BÖLÜM 1 – GİRİŞ Sefer ŞAHİN

T.C.
ÇANAKKALE ONSEKİZ MART ÜNİVERSİTESİ
FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
YZ Cnc COŞKUN DEĞİŞENİNİN
X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Fizik Anabilim Dalı
Tezin Sunulduğu Tarih: 15/01/2014
Tez Danışmanı:
Yrd. Doç. Dr. Gülnur GÜN
ÇANAKKALE
YÜKSEK LİSANS TEZİ SINAV SONUÇ FORMU
İHSAN BARGAN tarafından YRD. DOÇ. DR. GÜLNUR İKİS GÜN yönetiminde
hazırlanan “YZ Cnc COŞKUN DEĞİŞENİNİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ” başlıklı tez
tarafımızdan okunmuş, kapsamı ve niteliği açısından bir Yüksek Lisans tezi olarak kabul
edilmiştir.
Yrd. Doç. Dr. Gülnur İKİS GÜN
Danışman
Prof. Dr. İsmail TARHAN
Doç. Dr. İbrahim BULUT
Jüri Üyesi
Jüri Üyesi
Sıra No :
Tez Savunma Tarihi: 15/01/2014
ii
İNTİHAL (AŞIRMA) BEYAN SAYFASI
Bu tezde görsel, işitsel ve yazılı biçimde sunulan tüm bilgi ve sonuçların akademik ve
etik kurallara uyularak tarafımdan elde edildiğini, tez içinde yer alan ancak bu
çalışmaya özgü olmayan tüm sonuç ve bilgileri tezde kaynak göstererek belirttiğimi
beyan ederim.
İhsan BARGAN
iii
TEŞEKKÜR
Çalışmalarım süresince tecrübe ve birikimlerini cömertçe bizlerle paylaşan,
mesleğine bağlılığı ve hayata bakış açısıyla bizlere örnek olan, güler yüzü ile etrafa sevgi
ve muhabbet yayan saygı değer danışman hocam Yrd. Doç. Dr. Gülnur İKİS GÜN
hanımefendiye sonsuz şükranlarımı sunarım.
Yüksek Lisans programım boyunca emekleri geçen kıymetli hocalarım Prof. Dr.
İsmail TARHAN’a, Prof. Dr. Ahmet ERDEM’e, Doç. Dr. Vildan BİLGİN’e, Yrd. Doç.
Dr. Melis ULU DOĞRU’ya sonsuz şükranlarımı sunarım.
Yüksek lisans çalışmalarımda yardımlarını esirgemeyen ve üzerimde büyük emeği
olan Yrd. Doç. Dr. Mustafa SARISAMAN’a, Mukadder İĞDİ ŞEN’e, Araş. Gör. Dr. Naci
ERKAN’a ve Zübeyde GÜNEŞ’e sonsuz şükranlarımı sunarım.
Birlikte çalışmaktan büyük zevk aldığım yüksek lisans arkadaşlarıma ve tüm
dostlarıma sonsuz şükranlarımı sunarım.
Bu günlere gelmemde büyük pay sahibi olan, maddi ve manevi her türlü desteğini
aldığım aileme de sonsuz şükranlarımı sunarım. GÜLEN YÜZÜNÜZ SOLMASIN.
İhsan BARGAN
iv
SİMGELER VE KISALTMALAR
h
Planck sabiti
6.626 × 10 −34 Js
ν
Frekans
Hz
λ
Dalgaboyu
c
Işık hızı
2.998 × 10 8 ms −1
L
Işınım gücü
erg s −1
σ
Stefan-Boltzmann sabiti
T
Sıcaklık
K
∈ν
Yayılım oranı
Wm −3 Hz −1
nH , N H
Nötr hidrojen kolon yoğunluğu
k
Boltzmann sabiti
λm
Maksimum dalgaboyu
γ
Lorentz faktörü
B
Manyetik alan
me
Elektron kütlesi
ne
Elektron sayı yoğunluğu
ni
Ze yükündeki iyonların sayı yoğunluğu
g (V , T )
V ve T’ye bağlı Gaunt faktörü
∈
Toplam yayılım oranı
g
Ortalama Gaunt faktörü
DL
Işınım gücü uzaklığı
DA
Kaynağa olan açısal çap uzaklığı
Bλ (T )
Planck faktörü
e
Elektron yükü
νs
Senkrotron frekansı
νc
Siklotron frekansı
L1
İç Lagrange noktası
L2
Dış Lagrange noktası
m
5.67 × 10 −8 Wm −2 K −4
1.38 × 10 −23 JK −1
9.11 × 10 −31 kg
m −3
1.602 × 10 −19 C
v
m −3
M1
Birincil yıldız kütlesi
M2
İkincil yıldız kütlesi
R1
Birincil yıldız yarıçapı
R2
İkincil yıldız yarıçapı
RRL
Roche şişiminin yarıçapı
RD
Yığılma diskinin dış yarıçapı
Pyör
Yörünge periyodu
MΘ
Güneş kütlesi
mν , V
Görsel parlaklık
M
Yığılma oranı
M bc
Beyaz cüce kütlesi
Rbc
Beyaz cüce yarıçapı
Pc
Merkezi basınç
ar
Radyasyon sabiti
ρ
Yoğunluk
Tbc
Beyaz cüce sıcaklığı
κ
Elektron saçılması
Lbc
Beyaz cücenin ışınım gücü
Tc
Merkezi sıcaklık
q
M 2 / M 1 oranı
G
Evrensel çekim sabiti
a
Yarı büyük eksen
ρΘ
Güneşin yoğunluğu
Lhalka
Halkanın ışınım gücü
Tdisk
Diskin sıcaklığı
Tmax
Maksimum sıcaklık
Lacc
Yığılma diskinin ışınım gücü
Tbr
Bremsstrahlung sıcaklığı
Tkc
Karacisim sıcaklığı
1.99 × 10 30 kg
4σ / c = 7.56 × 10 −16 Jm −3 K −4
m 2 kg −1
vi
Tşok
Şok sıcaklık
Tsd
Serbest düşmedeki sıcaklık
Tgöz
Gözlemsel sıcaklık
Ls
Sert x-ışın ışınım gücü
M E
Eddington kütle aktarım oranı
τ es
Elektron saçılmasının optik derinliği
α
Sağ açıklık
δ
Dik açıklık
ν1
Radyal hız
K1
Dairesel hız
RΘ
Güneş yarıçapı
m−M
Uzaklık modülü
MJ
Optik parlaklık
MH
Yakın kızılötesi parlaklık
MK
Mutlak parlaklık
χ2
ki-kare (chi-squared)
Fx
X-ışın akısı
Lx
X-ışın ışınım gücü
Te
Etkin sıcaklık
i
Eğim açısı
re
Reynold sayısı
H
Optik olarak ince sınır tabakanın yükseklik ölçeği
f
Beyaz cücenin x-ışınlarıyla aydınlatılan yüzey oranı
LHx
Beyaz cüce üzerine gelen x-ışın ışınım gücü
a1
Birincil yıldızın kütle merkezine olan uzaklığı
a2
İkincil yıldızın kütle merkezine olan uzaklığı
RL1
Birincil yıldızdan L1 noktasına olan uzaklık
6.95 × 10 8 m
vii
AAVSO
Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Derneği
AOCS
Konum ve Yörünge Kontrol Sistemi
ARF
Yardımcı Yanıt Dosyası
AXAF
Gelişmiş X-ışın Astrofizik Tesisi
CCD
Işığa Duyarlı Elektronik Dedektör
CCF
Güncel Düzenleme Dosyası
CHANDRA
Chandra X-ışın Teleskobu
CIF
Düzenlenen Dizin Dosyası
EPIC
Avrupa Foton Görüntüleme Kamerası
ERMS
EPIC Işınım Gözleme Sistemi
ESA
Avrupa Uzay Ajansı
EXOSAT
Avrupa X-ışın Gözlem Uydusu
FITS
Esnek Görüntü Taşıma Sistemi
FM
Uçuş Modülü
FOV
Görüntü Alanı
FPA
Odaksal Düzlem Topluluğu
FWHM
Yarı Maksimumdaki Tam Genişlik
GTI
İyi Zaman Aralığı
GUI
Grafiksel Kullanıcı Arayüzü
HEAO
Yüksek Enerji Astronomi Gözlemevi
HEASARC
(NASA) Yüksek Enerji Astrofizik Bilim Arşivi Araştırma Merkezi
HEW
Yarı Enerji Genişliği
HRI
Yüksek Çözünürlüklü Görüntüleyici
IR
Kızılötesi
MCP
Mikro Kanal Plaka
MOS
Metal Oksit Yarı İletken CCD Kamera
MPE
Max Planck Enstitüsü
MSP
Ayna Destek Platformu
OM
Optik Monitör
PI
Proje Yürütücüsü
PPS
İletim Süreci Altsistemi
PSF
Nokta-Yayılma Fonksiyonu
QE
Kuantum Verim Oranı
RFC
RGS Odaklayıcı Kamera
RFS
Yenilenen Çerçeve Belleği
viii
RGA
Yansıtıcı Izgara Dizisi
RGS
Yansıyan Görüntü Izgara Tayf Ölçeri
RMF
Yeniden Dağılım Matris Dosyası
ROSAT
Röntgensatellit X-ışın Teleskobu
SAS
Bilimsel Analiz Sistemi
SM
Servis Modülü
SOC
XMM-Newton Bilimsel Operasyon Merkezi
SSC
Araştırma Bilim Merkezi
UHURU
İlk X-ışın Uydusu
UV
Morötesi
XMM
Çok Aynalı X-ışın Teleskobu
XSA
XMM-Newton Bilim Arşivi
ix
ÖZET
YZ Cnc COŞKUN DEĞİŞENİNİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi
Fen Bilimleri Enstitüsü
Fizik Anabilim Dalı Yüksek Lisans Tezi
Danışman: Yrd. Doç. Dr. Gülnur GÜN
15/01/2014, 155
Bu çalışmada YZ Cnc sisteminin 0.3-10 keV enerji aralığında XMM-Newton x-ışın
uydusu tarafından sistem durağan evresinde (15.2 kadir) iken 5 Ekim 2002’de 36906 s
boyunca yapılan gözleminde elde edilen verisinin tayf analizi yapılmıştır. Öncelikle
uydunun her üç kamerası için x-ışın görüntüleri ve ışık eğrileri elde edilmiştir. Daha sonra
x-ışın tayfı görüntülenerek tayf model eşleşmesi yapılmıştır. Bu eşleşme sonucunda
sistemle ilgili özellikler elde edilmiştir.
Yapılan tayf model eşleşmesi sonucu Mekal tabanlı çok sıcaklıklı plazma emisyon
modeli olan Cemekl en iyi uyumu sağlayan teorik model olarak bulunmuştur. Modelin bize
verdiği sıcaklık T ~ 10 8 K civarındadır. Ayrıca model bağımlı olarak bulunan sınır tabakası
kütle aktarım oranı ~ 1015 g s −1 mertebesindedir ki bu da bu tür sistemler için kritik değer
kabul edilen M ≈ 2 × 1016 g s −1 ’den küçüktür. Bu değerden az kütle aktarım oranları optik
olarak ince bir sınır tabakası oluşmasına neden olmaktadır. YZ Cnc sistemi için bu
çalışmanın verdiği sonuç yayınlanan sert x ışınlarının optik olarak ince ve dolayısıyla sıcak
gaza sahip sınır tabakasından geldiğidir.
Ayrıca bu çalışmada bu çift yıldız sistemi için literatürde bulunmayan yörünge
parametreleri de hesaplanmıştır.
Anahtar sözcükler: Kataklismik (Coşkun) değişenler, Cüce novalar, YZ Cnc, Sınır
tabaka, XMM.
x
ABSTRACT
X-RAY SPECTRAL ANALYSIS OF CATACLYSMIC VARIABLE YZ Cnc
İhsan BARGAN
Çanakkale Onsekiz Mart University
Graduate School of Natural and Applied Sciences
Master of Science Thesis in Physics
Advisor : Assist. Prof. Dr. Gülnur GÜN
15/01/2014, 155
In this study, the data of YZ Cnc in 0.3-10 keV energy band taken by XMMNewton satellite along 36906 sec were analysed spectroscopically. The system was in
quiescent state (15.2 magnitude) when the observation done (5 October, 2002). First of all,
the x-ray images and the light curves of the system for three camers of the satellite were
obtained. Then the x ray spectrum was extracted and spectral analysis was done. At the
end, using the results of the spectral analysis, the system characterisctics were decided.
The spectral analysis is shown that Cemekl is the best fitted spectral model to the
spectrum of the system. The resulting temperature is T ~ 108 K. The mass accretion rate
found depending on the spectral model is ~1015 gs-1 which is less than the critical mass
accretion rate value M ≈ 2 × 1016 gs-1 for such kind of systems. The values less than the
critical value cause the optically thin boundary layer in dwarf novae. The result of this
study for YZ Cnc system is that the emitted hard x rays are originated from optically thin
and very hot boundary layer.
In addition, the parameters of the YZ Cnc’s orbit which had not in the literature
were calculated.
Keywords: Cataclysmic variables, Dwarf novae, Boundary layer, XMM, YZ Cnc.
xi
İÇERİK
Sayfa
YÜKSEK LİSANS TEZİ SINAV SONUÇ FORMU............................................................ii
İNTİHAL (AŞIRMA) BEYAN SAYFASI.......................................................................... iii
TEŞEKKÜR.......................................................................................................................... iv
SİMGELER VE KISALTMALAR ....................................................................................... v
ÖZET ..................................................................................................................................... x
ABSTRACT.......................................................................................................................... xi
BÖLÜM 1 - GİRİŞ ............................................................................................................... 1
1.1. Genel Bakış ................................................................................................................ 1
1.1.1. Elektromanyetik tayf ......................................................................................... 1
1.2. X-ışın Astronomisi .................................................................................................... 3
1.2.1.Kozmik x-ışınlarının gözlemi ............................................................................. 4
1.2.2. X-ışın üretim mekanizmaları ............................................................................ 5
1.2.2.1. X-ışın akıları ................................................................................................ 6
1.2.2.2. X-ışın ışınım gücü........................................................................................ 6
1.2.2.3. X-ışını yayan mekanizmalar ve tayf modelleri......................................... 7
1.2.2.3.1. Termal (Isısal) emisyon ....................................................................... 7
1.2.2.3.2. Termal Bremsstrahlung (Isısal Frenleme) ışınımı ............................ 7
1.2.2.3.3. Raymond-Smith modeli ....................................................................... 8
1.2.2.3.4. Karacisim radyasyonu ......................................................................... 9
1.2.2.3.5. Relativistik elektronların senkrotron ışıması .................................. 11
1.2.2.3.6. Ters Compton saçılması .................................................................... 11
1.2.2.3.7. Siklotron radyasyonu ........................................................................ 11
1.3. Coşkun (Kataklismik) Değişenler.......................................................................... 12
1.3.1. Coşkun değişen nedir?..................................................................................... 12
1.3.2. Roche şişimi geometrisi ve kütle transferi ..................................................... 13
1.3.3. Coşkun değişenlerin evrimi............................................................................. 15
1.3.4. Coşkun değişenlerin sınıflandırılması ............................................................ 19
1.3.4.1. Klasik novalar ........................................................................................... 19
1.3.4.2. Tekrarlayan novalar ................................................................................. 19
1.3.4.3. Cüce novalar .............................................................................................. 20
1.3.4.4. Nova benzeri değişenler............................................................................ 21
1.3.4.5. Kutupsallar ................................................................................................ 21
1.3.4.6. Orta Kutupsallar....................................................................................... 22
xii
1.3.5. Manyetik olmayan coşkun değişenlerde yığılma .......................................... 23
1.3.6. Coşkun değişenlerin x-ışın gözlemleri............................................................ 23
1.4. Cüce Novalar ........................................................................................................... 26
1.4.1. Cüce novanın bileşenleri ................................................................................. 28
1.4.1.1. Beyaz cüce .................................................................................................. 28
1.4.1.2. İkincil yıldız ............................................................................................... 31
1.4.1.3. Yığılma diskleri ......................................................................................... 33
1.4.1.3.1. Sıcaklık profili ve ışınım gücü........................................................... 34
1.4.2. Cüce novalarda x-ışınları ................................................................................ 37
1.4.2.1. Işınım Gücü ve uzay yoğunlukları .......................................................... 38
1.4.2.2. X-ışın tayfları ve geçici davranışı ............................................................ 38
1.4.2.2.1. AM Her yıldızları (Kutupsallar) ...................................................... 38
1.4.2.2.2. DQ Her yıldızları (Orta Kutupsallar) .............................................. 39
1.4.2.2.3. Diğer coşkun değişenler..................................................................... 39
1.4.2.3. Teori ........................................................................................................... 40
1.4.2.3.1. X-ışın emisyonunun nitel görüntüsü ................................................ 40
1.4.2.3.2. Manyetik olmayan yıldızlar .............................................................. 41
1.4.2.3.2.1. Tayflar.......................................................................................... 41
1.4.2.3.2.2. Tayfsal sıcaklık ve ışınım gücü arasındaki bağıntı .................. 42
1.4.2.3.3. İyonizasyon yapısı ve çizgi özellikleri............................................... 46
1.4.2.3.3.1. İyonizasyon yapısı ....................................................................... 46
1.4.2.3.3.2. Emisyon çizgileri ......................................................................... 46
1.4.2.3.3.3. Soğurma çizgileri ........................................................................ 46
1.4.2.3.3.4. Tayflar.......................................................................................... 47
1.4.2.3.4. Nükleer yanma ................................................................................... 48
1.4.2.3.4.1. Manyetik olmayan yıldızlar ....................................................... 48
1.4.3. Cüce novaların patlama ve durağan durumundaki teorileri....................... 49
BÖLÜM 2 - YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ ................................................... 50
2.1. YZ Cnc (Cancri – Yengeç) ..................................................................................... 52
2.1.1. YZ Cnc’nin genel görünüşü ............................................................................ 52
2.1.2. Optik gözlemler ................................................................................................ 53
2.1.3. X-ışın gözlemleri .............................................................................................. 55
2.1.4. Morötesi (UV) gözlemler ................................................................................. 61
BÖLÜM 3 - XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ .................. 63
3.1. XMM-Newton X-ışın Çok Aynalı Uydu Gözlemevi............................................. 63
xiii
3.1.1. XMM-Newton uzay aracı ................................................................................ 63
3.1.2. XMM-Newton uydu bileşenleri (payload) ..................................................... 65
3.1.3. Temel özellikler ................................................................................................ 67
3.1.3.1. Isısal kısıtlamalar ...................................................................................... 69
3.1.4. Ayna modülleri ................................................................................................. 70
3.1.5. X-ışın teleskopları ve aynalar ......................................................................... 74
3.1.5.1. Optik dizayn .............................................................................................. 77
3.1.5.2. Ayna performansı ..................................................................................... 78
3.1.5.2.1. Görüntü kalitesi x-ışın nokta-yayılma fonksiyonu ......................... 78
3.1.5.2.2. XMM aynalarının etki alanları ........................................................ 78
3.1.5.2.2.1. On-axis (eksen doğrultusundaki) etki alanı ............................. 78
3.1.5.2.2.2. Off-axis (eksen doğrultusu dışında) etki alanı ......................... 79
3.1.5.2.3. Kaçak ışığın geri çevrilmesi .............................................................. 80
3.1.6. Avrupa Foton Görüntüleme Kamerası (European Photon Imaging
Camera, EPIC) ........................................................................................................... 80
3.1.6.1. EPIC MOS ve PN kameralarının odak düzlem yapılarının
kıyaslaması ............................................................................................................. 81
3.1.6.2. EPIC kameraların iki türü: MOS ve PN ................................................ 82
3.1.6.2.1. MOS CCD kameralar ........................................................................ 82
3.1.6.2.1.1. EPIC MOS çip geometrisi .......................................................... 82
3.1.6.2.2. PN CCD kamera ................................................................................ 84
3.1.6.2.2.1. EPIC PN çip geometrisi .............................................................. 84
3.1.6.3. EPIC kameraların bilimsel davranış şekli.............................................. 85
3.1.6.4. EPIC kuantum verim oranları ................................................................ 88
3.1.6.5. EPIC filtreleri ............................................................................................ 89
3.1.6.6. EPIC arkaplanı ......................................................................................... 91
3.1.7. RGS - Yansımalı kırınım ızgarası tayf ölçeri (Reflection grating
spectrometer) .............................................................................................................. 91
3.1.7.1. RGA - Yansımalı kırınım ızgara dizisi (Reflection grating array) ...... 92
3.1.7.2. RFC - RGS odaklayıcı kameralar (RGS focal camera) ........................ 94
3.1.7.2.1. RFC (RGS odaklayıcı kamera) çip dizisi ......................................... 95
3.1.7.3. RGS ızgara sıralanışı ................................................................................ 96
3.1.8. Optik Monitor (OM) ........................................................................................ 96
3.1.8.1. OM teleskobu ............................................................................................ 97
3.1.8.2. OM dedektörü ........................................................................................... 99
xiv
3.1.8.2.1. OM ile görüntüleme ......................................................................... 101
3.1.9. XMM destek aygıtları .................................................................................... 101
3.1.9.1. Davranış ve yörünge kontrol sistemi (Attitude and orbital control
system, AOCS) ..................................................................................................... 101
3.1.9.2. EPIC Işınım izleme altsistemi (EPIC Radiation Monitor System,
ERMS)................................................................................................................... 102
3.1.10. XMM-Newton’nun diğer x-ışın uyduları ile kıyaslanması ...................... 102
3.1.10.1. XMM’in AXAF ile kıyaslanması ......................................................... 102
3.1.11. XMM-Newton gözlemi ................................................................................ 103
3.1.11.1. XMM-Newton yörüngesi ...................................................................... 103
3.1.11.2. Yer İstasyonu ........................................................................................ 104
3.1.11.3. Davranış ölçümü ................................................................................... 104
3.1.12. Coşkun Değişenlerin incelenmesinde XMM-Newton ............................... 105
3.2. XMM-Newton Veri Analizi .................................................................................. 105
3.2.1. XMM-Newton Bilimsel Analiz Yazılımı (Science Analysis Subsystem,
SAS) ........................................................................................................................... 105
3.2.1.1. SAS ile etkileşimli XMM Veri Analizi .................................................. 106
3.2.1.2. Ximage ..................................................................................................... 106
3.2.1.3. Xspec ........................................................................................................ 107
3.2.2. Veri hazırlama................................................................................................ 107
3.2.2.1. XMM verisinden pipeline oluşturma .................................................... 107
3.2.2.2. XMM bilimsel verisi ve analize hazırlık .............................................. 107
3.2.2.3. ODF (Gözlem veri dosyası) .................................................................... 108
3.2.2.4. CCF (Güncel kalibrasyon dosyaları) .................................................. 108
3.2.3. Uzaysal analiz ( Spacial analysis) ................................................................. 108
3.2.4. Tayfsal analiz (Spectral analysis) ................................................................. 109
3.2.4.1. Tayf (Spectrum) ...................................................................................... 109
3.2.4.2. Tayfsal Eşleşmeler (Spectral Fits) ......................................................... 110
BÖLÜM 4 - YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ ................................................... 112
4.1. YZ Cnc’nin XMM-Newton Gözlemi ................................................................... 112
4.1.1. Kaynak belirleme ........................................................................................... 114
4.1.2. YZ Cnc’nin tayf analizi ................................................................................. 116
4.1.3. YZ Cnc’nin tayfı ve tayf - model eşleştirmeleri .......................................... 137
BÖLÜM 5 - SONUÇ VE ÖNERİLER ........................................................................... 151
KAYNAKLAR ................................................................................................................. 153
xv
Çizelgeler .............................................................................................................................. I
Şekiller ................................................................................................................................. II
Özgeçmiş ............................................................................................................................ IX
xvi
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
BÖLÜM 1
GİRİŞ
1.1. Genel Bakış
XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission), Avrupa Uzay Ajansı (ESA)
tarafından 10 Aralık 1999’da Ariane 504 ile uzaya fırlatılmıştır. XMM-Newton, ESA’nın
Horizon 2000 Bilim Programının ikinci temel taşıdır.
XMM-Newton, geniş etkin alanı ve optik monitörü ile üç yüksek x-ışın veri
teleskopunu taşıyan ilk uçan x-ışın gözlemevidir. Geniş toplama alanı ve kesintisiz
pozlama yeteneğiyle oldukça duyarlı gözlemler sağlamaktadır.
Bu tezde, XMM-Newton uydusu tarafından gözlenen, SU UMa türü cüce nova olan
YZ Cnc’nin x-ışın tayf analizi yapılmıştır.
Bölüm 1’de x-ışın astronomisi ve astrofizik hakkında bilgiler verilmektedir. Bölüm
2, YZ Cnc sistemi üzerine daha önce yapılmış çalışmaları kapsamaktadır. Bölüm 3, XMMNewton uydusunun bileşenleri, çalışma prensibi ve analiz sürecini açıklamaktadır. Bölüm
4’te durağan halde bulunan YZ Cnc sisteminin x-ışın tayf analizi yer almaktadır. Bölüm 5
ise yapılan analizin sonuçlarını içermektedir.
1.1.1. Elektromanyetik tayf
Beyaz ışık, prizmadan geçtiği zaman dalgaboyu sırasına göre mor, lacivert, mavi,
yeşil, sarı, turuncu ve kırmızı renkli ışınlara ayrılır. 1666’da İngiliz bilim adamı Isaac
Newton beyaz rengin bileşenlerine ayrılmasının sebebinin, bu ışığın farklı dalgaboylarına
sahip farklı renkli ışıklardan oluşması ve her dalga boyunun kırılma açısının farklı olması
gerçeğiyle açıklanabileceğini ifade etmiştir.
Kırılma miktarı ışığın dalgaboyuna bağlıdır. Dalga boyu ne kadar küçük ise kırılma
da açısal olarak o kadar büyük olur. Radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar bütün
ışıma elektromanyetik yapıdadır ve tüm bu elektromanyetik dalgaları içeren dizilime
“elektromanyetik tayf” denir (Şekil 1.1).
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.1. Elektromanyetik tayf diyagramı
(Yücel E., http://akat.org/sizin_icin/elektromagnetik_tayf.pdf)
Elektromanyetik Tayf Bileşenleri;
•
Gama ışınları: 0.01 nm’den daha küçük dalgaboylarıyla bir atom
çekirdeğinin çapından daha küçük olup, elektromanyetik tayfın en yüksek
enerjili ve frekanslı bölgesidir. Pulsar, karadelik, nötron yıldızları ve
kuasarlardaki yüksek derecede nükleer tepkimeler sonucu meydana gelirler.
Bununla beraber süpernova patlamaları ve karadelikleri çevreleyen yığılma
diskinden karadeliğin içine düşen materyalin aşırı ısınması nedeniyle de
oluşabilirler.
