ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK
advertisement
ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ Utkan TEMİZ SARMAL GALAKSİ M101'DE GAMA IŞIN PATLAMA KALINTILARININ ARAŞTIRILMASI FİZİK ANABİLİM DALI ADANA, 2015 ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ SARMAL GALAKSİ M101’DE GAMA IŞIN PATLAMA KALINTILARININ ARAŞTIRILMASI Utkan TEMİZ YÜKSEK LİSANS TEZİ FİZİK ANABİLİM DALI Bu Tez 15/01/2015 Tarihinde Aşağıdaki Oybirliği/Oyçokluğu ile Kabul Edilmiştir. Jüri Üyeleri Tarafından ………………..................... …………………………. .…................................................ Prof. Dr. Aysun AKYÜZ Doç. Dr. Eda SONBAŞ Prof. Dr. Aysel KAYIŞ TOPAKSU DANIŞMAN 2. DANIŞMAN ÜYE ........................................... ............................................. Prof. Dr. Mustafa TOPAKSU Doç. Dr. Zerrin ESMERLİGİL ÜYE ÜYE Bu Tez Enstitümüz Fizik Anabilim Dalında hazırlanmıştır. Kod No: Prof. Dr. Mustafa GÖK Enstitü Müdürü Bu Çalışma Ç.Ü. Araştırma Projeleri Birimi Tarafından Desteklenmiştir. Proje No: FEF2013YL33 Not: Bu tezde kullanılan özgün ve başka kaynaktan yapılan bildirişlerin, çizelge ve fotoğrafların kaynak gösterilmeden kullanımı, 5846 sayılı Fikir ve Sanat Eserleri Kanunundaki hükümlere tabidir. ÖZ YÜKSEK LİSANS TEZİ SARMAL GALAKSİ M101'DE GAMA IŞIN PATLAMA KALINTILARININ ARAŞTIRILMASI Utkan TEMİZ ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ FİZİK ANABİLİM DALI Danışman : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ 2. Danışman : Doç. Dr. Eda SONBAŞ Yıl: 2015, Sayfa: 73 Jüri : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ : Prof. Dr. Aysel KAYIŞ TOPAKSU : Prof. Dr. Mustafa TOPAKSU : Doç. Dr. Zerrin ESMERLİGİL : Doç. Dr. Eda SONBAŞ Gama ışın patlamaları (GIP, Gamma Ray Bursts) (1049 - 1054) erg mertebesindeki enerjileri ile Büyük Patlamadan sonra evrendeki en güçlü patlamalardır. GIP'ların, süpernova patlamalarının ardında bıraktığı gibi bir kalıntı bırakması beklenmektedir. Yakın galaksilerde GIP kalıntılarının belirlenmesi, bu patlamaların oluşum yerleri ve ata yıldızları hakkında bilgi sahibi olmamıza olanak sağlayabilir. Bu çalışmada, M101 sarmal galaksisinde 15 GIP olası kalıntı adayı optik bölgede incelendi. Fotometrik ve tayfsal gözlemler TUG'da (TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi) bulunan RTT150 ve SAO'da (Special Astrophysical Observatory) 6 m BTA teleskopları ile gerçekleştirildi. Foto-iyonize bölgelerde belirlenen çizgi akı oranlarına göre ( 5007⁄ ve 4686⁄ ) belirlenen 15 kalıntı adayının, konumları bilinen diğer yayınım kaynakları (süpernova kalıntıları, X-ışın kaynakları, gezegenimsi bulutsular, HII bölgeleri) ile karşılaştırılarak olası doğası tartışıldı. Anahtar Kelimeler: Gama Işın Patlamaları (GIP), Tayf, Fotometri I ABSTRACT MSc THESIS A SEARCH FOR GAMMA RAY BURST REMNANT CANDIDATES IN SPIRAL GALAXY M101 Utkan TEMİZ ÇUKUROVA UNIVERSITY INSTITUTE OF NATURAL AND APPLIED SCIENCES DEPARTMENT OF PHYSICS Supervisor : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ 2. Supervisor : Assoc. Prof. Dr. Eda SONBAŞ Year: 2015, Pages: 73 Jury : Prof. Dr. Aysun AKYÜZ : Prof. Dr. Aysel KAYIŞ TOPAKSU : Prof. Dr. Mustafa TOPAKSU : Assoc. Prof. Dr. Zerrin ESMERLİGİL : Assoc. Prof. Dr. Eda SONBAŞ Gamma ray bursts (GRBs) are the most energetic events in the universe within the energy range (1049 – 1054) ergs since the Big Bang. GRBs are expected to leave behind remnants similar to the case of supernovae. Identification of GRB remnants in nearby galaxies could provide knowledge about their birth place and progenitors. In this study, 15 probable GRB remnant candidates in M101 spiral galaxy are examined in the optical band. Photometric and spectral observations have been made using RTT150 telescope at TUG (TÜBİTAK National Observatory) and 6 m BTA telescope at SAO (Special Astrophysical Observatory). According to the identified line flux ratio ( and ) in the photoionized regions the possible nature of 15 probable GRB remnant candidates are discussed by comparing them with the known positions of other conventional emission sources (supernova remnants, X-ray sources, planetary nebulae, H II regions). Key Words: Gamma Ray Bursts (GRBs), Spectroscopy, Photometry II TEŞEKKÜR Yüksek lisans öğrenimim süresince bilgilerini benimle paylaşan ve yol göstericiliği ile bu tezin hazırlanmasında büyük katkıları olan danışmanım Sayın Prof. Dr. Aysun AKYÜZ'e teşekkürlerimi sunarım. Bu tez çalışmasının başından sonuna kadar her türlü desteği veren Sayın Doç. Dr. Eda SONBAŞ'a teşekkürlerimi sunarım. Yüksek lisans ile girdiğim akademik yolda maddi ve manevi tüm imkanları ile desteklerini esirgemeyen sevgili aileme sonsuz teşekkürlerimi sunarım. Yüksek lisans öğrenimim süresince verdikleri destek ve tecrübelerinin paylaşımı noktasında UZAYMER müdürü Sayın Yrd. Doç. Dr. Nuri EMRAHOĞLU'na ve Öğr. Gör. Dr. Nazım AKSAKER, Öğr. Gör. Dr. B. Yiğit YILDIZ, Yrd. Doç. Dr. İlham NASIROĞLU'na çok teşekkür ederim. Benimle aynı yolda ilerleyen ve bu çalışmanın hazırlanmasında desteklerini esirgemeyen mesai arkadaşlarım Hasan AVDAN, Şenay AVDAN ve Furkan DÖLEK'e teşekkür ederim. Bu tez çalışması süresince sağladığı imkanlardan dolayı UZAYMER'e ve yardımlarından ötürü Selami ÖZBAY'a teşekkür ederim. TUG-RTT150.08.08 numaralı gözlem projesi kapsamında RTT150 cm teleskobunun kullanımı ile sağladığı destekten ötürü TUG'a teşekkürlerimi sunarım. Bu çalışma TÜBİTAK Temel Bilimler Araştırma Gurubu (TBAG) tarafından Doç.Dr. Eda SONBAŞ yürütücülüğündeki 112T224 numaralı 1001 araştırma projesi ile desteklenmiştir. III İÇİNDEKİLER SAYFA ÖZ ................................................................................................................................. I ABSTRACT ................................................................................................................. II TEŞEKKÜR ............................................................................................................... III İÇİNDEKİLER .................................................................................................... …..IV ÇİZELGELER DİZİNİ .............................................................................................. VI ŞEKİLLER DİZİNİ................................................................................................. VIII SİMGELER VE KISALTMALAR ........................................................................... XII 1. GİRİŞ ....................................................................................................................... 1 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR........................................................................................ 3 3. MATERYAL VE METOD .................................................................................... 13 3.1. Materyal.......................................................................................................... 13 3.1.1. Gama Işın Patlamalarında Ateş Topu (Fireball) Modeli ...................... 13 3.1.2. Ardıl Işınımların Temel Teorisi ........................................................... 16 3.1.3. GIP-SN İlişkisi ..................................................................................... 19 3.1.4. Gama Işın Patlama Modelleri ............................................................... 20 3.1.4.1. Çökertici (Collapsar) Model ..................................................... 21 3.1.4.2. Birleşimi Modeli ....................................................................... 21 3.1.5. Sarmal Galaksi M101 ........................................................................... 22 3.1.6. Işın Patlama Kalıntısı Adaylarının Belirlenmesi .................................. 23 3.2. Metot ............................................................................................................. 29 3.2.1. TUG ...................................................................................................... 29 3.2.2. SAO-RAS ............................................................................................. 31 4. BULGULAR VE TARTIŞMA ............................................................................. 35 4.1. Veri İndirgeme ............................................................................................... 35 4.1.1. Fotometrik Verilerin İndirgenmesi....................................................... 35 4.1.2. Tayf Verilerinin İndirgenmesi .............................................................. 50 4.1.3. X-ışın Verilerinin İndirgenmesi ........................................................... 58 IV 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER .............................................................................. 61 KAYNAKLAR .......................................................................................................... 65 ÖZGEÇMİŞ ............................................................................................................... 73 V ÇİZELGELER DİZİNİ SAYFA Çizelge 3.1. M101 galaksisinin genel özellikleri ......................................................22 Çizelge 4.1. TUG'da bulunan dar band filtrelerin özellikleri ....................................35 Çizelge 4.2. Sarmal galaksi M101'in fotometrik gözlemleri .....................................36 Çizelge 4.3. Hedef galaksi M101'de belirlediğimiz olası GIP kalıntı adayları .........44 Çizelge 4.4. Belirlenen GIP Kalıntısı adaylarının tayfsal gözlemleri .......................53 Çizelge 4.5. Sarmal galaksi M101'in incelenen Chandra gözlemleri .......................59 Çizelge 4.6. GIP kalıntı adayları ile X-ışın kaynaklarının karşılaştırılması..............60 Çizelge 4.6. GIPK 5 için sertlik oranı (hardness ratio) .............................................60 Çizelge 5.1. GIP kalıntı adaylarının tayfsal çizgi yoğunlukları ................................62 VI VII ŞEKİLLER DİZİNİ SAYFA Şekil 3.1. GIP'ların en genel tiplerinden biri olan bir yıldızın içe çökmesi resmedilmiştir...........................................................................................14 Şekil 3.2. GIP'larda küresel rölativistik kabuklardan gelen yayınımın ve kaynak çerçevesi ile gözlemci çerçevesi arasındaki zaman gecikmesinin gösterimi ............................................................................16 Şekil 3.3. Şematik sinkrotron tayfında fraklı frekans bölgelerinin güç yasası eğimleri ve kritik frekansların zamansal davranışının gösterimi .............18 Şekil 3.4. M101'in Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınmış görüntüsü ......................23 Şekil 3.5. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili GIP kalıntısı için en güçlü yayınım çizgilerinin bazılarının ışıma güçlerinin zamansal değişimidir ...............................................................................................25 Şekil 3.6. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili bir GIP kalıntısı için kullanılabilen bazı çizgi oranlarının zaman bağımlılığı gösterilmektedir .......................................................................................26 Şekil 3.7. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili bir GIP kalıntısı için çizgi ayracı. ..............................................................................................26 Şekil 3.8. RTT150 Teleskobu ..................................................................................30 Şekil 3.9. TFOSC şematik gösterimi ........................................................................31 Şekil 3.10. BTA Teleskobu ......................................................................................32 Şekil 3.11. SCORPIO şematik gösterimi ...................................................................33 Şekil 4.1. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan [O III] λ5007 görüntüsü ................................................................................37 Şekil 4.2. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan [O III] λ5007 görüntüsü ................................................................................38 Şekil 4.3. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan He II görüntüsü .............................................................................................39 Şekil 4.4. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan He II görüntüsü .............................................................................................40 VIII Şekil 4.5. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan Hβ görüntüsü ..................................................................................................41 Şekil 4.6. