddington ışınım gücünün opaklık aracılığı ile nötron yıldızı üzerine yığılan atmosferin
kimyasal kompozisyonuna bağlı olduğuna dikkat etmek gerekir. Böyle patlamalarda
karacisim sıcaklığı, karacisim yarıçapı arttıkça azalır. Bütün bunlar olurken de toplam
x-ışın akısı sabit kalır. Böyle patlamalara fotosferik yarıçapın genişlediği (FYG)
patlamalar denir [8]. Fotosferin nötron yıldızı üzerine döndüğü ana ise “touch-down”
denir [8]. Teorik çalışmalar böyle patlamalarda x-ışın akısının Eddington Limiti
civarında olduğunu ve fazla enerjinin patlama sırasında kinetik enerjiye dönüştüğünü
gösterir. Ebisuzaki & Nakamura 1988’de, sönük patlamalar ile FYG patlamalarını
4U 1608-52 ve 4U 1636-53 yıldızları için karşılaştırmışlar ve fotosferik içeriğin
değiştiğini bulmuşlardır [8]. Işınım gücü – renk sıcaklığı ilişkisinde bu iki sınıf için
farklılıklar bulmuşlar ve bu farklılıkların hidrojence zengin ve hidrojence fakir
atmosferlerden dolayı olduğunu ve hidrojence zengin zarfın parlak FYG patlamaları
sırasında atıldığını ve böyle durumlarda atmosferik kompozisyonun salt helyumdan
oluştuğunu ileri sürmüşlerdir [8].
Fotosferik kaldırmanın miktarı patlamadan patlamaya çok değişebilir. En güçlü
patlamalarda kaldırma gücü, fotosferin etkin sıcaklığını x-ışınlarının altında bir enerji
bandına kadar taşıyabilir [8]. Böyle olaylar patlamanın ana kısmından ayrı “öncüler”
gösterirler [8]. Diğer daha az güçlü patlamalar ise çift tepeli yapılar gösterirler [8].
Şekil I.3. de RXTE teleskopu ile alınmış 4U 1728-34 kaynağının FYG’li ve FYG’siz
patlamalarına örnekler görülebilir.
11
Şekil I.3. LMXB 4U1728-34’ün RXTE ile alınmış 4 patlaması. Her bir sütun
üstten alta 2-60 keV arası toplam sayım oranını, 2-6 keV sayım oranını, 6-30 keV sayım
oranını ve sertlik oranını (6-30 keV/2-6 keV) gösterir. Patlamalar 1 ve 3 sertlik
oranlarında FYG’ne güzel örnek oluştururlar [8].
Prensipte FYG’li patlamaları gözlemek nötron yıldızlarının kütlesi ve yarıçapının
belirlenmesini sağlar ki bu da yoğun maddenin hal denkleminin belirlenmesi için son
derece önemlidir. Yukarıda gösterildiği gibi bir nötron yıldızının yüzeyindeki
Eddington ışınım gücü sadece yıldızın kütlesine, yarıçapına ve kimyasal yapısına
bağlıdır. Yukarıdaki eşitlik ışınım gücü Eddington limitinde iken etkin sıcaklığın
ölçümü ile nötron yıldızının kütlesi ve yarıçapı hakkında bilgi elde edilebileceğini
gösterir. Ancak uygulamada, modele bağlıdır çünkü gözlenen renk sıcaklığının bir
atmosfer modeli kullanılarak belirlenecek bir etkin sıcaklığa göre düzeltilmesi gerekir
[8]. Genelde de atmosfer yapısı konusunda birbirinden bağımsız bilgiler yoktur ve bu
yüzden doğru model belli değildir [8]. Farklı bir yöntem ise fotosferin genişlemesinden
dolayı oluşacak Eddington ışınım gücündeki değişimlerin ölçümü yani kırmızıya
kaymadaki değişimin ölçümüdür [8]. Bu yöntemde prensipte nötron yıldızı yüzeyindeki
kırmızıya kayma miktarını ölçmek için kullanılabilir. Eğer kaynağın uzaklığı
biliniyorsa, Eddington limitinde iken bir patlamanın akısının ölçülmesi M ve R ile ilgili
biraz daha farklı bir ilişki verebilir. Bağımsız uzaklık bilgilerine sahip kaynaklar,
küresel kümelerdekiler gibi, prensipte bu amaç için kullanılabilirler [8].
I.1.2.1.3.4 Patlama Spektroskopisindeki Yeni Gelişmeler
12
Sistematik belirsizliklerin üstesinden gelmenin en güvenilir yolu nötron yıldızı
yüzeyinden çizgi bileşenleri belirlemektir ve böylece kütle çekimsel kırmızıya kayma,
1+z = (1-2GM/c2R)-1/2, direkt olarak ölçülmüş olur [8]. Waki ve ark. Nakamura, Inoue
ve Tanaka TENMA uydusu ile 1988’de 4.1 keV’da 4U 1636-53 ve 4U 1608-52 isimli
kaynaklardan soğurma çizgileri gözlemişlerdir [8]. Waki ve arkadaşları çizgiyi
Helyum-benzeri demirin 6.7 keV’daki Lα geçişi olarak tanımlamışlar ancak nötron
yıldızı yüzeyince bu çizginin kırmızıya kayma gösterdiğini iddia etmişlerdir. Fakat
daha sonra bu çizginin çok büyük eşdeğer genişliği başka araştırmacıların bu çizginin
nötron yıldızının yüzeyinden değil de yığılma diskinden geldiğini iddia etmelerine yol
açmıştır [8]. ASCA, RXTE ya da BeppoSAX ile yapılan daha yeni gözlemler de ise
patlama tayfında böyle bir çizginin izine rastlanamamıştır [8]. Bu yüzden bu
özelliklerin gerçekliği ve güvenirliliği bir muammada kalmıştır.
Chandra ve
XMM-Newton uydularının yüksek çözünürlük kabiliyetleri nötron yıldızı tayflarını
çalışma konusunda pek çok vaatte bulunuyorlar fakat biri hariç izole nötron yıldızlarının
yüksek çözünürlüklü tayfı çizgi bileşenleri göstermemiştir [8].
Ancak x-ışın
patlayıcıları yığılma ile gelen ağır elementlerin karışması sebebiyle bu araştırmalarda
daha çok şey vaat ederler. Örneğin Cottam, Paerels ve Mendez 2002’de XMM-Newton
uydusunun Yansımalı Kırınım Tayfölçeri (Reflection Grating Spectrometer, RGS) ile
böyle bir gözlem yapmışlardır [8]. Bu çalışmada dar çizgilere olan duyarlılığı arttırmak
için 28 patlama birleştirilmiştir [8]. Sürekli spektrumu ve nötron yıldızını saran yüksek
derecede iyonize olmuş maddeye ait olduklarını düşündükleri çizgi bileşenlerini
modelledikten sonra, en iyi modelleri için hesap etmedikleri ek bileşenler bulmuşlardır
[8]. Şekil I.4. bu çalışmada elde edilen RGS tayfını ve en uygun modeli göstermektedir.
13-14 Å civarındaki bu modellenmemiş bileşenleri hidrojen benzeri demirin (Fe XXVI)
n=2-3 geçişi olarak patlama öncesi ve sonrası tayflarda tespit ettiler. Her durumda
nötron yıldızının yüzeyindeki kırmızıya kayma z = 0.35 olarak bulundu ve bu sonuç
modern nötron yıldızı hal denklemleri için olası bir değerdi. Bu ayrıca nötron yıldızı
yüzeyinin son kararlı yörünge içinde de olduğunu göstermiş oldu [8].
13
Şekil I.4. EXO 0748-676’dan XMM-Newton’un RGS cihazı kullanılarak elde edilmiş
28 x-ışın patlamasına ait tayf. Zemin ışınımı çıkarılmış, patlama başlangıcı ve sonuna
ait tayflar üst üste gösterilmiştir. Veri 1σ hata barları ile siyah olarak gösterilmiştir.
Kırmızı çizgi en iyi süreklilik ve çizgi modellerini göstermektedir. Üstte 13 Å ve altta
14 Å civarında görünen modellenmemiş minimumlar Fe XXVI iyonunun kırmızıya
kaymış çizgilerini göstermektedir [8].
I.1.2.1.3.5. Çift X-ışın Patlamaları
Birbirlerinden yaklaşık 10 dakika gibi süreler ile ayrılan patlamalara çift x-ışın
patlamaları denir [9]. Çift patlamalar genelde göreceli olarak zayıftır ve ikinci patlama
tepe noktadaki akı ve enerji açısından birinci ile aynı olsa da genelde daha zayıftır [9].
Çift patlamalar için olası bir açıklama yakıt maddenin nötron yıldızının iki kutbu
üzerinde biriktiği ve bu birikimlerin birbirini takip eder bir şekilde yandığıdır [9]. Eğer
termonükleer patlama maddelerin biriktiği havuzlardan birinde başlarsa yanan kısım
nötron yıldızı yüzeyini dolaşacaktır. Eğer kutuplardan ötede daha az miktarda madde
birikmişse buradaki maddenin nükleer yanması çok daha zayıf olur ve gözlenemez.
Ancak yanan bu madde diğer kutba kadar ulaşırsa sonuçta ortaya çıkan patlamanın
ışıma gücü çok daha yüksek olur ve bir havuz tarafından üretilen patlama diğer
havuzunda yanmasında fitil görevi görür [9]. Bu durumda ikinci patlamanın daha zayıf
olması çok doğaldır çünkü ilk olarak yanacak olan kutbun daha yoğun olacağı aşikardır
[9].
14
Şekil I.5. Bu tezde de verileri kullanılan EXO 0748-676 yıldızının Chandra uydusu ile
alınmış gözleminde, çift x-ışın patlamalarına iyi bir örnek olabilecek iki patlamasına ait
x-ışın ışık eğrisi. Eğrideki zaman çözünürlüğü 1.841 saniyedir.
X-ışın patlamaları, Tip Ia süpernovalarında ve klasik novalarda çok önemli rol
oynayan termonükleer yanmanın yayılımını incelemek ve daha öncede belirtildiği gibi
yoğun maddenin hal denklemini incelemek için eşsiz bir astrofiziksel laboratuardır.
I.1.2.1.4. X-Işın Çukurları Gösteren Kaynaklar
Bazı düşük kütleli x-ışın çiftleri x-ışın ışık eğrilerinde genelde tutulmalardan kısa
bir süre önce derin çukurlar gösterirler.
Madde transferi sırasında yoldaş yıldızdan akan maddenin baş yıldız etrafında
oluşan yığılma diski ile etkileştiği bir bölge vardır ve hatta bu bölgenin yığılma diski
içinde de bir miktar ilerlediği düşünülür. Teorik hesaplamalar madde akımının yığılma
diskinden daha kalın olabileceğini ve bu durumda da yoldaştan gelen maddenin çok
kolayca yığılma diskinin içerlerine kadar ilerleyebileceğini göstermektedir [1]. Bunun
sonucu ise diskin yüksekliğinin sabit olmadığı zamanla değişebilir olduğudur [1]. Bu
durumda da yüksek yörünge eğimli bir kaynağı örneğin bu tezde de çalışılan EXO
0748-676 ya da 4U 1822-371’i incelerken zaman zaman diskin değişken yüksekliğinin
merkezdeki x-ışın kaynağını örtmesi olasıdır. Şekil I.6.’da bu tezde kullanılan
verilerden elde edilmiş hem EXO 0748-676’ya hem de 4U 1822-371’e ait x-ışın
çukurları görülebilir.
15
Şekil I.6.
Tezde de verileri kullanılan ve çukur gösteren kaynaklar olan
EXO 0748-676 ve 4U 1822-371 yıldızlarının ışık eğrileri.
Üstteki şekil
EXO 0748-676’ya ve alttaki şekil 4U 1822-371’e aittir. Üstteki şekilde tutulmadan
hemen önce ve 0.5 fazından hemen sonraki çukurlar metinde de bahsedilen x-ışın
çukurlarına örnek olarak verilebilir. Bu şekilde aynı zamanda kaynağın gösterdiği
x-ışın patlamaları da görülebilir. Alttaki şekilde ise tutulma ve ondan hemen önce gelen
çukur evresi daha açık bir şekilde görülebilir.
Tam da tahmin edilebileceği gibi çukurların görüldüğü anlarda x-ışın tayfında
sadece görüş doğrultumuzdaki kolon yoğunluğu değişir [1]. Sıfır fazında yoldaş
merkezdeki x-ışın kaynağını örttüğünden diskin önündeki kalın kısım x-ışınlarını
tutulmanın hemen öncesinde bir zamanda soğurur ve bu olay x-ışın ışık eğrisinde bir
çukur meydana getirir [1].
I.1.2.1.4.1. Yığılma Diski Koronası
Eğer kaynağın yörünge eğimi biraz daha artarsa en sonunda yoldaş yıldız yığılma
diskini ve merkezdeki x-ışın kaynağını tamamen örtmeli ve sonuçta bir tam tutulma
gerçekleşmelidir [1]. Ancak bu sadece x-ışın üretiminin tamamını merkezdeki nötron
yıldızının ürettiği varsayılırsa doğrudur.
Eğer x-ışınları geniş bir bölgeden
yayınlanıyorsa bu durumda örtülmeden kurtulabilirler ve bu sistemlerden tam bir
tutulmanın gözlenmesi imkansız olur [1]. Bir grup düşük kütleli x-ışın çifti böyle bir
16
davranış göstermektedirler. Bu kaynakların baş yıldızlarının etrafını saran ve yığılma
diski koronası olarak adlandırılan bir bölgeye sahip oldukları düşünülür [1]. Bu bölge
yığılma diskinden maddenin rüzgarlarla atılması sonucu oluşur. Diskten yukarı doğru
fırlayan madde merkezdeki kaynağın kütle çekim gücü ile yine de disk etrafında tutulur,
ancak zamanla bu maddeler diskin etrafında ve üzerinde bir korona tabakasının
oluşmasına sebep olurlar [1]. Yığılma diski koronası baş yıldızdan sürekli olarak gelen
x-ışınları yüzünden son derece sıcak bir bölgedir ve bu bölgenin düşük kütleli x-ışın
çiftlerinde görülen emisyon çizgilerinin en çok üretildiği bölge olduğu sanılmaktadır
[2].
17
II. Malzeme ve Yöntem
II.1. Tezde İncelenen Yıldızlar Hakkında Kısa Bilgiler
Aşağıda Tablo III.1.’de tezde verileri incelenen düşük kütleli x-ışın çiftleri ile
ilgili kataloglardan derlenmiş çeşitli bilgiler özetlenmiştir. Tablo III.2.’de ise tezde
incelenen uydu gözlemleri hakkında bilgiler verilmektedir.
Tablo II.1. Tezde verileri kullanılan Düşük kütleli x-ışın çiftlerinin kataloglardan
derlenen özellikleri [10], [11]. Burada D çukur gösteren kaynakları, B x-ışın
patlayıcılarını, T kaynağın bir süreksiz kaynak olduğunu ve A ise kaynağın bir atoll
kaynak olduğunu gösterir. Tabloda § ile işaretlenen değerler [11] ve † ile işaretlenenler
[10] numaralı kaynaktan alınmıştır.
Kaynağın Türü
Galaktik Enlem
Galaktik
Boylam
Yörünge
Periyodu (saat)
Uzaklığı (kpc)
Lx ergs-1
Lx/Lop
Yoldaş Yıldızın
Tayfsal Tipi
V1
V2
B-V
M1
M2
4U 1822-371
D§
356.9§
-11.3§
Cir X-1
B, T, A§
322.1§
0§
EXO 0748-676
B, D, T§
280§
-19.3§
4U 1728-34
B, A§
354.3§
-0.2§
5.57§
398.4§
3.82§
--
0.7†
3x1035 †
4x101 †
G – M†
> 6†
8x1038 †
---
2.1†
4.9x1036 †
---
10†
5x1037 †
---
15.3†
16.3†
0.08†
1†
0.4†
21.4†
-∼3.6†
---
16.9†
-0.14†
1.4†
0.45†
-----
Tablo II.2. Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler.
4U 1822-371
ACIS-S
HETG
39950
Cihaz*
Kırınım Ağı
Gözlem Süresi
(s)
Başlangıç
23.08.2000
Zamanı
16:19:33
Verilerin
15.09.2001
Halka Açılma
11:30:00
Zamanı
* Kullanılan görüntüleme cihazı.
Cir X-1
ACIS-S
HETG
15320
EXO 0748-676
ACIS-S
HETG
49000
4U 1728-34
ACIS-S
HETG
30480
08.06.2000
04:11:58
21.07.2001
00:00:00
14.04.2001
01:13
24.04.2002
11:31
04.03.2002
15:19:31
19.03.2003
10:05:10
18
II.2. Chandra Uydusu
Chandra uydusu hem çok yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz için gerekli hem de
yüksek çözünürlüklü görüntüleme için gerekli cihazları barındıran kendinden önce
uzaya fırlatılan x-ışın uydularına göre son derece gelişmiş bir x-ışın uydusudur. Uydu
23 Temmuz 1999 tarihinde uzaya fırlatılmıştır.
Uydu <0.1 – 10 keV arasındaki enerji aralığına duyarlıdır ve görüntü
çözünürlüğünü belirleyen nokta saçılma fonksiyonu 0.5 yay saniyesinden küçüktür [12].
Uydunun aldığı görüntüler ondan önce uzaydaki en yüksek çözünürlüklü görüntüleme
cihazı olan ROSAT uydusundaki HRC’den (High Resolution Camera, Yüksek
Çözünürlüklü Kamera) yaklaşık 50 kat daha yüksek çözünürlüklüdür [12]. Uydunun
aldığı en yüksek çözünürlüklü tayflar ise E/∆E ~ 1000 gibi daha önce hiç elde
edilememiş derecede yüksek çözünürlüklüdür [12].