•
X Işınları: Dalgaboyları 0.01 ile 10 nm arasındaki ışınlardır ki bir atomun
boyuyla eşdeğerdir. Alman fizikçi Wilhelm Conrad Roentgen tarafından
1895’te keşfedilmiştir.
•
Morötesi (UV) ışınım: Dalgaboyu 10 ile 400 nm arasındaki ışınımdır (aşağı
yukarı bir virüs boyutunda). Genç, sıcak yıldızlar bol miktarda UV ışık
üreterek yıldızlararası uzaya yayarlar.
•
Görünür ışık: Elektromanyetik tayfın insan gözü tarafından algılanabildiği
aralıktır ve bu aralık ortalama olarak 400 ile 700 nm arasındaki
dalgaboylarını içerir. Bu dalgaboylarını içeren renkler ise mor ile başlayıp
kırmızı ile biten renklerdir.
2
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
•
İhsan BARGAN
Kızılötesi (IR) ışınım: 700 nm ile 1 mm arasındaki dalgaboylarını içeren
ışınımdır (iğne ucundan küçük bir tohum büyüklüğü uzunluğundadır). Tüm
sıcak ve soğuk maddeler tarafından meydana getirilirler. Işınım, hangi
maddenin atomu tarafından emilirse o maddeyi ısıtır, bu yüzden ısı
radyasyonu da denmektedir. 37  C sıcaklığa sahip olan vücudumuz 900 nm
IR ışıma yapmaktadır.
•
Mikrodalga radyasyonu: 1 mm ile 1 m arası dalgaboylarını içerir.
“Mikrodalga” kelimesi elektromanyetik dalganın dalgaboyunun 1 m’den
daha
kısa
olduğu
telefonlarında,
frekansları
tanımlamaktadır.
Radarlarda,
cep
mikrodalga fırınlarda, kablosuz internet erişiminde,
bluetooth kulaklıklarda, mağaza güvenlik sistemlerinde mikrodalga
frekansları kullanılmaktadır.
•
Radyo dalgaları: 1 m’den uzun dalgaları kapsamaktadır. Elektromanyetik
tayf sıralamasında en uzun dalgaboylarına sahip olurken en düşük enerji,
frekans ve sıcaklığa da sahiptirler. Radyo dalgaları her yerde bulunmakla
beraber arkaplan ışınımı, yıldızlararası gaz ve toz bulutları, süpernova
patlamalarının soğuk kalıntılarında da bulunabilir. Radyo dalgaları elektrik
titreşimlerinden kaynaklanmaktadır.
(Yücel E., http://akat.org/sizin_icin/elektromagnetik_tayf.pdf)
1.2. X-ışın Astronomisi
Astronomik nesnelerden yayınlanan x-ışınları yeryüzüne ulaştıklarında iyonosfer
tarafından soğurulur. Gelen x-ışınlarını alabilmemiz için yeryüzü atmosferinin tamamen
üzerine bir x-ışın teleskopu göndermek gereklidir. Yeryüzü dışında varolan x-ışın
sinyalleri ilk defa hareket eden bir roketteki Geiger sayaçları tarafından alınmıştır
(Giacconi va., 1962). Küçük Astronomik Uydu 1 (SAS 1) olarak da bilinen Uhuru uydusu,
tamamen göksel x-ışın astronomisine atfedilen ilk uydu oldu ve 12 Kasım 1970’de
Kenya’daki San Marco platformundan fırlatıldı. 1999’da yörüngeye oturtulan Chandra Xışın Gözlemevi, önceki x-ışın teleskoplarının herhangi birinden çok daha net x-ışın
görüntüleri sergileme yeteneği göstermektedir.
X-ışınları sadece sıyrılma açısı ile geldiği zaman metal yüzeylerden yansır (aksi
halde metaller içerisinden geçer). Bundan dolayı x-ışın teleskopları optik teleskoplardan
çok farklı tasarlanmıştır. Şekil 1.2, x-ışın teleskobunun içerisinde x-ışınlarının sıyrılma
açılarıyla iki yansımadan sonra bir noktaya toplandığını göstermektedir. Ayrıca x-ışın
teleskoplarındaki aynalar, x-ışın dalgaboyları küçük olduğu için optik teleskoplardaki
3
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
aynalardan çok daha küçüktür. Nitekim güçlü bir x-ışın teleskobu yapmak, zorlu bir
teknolojik çaba gerektirir.
Şekil 1.2. X-ışın teleskobunun optik şematik gösterimi. X-ışınları sıyırma açısıyla gelerek
iki ardışık yansıma ile bir noktada toplanır (Choudhuri, 2010).
X-ışınları, çoğunlukla astronomik sistemlerde çok sıcak gazlar tarafından yayılır.
Astronomik x-ışın kaynaklarının en önemlilerinden biri ikili yıldız sistemleridir; bu
sistemlerde birincil yıldız, şişmiş olan ikincil yıldızdaki gazı gravitasyonel olarak çeken
yoğun bir yıldızdır (Choudhuri, 2010).
1.2.1.Kozmik x-ışınlarının gözlemi
Bilimciler tarafından 1960’lı yıllarda Güneş dışında kozmik x-ışın kaynaklarının
tespitinden bu yana çok sayıda kaynak keşfedilmiştir (Tucker, 1967).
İnce pencereli Geiger sayaçları veya orantılı sayaçlar 50’li ve 60’lı yıllarda
kullanılmıştır. Geiger sayaçları gaz hacminde kaynaklardan gelen ve alette soğurulan her
bir fotonu tespit etmiş fakat enerjileri hususunda bir bilgi vermemiştir; orantılı sayaçlarda
her bir foton vasıtasıyla üretilen elektriksel sinyal, fotonun enerjisiyle orantılı olmuştur.
Geiger sayaçları ve orantılı sayaçlar, 1970’de ilk x-ışın gözlemevi “UHURU” ve 1977’de
“Yüksek Enerji Astronomik Gözlemevi-A (HEAO-A)” de NRL ve AS&E keşif
uçuşlarında kullanılmıştır. Bu detektörlerin duyarlılığı arkaplan ışınımı tarafından
sınırlanmıştır, bu nedenle duyarlılık sadece alanın karekökü ile arttırılabilir. HEAO-A’a ait
100 metrekarelik detektörü UHURU’nun 2 metrekare detektöründen sadece 7 kat daha
duyarlıdır.
X-ışın
astronomisindeki
önemli
buluşlardan
birisi,
Cambridge,
Massachusetts’de AS&E grubu tarafından x-ışınının sıyırarak teleskoba odaklanmasının
geliştirilmesiyle meydana gelmiştir. Özellikle gruptaki Leon Van Speybroeck ve Giuseppe
Vaiana, giderek artan yüksek açısal çözünürlüklü x-ışın teleskoplarının tasarımı ve
yapımında başarılara imza atmışlardır. 1968’de Güneşin ilk yüksek çözünürlüklü
4
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
görüntüsü (5 yay saniyesi) AS&E grubu tarafından bir roket uçuşunda elde edilmiştir.
1973’te aynı grup, ilk insanlı uzay istasyonu SKYLAB’da 30 cm çapındaki teleskoplarla
tam bir güneş rotasyonu boyunca uzanan fotoğraf dizisinde eşit çözünürlük elde
etmişlerdir. Güneş’ten farklı kaynakların x-ışın astronomisi için boyut ve çözünürlüğünü
arttırarak görüntüleme yapan x-ışın teleskopları, 1978’de Giacconi’nin CFA grubu
tarafından “EINSTEIN” gözlemevi (60 cm, 4 yay saniyesi), 1990’da Max Planck
Enstitüsü’nde J. Trümper tarafından ROSAT (80 cm, 5 yay saniyesi) ve 1999’da
CHANDRA üzerinde (120 cm, 16 × 16 yay dakika alanının merkezinde 0.5 yay saniyesi)
fırlatıldı.
XMM-Newton tutarlı bir çözünürlükte (~ 10 yay saniyesi) Wolter optiği içerir.
Diğer sıyırarak odaklayıcı sistemler, x-ışın akısı, açısal çözünürlük ve görüş alanının
değişen yoğunlaşma derecelerini elde etmek için ideal konik optiği yaklaşımları
kullanmışlardır.
Bu teleskopların odak düzleminde bulunan detektörleri, orantılı görüntüleme
sayaçları, fotoelektrik yüksek çözünürlüklü görüntüleme channeltron cihazları ve son
yıllarda optik alanında kullanılan bunlara benzer birleştirilmiş yük cihazları şeklinde
olmuştur. CHANDRA ile en derin araştırmalarda Sco X-1’in (ilk keşfedilen kaynak)
belirlenen akısı 3 × 10 −17 ergcm −2 s −1 iken bu teknik gelişmelerin kombinasyonu ile
3 × 10 −7 ergcm −2 s −1 ’lik bir akı tespit edilerek 10 mertebelik bir artışla sonuçlanmıştır
(Giacconi ve Rosati, 2008).
1.2.2. X-ışın üretim mekanizmaları
Foton, Einstein tarafından ortaya konan ışık birimidir ve herhangi bir durağan
kütleye sahip değildir. Foton hem dalga hem de parçacık özelliği gösterir. Fotonlar
boşlukta hareket ederlerken tıpkı bir dalga gibi frekans ve dalgaboyları olan, bu frekans ve
dalgaboylarına bağlı
olarak enerji taşıyan
parçacıklardır. Bir fotonun enerjisi
dalgaboylarıyla ters orantılıdır ve dalgaboyu azaldıkça enerji artmaktadır. Dalganın
enerjisi,
E = hν =
hc
λ
(1.1)
denklemi ile ifade edilir. h (Joule.s), Planck sabiti; ν (Hz), frekans; λ (m), dalgaboyu ve
c ( m s −1 ) ışık hızıdır.
5
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.3’te de görüldüğü gibi x veya t ’nin sabit tutulmasıyla bir dalgada
sinüsoidal bir değişim elde edilir ve böylece dalga hem zamana hem de konuma göre
periyodik olur. Bu konum periyoduna veya daha basit olarak iki tepe arasındaki uzaklığa
“dalgaboyu” denir (Hecht, 2005).
Şekil 1.3. Aynı fazla herhangi iki nokta arasında ölçülmüş sinüsoidal bir dalganın
dalgaboyu (http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/The-Doppler-Effect).
1.2.2.1. X-ışın akıları
Genel olarak “Akı”, birim yüzeyden birim zamanda geçen (giren veya çıkan)
madde veya ışınımı ifade eder. Astrofizikte ise, Dünya atmosferi üzerindeki herhangi bir
astronomik kaynaktan gelen ışınım miktarıdır. F ile gösterilir ve birimi erg cm −2 s −1 ’dir.
1.2.2.2. X-ışın ışınım gücü
Işınım gücü, bir cismin birim zamanda yayınladığı enerji miktarıdır.
L = 4πd 2 F = 4πd 2σT 4
(1.2)
(1.2) eşitliğinde görüldüğü üzere yıldızın ışınım gücü L ( erg s −1 ), yıldızın yarıçapı d
(cm) ve sıcaklığı T (K) ile ilişkilidir. F akı yoğunluğu ve σ ise Stefan-Boltzmann sabiti
olup değeri 5.67 × 10 −5 ergcm −2 s −1 K −4 ’tür. Bu eşitlik aynı zamanda gözlemciden d (cm)
uzaklığındaki bir cismin gözlemciye ulaşan ışınım gücünü hesaplamak için de kullanılır.
6
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
1.2.2.3. X-ışını yayan mekanizmalar ve tayf modelleri
1.2.2.3.1. Termal (Isısal) emisyon
Sıcak bir gazdaki atomlar sıcaklığın artması ile kinetik enerjileri arttığından daha
hızlı hareket ederler. Bu atomlar arasında oluşan çarpışmalar, elektronların çekirdekten
daha uzaktaki yüksek enerji seviyelerine uyarılmasını sağlar. Atomlar, tam yüksek enerji
seviyelerinin gerektirdiği enerjili radyasyonu soğurarak daha yüksek enerji seviyelerine
uyarılmış elektronlara sahip olabilirler.
Elektron tekrar en düşük enerji seviyesine geldiğinde, aynı miktarda enerjiyi açığa
çıkartır. Açığa çıkan bu enerji belirli aralıklara sahip tayfsal çizgiler şeklinde görünür. Bu
uyarılma çarpışma neticesinde oluşursa (sıcak gazlarda olduğu gibi) gözlemlenen emisyon
çizgileri gazın sıcaklığını temsil eder, çizgilerin yoğunluğu ise atomların miktarını gösterir
(yani gazın neden oluştuğunu).
Daha sıcak gazlarda, daha fazla çarpışma olur ve dış kabuklardaki elektronlar
atomdan kopma eğilimi gösterirler. Bu şekilde atom iyonlaşır ve daha içteki elektron
kabukları ortaya çıkar. Eğer gaz yeteri kadar sıcaksa, daha fazla çarpışma oluşur ve bu
içerideki elektronlarda uyarılır. Elektron çekirdeğe ne kadar yakınsa, onu en düşük enerjili
durumda tutmayı sağlayan elektromanyetik kuvveti yenmesi o kadar zordur. Elektronu
uyarabilmek için daha fazla enerji gereklidir ve bu içteki elektronlar da uyarılınca ve
sonuçta geri gelirse açığa çıkan fotonun da daha fazla enerjisi olur. Çekirdeğe gelmeden
önce daha fazla elektron kabuğu olan daha ağır elementler, en yüksek sıcaklık hariç
tamamen iyonlaşmazlar (Bank, 2004)
1.2.2.3.2. Termal Bremsstrahlung (Isısal Frenleme) ışınımı
Almanca “brems” kelimesi frenleme ve “strahlung” da ışınlama anlamına
gelmektedir. Bu termal emisyon atomların iyonlaştığı çok sıcak gazlarda meydana gelir.
Eğer gaz, milyon derece mertebesinde bir plazmaysa o zaman plazmadaki yüklü
parçacıklar, aralarındaki karşılıklı Coulomb etkileşimleri nedeniyle hızlandığı veya
yavaşladığı zaman tüm atomlar dağılır ve radyasyon üretir (Bank, 2004). Bu gibi
radyasyon “Bremsstrahlung (Frenleme)” olarak isimlendirilir ve Güneş benzeri yıldızların
koronaları veya galaksi kümelerindeki sıcak gaz gibi birçok astrofiziksel sistemlerde
gözlenir. Böyle aşırı sıcak plazmalardaki radyasyon çoğu kez tayfın x-ışın bölgesinde
görülür.
Yüklü bir parçacık ivmelendirildiğinde bir ışın salınımı oluştuğu bilinmektedir.
Frenleme durumunda, yüklü parçacık iyonlaşmış bir atomun çekirdeği etrafında
ivmelendiği için bir emisyon oluşur. Güçlü elektromanyetik çekimi yüklü parçacığın
7
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
hareketini etkiler.
Elektronlar, iyonlardan çok daha hafif olduğu için iyonlarla Coulomb etkileşimi
sırasında çok daha fazla hızlanacaklardır ve frenleme için başlıca etkisi olan bu
elektronlardır. Bir Coulomb etkileşimi için etki parametresi b ile ivme için yaklaşık bir
ifade, gravitasyonel etkileşimler için yazılabilir. İvmenin Fourier dönüşümü alınmasıyla ω
frekansıyla ilişkili bir ivme bulunabilir. O zaman elektrodinamiğin standart sonuçları
frekans halinde yayılan radyasyonun oranını verir. Sonuç olarak, etki parametresi b ’nin
farklı değerlerini ve farklı olası hızları üzerinden bir ortalamayı göz önünde
bulundurmalıyız (Maxwell dağılımını varsayarak). Yayılım oranı ∈ν
( Wm −3 Hz −1
biriminde),
∈ν = 6.8 × 10 −51
n e ni Z 2
T
e − hν / κ BT g (ν , T )
(1.3)
yukarıda verilen eşitlikle bulunabilir. Burada T , sıcaklık; ne , elektronların sayı yoğunluğu
( m −3 biriminde); ni , Ze yükündeki iyonların sayı yoğunluğu ( m −3 biriminde) ve g (ν , T ) ,
oldukça zayıf bir şekilde ν ve T ’ye bağlı olan Gaunt faktörü olarak bilinen, boyutsuz
birim mertebe faktörüdür. Toplam yayılım oranı ∈ ’yi bulmak için, tüm frekanslar
üzerinden ∈ν ’nin integrali alınır. Bu,
∈= 1.4 × 10 −40 T ne ni Z 2 g
( Wm −3 biriminde)
(1.4)
eşitliğini verir. g ortalama Gaunt faktörüdür. Formül (1.3) ve (1.4) astrofiziksel
literatürde, çok sıcak plazmalardaki radyasyonu hesaplamak için kullanılmaktadır
(Choudhuri, 2010).
1.2.2.3.3. Raymond-Smith modeli
Raymond ve Smith (1977) bu modeli, koronal dengede optik olarak ince, termal bir
plazmaya uygun varsayımlar kullanarak oluşturmuşlardır. Normalizasyon genliği cm −5
biriminde,
A=
10 −14
4πDL
2
∫nn
V
e
H
dV ’dir.
(1.5)
8
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
Bu eşitlikte
∫nn
V
e
H
İhsan BARGAN
dV , emisyon ölçümünü ve DL = D A (1 + z ) ışınım gücü mesafesini
ifade eder. D A , kaynağa olan açısal çap uzaklığı, z kırmızıya kaymadır. ne , n H ve
dV ’nin birimleri sırasıyla cm −3 , cm ve cm −3 birimindedir.
1.2.2.3.4. Karacisim radyasyonu
Isınan maddenin rengi sadece onun sıcaklığına bağlıdır, maddenin ne olduğu ile
ilgili değildir. Bu radyasyon ısısal radyasyon olarak adlandırılır. İdeal bir ısısal radyasyon
kaynağı karacisimdir.
Fiziksel olarak bir karacisim, bir kapalı ortamda içeriye herhangi bir ısı ve
radyasyon akışı olmadığında (muhafazalı bir halde), termodinamik denge durumunda
bulunan bir ışık kaynağıdır. İdeal ışık kaynağı duvarında ufak bir delik bulunan mükemmel
yalıtılmış kapalı bir kutu ile temsil edilen gazla dolu bir hacim şeklinde açıklanabilir. En
sonunda bu kutu içerisindeki gaz termodinamik denge durumuna ulaşır ve küçük delikten
dışarıya çıkan radyasyon bir karacisim radyasyonudur. Atomik düzeyde düşünürsek
termodinamik denge, detaylı bir dengelenme halidir. Burada bir enerji düzeyinden diğerine
herhangi bir emisyon geçişi, onun zıt soğurma geçişi ile tam aynı frekansda meydana gelir.
Böyle dengelenme atomlardaki, iyonlardaki veya moleküllerdeki olası geçişlerin
tamamında gerçekleştiği zaman bu gaz detaylı bir şekilde dengelenmiştir. Bu detaylı
dengelenme nedeniyle tayfsal çizgiler gibi atomik özellikler kaybolur ve sonrasında kara
cisim radyasyonu tamamen sürekli radyasyondan ibaret kalır. Karacisim radyasyonunun
dalgaboyu dağılımı Planck fonksiyonu Bλ (T ) olarak adlandırılır ve Denklem (1.6)’daki
gibi sıcaklığın bir fonksiyonu olarak ifade edilir.
Bλ (T )dλ =
Buradaki
2πhc 2
λ
5
ışık
1
e
hc / λkT
−1
hızı
dλ
(1.6)
c = 2.998 × 1010 cm s −1 ,
Boltzmann
sabiti
k = 1.380 × 10 −16 erg K −1 ve Planck sabiti h = 6.626 × 10 −27 erg s −1 fiziksel sabitlerdir.
Birkaç örnek sıcaklık için tayfsal enerji dağılımları Şekil 1.4’te gösterilmiştir.
9
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.4. Planck fonksiyonunun tayfsal enerji dağılımı. Ordinat dalgaboyu birimi (cm)
başına radyasyon enerjisini verir (erg cm −2 s −1 ) ve yatay koordinat dalgaboyudur ( A  )
(Kogure ve Leung, 2007).
Planck fonksiyonundan birkaç iyi bilinen radyasyon kanunu türetilebilmektedir.
Şekil 1.4’te görüldüğü gibi Planck fonksiyonu, ∂Bλ / ∂λ = 0 koşuluyla elde edilen λ m
dalgaboyunda maksimum yoğunluğa sahiptir. Sonuç olarak,
λ mT = 2890 ( µmK )
(1.7)
denklemi elde edilmiştir. Bu, maksimum yoğunluktaki dalgaboyunun Kelvin sıcaklığıyla
ters orantılı olduğu gösteren Wien’in kayma yasasıdır. Denklem (1.6)’da tüm dalga boyu
aralığında Bλ (T ) ’nin integrali alınırsa toplam radyasyon enerjisi E türetilmektedir
(Denklem 1.8).
E = ∫ Bλ dλ =
2k 4T 4
h 3c 2
∞
x3
4
−2 −1
∫0 e x − 1 dx = σT (erg cm s )
(1.8)
Burada σ = 2π 5 k 4 /(15c 2 h 3 ) = 5.67 × 10 −5 erg cm −2 s −1 K −4 , Stefan-Boltzmann sabitidir.
Bu, karacisimden yayılan toplam enerjinin Kelvin sıcaklığının dördüncü kuvvetiyle orantılı
olduğunu belirten Stefan-Boltzmann yasasıdır. Burada (1.6)’dan (1.8)’e kadar olan
10
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
denklemler, yazarların (2.3.1)’den (2.3.3.)’e kadar olan denklemleridir (Kogure ve Leung,
2007).
1.2.2.3.5. Relativistik elektronların senkrotron ışıması
Frenleme’deki gibi elektronlar (yüklü parçacıklar), manyetik alan çizgileri etrafında
ivmelendirildiğinde senkrotron ışıması oluşur. Işımanın x-ışın tayf alanında olması için,
elektronların relativistik hızlarda hareket etmesi gerekmektedir (ışık hızına yakın hızlarda).
Böylece daha yüksek enerjiye sahip olduğundan izlemiş oldukları yolu değiştirerek daha
yüksek enerji açığa çıkartırlar.
Eğer relativistik hızlarda hareket varsa (fermi ivmesi bu hızlara çıkartmada
yardımcı olur), relativistik etkiler ışımanın manyetik alan çizgileri yönündeki dar boşlukta
sıkışmasını sağlayarak ışıma meydana getirir (Bank, 2004).
νs =
Denklem
γ 2 eB
2πme c
(1.9),
(1.9)
http://casa.colorado.edu/~wcash/APS3730/chapter6.pdf
adresinden
alınmıştır. Bu denklemde ν s senkrotron frekansı, e elektron yükü, B manyetik alan, me
elektron kütlesi, c ışık hızıdır ve γ Lorentz faktörüdür.
1.2.2.3.6. Ters Compton saçılması
Relativistik bir elektron yavaş hareket eden bir fotona çarparsa (örneğin kozmik
mikrodalga arkaplan fotonu) enerjisinin bir kısmını ayrıştırarak fotonu daha yüksek
enerjilere ivmelendirebilir. Bu işleme “Ters Compton Saçılması” denir ve elektron
enerjisinin bir kısmını yavaş hareket eden fotona verebilmektedir. Ters Compton
saçılmasında meydana gelen x-ışınları yaygın olarak süpernovalarda ve aktif galaktik
çekirdeklerde görülür (Bank, 2004).
1.2.2.3.7. Siklotron radyasyonu
Bu radyasyona manyetik bir alanda yüklü parçacıklar sıkışıp kaldığı zaman
rastlanır. Lorentz kuvveti, alana dik hareket eden yüklü parçacıklara bir ivme kazandırarak
manyetik alan çizgilerinin hepsine dik hareket eder ve bu ivmelenme radyasyon oluşturur.
11
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.5. Manyetik bir alanda dairesel bir yörüngede hareket eden parçacık.
Siklotron, düzgün bir manyetik alan içinde dairesel yörüngelerde dönen (Şekil 1.5)
yüklü parçacıkların sergilendiği radyasyondur. Başka bir deyişle parçacıklar, siklotron
yörünge frekansında dar bir emisyon çizgisi yayar.
(http://casa.colorado.edu/~wcash/APS3730/chapter5)
νc =
Denklem
eB
2πme c
(1.10),
(1.10)
http://casa.colorado.edu/~wcash/APS3730/chapter5.pdf
adresinden
alınmıştır. Burada ν c siklotron frekansı, e elektron yükü, B manyetik alan, me elektron
kütlesi ve c ışık hızıdır.
1.3. Coşkun (Kataklismik) Değişenler
1.3.1. Coşkun değişen nedir?
Birbirine yakın iki yarı ayrık yıldızın etkileşmesiyle ani parlamalar gösteren
sisteme “Coşkun Değişenler” denir. Coşkun değişenlerin farklı aktivitelerdeki kalıpları
ortaya çıkmasına rağmen, bunların tümünü genel olarak Şekil 1.6’da gösterilen soğuk bir
yıldız ve beyaz cüce ikilisinin etkileşmesi özetler. Temel süreç, soğuk yıldızdan beyaz
cüce üzerine gaz akışının, beyaz cüce yüzeyinde veya beyaz cüce etrafındaki yığılma
diskinde bir patlamaya yol açmasıdır. Aktivite kalıplarına dayanarak coşkun değişenler
genelde dört kategoride sınıflandırılmıştır:
1. Klasik Novalar
12
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
2. Tekrarlayan Novalar
3. Cüce Novalar
4. Nova Benzeri Değişenler (Kogure ve Leung, 2007).
Şekil 1.6. Yörünge düzleminde coşkun değişenlerin şematik görüntüsü. Soğuk yıldız,
beyaz cücenin gravitasyonel etkisiyle şişmeye başlar ve Roche şişimini doldurur. Gaz,
beyaz cücenin yığılma diski üzerine akar (Kogure ve Leung, 2007).
Şekil 1.7. İkili sistemin yörünge düzleminde Roche eş potansiyel eğrileri. (Kogure ve
Leung, 2007).
1.3.2. Roche şişimi geometrisi ve kütle transferi
Yakın ikili sistemlerde Roche şişimi denilen eş potansiyel yüzey, onların dinamik
yapılarında önemli bir rol oynamaktadır. İkili sistemde bir noktadaki küçük bir kütle üç
etkiye maruz kalacaktır: yıldızların her birine doğru gravitasyonel çekim ve sistemin kütle
merkezi etrafında yörünge hareketi nedeniyle merkezkaç ivmesi. Eş gravitasyonel
13
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
potansiyelin konumları, Roche eş potansiyel yüzeyler olarak bilinirler. Birincil yıldıza
veya ötekine bağlı olan materyalin içinde olduğu kritik yüzeyler, Şekil 1.7’de gösterildiği
gibi yörünge düzlemi üzerinde eş potansiyel eğrilerle temsil edilen Roche şişimleridir.
Birbiri ile kesişen en içteki Roche şişimleri arasındaki nokta L1 , iç Lagrange noktası olarak
adlandırılır. Dış Lagrange noktası denilen ( L2 ), geçiş noktası boyunca dış uzaya açılan
başka eş potansiyel yüzeylerle bağlantılır. G, sistemin kütle merkezidir.