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan Hβ görüntüsü ..................................................................................................42 Şekil 4.7. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin üst bölgesinde [O III] λ5007 filtresinde gösterimi ......................................................................45 Şekil 4.8. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde [O III] λ5007 filtresinde gösterimi ......................................................................46 Şekil 4.9. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin üst bölgesinde He II filtresinde gösterimi .................................................................................47 Şekil 4.10. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde He II filtresinde gösterimi .................................................................................48 Şekil 4.11. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksi üst bölgesinde Hβ filtresinde gösterimi .................................................................................49 Şekil 4.12. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde Hβ filtresiinde gösterimi ................................................................................50 Şekil 4.13. Tayf indirgeme için alınan bias görüntüsü ...............................................51 Şekil 4.14. Halojen lamba tayfı ..................................................................................51 Şekil 4.15. Neon lamba tayfı ......................................................................................52 Şekil 4.16. GIPK 1'in TUG TFOSC ile alınmış 1 boyutlu (1D) tayf görüntüsü ve bazı yayınım çizgileri ...............................................................................53 Şekil 4.17. GIPK 2'nin TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................54 Şekil 4.18. GIPK 3'ün TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................54 Şekil 4.19. GIPK 5'in TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................55 Şekil 4.20. GIPK 7'nin TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................55 IX Şekil 4.21. GIPK 8'in SAO SCORPIO ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................56 Şekil 4.22. GIPK 9'un TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................56 Şekil 4.23. GIPK 11'in TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................57 Şekil 4.24. GIPK 12'nin SAO SCORPIO ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................57 Şekil 4.25. GIPK 14'ün TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve bazı belirgin yayınım çizgileri .........................................................................58 X XI SİMGELER VE KISALTMALAR GIP : Gama Işın Patlamaları keV : Kilo elektron volt " : Açı saniyesi Mpc : Mega parsec SN : Süpernova M101. : Messier 101 GRB : Gamma Ray Burst SNK : Süpernova Kalıntısı g : gram cm : santimetre TeV : Tera elektronvolt Γ : Rölativisttik Lorentz faktörü GIPK : Gama Işın Patlama Kalıntısı PNe : Gezegenimsi bulutsular H II : İyonize hidrojen bölgesi [O III] : Yasaklı oksijen çizgisi λ : Dalga boyu ν : Frekans s : saniye km : kilometre kadir : parlaklık birimi erg : enerji birimi RA : Right Ascention Dec : Declination pc : Parsek K : Kelvin H+ : İyonize hidrojen H0 : Nötral hidrojen XII XIII 1. GİRİŞ Utkan TEMİZ 1. GİRİŞ Gama ışın patlamaları (GIP) tesadüfen keşfedildikleri 1967 yılından bugüne oluşum mekanizmalarının gizemi çözülemeyen, (1049 – 1054) erg mertebesindeki enerjileri ile Büyük Patlamadan sonra evrendeki en güçlü patlamalardır. Günde ortalama bir kaç GIP meydana gelmektedir. GIP'lar, süreleri ve enerjilerine göre iki sınıfa ayrılırlar. 2 s den kısa süreli ve yüksek enerjili tayfa sahip olan patlamalar kısa, 2 s den uzun süreli ve düşük enerjili tayfa sahip olan patlamalar ise uzun patlamalar olarak adlandırılırlar. Süpernova (SN) patlamalarının geride bıraktığı kalıntıların çalışılması ile bu patlamaları oluşturan ata yıldız ve bulundukları ortam hakkında bilgi edinilmektedir. SN'ler gibi GIP'ların da geride bir kalıntı bırakması ve böylece oluşum bölgeleri ve olası orijinleri hakkında önemli bulgular elde edilmesi beklenmektedir. GIP kalıntılarından beklenen özgün tayfsal çizgilerinin belirlenmesi ise patlamaların doğası ve oluştukları ortam için önerilen modellerin geçerliliğinde önemli olacaktır. Perna ve arkadaşlarının (2000) yaptığı bilgisayar simülasyonu sonucu GIP'lara özgü tayfsal çizgiler ve bu çizgilere ait akı oranları belirlenmiştir. Yaşlı GIP kalıntılarını H II bölgeleri, SN kalıntıları ve gezegenimsi bulutsular (Planetary Nebulae, PNe) gibi bilinen yayınım kaynaklarından ayırt etmek çok güçtür. Dolayısıyla GIP'ların yeterince genç oldukları bir dönemde belirlenen tayfsal çizgilerle bilinen bu yayınım kaynaklarından ayırt edilebileceği önerilmiştir. Bu tez çalışmasında Perna ve arkadaşlarının (2000) belirlediği tayfsal çizgi oranları dikkate alınarak yakın sarmal galaksi M101'de GIP kalıntı adayları aranmıştır. Bu çalışma kapsamında Antalya Bakırlıtepe'deki TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde bulunan RTT150 1.5 m (Rus - Türk Teleskobu 150 cm) ve odak düzlem aleti TFOSC (TUG Faint Object Spectrograph and Camera) ile fotometrik ve tayf gözlemleri yapılmıştır. Fotometrik gözlemler sonucu elde edilen verilerden bilinen kaynaklarla pozisyon uyumu göstermeyen 15 yayınım kaynağı olası GIP kalıntı adayı olarak belirlenmiş ve bunlardan yalnızca 10 adayın tayfsal gözlemleri yapılabilmiştir. Tayf gözlemlerinden bazıları Rusya Bilimler Akademisi'ne ait SAO'da (Special Astrophysical Observatory) bulunan 6 m'lik BTA'nın (The Big 1 1. GİRİŞ Utkan TEMİZ Telescope Alt-azimuthal) odak düzlem aleti SCORPIO (Spectral Camera with Optical Reducer for Photometrical and Interferometrical Observations) ile yapılmıştır. Ayrıca belirlenen GIP kalıntı adaylarının olası X-ışın karşılıklarını belirlemek ve bu dalga boyundaki yayınımlarını araştırmak için M101 galaksisinin Chandra Xışın gözlemevi arşiv verileri analiz edilmiştir. 2 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ 2.ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Gama-ışın patlamaları, öngörülemeyen zamanlarda uzayın herhangi bir konumundan, (0.1-100) s zaman aralığında meydana gelen ve çoğunlukla yüksek enerjili (≥100 keV) fotonların atımlarıyla oluşan olaylardır. GIP'lar ilk kez ABD'nin (Amerika Birleşik Devletleri) Vela 4a,b uydusu tarafından 2 Temmuz 1967'de tesadüfen keşfedildi. Vela uydusunun asıl amacı Sovyetler Birliği'nin nükleer faaliyetlerini takip etmekti. Elde edilen uydu verileri ile yapılan çalışmalar sonucu, Dünya doğrultusundan geldiği düşünülen bu gizemli parlamaların aslında yeni ve oldukça karmaşık kozmik bir olay olduğu belirlendi (Klebesadel ve ark. 1973). Daha sonra bu sonuçlar 1974 yılında Sovyet Konus Deneyi ve 1976 yılında IMP-6 (Interplanetary Monitoring Platform - Uydulararası Görüntüleme Platformu) gözlemleriyle doğrulandı. Dünya atmosferinin çok ötesinden geldiği doğrulanan bu gizemli parlamaların büyük kütleli yıldızların evrimlerinin son aşamasında gerçekleşen Süpernova patlamaları ile olan ilişkisi araştırılmıştır. Bu amaçla geçmişteki pek çok olayda, SN’lerin görülme zamanlarının ardından beklenen gama-ışın akısı belirtileri için Vela uydusu öncesi veriler aranmış fakat bu aramalar başarısız olmuştur. Colgate (1968), SN’lerin oluşumlarının başlangıç evrelerinde gama-ışın yayınımı yaptığını belirtmiştir. Daha sonra Vela uydusunun donanımları geliştirilerek 1969 – 1972 yılları arasında çeşitli yönlere dağılmış 16 Gama Işın Patlaması belirlenmiştir (Klebesadel ve ark, 1973). Keşfinden bugüne GIP’ların oluşum ve yayınım mekanizmalarının anlaşılması, astrofiziğin çözüm bekleyen en gizemli problemlerinden biridir. GIP'ların oluşum mekanizmalarının ve bulundukları ortamı nasıl etkilediklerinin anlaşılabilmesi için geçmişten bugüne pek çok uydu gönderilmiştir. Vela (5a,b), (6a,b), CGRO (Compton Gamma Ray Observatory - Compton Gama Işın Gözlemevi), BATSE (Burst And Transient Source Experiment - Patlama ve Geçici Kaynak Deneyi), BeppoSAX (Beppo Satellite for X-ray Astronomy - Beppo X-ışın Astronomi Uydusu), HETE (High Energy Transient Explorer - Yüksek Enerji Geçici Kaşif), INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory - 3 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ Uluslararası Gama-ışın Astrofizik Laboratuarı), Swift, GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope - Gama ışın Geniş Alan Uzay Teleskobu) bunlardan bazılarıdır. Gama ışın algılayıcıları ile donatılmış uzay araçları grubu olan IPN (Interplanetary Network - Uydulararası Ağ) GIP ve düşük enerjili gama-ışın yayıcılarının konumlarını belirlemede kullanılmaktadır. GIP'ların astronomik konumları, patlamanın gerçekleşme zamanı ile farklı amaçlar için gönderilmiş algılayıcılara ulaşma zamanlarının kıyaslanması ile belirlenmektedir. IPN 1977'den bugüne pek çok geçici (transient) gama-ışın kaynağı araştırmalarına katkıda bulunmuştur. Belirlenen kaynakların, geçici X-ışın yayıcıları gibi bilinen kaynaklar olmadığı ortaya konmuştur. Bugüne kadar 26 bilimsel uzay aracı bu ağa katılmıştır, bazılarının görevi sona ermiş, bazıları halen çalışmaya devam etmektedir (http://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/all/ipngrb.html). GIP'ların keşfi üzerinden geçen onlarca yılda astronomlar farklı uzay araçlarından elde ettikleri veriler ile bu geçici kaynakların doğası, ışıma mekanizması ve konumu, (yakın ya da uzak evrende olup olmadığı) hakkında çok az bilgi elde edebildiler. Ancak 1990 yılı Nisan ayında uzaya gönderilen CGRO, GIP'lar konusunda kaydedilen büyük ilerlemelerin başlangıcı olmuştur. CGRO üzerinde yer alan BATSE verilerine göre Fishman ve ark. (1993), GIP’ların gökyüzünde yönden bağımsız (izotropik) ve homojen olmayan bir dağılım gösterdiklerini belirlemişlerdir. 1993 yılına kadar GIP’ların uzaysal, tayfsal ya da morfolojik benzerliklerini temel alarak sınıflandırma girişimleri başarılı olamamıştır (Briggs ve ark, 1993: Fishman ve ark, 1993). Kouveliotou ve ark. (1993) GIP’ları zamansal ve tayfsal özelliklerini birlikte dikkate alarak sınıflandırmışlardır. Bu sınıflandırmaya göre patlama enerjisinin %90'ının salımı için geçen süre 2 s'den kısa ise "kısa patlamalar" (T90 ≤ 2s), 2 s'den uzun ise "uzun patlamalar" (T90 ≥ 2s) olarak iki sınıf oluşturulmuştur. Bu sınıflandırma sonucu kısa patlamaların sertlik oranlarının yüksek, uzun patlamaların sertlik oranlarının düşük olduğu ortaya konmuştur. Kısa patlamaların uzun patlamalar gibi aynı pik yoğunluğu aralığına sahip oldukları belirlenmiştir. Bu da toplam enerjinin iki farklı şekilde salındığını göstermiştir. Bu tayfsal ve zamansal farklılıkların nedeninin, yayınım bölgelerinin 4 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ farklı geometrilerinden kaynaklandığının bir işareti olabileceğini belirtmişlerdir (Kouveliotou ve ark, 1993). Charisi ve ark. (2014) uzun GIP'lar içerisinde, yayınım olaylarının kapsamlı bir kataloğunu hazırladılar. Şimdiye kadar hazırlanan en geniş ölçekte izole yayınım olayları kataloğu olarak, Fermi-GBM (Gamma-ray Burst Monitor - Gama-ışın Patlama Monitörü), Swift ve BATSE'den toplam 2710 GIP kapsamlı olarak incelendi. Yaptıkları bu çalışmada ilk defa ana patlamanın öncesi ve sonrasından gelen yayınım incelendi ve yine ilk defa farklı uydular tarafından belirlenen GIP'lar ortak bir algoritma ile analiz edildi. Genellikle patlamalarda gama ışınlarını takip eden X-ışınları, optik ve radyo dalga boylarını içeren daha düşük enerjili elektromanyetik dalgalar, GIP ardıl ışınımı (afterglows) olarak adlandırılmaktadır. GIP’ların farklı dalga boylarındaki ardıl ışınımlarının belirlenmesi, patlamaların oluşum bölgeleri ve mekanizmaları hakkında önemli bilgiler kazanılmasını sağlamıştır. Bir GIP ardıl ışınımı ilk kez X-ışın bandında BeppoSAX uydusunun 28 Şubat 1997’de GRB 970228 gözlemi sonucu elde edilen verilerden belirlenmiştir (Costa ve ark, 1997). (GIP'ların adlandırılma sistematiği GRB (Gamma Ray Burst - Gama Işın Patlaması ve patlamanın kaydedildiği yıl, ay, gün olarak yapılmaktadır.) X–ışın ardıl ışınım kaynağı, BeppoSAX üzerinde yer alan X–ışın teleskobu tarafından patlamadan yaklaşık sekiz saat sonra gözlenmiş ve birkaç gün içerisinde X–ışın yayınımının zayıfladığı belirlenmiştir. GIP’ın enerjisinin büyük bir kısmının X–ışın ardıl ışınımı ile salındığı belirlenmiştir. BeppoSAX’ın bu gözlemi çoklu dalga boyu gözlemlerinin başlamasını sağlamış ve X–ışını kaynağı ile pozisyon uyumu içerisinde zayıflayan bir