Uydu birkaç ana bilimsel bileşenden oluşmaktadır. HETG (High Energy
Transmission Grating, Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı) ve LETG (Low Energy
Transmission Grating, Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı) uydu üzerindeki iki kırınım
ağıdır [12]. Bu cihazlar gelen x-ışınlarının yayılması ve alttaki dedektörlere
yansıtılmasını sağlarlar.
Uydu üzerindeki en yüksek çözünürlüklü tayflar bu
cihazlardan ikisinden biri kullanılarak alınır. Ne yazık ki bu iki cihaz teleskop içindeki
yerleşimlerinden dolayı aynı anda kullanılamaz. HETG 0.4 – 10 keV arasına duyarlıdır
ve iki alt bileşenden oluşur; bunlar MEG (Medium Energy Grating, Orta Enerji Kırınım
Ağı) ve HEG’dir (High Energy Grating, Yüksek Enerji Kırınım Ağı). Bunlardan
yüksek enerji kırınım ağı daha yüksek enerjilere daha duyarlı iken orta enerji kırınım
ağı ise daha düşük enerjilere duyarlıdır. LETG ise uydudan daha düşük enerjilerde de
yüksek çözünürlüklü tayfların alınabilmesi için üretilmiştir. Alet 70 – 10000 eV arasına
duyarlıdır [12].
Uyduda görüntüleme görevini ise iki ayrı cihaz üstlenmiştir. Bunlar HRC (High
Resolution Camera, Yüksek Çözünürlüklü Kamera) ve ACIS’dir (Advanced CCD
Imaging Spectrometer, Gelişmiş CCD görüntüleyici spektrometre) [12]. Bu cihazlardan
HRC hem uydu üzerindeki en yüksek uzaysal çözünürlüğe hem de uydu üzerindeki en
yüksek zamansal çözünürlüğe (16 µsec) sahiptir [12]. Ancak bu alet yine uydu
üzerindeki yerleşimlerinden dolayı daha çok LETG ile beraber çalışabilir. ACIS ise
hem LETG hem de HETG ile çalışabiliyorsa da HETG ile birlikte çalıştırıldığı zaman
daha yüksek bir verim elde edilir [11]. ACIS, HETG ile beraber kullanılabildiği gibi
ayrıca uzaysal görüntüleme amacıyla ve HETG kadar yüksek olmasa da tek başına da
tayfsal analiz için kullanılabilecek bir dedektördür [12].
19
Uydunun çalışma prensipleri hakkında daha fazla ayrıntı Bölüm VI.1.’de
verilmiştir. Uyduda x-ışın çiftlerine ait gözlemler genelde ACIS ve HETG ikilisi ile
yapıldığından tezin bu bölümünde bu iki cihaz daha ayrıntılı anlatılmıştır. Ayrıca bu
çalışmada incelenen verilerin tümü de bu aletler ile elde edilmiştir.
II.3. Verinin Analizi
Chandra uydusunun verileri pek çok x-ışın veri analizi programı ile incelenebilir.
Ancak bunlara ek olarak CIAO (Chandra Interactive Analysis of Observations, Chandra
Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi) isimli bir program paketi de CXC (Chandra X-ray
Center, Chandra X-ışın Merkezi) tarafından ilgilenenlerin kullanımına açılmıştır [12].
Pek çok durumda veri bir çok ön indirgemeden de geçeceği için bu program paketini
kullanmak daha iyi bir seçim olabilir. Ancak örneğin NASA’nın XANADU ve
FTOOLS gibi x-ışın verilerinin incelenmesini sağlayan programları da kullanılabilir.
Neredeyse her veri analizi programı gibi CIAO’da pek çok işletim sistemi altında
çalıştırılabilir. Şu anda CIAO’nun üzerinde denendiği ve başarıyla çalıştığı görüldüğü
işletim sistemleri Solaris 2.6, Linux ve Alpha sistemleridir [12]. Bu tez için CIAO bir
Red Hat Linux 7.3 üzerine kurulmuştur. Programın 12 Kasım 2002 itibarıyla 2.3
versiyonu çıkmıştır ve halen bu versiyon kullanılmaktadır.
Pek çok Unix programı gibi sistemin çalışabildiği her donanım ile CIAO programı
da çalıştırılabilir. Ancak Chandra uydusu verileri çok büyük (ortalama 200 – 300 MB)
olay dosyalarından oluştuğundan veri analizinin yapılacağı bilgisayarın işlemcisinin ve
belleğinin mümkün olduğunca yüksek olmasında fayda vardır. Bu tez hazırlanırken
kullanılan bilgisayar PIII 600 Mhz işlemcili ve 128 MB bellekli bir bilgisayardır ve pek
çok işlem için bu bilgisayar son derece yeterli olmuştur. Fakat yine de özellikle
belleğinin bir miktar daha fazla olması pek çok işlemi daha da hızlandırabilirdi.
Program beraberinde SHERPA isimli çok gelişmiş bir tayfsal analiz programı ile
beraber gelir. Bu program x-ışın veri analizinde standart program olarak kabul edilen
XANADU program paketi içindeki XSPEC programının pek çok gelişmiş özelliğini de
kendi içine monte ederek yeni bir programdan beklenmeyecek gelişmiş özellikler
kazanmıştır. Ancak gerek genel anlamda Chandra uydusunun gerekse buna bağlı olan
CIAO program paketinin zamansal özellikleri henüz zayıftır. Uydu bazı özel gözlem
teknikleri ile çok yüksek zaman çözünürlüğünde veri alabilir. Fakat program henüz
zamansal veri analizi için bu kadar gelişmemiştir. Bu yüzden, bu tezde çok fazla
gerekmemiş olsa da, zamansal analiz için XANADU program paketinin zamansal veri
analizi için hazırlanmış XRONOS programının kullanılması önerilir.
20
Chandra uydusu ile alınmış her veri önce standart ön indirgemelerden geçer.
Böylece internetten alınan bir veri seti iki alt dizinden oluşur bunlardan ilki (PRIMARY
dizini altında) bütün standart ön indirgemelerden geçmiş ve istenirse direkt
kullanılabilecek haldeki veridir. Bu tip veriye 2. seviye veri denir. Diğer alt dizinde
ise (SECONDARY dizini altında) ön indirgeme işlemlerinin hiçbiri yapılmamış veriler
bulunur kullanıcı bu veri üzerinde, eğer primary klasörü altındakine uygulanan eski bir
versiyon ise, hem en son kalibrasyon işlemlerini yapma şansına hem de istemediği fakat
standart olarak yapılan bazı ön indirgeme işlemlerini yapmama şansına sahip olur. Bu
tip veri ise 1. seviye veridir. Genel olarak veriler yeni olduğundan en son kalibrasyon
işlemleri standart olarak bütün verilere uygulanmış olur. Bu yüzden pek çok durumda
bazı standart olmayan ama yapılması gerekli işlemleri yaparak primary dizini altındaki
2. seviye verilerden analize başlanabilir. Bu tezde bazı yıldızların verileri aynen uydu
veri tabanından alındığı gibi kullanılmış bazılarının ise kalibrasyonları yeni baştan
yapılmıştır. Ancak kalibrasyonları yeniden yapmanın asıl amacı bu işlemi öğrenmek
olmuştur.
Veri analizine başlamadan önce, programın her zaman gözleme özel kötü piksel
dosyalarını kullanması sağlanmalıdır. Bunun sebebi, ACIS cihazının pek çok CCD’den
oluşmuş bir dedektör olmasıdır ve bu CCD’lerdeki piksellerde, her gözleme has
sorunlar oluşabilir.
Veri analizinden önce 2. seviye veriler için gerekli bir diğer düzeltme ise standart
olarak yapılmayan “destreak” isimli bir düzeltmedir. ACIS-S4 çipinin görüntülerinin
değişken şablonlarda çizgiler içerdiği görülmüştür. Bu çizgilerin çipler seri olarak
okunurken ortaya çıkan bir yük akışından kaynaklandığı düşünülür. Bu düzeltme
standart işlemler ile birlikte yapılmadığından daha sonradan kullanıcı tarafından
yapılması gerekir. Ancak program bunu minimum düzeyde tutmaya çalışsa da bu
düzeltme sonucu kaynağa ait bazı fotonlarda kaybedilebilir.
Bu düzeltmeler yapıldıktan sonra verinin analizine başlanabilir. İncelenen
yıldızların doğası gereği, bu tezde de görülebileceği gibi her bir yıldızın verisinin analizi
için farklı farklı teknikler uygulamak durumunda kalınılabilinir. Örneğin gözlem süresi
boyunca toplam 2 yörünge periyodu geçiren 4U 1822-371 yıldızının veri analizi
yörünge periyodu 4’e bölünerek yapılmıştır, diğer taraftan 16.5 günlük bir yörünge
periyodu olan Cir X-1 yıldızı için toplam gözlem sıfır fazı içinde bir yerde kalmıştır ve
bu durumda da bütün gözlem herhangi bir zamansal ayırmaya gidilmeksizin tek olarak
tayfsal analize tabii tutulmuştur. Bir sonraki bölümde de bu veri analizlerinin
sonuçlarında elde edilen bulgular açıklanmıştır. Ayrıca bölüm VI.2.’de program ve veri
analizi ile ilgili daha ayrıntılı bilgi verilmiştir. Bölüm VI.2.’de gösterilen işlemler bütün
yıldızlar için uygulanmış ortak işlemlerdir.
21
III. Bulgular
III.1. 4U 1822-371
Bu sistemin bilinen 5.57 saatlik bir yörünge periyodu vardır [10], [11]. Bu tezde
bu yörünge periyodu, yıldızın efemeriz zamanı yardımı ile 4 eşit parçaya bölünmüştür
[13]. Böylece sistemin 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazları için 4 adet tayf elde edilmiş ve
tayfsal analiz bu tayflar üzerinden yapılmıştır. Şekil III.1.’de yıldızdan gözlem
süresince elde edilmiş ışık eğrisi ve efemeriz zamanına göre elde edilen ve iki yörünge
periyodunu içeren ışık eğrisi verilmiştir.
Şekil III.1. 4U 1822-371 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrisi (üstte) ve
bu ışık eğrisi kullanılarak hazırlanan yörünge fazına göre ışık eğrisi (altta) verilmiştir.
Alttaki şekilde düşey eksen sayım oranındaki ortalamaya göre değişimi verir.
22
Bu yörünge fazlarında elde edilen tayflar ve veriye en iyi uyum sağlayan
karacisim modeli Şekil III.2. ve Şekil III.3.’de gösterilmiştir.
Şekil III.2. Üstten alta doğru 0. 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait MEG tayfları siyah ile ve
en iyi model olan süreklilik için karacisim modeli ve tanısı yapılabilen emisyon çizgileri
de kırmızı ile gösterilmiştir.
Şekil III.3. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait HEG tayfları siyah ile ve
süreklilik için en iyi model olan karacisim modeli ve tanısı yapılabilen emisyon çizgileri
de kırmızı ile gösterilmiştir.
23
Tayfsal analizin ilk olarak 5 ile 15 Å arasındaki MEG sonuçları ve daha sonra ise
1.2 ile 5 Å arasındaki HEG sonuçları verilecektir.
Chandra uydusundaki kırınım ağlarının ürettiği tayflar çok yüksek çözünürlüklü
olduğundan bu tayflardaki sürekli spektrumdan uygun bir model geçirmek genelde
istatistik olarak pek anlamlı değildir ancak böyle bir model geçirmek ileride tanısı
yapılacak atomik çizgileri daha iyi şekilde görebilmek ve onların özelliklerini daha iyi
bir şekilde elde edebilmek için gereklidir. Bu çalışmada da her bir yörünge fazı için
sadece sürekli spektrumu gösterebilmek amacı ile tayflardan veriye en iyi uyum
sağlayan kara cisim modeli geçirilmiştir. Bu işlem sırasında modellerden elde edilen
sonuçlar aşağıdaki tablolarda verilmiştir.
Tablo III.1. 4U 1822-371’in sürekli tayfından geçirilen karacisim modeli ve bu
modelin parametreleri verilmiştir.
0 evresi
0.25 evresi
0.50 evresi
0.75 evresi
Karacisim Sıcaklığı
(keV biriminde kT)
2.04668
1.99593
1.98789
1.897
Modelden itibaren hesaplanan akı
(5 – 15 Å aralığı için erg/cm2/s)
5.32816x10-11
5.35523x10-11
4.06604x10-11
4.34936x10-11
χ2
1.66051
1.33547
1.01532
0.96085
Kaynağın tayfından yukarıda değerleri verilen sürekli spektrum modelleri
geçirildikten sonra Chandra’nın yüksek çözünürlüklü tayf ölçerinin yardımı ile bazıları
bütün yörünge fazlarında görülebilen pek çok emisyon çizgisinin tanısı yapılabilmiştir.
Tablo III.2., III.3., III.4., III.5., III.6 ve III.7.’de 5 – 15 Å ve Tablo III.8.’de ise
1.4 – 2.4 Å aralığında görülen ve tanısı yapılabilmiş çizgiler ile bu çizgilerin özellikleri
verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen dalgaboyları ile ilgili
bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı kullanılarak elde edilmiştir
(bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM değerleri verilmemiştir. FWHM
değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG
için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir.
Şekil III.4., III.5., III.6., III.7. ve III.8.’de de Tablo III.2, III.3., IIIV.4., III.5., III.6
ve III.7.’de özellikleri verilen emisyon çizgilerinin ölçüldüğü aralıktaki tayflar ve
çizgiler görülebilir.
24
Şekil III.4. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 6 – 8 Å arasındaki veri
ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri ~6.2 Å, 6.8 Å, 6.9 Å, 7.9 Å
civarında görülebilir.
Şekil III.5. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 8 – 10 Å arasındaki veri
ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 8.4 Å ve 9.2 Å civarında
görülebilirler.
25
Şekil III.6. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 10 – 12 Å arasındaki
veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 10.3 Å, 10.8 Å ve 11.4 Å
civarında görülebilirler.
Şekil III.7. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 12 – 15 Å arasındaki
veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 12.1 Å, 12.2 Å ve 13.5 Å
civarında görülebilirler.
26
Şekil III.8. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 1.4 – 2.4 Å arasındaki
HEG verisi ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgisi 1.9 Å civarında
görülebilir.
27
Tablo III.2. 6.18 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri.
Yörünge İyonun ismi
Fazı
0.0
0.25
0.50
0.75
Si XIV
Si XIV
Si XIV
Si XIV
Geçiş
4–1
4–1
10046 – 16
3–1
Öngörülen Ölçülen
λ (Å)
λ (Å)
6.1804
6.1804
6.1993
6.1858
6.1813
6.1845
6.2041
6.1942
Hata
(Å)
-0.0036
-0.0045
-0.0142
-0.1120
Hata Doppler
(Å) Hızı (km/s)
0.0042
0.0042
0.0151
0.0077
43.6995
199.0319
232.2998
407.3829
Hata
(km/s)
Hata Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı
(x10-14 erg/cm2/s)
(km/s)
(Å)
-174.7518 203.8694
-218.4513 203.8694
-687.1846 730.7278
-5431.7950 373.4343
0.0243619
0.0203864
0.0166229
0.0118315
8.09
6.65
4.10
3.01
Tablo III.3. 6.7 – 7.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri.
Yörünge
Fazı
İyonun
ismi
Geçiş
0.0
0.25
0.25
0.50
0.50
0.50
0.75
0.75
Si XIII
Fe XXIV
Fe XXIV
Fe XXV
Al XIII
Fe XXIV
Si XIII
2–1
29 – 3
26 – 1
37 – 3
4–1
27 – 1
2–1
Öngörülen Ölçülen Hata
λ (Å)
λ (Å)
(Å)
6.7403
7.0330
6.7887
6.8940
7.1710
6.8080
6.7403
6.7510
7.0365
6.7841
6.8942
7.1698
6.8103
6.7418
Hata Doppler
(Å) Hızı (km/s)
-0.0363 0.0250
-0.0109 0.0132
-0.0101 0.0084
-0.0099 0.0082
-0.0080 0.0081
-0.1207 0.0000
-0.0959 0.0080
476.2288
149.2955
-203.2811
-8.6940
-50.2105
101.3419
66.7472
Hata
(km/s)
Hata
(km/s)
-1615.6420
-464.9518
-446.3250
-413.4044
-334.6770
-5318.7374
-4268.3585
1112.7144
563.0516
371.2035
374.2277
338.8662
0.0000
356.0839
Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı
(x10-14 erg/cm2/s)
(Å)
0.0161299
0.0128802
0.00927442
0.00905663
0.00783773
0.00474069
0.00726199
4.27
3.07
1.85
1.73
1.35
0.95
1.49
28
Tablo III.4. 7.7 – 8.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri.
Yörünge
Fazı
İyonun
ismi
Geçiş
0.0
0.0
0.25
0.25
0.50
0.50
0.75
Ni XXIV
Mg XII
Fe XXII
Mg XII
Fe XXIV
Fe XXIV
Mg XII
72 – 1
4–1
282 – 8
4–1
11 – 1
13 – 3
4–1
Öngörülen Ölçülen Hata
λ (Å)
λ (Å)
(Å)
7.8449
8.4192
7.9808
8.4192
7.9857
8.3161
8.4192
7.8370
8.4235
7.9720
8.4265
7.9866
8.3243
8.4300
-0.0075
-0.0053
-0.1599
-0.0102
-0.0153
-0.0117
-0.0073
Hata
(Å)
0.0073
0.0041
0.0115
0.0085
0.0221
0.0085
0.0070
Doppler Hızı
(km/s)
Hata
(km/s)
Hata
(km/s)
(x10-14 erg/cm2/s)
(Å)
-302.1162 -286.7988 279.1584
153.2254 -188.8727 146.0891
-330.7950 -6010.6825 432.2830
260.1331 -363.4728 302.8827
33.8026
-574.7698 830.2509
295.8006 -422.0612 306.6377
384.8476 -260.1332 249.4288
0.0134758
0.0198958
0.00517684
0.00904904
0.00436195
0.00894149
0.0151134
2.46
2.91
0.86
1.27
0.55
0.99
1.56
Tablo III.5. 9 – 9.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri.