İkili bir sistemde ikincil yıldızdan yığılma akışı iki yolla ortaya çıkar: Roche
şişiminin taşması ve kütle kaybeden yıldızda meydana gelen yıldız rüzgarı.
Yakın ikili sistemlerin evriminde eğer ikincil yıldız Roche şişimini doldurmuşsa bu
yıldız Roche şişimi taştığında kütle kaybetmeye başlar. Bu kütle akışı ikincil yıldıza iç
Lagrange noktası L1 boyunca sağlanır. Bu akış birincil yıldız etrafında bir yığılma diski
formuna dönüşür. Bu tip yığılma akışı Algol tipi örten ikililer, coşkun değişenler ve x-ışın
ikililerinde görülebilir.
Bu şekilde oluşan yığılma disklerinin yapısını göstermek için Şekil 1.8’de 3boyutlu nümerik hesaplamalar sonucu bulunan simülasyon verilmiştir. Roche şişimi akışı,
y ekseninin merkezine yerleştirilmiş olan Lagrange noktasından başlar. Simülasyonda
diskin yörünge (x-y) ve dikey (x-z) düzlemlerindeki görüntüleri alınmıştır.
Yığılma disklerinin boyutu ikili sistemin tipine ve kütle oranına bağlıdır. Tutulma
gösteren 35 Coşkun Değişende, Roche şişim yarıçapı RRL ’ye bağlı olarak yığılma
disklerinin dış yarıçapları RD ’leri hesaplanabilmektedir. Coşkun değişenler bir beyaz cüce
ile onun eşinden oluşan ve yığılma diski eş tarafından gizlendiği zaman tutulmanın
meydana geldiği yakın ikililerdir. Bu tutulmadaki ışık eğrisinin biçiminden diskin boyutu
tahmin edilebilmektedir. Bu şekilde, nova benzeri değişenlerde RD / RRL oranının 0.61
değerine sahip olma eğiliminde olduğunu ve tekrarlayan novaların 0.80’i aşan RD / RRL
oranıyla çok büyük disklere sahip oldukları bulunmuştur (her iki durumda da bazı
istisnalar olmasına rağmen). Cüce novaların patlama sırasında 0.6 veya daha yüksek bir
disk oranına sahip olmaları onların disklerini nova benzeri değişenlerin disklerine benzer
yapmaktadır.
14
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.8. Yakın ve düşük kütleli x-ışın ikilisinin yörünge düzlemi (x-y) ve dikey
düzlemdeki (x-z) yığılma diskinin model hesabı. İkili sistemin Lagrange noktası L1 sol
taraftaki ordinatın merkezinde konumlandırılmıştır (Kogure ve Leung, 2007).
İkili bir sistemde kütle kaybeden yıldız OB tip yıldızlar gibi güçlü bir yıldız rüzgar
kaynağı olduğu zaman birincil yıldız bu yıldız rüzgarı sayesinde kütleyi kendisine çekerek
etrafında bir yığılma diski oluşturabilir. Genellikle ikincil yıldız Roche şişimini tam
doldurmaz. Rüzgar hızı küçük olduğu zaman, hareket halindeki gaz Lagrange noktası
L1 ’den geçerek birincil üzerine yığılır. Rüzgar hızı artarken yığılma, Lagrange noktası
civarında daha geniş bir bölgede meydana gelir. Yüksek hızdaki rüzgarda hareket
halindeki gazın sadece bir kısmı birincil tarafından çekilir ve gazın çoğu ikili sistemin
dışına doğru akar (Kogure ve Leung, 2007).
1.3.3. Coşkun değişenlerin evrimi
Eğer kütle transfer oranı düşükse ve yığılma diskinin dış kısımları soğuksa o zaman
disk yığılması kararsız olur ve bir cüce nova aktivitesi ve bazı geçici x-ışın dalgalarına
sebebiyet verir. Bazı orta düzeyli kütle transfer oranlarında disk ya kararlı ya da kararsız
olabilir ve ikili sistem, Z Cam benzeri gibi görünebilir. Yüksek kütle transfer oranında disk
kararlıdır ve ikili, nova benzeri olarak sınıflandırılabilir. Yoğun yıldız üzerine nükleer
yakıt yığılımı çeşitli fenomenlere sebebiyet verir. Eğer yığılma oranı çok yüksek ise o
15
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
zaman madde bu gibi oranlarda nükleer yanma yoluyla işlenemez ve genişleyen bir dış
kabuk oluşur. Sonuç olarak birbirine bağlantılı olan ikili, daha sonra bilinen bir kabuk
ikilisine dönüşür. Oran hala daha düşükse nükleer yanma dengesiz olur ve kabuk
parlamaları, nötron yıldızı üzerine yığıldığında x-ışın patlamalarına ve beyaz cüce üzerine
yığıldığında nova patlamalarına sebebiyet verebilir. Bu tip evrim, ya kaynağa madde
aktarabilecek bir ikincil bileşen kalmaması ya da birincil bir beyaz cüce ise Chandrasekhar
limitinin, bir nötron yıldızı ise Oppenheimer-Volkoff limitinin üzerinde kütleye sahip
olması veya iki yıldızın aşırı açısal momentum kaybı ile birleşmesi sebepleriyle
sonlanabilir.
Periyotları 6 veya 8 saati aşkın olan coşkun değişenler, evrimleri nükleer yanmayla
gerçekleşen, yeterince büyük kütleli ikincil yıldızlara sahiptirler. Daha kısa periyotlardaki
coşkun değişenler, düşük kütleli ikincil bileşenlerine sahiptir ki onların nükleer zaman
ölçekleri Galaksi yaşından daha uzundur. Devamlı bir kütle transferini olası kılabilmek
için bu tür coşkun değişenlerde açısal momentum kaybı olmalıdır. Periyotları 80 dakika ile
2 saat arasında olan çiftler için kütle çekimsel radyasyon açısal momentumun baskın
kaynağıdır. Periyotları 3 ve 6 saat arasında olan coşkun değişenler açısal momentum kaybı
için olasılıkla manyetik rüzgar olabilecek daha yeterli araçlara ihtiyaç duyarlar. 18 ve 50
dakika arasında periyotlara sahip olarak bilinen bazı ikililerin evrim süreçleri belli değildir.
Bu ikililerden en azından ikisinin hidrojene sahip olmadığı ve diğerlerinin hidrojen
bollukları hakkında hiçbir şey bilinmediği vurgulanabilir.
Coşkun ikililerin periyotlarında 2 ve 3 saat arasında iyi bilinen bir boşluk vardır. Bu
“periyot boşluğu” olarak bilinir. Çok inandırıcı olmasa da bu boşluk için önerilen birçok
açıklama olmuştur. 1983 yıllarındaki en şık açıklama, bu boşluk içinde yer alacak periyoda
sahip sistemler için yüksek açısal momentum kaybı gerekmesidir ki bu ikincili anakol
yıldızları için geçerli olan kütle - yarıçap ilişkisinden ayıracaktır. Gravitasyonel radyasyon
düzeyine açısal momentum kayıplarının ani düşüşü kütle transferini durdurur, ikincili
anakol yarıçapına geri çeker ve ikiliyi ayrık çift yıldız yapar. Gravitasyonel radyasyon
yıldızları kütle transferini yeniden mümkün kılacak kadar yaklaştırdığı zaman coşkunluk
aktivitesi birkaç milyar yıl sonra yeniden başlayabilir. O zaman ikilinin periyodu iki saattir
(Paczynski, 1983).
Coşkun değişen haline gelecek olan yıldızlar, yörünge periyotları ~ 10 yıl olan,
birkaç yüz Güneş yarıçapında ayrık ikililer olarak doğarlar. Birincil olan daha büyük
kütleli yıldız, daha hızlı gelişmektedir, çünkü onun daha büyük kütleli çekirdeği, daha
yüksek bir sıcaklık ve daha hızlı bir termonükleer evrime neden olan basınç temin eder.
Birincil yıldız evrimleşirken Roche şişimini doldurarak ve nihayetinde L1 noktasından
16
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
geçecek şekilde ikincil üzerine doğru taşarak bir dev haline gelmektedir. İkili aralığının
küçülmesine neden olan madde, ikincile doğru ikilinin kütle merkezinden uzağa
taşındığından dolayı kararsız kütle transferi gerçekleşir. İkincil, yüksek kütle transfer
oranını barındıramaz ve ikili bir bulut halinde örtülünceye kadar madde birikir. Bu yaygın
örtülme evresinde, ikincil bileşen etkin biçimde eşi olan kırmızı deve doğru yaklaşan bir
yörünge izlemektedir. Örtülme içerisindeki yörünge gelişimi, enerji ve açısal momentum
harcayan dinamik sürtünmeyle ilerler. Nitekim ikili, yörünge enerjisini ikilinin içeriye
doğru kademeli sarmallığına yol açan örtüyü atmak için kullanır. Bu evrim süreci sırasında
yörünge ayrımı 100 katı kadar düşebilir. Şekil 1.9, bu sürecin grafiksel gösterimidir.
Eğer, yaygın örtülme evresinden sonra ikilinin yörünge aralığı, bir anakol yıldızı
olan ikincilin kendi Roche şişimiyle temas halinde olabilmesi için çok büyükse o zaman
sistem ayrıktır. İkili aralığı düşerken ve ikincil kendisinin Roche şişimiyle temas haline
gelirken madde, bir yığılma diski oluşturarak ikincilden birincile L1 noktasından geçerek
taşınacaktır.
Coşkun değişen evrimi, daha uzun periyotlu sistemler (P >3 saat) için manyetik
frenleme yoluyla sağlanır. İkililer ikincil yıldızın tamamen konvektif olduğu düşünüldüğü
noktada P~3 saatten daha az yörünge periyotlarına doğru manyetik frenleme yoluyla
evrimleşir, bundan sonra manyetik frenlemenin daha fazla etkili olmadığı ve kesildiği
varsayılır.
İkilinin gelişimini gerçekleştiren mekanizma ile açısal momentum artık yok
edilemez hale gelir ve ikincil kendisini kütlesi için çok büyük bir yarıçapta iken denge
durumundan ayrılmış halde bulur. İkincil Roche şişimi ile temas sağlayamayarak daha
fazla kütle transferini engelleyip küçülür. Kütle transferinin yeniden başlaması için
yörünge ayrımının azalması ve böylece Roche şişiminin boyutlarının azalarak ikincilin
yüzeyi ile yeniden temas haline geçmesi gerekir. Manyetik frenleme ortadan kalkınca,
sistem, açısal momentumu yok edip yörüngenin küçülmesini sağlayarak gravitasyonel
radyasyonla gelişir. Pyör ~ 2 saat olduğunda Roche şişimiyle tekrar temas sağlanır ve kütle
transferi başlar.
17
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.9. Yakın ikili sistemin oluşumu. Başlangıçta ayrık olan iki yıldız bağımsız bir ikili
meydana getirerek yaygın bir örtülme evresi boyunca birbiriyle temas halinde gelişir.
Açısal momentum kaybı, temas halinde olan bağımsız ikilinin oluşmasına neden olacaktır
(Collins, 2010).
İkili sistem çok daha kısa periyotlara ulaştığında gözlemlenen minimum Pyör ~78
dakika olur. İkincil yıldızın kütlesi ise hidrojen füzyonunun durduğu düşük kütle
(~ 0.08M Θ ) değerine ulaşır. Bu noktada çok düşük ikincil kütlesi dejenere olur ve kütle
kaybı yıldızın genişlemesine neden olur. Bu ise ikili ayrımının artmasına sebep olur ve
periyodu arttırır. Sonuç olarak ikincilin kütlesi o kadar düşer ki ikilinin gelişiminin
yavaşlamasına neden olarak, bir kahverengi cücenin beyaz cüce etrafında yörüngede
dönmesini gözlemlemenin zorlaşmasına sebebiyet verir (Collins ve oradaki ref., 2010).
18
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
1.3.4. Coşkun değişenlerin sınıflandırılması
1.3.4.1. Klasik novalar
Nova, patlaması tarihte sadece bir kez kaydedilmiş ve parlaklığı 6 ile 19 kadir
arasında değişen yıldızlardır. Onların ışık eğrileri maksimum ışıktan sonra azalan ışık
hızlarıyla aşağıdaki gibi sınıflandırılır:
Hızlı novalar; yükselişleri çok diktir, ışık maksimumu bir ya da çoğunda birkaç gün
sürer ve maksimum altına 3 kadir düşmesi 100 gün civarında veya genel olarak çok çabuk
olur.
Yavaş novalar; 3 kadir düşmesi 100 günden daha fazla sürer. Birçok durumda derin
ve geniş bir geçici minimum, maksimumdan sonra birkaç ayda meydana gelir. Bu
minimumdan sonra, bu süreç olmasa sistemin sahip olacağı kadire çıkıldıktan sonra sistem
düşüşüne yeniden devam eder.
Çok yavaş novalar; orjinali RT Ser yıldızıdır. Bu yıldız 1915’te yavaşça 10.5 kadire
yükselmeye başlamış, neredeyse 10 yıl bu seviyede kalmıştır ve ondan sonra 1942’de çok
yavaş bir şekilde 14 kadire ulaşarak ortadan kaybolmuştur. Bu tipteki yıldız sayısı azdır ve
onların P Cyg değişimleri veya simbiyotik novalarla ilişkili olduğu konusunda bazı
olasılıklar vardır (Kogure ve Leung, 2007).
1.3.4.2. Tekrarlayan novalar
İsminden de anlaşılacağı gibi patlamaları tekrar eden yıldızlar tekrarlayan nova
olarak isimlendirilir. Zaman aralığı yaklaşık 20 ile 80 yıl arasında ve bir patlamadaki
büyüklük aralığı ise yaklaşık 7 ile 11 kadir arasındadır. Onların hızları çok hızlıdan
(örneğin U Sco, T Crb) yavaşa (T Pyx) doğru değişir ve ikili yörünge periyoduna direk
olarak bağlı değildir. Bozunma süresi olarak bilinen, maksimumdan 3 kadir inmesi için
alınan zaman, T CrB’de 6 gün ve RS Oph’de 9 gün olmuştur. Tekrarlayan nova T Pyx,
yavaş novaya benzer bir ışık değişimi göstermiştir. Tekrarlayan nova T CrB, şimdiye kadar
gözlenen tekrarlayan novalar arasında en parlak maksimum aydınlatma gücünü
göstermiştir. Bu nova 1866’daki patlama sırasında mν = 2 değerine ve 1946’da mν = 1.8
değerine ulaşmıştır. Basitçe patlamaların zaman aralığına göre klasik novalardan ve cüce
novalardan ayırt edilebilen tekrarlayan novaların gözlemsel davranışlarına göre çok
heterojen bir nesne sınıfı oluşturduğu açıktır. Webbink va. (1987), onların çeşitliliğine
rağmen
tekrarlayan
sınıflandırılabildiğini
novaların
patlama
göstermiştir:
beyaz
mekanizmalarına
cüce
eşleri
göre
iki
üzerindeki
tip
halinde
termonükleer
reaksiyonlarla etkili olanlar (T Pyx, RS Oph ve U Sco) ve kırmızı bir devden eşine yığılma
ile etkili olanlar (T CrB). Klasik novalar, beyaz cücelerin yüzeyinde termonükleer
19
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
reaksiyonlar ile etkiliyken cüce novaların ise yığılma olayları bakımından etkili olduğu
dikkate alınmalıdır. Bunun aksine tekrarlayan novaların her iki tip patlama mekanizmasına
sahip olduğu varsayılmaktadır. Bu tipler aşağıdaki gibi özetlenmiştir:
Termonükleer reaksiyonlar yoluyla oluşan tekrarlayan novalar. Bu tip için
gereksinimler: i) çok ağır beyaz cüceler (Chandrasekhar limitine yakın) ve ii) kısa
tekrarlama süresi üretmek için yılda M ≥ 10 −8 M Θ olacak şekilde yüksek yığılma
oranlarıdır. Eğer yığılma oranı ve beyaz cüce kütlesi büyükse, Chandrasekhar limit
kütlesine kadar birincilin kütlesini yükseltmesi için süre azdır, öyle ki göreceli olarak
küçük ölçekli patlamalar tekrarlanır. Her ne kadar bunların arasında patlama özelliklerinde
önemli farklılıklar olmasına rağmen T Pyx, RS Oph ve U Sco bu tipe aittir. Gözlemsel
olarak U Sco patlamaları çok şiddetlidir ve daha yüksek püskürtme hızlarına sahiptir. Bu
farka rağmen bu yıldızlar, tekrarlayan nova veya klasik nova türünün kendi ışık eğrileri ile
güçlü yığılma tiplerinden, patlamaların içindeki ve dışındaki renk değişimlerinden ve CNO
elementlerinin bolluklarından ayırt edilebilir.
Yığılma etkisine göre tekrarlayan novalar; T CrB bu türe aittir. RS Oph bazen bu
tür içerisinde sınıflandırılır. Her iki sistem yörünge periyodunda ( ≈ 230 gün), ikincil yıldız
tipinde (M türünde bir dev) ve patlama boyunca tayfsal evriminde çok benzerdir. Onlar
bazen maksimum ışığı izleyen koronal emisyon çizgileri gösterirler. Durağan aşamada
onların tayfları, M devi ve büyük ölçüde simbiyotik yıldızların uyarılmış emisyon çizgi
özelliklerini sergiler. Bunlar ancak yüksek hızlarda şok tipi dinamik kütle fırlaması ve
pürüzsüz bir düşüş tarafından takip edilen son derece hızlı bir artış sergileyen ışık eğrileri
ile ayırt edilirler. Bu türdeki patlamaların, kararsızlığın yığılma akımları içinde mi yoksa eş
bileşen etrafındaki yığılma diskinde mi oluştuğu açık olmamasına rağmen, kararsızlık
yoluyla eşi üzerine kırmızı dev tarafından yığılma akımları oluşturulması sonucu meydana
geldiği farz edilir (Kogure ve Leung, 2007).
1.3.4.3. Cüce novalar
Cüce novalar tekrarlayan novalar gibi tekrarlayan patlamalar gösterirler ancak
bunların özellikleri aşağıdaki gibi daha küçük ölçeklidir: patlama ölçeği tipik olarak 2-5
kadir, patlama aralığı 10 ile birkaç yüz gün ve patlama süresi 2 ile 20 gün arasındadır.
Bu sistemler durağan aşamada, güçlü morötesi sürekliliği ve Balmer emisyon
çizgileri sergiler. Patlama anında emisyon çizgileri zayıflar veya çoğu kez kaybolur ve
bazen bunun yerine He II çizgisi görünür.
Cüce novalar aşağıdaki gibi üç alt türde sınıflandırılır:
U Gem türü veya SS Cyg türü. Patlamadan patlamaya olan aralık birkaç gün ile
20
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
birkaç yıl arasında değişir. Sistem, 2 ile 8 kadir arasındaki ani bir parlamadan sonra bir iki
gün maksimumda kalır ve birkaç gün veya birkaç hafta boyunca düşüş halinde olur.
Z Cam türü. Bu tip, duraklama fenomeniyle (parlaklığında sabitlenme)
nitelendirilir; örneğin patlama döngüsü, patlama maksimumu ve minimumu arasında aşağı
yukarı sabit bir duraklama parlaklığında kesilir. Duraklamadaki süre, birkaç gün ile bir
yıldan daha fazla süre arasında olup, aynı yıldızın farklı durumlarında ve yıldızdan yıldıza
büyük ölçüde değişir.
SU UMa türü. Bu tür içinde, patlamaların iki farklı türü vardır: genel olarak birkaç
gün süren normal patlamalar; üç ile on normal patlamadan sonra meydana gelen ve daha
büyük genliklerle yaklaşık iki hafta süren süper patlamalar. Yörünge periyotları çok kısadır
ve çoğunlukla yaklaşık 2 saat civarındadır (Kogure ve Leung, 2007).
1.3.4.4. Nova benzeri değişenler
Coşkun değişenler arasında patlama olayları göstermeyen bazı gruplar vardır.
Bunlar nova benzeri değişenler olarak adlandırılır ve emisyon tayflarının görünümü
bakımından aşağıdaki gibi iki alt tür halinde sınıflandırılır:
RW Tri türü. Yıldızlar, birkaç soğurma çizgisiyle adeta saf emisyon tayflarını
ortaya çıkarır.
UX UMa türü. Yıldızlar merkezi dar emisyon bileşenli geniş soğurma çizgileri
tarafından karakterize edilir.
Bu dört nova sınıfı dışında manyetik coşkun değişenler olarak adlandırılan önemli
bir grup da vardır. Bu tip, beyaz cüceler güçlü bir manyetik alana sahip olduğu zaman
meydana gelir ve gaz alanın manyetik kuvvet çizgileri boyunca (yığılma kolonlarından)
beyaz cüce üzerine yığıldığından kutupsallar olarak adlandırılır. Bu sistemlerde yığılma
diski oluşmaz. Manyetik alan biraz daha zayıf olduğunda manyetik kuvvet çizgileri beyaz
cüceden belirli bir uzaklığa kadar ulaşabildiklerinden, buradan itibaren bir yığılma diskine
de sahip olan sistemler ise orta kutupsallar olarak adlandırılır (Kogure ve Leung, 2007).
1.3.4.5. Kutupsallar
Birincil yıldız beyaz cüce, 10 ile 80 MG arasında güçlü bir manyetik alan kuvvetine
sahiptir. Emisyon, optik dalgaboylarında güçlü bir şekilde polarize olmuştur (hem dairesel
hem de doğrusal olarak).
21
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.10. Manyetik bir beyaz cüce üzerindeki yığılma (ED, eşzamanlı dönme)(Lerrahn,
2002).
İkincil yıldızdan birincile doğru yığılma akışı, beyaz cücenin etrafını ince bir yol
şeridi halinde çevreler ve ondan sonra manyetik alan etkisinde kalarak alan çizgilerini
takip etmeye başlar. Kutuplardan materyal, manyetik alan çizgileri boyunca çekildiğinden
yığılma diski oluşmaz. Yığılan materyal birincilin yığılma bölgesi üzerinde bir demet veya
bir yığılma kolonu oluşturur ve birincil eşzamanlı olarak dönmektedir. Bu kategoriye AM
Her, AR UMa, ST LMi, VV Pup sistemleri örnek olarak verilebilirler (Lerrahn, 2002).
1.3.4.6. Orta Kutupsallar
Birincil yıldız beyaz cüce, 1 ile 10 MG arasında bir manyetik alan kuvvetine
sahipse orta kutupsallar olarak adlandırılırlar. Emisyon genel olarak polarize olmamıştır.
Orta kutupsallarda materyal L1 noktasını geçtikten sonra giderek beyaz cüceye
yaklaşır ve yığılma diski manyetik alan kuvvet çizgilerinin etkin olduğu bölgeye kadar
inebilir, daha sonra manyetik alan nedeniyle diskte kesilme meydana gelerek madde
kuvvet çizgileri boyunca kutuplara doğru akmaya başlar. Birincil eşzamanlı olarak
dönmez. DQ Her, V2400 Oph, EX Hya, V1025 Cen orta kutupsallar kategorisine
girmektedir (Lerrahn, 2002).
22
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.11. Orta kutupsal cüce nova diyagramı. Madde ikincil yıldızdan beyaz cüce
etrafındaki yığılma diski içine akmaktadır, fakat disk alan kuvvetiyle orantılı bir mesafede
beyaz cücenin manyetik alanı tarafından bozulur
(http://en.wikipedia.org/wiki/Intermediate_polar).
1.3.5. Manyetik olmayan coşkun değişenlerde yığılma
Beyaz cücenin manyetik alanı, yığılma akış dinamiğine hakim olabilecek kadar
güçlü olmadığında manyetik olmayan coşkun değişenler sınıfına girer. Bu sistemlerde
yığılan materyal, beyaz cüce etrafında bir yığılma diski oluşturur. Hareketleri detaylı bir
şekilde gözlemlendiğinde onların disklerinin, kolaylıkla erişilebilen günlük ve haftalık
zaman ölçeklerinde geliştiği görülmektedir.
Manyetik olmayan coşkun değişenler, 10 30 − 10 32 ergs −1 ’lik ışınım gücüyle oldukça
parlak x-ışın kaynağı olma eğilimindedir. Tutulma gösteren gözlemleri, x-ışın
emisyonunun, en azından durağan evrede beyaz cüceye çok yakın noktalardan
kaynaklandığını göstermiştir. Büyük olasılıkla x-ışınları, yığılma diski ve beyaz cüce
arasındaki dar bir sınır tabakada gazın ani ısınması sonucu yayılır. Burada yığılan materyal
kinetik enerjisini verir ve beyaz cüce yüzeyi üzerine düşer. Bu nedenle manyetik olmayan
coşkun değişenlerin x-ışın gözlemleri yığılma diski sayesinde yığılma oranına ve iç
yığılma diskindeki koşullara bağlıdır (Baskill ve ark., 2005).
1.3.6. Coşkun değişenlerin x-ışın gözlemleri
İlk cüce nova ve onun alt sınıfının ilk örneği olan U Gem, 1855’te Hind ve Hansen
tarafından keşfedilmiştir. Durağan evre sırasında 14 kadir ve patlama anında 9 kadir
değerinde optiksel büyüklüklere sahiptir. Sistemin yüksek eğimi, x-ışın emisyonu ve
23
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
fiziksel disk yapısının kaynağını çalışmayı mümkün kılan ışık eğrilerindeki soğurma
çukurlarını oluşturur. Ayrıca U Gem’de x-ışınları patlama sırasında daha parlak görünür ve
gözlemi ilginç yapan, diğer cüce novalarda görüldüğü gibi yatışmamasıdır.
Aynı sınıfa ait SS Cygni, 1896’da keşfedilmiştir ve amatör astronomlar sürekli
olarak son yüzyıl içerisinde atlanmış tek bir patlama olmaksızın SS Cygni’yi
gözlemişlerdir. Bu durum genellikle, mν ~ 12 − 8 kadirlik optiksel aralıkla U Gem cüce
nova sınıfının en parlak sistemi olma gerçeğine dayanır. Onların çok yakın oluşu (U Gem
için 96.4 ± 4.6 pc, SS Cygni için 166.2 ± 12.7 pc) ve 50 ile 100 gün arasındaki düzenli
patlamaları her iki sistemi de üzerinde çalışmak için ideal adaylar yapmıştır.
SU Ursae Majoris’de (SU UMa) kendi alt sınıfının ilk örneğidir ve 1908’de Ceraski
tarafından keşfedilmiştir. U Gem ve SS Cygni sistemlerinin aksine bu sistem,
Porb = 109.9 ± 0.1 dakikalık bir yörünge periyoduyla periyot boşluğu altında bulunur.