optik kaynak belirlenmiştir (Van Paradijs ve ark, 1997). Bu dönemde bir diğer kaynak, GRB 970508’in hata aralığı içerisinde geçici optik kaynakla pozisyon uyumu gösteren değişken bir radyo kaynak da belirlenmiştir. Bu radyo kaynağın GIP’ın radyo bileşeni olduğu öne sürülmüştür (Frail ve ark, 1997). Ardıl ışınım gözlemleri ile GIP’lar için farklı oluşum senaryoları öngörülmüştür. Uzun süreli GIP’lar için önerilen model, kütleli yıldızların merkezleri üzerindeki çok yüksek kütleye dayanamayarak kendi üzerine geri çökmesi ile oluşan çökertici (collapsar) ya da hipernova modelidir (Woosley ve Heger, 2006: Woosley 5 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ ve Bloom, 2006). Kısa sureli GIP’lar için önerilen model ise iki tıkız cismin (nötron yıldızı – nötron yıldızı veya nötron yıldızı – kara delik çifti gibi) kütle çekimsel dalga yayınımı ve yörüngesel açısal momentum kaybı sonucu birleşmesidir (Eichler ve ark. 1989: Fryer ve ark., 1999: Zhang ve Fryer, 2001: Zhang ve Heger, 2003: Zhang ve Meszaros, 2004: Belczynski ve ark, 2006). Bu modeller ile GIP'ların oluştukları ortam hakkında öngörülerde bulunulabilmektedir. Kütleli yıldızların ömürleri kısadır ve oluştukları bölgeden uzaklaşamadan ömürlerinin sonuna gelirler. Böylece çökertici model sonucu oluşan GIP’lar daha yoğun bölgelerde bulunmalıdır. Birleşme modelinde ise nötron yıldızları yaşlı yıldızlardır ve oluştukları bölgelerden çok daha uzaklara taşınabilirler. Dolayısıyla birleşme modeli sonucu oluşan GIP’lar daha az yoğun bölgelerde bulunmalıdır (Perna ve ark, 2000). Önerilen senaryoda çökmesi sonucu oluştuğu uzun süreli GIP'ların kütleli bir yıldızın çekirdek ve bu yüzden süpernovalar ile bağlantılı olabileceği düşünülmektedir. Bazı GIP-SN çiftlerinin uyumu tayfsal olarak doğrulanmıştır. Bir düzineden fazla GIP'ın ardıl ışınım ışık eğrilerinde SN imzası olduğu düşünülen tümsek (bump) belirlenmiştir. 25 Nisan 1998 de sönük bir GIP BeppoSAX ve BATSE tarafından belirlenmiştir. Yaklaşık iki buçuk gün sonra SN 1998bw GRB 980425'in BeppoSAX hata aralığı içerisinde keşfedilmiş ve bu iki olayın tesadüfi olarak örtüşmesinin çok düşük bir olasılık (~10-4) olduğu dolayısıyla iki olayın bağlantılı olduğu ortaya konmuştur (Galama ve ark, 1998). GRB 031203'ün optik ve yakın kızılötesinde çok sönük ardıl ışınım gözlemleri Cerro Tololo Inter-American Gözlemevi (Şili)' de 1.3 m'lik teleskoba bağlı hem optik hem de kızılötesi gözlemlere imkan tanıyan ANDICAM (A Novel Dual Imaging CAMera - Özgün Çift Görüntüleme Kamerası) kamerası ile yapılmıştır ve ev sahibi galaksi ile pozisyon uyumu belirlenmiştir (Cobb ve ark, 2004). Ev sahibi galaksinin fotometrik görüntülerine dayanarak pek çok grup GRB 031203 ile SN bağlantısını vurgulamışlardır (Bersier ve ark, 2004: Thomsen ve ark, 2004: Cobb ve ark, 2004: Gal-Yam ve ark, 2004). Tayfsal gözlemlerden gelen doğrulamalardan sonra bu olay SN 2003Iw olarak isimlendirilmiştir (Malesani ve ark, 2004). GIP'lar ve SN'ler arasındaki bağlantının çok iyi anlaşılamamasına rağmen GRB 060218'nin gözlemleri SN 2006aj ile bağlantılı olduğunu göstermektedir 6 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ (Campana, 2006). GRB 060218 Swift uydusu üzerinde bulunan BAT (Burst Alert Telescope - Patlama Alarm Teleskobu), XRT ve UVOT tarafından belirlendi. Swift gözlemlerinin hemen ardından optik ardıl ışınım ve ev sahibi galaksinin düşükçözünürlüklü tayfından kırmızıya kayma değeri (z= 0.033) belirlendi. Tayftaki belirtiler bir SN oluşumunun sinyalini vermekte olduğu belirtildi ve GIP'tan 3 gün sonra SN2006aj olarak tanımlanan bir SN bulundu. Bulgular hidrojen ve helyum çizgilerinin bulunmadığı tip Ic SN ile uyumluydu. Ayrıca araştırmacılar elde etikleri sonuçların büyük bir kesinlikle GRB 060218/SN2006aj'nin kaynağının Wolf-Rayet yıldızı gibi kütleli tıkız bir ata yıldızı işaret ettiğini belirtmektedirler. Bilindiği gibi SN kalıntıları büyük kütleli yıldızların evriminin sonunda SN patlamasından sonra geride bıraktıkları yapıdır. SN’lerin ardında SN kalıntısı bırakması gibi GIP’ların da arkalarında bir kalıntı bırakması beklenmektedir. Bu kalıntıların belirlenmesi GIP oluşum bölgeleri ve geride bıraktıkları yapı hakkında daha yakından inceleme şansı vermektedir. Ayrıca patlamaların oluşma oranları ile enerji kaynakları hakkında bilgi sağlaması düşünülmektedir. GIP tarafından oluşturulan kalıntıları, SN'ler, OB birleşmelerinden gelen yıldız rüzgarları, ışınım basıncı ya da yüksek hızlı bulutların çarpışmaları gibi bilinen enerji kaynaklarından ayırmak zordur. GIP kalıntılarında enerji salımı itici olduğundan dolayı patlamaların, parlak ve genç oldukları yeterince erken bir zamanda özgün tayfsal imzalarının belirlenmesi ile bilinen kaynaklardan ayrılmaları daha kolay olmalıdır. Yüksek enerjili iyonlaşma ışımasının itici enerji salımı GIP kaynaklarına özgüdür ve genç GIP kalıntılarının SN kalıntılarından ayrıt edilebilmesine imkan sağlayacağı düşünülmektedir (Perna ve ark, 2000). Bu araştırmacılar yaptıkları bilgisayar simülasyonu sonuçlarına göre ardıl ışınımın foto-iyonlaşma etkilerini göz önüne alarak GIP Kalıntısı için belirleyicisi olabilecek tayfsal çizgi oranlarını ( ⁄ , 4686⁄ gibi) belirlemişlerdir. GIP kalıntıları ile ilgili olarak, Ayal ve Piran (2001) yaptıkları bilgisayar simülasyonunda yıldızlar arası ortamda zıt yönlere hareket eden iki yoğun balon olarak hüzmelenen GIP durumunu incelemişlerdir. Başlangıç enerjisi E0 = 1051 erg, yıldızlar arası ortam yoğunluğu ρ1 = 10-24 g/cm3, hacimsel Lorentz faktörü Γ ≥ 100 alarak yaptıkları modellemede ~5000 yıl sonra kalıntının enerjisinin ~9.6 x 104 erg 7 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ değerine düştüğünü öngörmüşlerdir. Enerjinin bu değere düşmesinden sonra şok patlamanın ekvator bölgesinde birbirine temas etmekte ve morfolojik olarak küresel bir yapıya dönüşmeye başlamaktadır. GIP kalıntılarının SN kalıntısı gibi küresel bir yapıya dönüştüğü bu andan itibaren bu kalıntıları morfolojik olarak ayırt etmek zorlaşmaktadır. Bu senaryo GIP'ları oluşturan merkezi motordan madde atımının ara zaman (intermediate-time) davranışı için bir modeldir. Bu sonuçların, başlangıç morfolojisi, açısal genişlik ve atılan maddenin yoğunluğundan bağımsız olduğu da belirtilmiştir (Ayal ve Piran, 2001). GIP kalıntıları, SN kalıntılarından sadece enerji mekanizması ile değil içerdiği rölativistik parçacık bolluğu ile de ayırt edilebilmelidir. GIP kalıntılarının ikinci bir özelliğinin ise rölativistik elektronlar, başlangıç şok enerjisinin bir kısmını içerirken önemli bir miktarının yüksek enerjili protonlara aktarılması olduğu belirtilmiştir. Yapılan ayrıntılı hesaplar ile GIP kalıntılarının güçlü TeV yayıcıları olabileceği araştırılmıştır. Galaksi düzleminde bizden ~10 kpc uzaklıktaki GIP kalıntısının 30 GeV ile 100 TeV enerji aralığında kozmik gama ışınlarını araştırmak için kurulan bir atmosferik Cherenkov teleskop sistemi olan HESS (High Energy Stereoscopic System - Yüksek Enerjili Stereoskopik Sistem) ile belirlenen fakat tanımlanamayan (unidentified) bir TeV kaynağı ile eşleşebileceği öngörülmüştür (Atoyan ve ark, 2006). Gao ve Huang (2005) VLBI (Very Long Baseline Interferometry, Çok uzun ana hat interferometri ) tarafından çözümlenmiş iki GIP kalıntısını (GRB 030329 ve GRB 041227) incelemişlerdir. Bu kaynakların radyo gözlemleri standart ateş topu modelinin dinamiğini test etmek için kullanılmıştır. Teorik olarak R yarıçaplı bir GIP ateş topu ele alınmış, rölativistik ve eşit varış zaman yüzey etkilerinden dolayı yarıçap ile kalıntının gözlenen boyutunun uyumlu olmadığı belirlenmiştir. Kalıntının görünür boyutunun zamanla değişiminin basit kabuller yapılarak çıkarılabileceği gösterilmiştir (Oren ve ark, 2004). GRB 030329 ve GRB 041227 kalıntıları basit izotropik ateş topu ya da basit jetlerle açıklanamamıştır. Gao ve Huang (2005) tarafından önerilen iki bileşenli jet yapısı modeli sayısal hesaplamalarla ele alınmıştır. İlginç bir şekilde iki bileşenli jet modelinin her iki GIP kalıntısı içinde doğru olduğu belirlenmiştir. Bunun bir tesadüf olarak görülmemesi gerektiği ve bazı 8 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ GIP ardıl ışınım akılarının ölçümünden de anlaşılacağı gibi GIP jetlerinin karmaşık bir yapıya sahip olduğunun işareti olarak belirtilmiştir. (Gao ve Huang, 2005). GIP kalıntılarının, kalıntıyı çevreleyen ortamın karakteristiği ya da GIP’a eşlik eden SN’nin varlığı tarafından nasıl etkilenebileceği incelenmiştir (RamirezRuiz ve Macfadyen, 2010). Oluşturdukları modelde patlama ortamında zıt yönlere genişleyen iki baloncuklu bir GIP ele alınmıştır. Baloncuğun her ikisi ve patlama ortamı soğuk ideal gaz olarak modellenmiştir. Modellerinde, başlangıç yoğunlukları, açısal genişlikler ve merkezden dışa atılan maddenin morfolojisi için farklı değerler denenmiş ve GIP kalıntısının son şeklinin başlangıç değerlerinden bağımsız olduğu belirlenmiştir. Elde edilen sonucun Rhoads (1999) ve Sari ve ark. (1999)’nın düzgün jet yapısı modelleri ile uyumlu olduğu da tespit edilmiştir. Sonuç olarak patlama kaynağından çıkan madde akışının, patlama çevresi ile etkileşimlerinden dolayı GIP kalıntılarının dinamiğinin karmaşık olduğu ve özellikle genç kalıntılarda atımın yapısının da önemli olduğu belirlenmiştir. Kalıntının morfolojisi ve görünürlüğünün büyük oranda yıldız çevresini oluşturan ortam tarafından belirlendiği vurgulanmıştır (Ramirez-Ruiz ve Macfadyen, 2010). GIP’lar yaydıkları yüksek enerjili ışıma ile ortamı iyonize edebilir (fotoiyonizasyon), ışıma gücü arttıkça foto-iyonizasyon daha da etkin olabilir. Ayrıca foto-iyonize bölgeler genellikle OB yıldızlarının etrafında da bulunabilir. Wang (1999) da yaptığı çalışmada M101 galaksisinde X-ışın yayan bölgelerin gözlemleri sonucu bu bölgelerin OB yıldızları ile eşleşebileceğine dair herhangi bir kanıt bulunmadığını belirtmiştir. Bu durumda M101 deki bu iyonize bölgeler GIP kalıntılarını işaret edebilirler (Perna ve ark 2000). Bu tezde amaçlanan M101 sarmal galaksisinde olası GIP kalıntılarının araştırılmasıdır. Hedef galaksimiz M101 çok çalışılan bir galaksidir ve çoklu dalga boyu araştırmaları aşağıda özetlenmektedir: Sarmal galaksi M101'in uyarılmış hidrojen bölgelerinin (H II bölgeleri) katalog çalışması Hodge ve ark. (1990) tarafından yapılmış ve 1264 yayınım bulutsusu H II bölgesi olarak kataloglanmıştır. Feldmeier ve ark. (1996) sarmal galaksi M101'deki gezegenimsi bulutsular için [O III] λ5007 araştırmasının sonucunda alınan Hα, R-band ve [O III] λ5007 9 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ görüntülerinin kıyaslanması ile galaksinin dış ve kollar arası bölgesinde 65 gezegenimsi bulutsu adayı belirlemişlerdir. Geleneksel kalıntıların belirlenmesinde [S II] / H koşulunu ilk olarak Mathewson & Clark (1973a) kullanmıştır. Süpernova kalıntısının (SNK) şokunun ardındaki uzun soğuma bölgesinde uyarılmış S+ ([S II]) iyonları güçlü [S II] λλ6716,6731 yayınımları oluştururlar (Raymond 1979, Dopita 1984, Fesen, Blair 1985, Osterbrock 1989). M101 galaksisinde [S II] / H koşulu kullanılarak SNK belirleme çalışması Matonick ve ark. (1997) tarafından yapılmıştır ve 93 aday belirlenmiştir. Franchetti ve ark. (2012) Hubble Uzay Teleskobu ( Hubble Space Telescope – HST) verileri ve Chandra arşiv verilerini kullanarak 55 SNK adayı belirlemiş ve bunları çoklu dalgaboyu gözlemlerinden fiziksel yapıları, yıldızsal çevreleri ve yıldız popülasyonu hakkında incelemelerde bulunmuşlardır. Pence ve ark. (2001) 98.2 ks'lik poz süreli Chandra verilerini kullanarak 3σ dan büyük belirginlikleri ile S3 çipi üzerinden 110 nokta kaynak kataloglamıştır. Kaynaklar M101'in sarmal kolları ile uyum içerisinde görülmektedir ve pek çok Xışın çifti, süper yumuşak kaynaklar (supersoft source), süpernova kalıntıları gibi bilinen kaynakları içermektedir. Sadece 27 tanesi artalan kaynağı olan diğer kaynakları içermektedir. BIMA SONG (Berkeley-Illinois-Maryland Association Survey of Nearby Galaxies) kısa adı ile yakın galaksilerin araştırılması, M101'in de içinde bulunduğu 44 yakın sarmal galaksinin merkezi ve diski içerisinde 3 mm CO (J = 1-0) moleküler yayınımının sistematik görüntüleme çalışmasıdır. Bu çalışma yakın galaksilerde moleküler yayınımın hız alanları, tayfları, kanal haritaları, tümleşik yoğunluk haritalarının tek bir herkese açık veri tabanını sağlamaktadır (Helfer ve ark, 2003). Jenkins ve ark. (2005) tarafından sarmal galaksi M101'in XMM-Newton verilerinden yararlanılarak nokta kaynak popülasyonunun X-ışın özellikleri incelenmiş ve 108 nokta X-ışın kaynağı M101'in D25 (galaksinin çapsal olarak optik dalga boyunda 25 kadir parlaklığa ulaştığı mesafe) elipsi içerisinde belirlenmiştir. Bunlardan 24'ü artalan galaksisi olarak tahmin edilmiştir. Çoklu dalga boyu karşılaştırmaları sonucu 20 kaynağın H II bölgesi ve/veya SN kalıntıları ile uyum gösterdiği görülmüştür. Yedi nokta kaynak ise artalan galaksi bileşeni yada adayı 10 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ olarak belirlenmiştir. Altı kaynak ön alan yıldızları ile uyum göstermektedir ve bir kaynağın radyo bileşeni olduğu belirlenmiştir. Gil de Paz ve ark. (2007) toplam 1034 yakın galaksinin Galaksi Evrim Kaşifi (Galaxy Evolution Explorer-GALEX) uydusunun uzak-morötesi (far-ultraviolet FUV; λetkin = 1516 Å) ve yakın morötesi (near-ultraviolet NUV; λetkin = 2267 Å) bantlarındaki gözlemlerinden faydalanarak M101'inde içinde bulunduğu tüm yakın galaksilerin renk profillerini, yüzey parlaklıklarını elde etmişler ve galaksilerin belirlenen toplam (FUV- K ) renk değerlerinin, eliptik/merceksi galaksileri sarmal ve düzensiz galaksilerden ayırt etmede çok önemli bir ölçüt olduğunu ileri sürmektedirler. 