UAK-2016 - Oturum:53-13:30

Transkript

Düşük Kütleli X-ışını
Çiftlerindeki X-ışını
Atarcalarının Zamanlama
Özellikleri
Sıtkı Çağdaş İnam
Başkent Üniversitesi
«X-ışını Atarcası İçeren Düşük
Kütleli X-ışını Çifti»
Eş Yıldız
(≲ 1𝑀⨀ )
X-ışını Atarcası
(«manyetik»
nötron yıldızı)
UAK 2016-Bildiri-S.Ç.İnam
2
X-ışını Atarcası
•Nötron Yıldızı:
~0,1R
~0,9R
Kütle ~ 1,5-2 Mʘ
6
●Yarıçap ~ (1-2)x10 cm
11g.cm-3
●Dış kabuk yoğunlukları ~ 4x10
15g.cm-3
●Merkeze yakın “egzotik” bölgede ~10
●Yüzey kütleçekim ivmesinin büyüklüğü ~
4x1011g
10●Yüzey manyetik alan şiddeti ~ 10
1014Gauss
●Dönüş frekansı ~ 0.001 – 600 Hz
●
3
Eş yıldızından kütle aktarımı yapan bir nötron yıldızı (KAYNY)
-sıkı (compact) olduğu için yüzeye düşen madde çok büyük
bir kinetik enerjiye ulaşır --> X-ışınları ortaya çıkar.
-~1011Gauss'dan yüksek şiddetlerde manyetik alana sahipse
aktarılan madde manyetik kutuplara doğru yönlenir
--> X-ışını atarcası (“geleneksel” magnetarlar hariç!)
4
Düşük Kütleli Eş Yıldız?
•Düşük kütleli  ≲ 1𝑀⊙
• Daha küçük yörünge periyotları, dairesel yörüngeler.
• Bileşenler arası daha küçük mesafeler (yakın çiftler)
BEKLENTİ:
•Yüksek Kütleli Eş Yıldıza Kıyasla,
• Daha etkin bir kütle aktarımı
• Kalıcı kütle aktarım diskleri daha olası
• Roche lob aşması daha yaygın
• Daha düzenli bir kütle aktarımı (kalıcı kaynaklar)
• Daha zayıflamış manyetik alanlar (az sayıda olmalılar!)
5
Liste (Bildsten et al. 1997)
•GRO J1744-28 (0,46s, 11,8gün)
•Her X-1(1,25s, 1,7gün)
•GX 1+4 (120s, ?)
•4U 1626-67 (7,5s, 42dk.)
AYRICA:
•2A 1822-371 (0,59s, 5,6sa)
•Bonus: KAY Milisaniye X-ışını Atarcaları (>14 adet)
6
•GRO J1744-28 (0,46s, 11,8gün)
-Patlamalar (tip II, ~günde 40, ~5s uzunlukta) (Lewin 1996; Bildsten, Brown, 1997)
-Ani atım şekli kaymaları (Stark, Baykal, Strohmayer, Swank, 1996)
-Güçlü tork-X-ışını akısı ilintisi
2014 Parlaması
1995 Parlaması
(Bildsten et al. 1997)
Fermi-GBM
7
•GRO J1744-28
Önemli özellikler:
- Düşük kütleli olmasına rağmen geçici
(transient) kaynak; 1995, 1997, 2014
- Parlama süresi ~ 3-4 ay
- Işınım Gücü ~ 1033-1037erg s-1
- Işıma evresi dışında “pervane” etkisiyle
ışıması duruyor olabilir (Cui 1997)
 B ~ 1011-1012G (@8kpc)
8
•Her X-1(1,25s, 1,7gün)
-Üstün (süper) yörünge periyodu (35gün)
-sin i ~ 90○
-Oldukça kararlı kütle aktarımı, hızlanma
oranı çok düşük
-İyi çalışılmış optik bileşen (HZ Her), eş
yıldızla etkileşim hakkında pek çok çalışma,
optik bandda da 35 günlük periyodun
GINGA
gözlenmesi
RXTE-ASM
Scott vd. 2000
-Kaynakla ilgili çalışma:
İnam, Baykal, 2005  RXTE-PCA tayfı
9
Kararlı Kütle Aktarımı + Periyot
Değişimi
•GX 1+4
•4U 1626-67
-Tork tersinmesi
-Uzun dönem hızlanma/yavaşlama
10
•“Standart” Model
• Ghosh-Lamb modeli “manyetik tork” bileşeni (Ghosh,
Lamb 1979):
Bu yarıçaptan
(“eşdönüş yarıçapı”)
büyük yarıçaplardan
gelen manyetik
tork katkısı negatiftir.
Madde torkları baskınsa:
11
•Modeller
• Ters Dönen Disk ya da Diskin iç bölgelerinin
bükülmesi (örneğin bkz. van Kerkwijk vd. 1998)
• Diskin iç bölgesi yıldıza göre ters dönebilir (bükülebilir).
• Kararlı kalma mekanizması:
• Nötron yıldızının diskin iç bölgelerini ışıtması (radyasyon
basıncı)
• Disk tamamen ters dönen bir disk olabilir (pek olası değil!)
• Daha kısa zaman ölçeklerinde bazı kaynaklar için geçerli
olabilir (YKXÇ Vela X-1, OAO 1657-415 gibi)
• Soru:
• Nasıl oluyor da disk onlarca yıl bükülü kalabiliyor?
12
• Diğer model:
• Pervane modeli (Illarinov, Sunyaev 1975): Diskin