Yörünge İyonun ismi Geçiş Öngörülen Ölçülen
Fazı
λ (Å)
λ (Å)
0.0
Mg XI
5–1
9.2312 9.2374
0.25
Mg XI
5–1
9.2312 9.2322
0.50
Fe XXI
283 – 1
9.1944 9.1996
0.50
Ni XIX
118 – 1
9.1530 9.1482
0.75
Fe XX
566 - 2
9.2192 9.2147
0.75
Fe XXI
533 – 7
9.0000 9.0071
Hata
(Å)
-0.0039
-0.0097
-0.0089
-0.0182
-0.0084
-0.0890
Hata
(Å)
0.0033
0.0094
0.0172
0.0000
0.0095
0.0932
Doppler
Hızı (km/s)
201.4853
32.4806
169.6811
-157.3203
-146.4462
236.6702
Hata
(km/s)
-126.7612
-315.2295
-290.4151
-596.5231
-273.3414
-3066.6582
Hata
Eşdeğer Genişlik
(km/s)
(Å)
107.2357
0.0375179
305.4977
0.0284592
561.1954
0.0115758
157.3203
0.00325772
309.1538
0.0138236
3106.6577
0.00529227
Ölçülen Akısı
(x10-14 erg/cm2/s)
4.02
2.90
0.91
0.26
1.03
0.43
29
Yörünge İyonun
Fazı
ismi
0.0
Ni XXV
0.0
Ne X
0.25
Fe XVIII
0.25
Fe XVII
0.50
Ni XXV
0.50
Ni XIX
0.50
Fe XIX
0.75
Fe XX
0.75
Ni XXI
Geçiş
12 – 5
7–1
328 - 1
155 – 1
12 – 5
59 – 1
272 – 2
301 – 4
68 – 1
Öngörülen Ölçülen Hata Hata Doppler
λ (Å)
λ (Å)
Hızı (km/s)
10.3210 10.3278 -0.0070 0.0068 197.6465
10.2385 10.2288 -0.0095 0.0091 -284.2161
10.3603 10.3684 -0.0163 0.0159 234.5363
10.7700 10.7714 -0.0714 0.0108 38.9970
10.3210 10.3149 -0.0072 0.0065 -177.2997
10.1100 10.1061 -0.0074 0.0076 -115.7144
10.7829 10.7899 -0.0101 0.0096 194.7520
10.3103 10.3099 -0.0076 0.0075 -11.6269
11.3180 11.3105 -0.0109 0.0109 -198.7903
Hata
Hata
-203.4678 197.6742
-278.3479 266.6395
-471.9723 460.4291
-1988.8757 300.8191
-109.2890 188.9146
-219.5998 225.5143
-306.0312 267.1074
-221.1332 218.2195
-288.9335 288.9082
Eşdeğer Genişlik
Ölçülen Akısı
(x10-14 erg/cm2/s)
(Å)
0.0190739
1.34
0.0167326
1.22
0.0274685
1.77
0.0173313
0.95
0.0408717
2.04
0.0247825
1.35
0.020356
0.84
0.0297078
1.38
0.0474327
1.42
30
Yörünge
Fazı
0.0
0.0
0.0
0.25
0.25
0.25
0.50
0.50
0.50
0.75
0.75
0.75
İyonun
ismi
Ne X
Fe XXII
Ne IX
Fe XVII
Fe XXI
Fe XX
Ne X
Fe XX
Ne IX
Fe XXI
Fe XXI
Fe XX
Geçiş
4–1
23 – 8
5 –1
71 – 1
74 – 6
107 – 7
4–1
65 – 2
5–1
60 – 2
37 – 2
107 - 7
Öngörülen
λ (Å)
12.1321
12.9530
13.5531
12.1240
12.4687
13.5350
12.1321
12.9722
13.5531
12.0440
12.4220
13.5350
Ölçülen
λ (Å)
12.1414
12.9442
13.5456
12.1201
12.4748
13.5313
12.1253
12.9808
13.5538
12.0414
12.4245
13.5376
Hata
Hata
-0.0037 0.0036
-0.0731 0.0554
-0.0065 0.0068
-0.0125 0.0117
-0.0069 0.0000
-0.0047 0.0049
-0.0052 0.0055
-0.0096 0.5125
-0.0105 0.0103
-0.0336 0.0181
-0.0085 0.0070
-0.0096 0.0405
Doppler Hızı
Hata
Hata
(x10-14 erg/cm2/s)
(km/s)
(Å)
229.9742
-91.4992 89.0230
0.148114
5.01
-203.8255 -1693.0241 1283.1201
0.0651992
1.59
-166.0069
-143.8839 150.5124
0.260958
4.95
-96.4923
-309.2991 289.5004
0.15629
4.88
146.7603
166.0117 0.0000
0.0837818
2.25
-82.0153
-104.1679 108.6068
0.260936
4.47
-168.1415
-128.5940 135.9989
0.110508
2.61
198.8702
-222.0060 -198.8702
0.0855591
1.41
15.4945
-232.4181 228.0062
0.159141
2.05
-64.7555
-836.9276 450.8416
0.0779319
1.69
60.3896
-205.2834 169.0542
0.0807564
1.47
57.6221
-212.7747 897.6869
0.158428
1.75
Tablo III.8. HEG ile tanısı yapılmış Fe çizgileri ve özellikleri.
İyonun
Öngörülen Ölçülen
Doppler Hızı
Yörünge Fazı
Geçiş λ (Å) * λ (Å) Hata Hata
İsmi
(km/s)
0.0
Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9375 -0.0024 0.0023
1166
0.25
Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9370 -0.0021 0.0021
1088
0.50
Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9368 -0.0021 0.0022
1057
0.75
Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9351 -0.0025 0.0029
793
* Bu değerler SPEX [14] çizgi listesinden alınmıştır.
Hata
-374
-326
-326
-389
Hata
357
326
342
450
Eşdeğer
Genişlik (Å)
0.0217
0.0211
0.0165
0.0214
Ölçülen Akısı
(x10-12 erg/cm-2/s)
1.51327
1.45235
0.909067
1.08802
31
III.2. Circinus X-1
Bu gözlem, kaynağın x-ışınlarında çok miktarda değişkenlikler gösterdiği sıfır fazı
yakınlarında alınmıştır [15]. Kaynağın x-ışınlarındaki değişkenliği Şekil III.9.’da da
görülebilir.
Şekil III.9. Cir X-1 yıldızının gözlem boyunca alınan ışık eğrisi. Işık eğrisinin
zamansal çözünürlüğü 60 saniyedir.
Veri, indirgemeleri yapıldıktan sonra HEG tayflarının +1. ve –1. mertebeleri
birleştirilmiş ve Şekil III.10., III.11. ve III.12.’de gösterilen tayflar oluşturulmuştur. Bu
birleştirmenin sebebi elde edilen toplam foton sayısını arttırmaktır. Tayflar çizgi
bileşenlerinin daha net görülmesi için çeşitli aralıklara bölünmüştür. Ayrıca her bir
tayftan süreklilik için ayrı ayrı polinomlar geçirilmiştir.
Çizgiler ise Gauss
fonksiyonları fit edilerek elde edilmiştir.
Şekil III.10., III.11., III.12. ve III.13.’de görülen gauss fitlerinin pozisyonları ve
özellikleri Tablo III.9.’de verilmiştir. Bu tablodaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen
dalgaboyları ile ilgili bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı
kullanılarak elde edilmiştir (bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM
değerleri verilmemiştir. FWHM değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı
olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir.
32
Şekil III.10. 1.8 – 2.2 Å arasındaki HEG tayfı ve bu bölgedeki en iyi polinom fiti ile
tanısı yapılmış emisyon çizgisi.
Şekil III.11. 2.8 – 3.4 arası tayf ve en iyi polinom fiti ile tanısı yapılabilmiş soğurma
çizgisi. Aslında literatürde bu da bir P Cygni çizgisi olarak verilmiştir [15]. Ancak bu
çizginin gözle de görülebildiği gibi emisyon bileşenini fit etmek çok zordur ve fit
edilememiştir.
33
Şekil III.12. Tüm tayf içinde en çok P Cygni çizgisi görülen bölge. Özellikle 6 – 6.5 Å
ve 4.5 – 5 Å arasındaki P Cygni çizgileri çok belirgindir.
Şekil III.13. Tüm tayfadaki en belirgin P Cygni profillerinden biri 8.4 Å civarındaki bu
çizgidir.
34
Tablo III.9. Veriler içinde tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri. P Cygni çizgilerinin önce emisyon ve absorpsiyon bileşenleri daha
sonrada merkez ismi altında bu çizgilerin merkez noktalarının ve genel anlamda P Cygni çizgisinin özellikleri verilmiştir. Akı ve eşdeğer
genişliklerdeki negatif değerler absorpsiyon bileşenlerinin sürekliliğin altında kalmalarından kaynaklanır ve sadece bunu belirtmek amacını
taşımaktadır. Ca XIX iyonuna ait iyonun ismi ve öngörülen dalgaboyu değerleri bu çalışmada çizgi tam olarak çakıştırılamadığından [15]
numaralı kaynaktan alınmıştır.
Çizgi
Bileşeni
İyonun
İsmi
Fe VIII
Ca XIX
Geçiş
Öngörülen
λ (Å)
1.930*
3.04
Ölçülen
λ (Å)
2–1
1.941
2.9885
Absorpsiyon
4.7111
Emisyon
4.7485
Merkez
S XVI
4-1
4.7274 4.7298
Absorpsiyon
5.0341
Emisyon
5.0592
Merkez
S XV 10089 - 6 5.0495 5.0466
Emisyon
6.1935
Absorpsiyon
6.1516
Merkez
Si XIV 10037 - 15 6.172
6.1726
Emisyon
8.4311
Absorpsiyon
8.385
Merkez Fe XXII 177 - 8
8.4053
8.408
* Bu değer SPEX çizgi listesinden alınmıştır [14].
Hata
-0.0002
-0.0055
-0.0026
-0.002
-0.0023
-0.051
-0.0024
-0.0267
-0.0032
-0.0016
-0.0024
-0.0044
-0.0091
-0.0067
Hata
Hız
(km/s)
0.0002 1710
0.0018
0.0035
0.0014
0.0024 -1034
0.0066
0.0022
0.0044 -915
0.0014
0.0037
0.0026 -992
0.0034
0.0091
0.0063 -725
Hata Hata FWHM
(Å)
-31 +31
Hata
Hata
165 -222
3030 -392
0.02851 -0.0024 0.0083
0.01878 -0.0029 0.0077
78 -180
0.03288 -0.005 0.009
0.02045 -0.0084 0.0168
325 -325
Akı
Eşdeğer
-2 -1
(erg/cm s ) genişlik (mÅ)
1.21E-06
3.18
-2.65E-12
-1.64
-2.31E-12
-9.28
1.03E-12
4.36
13.64
-2.53E-13
-1.56
7.85E-13
5.01
6.57
9.12E-13
25.77
-3.59E-08
-9.6
35.36
2.01E-13
88.23
-2.75E-14
-11.42
99.65
35
III.3. EXO 0748-676
EXO 0748-676 yıldızı Chandra uydusu ile bir kez gözlenmiştir. Bu tezde de bu
gözlem, bu kaynağın x-ışın patlamalarının özelliklerini araştırmak için seçilmiştir.
Şekil III.14.’de kaynaktan bu gözlem süresince elde edilmiş tüm ışık eğrisi verilmiştir.
Şekil III.14. EXO 0748-676 yıldızından tüm gözlem boyunca alınmış ışık eğrisi. Işık
eğrisinin zamansal çözünürlüğü 100 saniyedir. Kaynağın gözlem boyunca gösterdiği xışın patlamaları ve çukurlar burada da görülebilir.
Uzaydaki x-ışın fotonları optik fotonlardan sayıca çok daha azdır. Bunun
sonucunda bir teleskop tarafından gözlenebilmeleri için ya teleskopun görüş alanının
çok fazla olması ya da uzun süre gözlenmeleri gerekir. Chandra uydusu da özellikle
yüksek çözünürlüklü tayflar elde edebilmek için çok miktarda x-ışın fotonuna gerek
duyar. Ancak kendinden daha önceki teleskoplardan çok daha fazla olsa da Chandra
uydusunun da görüş alanı sınırlıdır. Bu da Chandra uydusunun da yeterince x-ışın
fotonu toplayabilmek için uzun gözlemler yapmasını gerekli kılar. EXO 0748-676
yıldızı gözlem boyunca 5 kez x-ışın patlaması göstermiştir ve bu patlamalar toplam 568
saniye sürmüştür. Bu süre ise Chandra uydusunun yüksek tayfsal çözünürlüğünden
tamamen yararlanmayı engeller bunun için bu çalışma sırasında patlamalardan ve sakin
evrelerden elde edilen tayfın analizi, özel bir gruplama işlemi ile uydunun tayfsal
çözünürlüğü 10 kat düşürülerek yapılmıştır. Bunu yapmanın sebebi her bir enerji
aralığına düşen foton sayısını arttırmaktır. Normalde uydu ~0.1 – 10 keV arasında 8192
tane enerji kanalı içerir ve gözlediği her bir fotonun enerjisini tespit ederek ilgili kanala
yerleştirir. Ancak EXO 0748-676’nın patlamalarının analizinde olduğu gibi eğer
gözlem boyunca gelen foton sayısı azsa bu sayı bir de 8192 kanala bölününce tayf
istatistik olarak güvenilemez hale gelir. Bu yüzden yukarıda bahsedilen gruplama
işlemi ile kanal sayısı yaklaşık 820’ye düşürülmüş ve tayfın çözünürlüğü düşürülerek
istatistik güvenilirliği arttırılmaya çalışılmıştır.
36
Cottam ve ark. 2002’da yaptıkları bir çalışmada gözlem süresi sorununu
giderebilmek için EXO 0748-676 yıldızını, kalibrasyon gözlemleri sırasında da
gözleyen XMM-Newton uydusunu kullanmışlardır [3]. Uydunun gözlem arşivlerinden
bu kaynağa ait toplam 28 patlama içeren gözlemler elde etmişler ve bu 28 patlamayı
birleştirerek istatistik olarak daha güvenilir veriler elde edilebilecek toplam 3200
saniyelik bir patlama gözlemi elde etmişlerdir.
Şekil III.15. ve Şekil III.16.’da kaynağın gözlem süresince gösterdiği x-ışın
patlamaları yumuşak (0.5 – 2 keV) ve sert (2 – 10 keV) x-ışınlarında ayrı ayrı
verilmiştir. Patlamaların yumuşak x-ışınlarında çok daha az şiddetli olduğuna dikkat
edilmelidir.
Tablo III.10., III.11. ve III.12.’de ve Şekil III.17., III.18., III.19. ve III.20.’de ise
toplam patlamaya ve sakin evreye ait tayflar ve elde edilmiş en iyi modeller ile onların
parametreleri verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen
değerleri verilmemiştir. FWHM değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı
olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir.
37
Şekil III.15. EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları. Üst soldaki iki patlama tezde farklı yerlerde de bahsedildiği gibi bir çift
patlamadır.
38
Şekil III.16. EXO 0748-676 kaynağının gözlem boyunca gösterdiği x-ışın patlamalarının daha yakından görünüşü. Yumuşak bölgelerdeki
ışık eğrileri şekillerin üst kısmında gösterilmiştir. Bu bölgedeki patlamaların çok daha zayıf olduğuna dikkat edilmelidir.
39
Tablo III.10.Tayflardan geçirilen en uygun karacisim modeli.
kT (keV) Hata
Hata
χ2
Patlama Sırasında
1.1917 -0.0065 0.0065 0.72431
Patlama Olmadığı Zamanlarda 1.0617 -0.0031 0.0035 1.00689
Tablo III.11. Patlama anlarına ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi.
İyon
Geçiş Öngörülen λ Ölçülen λ Hata
Hata
Eşdeğer
Akı
(Å)
(Å)
Genişlik (Å) (ergcm-2s-1)
Fe XXV
7-1
1.8504
1.8482 -0.0144 0.0106 0.0768276
2.12E-11
Fe XXV 10008-3
1.6070
1.7300 -0.0044 0.0031 0.0692251
2.50E-11
Tablo III.12. Sakin evrelere ait tayflarda tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri.
İyon
Geçiş Öngörülen λ Ölçülen λ
(Å)
(Å)
Fe XVIII 2 – 1
1.93
1.9822
Si XIII 10089-6
6.6638
6.6622
Si XIII 10000-3
6.9066
6.9289
Hata
Hata FWHM Hata Hata
Eşdeğer
(Å)
Genişlik (Å)
0.0000 0.0036
0.0185732
-0.0054 0.0066 0.0351 -0.0351 0.0839 -0.034266
-0.0312 0.0274 0.1681 -0.0398 0.0902 -0.0671052
Akı
(ergcm-2s-1)
8.85736-13
-5.66E-14
-8.96E-14
40
Şekiller III.17., III.18., III.19. ve III.20’de ise HEG ve MEG’den ayrı ayrı alınmış
patlama evresi ve sakin evreleri içeren tayflar verilmiştir.