Ayrıca U Gem tipi patlamalar sergileyen SU UMa, süper patlama ve süper tümsek
fenomenlerini de göstermektedir. Onun değişimleri SS Cygni ve U Gem sistemlerinin her
ikisinden daha kısa zaman ölçeklerinde meydana gelir. Kısa patlamalar 1-3 gün arasında
sürerek her 11 ile 17 gün arasındaki zaman zarfında tekrarlanır. Süper patlamalar 3-10 adet
arası normal patlama aşamasından sonra meydana gelir. Diğer bir deyişle yaklaşık olarak
10-18 gün sürmekte ve her 153 ile 260 gün arasında tekrarlanmaktadırlar. Tipik olarak SU
UMa’nın parlaklığı 15 kadirlik minimum değerinden süper patlama aşamasında 10.8
kadirlik maksimum değerine kadar değişmektedir.
Bu sistemlerde gözlenen patlamaların, birincil yıldız olan beyaz cüceyi çevreleyen
yığılma diskindeki termal viskoz kararsızlığının tetiklemesinden meydana geldiği
düşünülmektedir. Kritik bir yoğunluk değerine ulaşıldığında viskozite çok hızlı artar ve
gazı beyaz cüce üzerine hızla yığar. Bu taşınım sırasında kaybolan kütle çekimsel enerji
cüce nova patlamalarını meydana getirmektedir. Düşük yığılma oranlarında disk daha
soğuktur ve viskozite gelen maddeyi disk boyunca taşıyacak kadar büyük değildir, buna
durağan evre denir.
SS Cygni x-ışın bandında tespit edilen ilk cüce novadır. Rappaport ve ark. (1974)
tarafından bir roketle tarama sırasında 0.15-0.28 keV ve 0.4-0.85 keV arasında yumuşak xışınlarında tespit edilmiştir. Heise ve ark. (1978) tarafından sonra tekrar saptanmıştır ve bu
gözlemde yumuşak (0.016-0.284 keV) ve sert (1-7 keV) x-ışın bileşenlerini yaydığı
görülmüştür. Sert x-ışınlarının eşit olarak kuvvetli ters bağıntılı olmasına ve durağan
düzeylerden aşağıda tamamen ortadan kalkmasına rağmen daha detaylı x-ışın görüntüleri
yumuşak x-ışın emisyonunun optik patlamayla oldukça bağlantılı olduğunu göstermiştir.
24
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Bir patlamanın en eksiksiz çoklu dalgaboyu bilgisi, Wheatley ve ark. (2003) tarafından
sunulmuştur ki patlamanın meydana gelişini inceleyerek tam bir patlama boyunca akı
gelişimini analiz etmişlerdir. Yazarlar x-ışınını kullanarak, uç morötesi (EUV) ve optik
bantlarını, optik ile EUV’nin arasındaki bağıntıyı ve bunların sert x-ışınlarıyla bağlantılı
olmadığını ayrıntılı olarak görmüşlerdir. Gözlenen durağan parlaklık, Disk Kararsızlığı
Modelinin öngördüğünden yaklaşık bir buçuk iki büyüklük mertebesinden daha yüksek bir
yığılma oranına karşılık gelmiştir. Ginga ve ASCA uydularından alınan SS Cygni arşiv
çalışmasında Done ve Obsorne (1997), veriyi temsil eden yansıma bileşenli ve çizgi
emisyonlu tek ve çok sıcaklıklı plazma modellerini bulmuştur. Onlar, daha yumuşak
patlama tayfını desteleyen modellerin ki burada iç disk kesilmektedir, yansıma
bileşeninden katkının daha büyük olduğunu iddia etmişlerdir.
Durağan evrede örten sistem HT Cas gözlemleri sınır tabakadan kaynaklanan sert
x-ışınları için kanıt sağlamıştır. Gözlenen x-ışın tutulmaları, kısa ve beyaz cücenin <1.15
katı büyüklüğünde bir x-ışın emiyon bölgesi belirterek toplam tutulmalarla uyumlu olarak
bulunmuştu. Şu anda sert x-ışınlarının patlamadan meydana geldiği bilinmez. Patterson ve
Raymond (1985), sert x-ışınlarının optik olarak kalın sınır tabakayı çevreleyen optik olarak
ince bir bölgede üretildiğini öngörmektedirler. Süper patlama aşamasındaki OY Car
gözlemleri, genişleyen x-ışın kaynağı için yumuşak x-ışın bandında kanıt sağlayan bir
tutulmayı belirleyememiştir. Heise ve van der Woerd (1987) tarafından bir iki aylık
periyodu boyunca yapılan VW Hyi gözlemlerinde, akısı iki büyüklük mertebesi değişmiş
olmasına rağmen patlama aşamasında tayfsal şeklini oldukça sabit olarak bulmuşlardır.
Gözlemlerinin birden fazla bileşenle oluşan bir tayfla, muhtemelen beyaz cüceyi
çevreleyen optik olarak ince genişleyen bölgedeki emisyonla tutarlı olduğu sonucuna
varmışlardır.
Einstein uydusuyla gözlenen 32 coşkun değişenin tayfsal parametreleri Eracleous
ve ark. (1991) tarafından belirlenmiştir. Optik olarak ince ısısal frenleme modeli, x-ışını
yayan bölgenin sıcak, optik olarak ince sınır tabaka bölgesi olduğunu göstermektedir. Daha
sonra, ROSAT PSPC arşivindeki mevcut tüm manyetik olmayan coşkun değişenler, van
Teeseling ve ark. (1996) tarafından incelenmiş ve sıcaklık ve x-ışın ışınım gücü, emisyon
ölçümü veya x-ışın ışınım gücü arasında herhangi bir ilişki bulunmamıştır. Bu çalışmaya
göre x-ışınları sınır tabakadan yayınlanıyorsa bunu açıklamak zordur. Ayrıca x-ışın
akısının UV+optik akısına oranının yığılma oranıyla bağlantılı olmadığı bulunmuştur ki bu
yığılma oranı basit sınır tabaka modelleriyle tutarlı değildir. Ancak x-ışınlarında
gözlemlenebilir emisyon ölçümü ile yörünge eğimi arasında bir ilişki bulunmaması,
yayınlayan bölgenin beyaz cüceye çok yakın olduğunu göstermektedir.
25
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
SS Cygni ve U Gem verileri üzerinde Yoshida ve ark. (1992), durağan evrede ısısal
frenleme sürekliliğiyle yeniden oluşturarak enerji tayfını bulmuştur. Baskill ve ark. (2005)
SS Cygni, U Gem ve SU UMa’yı içeren durağan ve patlama evresinde manyetik olmayan
34 coşkun değişeni sunmuştur. SS Cygni benzeri daha parlak sistemlere, nötr demirden 6.4
keV’taki bir emisyon çizgisinin eklenmesi tercih edilmiştir. Cüce novadaki patlama
emisyonu, ağırlıklı olarak daha düşük sıcaklıklara doğru bulunmuştur. Yüksek Enerji
İletimi Süzgeci (High Energy Transmission Grating, HETG) kullanılarak Chandra
uydusundan alınan yüksek çözünürlüklü veriler ile Mukai ve ark. (2003), güçlü H ve He
benzeri iyon emisyonuna sahip olan tüm sistemlerle, hem soğuyan akış modeli hem de
fotonların iyonlara dönüşme (photoionised) sürekliliğinde en iyi uyumu gösteren yedi
sistem bulmuştur. Altı cüce novanın tayfında, iyonların geniş bir aralığından pek çok
termal emisyon çizgilerinin ve demir floresan çizgisinin varlığı Rana ve ark. (2006)
tarafından bulunmuştur. Birçok manyetik olmayan coşkun değişende görünen belirgin
floresan demir çizgisi önemli yansıma bileşeninin varlığını belirtmektedir. Bu çizginin
eşdeğer genişliği yansımanın kaynağıyla da tutarlıdır. 6.7 keV’taki güçlü Fe XXV
üçlüsünün varlığı manyetik olmayan coşkun değişenlerin sert x-ışın tayflarında yaygın bir
özelliktir. Üçlü, ≥ 3× 10 7 K ’lik plazma sıcaklığını gösteren patlama ve durağan evrelerinde
mevcuttur. Fe XXVI/XXV çizgilerinin oranı durağan evrede patlama evresindekinden
daha yüksek iyonizasyon sıcaklığı gösterir. İyon sayısındaki H ve He benzeri emisyon
Okada ve ark. (2008) tarafından da bulunmuştur ve çizgilerin sınır tabakanın girişinde
ortaya çıktığı öngörülerek, emisyon çizgileri, durağan evrede daha dar olarak bulunmuştur.
XMM-Newton kullanılarak durağan evrede gözlenen on coşkun değişendeki çizgi
emisyonu, x-ışını yayarak genişleyen koronanın varlığı hariç, x-ışınlarının beyaz cüce
üzerine yığılarak soğuyan plazmadan yayıldığını göstermektedir (Collins, 2010).
1.4. Cüce Novalar
Karakteristik olarak cüce novalar patlama evresinde parlaklıkları 2 ile 6 kadir
arasında değişmektedir, patlama evresi ise yaklaşık 5 ile 20 gün arasında sürmektedir. Bu
patlamalar, 30 ile 300 günde bir meydana gelmektedir. Cüce novanın diski boyunca kütle
transfer oran tahminleri, farklı dalgaboylarında serbest kalan enerji miktarının teorik
modellerle karşılaştırılmasıyla elde edilmiştir. Görünürde, uzun durağan aralık boyunca
kütle yığılma oranı;
M ≈ 1012 − 1013 kgs −1 ≈ 10 −11 − 10 −10 M Θ yl −1
iken, bir patlama evresinde;
26
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
M ≈ 1014 − 1015 kgs −1 ≈ 10 −9 − 10 −8 M Θ yl −1
değerine yükselmektedir. Çünkü disk parlaklığı M
ile orantılıdır, 10-100’lük bir
katsayıyla kütle transfer oranındaki bu artış sistemlerin gözlenen aydınlanmasıyla
tutarlıdır.
Astronomlar tarafından çözümlenemeden kalan sır, bir patlama evresinde cüce
novanın diski boyunca artan kütle transfer oranının kaynağıdır. Makul açıklamalar, ya
ikincilden birincil yıldıza kütle transfer oranındaki kararsızlıkta ya da kendi yığılma
diskindeki kararsızlıkta odaklanır ki bu kararsızlık periyodik olarak frenlenir ve onun
üzerinden akan gaz serbest kalır.
Kütle transfer oranının değişimi, iç lagrange noktası L1 içinden geçen kütle akışının
detaylarına bağlı olmalıdır. Tek ihtimal, periyodik olarak Roche şişiminin taşmasına neden
olan ikincil yıldızın dış katmanlarındaki kararsızlıktır. Böyle bir kararsızlık, frenlenen ve
enerjisi serbest kalan hidrojenin kısmi iyonlaşma bölgesi ( T ≈ 10000 K ) tarafından
güçlendirilebilmektedir. H II iyonlarının bir kilogramı serbest elektronlarla yeniden
birleştiği zaman 1.3 × 10 9 J kadar enerji serbest kalır. Eğer iyonizasyon bölgesi ikincilin
yüzeyine yeterince yakın meydana gelseydi bu, L1 noktasından geçen yüksek miktardaki
yıldız materyalinin birazını itmek için yeterli olabilir ve bir cüce nova patlaması meydana
gelebilirdi. Bununla birlikte, ikincil yıldızın genellikle G veya geç tayfsal tipten bir anakol
yıldızı olduğunu hatırlanırsa, bu durumda kararsızlığı üretmek için iyonizasyon kuşağı çok
büyük bir derinliğe iniyor olabilir.
Yığılma diskinin dış kısmındaki kararsızlığı kapsayan alternatif açıklama,
hidrojenin kısmi iyonizasyon bölgesine de yarar sağlamaktadır. Disk materyalinin
viskozitesi, disk boyunca kütlenin düzenli bir şekilde düşmesinde etkili rol oynar. Daha
düşük viskozite, disk gazlarının yörünge hareketi için daha düşük dirençtir; materyalin
içeriye doğru akıntısı azalır ve diskte daha fazla madde birikir. Eğer viskozite periyodik
olarak düşük bir değerden yüksek bir değere ulaşırsa, yığılan materyal içeriye doğru
akacak ve oluşan bu dalga cüce novada gözlenen diskin aydınlanmasına neden olacaktır.
Yığılma disklerindeki viskozite kaynağına rağmen az anlaşılmış, düşük ve yüksek
viskozite arasındaki değişimin, periyodik iyonizasyon ve diskin dış kısmındaki
( T ≈ 10000 K ) hidrojenin yeniden birleşmesini kapsayan bir kararsızlıkla üretilebildiği
öngörülmüştür. Bu gibi bir senaryoda viskozite kabaca, sırayla disk materyalinin
opaklığına bağlı olan disk sıcaklığıyla orantılıdır. Akıl yürüterek 10 4 K altında makul bir
dizi;
nötr hidrojen → düşük opaklık
27
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
→ etkin soğuma
→ düşük sıcaklık
→ düşük viskozite
→ dış diskte tutulan kütle.
Diğer taraftan 10 4 K üzerinde;
iyonlaşmış hidrojen → yüksek opaklık
→ etkisiz soğuma
→ yüksek sıcaklık
→ yüksek viskozite
→ disk boyunca içe doğru akan kütle.
İkincilden madde akışının soğuk bir şekilde diske dahil olması, yığılmış olan madde
birikiminin dış diski ısıtmasını geciktirir yani yavaşça ısıtır. Bu yüzden de kararsızlık
meydana gelir. Bu mekanizma sadece düşük yığılma oranları ( 1012 kgs −1 ≈ 10 −11 M Θ yl −1 )
için kullanılmaktadır, bunun gibi cüce nova patlamaları daha büyük M değerlerindeki
sistemler için meydana gelmez. Bu limit, gerçekte gözlenmiş ve çoğu astronomların, cüce
nova patlamalarındaki kararsız disk açıklamalarını destekleyen tek gerekçedir (Carroll ve
Ostlie, 2007).
1.4.1. Cüce novanın bileşenleri
1.4.1.1. Beyaz cüce
Beyaz cüceler, yaklaşık olarak Dünya boyutuna ve Güneş kütlesine sahip
yıldızlardır. Güneşin etrafında yıldızların dörtte birinin beyaz cüce olma olasılığına rağmen
bu sönük yıldızların ortalama karakteristiklerini belirlemek zordur. Çünkü 2007 yılına
kadar elde edilen tüm örnekler Güneşin 10 pc civarı içindedir.
Şekil 1.13, beyaz cücelerin H-R diyagramında dar bir şerit işgal ettiğini
göstermektedir, kabaca anakola paralel ve onun alt bölgesinde bulunmaktadırlar. Beyaz
cüceler tipik olarak normal yıldızlardan daha beyaz ise de kendi isimleri yanlış şekilde
ifade edilmiştir. Çünkü 5000 K’den daha az yüzey sıcaklığından 80000 K’den daha yüksek
sıcaklıklara kadar değişerek tüm renklerde olabilirler. Tayfsal tipi D olan (“cüce” için),
birçok altbölümlere sahiptirler. DA beyaz cüceler olarak adlandırılan en büyük grup (Sirius
B’yi içeren toplam sayının yaklaşık üçte ikisi kadar) sadece tayflarında basınçla genişleyen
hidrojen soğurma çizgilerini gösterir. Hidrojen çizgileri DB beyaz cücelerde (toplamın
%8’i) bulunmaz, sadece helyum soğurma çizgilerini içerir, DC beyaz cüceler (toplamın
%14’ü) hiçbir şekilde çizgileri göstermez (sadece özelliklerinden yoksun bir süreklilik).
28
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Öteki tipler, tayflarında karbon özellikleri gösteren DZ beyaz cüceleri ve metal çizgileri
gösteren DQ beyaz cüceleridir.
Şekil 1.12. Cüce nova bileşenlerinin şematik gösterimi
(http://steves-astrocorner.blogspot.com/2011/01/it-is-never-dull-moment-withcataclymic.html).
Sirius B için değerler kullanılarak (kütle M bc ve yarıçap Rbc ) bir beyaz cüce merkezindeki
koşullar tahmin edilebilir. Merkezi basınç ( Pc ) kabaca,
2
2
Pc ≈ πGρ 2 Rbc ≈ 3.8 × 10 22 Nm − 2
3
(1.11)
değerinde olup, Güneş merkezindeki basınçtan yaklaşık 1.5 milyon kat daha büyüktür.
29
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.13. Hertzsprung - Russell diyagramı. Kesikli çizgiler sabit yarıçaplı çizgileri
belirtmektedir (Carroll ve Ostlie, 2007).
Merkezi sıcaklığın kabaca tahmini,
3 κ ρ Lr
dT
=−
4a r c T 3 4πr 2
dr
(1.12)
Tbc − Tc
3 κρ Lbc
=−
4a r c Tc 3 4πRbc 2
Rbc − 0
(1.13)
veya
denklemlerinden elde edilebilir. Burada a r radyasyon sabiti, ρ yoğunluktur. Yüzey
sıcaklığı Tbc ’nin merkezi sıcaklıktan çok daha küçük olduğunu varsayarak ve elektron
saçılması için κ = 0.02m 2 kg −1 kullanılarak,
 3κρ Lbc 
Tc ≈ 

 4a r c 4πRbc 
1/ 4
≈ 7.6 × 10 7 K
(1.14)
değeri bulunur. Böylece beyaz cücenin merkezi sıcaklığı 10 7 K ’nin birkaç katıdır.
30
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
(1.11)’dan (1.14)’a kadar olan formüller Carroll ve Ostlie (2007)’nin (16.1) sayılı
denklemleridir.
Hidrojen kabaca, evrenin görünür kütlesinin %70’ini oluşturmasına rağmen bir
beyaz cücenin yüzey tabakaları altında sezilebilir miktarda mevcut olamaz. Aksi halde
yoğunluk ve sıcaklık üzerinde nükleer enerji üretim oranlarındaki bağlılığı, gerçekte
gözlenenlerden birkaç mertebe daha büyük beyaz cüce parlaklıkları üretilirdi. Diğer
reaksiyon kollarına uygulanan benzer düşünceler, termonükleer reaksiyonların beyaz cüce
tarafından yayılan enerjinin üretilmesiyle ilişkili olmadığını ve bu nedenle merkezlerinin
parçacıklardan oluşması gerektiğini (ki bu yoğunluk ve sıcaklıklarda füzyon yetersiz kalır)
ima etmektedir.
Beyaz cüceler, H-R diyagramının asimptotik dev bölgesinde onların yaşamlarının
sonuna yakın, düşük ve orta kütleli yıldızların (anakolda 8-9 M Θ altında başlangıç
kütlesiyle) çekirdeklerinden ortaya çıkmaktadır. Yaklaşık 0.5 M Θ ’ni aşan bir helyum
çekirdeği kütlesiyle bir yıldız füzyona uğrayacağından çoğu beyaz cüce ilk olarak
tamamen iyonlaşmış karbon ve oksijen çekirdeklerinden meydana gelir. Yaşlanan dev,
gezegenimsi bir nebula gibi yüzey tabakasını dışarı atarken çekirdek, orijinal bir beyaz
cüce olarak açığa çıkar. DA beyaz cüce kütlelerinin dağılımı, % 80’i 0.42 M Θ ve 0.70 M Θ
arasında bulunurken, 0.56 M Θ ’de keskin bir zirveye ulaşır (Şekil 1.14).
Daha önce bahsedilen büyük anakol kütleleri göstermektedir ki kütle kaybının
önemli bir kısmı ısısal ritimler ve süper rüzgarları içeren asimptotik dev bölgesi
üzerindeyken gerçekleşmektedir (Carroll ve Ostlie, 2007).
1.4.1.2. İkincil yıldız
Sadece AM Her sistemlerinde tespit edilen anakol eşleri, geç M tayfsal
tipindedirler ve < 0.2 M Θ ’lik kütlelere karşılık gelebilirler. Orada, ikilinin periyodu,
ortalama yığılma oranı ve ikincil yıldız kütlesi arasında güçlü bir ilişki olarak görünür.
Tam doğru olmasa da yıldız kütleleri belirlendiğinde en azından bize ikincil
yıldızlar için kütle, tayfsal tip, sıcaklık ve yarıçap ilişkileri üzerinde küçük bilgiler verirler.
Fakat düşük kütleli, manyetik alanlı cücelerle karşılaştırıldığında, AM her ikincil yıldızları
güçlü yüksek enerji akı kaynağı tarafından aydınlatılan, bozulmuş, hızlıca dönen
yıldızlardır. Hatta aydınlatan kaynak sönse bile, bunların Einstein gözlemevi tarafından
bulunan göreceli olarak en güçlü x-ışın kaynakları olan RS coşkun değişenleri gibi çok
kuvvetli kromosferik aktivite göstermeleri beklenebilir. Özellikle M türünde bir yıldızın
davranışı, düşük yığılma düzeyindeki (neredeyse ayrık) sistemlere ait özelliklerle ilgili
31
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
olabilir.
Şekil 1.14. H-R diyagramı üzerinde DA beyaz cüceler. Düz çizgi 0.50 M Θ ’li beyaz
cücelerin konumlarını belirtir ve anakolun bir bölümü sağ üsttedir (Carroll ve Ostlie,
2007).
M türü bir yıldız AM Her radyo patlamasının kaynağı olabilir ve durağan evre
radyasyonunu üreten enerjik, yüklü parçacıkları da temin edebilir. İkincil güçlü bir
manyetik alana (Güneş türünde) sahiptir (~ 10 3 G ). Yıldızlararası bölgede veya ikincilin
kendi manyetik alan ilmekleri içerisinde manyetik yeniden bağlanma o zaman elektronsiklotron maser patlamasına sebep olur (Lamb ve Patterson, ve oradaki referanslar, 1983).
İkincil yıldızın parlaklık sınıfı ve tayfsal tipi, aşağıdaki gibi Kepler’in üçüncü
yasasından tahmin edilebilir.
1+ q 
4π 2 a 3

= M 1 + M 2 = M 2 
2
GP
 q 
(1.15)
Burada q = M 2 / M 1 ’dir. G evrensel çekim sabiti, P periyot, a yarı büyük eksen değeridir.
32
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Roche şişiminin eşdeğer hacim yarıçapının yaklaşık değeri,
 q 
R2

= 0.47
a
1+ q 
1/ 3
(1.16)
ile bulunabilir. Bu ilişki, Paczynski (1971) denkleminin çok az değiştirilmiş bir şeklidir ve
coşkun değişenler için ilgili kütle oran aralığı üzerine %3’ten daha az doğru olduğu
bulunmuştur (0.01< q <1.0). (1.15) ve (1.16) denklemlerinin birleşimi periyot-yoğunluk
ilişkisini vermektedir.
ρ  M 2  R2 


=
ρ Θ  M Θ  RΘ 
−3
= 75.5 P − 2 (saat)
(1.17)
Bu denklem yaklaşık %6 oranında doğrudur. (1.15), (1.16) ve (1.17) denklemleri Smith ve
Dhillon (1998)’da (1), (2) ve (3) numaralı denklemlerdir (Smith ve Dhillon, 1998).
1.4.1.3. Yığılma diskleri
Yarı ayrık bir ikilinin yörünge hareketi, şişen ikincil yıldız kütlesinin direk olarak
beyaz cüce üzerine düşmesini engellemektedir. Birincilin hareketi iç Lagrange noktasından
kıvrılarak gelen gazın izlediği yolu kendisinden yeteri kadar uzak tutabilecek şekildedir.
Eğer birincil yıldız yarıçapı ikili aralığı a ’nın yaklaşık olarak %5’inden daha az ise, kütle
akışı birincilin yüzeyine çarpamayacaktır. Kütle akışı, birincil etrafında sıcak gazdan ince
bir yığılma diski oluşturarak yörünge düzlemine gitmektedir. Doğrudan toplu akan
kütlenin kinetik enerjisini, rasgele termal harekete çeviren, bir iç sürtünme olan viskozite,
enerjiyi kademeli olarak azaltarak gazların yörüngede dönmesine ve spiral şeklinde
yavaşça birincile doğru yaklaşmasına neden olur. Yığılma disklerindeki viskoziteden
sorumlu olan fiziksel mekanizma, henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Parçacıklar arası
kuvvet nedeniyle yaygın moleküler viskozite etkin olmaktan oldukça uzaktır. Diğer
olasılıklar,
diferansiyel
olarak
dönen
diskle
etkileşen
manyetik
alanlardaki
manyetohidrodinamik kararsızlık veya termal konveksiyon nedeniyle oluşan disk
materyalindeki türbülans gibi rasgele gaz hareketleridir. Mekanizma ne olursa olsun, kayıp
yörünge enerjisi termal enerjiye dönüşürken gaz, giderek daha yüksek sıcaklık değerlerine
doğru, birincil üzerine düşüşü süresince ısınmaktadır. Sonunda düşen gaz, yıldızın
yüzeyinde yolculuğunu bitirmiş olur (Carroll ve Ostlie, 2007).
33
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
1.4.1.3.1. Sıcaklık profili ve ışınım gücü
M 1 kütleli ve R1 yarıçaplı birincil yıldızın merkezinden bir r mesafesindeki
yığılma disk modelinin sıcaklığını tahmin edebilmek için, disk gazlarının içe doğru radyal
hızlarının onların yörünge hızı ile karşılaştırıldığında küçük olduğunu varsayalım. İyi bir
yaklaşım için gazların dairesel Kepler yörüngelerini izlediğini ve disk içerisinde
hareketlenen viskoz kuvvetlerinin detaylarının ihmal edilebilir olduğunu varsayalım.
Ayrıca diskin kütlesi birincilin kütlesiyle kıyaslandığında çok küçük olduğundan
yörüngede dönen materyal sadece merkezde olan birincil yıldızın çekimini hisseder.
Yörüngede dönen m kütleli gazın toplam enerjisi (kinetik ve potansiyel toplamı), (1.18)
denklemiyle verilmektedir.
E = −G
mm
M m
Mµ
= −G 1 2 = −G 1
2a
2a
2r
(1.18)
Gaz içe doğru spiral şeklinde hareket ederken toplam enerjisi E daha negatif olur.
Kaybolan enerji diskin sıcaklığını korur ve nihayetinde karacisim radyasyonu formunda
yayılır.
Şekil 1.15’te gösterildiği gibi r yarıçaplı ve dr genişlikli dairesel bir halka
olduğunu düşünürsek, eğer ikincilden birincile transfer olan kütle oranı sabit bir M ise
Şekil 1.15’te gösterilen dairesel halkanın dış sınırından t zamanda geçen m kütlesinin
miktarı M t ’dir. Kararlı durumdaki bir diskin zamanla değişmediği düşünülürse halka
içerisinde kütle artmasına izin verilmez. Bu nedenle bu süre içinde M t kütle miktarı,
halkanın iç sınırı boyunca da ayrılabilmektedir.
34
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.15. Yığılma diskini oluşturan dairesel halkalardan biri (sanal) (Carroll ve Ostlie,
2007).