11 2. ÖNCEKİ ÇALIŞMALAR Utkan TEMİZ 12 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ 3. MATERYAL VE METOD 3.1. Materyal Gama ışın patlamaları, (10 10 ) erg mertebesindeki enerjileri ile evrendeki en güçlü patlamalardır. Bu patlamalar günde ortalama bir kaç kez meydana gelmektedir. Patlamalar, süreleri ve enerjilerine göre iki sınıfa ayrılırlar. Kısa patlamalar gama-ışın yayınım süresi 2 s den kısa ve yüksek enerjili spektruma sahip olan patlamalardır, uzun patlamalar ise 2 s den uzun ve düşük enerjili spektruma sahip olan patlamalar olarak adlandırılırlar. GIP oluşumları için iki önemli model bulunmaktadır. İlk model tek bir büyük kütleli yıldızın içe çökmesi sonucu gerçekleşen hipernova ya da "çökertici" (collapsar) modelidir (Woosley, 1993; Paczynski, 1998; MacFadyen ve Woosley, 1999). İkinci model ise iki nötron yıldızı ya da bir nötron yıldızı bir kara delik çifti gibi iki tıkız nesnenin birleşmesini öneren "birleşme" modelidir (Eichler ve ark, 1989; Narayan ve ark, 1992; Ruffert ve Janka, 1999). Bu modellerin dışında ayrıca literatürde kara delik yığılması, atarca (pulsar) modeli, dönen kara delikler, supranova modeli ve Blandford-Znajek mekanizmasını içeren modeller de yer almaktadır (Piran, 2004). 3.1.1. Gama Işın Patlamalarında Ateş Topu (Fireball) Modeli GIP'lar ile ortaya çıkan muazzam enerjiyi oluşturan mekanizmayı anlayabilmek içinde çok sayıda model önerilmiştir. Şok yapısını en iyi açıklayan ateş topu (fireball) modeli, önerilen modeller arasında en yaygın kabul gören modeldir. GIP'ların en büyük enerji kaynağı kütleli cisimlerin farklı modellerle açıklanabilen muazzam enerjileri ile ilişkilidir. Uzun süreli patlamalar için bu yüksek enerji kaynağı, evriminin son aşamasındaki kütleli bir yıldızın kendi çekirdeği üzerine çökmesidir. Bunun yanısıra kısa süreli patlamalar için tıkız çiftlerin (nötron yıldızı nötron yıldızı ya da nötron yıldızı - kara delik gibi) birleşmesidir. Her iki durumda da merkezi tıkız nesnenin birkaç Güneş kütleli ( 13 ʘ) bir kara delik olması 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ beklenmektedir. Şekil 3.1.'de merkezi motoru bir kara delik olan GIP temsil edilmektedir. Uzun veya kısa patlama durumunun herhangi birinde çökme ya da birleşme ile serbest kalan kütle çekimsel enerji birkaç ʘ değerindedir. Bu kütle çekimsel enerji milisaniye mertebesindeki zaman aralığında, onlarca km3 'lük hacim içerisinde bir enerjiye dönüşür. Şekil 3.1. GIP'ların en genel tiplerinden biri olan bir yıldızın içe çökmesinin gösterimi Bu tıkız hacimde böylesi büyük kütle çekimsel enerjinin ani yayınımının temel iki sonucu vardır. Enerjinin çok küçük bir kesri (10 baryonlar içeren yüksek sıcaklıklı ( ≳ 10 ) e±, γ-ışınları ve ) ateş topuna aktarılırken, bir kısmı da kütle çekim dalgalarına ve nötrinolara dönüşür. Nötrinolar başlangıçta ısısal dengededir ancak kütle çekim dalgaları ısısal dengede değildir. Ateş topu, kütle çekim dalgalarına ve birkaç etkileşim uzunluğu ötesinde nötrinolara geçirgendir. (10-30) MeV tipik enerjileri ile ısısal nötrino anti-nötrino çiftlerinin ve (10 10 ) Hz aralığındaki frekansları ile kütle çekim dalgalarının anlık yayınımlarına (prompt emission) yol açar. Bu yayınımda birkaç saniye içerisinde 10 erg'lik enerji açığa çıkar. Bu iki enerji GIP'larda şimdiye kadar algılanamamış en baskın enerji şeklidir. Serbest kalan bu enerjinin küçük bir kesri ise, e±, γ-ışınları ve baryonlardan oluşan ve belli ölçüde manyetik alan enerjisi de içeren "ateş topu"nda hapsolmuştur. Bu enerji 14 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ miktarı en çok ısısal olmayan gama ışınları olarak gözlenmiştir. Isısal nötrino ve kütle çekim dalga akışı beklenenden daha küçük olurken bu yinede evrendeki herhangi bir patlamaya nazaran muazzam bir elektromanyetik enerji yayınımıdır. GIP'lardan yayınlanan toplam enerji, SN'lardan yayınlanan toplam enerjiler ile kıyaslanabilmektedir. GIP'lar ve SN'ler arasındaki farklar, enerjinin salındığı dalga boyu ve patlamaların gerçekleşme süreleri olarak tanımlanabilir. GIP'lar enerjilerinin büyük çoğunluğunu saniyeler süren patlama anında γ-ışın dalga boyunda salmaktadır. SN'ler de ise enerji yayınımı optik dalga boyunda aylarca sürebilmektedir (Meszaros, 2006). GIP'lardan gözlenen elektromanyetik ışınım için önerilen modeller, çekirdek çökmesi ya da iki tıkız nesnenin birleşmesi sonucu oluşan rölativistik "ateş topu"nu temel almaktadır. Patlamaların ışıma gücü, Eddington ışıma gücünden ( 10 ⁄ ʘ 1.25 erg s-1) çok daha büyüktür. Bu değer gözlemlerden, ele alınan zaman ölçeklerinden ve enerji değerlerinden elde edilir. Bu noktada ışınım basıncı, merkezi kütle çekiminden daha büyük olmaktadır ve böylece ateş topu genişlemektedir. İlk ateş topu modelleri, genişleme hızını rölativistik olarak kabul etmektedir fakat genişleme hızı ateş topunun baryon miktarına bağlıdır. Eğer ateş topu enerjisi, merkezdeki tüm baryonları içeriyorsa genişleme rölativistik değerden daha küçük (sub-relativistic) olmaktadır. Fakat, merkezde oluşan kara deliğin yakınlarında yoğunluk, yığılma ve merkezcil kuvvetlerden dolayı azalmaktadır. Bu durumda ateş topunun oluştuğu bölgede baryonların tükenmesi beklenmektedir ve yüksek düzensizlikte ışınım balonu oluşum eğilimi vardır. Dinamik olarak baskın manyetik alanında az sayıda baryon içermesi beklenir. Gözlemsel kanıtlar, genişlemenin yüksek seviyede rölativistik olması gerektiğini gösterir. Rölativistik genişleme, GIP'ların 0.5 MeV'un üzerinde gözlenen tayfsal enerjilerine dayanmaktadır. Böylelikle izotropik bir plazma içerisinde → süreci için ortalama serbest yolun çok kısa olması beklenir. Pek çok patlamanın 1 GeV üzerine uzanan spektrumlar göstermesi bir çelişki oluşturmaktadır. Bu yüzden ateş topu içerisindeki madde 0.511 MeV eşik değerinin altındaki enerjilerde foton-foton etkileşimleri ile bu durumu önlemek zorundadır. Bu durumun önlenmesi için ateş topu içerisindeki maddenin çok yüksek Lorentz faktör ile genişlemesi kaçınılmazdır (Meszaros, 2006). 15 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ Eğer GIP'ın merkezi motoru (çökme veya birleşme senaryoları sonucu oluşan kara delik) sürekli değil de aralıklı olarak atımlar şeklinde enerji salımı yapıyorsa farklı Lorentz faktörlere sahip kabuklar üretilebilmektedir. Şekil 3.2'de kaynak ve gözlemci referans sistemi arasındaki zaman gecikmesi; farklı zaman ve yarıçaplarda (r) rölativistik kabuklardan gelen yayınım gösterilmektedir. Burada gerçekleştiği referans sistemi temsil ederken etmektedir. ve ∗ ∗ patlamanın gözlemci referans sistemini temsil sistemleri için aynı uzaysal koordinatlar kullanılabilir fakat gözlemci tarafından ölçülen sinyalin gözlemciye ulaşma zamanı ( ) Doppler etkisinden dolayı durum ve ∗ 'dan farklıdır ( ∗ ). Gözlenebilir zaman olduğundan bu cinsinden GIP problemi olarak adlandırılmaktadır (Meszaros, 2006). Tüm kabuklar yıldızlar arası ortamla etkileşmekte ve bazı noktalarda süpürülen madde miktarı ateş topunu yavaşlatmaya yetecek kadar büyük olmaktadır. Böylece tüm frekanslarda gözlenebilen ardıl ışınımlar olarak tanımlanan ışınımlar üretilebilmektedir (Ghisellini, 2000). Şekil 3.2. GIP'larda küresel rölativistik kabuklardan gelen yayınımın ve kaynak çerçevesi ile gözlemci çerçevesi arasındaki zaman gecikmesinin gösterimi (Meszaros, 2006). 3.1.2. Ardıl Işınımların Temel Teorisi Ardıl ışınımların farklı teleskoplarla gözlenmesinden önce bu tip ışımaların olması gerektiği öngörülüyordu (Paczynski ve Rhoads, 1993; Katz, 1994; Vietri, 16 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ 1997; Meszaros ve Rees, 1997). İç şoklar GIP'ları meydana getirdikten sonra, patlamayı çevreleyen ortam ile etkileşmekte ve yavaşlamaktadır. Atım ilerledikçe dış ortamdaki önemli miktarda maddeyi süpürmekte ve şokun bolometrik ışıma gücü zamanla artmaktadır ( ∝ ). İlerleyen süreçte daha fazla madde süpürülmektedir. Yığın (bulk) Lorentz faktörü (Γ) ve patlamanın yarıçapı aşağıda verilen bağıntılarla değişmektedir: ∝ ∝ / / ∝ / ∝ / (adyabatik durum) (3.1.) (ışınımsal durum) (3.2.) , ∝ , ∝ / Adyabatik durumda, ışınımsal soğuma zamanı sinkrotron durumu ele alındığında gözlemci referans sistemi dinamik zamanından ( ~ /2 4 ⁄3 ve enerji korunmaktadır ( Γ ~ ) daha uzun olmaktadır ). Işınımsal durumda soğuma zamanı gözlemci çerçevesi dinamik zamanından daha kısa olup momentum korunmaktadır ( ~ ). GIP'larda oluşan şok dalgaları yıldızlararası ortam ile etkileştiğinde bu ortamı yüksek sıcaklıklara kadar ısıtmaktadır. Isınan parçacıklar rölativistik hızlara ulaşmaktadır. Rölativistik hızlarda hareket eden bu parçacıklar lokal manyetik alanda ilerlemekte ve sinkrotron yoluyla ışıma yapmaktadırlar. Sinkrotron ışıması yayan, protondan çok daha küçük kütleli ve bu yüzden çok daha hızlı ışıma yapan 'lardır. Verilen bir zamanda ardıl ışınımın tayfı, farklı frekanslarda gözlenen elektron akısına bağlıdır. Burada elektronların enerjisi ve gözlenen pik frekansı ⁄2 Γ karakteristik elektron enerjisi ile tanımlanır. Bunlar (soğuma frekansı), dir. Üç kritik frekans üç ( 'ye karşılık pik frekansı), (maksimum sinkrotron frekansı) dir. Ayrıca düşük frekanslarda sinkrotron self-absorptiona karşılık frekansı vardır. Şekil 3.3'de gösterildiği gibi GIP ardıl ışınımının sinkrotron tayfı , ve tipik frekansları ile ayrılmış dört parçalı kırık güç yasasıdır ( broken power law) (Sari, Piran ve Narayan, 1998). 17 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ Şekil 3.3. Şematik sinkrotron tayfında fraklı frekans bölgelerinin güç yasası eğimleri ve kritik frekansların zamansal davranışının gösterimi (Sari, Piran ve Narayan, 1998) ve arasındaki ilişkiye göre iki tip tayf vardır. durumu yavaş soğuma durumu olarak adlandırılmaktadır ve akı frekans ilişkisi aşağıdaki gibi verilir: , / / / / / / / / / / / 18 (3.3.) 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ durumu hızlı soğuma durumu olarak adlandırılır ve akı frekans ilişkisi aşağıdaki gibi verilmektedir: / , / / / / / / / / / / (3.4.) Herhangi bir zamanda ardıl ışınım standart modelinin tayfı genellikle iki ya da üç kırılım değeri ile Şekil 3.3'te gösterilen üç ya da dört parçalı güç yasası şeklinde olmaktadır. Kalıntı genişlerken foton tayfı düşük frekanslara doğru ilerlemektedir ve verilen bantta akı zamanla güç yasasına uyarak azalmaktadır. 3.1.3. GIP-SN İlişkisi Süpernova patlamaları yıldız evriminin son aşamasında gerçekleşen çok şiddetli olaylardır. Dinamik anlamda rölativistik olmayan bir genişlemeye sahip ateş topu olarak da tanımlanabilir. SN, yıldız evriminde en enerjik olay olarak bilinmektedir. SN patlamasının ardından genellikle binlerce yıldan daha uzun süre ışıma yapan kalıntılar kalmaktadır. GIP' da bir patlama olaydır fakat SN patlamasından çok daha enerjik ve çok daha şiddetlidir. Aşırı-rölativistik hızlarda genişleyen ateş topu modelinin GIP'ları tanımlamakta en uygun model olduğu görülmektedir. GIP, aylar mertebesinde bir süre boyunca parlayan ve farklı dalga boylarında algılanabilen ardıl ışınım yaymaktadır. Yapılan çalışmalarla pek çok GIP-SN uyumu gözlem verileri ile doğrulanmıştır. Gözlemsel kanıtı olan bazı önemli patlamalar şöyle sıralanabilir: BeppoSAX ve BATSE tarafından belirlenmiş GRB 980425 ve BeppoSAX hata aralığı içerisinde keşfedilen SN 1998bw'nun birbiriyle bağlantılı iki olay olduğu belirtilmiştir ( Galama ve ark, 1998). Malesani ve ark, (2004) GRB 031203 ve SN 2003Iw arasındaki uyumu tayfsal olarak doğrulamıştır. Swift tarafından belirlenen 19 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ GRB 060218 patlaması ile SN 2006aj arasındaki bağıntı ise Campana ve ark. (2006) tarafından çalışılmıştır. SN patlamalarının ardından görünür bölgede uzun süre (~10 yıl) yayınım yapan bir kalıntı bırakması gibi GIP’ların da patlama sonrası SN kalıntılarına benzer bir kalıntı bırakması beklenmektedir. Yakın galaksilerde ( < 10 Mpc) bu kalıntıların belirlenmesi, patlamaların oluştukları bölgeler ve ata yıldızlar hakkında önemli bilgiler vermektedir. GIP kalıntılarının tayfsal imzalarının belirlenmesi, doğum yerleri hakkında bilgi sağlayabilmekte ve oluşumları için önerilen modellerin doğruluğunu anlamaya yardımcı olmaktadır. GIP’ların çevrelerini nasıl etkilediklerinin araştırılması astronomi, astrofizik alanında güncel araştırma konularından biridir. 