Şekil III.17. Tüm patlamaların birleştirilerek oluşturulduğu HEG tayfı, süreklilik
modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri. Gelen foton sayısının
azlığı hata barlarının büyümesine sebep olmuştur.
Şekil III.18. EXO 0748-676’nın sakin evredeki HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å
civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgisi.
41
Şekil III.19. Patlama evresine ait MEG tayfı.
Şekil III.20. Sessiz evreye ait MEG tayfı. Tanısı yapılmış iki soğurma çizgisi burada
da görülebilir. Soğurma çizgileri 6.5 – 7.5 Å arasındadır.
42
III.4. 4U 1728-34
Bu yıldız Chandra ile bir kez gözlenmiştir ve bu gözlem tezdeki en son
(19 Mart 2003) halka açılmış gözlem olma özelliğinin de sahibidir.
Ne yazık ki gözlem boyunca bu yıldız sadece iki x-ışın patlaması göstermiş ve bu
ayrıntılı bir tayfsal analiz için yeterli olmamıştır. Yine de kaynağın sakin evrelerinden
elde edilen tayfı ve birleştirilen iki patlamasının sürekli tayfı modellenmiş ve
parametreleri belirlenmiştir.
Yıldızın yumuşak ve sert enerji aralıklarındaki patlamalara ait x-ışın ışık eğrileri
Şekil III.19’da verilmiştir.
Şekil III.21. 4U 1728-34 yıldızından gözlem boyunca alınmış iki x-ışın patlamasının
yakından bir görünüşü. Işık eğrilerinin zamansal çözünürlüğü 1.441 saniyedir. Patlama
yumuşak enerji aralığında neredeyse hiç olmamış gibi görünüyor.
Bu patlamaların birleştirilmesi ile elde edilen tayf ve bulunan en iyi karacisim
modeli Şekil III.22. ve Şekil III.23.’deki gibidir.
43
Şekil III.22. 4U 1728-34 yıldızının patlama gösterdiği anları içeren HEG tayfı.
Şekil III.23. 4U 1728-34 yıldızının patlama evresini içeren MEG tayfı verilmiştir. 5.7 Å
civarında emisyon çizgisi.
44
Şekil III.22.’de ve Şekil III.23.’de hata çubuklarının bu kadar büyük olmasının
sebebi böyle yüksek çözünürlüklü bir tayf için yeterince foton elde edilememiş
olmasıdır.
Kaynağa ait sessiz evre tayfı ve onun en uygun modeli ise Şekil III.24. ve Şekil
III.25.’de verilmiştir. Şekil III.24.’deki tayf HEG’ye ve Şekil III.25.’deki tayf ise
MEG’ye aittir.
Şekil III.24. 4U 1728-34 yıldızının gözlem boyunca sakin evrelerinde alınan tayf.
Şekil III.25. 4U 1728-34 yıldızına ait sessiz evrede alınmış MEG tayfı. Süreklilik
modelinin yanı sıra 8 Å ve 9.5 Å civarındaki çizgiler görülebilir.
45
Bu tayflara uygulanan modellerin parametrelerinin kontür haritaları yani hata
dağılımları ve modellere ait değerler ise Tablo III.13. ve Şekil III.26. ve Şekil III.27.’de
verilmiştir.
Tablo III.13. Kaynağın patlama ve sessiz evresine ait en iyi sürekli modellerin
özellikleri.
kT
(keV)
Hata
Hata
nH
(1022/cm2)
Hata
Hata
Akı
(erg/cm2/s)
Patlama
Evresi
5.52609e-09
Karacisim 1.12814 -0.01439 0.00844
Sessiz Evre
2.8001e-10
Karacisim 0.606925 0.006924 0.006198
Foton
İndeksi
Sessiz Evre
3.15817e-09
Güç Kanunu 0.129599 0.003744 0.005324
Patlama
1.42648 -0.08389 0.147803
Evresi
Sessiz Evre
3.38426
0.0 0.009209
Şekil III.26. Patlama evresine ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı ve hidrojen
kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritası.
46
Şekil III.27. Sessiz evreye ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı, güç kanunun
foton indeksi ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritaları.
4U 1728-34 yıldızının tayflarında bazı çizgilerin tanısı yapılabilmiştir. Patlama
anındaki tayfta bir ve sessiz evrede de iki çizgi bulunmuştur. Bu çizgilere ait bilgilerde
Tablo III.14.’de verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen
değerleri verilmemiştir.
Tablo III.14. Patlama anı ve sessiz evreye ait tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri.
İyonun İsmi
Geçiş
Öngörülen λ (Å)
Ölçülen λ (Å)
Hata
Hata
Hız (km/s)
Hata
Hata
Akısı
(x10-12 ergcm-2sn-1)
Eşdeğer Genişlik
(Å)
Sakin Evre
Ni XXIV
134-2
7.5027
7.5153
-0.0049
0.0070
504
-197
279
1.14718
Sakin Evre
Fe XXI
247-3
9.5917
9.5897
-0.0165
0.0140
-63
-515
438
2.49401
Patlama Evresi
Si XIII
23-1
5.4045
5.4134
-0.0097
0.0611
494
-538
3391
11.7254
0.00897154
0.0256987
0.0562589
47
IV. Tartışma ve Sonuçlar
Bu çalışmada dört düşük kütleli x-ışın çiftinin veri analizi yapılmış ve elde edilen
sonuçlar sunulmuştur. Çalışma boyunca Chandra verileri üzerinde tayfsal analizler
yapılmış mümkün oldukça verilerin zamansal özellikleri de tayfsal analiz ile birlikte
kullanılmıştır.
Veri analizinde zamansal özelliklerin rolü kaynaktan kaynağa
değişmektedir. Örneğin Cir X-1 yıldızının verisinin analizi için herhangi bir zamansal
özellik kullanılmamıştır. Bunun sebebi bu yıldızın yörünge periyodunun ~16,5 gün
olmasıdır. Bu gözlem süresince yıldız sıfır evresi içinde kalır [15]. Cir X-1’e ait başka
bir yörünge evresinde alınmış gözlemde olmadığından karşılaştırma imkanı olmamış bu
yüzden Cir X-1 yıldızının verisinde herhangi bir zamansal çalışma yapılamamıştır.
4U 1822-371 için ise yörünge dönemi gözlemin içinde kaldığından veri yörünge
evrelerine bölünmüş ve bu evreler üzerinden tayfsal analiz yapılarak özellikle tanısı
yapılabilen emisyon çizgilerinin yörünge evrelerine göre değişmelerine bakılmıştır.
Tezde çalışılan EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarına ait verilerin zamansal
özellikleri, x-ışın patlamalarının ayrılması ve patlama evreleri ile sakin evrelere ayrı
tayfsal analiz yapılabilmesi ve bu sonuçların karşılaştırılabilmesi için kullanılmıştır.
Tayfsal analiz daha çok Chandra uydusu üzerindeki MEG cihazı ile alınan veriler
üzerinden 5 – 15 Å dalgaboyu aralığında yapılmıştır. Bunun sebebi kaynakların bu
bölge de daha fazla emisyon çizgileri göstermeleridir ve uydu üzerinde bu bölgeye en
duyarlı cihaz MEG’dir. Ancak örneğin P Cygni profili gösteren çizgilerin tamamı HEG
kullanılarak bulunmuştur çünkü özellikle P Cygni profilleri gösteren çizgilerin
tanılarının yapıldığı bölgede HEG daha duyarlıdır.
Aşağıda tek tek yıldızlara ait verilerden elde edilen sonuçlar özetlenecek, literatür
ile karşılaştırmaları yapılarak tartışılacaktır.
IV.1. 4U 1822-371
Bulgular kısmında da anlatıldığı gibi kaynağın 5.5 saatlik yörünge periyodu
kullanılarak tüm gözlemden, merkezlerinde 0, 0.25, 0.50, 0.75 evreleri olacak şekilde 4
tayf oluşturulmuştur. Böylece çizgi bileşenlerinin özelliklerinin sistemin yörünge
dönemine göre değişimine bakılabilmesi sağlanmıştır. Bütün gözlem toplam 2 yörünge
periyodu içermektedir.
Bu kaynak gözlemin yapıldığı x-ışın enerji aralığından bağımsız parçalı tutulmalar
ve alışık olunmadık bir şekilde sert x-ışınları gösterir ve bütün bunlar merkezdeki x-ışın
kaynağının bir yığılma diski koronası ile örtüldüğünün en büyük işaretidir [16]. Işık
eğrilerinin modellemesi sistemin geometrik özelliklerinin ortaya çıkarılmasını
48
sağlamıştır. Buna göre sistemin yörünge eğimi i = 75o – 85o , Rdisk = 5 – 7.3 x 1010 cm
ve sistemin koronasının yarıçapı ise Rkor ≈ 2.5 – 4 x 1010 cm olarak bulunmuştur [16].
Kaynağa ait geçmiş yıllarda alınmış daha düşük çözünürlüklü tayfların
modellemesi zor olmuştur. Veriye uygun en iyi model kompleks bir süreklilik ve geniş
bir Fe K çizgisi ile oluşturulabilmekte ancak yine de yumuşak x-ışınlarında
modellenememiş geniş bölgeler kalmaktadır [16]. Bu da yumuşak x-ışınlarında başka
modellenememiş emisyon ya da absorpsiyon çizgilerinin de var olabileceğini fakat
uyduların ayırma güçlerinin bu çizgileri ayırmaya yetmediğini göstermektedir.
Bu tezde de kullanılan verilerin incelendiği bir çalışmada [16] ise Chandra
uydusunun yukarıda anlatılan problemleri çözme konusunda çok başarılı olduğu
gösterilmiştir.
Tayflarda birden fazla yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin
akılarının yörünge evresine göre değişimi, çizgiyi üreten bölgenin örtülüp örtülmediği
hakkında ipucu verebilir. Bu sebepten dolayı yıldızın verisi incelenirken özellikle böyle
birden çok yörünge evresinde görülebilen çizgilerin tanısı yapılmaya çalışılmıştır
Yıldızın dört farklı evresinde bulunan emisyon çizgileri bulgular kısmında verilmekle
beraber, çizgilerin evreye göre değişimleri Şekil.IV.1. ve Şekil IV.2.’de görülmektedir.
49
5.00
9.00
Si XIV
8.00
Mg XI
4.00
Si XIV
Akı (x10^-14 erg/cm^2/s)
7.00
6.00
5.00
Si XIII
4.00
3.00
Mg XII
Mg XI
2.00
Mg XII
Mg XII
3.00
1.00
2.00
1.00
Si XIII
0.00
0.25
0.50
Yörünge Fazı
0.75
1.00
0.00
0.00
0.25
0.50
Yörünge Fazı
0.75
1.00
Şekil IV.1. Şekillerde 6 – 8 Å (solda) ve 8 – 10 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon
çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim.
50
6.00
1.60
Fe XVIII
Fe XVIII
Ne X
5.00
Ne IX
4.00
3.00
Ne X
2.00
Ne IX
1.20
Fe XVIII
Fe XVIII
0.80
1.00
0.00
0.00
0.25
0.50
Yörünge Fazı
0.75
1.00
0.40
0.00
0.25
0.50
Yörünge Fazı
0.75
1.00
Şekil IV.2. 12 – 15 Ǻ (solda) ve 1.5 – 2 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon
çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim.
51
Şekil IV.2.'den görülebileceği gibi, sadece Fe XVIII iyonu tüm yörünge
evrelerinde gözlenmesi bu çizginin yığılma diskinin veya x-ışın koronasının örtülmeyen
bölgelerinde oluşabileceğini akla getirir. 17 kere iyonlaşmanın olması da çizgi oluşum
bölgelerinin son derece sıcak olduğunun işaretini verir. Ancak 0.5 ve 0.75 evrelerinde
çizgi akısının azalması, çizginin oluştuğu bölgelerin bir kısmının örtüldüğünü gösterir.
Bu durum bulgular kısmında verilen ışık eğrisi (bkz. Şekil III.1.) aracılığı ile incelenirse
söz konusu evrelerde yıldızın x-ışınlarında bir çukur gösterdiği görülebilir.
Muhtemelen Fe XVIII çizgisinin akısındaki düşüşün sebebi bu çukuru da oluşturan
yığılma diski kenarındaki şişkin bir bölgedir. Benzer akı düşüşleri diğer çizgiler içinde
aynı yörünge evrelerinde görülebilir. Şekil IV.1. ve IV.2. incelendiğinde emisyon
çizgilerinin akılarının neredeyse yarı yarıya azaldığı görülebilir.
IV.2. Circinus X-1
Cir X-1 sisteminin Eddington limiti civarında ışınım yapan bir nötron yıldızına
sahip olduğu düşünülür [15]. Sistemin yörünge periyodu 16.5 gündür ve yığılma
diskinin kenardan görüldüğü tahmin edilmektedir. Sistemin böyle yüksek ışınım
güçlerinde ışınım yapabiliyor olması bu yıldızdan gözlenebilir madde atımları olabilme
olasılığını arttırmaktadır. Buna destek güçlü asimetrik Hα çizgisinin nötron yıldızı
yakınlarındaki bir bölgeden atılan madde tarafından oluşturulduğu yorumları ile gelir.
Hα çizgisinin geniş bileşeni dar bileşene göre maviye kaymıştır. Madde atımı gibi
özellikler daha çok yüksek kütleli x-ışın çiftlerinde gözlenseler de bu kaynağın aynı
zamanda bir x-ışın patlayıcısı olması sistemin bir düşük kütleli x-ışın çifti olduğuna dair
en önemli kanıttır [15].
Bu yıldızda gözlenen x-ışın P Cygni profilleri bir düşük kütleli x-ışın çiftinde
x-ışın bölgesinde gözlenen ilk P Cygni çizgi profilleri olma özelliğini taşır [4]. P Cygni
profilleri Cir X-1 sisteminden yüksek hızlı madde atımı olduğunun işaretidir. Profiller
içinde en belirgin olarak belirlenebilenler HETGS cihazının çözünürlüğünün sınırlarına
kadar son derece düzgün bir yapı gösterirler. Bu da madde atımı içinde güçlü yoğunluk
değişimlerinin ya da homojenliği bozacak olayların olmadığının işaretidir. Eğer böyle
olsa idi çizgi profilleri bu kadar düzgün olmaz emisyon ve absorpsiyon bileşenleri daha
karmaşık bir yapıya sahip olurdu.
Cir X-1 sisteminin açıklığı tam olarak
bilinememektedir ancak yaklaşık 5x107 km olduğu tahmin edilmektedir [4]. Bu
durumda madde atımının tüm sistemi geçebilmesinin yaklaşık 0.5 gün sürdüğü
söylenebilir. Bu kaynağın x-ışın değişkenliklerine dayanarak Brandt ve arkadaşları
1996 yılında bu sistemin yığılma diskinin parlamalı olduğunu ve diskin yaklaşık
kenardan görüldüğünü göstermişlerdir [4]. Böyle bir sistemin iç bölgelerinde üretilen
x-ışınları diskin yüzeyini ısıtabilir bu da bir korona ve bir rüzgar yaratır. Dolayısı ile
gözlenen P Cygni profilleri bu rüzgarlarda oluşmuş olabilirler [4].
52
P Cygni profillerinin yoldaş yıldızdan kaynaklanan bir rüzgar olma olasılığı
tamamen red edilmese de kabul edilmesi kolay değildir [4]. Her şeyden önce ölçülen
yüksek rüzgar hızları sistemde yüksek kütleli bir yoldaş yıldız olmasını gerektirir. Bu
da yoldaş yıldızın örneğin O tayf türünden olacağı anlamına gelir. Ancak O tayf
türünden bir yıldızın yıldız rüzgarları, Cir X-1’in yüksek x-ışın ışınım gücü yüzünden
tamamen iyonize edilebilir ve bu rüzgarlar gözlenemez hale gelebilir [4].
Bu kaynağa ait bu tezde de verileri kullanılan gözlem ve tezde verileri
kullanılmayan fakat yine Chandra uydusu ile alınmış bir başka gözlem verileri çeşitli
makalelerde yayınlanmıştır [4],[15]. Bu da bu çalışmada yapılan analizin doğruluğunun
kontrol edilebilmesini sağlamıştır. Bu doğrulama yapıldığında ise büyük çoğunluğu
istatistik hatalar içinde kalan bazı farklılıklarda görülmüştür. Tablo IV.1 ve Tablo
IV.2’de veri analizi sonucu bu çalışmada bulunan ve Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın
2002’de [15] elde ettikleri sonuçlar verilmiştir. Görüldüğü gibi dalgaboyu ölçümleri
genelde birbirleri ile çok yakındır. Ancak özellikle Doppler hızları konusunda farklar
büyümektedir. Bunun sebebi çok kısa dalgaboylarında aslında zaten istatistik hatanın
içinde kalan dalgaboyu ölçüm farklarının bile Doppler formülünde yerine konunca
hızlarda büyük farklar yaratmasıdır. Ayrıca bu çalışma ile literatürdeki çalışma
sırasında kullanılan programlarda farklıdır ve bu büyük bir ihtimalle istatistik yönden
zaten bu tip değişikliklere çok hassas olan veriden elde edilen sonuçların tam olarak
aynı olmamasına ve çeşitli farklılıkların oluşmasına yol açmıştır.
Ayrıca Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’de yayınlandıkları çalışma ile bir
diğer farklılıkta çizgilerin tanısında yaşanmıştır. Literatürde tanısı Mg XII olarak
yapılan 8.4 Å’daki P Cygni çizgisinin tanısı bu çalışma sırasında Fe XXII olarak
yapılmıştır. Bunun sebebi ise kullanılan tayfsal çizgi veri tabanlarının farklılığı olabilir.