Enerji korunumu, t zamanda halkadan yayılan dE enerjisinin, halkanın iç ve dış
sınırları boyunca geçen kütlelerin oluşturduğu iç ve dış enerji farklarına eşit olmasını
gerektirir:
dE =
M m
M M t
dE
d 
dr =  − G 1 dr = G 1 2 dr
dr
dr 
2r 
2r
(1.19)
Burada m = M t , halkaya giren ve halkadan ayrılan kütle için kullanılmıştır. Eğer halkanın
ışınım gücü dLhalka ise o zaman halkadan t zamanda yayılan enerji,
dLhalka t = dE = G
M 1 M t
dr
2r 2
(1.20)
olmak üzere dLhalka ile ilişkilidir. Halkanın yüzey alanı için A = 2(2πrdr ) ile birlikte
L = AσT 4 formunda Stefan-Boltzmann kanununu kullanarak ve t ’yi iptal (1 s alarak)
ederek halkanın ışınım gücü için,
35
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
dLhalka = 4πrσT 4 dr
=G
(1.21)
M 1 M
dr erg s −1
2r 2
(1.22)
eşitlikleri elde edilmektedir. r yarıçapındaki disk sıcaklığı için T yalnız bırakıldığında,
 GM 1 M
T = 
3
 8πσR



1/ 4
 R1 
 
 r 
3/ 4
(1.23)
eşitliği elde edilmektedir.
Daha ayrıntılı bir analiz, hızlı bir şekilde yörüngede dönen disk gazlarının birincil
yıldızın yüzeyine çarptığı zaman üretilmesi gereken ince türbülanslı sınır tabakayı dikkate
alacaktır. Disk sıcaklığının daha iyi bir tahmini halinde bu sonuçlar,
 3GM 1 M
T = 
3
 8πσR
R
= Tdisk  
r



1/ 4
R
 
r
3/ 4
(1 − R / r )1 / 4
(1.24)
3/ 4
(1 − R / r )1 / 4
(1.25)
olacaktır. Burada
Tdisk
 3GM 1 M
≡ 
3
 8πσR



1/ 4
(1.26)
diskin karakteristik bir sıcaklığıdır. Gerçekte Tdisk , maksimum disk sıcaklığının yaklaşık
iki katıdır:
Tmax
 3GM 1 M
= 0.488
3
 8πσR



1/ 4
= 0.488Tdisk
(1.27)
Bu da r = (49 / 36) R ’de meydana gelmektedir. r >> R olduğu zaman Denklem (1.25)’in
sağ tarafındaki son terim ihmal edilebilir. Yani,
36
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
 3GM 1 M
T = 
3
 8πσR
İhsan BARGAN



1/ 4
R
 
r
3/ 4
R
= Tdisk  
r
3/ 4
( r >> R )
(1.28)
Bu, 31 / 4 = 1.32 ’lik bir faktörle yazarların yaptığı basit tahminlerden farklıdır. Her bir
halkanın ışınım gücü için r = R ’den r = ∞ ’a Denklem (1.22)’nin integralinin alınması,
diskin ışınım gücü için bir ifade elde etmemizi sağlamaktadır:
Ldisk = G
M 1 M
2R
(1.29)
Bununla beraber yığılmanın ışınım gücü (kinetik enerjisini kaybederek birincil yıldıza
doğru aktığı oran), iki kat daha büyüktür:
Lacc = G
M 1 M
R
(1.30)
(1.18)’ten (1.30)’a kadar olan denklemler Carroll ve Ostlie (2007)’nin (18.15)’ten
(18.24)’e kadar olan denklemleridir.
Nitekim mevcut yığılma enerjisinin yarısı, disk boyunca gazlar düzenli bir şekilde
düşerken etrafa yayınlanırsa o zaman kalan yarısı yıldız yüzeyinde birikmelidir (veya
hızlıca dönen disk ve daha yavaş dönen birincil yıldız arasında türbülanslı sınır tabakada)
(Carroll ve Ostlie, 2007).
1.4.2. Cüce novalarda x-ışınları
Yumuşak ve sert x-ışınları, SS Cyg’a ek olarak en iyi bilinen U Gem, EX Hya ve
GK Per gibi coşkun değişenlerden 1970’li yılların sonlarına doğru tespit edilmiştir. O
yıllardan bugüne coşkun değişenler üzerine yapılan incelemelerde pek çok x-ışın kaynağı
bulunmuştur.
Dejenere, cüce x-ışın kaynaklarının çoğu güçlü manyetik alanlarda sıcak yoğun
plazma fiziğini keşfetmek için bir laboratuar meydana getirebilir (parametre rejimi
gerçekte plazma füzyon reaktörlerindekine benzerdir). Dejenere cücelerin kütleleri, iç
yapıları ve manyetik alanları hakkında çok miktarda bilgi edinilebilmektedir. Gürültü
ölçümleri yığılma süreci, x-ışınlarının ikincil yıldızdan yansıması ve korona gibi
37
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
yapılardan
yeniden
İhsan BARGAN
yayınlanması
gibi
konularda derinlemesine araştırmak
için
kullanılabilir, ayrıca ikili sistem geometrisi için ipuçları sağlamaktadırlar ve zaman
gecikme eğrileri, ikilinin parametreleri ve dolayısıyla onun oluşumu ile evrimi hakkında
fikir vermektedirler (Lamb, 1983).
1.4.2.1. Işınım Gücü ve uzay yoğunlukları
Büyük olasılıkla tüm coşkun değişenler x-ışın kaynaklarıdır. 1982’ye kadar tespit
edilenlerin x-ışın ışınım gücü L ≈ 10 31 − 10 33 ergs −1 arasındadır. Parlak galaktik x-ışın
kaynaklarından ( L ≈ 10 36 − 10 38 ergs −1 ) hiçbiri dejenere cücelerle tespit edilmemiştir. Yani
bildiğimiz yığılan dejenere cüce x-ışın kaynakları atma (puls) yapan nötron yıldızlarından
≈ 10 5 kat daha sönüktür fakat sıradan bir yıldızdan ≈ 10 3 kat daha parlaktır.
En yakın coşkun değişen x-ışın kaynakları
d ≈ 75 − 100 pc
mesafelerde
bulunmaktadır. Bu da, n ≈ 3 × 10 −7 (d / 100 pc) −3 pc −3 değerindeki bir uzay yoğunluğunu
vermektedir. Galaksi genelinde düzgün bir kaynak dağılımı olduğunu ve galaktik hacmin
V ≈ 1 × 1012 pc 3 olduğunu varsayarak, yukarıdaki uzay yoğunluğu galaksideki toplam
kaynak sayısının N ≈ 3 × 10 5 (d / 100 pc) −3 olduğunu göstermektedir. Böylece galaksideki
dejenere cüce x-ışın kaynaklarının toplam sayısı bir milyonu aşabilmektedir. Bu, ≈ 100
olan parlak nötron yıldız kaynaklarının ( L ≈ 10 36 − 10 38 ergs −1 ) toplam sayısıyla
kıyaslanabilir (Lamb, 1983).
1.4.2.2. X-ışın tayfları ve geçici davranışı
Yığılan dejenere cüce x-ışın kaynakları arasında manyetik dejenere cücelerle ilgili
bilinen iki sınıf vardır: AM Her ve DQ Her yıldızları. Kalan sistemler, manyetik bir alanı
açıkça ortaya koymaz (Lamb, 1983).
1.4.2.2.1. AM Her yıldızları (Kutupsallar)
Artan periyot sırasına göre 1982 yılına kadar EF Eri, E1114+182, VV Pup, E1405451, E1013-447, H0139-68, PG1550+191, CW1103+254, AN UMa, AM Her ve
E2003+225 olmak üzere 11 tane AM Her yıldızı bilinmekteydi. Bu yıldızlar, kızılötesi ve
görünür ışıkta güçlü ( > %10 ) dairesel ve doğrusal polarizasyon göstermektedir ve bu
yıldızların yığılan manyetik dejenere cüceler olduğuna inanılır. Bu yıldızların tipik olarak
x-ışın tayfları iki farklı bileşene sahiptir: Tkc < 100eV ile bariz bir karacisim bileşeni ve
Tbr > 10keV ile frenleme bileşeni. Ölçülen yumuşak x-ışın akısı, çoğu kez 10 veya daha
38
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
fazla kat sert x-ışın akısından daha büyüktür. Bu kaynakların frenleme tayfları, ~ 7 keV ’ta
demir çizgisi emisyonunu gösterir. Bu sistemlerde polarize olmuş ışığın periyotları, optik,
x-ışın ve yörünge hız eğrileri hepsinde aynıdır. Ayrıca dejenere cücenin rotasyon periyodu,
eş yıldızla dejenere cücenin manyetik alanının etkileşiminden dolayı, ikili sistemin
yörünge periyoduyla eş zamanlıdır (Lamb, 1983).
1.4.2.2.2. DQ Her yıldızları (Orta Kutupsallar)
1970’li yılların sonlarına kadar artan periyot sırasına göre AE Aqr, V533 Her, DQ
Her, V1223 Sqr, H2252-035, 3A0729+103, H2215-086, EX Hya ve TV Col olmak üzere
dokuz sistem bu tip yıldız sınıfına dahil edilmiştir. Bu sınıfın ilk örneği olan DQ Her’ün,
yığılma yapan manyetik bir dejenere cüce olduğu bulunmuştur. Bununla birlikte bu sistem
kızılötesi ve görünür ışıkta, eğer varsa, az miktarda polarizasyon gösterir. Bu sistem
1934’te bir nova patlaması geçirmiştir ve 71 s’de uyumlu küçük genlikli optik titreşimler
göstermiştir, bu 71 s’nin, dejenere cücenin rotasyon periyodunu temsil ettiğini
varsayılmaktadır. Bu sınıfın üyelerinden diğer ikisi V533 Her ve AE Aqr’dir. V533 Her,
63 s’de AE Aqr ise 33 s’de uyumlu küçük genlikli optik titreşimler göstermektedir. Ritimli
x-ışınları, 33 saniye optik periyotta bu sınıfın üçüncü üyesi AE Aqr’den tespit
edilebilmiştir.
Birkaç sönük galaktik x-ışın kaynağı optik olarak coşkun değişenlere benzer
sistemlerle belirlenmiştir. Bunlar, yığılan manyetik yıldızların rotasyon periyodunu temsil
ettiği varsayılan ≥ 1000 s’lik periyotlarla büyük genlikli optik ve x-ışın titreşimleri
göstermektedirler. H2252-035 kaynağı, optik olarak belirlenen bu sitemlerin ilkidir ve bu
sistemler onun tanınan karakterine sahiptirler. Açıkça görünür ışık, 859 s’lik bir periyottaki
optik salınımlar göstermektedir, bu 859 s’lik periyodun 805 s’i x-ışın salınımlarının tekrar
işlenmesiyle üretilmekte olduğu düşünülmektedir. Sert x-ışın tayfı ~ 7 keV ’ta demir
çizgisinin emisyonunu sergilemektedir (Lamb, 1983).
1.4.2.2.3. Diğer coşkun değişenler
1982’lerde 44 coşkun değişen x-ışın kaynağı bilinmekteydi. Bunlar arasında ilk
bilinenler, her ~ 100 günde patlamaya uğrayan U Gem ve SS Cyg cüce novalarıdır.
Durağan aşamada her ikisi, Tbr ~ 10 − 20keV ile sert x-ışın tayfı sergilemektedir. Patlama
aşamasında sert x-ışın ışınım gücü ilk olarak artar ve ondan sonra düşer, sert x-ışınlarının
tayfsal sıcaklığı düşer, Tkc < 100eV sıcaklığındaki yoğun karacisim bileşeni yumuşak xışınları halinde görünmektedir. Tayftaki belirgin düşük veya yüksek enerji kesilmesinin
39
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
olmaması, bu davranışını patlama aşamasında daha büyük bir soğurma veya optik derinliğe
saçılma nedeniyle olmadığını gösterir. Bu yüzden bu davranışın kaynağı henüz anlaşılmış
değildir.
Kalan coşkun değişenlerin çoğu sadece sert x-ışın bileşenini göstermektedir. Bunun
durağan evre sırasında veya hatta bazı kaynaklarda patlama sırasında yumuşak x-ışını
bileşeninin gözlenmesindeki başarısızlıktan mı yoksa gerçekten yayınlanmadığından mı
veya yumuşak x-ışınlarında gözlenememesine sebep olan düşük tayf sıcaklığından mı
kaynaklandığı bilinmemektedir. Aslında bunların hepsi, genellikle patlama başlangıcı
sırasında küçük genlikli yarı periyodik veya uyumlu optik salınımlar gösterirler. SS
Cyg’deki ~ 8-10 s’lik atmalar patlama aşamasında fazlasıyla yumuşak x-ışınları halinde
mevcutturlar, hatta onların uyumu sadece 3-5 atma periyodu boyunca sürer (Lamb, 1983).
1.4.2.3. Teori
1.4.2.3.1. X-ışın emisyonunun nitel görüntüsü
Yığılan dejenere cücelerdeki x-ışın emisyonu hakkındaki temel görüş, yıldızın
derin gravitasyonel potansiyel kuyusuna düşen maddenin, enerjinin büyük miktarını
karşılamasıdır. Varılan enerji üretim oranı veya ışınım gücü neticesi,
Lacc =
GMM
R
= 8 × 10 32 ( M / M Θ )( R / 10 9 cm) −1 ( M / 10 −10 M Θ yl −1 ) erg s −1
(1.31)
M ve R , yıldızın kütlesi ile yarıçapı ve M , kütle yığılma oranıdır. Maddenin maksimum
olası şok sıcaklığı ( Tşok ) ve bu nedenle de oluşan radyasyon,
3
Tşok = Tsd = 2 × 10 8 ( M / M Θ )( R / 10 9 cm) −1 K .
8
(1.32)
Tsd , serbest düşmedeki sıcaklığıdır. Diğer taraftan x-ışın emisyonu bir karacisim olarak
yayınlanırsa sonuç olarak oluşan radyasyon sıcaklığı,
Tkc = (4πR 2σ )1 / 4
40
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
= 3 × 10 4 ( M / M Θ )1 / 4 ( R / 10 9 cm) −3 / 4 ( M / 10 −10 M Θ yl −1 )1 / 4 K .
(1.33)
Bu nedenle üzerine madde aktarılan dejenere cüce bir x-ışın kaynağı ise öncelikle yumuşak
veya sert x-ışını yayınlayıp yayınlamaması, kritik olarak düşen maddenin kinetik
enerjisinin radyasyona dönüşmesine bağlıdır. (1.31)’den (1.33)’e kadar olan denklemler
Lamb (1983)’in (1)’den (3)’e kadar olan denklemlerdir (Lamb, 1983).
1.4.2.3.2. Manyetik olmayan yıldızlar
Yığılma meydana gelen, manyetik olmayan dejenere cücelerdeki x-ışın emisyon
çalışmaları, pek çok yazarın hesaplamalarını içerir. Bu hesaplamalar, yığılma akışı
yaklaşık olarak radyal olduğu sürece ve bresstrahlung soğuması, x-ışın emisyon bölgesinde
siklotron soğumasına karşı baskın olduğu sürece, manyetik alan mevcut olsa bile
uygulanabilir (Lamb, 1983).
1.4.2.3.2.1. Tayflar
Manyetik olmayan dejenere cüceler üzerine madde yığılmasıyla üretilen x-ışın ve
UV tayfı genel olarak üç bileşene sahiptir: 1) sıcak, şok sonrası emisyon bölgesi tarafından
üretilen sert x-ışın frenleme bileşeni, 2) yıldız yüzeyi tarafından soğurulup yeniden
yayınlanan frenleme fotonları tarafından üretilen yumuşak x-ışın karacisim bileşeni ve 3)
şok üzerine düşen maddenin Compton ısınmasıyla üretilen ikincil radyasyon.
Bu bileşenler, Şekil 1.16’da (tüm yığılma oran aralığı boyunca yayılan altı tayfı
gösterir) açıkça görünmektedir. Şekil 1.17, nükleer yanma yığılma oranında meydana
geldiği zaman üç benzer tayfı karşılaştırmaktadır. Düşük yığılma oranlarında τ es < 1 ’dir
( τ es , elektron saçılmasının optik derinliği) ve gözlenen sert x-ışın tayfı emisyon bölgesinde
üretilenle aynıdır. Yığılma oranı artarken τ es , bir birim sınırını aşar ve tayfı aşağıya doğru
yönlendirecek (indirgeyecek) Compton saçılması başlar. O zaman karacisim bileşeni,
yığılan maddeyle geri saçılan ve yıldız yüzeyiyle soğurulan frenleme fotonlarından bir
katkı alır. Frenleme fotonlarının Compton saçılması yapmasıyla ısınan maddenin
yığılmasıyla ortaya çıkan ikincil radyasyon, sadece frenleme indirgemesi mevcut olduğu
zaman önemlidir. Yığılma oranı daha da artarken bu indirgeme daha şiddetli olur. Son
olarak indirgemenin birleşik etkileri ve radyasyon basıncı tarafından şokun zayıflaması
nedeniyle frenleme bileşeni tamamen kaybolur. O zaman yıldız sert x-ışın kaynağı (yani
tayfsal x-ışın sıcaklığı Tgöz > 2keV ) olmaktan çıkar.
Şekil 1.16, manyetik olmayan dejenere cücelerdeki x-ışın emisyonunun iki önemli
41
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
özelliğini göstermektedir. İlki, yoğun karacisim yumuşak x-ışın bileşeni her zaman
mevcuttur. İkincisi, yüksek yığılma oranlarındaki Compton indirgemesi, yüksek kütleli
yıldızlar için bile düşük tayfsal sıcaklıklara yol açar (Lamb, 1983).
1.4.2.3.2.2. Tayfsal sıcaklık ve ışınım gücü arasındaki bağıntı
Şekil 1.18, yüksek yığılma oranlarındaki tayfsal sıcaklıkta ortaya çıkan etkileyici
değişimi ve tayfsal x-ışın sıcaklığı Tgöz ( ‘göz’ gözlenen kelimesinin kısaltmasıdır) ile
ışınım gücü Ls (‘s’ sert x ışını anlamındadır) arasındaki belirgin bağıntıyı göstermektedir.
Şekil 1.19, nükleer yanma yığılma oranında meydana geldiği zaman, bu bağıntıyı
kıyaslamak için gösterilmiştir. Teki üst soldan alt sağa hareket ederken eğriler boyunca
yığılma oranı artmaktadır. Bu nedenle şeklin alt sağında bulunan kaynaklar için Tgöz ve Ls
parametrelerindeki artış, yığılma oranındaki düşüşe eşdeğerdir: daha küçük yığılma oranı,
sert x-ışın tayfının Compton indirgemesini azalttığı için Tgöz ve Ls artmaktadır (Lamb,
1983).
42
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.16. Altı farklı yığılma oranı için 1M Θ ’li bir yıldız üzerine yığılma ile üretilen x-ışın
ve UV tayfları. Eğriler, madde yığılması süresince optik elektron derinliğinin değeriyle
sınıflandırılır. Kesikli çizgi Compton indirgemesi nedeniyle kesilme değişimini gösterir
(Lamb, 1983).
43
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.17. Yığılma oranında nükleer yanma ile (koyu çizgiler) ve nükleer yanma
olmaksızın (kesikli çizgiler) 1M Θ ’li bir yıldız üzerine madde yığılmasıyla üretilen tayfların
kıyaslanması. Eğriler, madde aktarımı süresince optik elektron derinliğinin değeriyle
yeniden sınıflandırılır (Lamb, 1983).
44
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.18. 0.2 − 1.2 M Θ ’li yıldızlar için Tgöz ve Ls arasındaki ilişki. Kesikli çizgiler, Ls
karacisim bileşenini içerdiği zamanki bağıntıyı vermektedir (Lamb, 1983).
Şekil 1.19. 0.2, 0.6, 1.0 ve 1.2 M Θ ’li ve yığılma oranında nükleer yanma olan yıldızlar için
Tgöz ve Ls arasındaki ilişki. Kesikli çizgiler, karacisim bileşen dağılımı ihmal edildiğinde
oluşan bağıntıyı göstermektedir (Lamb, 1983).
45
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
1.4.2.3.3. İyonizasyon yapısı ve çizgi özellikleri
1.4.2.3.3.1. İyonizasyon yapısı
Dejenere cüce x-ışın kaynaklarını çevreleyen iyonizasyon yapısı bazı yazarlar
tarafından hesaplanmış, bu hesaplamalarda, küresel simetri olduğu ve soğurma için optik
derinliğin küçük olduğu varsayılmıştır. Bu yazarlar tarafından kendilerinin önceki detaylı
hesaplamalarına dayanan sert ve yumuşak x-ışın ışınım gücü değerlerini alarak yaptıkları
hesaplamalar göstermiştir ki karacisim yumuşak x-ışın akısı, ikilinin tipik aralığıyla (ikisi
arasındaki uzaklık) kıyaslandığında büyük dış mesafelerde H ve He’yi iyonize etmektedir.
Yüksek kütleli yıldızlar ve düşük yığılma oranları için frenleme sert x-ışın akısı dikkate
değer dış mesafelerde ağır elementleri iyonize etmektedir (Lamb, 1983).
1.4.2.3.3.2. Emisyon çizgileri
Dejenere cüce x-ışın kaynaklarının x-ışın emisyon bölgesindeki sıcaklıkları, önemli
eşdeğer genişliklerle ~ 7 keV ’ta Fe’yi içeren termal emisyon çizgilerini üretmek için yeteri
kadar ( > 10keV ) yüksektir. Emisyon çizgileri, x-ışın emisyon bölgesi üzerinde yığılan
maddedeki floresan olayı ile de üretilebilir. Floresan olayında yüksek enerjili x-ışın
fotonları ortamdaki atomlar ile çarpışarak daha düşük enerjili fotonlar halinde yeniden
yayınlanırlar. Floresan emisyon çizgileri, x-ışınlarının emisyon bölgesini çevreleyen yıldız
yüzeyi, disk yüzeyi ve hatta eş yıldızın yüzeyi ile çarpışmasıyla üretilebilmektedir.
Emisyon çizgileri, termal Doppler genişlemesi, Compton saçılması ve toplu akış hızları
nedeniyle Doppler genişlemesi tarafından genişleyebilmektedir (Lamb, 1983).
1.4.2.3.3.3. Soğurma çizgileri
Yazarların analitik hesaplamalarına göre, yığılma oranı yaklaşık 3 × 10 −3 M E ’yi
aştığı zaman, güçlü elementlerin iyonizasyon kenarlarındaki optik soğurma derinliği hızlı
bir
şekilde
artar.
Buradaki
M E
Eddington
kütle
aktarım
oranı
olup
M E = 5.6 × 10 20 ( R / 5 × 10 8 cm) gs −1 değerindedir. Ayrıca bu hesaplamalar, soğurmanın
büyük bir kısmı göreceli olarak yıldızdan uzakta meydana gelirken, Compton saçılmasının
ve varılan sert x-ışın tayfının indirgemesinin yıldıza yakın meydana geldiğini de
göstermektedir. Böylece indirgeme miktarı, yıldız etrafında yığılan maddenin dağılımına
daha az hassasken soğurma miktarı ise daha çok hassastır (Lamb, 1983).
46
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.20. Foto-soğurmalarının etkileri göz önüne alınarak 0.090 M E ’lik ( τ = 6 ) bir
yığılma oranında 1M Θ ’li yıldız tarafından üretilen x-ışın ve UV tayfı (Lamb, 1983).
1.4.2.3.3.4. Tayflar
Bazı yazarlar, üç farklı yığılma oranı için 1.0 M Θ ’li bir yıldız tayfının detaylı
nümerik hesaplamaları üzerine çalışmıştır. Bu hesaplamalar, atom fiziğini dikkatli
kullanmayı gerektirir ve büyük soğurma optik derinlikleri için bile geçerlidir. Şekil 1.20 ve
1.20’de, τ es = 6 ile τ es = 10 için tayf sonuçları gösterilmiştir. O VIII (0.87 keV), Si XIV
(2.7 keV), Fe XXI-XXVI (8.2 - 9.3 keV) ve emisyon çizgileri nedeniyle K kenarlarının
soğurulması; O VIII’nın K α çizgileri (0.65 keV), Si XIV (2.0 keV) ve Fe XXV (6.7 keV)
nedeniyle Compton saçılması tarafından genişleme not edilmiştir (Lamb, 1983).
47
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
Şekil 1.21. 0.15M E ( τ = 10 ) yığılma oran değeri için Şekil 1.20’nin aynısı (Lamb, 1983).
1.4.2.3.4. Nükleer yanma
1.4.2.3.4.1. Manyetik olmayan yıldızlar
Manyetik olmayan dejenere cücelerde meydana gelen x-ışın emisyonundaki
nükleer yanma etkileri yazarlar tarafından tartışılarak ayrıntılı olarak araştırılmıştır.
Yığılan madde, sıcak x-ışın emisyon bölgesinde yanmaz, fakat yıldızın kılıfının çok daha
derinlerinde yanabilir. Böylece serbest kalan enerji yıldız yüzeyine taşınır ve yumuşak xışınları halinde karacisim akısını arttırır. Bu yumuşak x-ışın fotonlarının akısı, ters
Compton saçılmasıyla x-ışın emisyon bölgesini soğutur. Sonuç olarak çoğu kez sert x-ışın
ışınım
gücü,
nükleer
yanma
yokluğunda
olabileceğinden
daha
az
büyüklük
mertebesindedir, sert x-ışın tayfı daha yumuşaktır ve yumuşak x-ışın ışınım gücü, sert xışın ışınım gücünün 100 katı olabilir. Şekil 1.17, 1M Θ ’li yıldız için yığılan madde yığılma
oranında yandığı zaman ve yanmadığı zamanki x-ışın tayflarını kıyaslamaktadır. Üç tayf,
tüm yığılma oran aralıklarının kapsamaktadır. Şekil 1.19, nükleer yanma yığılma oranında
meydana geldiği zaman Tgöz ve Ls arasındaki bağıntıyı göstermektedir. Bu eğriler nükleer
yanma olmadığı varsayılan Şekil 1.18’deki eğrilerle kıyaslanabilir (Lamb, 1983).
48
BÖLÜM 1 – GİRİŞ
İhsan BARGAN
1.4.3. Cüce novaların patlama ve durağan durumundaki teorileri
İkili sistemin arasındaki mesafe oldukça küçük ise (ikincil yıldızın çapından küçük
ise) gravitasyonel kuvvetten dolayı büyük bir gel-git kuvveti meydana gelir ve her bir
yıldız aşırı periyodik hızlarından dolayı yüksek bir açısal momentuma sahip olurlar. İki
yıldızın arasındaki mesafe sınırlı olup, bu sınır aşıldığında yoğun yıldız olan birincil
üzerine kütle transferi başlar ve birincili çevreleyen disk bölgesinde yoğunlaşır. Kütle
diskin en dış tabakalarına akar ve sıcak noktanın oluşmasına neden olur.