3.1.4. Gama Işın Patlama Modelleri Ateş topu modeli GIP'ların nasıl çalıştığını anlamamızda önemli rol oynamıştır. Fakat GIP'larda, hangi ata yıldızların ya da hangi astrofiziksel süreçlerin, ateş topu için gerekli olan yüksek enerjili aşırı-rölativistik akışı ürettiğinin yanıtı henüz tam olarak verilememektedir. Bununla beraber gözlem verilerine dayanarak önerilen modellerden "çökertici" (collapsar) ve "iki tıkız nesnenin birleşimi" modelleri en yaygın bilinen modeller olarak sıralanabilir. Bu gözlemsel bilgiler özetle : 10 erg mertebelerindeki çok yüksek enerjileri üretebilen merkezi motor, ~10 maddeyi rölativistik hızlara ivmelendirme, pek çok GIP'ta ʘ 1º<θ<20º tipik açılım açıları (opening angle) ile rölativistik akışı hüzmelendirmesi, merkezi motor tarafından belirlenen patlama süresinin (kısa yada uzun patlama) iki farklı merkezi motoru gerektirmesi, GIP'ların galaksi başına ortalama 3 x 105 yılda bir meydana gelme olasılığı olarak sıralanabilmektedir (Piran, 2004). 20 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ 3.1.4.1. Çökertici (Collapsar) Model GIP'lar ve SN'ler arasındaki ilişkiyi gösteren bulgular çökertici modeli desteklemektedir (Bloom, Kulkarni ve Djorgovski, 2002). Çökertici modele göre 30 ʘ kütleli çok hızlı dönen bir yıldızın demir çekirdeği çökerek bir kara delik oluşturur. Bu kara deliğin etrafında bir yığılma diski ve dönme ekseni boyunca bir huni yapısı oluşur. Huni yapısının içerisinde yıldızdan gelen madde göreceli olarak çok küçük bir dönme desteğine sahiptir. Bu diskin kara deliğin üzerine yığılması onlarca saniye sürmekte ve GIP'a güç sağlamaktadır. Enerji nötrino anti-nötrino etkileşimi ya da Bladford-Znajek mekanizmasıyla açıklanabilir. Bladford-Znajek mekanizması dönen bir kara delikten enerji üretimi için önerilen bir mekanizmadır. Kara deliği çevreleyen maddede depolanan enerji, dönme ekseni boyunca dışarı sızar ve θ < 10° açılım açısı ile jetleri oluşturur. Eğer jetler yeterince güçlü ise patlama sırasında yıldızdan dışa atılan maddeye doğru ilerler ve GIP'ları oluşturur (Piran, 2004). Kutupsal sütun boyunca çekirdek çökmesi süreci ve yıldızdan atılan maddeye doğru jet ilerlemesi ~10 s'lik bir zaman almaktadır (Macfadyen ve Woosly, 1999). Kara deliğin üzerine yığılma süresi ise onlarca saniye sürmesi beklenmektedir. Bu argümanlar çökertici modelin uzun GIP'ları oluşturduğunun göstergesi olarak önerilmektedir (Zhang ve ark, 2003). 3.1.4.2. Birleşme Modeli Birleşme modeli, iki nötron yıldızı ya da bir nötron yıldızı bir kara delik çifti gibi iki tıkız nesnenin birleşimi ile meydana gelmektedir (Eichler ve ark, 1989; Paczynski, 1991; Narayan ve ark, 1992). Özellikle kısa süreli GIP'lar için öngörülen bir modeldir. Bu birleşmelerin gerçekleşme oranı galaksi başına yılda ~10 (Narayan ve ark, 1992). Bir birleşme ~5 10 dır erg'lik bir enerji salmaktadır fakat bu enerjinin büyük çoğunluğu düşük enerji nötrinoları ve kütle çekimsel dalgalar halindedir. GIP'ın nasıl oluştuğu açık olmasada GIP'a güç vermeye yetecek kadar enerji bulunmaktadır. Birleşmenin GIP'ı güçlendirmeye yetecek rölativistik 21 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ rüzgarları nasıl oluşturduğu bilinmemektedir (Piran, 2004). Eichler (1989) tarafından yaklaşık binlerce nötrinonun birbirini yok ettiği ve çiftler oluşturduğu önerildi ( ̅→ → ). Yeterli enerjinin üretilemediği düşüncesi bu modeldeki temel sorun olarak ortaya konulmaktadır. Model içerisinde alternatif bir enerji kaynağı olarak merkezde oluşan kara delik etrafındaki yığılma diski olarak belirtilmektedir. 3.1.5. Sarmal Galaksi M101 Sarmal galaksi M101 Büyük Ayı takım yıldızı bölgesinde yer alır ve dünyaya ~5.4 Mpc (Matonick ve ark, 1997) uzaklıkta bulunmaktadır. Pierre Mechain tarafından 27 Mart 1781 yılında keşfedilmiştir. M101 Grubu olarak adlandırılan 9 galaksiden oluşan grubun en parlak üyesidir. M101'in genel özellikleri Çizelge 3.1'de verilmektedir. Bu özelliklerinden dolayı en çok çalışılan yakın galaksilerden (< 10 Mpc) biridir. Şekil 3.4'de Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmış bir görüntüsü verilmektedir. Çizelge 3.1. M101 galaksisinin genel özellikleri Galaksi M101 R.A. (Right Ascension) 14:03:12.5 Dec (Declination) +54:20:53 Uzaklık 5.4 Mpc (Matonick ve ark, 1997) Tip Scd Görünür parlaklık(mV) 7.9 kadir Eğim açısı 0° Görünür boyut 28.8' x 26.9' 22 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ Şekil 3.4. M101'in Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınmış görüntüsü 3.1.6. Gama Işın Patlaması Kalıntı Adaylarının Belirlenmesi Perna ve ark (2000) olası GIP kalıntılarının belirlenmesi amacıyla yaptıkları simülasyonda, 0 anında, düzgün zamana bağlı ışıma gücü enerjisi 10 yoğunluklu bir ortamda, birim frekans başına olan bir GIP kaynağı ele almıştır. Başlangıçta GIP erg olarak belirlenmiş ve ardıl ışınımın standart ateş topu modeli ile üretildiği varsayılmıştır. Simülasyonda sadece foto-iyonlaşma etkileri dikkate alınmıştır. İyonize ışımanın büyük bir kısmının çevreleyen ortama aktarılması GIP'lar ve ardıl ışınımlarının belirgin bir özelliğidir Ardıl ışınımlar en iyi rölativistik ateş topu modeli ile açıklanmaktadır. Merkezi motorun ürettiği rölativistik şoklar dış ortamla etkileştiklerinde yığın kinetik enerjisini sinkrotron ışımasına dönüştürmektedir ve ardıl ışınımların oluşumuna neden olmaktadır. Elde edilmiş optik ve radyo verilerinden ateş topunun enerjisinin (10 10 ) erg olması gerektiği düşünülmektedir. En basit hüzmelenmemiş sinkrotron modelinde ardıl ışınım için ; 23 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ (3.5.) olarak verilmektedir. sinkrotron frekansını ifade etmektedir. Başlangıçta nötral H, He, C, O, N, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe ve Ni gibi 10 elementleri içeren ve sıcaklığı K3, düzgün (uniform) bir ortam ele alınmıştır. R boyutlu ve ortam yoğunluğu n olan, GIP oluşum bölgesini de içine alacak şekilde bir bölge seçilmiş ve Δ adımlarına bölünmüştür. Belirli bir r Δ durumuna yayılan ardıl ışınımın akısı; durumundan Δ , Δ , , olarak verilmektedir. Burada Δ , Δ (3.6.) uzunluğu içerisinde foton soğrulmasından (photoabsorption) dolayı optiksel derinliği ifade etmektedir. Optiksel derinlik; Δ , Δ ∑ , (3.7.) , şeklinde tanımlanmaktadır. Burada yoğunluklarını, farklı elementlerin yerel sayı foto-iyonlaşma tesir kesitini belirtmektedir. Üst indis a elementi, alt indis j iyonlaşma seviyesini karakterize etmektedir. Eşitlik 3.6'ya göre ardıl ışınım akısının ilerlemesi ve evrimi incelenmiştir. Bu akı, ortamdaki gaz 10 K sıcaklığı civarına soğuduktan sonra optik çizgilerin şiddet oranları (intensity ratios) ve ışıma güçleri için önemli olmaktadır. Perna ve arkadaşları (2000) tarafından yapılan simülasyonun bazı sonuçları Şekil 3.5 - 3.7 arasında verilmektedir. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili GIP kalıntısı için tayfın gözlenebilir bölgelerinde bazı önemli çizgilerin zamana göre davranışları Şekil 3.5'te verilmektedir ve kalıntıdan gelen enerjinin çoğunlukla optik, UV ve yumuşak X-ışın bandında yeniden yayımlandığı gösterilmektedir. Bu yayınım, genç süpernova kalıntılarından gelen yayınım ile karşılaştırılabilmektedir. SN kalıntılarında 10 K‘den yüksek sıcaklıklara ısıtılan gaz X-ışın bandının sert bölgelerinde güçlü yayınım üretmektedir. Fakat GIP kalıntısında X-ışın yayınımı çoğunlukla iç 24 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ yarıçaptan gelmektedir. Halbuki mor ötesi ve optik yayınım yığından gelmektedir. Buda mor ötesi ve optik yayınımın, X-ışın yayınımına göre daha parlak olmasının nedenini açıklamaktadır. Şekil 3.5. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili GIP kalıntısı için en güçlü yayınım çizgilerinin bazılarının ışıma güçlerinin zamansal değişimidir. (a) HeII λ=1640 Å (kesikli çizgi), C IV λ=1549 Å (noktalı çizgi), O VI λ=1034 Å (düz çizgi) (b) [O III] λ=4959+5007 Å (düz çizgi), [O II] λ=3729 Å (noktalı çizgi), [S II] λ=6717 Å (noktalı kesikli çizgi), [N II] λ=6548+6584 Å (kesikli çizgi) (c) OVII λ=21,6 Å (kesikli çizgi), O VIII λ=18,97 Å (noktalı kesikli çizgi), Fe XXV λ=1.859 Å (düz çizgi) ve Fe XXVI λ=1,78 Å (noktalı çizgi) (d) Hα (kesikli çizgi), Hcα (noktalı kesikli çizgi), Hβ (düz çizgi) ve Hcβ (noktalı çizgi) (Perna ve ark, 2000). Kalıntıdan gelen bazı güçlü çizgiler arasındaki oranın zamanla değişimi ve çoğunlukla farklı uyarılma mekanizmaları arasında ayırt edici olarak kullanılan bazı önemli çizgi oranlarının zamanla değişimi Şekil 3.6 'da GIP kalıntıları için ayırt edici olarak kullanılması beklenen çizgilerle karşılaştırılması Şekil 3.7'de verilmektedir. Bu grafikler 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili GIP kalıntısı için elde edilmiş ve benzer grafikler 10 pc yarıçaplı, 102 cm-3 yoğunluklu moleküler bir bulutta 1052 erg enerjili bir GIP kalıntısı içinde oluşturulmuştur (Perna ve ark, 2000). 25 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ Şekil 3.6. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili bir GIP kalıntısı için kullanılabilen bazı çizgi oranlarının zaman bağımlılığı gösterilmektedir (Perna ve ark., 2000). Şekil 3.7. 1 cm-3 yoğunluklu ortamda 1052 erg enerjili bir GIP kalıntısı için çizgi ayracı. 10 (içi dolu kare), ö 6 10 (içi ö dolu üçgen), ö 2 10 (içi boş kare), ö 4 10 (içi boş üçgen), ö 5 10 (çarpı), ö 7 10 (içi dolu daire) (Perna ark., 2000). 26 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ Yayınım çizgi oranları yayınım mekanizmasını yansıtan bulutsular tarafından sergilenmektedir. Perna ve ark (2000) simülasyon sonucu elde ettikleri çizimlerin dikkate değer bir sonucu 5007⁄ oranın yüksek değerli olmasıdır. Sayısal simülasyonlar böylesi yüksek oranların şoklarda üretilemeyeceğini öngörmektedir. Bu yüksek oranların, göreceli olarak yüksek iyonlaşma parametrelerinin olduğu fotoiyonlaşma modelleri 5007⁄ tarafından üretildiği öngörülmektedir. Fakat 'nın yüksek değerlerinin sadece devam eden soğumanın kısa bir periyodu boyunca süpernova kalıntı şoklarında ya da oksijence zengin süpernova kalıntılarında gözlendiğine dikkat edilmelidir. Yayınım bulutsularında yayınımın geldiği plazmanın bazı özelliklerinin belirlenmesinde kullanılan çizgi oranları ele alındığında, sıcaklığının belirlenmesinde 4363⁄ 5007 oranı yaygın olarak kullanılmaktadır. Bu oranın zamanla artışı gazın soğuduğunun göstergesidir. GIP kalıntılarında beklenen sıcaklık H II bölgeleri gibi sürekli foto-iyonize olmuş plazmalarda gözlenenden çok daha büyüktür. GIP soğuma zamanının çoğu için bu sıcaklık süpernova kalıntılarından bile daha yüksek olmaktadır. Yayınım yapan bulutsular için sıkça kullanılan bir diğer belirleyici çizgi oranı ise genellikle 6717,6734⁄ süpernova kalıntılarının belirlenmesinde kullanılan oranıdır. Bu oran gezegenimsi bulutsular ve H II bölgelerinde 0.4 olmalıdır. Pek çok şokta 0.4 tür. GIP kalıntılarının optik yayınımında en 4686⁄ yüksek oranıdır. Bu oran çok kısa bir zaman için nadir özellik ise yüksek olurken, He II yayınımı, H II bölgelerinde aşırı zayıftır. Süpernova kalıntılarında ise nadiren > 0.1 olmaktadır. GIP kalıntılarının yoğun bölgelerden geçmeleri uzun süreler almaktadır. Bu bölgelerden geçerken genç kalıntılar çok daha yüksek iyonize durumlar oluştururken yaşlı kalıntılar daha düşük iyonize durumlar oluşturmaktadır. Bu faz boyunca bir GIP kalıntısını ayırt etmek çok daha zor olmaktadır. 4363⁄ 5007 gibi sıcaklık hassasiyeti gösteren çizgi oranları ve mor ötesi çizgileri GIP kalıntılarında H II bölgelerinde bulunandan daha yüksek sıcaklıklara işaret etmektedir. 