iç yarıçapı eş dönüş yarıçapından büyükse madde
“püskürtülür”.
 Yavaşlama+Kütle Aktarımın Durması
Kütle Aktarım+Pervane (Perna vd. 2006)
13
Periyot Değişimleri
•Hassas periyot (frekans) ölçümü (Deeter,
Boynton, Pravdo 1981):
• Işık eğrisinden makul bir ilk periyot değeriyle elde edilen
şablon atımla, ufak parçalardan elde edilen atımların
çapraz ilintisi hesaplanır.  Atım geliş zamanları ölçümü
• Atım geliş zamanlarındaki değişimler periyot değişimlerini
hassas olarak ölçmemize olanak verir.
• Atım geliş zamanlarından yararlanarak sadece atarcanın
periyodu değil, sistemin yörünge parametreleri de elde
edilebilir veya güncellenebilir.
14
• 4U 1626-67
• (7,5s, 42’)
• Eş yıldız kütlesi çok küçük (~0,04𝑀⨀ )(çiftler arası mesafe
~1 ışık saniyesi)(Middleditch vd. 1981; Chakrabarty 1998)
”Aşırı tıknaz (ultracompact) X-ışını çifti”
• Kararlı, yığılma diskinden, etkin bir kütle aktarımı (?)
• Roche lob taşması muhtemel (Levine vd. 1988)
• B ≈3✕1012G (Siklotron Soğurma)(Orlandini vd. 1998)
• Periodiğimsi salınımlar (QPO) (hem hızlanırken – 0,041Hz
- hem yavaşlarken -0,048 Hz-)(Shinoda vd. 1990; Angelin, vd. 1995)
15
• 4U 1626-67
(Camero-Arranz vd. 2010)
BATSE
GBM
1976
2009
16
•4U 1626-67
• On yıllar mertebesinde
hızlanma ve
yavaşlama dönemleri
• Hızlanma ve
yavaşlama
dönemlerinde ışınım
güçleri biraz farklı
• Uzun dönem hızlanma
ve yavaşlama oranları
benzer mertebede
(~5 × 10−13 Hz s-1)
-
+
+
(Camero-Arranz vd. 2012)
17
• GX 1+4 (120s, ?)
•
•
•
•
Eş yıldız ≈ 1,2𝑀⊙ , M tipi dev V2116 Oph (Glass, Feast, 1973)
Mesafe ~ 3-6 kpc
Yörünge periyodu belirlenemiyor, muhtemelen sin i ~ 0○
”Simbiyotik” X-ışını çifti (muhtemelen tek nötron yıldızlı olanı)
• Nötron yıldızı eş yıldızın yoğun rüzgarı içinde kalmış durumda
• Optik gözlemlerde güçlü H𝛼 salma çizgisi görünüyor
• Atarca dönüş periyodu optik gözlemlerde de görünüyor
• Rüzgardan kütle aktarımı sırasında oluşan kararlı yığılma
diskinden kütle aktarımı (?)
• Manyetik alan kestirimleri:
• Ghosh-Lamb Modeli  ~ 1013-1014G (Cui, Smith, 2004)
• Marjinal Siklotron Soğurma  ~1012G (Ferrigno vd. 2007)
18
• Uzun dönem hızlanma ve yavaşlama oranları benzer
mertebede (~3,5 × 10−12 Hz s-1)
Hızlanırken:
L ~ 1037erg s-1
Yavaşlarken:
L ~3✕1036erg s-1
(Gonzales-Galan vd. 2012)
19
• Daha kısa dönem zamanlama analizi (138 RXTE-PCA gözlemi,
toplam ~276ks; 1996-2003)(Serim, Şahiner,İnam,Baykal, hazırlanıyor)
Parameter
Value
Epok (MJD)
51974.0
Frekans
(mHz)
7.335526(4)
Periyot (s)
136.322875
Yavaşlama
Oranı (10-12
Hz/s)
2.0585(3)
Parameter
Value
Epok (MJD)
52390.0
Frekans
(mHz)
7.2571253(
8)
Periyot (s)
137.795(6)
Yavaşlama
Oranı
(10-12 Hz/s)
1.9892(2)
d2v/dt2
(10-19 Hz/s2)
1.240(4)
20
• GX 1+4 ve 4U 1626-67 Özet
• Uzun dönem tork tersinmeleri
• Uzun dönem hızlanma ve yavaşlama oranlarının birbirine yakın
olması
• Hızlanma dönemlerindeki ışınım gücünün yavaşlama
dönemlerinden yarım mertebe kadar küçük olması
• Yavaşlarken torkun yavaşlama oranıyla ilinti göstermesi (GX 1+4
için)
• Hem hızlanırken hem yavaşlarken periodiğimsi salınımlar
görülmesi (4U 1626-67 için)
21
Bu bildiri TÜBİTAK MFAG 114F345 numaralı proje kapsamında desteklenmiştir.
Teşekkürler…
22

UAK-2016 - Oturum:53-13:30

Transkript

Benzer belgeler

ahmet inam

Dünya`nın İçinden Ne Kadar Sürede Geçersiniz?

Canlı memeli nöronlarının axonları ve dentritleri boyunca iletilen

chf100a parametre listesi ve hata kodları (tr)

YGS Kimya Notları