Sıcak noktanın ışınım gücü ikincil yıldızın kütle transfer oranına bağlıdır ve çoğu
kez sabittir. Ancak, birincil etrafında oluşan diskin dağılımı her yerde aynı (homojen)
değildir. Bu dağılımın kararlı olabilmesi için kütle transferinin ya çok yüksek ya da çok
düşük olması gereklidir. Orta seviyede olduğunda disk, her iki denge durumu arasında ani
geçiş yapmaya zorlanır. Coşkun değişenlerde sert ve yumuşak x-ışını salma durumlarına
göre iki çeşit kütle akım geometrisi oluşturulmuştur. Birincile akan madde hızlı periyodik
hareketleri nedeniyle yığılma diskinde aşırı yayılmaya zorlanır ve böylece yığılma
diskinde x-ışını üretilir. Diğer durum ise, kütlenin ikincil yıldız üzerine hızlı bir şekilde
akması kütlenin kinetik enerji kazanmasına neden olur ve bu enerji yığılma diskinde
serbest kalmasıyla kuvvetli şoklar meydana getirir. Bunun sonucunda da etrafa x-ışınları
yayılır. Bu yumuşak ve sert x-ışın yayılımları kütle akım pozisyonu ve miktarına göre
değişebilmektedir (Esenoğlu, 2010).
49
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
BÖLÜM 2
YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
Çeşitli tayf bölgelerinde yapılan çalışmalar sonucunda sisteme ait elde edilen
özellikler Çizelge 2.1’de verilmiştir.
Çizelge 2.1. Yapılan tüm çalışmalar sonucunda YZ Cnc sistemi için bulunan özelliklerin
özeti
YZ Cnc Sistem Özellikleri
Yörünge periyodu Pyör
2.0832 ± 0.0480 saat (2)
~2.086 saat (5)
Optik ve UV geçişlerde 2.08 saat (7)
X-ışın geçişlerinde 2.21 saat (7)
2.086176 saat (11)
2.0832 saat (14)
Sağ açıklığı α
08 sa10 dk 56.63 s (1)
Dik açıklığı δ
+ 28  08′33.5′′ (1)
YZ Cnc sisteminin uzaklığı d
320 ± 40 pc (3)
222 +−50
42 pc (4)
130 pc (10)
265 pc (14)
X-ışın ışınım gücü L x
(0.1-10 keV)
1.4 × 10 32 erg s −1 (5)
Soğurulma göz önüne alınmadan (0.1-2.5 keV)
31
erg s −1 (10)
0.24 +−00..05
06 × 10
Kütle oranı q = M 2 / M 1
0.226 ± 0.005 (6)
Radyal hız ν
89 ± 5 km s −1 (6)
Eğim i
< 60  (6)
~ 30 − 35  (5)
41 (14)
Dairesel hız κ
41 ± 20 km s −1 (6)
50
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Tipi
SU UMa
Görsel parlaklığı V
Durağanda ~14.5 kadir (8)
Patlamada ~10.5 kadir (8)
Beyaz cüce (birincil) kütlesi M 1
0.8M Θ (14)
İkincil kütlesi M 2
(0.176 ± 0.038) M Θ (9)
Beyaz cüce (birincil) yarıçapı R1
6.19 × 10 8 cm (15)
İkincil yarıçapı R2
(0.216 ± 0.016) RΘ (9)
Uzaklık modülü m − M
7.54 ± 0.29 kadir (9)
Optik parlaklık M J
5.64 ± 0.29 kadir (9)
Yakın kızılötesi parlaklığı M H
5.40 ± 0.29 kadir (9)
Mutlak parlaklık M K
5.31 ± 0.29 kadir (9)
Hidrojen kolon yoğunluğu N H
21
2 +−23
cm −2 (10)
2 × 10
8 +−20..02 × 1019 cm −2 (5)
X-ışın akısı Fx
Soğurulma göz önüne alınmadan (0.1-2.5 keV)
−11
Fx = 0.12 +−00..03
erg cm −2 s −1 (10)
03 × 10
Soğurulma göz önüne alınarak (0.1-2.5 keV)
Fx = 0.29 × 10 −11 erg cm −2 s −1 (10)
(0.2-10 keV) (9.24 ± 0.4 ) × 10 −12 erg s −1 cm −2
(5)
Sayım oranı
(50-201 kanal) 0.249 ± 0.014 sayım s-1 (11)
(50-201 kanal) 0.27 sayım s-1 (13)
(50-201 kanal) 0.1 sayım s-1 (12)
Etkin sıcaklık Te
23000 K (14)
Yığılma oranı M
1 × 10 −10 M Θ yl −1 (14)
Beyaz cücenin akıya katkısı
%24 (14)
Diskin akıya katkısı
%76 (14)
Metal bolluğu (Güneş)
1.5 ± 0.1 (5)
Bolometrik akı
(1.21 ± 0.05) × 10 −11 erg s −1 cm −2
(5)
Parantez içindeki sayılar referans numaralarıdır. Sayılara karşılık gelen referanslar: (1), Heasarc arşivi
NASA; (2), Shafter ve Hessman (1988); (3), Harrison ve ark. (2003); (4), Thorstensen (2003); (5), Hakala ve
ark. (2004); (6), Patterson ve ark. (2005); (7), Warner (2004); (8), Zhao ve ark. (2005); (9), Knigge (2006);
51
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
(10), Eracleous ve ark. (1991); (11), Verbunt ve ark. (1999); (12), Bortle (1990); (13), van Teeseling ve
Verbunt (1994); (14), Urban ve Sion (2006); (15), Lynden-Bell ve O’Dwyer (2001)’deki bağıntılardan R1
bulunmuştur.
2.1. YZ Cnc (Cancri – Yengeç)
2.1.1. YZ Cnc’nin genel görünüşü
YZ Cnc, von Arend (1952) tarafından yaklaşık 60 yıl önce keşfedilmiştir (Pezzuto
ve ark., 1992) fakat SU UMa cüce nova sınıfına ait olduğu daha sonra Patterson (1979)
tarafından belirlenmiştir ve yazar bu sistemin ışık eğrisinde süper tümsekleri keşfetmiştir.
Yörünge periyodu 2.0832 ± 0.0480 saattir (Shafter ve Hessman, 1988). Koordinatları sağ
açıklık α = 08 sa10 dk 56.63 s ve dik açıklık δ = +28  08′33.5′′ şeklindedir (Heasarc arşivi,
NASA).
Harrison ve ark. (2003), HST FGS paralaks gözlemlerini kullanarak YZ Cnc’ye
320 ± 40 pc’lik bir mesafe belirlerken, Thorstensen (2003), yer merkezli paralaks
ölçümlerinden 222 +−50
42 pc’lik bir uzaklık değeri elde etmiştir. Yazarlar x-ışın ışınım gücünü
1.4 × 10 32 ergs −1 olarak ölçmüşlerdir (Hakala ve ark., 2004).
Cüce nova YZ Cnc’nin M 2 / M 1 kütle oranı q = 0.226(5) , beyaz cücenin dikine
(radyal) hızı ν 1 = 89(5)km / s , eğimi
i < 60 
ve beyaz cücenin dairesel hızı
K 1 = 41(20)km / s olarak hesaplanmıştır (Patterson ve ark., 2005).
Hızlı optik ve morötesi geçişlerde gözlenen tipi “cüce nova”, yörünge periyodu
2.08 saat ve daha uzun periyotlardaki cüce nova salınımı ~90 s olmuştur. X-ışınlarında
hızlı salınımlardaki tipi yine “cüce nova” yörünge periyodu 2.21 saat, hızlı salınım
periyodu 222 s’dir (Warner, 2004).
YZ Cnc iki tür patlama gösterir, durağan aşamada ~14.5 kadir ve patlama
aşamasında ~10.5 kadir değerinde görsel büyüklüğe sahiptir. Bununla birlikte tepeden
tepeye 0.75 kadir olan büyük titreşme genliğinden dolayı en aktif coşkun değişenlerden
biridir. Yaklaşık 11.3 günlük çok kısa bir yinelenme zamanı vardır (Zhao ve ark., 2005).
Knigge (2006), başka yazarlar ve kendisi tarafından oluşturulan empirik ve
teorik denklemleri kullanarak süper tümsek periyotlarından tahmini olarak hesaplanmış
yörünge periyodunu 2.0832 saat, ikincil yıldız kütlesini M 2 = (0.176 ± 0.038) M Θ , ikincil
yıldız yarıçapını R2 = (0.216 ± 0.016) RΘ değerlerinde bulmuştur ve bu tahmini değerler
bağımsız
olmayıp
R2 / RΘ = 0.2361Pyör
2/3
makaledeki
(6)
numaralı
denklem
olan
( M 2 / M Θ )1 / 3 ile ilişkilidir. Yörünge periyodu 2.083 saat ve
uzaklık modülü m − M = 7.54 ± 0.29 kadir olarak hesaplanmıştır. Yazar, JHK parlaklık
52
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
değerlerini CIT sisteminden optik parlaklığı M J = 5.64 ± 0.29 kadir, yakın kızılötesi
parlaklığı M H = 5.40 ± 0.29 kadir, mutlak parlaklığı ise M K = 5.31 ± 0.29 kadir olarak
almıştır.
2.1.2. Optik gözlemler
Woods ve ark. (1992), 19 ve 20 Kasım 1988’de YZ Cnc’nin ortalama optik
parlaklığını belirlemek için (Şekil 2.1) verilen grafiği kullanmışlar ve optik ve IUE
(International Ultraviolet Explorer - Uluslararası UV Keşfi) gözlemlerinin zamanlarını bu
grafik üzerinde işaretlemişlerdir. Optik verilerin patlama öncesinde ve patlama sırasında
alındığı sonucuna varmışlardır. IUE gözleminin ise optik maksimumdan sonra yapıldığı
açıktır. Radyal hızları belirlemek için Shafter ve Hessman (1988) tarafından bulunan
Pb = 0.0868 gün olan ikili periyodunu almışlar ve Shafter, Szkody ve Thorstensen (1986)
tarafından tanımlanan metodu kullanmışlardır. Bu metotta emisyon çizgilerinin kollarını
kullanmışlar; bu kolların, beyaz cüceye yakın olan yüksek hızdaki maddeden
kaynaklandığını ve çizgi merkezinden daha kesin olarak beyaz cüce hızını belirttiğini ifade
etmişlerdir. He I λ 4471 için ~ 1800kms −1 ve Hγ için ~ 2700kms −1 ’de iki Gaussian
arasındaki ayrışmalarda minimum χ 2 bulmuşlardır. Bununla birlikte kırmızıdan maviye
radyal hız geçiş fazı (Heliosentrik Julian Date) HJD 2 447’de 488.0495 ± 0.0060 olarak
bulmuşlardır ki bu sayının hatası başlıca optik gözlemlerin
döneminin
IUE
gözlemlerininkine dönüştürülmesinden dolayıdır.
Pezzuto ve ark. (1992), ayrıntıları Çizelge 2.2’de verilen gözlemleri sonucunda YZ
Cnc’nin optik bant hız fotometrisi güç tayfında ve 11 Mart 1989’daki periyodogramında
26 s’lik cüce nova salınımları (hızlı parlaklık artışları) bulmuşlardır. Sistemin optik
dalgaboylarında alınmış bir görüntüsü Şekil 2.2’de görülebilir.
53
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Şekil 2.1. YZ Cnc’nin AAVSO’dan alınmış Kasım 1988 gözlem verisidir. IUE gözlem
zamanı noktalı çizgilerle sınırlanmıştır. Makalede kullanılan optik gözlemlerin zamanları
düz çizgilerle sınırlanmıştır (Woods ve ark., 1992).
Şekil 2.2. YZ Cnc’nin optik dalgaboyundaki görüntüsüdür, sistem yuvarlak içine alınarak
gösterilmiştir (Heasarc arşivi, NASA).
54
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Çizelge 2.2. Gözlem bilgisi. AAVSO verilerinden ışık eğri fazı (Pezzuto ve ark., 1992)
Yıldız
Tarih
Başlangıçta
JD
Veri
Örnekleme
Işık Eğri
Hedef
Kıyas
(g/a/y)
UT (saat)
(-2447000)
noktaları
Zamanı(s)
Fazı
sym s-1
YZ
10/03/89
21.9842*
596.4160
512
10
m
2030
2473
Cnc
11/03/89
20.8225
597.3676
1024
10
d (~mak)
2645
1739
12/03/89
19.8597
598.3275
738
10
d
3876
2432
17/02/90
21.6365*
940.4015
1000
8
d
6832
13040
(* simgesi, UT hedef yıldızı işaret eder, d= iniş fazı, m=orta faz)
Yz Cnc 5 Ekim 2002’de XMM-Newton kullanılarak gözlenmiştir. XMM-Newton
gözlemlerinden önce, AAVSO tarafından elde edilen gözlemler, YZ Cnc’nin iki hafta
boyunca patlama halinde olduğunu göstermiştir. XMM-Newton gözlem gününde alınan
AAVSO gözlemi CCD V bandı, YZ Cnc’nin durağan haliyle tutarlı ve 15.2 kadir değerini
vermektedir (Hakala ve ark., 2004).
Zaman çözünürlüğü 12 s olan R bandı (Bessell filtresi) verisi, Atina Ulusal
Gözlemevi Kryoneri istasyonunda 1.2 m’lik teleskopla 9 Ekim 2002’de (XMM-Newton
gözleminden 4 gün sonra) elde edilmiştir. Toplamda ikili yörüngenin 0.9’unu kapsayan
390 CCD görüntüsü alınmıştır. Bir kıyaslama yıldızı görüş alanı içerisinde yer aldığından
diferansiyel fotometri elde edebilmişlerdir. Görüntüleri standart yöntemle indirgemişlerdir.
Bununla birlikte YZ Cnc’nin AAVSO gözlemleri XMM-Newton gözlemlerinden 1-2 gün
sonra alındığından sistemin parlamaya başladığı dönemi içermektedir ve R bandı gözlem
gününde sistem parlaklığı V= 12.2’ye ulaşmıştır (Hakala ve ark., 2004).
2.1.3. X-ışın gözlemleri
Cordova ve Mason (1984), 8 Nisan 1979’da yaptıkları gözlemde 0.050 ± 0.007
sayım s-1’lik bir Einstein IPC sayım oranını 1779 s’de elde etmişlerdir. Bu sırada sistemin
görsel parlaklığının 14 kadir olduğunu ifade etmişlerdir. Periyot aralığı olarak 75-95 s
alarak yaptıkları analizlerde olumlu sonuç elde edemezken aralığı geniş aldıklarında 222
s’lik bir değerde periyot tespit etmişlerdir. Tayf analizi sonuçları hakkında herhangi bir
bilgi vermemişlerdir.
Eracleous ve ark. (1991), 8 Nisan 1979’da Einstein orantılı sayaç görüntüleyicisiyle
gözlenen YZ Cnc’nin tekrar işlenmiş ham verilerini, optik olarak ince ısısal
bremsstrahlung tayfıyla eşleştirerek tayfsal x-ışın parametrelerini belirlemişlerdir. Veriler,
0.16 – 4.47 keV enerji aralığını kapsayan 3′ yarıçap değerindeki bir daireden toplanmıştır.
Yapılan gözlem sonucu sistemin uzaklığı 130 pc olan bir cüce nova olduğu sonucuna
2
varmışlardır. Buldukları tayfsal parametreler ve tahmini ışınım gücü ise; χ min
= 1.44 ,
55
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
+23
−2
21
, soğurulma hesaba katılmadan
kT = 1.2 +∞
− ∞ keV, hidrojen yoğunluğu N H = 2 − 2 × 10 cm
−11
gözlenen akı (0.1 – 3.5 keV aralığında) Fx = 0.12 +−00..03
ergcm −2 s −1 , soğurulma göz
03 × 10
önüne alınarak akı değeri aynı enerji aralığında Fx = 0.29 × 10 −11 ergcm −2 s −1 ve aynı enerji
aralığında
soğurulma
göz
önüne
alınmadan
hesaplanan
ışınım
gücü
−1
31
değerlerindedir. Bunun yanında kaynak oldukça serttir (sert x
L x = 0.24 +−00..05
06 × 10 ergs
ışını fotonlarının yumuşak x ışını fotonlarına oranı 1’den büyüktür). Elde edilen kolon
yoğunluğu değeri Lyα çizgisi kullanılarak Güneş’ten 1 kpc uzaklıktaki sistemler için elde
edilen kolon yoğunluğu-uzaklık ilişkisi ile de uyumludur. Ayrıca 21 cm çizgisinin
ölçümlerinden elde edilen HI kolon yoğunluğu değeri ile de uyumludur ki bu sonuçta
soğurmanın tamamen yıldızlararası ortamdan kaynaklandığını göstermektedir. X-ışın
ışınım gücü geç tip yıldızlardaki koronal x-ışın emisyonundan oldukça büyüktür. Bu son
derece, büyük x-ışın emisyonunun yığılmadan olduğunu ve de eş yıldızın koronasından
çok küçük bir katkının geldiğini gösterir.
Verbunt ve ark. (1999), ROSAT X-ışın Teleskobu PSPC (Trümper ve ark., 1991)
ile aynı anda yüksek çözünürlüklü kamera (HRI, David ve ark., 1995) kullanarak iki tam
patlama aşamasını kapsayan, 6 ile 24 Nisan 1998 tarihleri arasında yaptıkları parça parça
gözlemlerden toplamda iki günlük gözlem verisi elde etmişlerdir. Veri indirgemesini,
EXSAS Genişletilmiş Bilimsel Analiz Sistemi (Zimmermann ve ark., 1996) ile
yapmışlardır. YZ Cnc’yi, nokta gözlemde tespit etmişler ve sayım oranını (50-201 kanallar
arası) 0.249 ± 0.014 sayım s-1 olarak belirlemişlerdir. Patlama verisi için her bir ROSAT
yörüngesindeki ortalama sayım oranını belirlemişler, durağan evrelerde yüksek sayım
oranı elde etme için 256 s’lik paketlemeler (bins) kullanmışlardır. Işık eğrisinde durağan
ve patlama aşamasının her ikisinde de önemli değişim mevcut olmakla birlikte normal
patlamaların erken evrelerinde değişim uzun süreli düşüşle baskın olmuştur. Yörünge
değişimi herhangi bir patlama verisinde bariz değildir. Durağan aşamada, verilen bir
yörünge fazındaki akı düzeyi tüm değişim kadar değişmiştir. Yazarlar 0.086924 günlük
yörünge periyoduyla ışık eğrisini katlamışlar fakat durağan veya patlama aşamasında
önemli bir değişim bulamamışlardır. istemin uydu ile gözlemi sırasında optik gözlem
sonuçlarını gösteren ışık eğrisi Şekil 2.3’te görülmektedir. Küçük noktalar göz ile yapılan
tahminleri gösterir; büyük semboller CCD ölçümlerini gösterir. Şekilde, HRI sayım
oranları (sağdaki logaritmik ölçek) haç şeklinde gösterilmiştir, yatay ve dikey uzunluklar
sırasıyla gözlem periyodunu ve 1 − σ hata aralığını göstermektedir.
56
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Şekil 2.3. Nisan 1998’de YZ Cnc’nin optik ve x-ışın ışık eğrisi (Verbunt ve ark., 1999)
ROSAT PSPC ile nokta kaynak gözlemleri van Teeseling ve Verbunt tarafından, 3
Nisan 1991’de optik patlama maksimumundan hemen önce 2452 s boyunca 0.641
sayım s-1’lik ve 7-11 Ekim 1993’te sistem durağan evrede iken 1869 s boyunca 0.464
sayım s-1’lik sayım oranları (50-201 kanalda) bulunmuştur. Yazarlar 1991 verisine en iyi
uyan tayf modelini χν2 = 1.86 (16 dof) ile Mewe olarak bulmuşlardır. Model bağımlı olarak
buldukları galaktik soğurma katsayısı n H = (8.4 −+10..08 )x1019 cm-2, sıcaklığı T = 3.2 +−10..89 keV ve
sistemin
uzaklığını
290
parsek
alarak
ışınım
gücünü
(
)
L = 8.6 +−00..64 x10 31 erg s −1
bulmuşlardır. İkinci veri setine ise hem Mewe hem de ısısal frenleme mekanizmaları uyum
sağlamıştır. Mewe model eşleşmesi için χν2 = 0.78 (16 dof) olarak galaktik soğurma
katsayısı n H = (5.3 +−11..23 )x1019 cm-2, sıcaklığı T = 2.0 +−00..94 keV ve sistemin uzaklığını 290
parsek alarak ışınım gücünü L = (5.6 +−00..46 )x10 31 erg s −1 bulmuşlardır. Aynı veri setine ısısal
frenleme modelini uyguladıklarında elde ettikleri değerler ise şöyle olmuştur : χν2 = 1.06
(16 dof), n H = (7.9 +−12..81 )x1019 cm-2, T = 3.2 +−10..27 keV ve L = (6.1+−00..57 )x10 31 erg s −1 . Yaptıkları
analizlere dayanarak yazarlar sistemdeki x ışınlarının ya çok genişlemiş ve yığılma diski
kadar sıcak bir sınır tabakasından geldiğini ya da sınır tabakasının önemli kısmının yıldız
rüzgarları ile yok olduğunu söylemektedirler.Yazarlara göre bu x ışınlarını yayınlayan
ortam sınır tabakasından ziyade yığılma diski olmalıdır ki bu sonuç cüce novalardan
yayınlanan x ışınlarını açıklayan teorik modellemelerle uyumsuzdur (van Teeseling ve
Verbunt ve oradaki ref., 1994).
27 Ekim ve 13 Kasım 1983 arasında EXOSAT LE (Düşük Enerji detektöründe)
(3000 Lexan filtresi ile) gözlenen sayım oranları, durağan sırasında yaklaşık 0.01 sayım s-1
57
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
ve patlamada 4 faktör daha düşük olmuştur. N H = 1019 − 10 20 cm −2 aralığında farzedilen
kolon için 0.1 sayım s-1’lik bir HRI sayım oranı, EXOSAT LE (3000 Lexan) için 0.02-0.01
sayım s-1’lik bir sayım oranını göstermektedir. Yazarlar varsayılan kolona bağlı olarak,
EXOSAT gözlemlerinin böylece hem ROSAT PSPC tarafından gözlenmiş olan daha
yüksek x-ışın ışınım gücüyle ve hem de ROSAT HRI’nin biraz daha düşük ışınım gücü ile
uyumlu olduğunu ifade etmişlerdir (Verbunt ve ark., 1999).
Şekil 2.3’deki optik ışık eğrisi için Verbunt ve ark., (1999), JD 2450912 (8 Nisan
1998) ve JD 2450921 (17 Nisan 1998) ’de meydana gelen sıradan patlamaların
maksimumlarını, JD 2450930 (26 Nisan 1998) civarındakinin de bir süper patlama
maksimumunu gösterdiğini ifade etmişlerdir. Yazarlar, optik ışık eğrileriyle ROSAT x-ışın
sayım oranları karşılaştırıldığında Şekil 2.3 için üç özellik belirtmişlerdir. Birincisi, HRI
sayım oranlarının, optik patlamalar sırasında durağan aralıklardakinden daha düşük
olduğu, ikincisi, dahil ettikleri her iki durağan aralıktaki sayım oranlarının ikinci aralık için
daha düşük olduğu ve üçüncüsü ise dahil ettikleri her iki patlamada sayım oranlarının
ikinci patlamada daha düşük olduğudur. HRI’ın enerji kanalları üzerindeki fotonlarının
dağılımı patlama sırasında, durağan evre sırasında yapılan gözlemler ile aynı olmuştur.
Sonraki patlama (10 ve 18 Nisan) sırasındaki gözlemler ile ilk patlama (8 ve 16 Nisan)
sırasındaki gözlemler için elde edilen dağılımın kıyaslaması, x ışınlarındaki düşüşün
marjinal olarak daha düşük enerjilerde daha az olduğunu göstermiştir. Bu bulgular
doğrultusunda patlama aşaması sırasında HRI sayım oranlarındaki değişiklik Verbunt ve
ark. (1999) tarafından başlıca keV fotonları yayan gazın miktarındaki değişikliğe
bağlanmıştır, bu miktarın durağan evre sırasında kademeli, patlama başlangıcında daha
etkili ve patlama ilerledikçe tekrar kademeli olarak düştüğünü ifade etmişlerdir.
Verbunt ve ark. (1999) morötesi kaynağın sürekli tayfı ve yeryüzü arasında var
olan değişken soğurma kolonu açısından YZ Cnc’deki morötesi rezonans çizgi
profillerindeki belirgin değişimin x-ışın akısında meydana gelen çok daha az belirgin
değişimle karşılaştırılabilir olması gerektiğini ifade etmişlerdir. Kozmik bolluklu soğuk bir
gaz için, ≤ 10 %’luk yörünge zaman ölçeklerindeki x-ışın değişkenliğinde üst limit
kolondaki N H ≤ 10 20 cm −2 ’lik bir üst limite karşılık gelmektedir.
Hakala ve ark. (2004), elde ettikleri EPIC PN X-ışın tayfından ki bu Şekil 2.4
verilmektedir, tayfın şeklinin tipik bir cüce nova tayfı gibi olduğunu görmüşlerdir. Bu
tayfı, soğurulmuş (basit nötr soğurucu) tek sıcaklıklı ısısal plazma modeliyle
eşleştirmişlerdir: bu kötü bir uyum vermiştir, χν2 = 4.95 (578 dof). Bundan sonra iki ve üç
sıcaklıklı plazma modellerini denemişler, sırasıyla χν2 için 1.87 (576 dof) ve 1.47 (575
58
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
dof) değerleri ile daha iyi bir uyum elde etmişlerdir. Ardından teorik tayf modelindeki
metal bolluğu değerlerini Güneş değerlerinden başlayarak değişime bırakmışlar ve 1.5
güneş bolluğuyla χν2 =1.37’lik (573dof) bir uyum elde etmişlerdir. Kısmi örtme bileşeniyle
nötr soğurma modelini uyguladıkları zaman, uygun küçük bir düzelme olmuştur (bir f testi
kullanılarak %99.4 düzeyinde daha iyi, χν2 =1.35 (571dof)). Güç yasasıyla dağılım
gösteren emisyon miktarlı, çoklu sıcaklıklı teorik modelle tayfı eşleştirdikleri zaman çok
benzer bir uyum bulmuşlardır (XSPEC’te Cemekl, χν2 =1.37, 574dof).
Çizelge 2.3. YZ Cnc’nin XMM-Newton gözleminden gözlem özellikleri (Hakala ve ark.,
2004)
Kamera
A / B /C
Filtre / * Gözlem tarihi
Gözlem Süresi (s)
EPIC PN
tam çerçeve
ince
35506
EPIC MOS
tam çerçeve
ince
36837
EPIC RGS
tam çerçeve
ince
36977
hızlı
UVW1
29700
V
09.10.2002 *
1 sa 50 dk
OM
Optik
(A:Gözlem görüş alanı (EPIC MOS, PN ve RGS için)/ B: Veri alım hızı(OM için)/ C: Gözlem bandıdır)
(Optik için)
Hakala ve ark. (2004), YZ Cnc sisteminde UV ışınlarının x-ışını fotonlarından 100
s sonra yayınlandığını tespit etmişlerdir ve bu ters bağıntının önemi üzerinde durmuşlardır.