27 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ GIP'ların çevreleri ile etkileşiminin simülasyonunda, sadece foto-iyonlaşma etkisi ele alınmaktadır. Şoklanan gaz çok ısındıkça, optik tayfın üzerinde çok küçük etkisi olmaktadır. Şok, gazı sıkıştırır böylece yayıcılığı artar fakat gazı da ısıtmaktadır. Bu eğilim salınan enerjiyi arttırmakta fakat üretilen foton sayısını azaltmaktadır. Şok dalgası foto-iyonlaşmış gazın önemli bir miktarını süpürdüğünde ya da şok dalgası güçlü iyonize ışıma ve soğuyan gazdan güçlü optik yayınım ürettiğinde tayfı güçlü etkileyecektir. GIP kalıntılarının araştırılması amacıyla yapılan modellemelerde genel olarak kalıntıların yaşam süreleri boyunca iki fazda bulunduğu önerilmiştir. Bunlardan ilki soğuma fazıdır. GIP'lar ve ardıl ışınımları çevreledikleri ortamı ısıtır ve iyonlaştırırlar. Bu durumda yayınım tayfının soğuyan iyonize gaz tarafından üretilmesi beklenir ve gazın soğuma oranı ~10 yıl'dır (Perna ve ark, 2000). İkinci faz ise yavaşlama fazıdır. Bu durumda GIP tarafından üretilen rölativistik şok dalgaları yıldızlar arası ortam ile etkileşmekte ve ~10 yıl da yavaşlayarak ortam ile birleşmektedir (Perna ve ark, 1998). Bu zaman aralıklarının birleştirilmesinden galaksi başına GIP oluşum oranı ~ 10 elde edilmektedir. Burada 10 olarak bilinmeyen hüzmelenme faktörüdür (Wijers ve ark. 1998). Böylelikle her bir galakside verilen herhangi bir zamanda GIP kalıntısı bulunma olasılığı vardır. Yakın galaksilerde bu kalıntıların belirlenmesi GIP’ların oluştuğu bölgelerin çok daha yakından çalışılmasına ve açığa çıkan enerjinin ve olayın oluşum sıklığının tahmin edilmesine imkan sağlamaktadır (Loeb & Perna 1998). GIP şok dalgalarının çevreleri ile hidrodinamik çarpışmaları, radyasyonun iyonlaşma etkisinden daha uzun süre devam etmektedir. GIP şok dalgalarının hızının 10 km s-1'e düşmesi on milyonlarca yıl sürmektedir. Bu yüzden yaşlı GIP kalıntıları büyük boyutlarda olmalıdır (~ kiloparsek). Fakat GIP tarafından üretilen bu yaşlı hidrodinamik kalıntıları, süpernovalar, OB birleşmelerinden gelen yıldız rüzgârları, ışınım basıncı ya da yüksek hızlı bulutların çarpışmaları gibi bilinen enerji kaynaklarından ayırmak zordur. GIP kalıntılarında enerji salımı itici olduğundan, genç ve parlak oldukları erken bir zamanda, kendilerine özgü tayfsal imzalarının belirlenmesi ile bilinen yayınım bulutsularından ayırt edilmeleri daha kolay olmaktadır. Rölativistik olmayan şok dalgaları foto-iyonize bölgeyi geçmek için 104 28 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ yıldan daha uzun bir zaman harcamaktadır (Perna ve ark. 2000). 104 yıldan küçük yaşları ile genç GIP kalıntılarından gelen yayınım en çok GIP'ların patlama dönemlerindeki ardıl ışınımın iyonlaşma etkilerinden etkilemektedir çünkü rölativistik olmayan şok dalgaları için foto-iyonize bölgeyi geçmek çok daha uzun bir zaman almaktadır. Yüksek enerjili iyonlaşma ışınımının itici enerji salımı GIP kaynaklarına özgüdür ve genç GIP kalıntılarının süpernova kalıntılarından ayırt edilmesinde kullanılabilmektedir (Perna ve ark. 2000). 3.2. Metot Bu tez çalışmasında olası GIP kalıntıları için belirlenen karakteristik tayfsal oranlardan 5007⁄ ( 5007⁄ 30, 3, 5007⁄ ⁄ 0.4, 4363 40) yararlanılarak hedef ⁄ 10, galaksi M101 'de GIP kalıntı adaylarının belirlenmesi amaçlanmıştır. Adayların belirlenmesi için fotometrik ve tayfsal veriler TUG (TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi) da bulunan 150 cm'lik RTT150 (Russian Turkish Telescope - Rus Türk Teleskobu 150 cm) teleskobu ile SAO-RAS (Special Astrophysical Observatory of The Russian Academy of Sciences – Rus Bilimler Akademisinin Özel Astrofiziksel Gözlemevi) bulunan BTA 6 m'lik teleskoptan alınmıştır. 3.2.1. TUG TUG Antalya'da 2547 m yükseklikli Bakırlıtepe zirvesinde yer almaktadır.. 1995 yılında Rusya ile Türkiye arasında karşılıklı imzalanan protokol ile RTT150'nin TUG'a kurulması kararlaştırılmış ve 1998 yılında kurulumu tamamlanmıştır (Şekil 3.8). Eylül 2001 de RTT150'den ilk ışık alınmıştır. RTT150'nin odak düzlem aletlerinden TFOSC (TUG Faint Object Spectrograph and Camera - TUG Sönek Nesne Tayfçeker ve Kamerası) Kopenhag Üniversitesi Gözlemevi tarafından üretilen FOSC (Faint Object Spectrograph and Camera - Sönük Nesne Tayfçeker ve Kamera) serisinin sonuncusu olup Kasım 2004’te teslim edilmiştir. TFOSC gözlemlere 8 Nisan 2005 tarihinde başlamıştır.İlk 29 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ gözlemi bir GIP'ın optik ardıl ışınımı olmuştur (GCN 3198). TFOSC 'un iki işlevi vardır. Doğrudan görüntüleme ve düşük/orta çözünürlüklü tayf ölçümü. Şekil 3.8. RTT150 (www.tug.tubitak.gov.tr) TFOSC'un bazı özellikleri aşağıda belirtilmiştir: ◦ Dalga boyu aralığı: 330 – 1200 nm ◦ Odak indirgeme oranı: 0.68 ◦ Görüş alanı: 13.3' x 13.3' ◦ Tayfsal çözünürlük: R ~ 200 – 5000 ( Normal ve “echelle” grismlerle ) 30 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ ◦ Kolimatör ve CCD kameranın yerleştirildiği optik bölüm ◦ FASUA ve FASUB adında, ışınların paralel gelmediği 2 adet beşer yuvalı filtre tekerleği ◦ 8 yuvalı açıklık tekerleği ◦ 6 uzun yarık ( 39,44,54,67,100 ve 134 micron ) ◦ Bir dalgaönü algılayıcı ve bir odak piramidi (ikisi de grism tekerleğine yerleştirilir). Dalgaönü algılayıcı, grism tekerleğine yerleştirilmesi gereken "pupil" maskesi ve bir mercekten oluşur. Hartmann-Korhonen ilkesini kullanan bir dalgaönü algılayıcısı olarak çalışır. Parlak bir yıldız kullanılarak teleskop optiğinden gelen dalgaönü belirlenebilir. Odak piramidi de grism tekerleğine yerleştirilir. TFOSC'un belirtilen özelliklerini içeren şematik gösterim Şekil 3.9'da verilmektedir. Şekil 3.9. TFOSC şematik gösterim (www.tug.tubitak.gov.tr). 31 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ 3.2.2. SAO-RAS 1966 yılında kurulan SAO RAS (The Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences - Rusya Bilimler Akademisi Özel Astrofizik Gözlemevi) günümüzde Rusya'nın göksel nesneleri gözlediği en büyük yer tabanlı gözlemevidir. Gözlemevi Rusya Cumhuriyeti'nin Kuzey Kafkasya'da yer alan Karaçay Çerkesya bölgesindeki 2070 m yükseklikli Pastukhova dağına konumlanmıştır. Gözlemevinin ana enstrümanı 6 m ayna çapı ile BTA (The Big Telescope Alt-azimuthal) dır (Şekil 3.10). Şekil 3.10. BTA teleskobu (https://www.sao.ru/Doc-en/) SCORPIO (Spectral Camera with Reducer for Photometrical and Interferometrical Observations - Fotometrik ve Girişimsel Gözlemler için İndirgeyici ile Tayfsal Kamera) BTA 'nın çoklu mod odak düzlem aletidir. Şekil 3.11'de SCORPIO'nun şematik gösterimi verilmektedir. SCORPIO 6 m'lik BTA'nın birincil odağında yer almaktadır ve aşağıdaki işlemleri yapabilmektedir: 32 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ ◦ Geniş, orta ve dar bantta direk görüntüleme ◦ Taramalı Fabry Perot interferometresi ile 2D tayf ölçümü ◦ Uzun yarık tayf ölçümü ◦ Farklı dalga boylarında ışığın kutuplanmasının ölçümü ◦ Yarıksız tayf ölçümü ◦ 16 hareketli yarık ile çoklu yarık tayf ölçümü Şekil 3.11. SCORPIO şematik gösterim (https://www.sao.ru) 33 3. MATERYAL VE METOD Utkan TEMİZ 34 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Bu çalışmada M101 sarmal galaksisinin RTT150 teleskobuyla alınmış fotometrik görüntülerinin analizinden, olası GIP kalıntı adayları belirlenmiştir. Belirlenen adayların tayfsal gözlemleri TUG' da bulunan RTT150 teleskobuna takılı TFOSC ve SAO' da bulunan BTA teleskobuna takılı SCORPIO aletleri ile yapılmıştır. Fotometrik görüntülerin alındığı filtreler ve özellikleri Çizelge 4.1'de verilmektedir. Bu adayların olası GIP Kalıntısı olduğu, belirlenen tayfsal çizgi oran değerlerine göre kararlaştırılmıştır. Çizelge 4.1. TUG'da bulunan dar band filtrelerin özellikleri Filtreler Dalgaboyu λ (Å) FWHM (Å) [O III] 4363 50 [O III] 5007 56 [O II] 3727 50 He II 4686 50 Hβ 4861 50 Hα 6563 80 Blue 5125 44 Hα_cont 6446 123 4.1. Veri İndirgeme 4.1.1. Fotometrik Verilerin İndirgenmesi Fotometrik görüntülerin temel indirgeme işlemleri, sıfır saniye poz süreli CCD'nin (Charge Coupled Device - Yük Eşlenikli Aygıt) kendi gürültüsünü çıkartmak amacıyla alınmış "bias" görüntülerinin çıkartılması, gözlenen nesnenin poz süresi boyunca CCD'nin ürettiği gürültünün (dark) çıkartılması ve her bir filtre için düz alan (flat) düzeltmelerini içermektedir. M101 sarmal galaksisinin görünür boyutları (28.8' x 26.9') teleskobun görüş alanına (13.5' x 13.5') sığmadığından iki 35 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ parça halinde (galaksinin alt ve üst bölgesi) farklı filtreler ile görüntüleri alınmıştır. Hedef galaksi M101'in fotometrik gözlemlerinde kullanılan filtreler ve poz süreleri Çizelge 4.2.'de verilmiştir. Galaksinin [O III], [O II], Hβ, He II ve Mavi (Blue) filtrelerinde görüntüleri alınmıştır. Mavi filtre 'sürekli ışınım' (Blue) çıkartılmasında kullanılmaktadır. Alınan görüntüler Linux işletim sisteminde çalışan paket program ESO-MIDAS (European Southern Observatory-Munich Imaging and Data Analysing System ; Avrupa Güney Gözlemevi - Münih Görüntüleme ve Veri Analiz Sistemi) 13SEPpl1.2 sürümü ile indirgenmiştir. Çizelge 4.2. Sarmal galaksi M101'in fotometrik gözlemleri Galaksi Adı Tarih Filtre M101 2008.05.13 2008.06.20 2009.09.22 2009.09.23 Poz süresi (s) Blue 600 Hβ 3x1200 [O III] λ5007 3x1200 Hα 3x1200 Hα_cont 600 [O III] λ4363 3x1200 [O II] 3x1200 HeII 3x1200 [O III] 3x1200 Hβ 3x1200 He II 2x1200 Blue 300/600 He II 1x1200 ESO-MIDAS paket programında öncelikle kalibrasyon dosyalarının her biri için "ccd/red" komutuyla master görüntüler oluşturulur. Düz alan (flat field) görüntüsü gözlemin yapıldığı filtrelere göre ayrılır ve "stat/ima" komutuyla elde edilen "mean" değerine bölünerek normalize edilir. Normalize edilmiş düz alan görüntüsüyle, hedef nesnenin görüntüleri de normalize edilir ve görüntülerden biri referans seçilerek "align/inter" komutu kullanılarak referansa göre hizalama 36 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ (alignment) yapılır. Hizalanmış görüntüler "comp/ima" komutuyla toplanır. Toplanan görüntülerden sürekli ışınım çıkartma yine "comp/ima" komutu ile yapılır. "set/context" ve "daophot/daophot" komutlarıyla görüntülerin ortalama gökyüzü (sky) değerleri, kullanılan CCD'nin okuma gürültüsü (read noise) ve kazanç (gain) değerleri verilerek hesaplatılır. "filter/cosmic" komutu yardımıyla görüntülerden istenmeyen kozmik ışınlar temizlenir. Bütün bu işlemlerin sonucu elde edilen [O III] λ5007, He II ve Hβ filtrelerinde temizlenmiş (kozmik ışınlar ve mavi-sürekli ışınım çıkartılmış) görüntüler Şekil 4.1 - 4.6 arasında verilmektedir. Şekil 4.1. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan [O III] λ5007 görüntüsü. 37 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.2. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan [O III] λ5007 görüntüsü. 38 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.3. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan He II görüntüsü. 39 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.4. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan He II görüntüsü. 40 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.5. M101 sarmal galaksinin üst-bölgesinin TUG RTT150'den alınan Hβ görüntüsü. 41 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.6. M101 sarmal galaksinin alt-bölgesinin TUG RTT150'den alınan Hβ görüntüsü. Elde edilen [O III] λ5007, Hβ ve He II görüntüleri DS9 yazılımında yan yana açılarak gözle dikkatli bir tarama yapılır ve parlak bölgeler olası GIP kalıntı adayı olarak belirlenir. Gözlemlerin yapıldığı gecelerde alınan Oke (1990) kataloğundan seçilen standart yıldızların fotometrik ve tayfsal verilerinin temel indirgeme işlemleri tamamlandıktan sonra ESO-MIDAS'ın “integrate/aper” komutuyla foton sayı değerleri (counts) alınır. Belirlenen bu sayı değerlerinden Eşitlik 4.1, 4.2, 4.3 kullanılarak akı (flux) değerleri hesaplanmaktadır. Yine aynı eşitlikler ile belirlenen adaylarında [O III], Hβ ve He II filtrelerindeki foton sayı değerleri akı değerlerine dönüştürülür ve oranlanır ( ⁄ , ⁄ 42 ). 4. BULGULAR VE TARTIŞMA / / Utkan TEMİZ 10 ü ü . 10 (4.1.) . (4.2.) (4.3.) Burada alt indis "i" kullanılan filtreyi ifade etmektedir. Eşitlik 4.1'de kullanılan "poz süresi" standart yıldız gözleminin ve Eşitlik 4.2'de kullanılan "poz süresi" kaynaklarımızı içeren galaksinin poz sürelerine karşılık gelmektedir. "k" atmosferik sönümleme katsayısı ve "A" hava kütlesini (airmass) ifade etmektedir. Fotometrik görüntülerde belirlenen parlak bölgelerden ⁄ ⁄ 3 , 10 değerinde olanlar GIP kalıntı adayları olarak belirlenmektedir. Bu adaylar bilinen yayınım kaynakları (H II bölgeleri, USNO B1.0 nokta kaynak kataloğu, Süpernova kalıntıları, X-ışın kaynakları) ile karşılaştırılmaktadır. Bu kaynakların hiçbiri ile eşleşme göstermeyen bölgeler GIP kalıntı adayı olarak tayf gözlemleri için belirlenmektedir. Belirlenen adayların koordinatları RA ve Dec olarak Çizelge 4.3'te verilmektedir. GIP kalıntı adaylarının pozisyonları WCS (World Coordinate System - Küresel Koordinat Sistemi) olarak koordinatlandırılmış [O III] λ5007, He II ve Hβ görüntüleri üzerinde galaksinin alt ve üst bölgelerinde Şekil 4.7 4.12 arasında gösterilmektedir. 