Schulz N. S. ve Brandt W. N. çalışmasında SPEX isimli bir veri tabanını [14]
kullanmışlardır ancak bu çalışmada daha yeni daha kapsamlı ve özellikle Chandra gibi
yüksek çözünürlüklü x-ışın tayfsal verileri için hazırlanmış ATOMDB isimli veri tabanı
kullanılmıştır. Ancak yine de SPEX’in çizgi listesinde de elle yapılan kontrollerde
ölçülen dalgaboyuna Fe XXII iyonunun ilgili geçişinin daha yakın olduğu görülmüştür.
53
Tablo IV.1. Tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri.
Çizgi
Bileşeni
İyonun
İsmi
Fe VIII
Ca XIX
Geçiş
Öngörülen Ölçülen Hata Hata Hız Hata Hata FWHM Hata
λ (Å)
(km/s)
(Å)
λ (Å)
2–1
1.930 *
1.941 -0.0002 0.0002 1710 -31 +31
3.04
2.9885 -0.0055 0.0018
Absorpsiyon
4.7111 -0.0026 0.0035
Emisyon
4.7485 -0.002 0.0014
Merkez
S XVI
4–1
4.7274
4.7298 -0.0023 0.0024 -1034 165 -222
Absorpsiyon
5.0341 -0.051 0.0066
Emisyon
5.0592 -0.0024 0.0022
Merkez
S XV 10089 – 6 5.0495
5.0466 -0.0267 0.0044 -915 3030 -392
Emisyon
6.1935 -0.0032 0.0014
0.02851 -0.0024
Absorpsiyon
6.1516 -0.0016 0.0037
0.01878 -0.0029
Merkez
Si XIV 10037 – 15 6.172
6.1726 -0.0024 0.0026 -992 78 -180
Emisyon
8.4311 -0.0044 0.0034
0.03288 -0.0051
Absorpsiyon
8.385 -0.0091 0.0091
0.02045 -0.0084
Merkez Fe XXII 177 – 8
8.4053
8.408 -0.0067 0.0063 -725 325 -325
*Bu değer SPEX çizgi listesinden alınmıştır [14].
Tablo IV.2. Cir X-1’e ait Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’den alınan değerler [15].
İyonun İsmi Geçiş Öngörülen Ölçülen Hata
Hız
Hata
Akı
-4
(km/s)
(10 fotoncm-2s-1)
λ (Å)
λ (Å)
S XVI
4.73
4.7304 0.0026
760
130
6.15
S XV
5.04
5.0381 0.0027
600
120
1.41
S XIV
6.18
6.1783 0.0032
440
100
3.14
Mg XII
8.42
8.4094 0.0043
710
70
0.40
Hata
0.0083
0.0077
0.0092
0.0168
Akı
Eşdeğer genişlik
(erg/cm-2s-1)
(mÅ)
1.21E-06
3.18
-2.65E-12
-1.64
-2.31E-12
-9.28
1.03E-12
4.36
13.64
-2.53E-13
-1.56
7.85E-13
5.01
6.57
9.12E-13
25.77
-3.59E-08
-9.6
35.36
2.01E-13
88.23
-2.75E-14
-11.42
99.65
Eşdeğer Genişlik
(m Å)
25.07
7.42
49.63
35.59
54
IV.3. EXO 0748-676
EXO 0748-676 yıldızı bu çalışmaya verisinde en fazla patlama olan x-ışın
patlayıcısı olmasından dolayı girmiştir. X-ışın patlamalarının yanı sıra çukurları da
gösteren ender kaynaklardan biridir. Sistem EXOSAT uydusu ile bir patlama sırasında
keşfedilmiş ve gözlemler keskin tutulmalar, çukurlar ve baş yıldızın bir nötron yıldızı
olduğuna dair en önemli kanıt olan x-ışın patlamalarını ortaya koymuştur. Sistemin
yörünge periyodu 3.82 saattir [17]. Tutulmaların süresi de hesaba katılınca sistemin
yörünge eğimi ~75o ve yoldaş yıldızın kütlesi ~0.5 M☼ olarak bulunmuştur [17]
Bu çalışmada ele alınan gözlem sırasında da kaynak pek çok patlama göstermiştir.
Bu patlamalardan ilk ikisine ait ışık eğrisi Şekil IV.3.’de görülmektedir.
Şekil IV.3. Yukarıda EXO 0748-676 yıldızının gözleminde görülen çift x-ışın
patlaması verilmiştir. Bu ışık eğrisinin zamansal çözünürlüğü 1.841 saniyedir.
İncelenen gözlem verilerinde sistem beş patlama göstermesine rağmen,
Şekil V.3.’de görülen iki patlama çift x-ışın patlaması olması nedeniyle ön plana çıkar.
İki patlama arasındaki fark yaklaşık 600 saniyedir ve bu da nötron yıldızının bir
kutbunda yanmaya başlayan maddenin ~10 dakika sonra diğer kutba ulaştığını gösterir.
Yakın zamanda yapılan bir çalışma [3] ile bu yıldız teorik astrofizikçilerin nötron
yıldızları ile ilgili gözlemsel beklentilerine çok önemli bir cevap oldu. Yıldızın
55
XMM-Newton uydusu gözlemleri kullanılarak ilk defa bir nötron yıldızının kütlesi ve
yarıçapı belirlenmiştir. Buna göre nötron yıldızının yarıçapı, seçilen kütle yarıçap
ilişkisine göre 9-12 km arasında verilmektedir [3]. Eğer bu yarıçap değeri ve iki
patlama arasında geçen süre kullanılırsa birinci kutuptan ikinci kutba giden yanan
maddenin hızının 169 – 226 km/saat olduğu bulunabilir.
EXO 0748-676’nın patlama evrelerinin tayfsal analizinin yapılabilmesi için daha
önce de söylendiği gibi yıldızın gözlem boyunca gösterdiği patlamalar birleştirilmiştir.
Bu aynı zamanda yıldızın gözlem boyunca gösterdiği patlamaların tayfsal özelliklerinin
de aynı olduğunun varsayılması anlamına gelir. Bu literatürde de uygulanan bir
yöntemdir [3].
4U 1728-34 yıldızında patlama evresine ait hidrojen kolon yoğunluğunun sakin
evreye göre azaldığı görülmüştür (bkz. bölüm III.4.). Benzer bir inceleme patlamalar
birleştirildikten sonra bu yıldız içinde yapıldı. Ancak söz konusu büyüklüğü ölçmek
için kullanılan model fiziksel olarak anlamlı bir sonuç vermemiştir. Böyle bir durum
yine bu kaynak için daha önce de başka bir çalışmada ortaya çıkmıştır [18].
Kaynağın patlama ve sakin evre tayflarına bakıldığında karacisim sıcaklığının
patlama sırasında sakin evreye göre 0,15 keV daha fazla olduğu görülmüştür.
Ayrıca tezde çalışılan diğer x-ışın patlayıcısının aksine hem patlama sırasında hem
de sessiz evrede bazı çizgilerin tanısı yapılabilmiştir.
Ancak tayflardan da
görülebileceği gibi foton sayısının azlığından tayflarda hata miktarı fazladır ve bu
yüzden sadece belirgin çizgilerin tanısı yapılmıştır. Buna rağmen patlama sırasında elde
edilen tayfta Fe XXV iyonuna ait iki çizgi gözlenmiştir. Bunlara ek olarak sakin evrede
daha önce literatürde bulunmayan fakat herhangi bir hatadan ya da aletsel bir
duyarlılıktan kaynaklandığı sanılmayan 7 Å civarında iki soğurma çizgisinin tanısı
yapılmıştır. Bu çizgilerin Si XIII iyonuna ait olduğu tespit edilmiştir.
Her ne kadar kaynağın x-ışın patlamalarının tayfsal özellikleri değişmiyorsa da
patlamaların zamansal özelliklerinin incelenmesi kaynağa ait başka özellikler hakkında
fikir verebilir. İlk iki patlamanın birbiriyle ilişkili olduğu yukarıda açıklanmıştı.
Patlamaların ışık eğrilerine bakıldığında gözlemin en sonunda görülen 5. patlamanın
genliğinin diğerlerinden çok daha düşük olduğu görülebilir. Bu patlamadaki şiddetin
azlığı yıldızın çukur gösterdiği bir evrede olmasından dolayıdır. Daha öncede
belirtildiği gibi (bkz. bölüm I.1.2.1.4) x-ışın çukurları, merkezden sürekli ışınım yapan
kaynağın, yığılma diskinin kenarındaki şişkin bir bölge tarafından örtülmesi sonucu
oluşur. Kaynağın bütün patlamalarından gelen foton sayılarının ortalamaları
56
Tablo IV.3.’de verilmiştir. Eğer 5. patlamanın da diğer patlamalar kadar güçlü olduğu
varsayılırsa yığılma diskinin kenarındaki şişkin bölgenin merkezden gelen fotonların
1/3’ünü soğurduğu söylenebilir. Tablo IV.3.’de 4. patlamanın ortalamasının diğer
patlamalardan daha yüksek olduğu da görülebilir. Ancak patlama profillerine
bakıldığında fazlalığın bu patlamanın diğerlerinden daha kısa sürmesinden
kaynaklandığı görülür.
Şekil IV.4.’te patlamaların ışık eğrileri çizdirilerek
karşılaştırılması yapılmıştır. Karşılaştırmada 2. ve 5. patlamalar alınmamıştır. Çünkü
yukarıda da açıklandığı gibi 2. patlama aslında birincinin devamıdır ve bu yüzden
diğerlerinden çok daha kısa sürmüştür. 5. patlama ise kaynağın x-ışın çukurları
gösterdiği bir evreye denk gelmiştir ve bu yüzden hem daha kısa sürmüş gibi görünmüş
hem de daha zayıf görünmüştür.
Tablo IV.3. Gözlemin başından itibaren patlamalardan saniyede gelen fotonların
ortalaması.
1. Patlama
16.03
Ortalama
Foton / Saniye
2. Patlama
14.46
3. Patlama
14.77
4. Patlama
21.45
5. Patlama
9.89
100.00
Sayım / Saniye
80.00
60.00
40.00
20.00
0.00
0.00
100.00
Zaman (s)
200.00
300.00
Şekil IV.4. Siyah renkle birinci patlama, mavi renkle 3. patlama ve kırmızı renkle ise 4.
patlama.
IV.4. 4U 1728-34
Bu sistem de pek çok x-ışın çifti gibi SAS-3 uydusu ile keşfedilmiştir [19].
Sistem x-ışın patlamaları gösteren tipik bir atoll kaynaktır. Bu sistem ayrıca yüksek
frekanslı yarı periyodik titreşimlerinde sık sık gözlendiği bir kaynaktır [19].
57
Kaynak 30480 saniyelik gözlem boyunca iki x-ışın patlaması göstermiştir. Bu
patlamalar aynen EXO 0748-676’da olduğu gibi gözlemin diğer zamanlarından ayrılmış
ve tek bir tayf oluşturacak şekilde birleştirilmiştir. Yapılan bu işlem sonrası sakin
evrede ve patlama evresinde oluşturulan tayflar incelenmiştir.
Tayflarda ilk dikkati çeken patlama evresinin neredeyse hiçbir model için
yeterince uygun χ2 değerleri vermemesidir. Ancak bu durum Chandra uydusu gibi
yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz yapmayı hedeflemiş bir uydu için genelde
kaçınılmazdır. Bu kadar ayrıntılı bir tayftan bir sürekli spektrum modeli geçirmek
genelde istatistik olarak bazı kriterlerin sağlanamamasını beraberinde getirir. Bu
yüzden literatürde görülen genel izlenim bu tayflardan bir sürekli spektrum modeli
geçirmek yerine yerel polinom modelleri geçirmektir [4], [15]. Çünkü asıl amaç çizgi
modellemesi ve çizgi tanısıdır. Yine de patlama sırasında elde edilen tayflar ile sakin
evrede elde edilen tayflar arasında bariz bir fark vardır. O da sakin evredeki tayfın
karacisim modeline ek olarak bir de güç kanunu bileşeni istemesidir. Bu bileşen
patlama sırasında ki tayfa da eklenince elde edilen modelin tayfı hiç yansıtmadığı
görülmüştür. Bu yüzden patlama evresine ait veriden, veriyi en iyi yansıttığı düşünülen
karacisim modeli geçirilmiştir. Buna ek olarak karacismin sıcaklığının patlama
sırasında sakin evreye göre yaklaşık 2 kat daha fazla olduğu görülebilir. Bunun tam
tersine de patlama sırasında görüş doğrultusundaki hidrojen kolon yoğunluğu sakin
evreye göre yarı yarıya azalmıştır. Bu da patlama sırasında maddenin görüş
doğrultusundan uzaklaştığının işaretidir.
Bu kaynaktan da ayrıca çeşitli çizgilerin tanısı yapılmıştır. Bunlar Ni, Fe ve Si
atomlarının çeşitli iyonlarına ait 3 çizgidir. Bu çizgilerden biri, Si, patlama anındaki
tayfta gözlenmiştir ancak ne yazık ki kullanılan cihaz MEG’nin tam duyarlılık eğrisinin
minimuma indiği bir noktada bulunmaktadır. Bu yüzden hata miktarları yeterince ufak
değildir.
Çalışmanın en büyük amaçlardan biri bu son derece yüksek çözünürlüklü tayfların
veri analizini yapabilir hale gelmekti. Yaklaşık bir yıllık bir uğraştan sonra, önce
Chandra uydusu üzerindeki tek tek dedektörler ve onların çalışma prensipleri üzerinde
duruldu. Bu konu bittikten sonra Chandra uydusunun mümkün en yeni verileri
kullanılarak bu uydunun elde ettiği verilerin analiz yöntemleri, bu veriler aracılığıyla
öğrenilmeye çalışıldı. Sonuçlar ve bulgular kısımlarında da görüldüğü gibi uydudan
elde edilen verilerin analiz edilebilmesi mümkün hale gelmiştir. Dahası bu veri analizi
sonucu elde edilen bulgular her biri birer makale olmuş literatürde yayınlanan sonuçlar
ile karşılaştırılmış ve hatalar içinde kalan farklılıklar dışında sonuçların literatür ile
uyumlu olduğu görülmüştür.
58
Bu çalışma sırasında düşük kütleli x-ışın çiftlerinin verileri kullanıldıysa da
kullanılan yöntemler kataklismik değişenlerden aktif galaksi çekirdeklerine kadar
değişkenlik gösteren her türlü x-ışın kaynağı için kullanılabilir.
59
V. Ekler
V.1. Chandra
Chandra X-ışın uydusu, hem yüksek çözünürlüklü (≤ ½ yay saniyesi) görüntüleri
hem de yüksek enerji çözünürlüklü tayfları aynı anda alabilen bir gözlemevidir [12].
Uydu NASA’nın Columbia uzay mekiği ile 23 Temmuz 1999 tarihinde uzaya
fırlatılmıştır. Chandra NASA’nın dört büyük gözlemevi projesinin x-ışın bileşenidir.
Bu projenin diğer bileşenleri Hubble Uzay Teleskopu, Compton Gama-ışın Gözlemevi
ve henüz fırlatılmamış olan Uzay Kızılötesi Teleskopudur.
Chandra, uzaysal ve tayfsal çözünürlüklerine dayanarak, kendinden önce gelen
x-ışın görevlerinden birkaç kat daha gelişmiş olmak üzere dizayn edilmiştir. Yüksek
Çözünürlüklü Ayna Düzeneği nokta saçılma fonksiyonunun yarı güç yarıçapı
(half-power diameter) <0.5 yay saniyesi olan görüntüler yaratır [12]. Her iki kırınım ağı
sistemi – Düşük Enerji Geçiren Kırınım ağı (Low Energy Transmission LETG) ve
Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı (High Energy Transmission Grating HETG)
ikisinin beraber kapsadıkları ≤ 0.1 – 10 keV’lik enerji aralığında E/∆E ~1000’in
üzerinde ayırma gücü sunarlar [12].
Gözlemevinin Genel Özellikleri
Şekil V.1. Bazı alt sistemleri işaretlenmiş şekilde Chandra uydusu [12].
60
Şekil V.1’de Chandra uydusunun dış görünüşü verilmiştir. Chandra bir uydu
birimi ve teleskop/bilimsel cihazlar yükleme biriminden oluşur. Uydu kısmı gücü,
iletişim ve komut yönetimini, yönelme kontrolünü ve bakış belirlemesini sağlar.
HRMA
HRMA (High Resolution Mirror Array, Yüksek Çözünürlüklü Ayna Düzeneği), 4
iç içe geçmiş paraboloit – hiperboloit (Wolter-1) 1.2 metre ile en büyük ayna çapına
sahip (Einstein Gözlemevinin iki katı) x-ışın sıyrılıp-geliş ayna çiftlerinden oluşur.
Odak uzunluğu 10 metredir. Ayna camı Schott Glasswerke’den elde edilmiştir;
parlatması ve sırlanması Hughes Danbury Optik Sistemlerinde yapılmıştır; kaplaması
Optik Kaplama Laboratuarında, ve ayna hizalanması ve bağlanması Eastman-Kodak
Co. tarafından yapılmıştır. Aynalar yaklaşık 1000 kg. ağırlığındadır [12].
Şekil V.2. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneğinin görünüşü [12].
Bilimsel Cihazlar Modülü (SIM)
Bilimsel cihazlar modülü, odak düzlemli bilimsel cihazlar için gerekli mekanik ve
ısısal ara yüzlerden oluşur. SIM iki odak cihazına ev sahipliği yapar, ACIS (Advanced
CCD Imaging Spectrometer, Gelişmiş CCD Görüntüleyici ve Tayf Ölçeri) ve HRC
(High Resolution Camera, Yüksek Çözünürlüklü Kamera). Bu cihazların her biri de iki
ana bileşenden oluşur HRC-I ve HRC-S ve ACIS-I ve ACIS-S. Odak düzlemi cihazları
Şekil VI.3.’de görülebilir. SIM X ve Z ekseni yönünde hareket edebilir. Y ekseni ise
kırınım ağlarının dispersiyon yönüne paraleldir [12].