Çünkü bu tür başka sistemlerde (örn. VW Hyi) UV değil x-ışınlarının yayınlanma
zamanında gecikme olduğuna ilişkin gözlemler vardır ve bu beyaz cüce etrafında sınır
tabakasından kaynaklanan korona modeli ile açıklanmaktadır.
Çizelge 2.4. Nötr soğurma modeliyle üç-sıcaklıklı termal plazma modeli kullanılarak
birleşik EPIC PN tayfları için uyumu (Hakala ve ark., 2004)
NH
8 +−20..02 × 1019 cm −2
kT1, kT2, kT3 (keV)
0.7 +−00..55 , 2.0 +−00..12 , 8.3 −+00..55
Metal Bolluğu (Güneş)
1.5 ± 0.1
Gözlenen Akı (0.2-10 keV)
(9.24 ± 0.4) × 10 −12 erg
Bolometrik Akı
(1.21 ± 0.05) × 10 −11 erg s −1 cm −2
s −1 cm −2
59
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Şekil 2.4. YZ Cnc EPIC PN tayfının üç-sıcaklıklı model ile eşleşmesi (Hakala ve ark.,
2004).
Ayrıca Şekil 2.4’teki uyuşmaya göre artıkları da göstermişlerdir: artıklar Fe Kα çizgisi
etrafında belirgindir. Bilhassa 6.7 keV çizgisi, modele göre daha yüksek enerjilerde ortaya
çıkmaktadır. Bu çizgiyi model uyumu sağlama çalışmasında kırmızıya kaymayı serbest
bırakarak daha fazla inceleyip enerji aralığını 5-8 keV ile sınırlamışlardır. 1200 km/s’lik
bir maviye kayma ile önemli ölçüde daha iyi bir uyum ( χν2 =1.18, 62dof) elde edilirken
sıfır kırmızıya kayma ile kötü bir uyum ( χν2 =2.31 63dof) elde etmişlerdir. (% 90
güvenilirlik seviyesinde aralık -1100 ile -1500 km/s’dir). Modele 6.4 keV’ta bir Gauss
çizgisi gibi herhangi bir floresan çizgisi eklediklerinde bu, modeli (%90 güvenilirlik
seviyesinde 35 eV, 15-53 eV eşdeğer genişlik verilerek) daha iyi bir uyuma ulaştırmıştır
( χν2 =1.04 61dof). Olayları yörünge periyoduna göre fazlara ayırmışlar ve dört adet faza
göre çözülmüş tayf elde etmişlerdir: bunların hepsi maviye kayma göstermiş fakat hata
limitleri içerisinde kayma hızlarında önemli bir fark görmemişlerdir. Bu maviye kaymanın
fiziksel olmadığını ve aletin ayar etkileri nedeniyle olduğunu göz önüne almışlardır.
Nitekim birleşik EPIC MOS verilerini yukarıda anlatılan şekildeki gibi incelemişlerdir. En
iyi maviye kayma değeri -630 ile +340 km/s hız aralığı için %90 güvenilirlik seviyesinde
sıfıra yakındır. Bu nedenle EPIC PN ve MOS arasındaki 6.7 keV çizgisi için kırmızıya
kaymadaki fark 2σ ’dan daha az olmuştur. EPIC PN verilerindeki bu gibi “aletsel maviye
60
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
kayma etkileri” daha önce rapor edilmemiştir (Frank Haberl, özel konuşma). Yazarlar,
“Eğer biz maviye kaymayı bir fiziksel süreç sonucu olarak gözlemliyorsak bu büyük
olasılıkla diskten dışarı doğru bir akımın olduğunu ortaya koyar, bu da diskten
kaynaklanan bir rüzgar veya jettir” ifadesini kullanmışlardır.
Hakala ve ark. (2004), YZ Cnc’nin nispeten düşük bir eğime sahip olduğunu
( i ~ 30 − 35  ) ve daha büyük eğimli sistemlerin daha düşük maviye kaymalar göstermesi
beklendiğini belirtmişlerdir.
Yazarlar, Harrison ve ark. (2003)’nın, HST FGS paralaks gözlemlerini kullanarak
YZ Cnc için verdikleri 320 ± 40 pc’lik mesafeyi ve Thorstensen (2003)’in, yer merkezli
paralaks ölçümlerinden elde ettiği 222 +−50
42 pc’lik uzaklık değerini göz önüne almışlar ve xışın ışınım gücünün ortalama 300 pc’lik bir mesafeden geldiğini varsayarak, yaklaşık
olarak 1.4 × 10 32 ergs −1 değerinde bir ışınım gücü hesaplamışlardır (Hakala ve ark., (2004).
Hakala ve ark. (2004), x-ışın RGS tayfındaki en belirgin özelliğin 0.65 keV’taki bir
emisyon çizgisi olduğunu ve bunun da O VIII Lyman α olduğunu belirtmişlerdir.
Yazarlar, sinyal/gürültü oranı nispeten düşük olmasına rağmen Fe XVII (0.73keV), Fe
XIX,XX (0.73keV), Fe XI (1.02keV) ve Fe XXIV (1.16keV) içeren diğer emisyon
çizgileri için kanıtlar olduğunu ve bu gibi farklı iyonizasyon değer aralıklarının sistemde
farklı sıcaklıklı bölgeler olması gerektiğini gösterdiğini ki bunun da EPIC verisinin
tayfının çok sıcaklıklı bir model ile temsil edilmesini açıklayacağını belirtmişlerdir.
2.1.4. Morötesi (UV) gözlemler
Hakala ve ark., (2004), zaman değişiminin daha detaylı gözlemini yapmak için 0.24 keV enerji bandında bir ışık eğrisi elde etmişlerdir. Standart Lomb-Scargle güç tayf
analizlerini kullanmışlardır. Lomb-Scargle metodu, aralıklı bozuk verilerde periyodik
sinyalleri seçip çıkarmak ve bunlara değer biçmek için kullanılan bir metottur. Işık
eğrisinde en belirgin tepeyi 0.11 gün (9300 s anında) olarak tespit etmişlerdir. İkinci bir
yaygın özelliği 7000 s’de görmüşlerdir. Bu tepelerin 35 ks’lik gözlem süresi nedeniyle
oldukça geniş olduğunu ve böylece onların yörünge geçişi ile gözlem pencere süresi
arasındaki vuru (beat) periyodu olduğunu ve yörünge geçişine bağlı olmasıyla tutarlı
olduğunu belirtmişlerdir. Lomb-Scargle metodunu kullanarak UV ve optiksel veri üzerinde
benzer bir analiz uygulamışlar, UV verilerinin yörünge periyodu için herhangi bir kanıt
göstermediğini belirtmişler ve bu yüzden sadece daha kısa periyotların analizlerini
makalelerinde sunmuşlardır. UV periyodogramındaki en keskin sivriliğin 1530 s
yakınındaki sivrilik olduğunu göstermişlerdir.
61
BÖLÜM 2 – YZ CNC SİSTEMİNİN GÖZLEMLERİ
İhsan BARGAN
Urban ve Sion, (2006), IUE ile gözlenme tarihi 1979 olan YZ Cnc’nin yörünge
periyodunu 2.0832 saat, uzaklığını parsek cinsinden 265π ( π sadece paralax yöntemiyle
bulunduğunu ifade etmektedir, yani 265 pc) değerlerinde bulmuşlardır. Bununla beraber
bu çalışmada beyaz cüce etkin sıcaklığı Te = 23000 K , beyaz cüce kütlesi M bc = 0.80 M Θ ,
eğim açısı i = 41 , yığılma oranı M = 1 × 10 −10 M Θ yıl-1, beyaz cücenin akıya katkısı %24
ve diskin akıya katkısı %76 olarak bulunmuştur.
62
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
BÖLÜM 3
XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
3.1. XMM-Newton X-ışın Çok Aynalı Uydu Gözlemevi
XMM-Newton, 10 Aralık 1999’da saat 14:32’de (UT) Avrupa Uzay Ajansı (ESA)
tarafından Ariane 504 roketi tarafından fırlatılmıştır. On yıl boyunca çalışacağı
öngörülmüş olmasına rağmen uydu 2013 yılında hala gözlem yapabilmektedir. Uydu
ismini İngiliz Bilim Adamı Isaac NEWTON’dan almıştır ve atmosferin yaklaşık 110 000
km yukarısında bulunmaktadır.
Sönük kaynakların yüksek kalitede x-ışın tayfının alınması 1990’ların x-ışın görev
serisinin büyük bir adımı olarak belirlenmiştir. ESA tarafından geliştirilen "geniş alanlı xışın ayna modülleri" projenin anahtar teknolojisidir. İlk zamanlarda yerden yapılan aygıtın
yörünge kontrolü, kapsamlı çalışmalarla doğrulanmıştır. XMM-Newton x-ışın uydusunun
temel amacı, 0.1- 10 keV geniş enerji aralıklarındaki x-ışın kaynaklarının tayfını net olarak
elde etmektir.
XMM-Newton uydusunun diğer uydulardan farkı, yörüngesinde hareket ederken
gözlem yapabilmekte ve gözlemlediği nesnelerden aldığı verileri hareket halindeyken
yeryüzüne transfer edebilmektedir. Uyduya yeryüzünden bilgisayarlar vasıtasıyla ayrıntılı
sinyaller gönderilerek nereyi gözlemleyeceği ve hangi kameraları kullanması gerektiği
bildirilmektedir. Uydu üzerinde güneş panelleri bulunduğundan fazla enerji harcamadan
hareket edebilmektedir ve çok geniş bir alanı gözlemleyebilmektedir (XMM-Newton
uydusu 30 açıdakika, ASCA uydusu 24 açıdakika, ROSAT uydusu ve CHANDRA uydusu
~30 açıdakika) (İğdi Şen, 2008).
3.1.1. XMM-Newton uzay aracı
Uydunun genel görüntüsü Şekil 3.1’deki gibidir, görülen üç x-ışın teleskobu
gökyüzünün aynı alanını eş zamanlı olarak taramaktadır. Bunun yanında sağ altta, daha
küçük çaplı bir Optik Monitor (OM) bulunmaktadır, bu 30 cm’lik optik/UV teleskobudur.
Şekil 3.2, XMM-Newton’un yörünge halindeki görüntüsüdür.
63
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.1. XMM-Newton uydusunun birbirine paralel yerleştirilmiş üç x-ışın teleskobu.
Şekil, Dornier Satellitensysteme GmbH’nin izniyle yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
4 ton ağırlığında ve 10 m uzunluğundaki XMM-Newton uydusu, o zamanda ESA
tarafından fırlatılan en büyük uydudur.
XMM-Newton aşağıda belirtilen üç çeşit kamerayı kullanmaktadır:
1- Avrupa Foton Görüntüleme Kamerası (European Photon Imaging Camera, EPIC):
Orta çözünürlükte tayf ve x-ışınlarının ölçümü için üç CCD kamerası (iki tür EPIC
kamerası: MOS (MOS1, MOS2) ve PN) bulunmaktadır.
2- Yansımalı Kırınım Izgara Tayf Ölçeri (Reflection Grating Spectrometer, RGS):
Yüksek çözünürlükte x-ışın tayfı sağlamaktadır.
3- Optik Monitor (Optical / UV Monitor, OM):
Optik/UV görüntüleme ve grism tayfı sağlamaktadır (İğdi Şen, 2008).
64
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.2. Afrika üzerinden XMM uydusunun geçişi (İğdi Şen, 2008).
3.1.2. XMM-Newton uydu bileşenleri (payload)
XMM-Newton uydusu dört ana parçadan oluşmaktadır.
•
Odaksal Düzlem Topluluğu (Focal Plane Assembly), odaksal düzlem araçlarını
taşıyan bir platformdan oluşur. Bu platformda iki tane Izgaralı Yansıtıcı Tayfölçer
(Reflections Gratings Spectrometer-RGS) çıktı kamerası, bir adet EPIC PN
(Avrupa Foton Görüntü Kamerası-European Photon Imaging Camera) ile iki adet
EPIC MOS görüntüleme kamerası ve kameralar için veri işleme ile birlikte güç
dağıtım birimlerini içerir. RGS aygıtlarının radyatörleri bulunmaktadır, bunlar
CCD dedektörlerini soğutmak için kullanılır (Şekil 3.4).
•
Teleskop Tüpü (Telescope Tube), karbondan yapılmış bir tüptür. İki büyük yük
taşıma modülü yani Odaksal Düzlem Topluluğu (FPA) ve Ayna Destek Platformu
(MSP) arasında bağlantı sağlar. Teleskop tüpü 6.80 m uzunlukta olduğundan dolayı
fiziksel olarak üst ve alt tüp olmak üzere iki bölümden oluşmuştur.
•
Ayna Destek Platformu (Mirror Support Platform, MSP), kendi platformu içinde
bulunan üç ayna topluluğu (Ayna Modülleri, giriş ve çıkış engelleyicisi (baffle),
kapılar, iki Yansımalı Kırınım Izgarasi Tayfölçeri (RGS) ızgara kasası), optik
monitörden ve iki yıldız takipçisinden oluşur.
•
Servis Modülü (Service Module-SM), Optik Monitor aygıtı yıldız takipçileri, üç xışın Ayna Modülü, uzay aracının alt sistemlerini ve uydu için gerekli kaynakları
bulunduran diğer birimleri taşır. Ayrıca servis modülüne iki adet güneş kanadı,
65
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
teleskop güneş kalkanı ve ana kollarında S-bantlı antenler servis modülünün iki
yanına bağlıdır (Şekil 3.5) (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.3. XMM uzay aracının payload’u (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.3’te RGA’lı iki X-ışın teleskobu solda görülmektedir. Topluluğun sağında,
odaksal x-ışın aygıtları görülmektedir: EPIC MOS kameralar radyatörleri (yeşil/gri koni
şeklinde), radyatörü ile EPIC PN kamera (mor) ve RGS kameraları (turuncu). Alttaki siyah
kutu ise gaz boşaltım aygıtıdır. Fotoğraf Dornier Satellitensysteme GmbH nin izniyle
yayınlanmıştır.
XMM MOS kameralara ait olan, koni şeklindeki (yeşil/gri) iki radyatör, iki MOS
teleskobun birincil odak düzlemine yerleştirilmiştir. RGS kameralarına ait termal
radyatörler, aynı x-ışın kameralarının (MOS1 ve MOS2) ikincil odaklarında yer
almaktadır. Yuvarlak delikli aygıt EPIC PN kameradır ve bu üçüncü x-ışın teleskobuna ait
tek aygıttır. Şekil 3.3’te, sol alttaki servis modülü, çeşitli teleskopları ve güneş panellerini
taşımaktadır. Bu kısım sağdaki odaksal düzlem topluluğuna bağlıdır.
XMM yük taşıma modüllerinin şematik çizimi Şekil 3.3’te görülmektedir. XMM
üzerinde bulunan toplam altı bilimsel aygıt, kısıtlanmadığı sürece eş zamanlı
çalışmaktadır. Aygıtlar birbirinden bağımsız olarak ve farklı veri toplama modlarında
çalışabilmektedir (İğdi Şen, 2008).
66
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.4. XMM Odaksal düzlem topluluğu. Altta koni şeklindeki radyatörleri ile EPIC
MOS kameralar görülmektedir. Fotoğraf Dornier Satellitensysteme GmbH’nin izni ile
yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
3.1.3. Temel özellikler
XMM in önemli özellikleri Çizelge 3.1 de görülmektedir. XMM’in temel özellikleri:
- Tüm bilimsel aygıtların eş zamanlı çalışması
Tüm
XMM
bilimsel
aygıtları
eş
zamanlı
ya
da
birbirinden
bağımsız
çalışabilmektedir (her bilimsel cihazın pozlamalarının aynı zamanda başlaması ya da
bitmesi gerekmemektedir).
- Yüksek duyarlılık
XMM, en büyük etki alanlı x-ışın teleskobudur. 1 keV enerjide toplam ayna
geometrik etki alanı her bir teleskop için 1150 cm2’dir.
- İyi açısal çözünürlük
XMM’in yüksek duyarlılığı, herbir x-ışın teleskobundaki iç içe geçmiş 58 ince ayna
kabuğu kullanılmasından kaynaklanmaktadır. Yarı maksimumdaki tüm genişlik (FWHM)
6'' (açısaniye) ve Yüksek enerji genişliği (HEW) 15'' (açısaniye) dir.
- Orta ve yüksek tayfsal çözünürlük
67
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.5. XMM servis modülünün arka kısmındaki XMM ayna modülleri. (İğdi Şen,
2008).
EPIC CCD kameraları orta tayfsal çözünürlüğe (ayırma gücü E/∆E = 20- 50), RGS
tayf ölçerleri ise daha yüksek tayfsal çözünürlüğe sahiptir (ayırma gücü E/∆E = 200- 800).
- Eş zamanlı optik/UV gözlemleri
Optik/UV teleskopları ile gözlemler, etraftaki alan görüntülendiği gibi x-ışın
teleskopları
tarafından
görüntülenen
kaynakları
izleme
ve
tanımlama
imkanı
sağlamaktadır.
- Uzun süreli hedef gözlemi
Oldukça eliptik bir yörüngeye sahiptir, bilimsel gözlemler için seçilen minimum
yükseklik 40 000 km’dir ve 40 saatten daha fazla süre ile hedefin sürekli gözlenebilmesine
imkan sağlamaktadır. Böylece kaynak değişimi incelenmekte ve gözlem verimliliği
artmaktadır (İğdi Şen, 2008).
Çizelge 3.1. XMM’in özellikleri
Aygıt
EPIC MOS
EPIC PN
RGS
OM
Bant aralığı
0.1-15 keV
0.1-15 keV
0.35 – 2.5 keV
160-600 nm
5-145 ks
5-145 ks
5-145 ks
~10-14
~8 x 10-5
24 kadir
Yörüngesel
hedef 5-145 ks
görünürlüğü
(yörünge başına)
Hassasiyet
~10-14
68
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
erg s-1 cm-2
Görüş alanı (FOV)
30'
30'
~5'
17'
PSF(FWHM/HEW)
6'' / 15''
6'' / 15''
N/A
~1''
piksel büyüklüğü
40 µm (1.1'')
150 µm (4.1'')
81 µm (9 x 10-3 Ao)
0.5''
Zamanlama
1 ms
0.03 ms
16 ms
50 ms
57 eV
67 eV
0.04/0.025 Ao
0.5/1.0 nm
çözünürlüğü
Tayfsal çözünürlük
3.1.3.1. Isısal kısıtlamalar
Isısal-elastik deformasyonları kısıtlamak amacıyla uzaysal maksimum sıcaklık
değişimi ±2oC ile, ayna modüllerindeki ayna kabuklarının ortalama sıcaklığı 20oC’de
sabitlenmiştir. Bu nedenle sistem ±2oC’den daha az sıcaklık sapmaları ile hemen hemen
izotermal (aynı sıcaklıklı) olarak korunmaktadır. Diğer taraftan Servis Modül ekipmanları
oldukça standart sıcaklık aralıkları göstermektedir ve özenli bakım ile birlikte çoğunlukla
kolaylık ve güvenirlik sağlanmaktadır.
XMM’nin ısısal dizaynı, güneş görüş açısının kısıtlı değişimi (±20o) ile XMM’in
yüksek irtifası ve uzun periyotlu yörüngesi tarafından sağlanan sabit çevre koşullarının
bütün avantajını kullanmaktadır. Gerçekten Dünya albedosu ve kızılötesi ısı akıları,
XMM’nin
yüksek
irtifalı
yörüngesinin
çok
büyük
bir kısmı boyunca ihmal
edilebilmektedir ve XMM yalnızca yörüngesinin yeryüzüne en yakın olan noktasından
geçerken (7000 km yüksekliğine indiği zaman) ısısal kararlılığı Dünya' dan
etkilenmektedir.
Maksimum 1.7 saatlik bir sürede uydu Güneş enerjisini alamadığı için, tutulma
zamanı boyunca en büyük ısısal tedirginlikler oluşmaktadır. Bununla birlikte tutulmalar
daima, gözlem için gereken minimum yüksekliğin (40 000 km) altında olmaktadır. Kalan
zaman uzay aracının sıcaklık dengesini yeniden kurması için gereklidir. Tutulmanın sebep
olduğu sıcaklık düşüşünü geri kazanmak için gereken zamanı azaltmak amacı ile, tutulma
öncesi ve sonrası destekleyici ısıtma yapılmaktadır. Tüm yörüngesel tedirginlikler ve uydu
davranış değişiklikleri ile başa çıkmak amacıyla, teleskop tüpü dış çevreden tamamen izole
edilmiştir. Değişiklikleri karşılamak için de sürekli olarak içerinin sıcaklığını ısıtıcı gücü
ayarlamaktadır (İğdi Şen, 2008).
69
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.4. Ayna modülleri
Önceki x-ışın teleskoplarına (ör: Einstein ile ROSAT) benzerlik göstermeyen
XMM’nin Şekil 3.3’teki şematik görünüşünden, yer kaplamayan, çok iyi tasarlanmış
aynalar görülmektedir. Büyük bir toplama alanı elde etmek için ayna yansıtma tekniği
kullanılmaktadır (Şekil 3.6 ve Şekil 3.7). Bu işlemde, ince nikel kabuklar oldukça parlak
miller üzerine elektrolizle konumlandırılmıştır. Her bir ayna kabuğu, parabolik ve
hiperbolik bölümden oluşmuştur. Bu şekilde Wolter I tasarımını oluştururlar. Altın kaplı
58 eş merkezli kabuk, aynı odaklı ve aynı eksenli üç ayna modülünün her birinde aynı
şekilde iç içe yerleştirilerek dizilmiştir. İki aynanın (parabolik ve hiperbolik) kullanılması,
teleskopların odak uzaklığını oldukça kısaltmaktadır ( 30 m’den 7.5 m’ye).
Aynı zamanda iki ayna, astigmatı minimize etmektedir. Wolter tasarımı, optikte
Cassegrain tasarımının x-ışın karşılığıdır. Ayna kabukları Media Lario/Kayser Threde
şirketi tarafından İtalya’da üretilmiştir.
Şekil 3.6. Wolter 1 teleskobu birincil odak (İğdi Şen, 2008).
70
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.7. Wolter 1 teleskobu ikincil odak (İğdi Şen, 2008).
Ayna millerinin bazı örnek fotoğrafları aşağıda görülmektedir (Şekil 3.8 ve Şekil
3.9). Fotoğraflarda Belçika’da yapılmış Centre Spatial de Liege (CSL) FMx ayna modülü
olarak adlandırılan uçuş modüllerinden (flight modules, FM) biri gösterilmiştir.
Şekil 3.8. XMM Ayna Modülü arkadan görünüşü. Fotoğraf D. de Chambure, XMM
Project Team’in izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
71
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.8, XMM ayna modülünün arkadan görüntüsüdür. Üzerinde 58 ayna kabuğu
monte edilmiş çark (spider) görülmektedir.
Şekil 3.9. XMM Ayna Modülü (yakın görünüş). Fotoğraf D. de Chambure, XMM Project
Team’in izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.9, XMM aynalarının yakın görüntüsüdür. Teleskop giriş penceresinin büyük
bir bölümünü açık bırakmak için, her bir ayna kabuğunun fazla kalın olmadığı
görülmektedir. Ayna kabuklarının kalınlığı, 0.5 mm’den (içteki) 1 mm’ye (dıştaki) kadar
değişmektedir. Kabuklar arasındaki uzaklık, örneğin her bir kabuk üzerine gelen ışınım
için serbest açıklık 1.8 mm (içteki) ile 4 mm (dıştaki) arasındadır.
Şekil 3.10’da, ayna modülleri 60 cm uzunluk ve 70 cm çaptadır. Engelleyici (baffle)
ile birlikte uzunluğu 80 cm’dir. Fotoğraf D. de Chambure, XMM Project Team’ın izni ile
yayınlanmıştır.
Ayna montajı Medialario Tesisinde yapılmıştır. Ayna üretim süreci birkaç adımı
içermektedir:
- Miller, elektrolize ederek biçimlendirme banyolarında katı nikelli ayna kabuklarını
üretmek için kullanılmaktadır.
- Mil, başta altın yüzeyle kaplanmaktadır. Elektrolizle biçimlendirme banyosunda,
milin üzerine konulacak nikelin, iç gerilmenin minimuma indirileceği güvenli oranı,
kontrollü bir şekilde yapılmaktadır.
72
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.10. XMM Ayna Modülü (yandan görünüş) (İğdi Şen, 2008).
- Miller oluştuktan sonra, her bir teleskobun 58 ayna kabuğu tek bir çarkın (spider)
16 çapraz teline giriş açıklığından bağlanmaktadır.
Şekil 3.11. Media Lario da Ayna Modülünün tek bir çark (spider) üzerinde bir araya
getirilmesi. Tüm ayna kabuklarının 2/3’ü bir araya getirilmiş olarak görülmektedir.
Fotoğraf Media Lario’nun izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
73
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.11’de, tek bir çark (spider) üzerinde bir araya getirilmekte olan Ayna Modülü
gösterilmiştir Testler Max Planck Panter Test Tesisinde yapılmıştır. 1997’de ilk ışık
alınmıştır (İğdi Şen, 2008).
3.1.5. X-ışın teleskopları ve aynalar
XMM-Newton teleskobunda aşağıda belirtilen birimler bulunmaktadır. Teleskobun
teknik özellikleri Çizelge 3.2’de belirtilmektedir. Teleskobun şematik gösterimi Şekil
3.12’den görülmektedir;
•
Ayna topluluğu kapısı, optikleri birleşme, fırlatma ve yörüngeye ilk girerken
korumaktadır.
•
Giriş engelleyicisi; 47o’den daha geniş açılarda görülen kaçak ışınları tutmayı
sağlamaktadır.
•
XMM-Newton kaçak x-ışın engelleyicisi (baffle), dairesel şeritlerden yapılmış iki
elek-levha şeklindedir. Ayna sistemlerin önündedir. Levhalar, 58 ayna kabuklarının
ön açıklık kesiti ile aynı hizalı ve aynı eksenli şekilde yerleştirilmiştir, tekyansımalı ışını bloke etmektedir fakat iki yansımalı ışınları bloke etmemektedir.
Her bir elek-levha, 59 dairesel şeritli ve 16 merkezden çıkan telli, 1 mm
kalınlığında bir disktir. Ayna sisteminin önünden iki elek-levhanın offset’i
sırasıyla 385 mm ve 439 mm’dir. Ayna sistemlerinin önünde bulunmaktadır. Odak
düzlem kameralarının görüş alanı içinde kaçak ışık miktarını önemli derecede
düşürmektedir ve yönlendirici (kolimatör) gibi davranmaktadır.
•
Ayna modülü,
•
Elektron engelleyicisi (baffle). Çıkış açıklığında bulunur. Düşük enerjili
elektronların aynalar yoluyla yansıtılarak Odaksal Düzlem topluluğuna ulaşmasını
engelleyen bir çevrimsel manyetik alan oluşturmaktadır.