43 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Çizelge 4.3. Hedef galaksi M101'de belirlediğimiz olası GIP kalıntı adayları Adaylar RA Dec GIPK1 14:03:18.7 +54:25:00 GIPK2 14:02:22.7 +54:23:35 GIPK3 14:02:18.8 +54:19:06 GIPK4 14:02:46.3 +54:17:33 GIPK5 14:02:48.2 +54:18:29 GIPK6 14:03:07.3 +54:21:42 GIPK7 14:04:04.3 +54:24:53 GIPK8 14:03:59.4 +54:25:31 GIPK9 14:03:57.3 +54:23:46 GIPK10 14:03:43.1 +54:19:15 GIPK11 14:03:53.3 +54:21:34 GIPK12 14:03:52.6 +54:21:50 GIPK13 14:03:50.0 +54:21:09 GIPK14 14:03:15.0 +54:26:28 GIPK15 14:03:27.0 +54:17:45 44 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.7. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin üst bölgesinde [O III] λ5007 filtresinde gösterimi (Burada adaylar belirgin olsun diye zıt görüntü renklendirmesi (invert color map) yapılmıştır). 45 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.8. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde [O III] λ5007 filtresinde gösterimi (Burada adaylar belirgin olsun diye zıt görüntü renklendirmesi (invert) yapılmıştır). 46 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.9. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin üst bölgesinde He II filtresinde gösterimi. 47 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.10. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde He II filtresinde gösterimi. 48 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.11. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksi üst bölgesinde Hβ filtresinde gösterimi. 49 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.12. Belirlenen GIP kalıntı adaylarının galaksinin alt bölgesinde Hβ filtresiinde gösterimi 4.1.2. Tayf Verilerinin İndirgenmesi M101 sarmal galaksisinde belirlenen GIP kalıntı adaylarından tayf gözlemleri yapılan 10 aday Çizelge 4.4'te verilmektedir. Bu adaylar [O III] / H oranının belirlenen kriterini sağlamakta olup He II / H oranı beklenen değerde hesaplanamamıştır. Teleskoplardan alınan gözlem zamanı yeterli olmadığından diğer 5 adayın tayf verileri alınamamıştır. Tayf indirgeme işlemleri IDL'de (Interactive Data Language - Etkileşimli Veri Dili) yazılmış kodlar ve IRAF v.2.16 (Image Reduction and Analysis Facility - Görüntü İndirgeme ve Analiz Aracı) kullanılarak yapılmıştır. İndirgeme işleminde kalibrasyon görüntüsü olarak "bias", "flat" (aynı grism (optik ağ) ve aynı slit (yarık) alınmış halojen lamba tayfı) ve "neon lamba 50 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ tayfı" kullanılmaktadır. Kalibrasyon görüntülerinden "spec_calib_pipeline" IDL programı ile master görüntüleri oluşturulmaktadır. Master bias, master flat ve neon lamba tayfı için birer örnek Şekil 4.13 - 4.15 arasında verilmiştir. "spec_reduc" programı ile objenin tayfının temel indirgeme işlemi yapılır. Şekil 4.13. Tayf indirgeme için alınan bias görüntüsü Şekil 4.14. Halojen lamba tayfı 51 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.15. Neon lamba tayfı Temizlenmiş tayfa dalga boyu kalibrasyonu uygulamak gereklidir. Bu işlem üç adımda yapılır. İlk adım olarak "corr_ethalon.pro" ile neon görüntüsünün satırları ile ethalon vektörleri arasında bir ilişki kurulur. Bu program ile çizgiler için tahmini değerleri içeren bir dosya (guess.dat) oluşturulur. TUG'da alınan tayflarda bu adımın yerine "guess.pro" kullanılarak "guess.dat" dosyası elde edilir. İkinci adımda "guess.dat" dosyası "ident_lines.pro"da kullanılarak neon çizgilerinin pozisyonları hesaplanır. Dalga boyu kalibrasyonunun değişkenlerinin hesaplanması içinse "disp_relation" programı kullanılır. Üçüncü adım olarak "rectify_frame" programı ile tayfın dalga boyu kalibrasyonu tamamlanmış olur. İki boyutlu tayfta yer alan gökyüzü çizgilerinin temizlenmesi için "skyfit.pro" kullanılır. Sonraki adımda iki boyutlu tayf tek boyutlu (1D) tayfa "extract_spec.pro" kullanılarak dönüştürülür. Eğer birden fazla tayfımız var ise bunların toplanması "sum_spec.pro" ile yapılır. Aynı adımlar standart yıldız verilerinin indirgenmesinde de kullanılır. Tüm bu adımlardan sonra Oke standart yıldız kataloğundan seçilmiş yıldızlar için "response" fonksiyonu belirlemek gerekmektedir. Belirlenen bu fonksiyon ile akı kalibrasyonu ve sönümleme (extinction_correction) doğrulaması 1D tayfa uygulanır. 1D tayf IRAF wspectext programı kullanılarak metin haline getirilir. 15 GIP kalıntı adayından tayfı alınmış 10 tanesi için elde edilen tayflar ve bazı belirgin yayınım çizgilerine karşılık gelen elementler Şekil 4.16 - 4.25 arasında gösterilmektedir. 52 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Çizelge 4.4. Belirlenen GIP Kalıntısı adaylarının tayfsal gözlemleri Adaylar RA Dec Gözlemevi Optik Poz Süresi Ağ/Yarık GIPK1 14:03:18.7 +54:25:00 TUG 15/slit_100 5400 GIPK2 14:02:22.7 +54:23:35 TUG 15/slit_100 4600 GIPK3 14:02:18.8 +54:19:06 TUG 15/slit_100 4500 GIPK5 14:02:48.2 +54:18:29 TUG 15/slit_100 5400 GIPK7 14:04:04.3 +54:24:53 TUG 15/slit_100 5400 GIPK8 14:03:59.4 +54:25:31 TUG 15/slit_100 5400 GIPK8 14:03:59.4 +54:25:31 SAO-RAS Slit_1.0 900 GIPK9 14:03:57.3 +54:23:46 TUG 15/slit_100 5400 GIPK11 14:03:53.3 +54:21:34 TUG 15/slit_100 5400 GIPK12 14:03:52.6 +54:21:50 SAO-RAS Slit_1.0 900 GIPK14 14:03:15.0 +54:26:28 TUG 15/slit_100 5400 Şekil 4.16. GIPK 1'in TUG TFOSC ile alınmış 1 boyutlu (1D) tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri. 53 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.17. GIPK 2'nin TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri Şekil 4.18. GIPK 3'ün TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri 54 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.19. GIPK 5'in TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri Şekil 4.20. GIPK 7'nin TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri 55 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.21. GIPK 8'in SAO SCORPIO ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri Şekil 4.22. GIPK 9'un TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri 56 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.23. GIPK 11'in TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri Şekil 4.24. GIPK 12'nin SAO SCORPIO ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri 57 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Şekil 4.25. GIPK 14'ün TUG TFOSC ile alınmış 1D tayf görüntüsü ve belirgin yayınım çizgileri 4.1.3. X-ışın Verilerinin İndirgenmesi Fotometrik görüntülerde 5007⁄ oranına göre belirlenen adayların X-ışın bileşenlerinin araştırılması için Chandra arşiv verilerine ve yayınlanmış Chandra nokta kaynak kataloğuna bakılmıştır. M101 için incelenen arşiv verileri listesi Çizelge 4.5'te verilmektedir.Yayınlanmış Chandra kataloğundaki kaynaklardan sadece CXOJ140248.2+541829 kaynağı "GIPK 5" ile 0.738"'lik yarıçapta pozisyon uyumu göstermektedir. Chandra verilerinin indirgenmesinde ciao (v.4.6.1) (Chandra Interactive Analyses of Observations - Chandra Etkileşimli Gözlem Analizleri) programı ve CALDB (v.4.6.3) (Calibration Data Base Kalibrasyon Veri Tabanı) versiyonu kullanılmıştır. Kalibre edilen dosyalar kullanılarak kaynak belirleme işlemi yapıldıktan sonra elde edilen X-ışın kaynak konumları optik bölgede belirlenen GIP kalıntı adayları konumları ile karşılaştırılmıştır. Belirlenen 3 X-ışın kaynağı GIP kalıntı adayları ile 0.84" - 8.57" aralığında uyum göstermektedir. Bu kaynakların özellikleri Çizelge 4.6'te verilmektedir. GIPK 5, 0.84" uzaklıkla en iyi pozisyon uyumunu vermektedir. 58 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Çizelge 4.5. Sarmal galaksi M101'in incelenen Chandra gözlemleri Galaksi Adı Uydu Gözlem Tarihi Gözlem No M101 Chandra 2011-08-27 14341 Poz Süresi (ks) 49 M101 Chandra 2000-03-26 934 98 M101 Chandra 2004-01-19 4731 56 M101 Chandra 2004-01-24 5297 22 M101 Chandra 2004-03-07 5300 52 M101 Chandra 2004-03-19 4732 70 M101 Chandra 2004-03-14 5309 71 M101 Chandra 2004-07-07 4733 25 M101 Chandra 2004-05-03 5322 65 M101 Chandra 2004-05-09 5323 43 M101 Chandra 2004-07-11 4734 35 M101 Chandra 2004-07-06 5338 29 M101 Chandra 2004-07-08 5340 54 M101 Chandra 2004-09-12 4735 29 M101 Chandra 2004-09-05 6114 66 M101 Chandra 2004-09-08 6115 36 M101 Chandra 2004-11-01 4736 77 M101 Chandra 2004-11-07 6152 44 M101 Chandra 2005-01-01 4737 22 M101 Chandra 2004-12-30 6169 29 M101 Chandra 2004-12-22 6170 48 M101 Chandra 2004-12-24 6175 41 59 4. BULGULAR VE TARTIŞMA Utkan TEMİZ Çizelge 4.6. GIP kalıntı adayları ile X-ışın kaynaklarının kıyaslanması Adaylar Obs ID RA Dec GIPK 5 Ayrıklık 14:02:48.200 +54:18:29.00 14:02:48.295 +54:18:28.86 0.844" CXOJ140248.2+541829 14:02:48.26 +54:18:29.5 0.738" GIPK 12 14:03:52.600 +54:21:50.00 14:03:52.007 +54:21:49.51 14:03:59.400 +54:25:31.00 14:04:00.365 +54:25:32.62 CXOUJ140248+541829 CXOUJ140352+542149 05322 04736 GIPK 8 CXOUJ140400+542532 04736 5.206" 8.576" Optik bölgede belirlenen adaylardan GIPK 5, CXOUJ140248+541829 Chandra X-ışın kaynağı ile de pozisyon uyumu göstermektedir. Bu yüzden olası Xışın bileşeni olduğu düşünülerek X-ışın tayf analizi yapılmıştır. Ancak yeterli X-ışın verisi olmadığından elde edilen tayf uygun bir model ile fit edilememiştir. Olası GIP kalıntı adaylarından gelen X-ışın yayınımının soft (yumuşak, düşük enerjili) olması beklendiğinden (Perna ve ark., 2000) GIPK 5'in hardness ratio (sertlik oranı) değeri hesaplanmıştır. Sertlik oranı: şeklinde ifade edilmekte olup burada belirlenen enerji aralıklarında H hard (sert, yüksek enerjili), S soft X-ışın foton sayısını temsil etmektedir. Biz (0.5 - 2) keV aralığını S, (2 - 8) keV aralığını H olarak tanımlayarak Çizelge 4.7'deki değerler ile HR = -0.14 hesapladık. HR'nin negatif değeri ışımanın soft olduğuna işaret etmektedir. Kaynağın daha uzun gözlemlerle elde edilecek fazla sayıda fotonla (yüksek istatistikle) X-ışın tayfının elde edilmesi ve modellenmesi kaynak doğası hakkında daha fazla bilgi edinmemizi sağlayacaktır. Çizelge 4.7. GIPK 5 için sertlik oranı (hardness ratio) Kaynak S (Soft) H (hard) Obs ID GIPK 5 0,0001236 0,00009274 05322 60 Poz Süresi 65.5 HR -0.14 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Utkan TEMİZ 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER GIP'lar yaydıkları yüksek enerjili ışıma ile bulundukları ortamı iyonize ederler (foto-iyonizasyon) ve ışıma gücü arttıkça foto-iyonizasyon daha da etkin olabilir. Ayrıca foto-iyonize bölgeler OB tipi yıldızlardan gelen yıldız rüzgarlarıyla da meydana gelebilmektedir. Wang (1999) yaptığı çalışmada M101 galaksisinde Xışın yayan bölgelerin OB yıldızları ile eşleşmediğini belirtmiştir. Bu durumda M101'deki bu iyonize bölgeler GIP kalıntılarından kaynaklanıyor olabilir. Bu tezde, Sonbaş ve ark. (2009, 2010) tarafından yakın galaksilerde SN kalıntılarını belirlemek amacıyla ⁄ 0.4 çizgi oran kriterini kullanarak yapılan çalışmalardan elde edilen deneyimlerden yararlanılarak M101 galaksisinde GIP kalıntıları, belirli çizgi oranları kullanılarak araştırılmıştır. Araştırma için gerekli optik gözlem verileri TUG'da bulunan 1.5 m'lik RTT150 ve SAO-RAS'ta bulunan 6 m'lik BTA teleskopları ile elde edilmiştir. Temel indirgeme işlemleri tamamlanan fotometrik görüntülerden ([O III] λ5007, He II ve Hβ) GIP kalıntı adayları belirlenmiştir. adaydan yalnızca 10'unun 5007⁄ 5007⁄ 3 koşulunu sağlayan 15 tayf gözlemleri TUG ve SAO'da yapılmıştır. 3 koşulunu sağlayan adayların çizgi akı yoğunlukları Çizelge 5.1'de verilmektedir. Tayfı alınan 10 adaydan GIPK 2, 3, 7 ve 11'in (Gama Işın Patlama Kalıntısı, GIPK) tayfsal çizgi oranlarına bakıldığında (sırasıyla 4.65, 4.99, 3.37, 3.33) 5007⁄ 3 koşulunu sağladığı görülmektedir. Ancak diğer olası GIP kalıntı tayfsal ayracı olarak belirlenmiş ⁄ ve ⁄ 10 koşulunun beklenen değerin çok altında kaldığı görülmüştür. Simülasyon verileri ile elde edilen çalışmalarda önerilen, böylesi yüksek oranların ( ⁄ 10) optik yayınımda patlama sonrası çok kısa bir süre etkin olduğudur (Perna ve ark, 2000). 