61
Şekil V.3. ACIS ve HRC'nin odak düzlemi içindeki yerleşimi.
yönünden teleskop ekseni boyuncadır [12].
Görüş aynaların
ACIS Gelişmiş CCD Görüntüleyici ve Spektrometre
Gelişmiş CCD görüntüleyici spektrometresi aynı anda hem yüksek çözünürlüklü
görüntü hem de orta seviye çözünürlüklü tayf elde edilmesini sağlar. Cihaz aynı
zamanda Yüksek enerji geçiren kırınım ağı (HETG) ile birlikte de kullanılabilir ve
böylece çok yüksek çözünürlüklü tayflar elde edilebilir.
ACIS, 1024x1024 pikselli CCD’lerden oluşan 10 tabakadan oluşur, bunlardan 4’ü
2x2 şeklinde dizilmiş ve görüntüleme için kullanılır ve altısı 1x6 şeklinde dizilmiş ve
hem görüntüleme hem de kırınım ağı okumaları için kullanılır [12]. İki CCD arkadan
aydınlatmalıdır ve sekizi önden aydınlatmalıdır. Arkadan aydınlatmalı cihazların
tepkisi önden aydınlatmalıların ulaşabileceğinden daha düşük enerjilere kadar uzanır.
Arkadan aydınlatmalı cihazların çip ortalama enerji çözünürlüğü, şu anda, önden
aydınlatmalılardan daha iyidir. 6 CCD’ye kadar her türlü kombinasyon eş zamanlı
olarak kullanılabilir. Altı çipi aynı anda çalıştırmak çeşitli bilimsel amaçlar için iyi olsa
da toplam gürültü oranının artmasına ve bu yüzden telemetrenin sature olmasına yol
açabilir.
ACIS, Penn State, MIT Uzay Araştırmaları ve Jet İtki Laboratuarı tarafından
geliştirilmiştir ve Lockheed Martin ve MIT tarafından üretilmiştir. CCD’ler MIT’nin
Lincoln Laboratuarında geliştirilmiştir.
62
Şekil V.4. ACIS'in genel bir görünümü [12].
Tablo V.1. ACIS'in genel özellikleri [12].
Odak Düzlemi Dizgeleri
Görüntüleme Dizgesi
Tayf Dizgesi
CCD
Piksel Büyüklüğü
Dizgenin Büyüklüğü
Normal okuma zamanı
Mümkün Görüntü Süreleri
Görüntü Transfer Süresi
Odak yüzeyi üzerine oturmuş 4 CCD
Çizgisel bir sırada kırınım ağı Rowland
çemberi üzerine oturmuş 6 CCD
1024x1024 piksel
24 mikron (0.4920 yay saniyesi)
16.9’a 16.9 yay dakikası ACIS-I için
8.3’e 50.6 yay dakikası ACIS-S için
3.2 saniye
0.2 – 10 saniye
41 µsn (satır başına)
Yüksek Çözünürlüklü Kamera (High Resolution Camera, HRC)
Yüksek çözünürlüklü kamera bir mikro kanallı plaka (MCP) cihazıdır ve iki
detektörden oluşur. Bunlardan biri görüntüleme amaçlı (HRC-I) ve diğeri düşük enerji
taşıyıcı kırınım ağına okuma görevi yapmak üzere HRC-S’dir. HRC-I Chandra’daki en
geniş görüş alanına sahip (30` x 30`) cihazdır ve ACIS’den daha düşük enerjili fotonlara
da duyarlıdır ancak onunla karşılaştırılamayacak kadar kötü bir tayfsal çözünürlüğü
vardır [12]. Yüksek çözünürlüklü kameraların zaman çözünürlükleri ise (16µsec) yine
detektördeki en yüksek çözünürlüktür. HRC, Einstein Gözlemevindekinin ve ROSAT
yüksek çözünürlüklü görüntüleyicinin bir devamı niteliğindedir [12].
63
Tablo V.2. Yüksek Çözünürlüklü Kameranın özellikleri [12]
Odak Düzlemi Dizgeleri
HRC-I
HRC-S
Görüş Alanı
Enerji Aralığı
Tayfsal Çözünürlük
Limit Duyarlılık
CsI – giydirilmiş MCPçifti
CsI – giydirilmiş MCPçifti
HRC-I
HRC-S
∆E/E
Nokta Kaynak
90x90 mm giydirilmiş
3-100x20 mm
30x30 yay dakikası
6x99 yay dakikası
0.08 – 10 keV
1keV’de ~1
9x10-16 ergcm-2s-1
Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı (High Energy Transmission Grating,
HETG)
HETG yüksek enerji geçiren kırınım ağıdır. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneği,
HRMA ile birlikte tüm sistem HETGS olarak adlandırılır. HETGS 0.4 keV ve 10 keV
arasında yüksek çözünürlüklü tayf sağlar (E/∆E ~1000) HETGS’nin çalışması orantılı
sayaçlardan ya da CCD tayf ölçerlerinden farklı ise de bir HETGS gözleminin standart
analizi benzer sonuçları verir : PHA (Pulse Height Analysis, Atım Yükseklik Analizi),
ARF (Anciallary Response File) ve RMF (Response Matrix File, Tepki Matrisi
Dosyası) dosyaları, bu dosyalar daha sonra standart modelleme yazılımları ile analiz
edilebilir (ör: Sherpa, XSPEC, ISIS vb.) [12].
HETG farklı periyotlardan iki kırınım ağı içerir. İlk set orta enerji kırınım ağı,
(MEG), HRMA’nın dış kabuklarındaki ışını keser ve orta enerjiler için optimize
edilmiştir. İkinci set yüksek enerji kırınım ağı (HEG) daha içteki iki kabuktan ışınları
keser ve yüksek enerjiler için optimize edilmiştir [12]. Her iki kırınım ağıda tek bir
destek yapısına bağlı olduğundan beraber kullanılırlar. İki kırınım ağı izdüşümleri
farklı açılarda olacak şekilde bağlanmıştır böylece HEG (High Energy Grating, Yüksek
Enerji Kırınım Ağı) ve MEG’den (Medium Energy Grating, Orta Enerji Kırınım Ağı)
gelen saçılmış görüntü saçılmamış (0. mertebe) görüntünün etrafında bir X oluşturur.
X’in bir ayağı HEG ve diğeri MEG’dir [12]. HETG ACIS-S ile kullanılmak üzere
dizayn edilmiştir ancak diğer cihazlarca da kullanılabilir.
64
Tablo V.3. Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Spektrometresinin özellikleri [12].
HETGS aralığı
HEG aralığı
MEG aralığı
Ayırma Gücü (E/∆E, λ/∆λ)
HEG
1070 – 65 (1000 @ 1 keV, 12.4 Å)
MEG
970 – 80 (660 @ 0.826 keV, 15 Å)
Mutlak Dalgaboyu kesinliği
HEG
MEG
ACIS-S üzerinde HEG açısı
ACIS-S üzerinde MEG açısı
Dalgaboyu ölçeği
HEG
MEG
HETG Rowland Çapı
Kırınım Yüzü Ortalama Parametreleri
HEG ve MEG bar maddesi
HEG / MEG periyodu
HEG / MEG bar kalınlığı
HEG / MEG bar genişliği
0.4 – 10.0 keV, 31 – 1.2 Å
0.8 – 10.0 keV, 15 – 1.2 Å
0.4 – 5.0 keV, 31 – 2.5 Å
±0.006 Å
±0.011 Å
-5.235° ± 0.01°
4.725 ± 0.01°
0.0055595 Å/ACIS pikseli
0.0111185 Å/ACIS pikseli
8633.69 mm
Altın
2000.81 Å / 4001.41 Å
5100 Å / 3600 Å
1200 Å / 2080 Å
Şekil V.5. Şekilde HETGS cihazının tipik bir çalışması gösterilmiştir [12].
HETGS ile Gözlem Örnekleri
Şekil V.6. bir Capella gözlemi gösterilmiştir. Üst panel ACIS-S detektörü
tarafından tespit edilen olayların görüntüsünü verir. Bu şekildeki renkler ACIS’çe
belirlenen x-ışın enerjisini gösterir. Bu detektör koordinatlı görüntüde olaylar normal
titreme hareketinden dolayı geniştir ki bu hareket detektörün düzensizliklerinin
ortalamasının alınarak düzeltilmesini sağlar [12]. ACIS-S çipleri S0’dan S5’e kadar
soldan sağa doğru isimlendirilirler hedef noktası ve parlak sıfırıncı mertebeden görüntü
S3 çipinde bulunur. HRMA’nın optik ekseni S2-S3 çip boşluğunun hemen S3 tarafında
bulunur.
65
HETG ile difraksiyona uğratılmış fotonlar bir X oluşturmuş şekilde görülebilir.
HEG ve MEG arasındaki açıklık açısı 9°.96 ‘dir [12]. Arkadan aydınlatmalı (BI) çipler
S1 ve S3’tür. S1’in yeri 1. dereceden MEG tayfını geliştirmesi için seçilmiştir çünkü
arkadan aydınlatma 1 keV’in altında daha yüksek etkinlik sağlar. Ancak 0. mertebenin
yeri her bir gözlem için farklı seçilebilir [12].
Orta panel, görüş düzeltmesi yapıldıktan ve veri filtreleri kullanıldıktan sonraki
görüntüdür. Burada sadece geçerli 0. mertebe ve 1. mertebe olaylar vardır. Alt paneller
kümesi ise MEG 1. mertebeden tayfın genişletilmiş bir görüntüsünü verir burada
emisyon çizgileri açıkça görülebilir [12]. Dalgaboyları olayların difraksiyon açısı ile
belirlenir ki bu da olayın 0. mertebeden görüntüden ne kadar uzak olduğudur [12].
Kırınım ağı denklemi ve dispersiyon açısı kullanılarak mutlak dalgaboyları bulunabilir.
Şekil V.6. Capella'nın HETGS gözlemi. Üst panelde renklerin ACIS'çe belirlenmiş xışın enerjisini gösterdiği ACIS-S detektörü tarafından algılanan bütün olaylar görülüyor.
Parlak sıfırıncı mertebeden görüntü S3 CCD'si üzerinden görülebilir. Saçılmış fotonlar
X şeklinde görülebilir. Görüntüler uydunun titremesinden dolayı geniştir. Orta panel
verinin görüş düzeltmeleri yapılmış ve sadece 0. ve 1. mertebeden görüntülerin seçildiği
halini gösterir. Son olarak alt panel –1. mertebeden MEG tayfının genişletilmiş halini
içerir [12].
66
Not : Detektördeki dispersiyon uzaklığı dalgaboyuyla doğrusal olarak değişir. Bu
yüzden yüksek çözünürlüklü tayfölçer için dalgaboyu, doğal birimdir. Enerji ile
dalgaboyunu dönüştürmek için aşağıdaki formül kullanılabilir.
Exλ = hc = 12.39852 keVÅ
HETGS Çalışma Prensipleri
Şekilde görüldüğü gibi HETG HRMA’nın tam arkasına yerleştirilmiştir. HETG
tayfsal ayırmayı difraksiyon yolu ile sağlar. HRMA’dan gelen x-ışınları kırınım
ağlarına gelir ve kırınım ağı denklemi ile verilen β açısı ile difraksiyona uğrar.
Sinβ = mλ/p
m = mertebe numarası
λ = fotonun dalgaboyu (Å)
p = kırınım ağlarının uzaysal periyodu
β = dispersiyon açısı
HETGS Rowland Yüzeyi şekilde gösterilmiştir. Rowland Çemberi, kırınım
ağından optik eksen boyunca odak düzlemine olan uzaklığın çevresine eşit olduğu
çemberdir. Rowland halkası dispersiyon yönünde çevirerek, her bir kırınım yüzü,
merkezleri halkanın üzerine oturacak şekilde oturtulmuştur [12]. Şekilde halkanın
ekseni yandan görünüşte sayfaya dik ve üstten görünüşte düzlemde yer alır. İdeal
olarak detektör, görüntü düzleminde Rowland halkasının karşılığını takip etmesi için
yerleştirilmiştir [12]. Sonuç olarak dispersiyon yönünde teleskopun odak özellikleri
büyük bir dispersiyon açısı aralığı (β) için korunmuş olur ve böylece kırınım ağınca
eklenmiş optik aberasyon etkileri minimuma iner [12].
67
Şekil V.7. Yüksek Enerji Taşıyıcı Kırınım ağının şematik bir görünümü. Verilen
boyutlar mutlaktır [12].
Şekil V.8. Rowland Geometrisi şematik olarak gösterilmiştir. Üst görünüşte
dispersiyon yönü üzerinden bakıyoruz. Difraksiyon açısı β’dır. Geometri öyledir ki
yaklaşan ışınlar kırınım ağlarınca belirli bir açı kadar saçılırlar (ki bunlar Rowland
çemberi üzerinde konumlanmıştır) ve yine Rowland Çemberi üzerindeki bir noktada
birleştirilirler. Noktalı çizgiler sıfırıncı mertebeden ışınları ve düz çizgiler birinci
mertebeden ışınları temsil eder. Alt panelde dispersiyon boyunca bakıyoruz ve bu panel
tayfsal odaklanan görüntünün astigmatik doğasını gösteriyor : birleştirilen ışınlar henüz
odağa gelmediklerinden dispersiyon boyunca genişletiliyorlar (100 mikrondan az) [12].
68
HETG’nin Fiziksel Kurulumu
HETG destek yapısı (HESS, HETG Support Structure) dairesel bir alüminyum
plakadır (110 cm çapında ve 6.35 cm kalınlığında). HESS’e bağlı her biri 25 mm2’lik
336 kırınım yüzü bulunur [12]. HESS’e bağlı bu yüzlerin pozisyonu ve yönelimi her
kırınım merkezinin 8633.69 mm çapında bir Rowland halkası üzerine gelmesi için
tasarlanmıştır [12]. Şekilde V.9. HETG’nin detaylı bir çizimi verilmiştir (HESS ve
yüzler).
Kırınım ağı x-ışınlarının geçtiği halka ve civarını kaplar. Daha dışarıdaki 2 halka
(MEG) üzerindeki 192 kırınım yüzünün 4001.41Å’luk bir periyodu vardır [12]. Daha
içteki iki halkada ise (HEG) 144 kırınım yüzü vardır ve bunların periyodu
2000.81Å’dur [12].
HETG yüzleri şekilde gösterildiği gibi polyimide bir alt tabakanın üstüne
oturtulmuş altın çubuklardır. Kırınım Ağı bar dizaynı, yükseklik ve genişlik, sıfırıncı
mertebedeki şiddeti düşürmek ve 1. mertebe şiddetini arttırmak üzere dizayn edilmiştir
[12]. Bar kalınlığını kırınım periyodunun yarısı kadar seçmek çift mertebeleri bastırır
ve maksimum birinci mertebe etkinliği sağlar bu MEG kırınım ağlarında neredeyse
sağlanmıştır [12]. HEG’deyse barlar geniştir ve daha yüksek ikinci mertebe ve daha az
üçüncü mertebe etkinliğine sebep olur. Bar yüksekliği seçimi enerji biriminden
etkinliği ayarlar.
69
Şekil V.9. HETG destek yapısının üstten (üstte) ve yandan (altta) bir görüntüsü.
Kırınım yüzleri x-ışınlarını HRMA'yı geçer geçmez kesmek için yerleştirilmişlerdir;
önden görünüş HRMA’dan bir bakıştır, yani örneğin bir x-ışının görüşüdür. Yandan
görünüşte sol kesit dört destek yüzüğünün Rowland eğiminden dolayı farklı
düzlemlerde olduğunu gösterir. Sağ kesit ise 3 “kulakçıktan” birindeki dikine destek
biriminden dolayıdır [12].
Şekil V.10. MEG ve HEG yüzlerinin bir kesiti. HETG polyimide destek tabakasına
bağlı altın barlardan oluşur. MEG barları dikdörtgene yakındır ve tipik yükseklikleri
3600 Å’dur ve bar – periyot oranı %52’dir. HEG barları ise trapezoidal bir şekildedir
ve tipik yükseklikleri 5100 Å’dur ve etkin bar – periyot oranı yaklaşık %60’dır [12].
70
Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı (LETG)
Düşük enerji taşıyıcı kırınımı ağı (LETG) 80 Å ile 175 Å (0.07 – 0.15 keV)
arasında (E/∆E > 1000) yüksek çözünürlüklü ve daha kısa dalgaboylarında orta
seviyede tayfsal çözünürlük sağlayan bir cihazdır [12]. HRC-S ile birlikte LETG’den
alınabilecek dalgaboyu aralığı 1.2 – 175 Å, ACIS-S ile ise 1.2 – 65 Å’dır. Bu yüzden
bu cihaz ACIS-S ile de kullanılabilse de cihazın HRC-S ile beraber kullanılması önerilir
[12].
Tablo V.4. Tabloda LETG’ye ait özellikler verilmiştir [12].