61 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Utkan TEMİZ Çizelge 5.1. GIP kalıntı adaylarının tayfsal çizgi yoğunlukları Çizgiler GIPK 2 GIPK 3 GIPK 7 GIPK 11 Hβ (λ4861) 100 100 100 100 [OIII] (λ5007) 465 499 337 333 [OIII] (λ4959) 149 144.5 130 114 He II (λ5876) 12 23 He II (λ4686) 56 - H (λ6563) 340 450 225 554 SII (λ6716) 23 31 98 - SII (λ6731) 14 60 - - 0.009 0.009 0.009 0.009 E(B-V) Chandra X-ışın uydusunun M101 galaksisinin uzun poz süresine sahip 04736 numaralı gözlem verileri analiz edilmiş ve galaksideki X-ışın nokta kaynakları belirlenmiştir. Bu X-ışın kaynaklarının, 10 GIP kalıntı adayı ile pozisyon uyumu araştırılmıştır. Yüksek 5007⁄ akı oranlarına sahip 4 GIP kalıntı adayından hiçbirinin, bir X-ışın kaynağı ile 1" yarıçapı içerisinde pozisyon uyumu belirlenememiştir. Sadece GIPK 5 (Çizelge 4.4'te bulunan) 1" yarıçapta pozisyon uyumu göstermektedir. Bunun yanı sıra olası GIP kalıntılarından gelen X-ışın yayınımının, mor ötesi ve optik dalga boylarından gelen yayınımlar ile karşılaştırıldığında daha zayıf olduğu belirtilmektedir. Bunun nedeni mor ötesi ve optik dalga boylarında gelen yayınımın X-ışın yayınımına göre patlama merkezinden daha dış bölgelerden gelmesidir. GIP kalıntılarının bu zayıf X-ışın yayınımı, yıldızlararası rüzgarlar ya da süpernovalar gibi daha kararlı enerji kaynaklarından GIP kalıntılarını ayırmaya yardım edebilmektedir (Perna ve ark., 2000). Sarmal galaksi M101'de yapılan olası GIP kalıntı araştırması sonucu elde ettiğimiz 10 adayın optik tayfları ve Chandra X-ışın gözlem verileri analiz edilmiştir. Yapılan analizler belirlenen adayların yeterince genç olmadığına işaret etmektedir. Bunun yanı sıra kullanılan teleskopların ayna çapının yeteri kadar büyük olmaması ve odak düzlem aletlerinin yeterli çözünürlükte olmaması bu kalıntıların çizgi oranlarını beklendiği kadar yüksek değerde bulunamamasının nedeni olabilir. Daha 62 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Utkan TEMİZ büyük teleskoplar ve yüksek çözünürlüklü odak düzlem aletleri ya da uydu verileri ile diğer yakın galaksilerde (< 10 Mpc) GIP kalıntı adaylarının araştırılması önerilmektedir. 63 5. SONUÇLAR VE ÖNERİLER Utkan TEMİZ 64 KAYNAKLAR ATOYAN, A. ve ark., 2006. A Gamma-Ray Burst Remnant in Our Galaxy: HESS J1303-631. The Astrophysical Journal, Volume 642, Issue 2, pp. L153-L156 AYAL, S. ve PIRAN, T., 2001. Remnants from Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 555, Issue 1, pp. 23-30 BELCZYNSKI, K. ve ark., 2006. A Study of Compact Object Mergers as Short Gamma-Ray Burst Progenitors. The Astrophysical Journal, Volume 648, Issue 2, pp. 1110-1116. BERSIER, D. ve ark., 2004. American Astronomical Society Meeting 205, #68.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 36, p.1458 BHARGAVI, S. G. ve ark., 2004. GAMMA-RAY BURSTS: 30 YEARS OF DISCOVERY: Gamma-Ray Burst Symposium. AIP Conference Proceedings, Volume 727, pp. 388-391 BRIGGS, M. S., 1993. Dipole and quadrupole tests of the isotropy of gamma-ray burst locations. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004- 637X), vol. 407, no. 1, p. 126-134. BLOOM, J. S. ve ark., 2002. The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors. The Astronomical Journal, Volume 123, Issue 3, pp. 1111-1148 CAMPANA, S. ve ark., 2006. The association of GRB 060218 with a supernova and the evolution of the shock wave. Nature, Volume 442, Issue 7106, pp. 10081010 CHARISI, M. ve ark., 2014. Catalog of Isolated Emission Episodes in Gamma-ray Bursts from Fermi, Swift and BATSE. arXiv:1409.2491 COBB, B. E. ve ark., 2004. The Supernova Associated with GRB 031203: SMARTS Optical-Infrared Light Curves from 0.2 to 92 Days. The Astrophysical Journal, Volume 608, Issue 2, pp. L93-L96 COLGATE, S. A., 1968. Prompt gamma rays and X-rays from supernovae. Canadian Journal of Physics, 46, 476 65 COSTA, E. ve ark., 1997. Discovery of an X-ray afterglow associated with the γ-ray burst of 28 February 1997. Nature, 387, 783 COX, D. P. ve RAYMOND, J. C., 1985. Preionization-dependent families of radiative shock waves. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 298, Nov. 15, 1985, p. 651-659 DOPITA, M. A. ve ark., 1984. Radiative shock-wave theory I - Chemical abundance diagnostics and galactic abundance gradients. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 276, Jan. 15, 1984, p. 653-666 EICHLER, D ve ark., 1989. Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature, vol. 340, July 13, 1989, p. 126-128 FELDMEIER, J. J., CIARDULLO, R., JACOBY-GEORGE, H., 1996. The Planetary Nebulae Distance to M101. Astrophysical Journal Letters v.461, p.L25 FESEN, R. A., BLAIR, W. P., KIRSHNER, R. P., 1985. Optical emission-line properties of evolved galactic supernova remnants. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 292, May 1, 1985, p. 29-48 FISHMAN, G. J. ve ark., 1994. The first BATSE gamma-ray burst catalog. The Astrophysical Journal Supplement Series, vol.92, no. 1, p. 229-283 FRAIL, D. A. ve ark., 1997. The radio afterglow from the γ-ray burst of 8 May 1997. Nature, 389, 261-263 FRANCHETTI, N. A. ve ark., 2012. Physical Structure and Nature of Supernova Remnants in M101. The Astronomical Journal, Volume 143, Issue 4, article id. 85, 14 pp FRYER, C. L., WOOSLEY, S. E., HARTMAN, D. H., 1999. Formation Rates of Black Hole Accretion Disk Gamma-Ray Bursts. Astrophysical Journal, 526, 152 – 177 GALAMA, T. J. Ve ark., 1998. An unusual supernova in the error box of the γ-ray burst of 25 April 1998. Nature, Volume 395, Issue 6703, pp. 670-672 GAO, T. T. ve HUANG, Y. F., 2006. On the Evolution of the Apparent Size of Gamma-Ray Burst Remnants. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, Volume 6, Issue 3, pp. 305-311 66 GAL-YAM, A. ve ark., 2004. The J-Band Light Curve of SN 2003lw, Associated with GRB 031203. The Astrophysical Journal, Volume 609, Issue 2, pp. L59L62 GHISELLINI, G., 2000. Emission processes in gamma-ray bursts. Memorie della Societa Astronomica Italiana, Vol. 71, p. 71-980 GIL DE PAZ, A. ve ark., 2007. The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies. The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 173, Issue 2, pp. 185255 HELFER, T. T. ve ark., 2003. The BIMA Survey of Nearby Galaxies (BIMA SONG). II. The CO Data. The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 145, Issue 2, pp. 259-327 HODGE, P. W. ve ark., 1990. The H II regions of M101. I - an atlas of 1264 emission regions. Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 00670049), vol. 73, Aug. 1990, p. 661-670 JENKINS, L. P. ve ark., 2005. An XMM-Newton view of M101 - II. Global X-ray source properties. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 357, Issue 2, pp. 401-419 KATZ, J. I., 1994. Low-frequency spectra of gamma-ray bursts. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters (ISSN 0004- 637X), vol. 432, no. 2, p. L107- L109 KLEBESADEL, R. W., STRONG, I. B., OLSON, R. A., 1973. Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin. Bulletin of The American Astronomical Society Vol.5, p.322 KOUVELIOTOU, C. ve ark., 1993. Identification of two classes of gamma-ray bursts. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters (ISSN 0004-637X), vol. 413, no. 2, p. L101-L104 LOEB, A. ve PERNA, R., 1998. Are H I Supershells the Remnants of Gamma-Ray Bursts?. The Astrophysical Journal, Volume 503, Issue 1, pp. L35-L37 MACFADYEN, A. I., WOOSLEY, S. E., 1999. Collapsars: Gamma-Ray Bursts and Explosions in ''Failed Supernovae''. The Astrophysical Journal, Volume 524, Issue 1, pp. 262-289 67 MALESANI, D. ve ark., 2004. SN 2003lw and GRB 031203: A Bright Supernova for a Faint Gamma-Ray Burst. The Astrophysical Journal, Volume 609, Issue 1, pp. L5-L8 MATHEWSON, D. S., CLARKE, J. N., 1973. Supernova remnants in the Large Magellanic Cloud. Astrophysical Journal, Vol. 180, p. 725 - 738 MATONICK, D. M. ve FESEN, R. A., 1997. The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 112, Issue 1, pp. 49-107 MESZAROS, P., REES, M. J., 1997. Optical and Long-Wavelength Afterglow from Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 476, Issue 1, pp. 232-237 MESZAROS, P., 2003. γ-ray bursts: The supernova connection. Nature, Volume 423, Issue 6942, pp. 809-810 MRSZAROS, P., 2006. Gamma-ray bursts. Reports on Progress in Physics, Volume 69, Issue 8, pp. 2259-2321 NARAYAN, R. ve ark., 1992. Gamma-ray bursts as the death throes of massive binary stars. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters (ISSN 0004-637X), vol. 395, no. 2, Aug. 20, 1992, p. L83-L86 OKE, J, B., 1990. Faint spectrophotometric standard stars. Astronomical Journal (ISSN 0004-6256), vol. 99, May 1990, p. 1621-1631 OREN, Y., NAKAR, E. ve PIRAN, T., 2004. The apparent size of gamma-ray burst afterglows as a test of the fireball model. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 353, Issue 4, pp. L35-L40 OSTERBROCK, D. E. ve BOCHKAREV, N. G., 1989. Book-Review - Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. Soviet Astronomy, Vol.33, NO. 6/NOV, P.694, PACZYNSKI, B., 1998. Are Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions?. The Astrophysical Journal, Volume 494, Issue 1, pp. L45-L48 PACZYNSKI, B. ve RHOADS, J. A., 1993. Radio Transients from Gamma-Ray Bursters. Astrophysical Journal Letters v.418, p.L5 PENCE, W. D. ve ark., 2001. Chandra X-Ray Sources in M101. The Astrophysical Journal, Volume 561, Issue 1, pp. 189-202. 68 PERNA, R. ve ark., 2000. Identifying Gamma-Ray Burst Remnants in Nearby Galaxies. The Astrophysical Journal, Volume 533, Issue 2, pp. 658-669 PIRAN, T., 2004. The physics of gamma-ray bursts. Reviews of Modern Physics, vol. 76, Issue 4, pp. 1143-1210 RAMIREZ-RUIZ, E., MACFADYEN, A., 2010. The Hydrodynamics of Gamma-ray Burst Remnants. The Astrophysical Journal, Volume 716, Issue 2, pp. 10281039 RAYMOND, J. C., 1979. Shock waves in the interstellar medium. Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 39, Jan. 1979, p. 1-27 RHOADS, J. E., 1999. The Dynamics and Light Curves of Beamed Gamma-Ray Burst Afterglows. Ap. J., 525, 737. RUFFERT, M. ve ark., 1999. Neutron Star-Neutron Star and Neutron Star-Black Hole Mergings. Astrophysical Letters and Communications, Vol. 38, p.189 SARI, R., PIRAN, T., 1999. The early afterglow. Astronomy and Astrophysics Supplement, v.138, p.537-538 SARI, R., PIRAN, T. ve NARAYAN, R., 1998. Spectra and Light Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows. The Astrophysical Journal, Volume 497, Issue 1, pp. L17-L20 SHULL, J. M. ve MCKEE, C. F., 1979. Theoretical models of interstellar shocks. I Radiative transfer and UV precursors. Astrophysical Journal, Part 1, vol. 227, Jan. 1, 1979, p. 131-149 THOMSEN, B. ve ark., 2004. The supernova 2003lw associated with X-ray flash 031203. Astronomy and Astrophysics, v.419, p.L21-L25 VAN PARADIJS, J. ve ark., 1997. Transient optical emission from the error box of the γ-ray burst of 28 February 1997. Nature, 386, 686-689 VIETRI, M., 1997. The Afterglow of Gamma-Ray Bursts: The Cases of GRB 970228 and GRB 970508. The Astrophysical Journal, Volume 488, Issue 2, pp. L105-L108 WANG, Q. D., 1999. Detection of X-Ray-emitting Hypernova Remnants in M101. The Astrophysical Journal, Volume 517, Issue 1, pp. L27-L30 69 WAXMAN, E., 1997. γ-Ray Burst Afterglow: Confirming the Cosmological Fireball Model. The Astrophysical Journal, Volume 489, Issue 1, pp. L33-L36 WAXMAN, E., 1997. Gamma-Ray--Burst Afterglow: Supporting the Cosmological Fireball Model, Constraining Parameters, and Making Predictions. The Astrophysical Journal, Volume 485, Issue 1, pp. L5-L8 WIJERS, R. A. M. J. ve ark., 1997. Shocked by GRB 970228: the afterglow of a cosmological fireball. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 288, Issue 4, pp. L51-L56 WIJERS, R. A. M. J. ve ark., 1998. Gamma-ray bursts from stellar remnants Probing the universe at high redshift. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 294, p. L13-L17 WOOSLEY, S. E., 1993. Gamma-ray bursts from stellar mass accretion disks around black holes. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 405, no. 1, p. 273-277 WOOSLEY, S. E. ve BLOOM, J. S., 2006. The Supernova–Gamma-Ray Burst Connection. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 44, Issue 1, pp.507-556 WOOSLEY, S. E. ve HEGER, A., 2006. The Progenitor Stars of Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 637, Issue 2, pp. 914-921 WOOSLEY, S. E. ve MACFADYEN, A. J., 1999. Central engines for gamma-ray bursts. Astronomy and Astrophysics Supplement, v.138, p.499-502 ZHANG, B. ve ark., 2003. Gamma-Ray Burst Early Optical Afterglows: Implications for the Initial Lorentz Factor and the Central Engine. The Astrophysical Journal, Volume 595, Issue 2, pp. 950-954 ZHANG, W., FRYER, C. L., 2001. The Merger of a Helium Star and a Black Hole: Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 550, Issue 1, pp. 357-367 ZHANG, B., MESZAROS, P. 2004. Gamma-Ray Bursts: progress, problems & prospects. International Journal of Modern Physics A, Volume 19, Issue 15, pp. 2385-2472 70 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/all/ipngrb.html http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn3/3198.gcn3 http://www.tug.tubitak.gov.tr/ https://www.sao.ru/Doc-en/ 71 72 ÖZGEÇMİŞ 06/03/1986 yılında Adana’da doğdu. İlk, orta ve lise öğrenimini Adana’da tamamladı. 2005 yılında başladığı Çukurova Üniversitesi, Fen-Edebiyat Fakültesi, Fizik Bölümü’nden 2011 yılında mezun oldu. 2012 yılında Fizik Anabilim Dalında yüksek lisansa başladı. 73