Dalgaboyu aralığı
Enerji Aralığı
Çözünürlük (∆λ, FWHM)
Ayırma Gücü (E/∆E)
Dispersiyon
Zaman Çözünürlüğü
Rowland Çapı
Grating Materyali
LETG kırınım ağının parametreleri
Periyot
Kalınlık
Genişlik
1.2 – 175 Å (HRC-S)
1.2 – 65 Å (ACIS-S)
70 – 10000 eV (HRC-S)
200 – 10000 eV (ACIS-S)
0.05 Å
≥ 1000 (50 – 160 Å)
≈ 20 x λ (3 – 50 Å)
1.148 Å/mm
16 µsec (HRC-S görüntüleme modunda,
sadece merkez bölge)
~10 msec (HRC-S varsayılan modunda)
2.85 msec - 3.24 sec (ACIS-S)
8637 mm (etkin değer)
8632.31 ± 0.5 mm (uçuş öncesi değer)
Altın
0.99125 ±0.000087µm
0.474 ±0.0305 µm
0.516 ±0.0188 µm
Çalışma Prensipleri
HRMA’nın arkasına yerleştirildiğinde LETG difraksiyon ilişkisi ile verilen şekilde
x-ışınlarını saçar. Difraksiyon ilişkisi ;
mλ = psinθ
m = mertebe
λ = fotonun dalgaboyu
p = kırınım ağı çizgilerinin periyodu
θ = dispersiyon açısı
Kırınım yüzleri alüminyum destek plakasının üzerine oturtulmuştur. Kırınım
yüzleri HETG’deki gibi tek bir saçılmış görüntü oluşturmak üzere dizilmişlerdir [12].
71
Genel olarak LETG’nin çalışma prensipleri HETG ile benzeşmektedir ve tezde
herhangi bir verisi kullanılmamıştır. Bu yüzden bu dedektör daha fazla ayrıntılı
açıklanmayacaktır [12].
72
VI.2. CIAO
Chandra Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi, (Chandra Interactive Analysis of
Observations, CIAO) pek çok alt programdan oluşan (SHERPA, GUIDE gibi) ve amacı
Chandra verilerinin indirgenmesi ve sadece Chandra’ya ait olan verilerin değil çeşitli
türden verilerin analizinin yapılmasını sağlayan bir program paketidir [12]. Bu paketin
şu anda 2.3 sürümü kullanımdadır ve program sürekli güncellenmektedir.
Aşağıda bu program paketinin çeşitli programları kullanılarak bir verinin standart
indirgenmesi adım adım yapılmış ve tayfsal dosyalar yaratıldıktan sonra ortaya çıkan
kaynağa ait spektrum üzerinde bir çizginin tanısı yapılmıştır. Her bir adım normal
başlık numaralandırmasından bağımsız olarak rahat takip edilebilmesi için
numaralandırılmıştır. Ancak bu adımlar sadece programla yeni tanışan bir kullanıcı için
yönlendirici niteliğindedir ve programı gerçekten öğrenip kullanmak isteyen bir kişinin
bütün alt programların kullanım kılavuzlarını incelemesi önerilir.
1. Verinin İndirgenmesi
1.1 Gözleme Özel Kötü Piksel Dosyalarını Kullanma
Pek çok CIAO veri analizi programı kalibrasyon verilerini direkt olarak programın
parametre dosyalarından okur ancak pek çok durumda da bunu ardlib.par parametre
dosyası aracılığıyla yapar. Kalibrasyon dosyalarının büyük çoğunluğu Chandra
Kalibrasyon Veri Tabanı (CALDB) tarafından idare edilse de gözleme özel kötü piksel
listelerinin kullanıcı tarafından hazırlanması gerekir. Bu liste her çip için hem bilinen
kötü pikselleri ve kolonları hem de gözleme has ek etkileri içerir.
Bu işlem her yeni analiz oturumunun başlangıcında yapılmalıdır. 2. seviyeden
olay dosyaları gerekli filtrelemelerden geçerek kullanıcıya ulaşıyorsa da halen bazı
CIAO programları bu listelere bakmaktadır. Bundan sonraki aşamalar programların
gerektiğinde doğru kötü piksel dosyalarına bakmalarını sağlayacaktır.
Her farklı verinin işleneceği oturum için ardilb.par dosyasının silinmesi ya da
"punlearn" komutunun kullanılması gerekmektedir. Aksi halde programlar doğru kötü
piksel dosyasını bulamadıklarını söyleyebilirler.
73
1.1.1. “acis_set_ardlib” Programının Kullanılması
Programın kullanımı basittir. Önemli olan programın birincil dizinde ya da kötü
piksel dosyasının bulunduğu dizinde çalışmasıdır. Bir de programın tanıyabilmesi için
kötü piksel dosyasının sıkıştırılmış halde olmaması gerekir.
unix% punlearn ardlib
unix% pwd
/data/ObsID1843/primary
unix% acis_set_ardlib
Searching for bad pixel file in current directory:
Found bad pixel file /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1.fits
Taking parameter file from directory /home/username/cxcds_param
CCDs found in bad pixel file:
CCD 0
CCD 1
CCD 2
CCD 3
CCD 6
CCD 7
Updated parameter values:
AXAF_ACIS0_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1
AXAF_ACIS4_BADPIX_FILE = CALDB
Enter ACIS-4 Bad Pixel File
AXAF_HRC-I_BADPIX_FILE = NONE
Enter HRC-I Badpix file
AXAF_HRC-S_BADPIX_FILE = NONE
Enter HRC-S Badpix file
New ardlib.par parameter file is in directory /home/username/cxcds_param
unix%
74
1.2 Yeni Bir Evt1 Dosyası Oluşturma
1.2.1 ACIS Gözlemleri için
Bir birinci seviye olay dosyası üzerinde acis_process_events programını
çalıştırmak en son CALDB uygulanmış yeni bir birinci seviye dosyası yaratacaktır.
Bunun anlamı en son kazanç haritasının alınmasıdır. Ek olarak piksel ve PHA
randomizasyonu ve ACIS CTI düzeltmesi yapılacaktır; bütün bunlar aynı zamanda
standart ver işlemenin bir parçasıdır, yani kullanıcının bu işlemi eğer Chandra'dan aldığı
gözlem daha önceki bir CALDB uygulanarak ona gönderildiyse yapması gerekir. Aksi
taktirde zaten bu işlemler uygulanmış gözlem dosyaları kullanıcının aldığı dosyaların
içinde mevcuttur.
Bir gözlemden elde edilebilecek veri tipleri eventdef isimli parametre ile
belirlenir. ACIS için önceden tanımlanmış 4 veri tipi bulunmaktadır.
Tablo V.5. Tabloda mümkün gözlem modları verilmiştir [12].
Okuma modu
Veri modu
TIMED
(V)FAINT
TIMED
GRADED
CONTINUOUS CC(33)_FAINT
CONTINUOUS CC(33)_GRADED
Olay modu
Zamanlanmış poz süresi
(çok) sönük
Zamanlanmış poz süresi
derecelendirilmiş
Sürekli zamanlama (3x3)
sönük
Sürekli zamanlama (3x3)
derecelendirilmiş
eventdef
kısaltması
stdlev1
grdlev1
cclev1
ccgrdlev1
Eğer gözlemin hangi modda yapıldığı konusunda şüpheler varsa aşağıdaki
komutlarla bunlar öğrenilebilir. Ya da bu bilgiler fits dosyalarının header kısmında
yazdığından herhangi bir fits gösterici program aracılığıyla da bu öğrenilebilir.
unix% dmkeypar acis_evt1.fits READMODE ; pget dmkeypar value
TIMED
unix% dmkeypar acis_evt1.fits DATAMODE ; pget dmkeypar value
FaınT
Bu bir zamanlanmış yani poz süreli sönük gözlemdir. Bu yüzden uygun eventdef
parametresi “stdlev1” 'dir. Şimdi programı çalıştırmak için gerekli parametreler
girilebilir.
unix% punlearn acis_process_events
unix% pset acis_process_events infile=acis_evt1.fits
75
unix% pset acis_process_events outfile=acis_new_evt1.fits
unix% pset acis_process_events acaofffile=pcad_asol1.fits
unix% pset acis_process_events eventdef=")stdlev1"
unix% pset acis_process_events apply_cti=yes
Parametreler belirlendikten sonra program çalıştırılır.
unix% acis_process_events
Input event file or stack (acis_evt1.fits):
Output event file name (acis_new_evt1.fits):
unix%
1.3 HETG\ACIS-S Verisinden Kırınım Ağı Tayfının Elde Edilmesi
Bundan sonra 1. seviye dosyaya kısaca acis_evt1.fits denecektir.
1.3.1 Yeni bir 1.5'inci seviye dosyası yaratmak
1.3.1.1 Sıfırıncı mertebe görüntünün pozisyonunun alınması (tgdetect)
Sıfırıncı mertebe görüntünün pozisyonunu bulmak için tgdetect programı
kullanılır. Bu işlem çok önemlidir çünkü bundan sonra tayfsal analizde bulunacak
dalgaboyları hep sıfırıncı mertebe görüntü merkez olarak alınarak hesaplanacaktır.
unix% punlearn tgdetect
unix% pset tgdetect infile=acis_evt1.fits
unix% pset tgdetect outfile=acis_src1a.fits
unix% tgdetect
Input L1 event file (acis_evt1.fits):
Input source position(s) file from previous OBI or NONE (NONE):
Output source position(s) file name (root_src1a.fits) (acis_src1a.fits):
Programın bulduğu kaynaklar, olay dosyası bir görüntüleme programına (örneğin
DS9'a) yüklenerek görülebilir. Yapılması gereken görüntü yüklendikten sonra DS9'da
bir bölge yüklemek ve tgdetect'in çıktı dosyasını yüklemektir (bu şu komut zinciri ile
yapılabilir; Region->Load Regions-> acis_src1a.fits[SRCLIST]). Bu şekilde tgdetect'in
kaynağın pozisyonunu doğru olarak bulup bulamadığı da kontrol edilebilir.
76
1.3.1.2 Bölge Maskesinin Alınması (tg_create_mask)
Bundan sonraki aşama HEG ve MEG “kollarının” bulunmasıdır. Bu işlem
tg_create_mask programı ile yapılabilir. Bu dosya bir bölge dosyası yaratacaktır ve bu
bölge dosyası daha sonra görüntüyü maskelemek için kullanılacaktır.
unix% punlearn tg_create_mask
unix% pset tg_create_mask infile=acis_evt1.fits
unix% pset tg_create_mask outfile=acis_evt1_L1a.fits
unix% pset tg_create_mask input_pos_tab=acis_src1a.fits
unix% tg_create_mask
Output region file or stack (acis_evt1_L1a.fits):
Input table with zero order positions or stack (acis_src1a.fits):
Observed grating type (header_value|HETG|HEG|MEG|LETG)
(HETG|HEG|MEG|LETG|header_value|HEADER_VALUE) (header_value):
unix%
1.3.1.3 Olayların ayrılması (tg_resolve_events)
Bu tg_resolve_events programının parametreleri aşağıdaki gibi girilebilir.
unix% punlearn tg_resolve_events
unix% pset tg_resolve_events infile=acis_evt1.fits
unix% pset tg_resolve_events outfile=acis_evt1a.fits
unix% pset tg_resolve_events regionfile=acis_evt1_L1a.fits
unix% pset tg_resolve_events acaofffile="@pcad_asol1.lis"
unix% pset tg_resolve_events eventdef=")stdlev1_ACIS"
unix% tg_resolve_events
Input region file or stack (acis_evt1_L1a.fits):
Output event file or stack (acis_evt1a.fits):
Input aspect offset file (@pcad_asol1.lis):
# 14004: tg_resolve_events:
The following error occurred 88742 times:
WARNING: Could not find the energy range in the rm table that matches the event.
unix%
Bu uyarı mesajı eğer sayıları genel toplama göre azsa büyük ihtimalle detektörün
duyarlı olduğu enerji aralığının dışında (ör: <0.3 keV ya da >10 keV) kalan enerjilere
sahip zemin fotonlarıdır. Ancak eğer bu sayı genel toplamla karşılaştırılabilir bir
değerde ise o zaman sıfırıncı mertebenin yanlış bulunması gibi bir sorun oluşmuş
olabilir.
77
1.3.2 Yeni Bir 2. Seviye Olay Dosyası Yaratma
1.3.2.1 Derece\Durum Filtrelerinin Uygulanması (dmcopy)
Kötü dereceler (ASCA dereceleri kullanarak) ve bit durumu için filtreleme
unix% punlearn dmcopy
unix% dmcopy "acis_evt1a.fits[EVENTS][grade=0,2,3,4,6,status=0]" \
acis_flt1_evt1a.fits opt=all
unix%
1.3.2.2 GTI Filtreleri Uygulama
İyi zaman aralıkları da (GTI) artık uygulanmak zorundadır. İyi zaman aralıkları
gözlemin sorunsuz olarak yapıldığı zamanları gösterir ve bu zaman aralıkları dışındaki
olaylar işlemde çıkarılır. Bunu yaparken aynı zamanda gereksiz bir kolon da dosyada
çıkarılıyor.
unix% punlearn dmcopy
unix% dmcopy \
"acis_flt1_evt1a.fits[EVENTS][@acisf00459_000N002_flt1.fits] [cols -phas]" \
acis_evt2.fits opt=all
unix%
1.3.2.3 Destreak'in Çalıştırılması
Çiplerin seri okuması sırasında bir akış vardır ve bu okundukları zaman büyük
miktarda yükün piksel satırları arasında tesadüfi bir şekilde dağılmasına yol açmaktadır
[12]. Bu akıştan dolayı 1. seviye olay dosyaları değişken bir şablon şeklinde lineer
çizgiler gösterirler. Destreak programına göre bu çizgiler aynı frame anı içinde birden
fazla M olayı içeren CHIPY satırlarıdır [12]. Varsayılan olarak M=1'dir yani tek bir
noktada tek bir frame zamanı içinde 2 ya da daha fazla olay olması durumunda program
bunu bir çizgi sayacaktır [12]. Bu düzeltme standart işlemler uygulanırken yapılmaz
yani 2. seviye dosyada da bulunmaktadır. Bu olay sadece ACIS-S4 çipinde oluşur bu
yüzden program sadece bu çip üzerinden çalıştırılmalıdır [12].
unix% punlearn destreak
unix% pset destreak infile=acis_evt2.fits
unix% pset destreak outfile=acis_dstrk_evt2.fits
unix% pset destreak ccd_id=8
unix% destreak
Input dataset/block specification (acis_evt2.fits):
Output dataset/block specification (acis_dstrk_evt2.fits):
unix%
78
1.3.3 Kırınım Ağı Tayfı Oluşturma (tgextract)
tgextract programı 2. seviye bir olay dosyasından PHA2 tayf dosyasını üretmede
kullanılır.
unix% punlearn tgextract
unix% pset tgextract infile=acis_dstrk_evt2.fits
unix% pset tgextract outfile=acis_pha2.fits
unix% tgextract
Input event file (output event file from L1.5 processing) (acis_dstrk_evt2.fits):
Ouput file type: typeI (single spectrum) or typeII (multiple spectra)
(pha_typeI|pha_typeII) (pha_typeII):
If typeII, enter full output file name or '.'; if typeI, enter output rootname
(acis_pha2.fits):
Input ancillary response file name (none):
Input redistribution file name (none):
Source ID's to process: 'all', comma list, @file (all):
Grating parts to process: HETG, HEG, MEG, LETG, header_value
(HETG|HEG|MEG|LETG|header_value) (header_value):
Grating diffraction orders to process: 'default', comma list, range list, @file (default):
unix%
Ön İndirgemelere Ek Bilgiler :
ACIS CTI Düzeltmesi
Bir CCD'de okuma sırasında bir pikselden diğerine geçerken oluşan yük kaybı
yük taşınımı verimsizliği (charge transfer inefficiency, CTI) olarak bilinir [12].
Verideki Zaman Bilgisinin Güneş Sisteminin Kütle Merkezine Göre
Düzeltilmesi
axbary programı gözlemdeki zamanlara güneş merkezinin kütle merkezine göre
düzeltme yapmak için kullanılır.
Bu Dünya ve Chandra Güneş etrafında
döndüklerinden fotonların ulaşma zamanlarındaki farkları düzeltmek için önemlidir. Bu
işlem özellikle zamansal analiz yapılacaksa önemlidir.
Düzeltme yörünge efemeriz dosyası, pozisyon ve bir referans frame kullanılarak
yapılır. Eğer bu değerler girilmez ise varsayılan değerler program tarafından dosyanın
header'ından alınır.
Bu programı kullanırken dikkat edilmesi gereken bir nokta gözlemin başlangıç
zamanından küçük en büyük yörünge efemeriz dosyasının bulunmasıdır. Örneğin bir
gözlemin başlangıcı aşağıdaki komutla bulunabilir.
79
unix% dmkeypar acis_evt2.fits TSTART ; pget dmkeypar value
52019386.1186470017
bu durumda “orbitf051580864N002_eph1.fits” dosyası kullanılacaktır
unix% punlearn axbary
unix% pset axbary orbitFile=orbitf051580864N002_eph1.fits
unix% pset axbary infile=acis_evt2.fits
unix% pset axbary outfile=acis_bary_evt2.fits
unix% axbary
input orbit ephemeris file (orbitf051580864N002_eph1.fits):
input event file (acis_evt2.fits):
output file (acis_bary_evt2.fits):
axBary -i orbitf051580864N002_eph1.fits -f acis_evt2.fits -o acis_bary_evt2.fits -debug
axBary: Principal HDU - TIERRELA = 0.000000, TIERABSO = 0.001000
axBary: Clock correction 0.000000 - TIERABSO = -1.000000
axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405
axBary: bary stuff initialized in HDU 0
axBary: HDU 0 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079
axBary: HDU 0 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected)
80
2. Tayfsal Analize Hazırlık
Gözleme ait tayflar oluşturulduktan sonra bu ham tayfların analizinin yapılması
için dedektörün tepki matrisi denen ve gözlem süresince dedektörün her bir enerji
aralığına olan duyarlılığının belirtildiği kısaca arf ve rmf olarak isimlendirilen
dosyaların yaratılması gerekir. ”rmf” dosyaları standart olarak uydunun kalibrasyon
veri tabanında bulunuyorsa da her gözlem için yeniden üretilmesi önerilir [12].
2.1. ACIS-S gözlemleri için RMF dosyalarının yaratılması
Bu işlemi yapmadan önce her zaman yapılması gerektiği gibi ardlib.par
programının doğru kötü piksel dosyalarını içermesi sağlanmalıdır.
unix% punlearn mkgrmf
unix% pset mkgrmf order=1
unix% pset mkgrmf grating_arm=HEG
unix% pset mkgrmf outfile=heg_p1.rmf
unix% pset mkgrmf obsfile=acisf00459N002_pha2.fits
unix% pset mkgrmf regionfile=acisf00459N002_pha2.fits
unix% pset mkgrmf detsubsys=ACIS-S3
unix% pset mkgrmf wvgrid_arf="1.0:21.48:#8192"
unix% pset mkgrmf wvgrid_chan="1.0:21.48:#8192"
unix% pset mkgrmf verbose=0 clobber=no
unix% mkgrmf Output File Name (heg_p1.rmf):
SrcID (1):
Enter ARF side wavelegth grid [angstroms] (1.0:21.48:#8192):
Enter channel-side wavelegth grid [angstroms] (1.0:21.48:#8192): Enter RMF
threshold (1e-06):
Name of fits file with obs info (acisf00459N002_pha2.fits):
File containing extraction region (acisf00459N002_pha2.fits):
Enter Grating order (1):
Verbosity (0:10) (0):
Detector Name (e.g., ACIS-S3) (ACIS-S3):
Enter Grating Arm (HEG|MEG|LEG|NONE) (HEG):
Kırınım Ağının Tipine göre wvgrid_arf
değişebilmektedir. Bunlar için varsayılan değerler
ve
wvgrid_chan
Tablo V.6. Her bir kırınım ağı için gerekli değerler [12].
Kırınım Ağı Tipi
MEG
HEG
LEG
wvgrid_arf
1.0:41.96:#8192
1.0:21.48:#8192
1.0:205.8:#16384
wvgrid_chan
1.0:41.96:#8192
1.0:21.48:#8192
1.0:205.8:#16384
değerleri
81
Böylece RMF dosyaları yaratılmış olur. Kullanılacak olan tayfsal analiz programı
bu dosyayı kullanarak enerji spektrumunu çizecektir.
2.2 HETG/ACIS-S Kırınım Ağı ARF'lerinin Hesaplanması
Bir ARF dosyasının her kırınım ağı mertebesi için ayrı ayrı hesaplanması gerekir.
Gözlemde kaç tane mertebe olduğunu prism ismindeki CIAO programı yardımıyla
görülebilir.
unix% prism acisf00459N002_pha2.fits
Buradaki tg_m kolonu gözlemin mertebesini gösterir (+/-1,+/-2,+/-3) ve tg_part
kolonu kırınımı gösterir (1=HEG, 2=MEG, 3=LEG).
Bu program her mertebe için ayrı ayrı tekrarlanmalıdır. Bu durumda normal bir
gözlem için ACIS HETG gözlemi için 12 kere yapılmalıdır. Ancak burada bir kez
yapılacaktır diğerleri de benzerdir.
unix% punlearn fullgarf
unix% pset fullgarf phafile=acisf00459N002_pha2.fits
unix% pset fullgarf pharow=1
unix% pset fullgarf evtfile=acisf00459N002_evt2.fits
unix% pset fullgarf asol=@pcad_asol1.lis
unix% pset fullgarf engrid="grid(heg_p1.rmf[colsENERG_LO,ENERG_HI])"
unix% pset fullgarf dtffile=")evtfile"
unix% pset fullgarf badpix=acisf00459_000N002_bpix1.fits
unix% pset fullgarf rootname=acisf00459
parametreleri ayarladıktan sonra program bütün mertebeler için çalıştırıldığında
aşağıdaki dosyalar yaratılmış olur
acisf00459HEG_-1_garf.fits
acisf00459HEG_1_garf.fits
acisf00459MEG_-1_garf.fits
acisf00459MEG_1_garf.fits
3. Tayfsal Analiz ve Çizgi Tanısı
Bu iş için CIAO program paketinin en güçlü programlarından biri olan SHERPA
isimli tayfsal analiz programı kullanılacaktır. Ancak istenirse Chandra verileri,
XANADU gibi daha genel X-ışın paket programları yardımıyla da analiz edilebilir.
82
Bu örnek için 4U 1820-371 kaynağının 0.25 fazına karşılık gelen tayfı
kullanılacaktır. Bu tayf yukarıda anlatılan aşamaların hepsinden benzer şekilde
geçmiştir.
Bu analiz için kullanılacak dosya 671_126_375_MEG_BIN10.pha dosyasıdır. Bu
dosyanın header'ında gerekli rmf ve arf dosyalarının ismi kayıtlıdır bu yüzden bunların
sonradan programa elle girilmesine gerek yoktur.
Öncelikle program çalıştırılır ve kullanılacak veri girilir.
[root@localhost secondary]# sherpa
----------------------------------------------------Welcome to Sherpa: CXC's Modeling and Fitting Program
----------------------------------------------------Version: 2.3 (13 September 2002)
Type HELP for help options.
Type EXIT, QUIT, or BYE to leave the program.
Notes:
Temporary files for visualization will be written to the directory:
/tmp
To change this so that these files are not deleted when you exit Sherpa,
edit $ASCDS_WORK_PATH in your 'ciao' setup script.
Solar abundances set to Anders & Grevesse
sherpa> data 671_126_375_MEG_1_BIN10.pha
The inferred file type is PHA. If this is not what you want, please
specify the type explicitly in the data command.
Failed to find SYS_ERR column
BACKGROUND_UP data are being read from this file.
BACKGROUND_DOWN data are being read from this file.
WARNING: statistical errors specified in the PHA file.
These are currently IGNORED. To use them, type:
READ ERRORS "<filename>[cols CHANNEL,STAT_ERR]" fitsbin
RMF is being input from:
meg_p1.rmf
ARF is being input from:
671_126_375_MEG_1.arf
sherpa>
sherpa> setplot noerrorbars
Parse Error/Undefined Name: setplot noerrorbars;
sherpa> set plot noerrorbars
sherpa> import("guide")
83
GUIDE Initialized using ATOMDB v1.3.0
sherpa> paramprompt off
Model parameter prompting is off
sherpa>
Veri girildikten sonra önce hata barları çizimden kaldırılır ardından çizgi teşhisi
için kullanılacak olan guide programı yüklenir ve son olarak ta modellerin
parametrelerinin ilk olarak model girildiğinde sormamasını sağlayan komut yazılır.
Önce
sherpa> lp data
komutu ile veri ekrana çizdirilir.
Şekil V.11. Verinin tamamı çizdirildiği zaman ekranda görülebilecek tayf
Bundan sonra ignore ve notice komutları ile çizginin olduğu aralığa doğru gidilir.
sherpa> ignore all
sherpa> notice wave 8 : 10
sherpa> lp data
sherpa>
84
Şekil V.12. İncelenmesi istenilen bölgeyi ayırt ettikten sonra çizdirilen tayf
Daha sonra önce sürekli spektrumu iyi temsil eden bir model geçirilir böylece
program çizginin eşdeğer genişliğini ölçebilir.
sherpa> source = pow
sherpa> fit
powll: v1.2
powll: initial function value = 8.31787E+01
powll:
converged to minimum = 6.18783E+01 at iteration = 8
powll: final function value = 6.18783E+01
pow.gamma 1.525
pow.ampl 0.000547959
sherpa>
Daha sonra modele bir gauss modeli daha eklenir ve parametreleri ayarlanır
sherpa> ngauss[g]
sherpa> source = pow +g
sherpa> g.fwhm=0.023
sherpa> g.ampl.min=0
sherpa> g.pos.min=9
sherpa> g.pos.max=9.5
sherpa> g.pos=9.1
sherpa>
Ardından modeli fit etmek için kullanılacak metot belirlenir ve yeni fit işlemi
yapılır.
Bu işlem için modeli veriye fit etmek için simulated – annealing metodu
kullanılacaktır. Bu metottan başka pek çok modelde kullanmak mümkündür. Bu
metodun özelliği modeli veriye fit ederken parametreleri rasgele seçmesidir. Bu daha
sağlıklı bir fit sağlar ancak daha yavaştır. Diğer yandan Powell gibi programda
varsayılan olarak kullanılan bazı metotlar ise parametreleri sırası ile denerler ve fit
85
etmeye verilen başlangıç değerlerinden itibaren başlarlar bu da bazen henüz tüm veriyi
en iyi temsil eden parametreye ulaşmadan parametrelerin belirlenmesine yol açabilir
ancak bu tip metotlar daha hızlıdır.
sherpa> fit
siman: v2.3
siman: initial function value = 4.45322E+01
siman: converged to minimum = 4.45322E+01 at iteration = 154
siman: final function value = 4.45322E+01
pow.gamma 1.64819
pow.ampl 0.000547276
g.fwhm 0.0436368
g.pos 9.22455
g.ampl 1.71591e-05
sherpa> lp fit
Şekil V.13. Gauss fiti ve sürekli spektrum için geçirilen güç kanunu modeli bir arada
görülebilir.
Bundan sonra hata miktarlarını bulmak için aşağıdaki komut kullanılır.
sherpa> uncertainty
Uncertainty v2.0
Computed for uncertainty.sigma = 1
Parameter Name
pow.gamma
pow.ampl
g.fwhm
g.pos
g.ampl
sherpa>
Best-Fit
1.64819
0.000547276
0.0436368
9.22455
1.71591e-05
Lower Bound
-0.146518
-9.81428e-06
0.0198117
-0.00758494
-4.02482e-06
Upper Bound
+0.149425
+9.86803e-06
+0.0221194
+0.0106203
+4.03491e-06
86
Bundan sonra "identify" komutu ile bulunan çizginin hangi elemente ait olduğu
ATOMDB veri tabanı taranarak bulunabilir. Çıkacak listede RelInt satırında 1 olan
çizgi genel de büyük bir olasılıkla aranan çizgidir [12]. Daha sonra da çizginin "flux"
komutu ile akısı ve "eqwidth" komutu ile eşdeğer genişliği belirlenebilir.
sherpa> identify(9.224,0.011)
Lambda -- Ion UL - LL Emissivity@ kT RelInt For More Info Angstrom ph cm^3/s
keV
9.2192 Fe XX 566- 2 1.63e-18 @ 0.862 0.102 describe(26,20,566,2)
9.2282 Mg XI 6- 1 2.23e-18 @ 0.544 0.140 describe(12,11,6,1)
9.2312 Mg XI 5 1 1.60e-17 @ 0.544 1.000 describe(12,11,5,1)
sherpa> flux g
Flux = 1.71591e-05 photons/cm**2/s
Flux = 3.69712e-14 ergs/cm**2/s
sherpa> eqwidth(pow,pow+g)
EW = 0.0396498 A
sherpa>
Bundan sonra eğer istenirse describe komutu ve daha sonra yukarıdaki tabloda
verilen istenen çizgiye ait parantez içindeki değerler yazılarak çizgi hakkında daha
ayrıntılı bilgi edinilebilir.
Kısaca bir verinin uydunun arşivlerinden alındıktan sonra gördüğü işlemler böyle
özetlenebilir. Ancak burada son derece standart bir işlem yapılmıştır gerçek bir
analizde ana hatlarıyla bu yöntem takip edilebilirse de mutlaka programların kullanma
kılavuzları da takip edilmeli ve yapılacak analizin gereklerine göre yeni komutlar
eklenmelidir.
87
Kaynaklar
[1] CHARLES P. A., SEWARD F. D., SEWARD, 1995, Low Mass X-ray Binary Stars,
192, 193, 194, 195,196,197, 198,199, 200, 201, 202, 203, Exploring the X-Ray
Universe, 1, Cambrigde University Press, Great Britain
[2] GARATE M. A. J., RAYMOND J. C., LİEDHAL D. A., (2002) “The Structure and
X-Ray Recombination Emission of a Centrally Illuminated Accretion Disk Atmosphere
and Corona”, ApJ, 581, 1297
[3] COTTAM J., PAERELS F., MENDEZ M., (2002) “Gravitationally Redshifted
Absorption Lines in the X-Ray Burst Spectra of a Neutron Star”, Nature, 420, 51
[4] SCHULZ N. S., BRANDT W. N., (2000) “The Discovery of Broad P Cygni X-Ray
Lines from Circinus X-1 with the Chandra High-Energy Transmission Grating
Spectrometer” ApJ, 544, L123
[5] WHİTE N. E., NAGASE F., PARMAR A. N., 1997, Properties of X-ray Binaries,
1,2,3, X-Ray Binaries, 1, Cambridge University Press, United Kingdom
[6] http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_I2/xray_transients.html
[7] HASİNGER G., VAN DER KLİS M., (1989) “Two Patterns of Correlated X-Ray
Timing and Spectral Behaviour in Low Mass X-Ray Binaries”, A&A, 225, 79
[8] http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0301544
[9] LAMB D. Q. (2000) “Some Startling Discoveries about X-Ray Bursts” ApJSS, 127,
395
[10] GUSEİNOV O.H., SAYGAC A. T., ALLAKHVERDİEV A., ÇALIŞKAN H.,
ÖZDEMİR S., YERLİ S. K., ANKAY A. (2000), “ A Preliminary Version of a Catalog
of High-Low Mass X-Ray Binaries”, Astronomy Letters, 26, 725
[11] LİU Q. Z., VAN PARADİJS J, VAN DEN HEUVEL E. P. J., (2001),
“A Catalogue of low-mass X-ray Binaries”, A&A, 368, 1021
88
[12] http://cxc.harvard.edu
[13] HELLİER C., MASON K. O., SMALE A. P., KİLKENNY D., (1990), “ The
Ephemeris of X 1822-371”, MNRAS, 244, 39
[14] http://rhea.sron.nl/divisions/hea/
[15] SCHULZ N. S., BRANDT W. N., (2002), “Variability of the X-Ray P Cygni Line
Profiles from Circinus X-1 Near Zero Phase” ApJ, 572, 971
[16] COTTAM J., SAKO M., KAHN S. M., PAERELS F., (2001) “High Resolution XRay Spectroscopy of the Accretion Disk Corona Source 4U 1822-37” ApJ, 557, L101
[17] BONNET-BİDAUD J. M., HABERL F., FERRANDO P., BENNİE P. J.,
KENDZİORRA E., (2001) “The Eclipsing Bursting X-Ray EXO 0748-676 Revisited by
XMM-Newton” A&A, 365, L282
[18] ASAİ K., DOTANİ T., NAGASE F., MİTSUDA K., (2000) “Iron K Emission
Lines in the Energy Spectra of Low Mass X-Ray Binaries Observed with ASCA”,
ApJSS, 131, 571
[19] VAN STRAATEN S., VAN DER KLİS M., KUULKERS E., MENDEZ M.,
(2001), “An Atlas of Burst Oscillations and Spetral Properties in 4U 1728-34”, ApJ,
551, 907
89
Özgeçmiş (Haziran 2003)
Adı - Soyadı
: Tolga GÜVER
Doğum tarihi ve Yeri
: 11/11/1978 - İstanbul
Adres
: İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü,
Üniversite Beyazıt İstanbul 34452
Tel
: 0212 212 08 12
GSM
: 0535 817 67 99
E-posta
: [email protected]
Eğitim
:
1984-1989 Mareşal Fevzi Çakmak İlkokulu
1989-1993 Özel Yıldız Lisesi
1993-1996 İnşaat Anadolu Meslek Lisesi
1997-2001 İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay
Bilimleri Bölümü
2001-
İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay
Bilimleri Bölümü Yüksek Lisans
Yabancı dil
: İngilizce (Okuma, Yazma, Anlama; TOEFL : 260)
Bilgisayar Bilgisi
: Windows, Linux, Donanım, Yazılım, Network (Çok iyi)
90
Akademik Çalışmalar
•
:
XII. Ulusal Astronomi Kongresi ve I. Ulusal Öğrenci Kongresi, 1 - 8 Eylül 2000,
Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Bornova – İzmir.
(Bildiri) Gama Işın Astronomisi, Tolga Güver, Cem Uluyazı, Emre Bektöre.
•
XIII. Ulusal Astronomi Toplantısı, 2-6 Eylül, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi,
Antalya.
(Çağrılı Bildiri) ROTSE III-C: TUG’da Kurulacak GIP Optik Araştırma
Teleskopu, M. E. Özel, A. T. Saygaç, T. Güver, H. Esenoğlu, Ü. Kızıloğlu, Z. Aslan
(Poster) Düşük Kütleli X-ışın Çiftleri’nin İstatistiği, T. Güver
•
II. Ulusal Astronomi Öğrenci Toplantısı, 2-6 Eylül, TÜBİTAK Ulusal
Gözlemevi,
Antalya
(Bildiri) Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin İstatistiği, T.Güver

X-Ray Spectral Analyses of Some Low Mass X

Transkript

Benzer belgeler

Siemens Miyabi sistemini kullanarak hepatoselüler karsinomanın

Fizik-1 Uygulama-5

çeşitli yöntemlerle kurutulmuş hünnaptan bisküvi ve kurabiyeler için

İNTERNET ÜZERİNDEN EĞİTİM`DE EĞİTİM PLATFORMU

GOT-It 2.0.1 ile Elektromanyetik Sistemlerin

“Cristiano Ronaldo” gökadasında dev ilk yıldızlar

Tek Port Laparoskopik Cerrahi Aletleri Güncelleme

En yüksek seviyede şekil verme tekniği

2014/2 MÜHENDİSLİK BÖLÜMLERİ FİZİK 2 UYGULAMA 2 (Gauss