•
İki teleskopta (MOS1 ve MOS2), Yansıtmalı Kırınım Izgara Dizisi (Reflection
Grating Array-RGA) bulunmaktadır.
•
Çıkış engelleyicisi (baffle), uygun bir ısısal ortam oluşturmaktadır.
74
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.12. Teleskop konfigürasyonu (İğdi Şen, 2008).
XMM-Newton, 7.5 m odak uzaklıklı aynı hizalı üç x-ışın teleskobu taşımaktadır. Xışın astronomisinde XMM’den önceki hiçbir uydu, onun kadar geniş toplama alanına sahip
değildir.
Çizelge 3.2. XMM-Newton teleskobunun özellikleri
Teleskop odak uzunluğu
7500 mm
Teleskop başına ayna sayısı
58
En dıştaki ayna yarıçapı
350 mm
En içteki ayna yarıçapı
153 mm
Eksenel ayna uzunluğu
600 mm
En dıştaki ayna kalınlığı
1,07 mm
En içteki ayna kalınlığı
0,47 mm
Minimum paketleme uzaklığı
1 mm
Ayna alt malzemesi
Nikel
Yansıtan kaplama
Altın
75
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Çizelge 3.3. XMM-Newton x-ışın teleskoplarının görüntüleme kalitesi
Teleskop
FWHM
HEW
FWHM
1.5 keV
HEW
8 keV
FM2 - PN
6.6''
15.1''
6.6''
14.8''
FM3 - MOS1
6.0''
13.6''
5.1''
12.5''
FM4 - MOS2
4.5''
12.8''
4.2''
12.2''
Herbir teleskop ayna modülü, görünen ve x-ışın kaçak ışığını tutan engelleyiciler ve
saptırılan yumuşak elektronlar için elektron engelleyicisinden (baffle) oluşmuştur.
Teleskopların ikisi, RGA taşımaktadır. XMM-Newton x-ışın teleskoplarının görüntüleme
kalitesi 1.5 keV ve 8 keV enerjileri için Çizelge 3.3’de görülmektedir.
XMM’nin üç x-ışın teleskobu, ~1'’den daha da iyi doğrulukla yerleştirilmiştir.
Teleskopların biri (PN) Şekil 3.13’de görülen ışık yolunu izlemektedir. Gelen fotonlar
küçük açılarda iki kez yansıyarak (ilk önce parabolik sonra hiperbolik aynada) ikinci
aynanın odak düzleminde odaklanmaktadır.
MOS1 ve MOS2, ışığının yolunda yer alan ızgaraya (RGA) sahiptir (Şekil 3.14).
Gelen ışığın %45’i yüksek çözünürlüklü tayf için ikincil odaktaki kamera üzerine
gönderilmektedir. Çok katmanlı ızgaralı aynalar tarafından odaklanarak gelen ışığın
%42’si, birincil odaktaki kamera üzerine yönlendirilmektedir. Burası gelen ışınımın EPIC
kamera ile kaydedildiği yerdir. Kalan %13 ise, RGA destek yapısı tarafından
soğurulmaktadır. Optik topluluğun iki farklı türünün şematik gösterimi aşağıdaki Şekil
3.13 ve Şekil 3.14’te gösterilmiştir (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.13. RGS’siz bir XMM X-ışın teleskobunda (PN) ışığın yolu (İğdi Şen, 2008).
76
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.14. Izgaralı (RGS) iki XMM teleskobunda (MOS1 ve MOS2) ışığın izlediği yol
(İğdi Şen, 2008).
3.1.5.1. Optik dizayn
Optik dizayn, 7 keV bölgesindeki önemli parçacıklar ile geniş bir enerji aralığındaki
en muhtemel etki alanını elde etme gereksiniminden ortaya çıkar. Böylece ayna sistemi,
yüksek enerjilerde yeterli yansımayı sağlamak için 30 açı-dakikalık dar yansıma açısı
kullanmaktadır.
Normal aynalar x-ışınlarını yansıtmada oldukça kullanışsızdır. Bunun yerine eğri
aynalar kullanılmaktadır. X-ışınları bir seri boyunca odaklanmış olan eğri aynalara
dokunarak hızla geçerek odaklanırlar. Bunu başarmak zordur. X-ışınlarının sadece küçük
bir kısmı teleskoba girerek eğri aynalardan yansımaktadır ki bu yüzden uzaydaki xışınlarının detaylı bir fotoğrafını elde etmek zordur.
Ayna etki alanı 17 ile 42 açıdakika aralığındadır, böylece ayna modülleri 17-42 açıdakikalık çok dar yansıma açıları kullanmaktadır ve bu, yüksek x-ışın enerjilerinde geniş
etki alanı sağlamaktadır. Altın kaplı aynalar, 31-70 cm çap aralığındadırlar. Herbir
teleskobun etki alanı 1 keV‘ta, 1400 cm2‘dir.
Yansıtma etkili optiklerde, bir miktar ayna gömülerek etki alanı arttırılmakta ve
böylece en olası şekilde ön açıklık doldurulmaktadır. Daha ince ayna kabukları ile daha dar
kabuklar aralıklı dizildiğinde toplama alanı genişlemektedir.
En küçük aynanın kalınlığı 0.47 mm iken ve bu aynanın çapı 306 mm’dir. 700 mm
çaptaki aynanın kalınlığı 1.07 mm’dir. Bitişik kabuklar arasındaki minimum radyal
ayrılma 1 mm’dir. Daha fazla kabuk ekleme, daha da verimsiz toplama alanı
oluşturmaktadır (İğdi Şen, 2008).
77
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.5.2. Ayna performansı
Her bir ayna modülünün performansı; görüntü kalitesi, etki alanı ve kaçak ışığı
engelleme verimine bağlıdır (İğdi Şen, 2008).
3.1.5.2.1. Görüntü kalitesi x-ışın nokta-yayılma fonksiyonu
XMM’nin esas güçlü noktalarından biri görüntü kalitesidir: on-axis nokta-yayılma
fonksiyonlu (PSF) merkez, dardır ve çok geniş enerji aralığı (0,1 - 10 keV) üzerinde az
miktarda değişmektedir (Dahlem, M., 1999). Teleskop görüş alanının ortasındaki
genişlemiş kaynaklar, 5'' açı saniyesi uzaysal çözünürlükle incelenebilmektedir (İğdi Şen,
2008).
3.1.5.2.2. XMM aynalarının etki alanları
Ayna performansının ikinci kritik ölçüsü, etki alanıdır, Ae, yani farklı foton
enerjilerinden gelen ışınımı toplamak için aynaların yansıtma gücüdür.
XMM-Newton teleskoplarının tasarımcıları, yüksek enerjilerde (7 keV) alan
çıkarmaksızın, düşük enerjilerde (2 keV) maksimum alan elde etmektedirler. XMM
aynaları 0.1-10 keV aralığında daha çok verimlidir. 1.5 keV civarında maksimum verim
ve 2 keV’a yakın kısım güçlü kenardır. Bu tasarımın amacı her bir teleskop için 10 keV’da
350 cm2, 7 keV’da 900 cm2, 2 keV’de 1500 cm2 ve 150 eV’a kadar enerjiler için 1900 cm2
bir toplama alanı elde etmektir (İğdi Şen, 2008).
3.1.5.2.2.1. On-axis (eksen doğrultusundaki) etki alanı
On-axis kaynaklar için, yüksek enerji fotonları, teleskobun içteki ayna kabuklarının
yakınında odaklanmaktadır. XMM’deki üç ayna modülünün on-axis etki alanı
birleştirilerek, diğer x-ışın uydularından birkaçının toplam ayna etki alanlarının
karşılaştırılması Şekil 3.15 ve Şekil 3.16’da gösterilmiştir. XMM aynalarının 0.1-10 keV
enerji aralığında daha etkili olduğu şekillerden anlaşılmaktadır. On-axis gözlemde kaynak
dedektörün merkezindedir. İki MOS un etki alanları PN’inkinden daha düşüktür, çünkü bu
dedektörler üzerine gelen ışınımın bir kısmı RGA’lar tarafından engellenmektedir (İğdi
Şen, 2008).
78
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.15. XMM ayna modüllerinin etki alanının diğer x-ışın uyduları ile kıyaslaması
(lineer ölçek) (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.16. XMM ayna modüllerinin etki alanının diğer x-ışın uyduları ile kıyaslaması
(logaritmik ölçek) (İğdi Şen, 2008).
3.1.5.2.2.2. Off-axis (eksen doğrultusu dışında) etki alanı
X-ışın PSF’lerin sadece şekli değil, aynı zamanda aynaların etki alanı da, aynaların
30' görüş alanı içindeki off-axis açısının fonksiyonudur. Artan off-axis açısı ile, teleskoba
giren fotonların daha da azı odak düzlemine ulaşmaktadır. Off-axis açısı, dedektör merkezi
ile kaynak arasındaki açıdır (İğdi Şen, 2008).
79
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.5.2.3. Kaçak ışığın geri çevrilmesi
Ayna performansının üçüncü kritik parametresi yukarıda belirtildiği gibi, kaçak
ışığın engellenme verimidir.
Görüş alanı dışından 20' ve 80' arasındaki off-axis açıdaki kaynağın x-ışınları,
hiperbolün son kısmından tekil yansıma ile odaklayıcı düzlem topluluğunda duyarlı alana
ulaşabilmektedir. Parabollerin herhangi birinden sadece birkez yansıyan ışınlar, ayna
kabuklarının yakın dizilişinden dolayı ayna topluluğunu terk edemezler. Elek-levha
sisteminin verimi, ışını ortaya çıkarır ve odak düzlemindeki konuma bağlı olarak kaçak
ışık seviyesini gösterir.
XMM ayna modülleri, x-ışın engelleyicisi olmasaydı, tüplere kaçak x-ışın ışığının
girmesini engelleyemeyerek kaliteyi düşürecekti. Bu etki, gökyüzünün 30'’lık alanının
görüntüsünün bu alanın dışında kalan x-ışın kaynakları tarafından üretilen dağınık arkaplan
ışığı nedeniyle kirlenmesidir. EPIC’de x-ışın kaçak ışığı, hiperbol aynadan geçerek tek tek
yansıyan ışınlar ve kameranın duyarlı alanına ulaşan odaklanmamış ışınlar sebebiyle
üretilmektedir. X-ışın engelleyicisi bu yansıyan ışınları engeller. Eş merkezli halka
şeklinde delikten yapılmış iki elekten oluşan x-ışın engelleyicisi, 85 mm ve 145 mm’de
aynaların önünde yer almaktadır. Bu tasarım, her bir aynanın halkalı açıklığına, on-axis
ışınların engellenmeden girebileceği şekildedir. Geniş off-axis açılı ışınların çoğu
engellenmektedir ve tek tek hiperbol aynadan yansıma yolu ile dedektörlere
ulaşamamaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.1.6. Avrupa Foton Görüntüleme Kamerası (European Photon Imaging
Camera, EPIC)
XMM-Newton uzay aracı
Teleskopların odak düzleminde Avrupa Foton
Görüntüleme Kamerası (EPIC, European Photon Imaging Cameras ) içeren en iyi odaklı üç
x-ışın CCD kamerası taşımaktadır. XMM-Newton uzay aracının iki x-ışın teleskobu, EPIC
MOS ön aydınlatmalı yedi tane Metal Oksit Yarı-iletken (Metal Oxide Semiconductor)
CCD çip dizisi (MOS kameralar olarak adlandırılmaktadırlar) ve üçüncü kamera ise EPIC
PN olarak isimlendirilen farklı CCD kamerası bulunmaktadır. EPIC PN hızlı veri çıktılı ve
yüksek algılama sağlayan arka aydınlatmalı PN-CCD dizisidir. X-ışın fotonu CCD’ye
çarptığında, gelen fotonun enerjisi ile orantılı miktarda çukurlar ve elektron çiftleri
oluşmaktadır. CCD’nin veri çıktısı, ortaya çıkan her bir x-ışın fotonunun varış zamanını,
konumunu ve enerjisi bilgisini vermektedir.
XMM
EPIC kameraları 30'’lık (açı
dakikalık) görüş alanı (FOV, Field of view) ve 0.1-15 keV’luk enerji aralığı, orta tayfsal
ayırma gücü (E / ΔE ~20 – 50) ve iyi açısal ayırma gücü ile oldukça hassas görüntülü
80
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
gözlem sağlamaktadır. Görüntüleme modunda zaman çözünürlüğü, MOS için 0.3-2.6 s,
PN için ise 6-200 ms’dir. MOS kameralar, x-ışın teleskoplarının ikisinin (MOS1 ve
MOS2) arkasına yerleştirilmiştir ve bunlar Yansımalı Kırınım Izgarası Tayf Ölçerlerinin
(RGS) ızgaraları ile donatılmıştır. RGS’lerden dolayı gelen akının sadece ~ % 42’si MOS
kameralara ulaşırken, üçüncü x-ışın teleskobundan (PN) geçen ışık engellenmeden CCD
kameraya ulaşmaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.1. EPIC MOS ve PN kameralarının odak düzlem yapılarının kıyaslaması
Şekil 3.17. EPIC kameraların iki türünün görüş alanı. EPIC MOS (soldaki) ve EPIC PN
(sağdaki). Taralı daireler 30' çaplı alanı göstermektedir.
Şekil 3.17’de, dedektörlerin yerleşimi ve x-ışın teleskop görüş alanı gösterilmiştir.
Taralı daireler 30' açı-dakikası çaplı alanı göstermektedir. EPIC MOS kameraları herbiri
10.9 x 10.9 açı dakikası alanına sahip 7 CCD’den; EPIC PN kamerası her biri 13.6 x 4.4
açı dakikası alanına sahip 12 CCD’den oluşmaktadır.
- XMM’de bulunan iki EPIC MOS kamerası birbirlerine göre 90o dönebilmektedir.
- MOS çip setleri arasındaki renksiz bölgeler, dedektör kenarlarından dolayı
kullanılmayan alanlardır.
- Tüm EPIC CCD’ler foton sayım modunda çalışmaktadır ve olay (event) listeleri
üretmektedirler. Bir olay (event) listesi, alınan fotonun X ve Y pozisyonlarını, alış
zamanını ve enerjilerini satır satır yazan bir tablodur (İğdi Şen, 2008).
81
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.6.2. EPIC kameraların iki türü: MOS ve PN
EPIC kameranın iki çeşidi de farklı yapıdadır. Sadece PN ve MOS’un çiplerinin
dizilişi değil, aynı zamanda çıktı zamanları da birbirinden farklıdır. PN’nin çiplerinin
çıktısı MOS kameralarınkinden daha hızlıdır, kendi çıktı düğümüne (node) sahiptir. Başka
bir önemli fark, MOS çipleri ön aydınlatmalıdır. Bu dedektör kuantum verimini
etkilemektedir (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.2.1. MOS CCD kameralar
MOS Kamera, Leicester Üniversitesi (CCD’ler ve kamera başı), Birmingham
Üniversitesi (Isı kontrol sistemi) ve CEN Saclay Astrofizik Merkezi tarafından (kontrol ve
olay tanımlama elektronikleri) ortaklaşa yapılmıştır. Herbir kamera 600 x 600 piksel olan 7
CCD çip dizisinden oluşmaktadır. Çipler yapılıp Şekil 3.18’de görülen kalıp içine tek tek
yerleştirilmektedir. Bu, XMM’nin ilk odağındaki geniş görüş alanını sağlamaktadır.
Merkezi çip, çevresindeki 6 çipten daha da geride bulunmaktadır (sadece birkaç milimetre)
(İğdi Şen, 2008).
3.1.6.2.1.1. EPIC MOS çip geometrisi
Şekil 3.18’de görüldüğü gibi, MOS dizisi 7 tane özdeş, ön aydınlatmalı çipten
oluşmaktadır. Her bir CCD eş düzlemli değildir, ancak birbirine göre dengelidirler. Wolter
teleskoplarının odak düzlemi çok az eğridir. Merkezdeki CCD on-axis’tir ve etrafındaki 6
CCD, merkezdeki CCD’ye daha iyi yaklaşmak için, eğri odak düzlem yüzeyine
yerleştirilmiştir. Her bir CCD, topluluktan kolayca çıkarılabilmektedir. Şekil 3.18’den
ayrıca, CCD’yi dıştaki elektroniğe bağlamak için kullanılan kolay bükülür baskılı devre de
görülmektedir.
EPIC MOS çip dizisinin numaralandırılmış şeması, her bir çipin dizilişini ve
dedektör koordinatlarının yönlerini belirtmektedir (Şekil 3.19). Şekil 3.19 aynı zamanda,
MOS çipleri, bir sonraki pozu almadan önce çip dinleniyorken, çıktı düğümleri (node)
içinden bilgi gönderilmeden önce geçici veri depolama için tasarlanmış bir bellek
bölgesine sahiptirler. MOS kameraları RGS aygıtlarını da taşıyan x-ışın teleskoplarının
üzerinde monte edildiği için, gelen ışığın sadece %42’sini almaktadır (İğdi Şen, 2008).
82
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.18. XMM EPIC MOS CCD çip dizisi. MOS CCD dizilerinin mekanik yerleşimi
görülmektedir. Fotoğraf D. de Chambure, XMM Project Team ın izni ile yayınlanmıştır
(İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.19. EPIC MOS kamerası içindeki koordinat sistemi tanımlaması ile
numaralandırma (İğdi Şen, 2008).
83
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.6.2.2. PN CCD kamera
PN kamera CCD, tek bir yonga üzerinde 6 x 2 çipli olarak üretilmişlerdir. MOS
kameradaki gibi daha sonra birleştirilmemiştir. Her çip 64 x 200 piksellidir, PN kamera 7
MOS çipe benzer boyutla kare görüş alanı sunmaktadır. Çip dizisi kamera elektroniğini
taşıyan elektronik ana kart içine gömülüdür (Şekil 3.20 ve Şekil 3.21). EPIC PN kamera
Max-Planck Enstitüsü ve Tübingen Enstitüsü tarafından imal edilmiştir (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.20 . XMM EPIC PN CCD’leri. Herbiri 64x200 piksel olan, 6x2 çipli XMM EPIC
PN tek yongalı CCD dizisi. Fotoğraf, MPE Halbleiter-Labor, Garching’in izni ile
yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.2.2.1. EPIC PN çip geometrisi
PN çip dizisi, 12 CCD çipi taşıyan tek bir yonga üzerinde bulunan kameradır. PN
çip dizisinin numaralanmış şeması, her bir çipin koordinat yapıları ve dedektör
koordinatlarının yönlerini göstermektedir (Şekil 3.22) (İğdi Şen, 2008).
84
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.21. PN CCD’si (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.22. EPIC PN kamerası içindeki koordinat sistemi tanımlaması ile numaralandırma
(İğdi Şen, 2008).
3.1.6.3. EPIC kameraların bilimsel davranış şekli
EPIC kameralar, çeşitli veri toplama modlarına imkan sağlamaktadır. Merkezdeki
MOS CCD bağımsız olarak çalışabilmekte iken, 6 CCD’li dış yapı MOS standart
görüntüleme modunda çalışmaktadır. PN kamera CCD lerde, tüm çeyrek bölümler ortak
çalışabilmekte veya bir çeyrekteki tek bir CCD bağımsız olarak çalışabilmekte ve böylece
tüm CCD’ler her zaman veri toplayabilmektedir (İğdi Şen, 2008).
85
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Çizelge 3.4. Bilimsel veri toplama modları
1-
Tüm pencere
Tüm CCD lerin tüm pikselleri bilgi göndermekte, böylece tüm görüş alanı
gözlenebilmektedir.
EPIC kameraların her iki türü için, CCD lerin biri bilimsel veri toplamanın
Kısmi Pencere
2-
farklı modunda çalışabilmektedir. CCD çipinin sadece o bölgesi veri
göndermektedir.
İki- boyutlu görüntüleme yapılmamaktadır, fakat CCD çipinin üzerinde
3-
Zamanlama
önceden tanımlanmış bir alanda, bir boyutlu satıra yüksek hızda veri
gönderilerek birikmektedir.
Patlama (sadece
4-
PN)
EPIC PN kameranın, çok yüksek zaman çözünürlüğü, fakat çok düşük iş
çevrimi ile çalışmaktadır, zamanlama modunun özel bir türüdür.
Çizelge 3.5. EPIC’in Bilimsel veri toplama modları
Tanım
EPIC MOS Modu
1-
Tüm pencere
2-
Kısmi Pencere
Tüm 7 çip üzerinde tüm görüş alanı; düşük zaman çözünürlüğü (3 s.)
Merkezi çipin bir kısmı 2-D modda veri göndermekte; çeşitli kısmi
pencere büyüklükleri mümkündür.
Merkezi çip 2-D modda veri göndermemekte, fakat veri hızlı ışık ölçümü
3-
Zamanlama
(1.5 ms’ye kadar) için kullanıcı tanımlı piksel alanı üzerinde tek boyutlu
satır olarak birikmektedir.
EPIC PN Modu
1-
Tüm pencere
2-
Kısmi Pencere
3-
Zamanlama
Tanım
Tüm çipler üzerinde tüm görüş alanı; oldukça düşük zaman
çözünürlüğü (70-250 ms.)
Artan zaman çözünürlüğü ile dizi kısımları üzerinde 2-D görüntü
çıktısı; çeşitli kısmı pencere büyüklükleri mümkündür.
Bir çipten bilgi, çıktı gönderilmeden önce 1-D satır içine
yığılmaktadır; 30 µs’lik maksimum zaman çözünürlüğü
Oldukça yüksek zaman çözünürlüğü ile (7 µs’ye kadar),
4-
Patlama (sadece PN)
zamanlama modunun özel bir durumudur, fakat aynı zamanda %3
çalışma zamanı ile çok düşük bir iş çevrimidir.
86
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Çizelge 3.6. EPIC in bilimsel Modları için temel sayılar
Maksimum Sayım
MOS (Merkez
CCD; piksel)
Zaman
Maksimum Sayım Oranı
Oranı
Çözünürlüğü
(total ) [s - 1 ]
(Akı) nokta,kaynak
[ s-1 ] ([mCrab)]
Tüm Pencere
(600x600)
Tüm Pencere 2
düğüm (600x600)
Tüm Pencere
(100x100)
Tüm Pencere
(300x300)
Tüm Pencere
(600x600)
Yenilenen frame
belleği
Kısmi Pencere
(100x100)
Kısmi Pencere
(300x300)
Zamanlama
2.5 s
700
0.70 {0.24}
1.4 s
1250
1.30 {0.45}
0.4 s
125
0.9 s
500
1.8 {0.6}
0.2 s
9000
10 {3.5}
0.2 s
250
10 {3.5}
0.7 s
600
2.5 {0.9}
1.5 ms
N/A
100{35}
5 {1.7}
1 ms -2.8 s
Maksimum Sayım
Pn (dizi yada 1
Zaman
CCD: pixels)
Çözünürlüğü
Maksimum Sayım Oranı
(total ) [s
-1
]
Oranı
(Akı)nokta,kaynak
[ s-1 ] ([mCrab)]
Tüm Pencere
(400x384)
Tüm Pencere
extended
Büyük kısmi
73.4 ms
1000(total)
0.28 s
300
1500
6 ms
1500
0.03 ms
N/A
45 (200)
7 µs
N/A
60000 (6300)
Pencere (64x64)
Zamanlama
Patlama
2 (0.26)
48 ms
Pencere (200x256)
Küçük kısmi
8 (0.9)
20 (2.1)
130 (14)
87
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
EPIC’in Bilimsel veri toplama modları Çizelge 3.4’te açıklanmaktadır. EPIC MOS
ve PN’nin bilimsel veri toplama modları Çizelge 3.5’te ayrı ayrı belirtilmektedir. Çizelge
3.6’da EPIC MOS ve PN’nin bilimsel modları için temel sayılar verilmektedir.
Çizelge 3.7’de gözlem sırasında kullanılan pencere boyutları ve zaman
çözünürlükleri hakkında bilgi verilmektedir. MOS CCD’nin her bir frame’inde ~2 foton ve
her bir PN CCD frame’inde ise 0.5 foton bulunmaktadır. Kameraların iki türü arasındaki
büyük farklardan biri PN çip dizisinin yüksek zaman çözünürlüğüdür. Hızla değişen
hedeflerin yüksek hızlı fotometrisi bu kamera ile yapılabilmektedir. Zamanlama modunda
30 µs. ve Patlama modunda 7 µs. minimum zamanına inebilmektedir (İğdi Şen, 2008).
Çizelge 3.7. XMM’de gözlem sırasında tercih edilen pencere boyutları ve zaman
çözünürlükleri
Pencere 1
Pencere2
Pencere3
Pencere4
Pencere5
Pencere6
Zaman Çözünürlüğü
(saniye)
Adı
Pencere Boyutu
(Aktif Pikseller)
Tüm Pencere 2 Nodes
600x600
1.4
100x100
0.4
300x300
1.5
600x600
Seçilebilir
(1 ms-2.8 s)
100x100
0.1
300x300
0.6
Küçük Pencere 1
Node
Büyük Pencere
Yenilenen frame
Belleği (ölü zamanla)
Küçük Pencere l Node
Serbest Çalışma
Büyük Pencere l Node
Serbest Çalışma
Açıklamalar:
Yenilenen frame belleği (RFS): İçerdeki CCD’nin (600 x 600) tümünden veri
toplamak gerektiğinde kullanılmak üzere tanımlanmıştır. Ancak, belirgin yığılmadan
dolayı foton akı oranı çok yüksektir, bu nedenle Yenilenen frame belleği moduna
başvurulabilir (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.4. EPIC kuantum verim oranları
EPIC kameraların etki alanı belirlendiği zaman hesaba katılması gereken
faktörlerden biri, onların kuantum verim oranıdır (QE). EPIC CCD nin her iki türünün
88
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
QE’si foton enerji fonksiyonu olarak Şekil 3.23’te görülmektedir. PN kamera 15 keV’luk
yüksek verimli fotonları saptayabilmektedir (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.23. EPIC CCD çiplerinin (PN ve MOS) iki türünün foton enerjisi fonksiyonuna
göre Quantum etkileri (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.5. EPIC filtreleri
Özellikle geçiş bandının düşük enerjili kısımlarında, EPIC etki alanındaki önemli
olan bir diğer faktör ise ışığı bloke eden filtrelerdir. EPIC CCD’ler sadece x-ışın
fotonlarına duyarlı olmadığı için, aynı zamanda kızılötesi (IR), görünen ve morötesi (UV)
ışığa da duyarlı olduğundan filtreler kullanılmaktadır. Bu nedenle, bir astronomik hedef
yüksek x-ışın akı oranına sahip olabilir ancak; alınan x-ışın sinyalinin diğer dalga
boyundaki fotonlar tarafından kirlenmiş olma olasılığı vardır. Böylece verinin analizinin
sonucu çeşitli hatalara neden olabilecektir. Bu gibi hataları önlemek için EPIC kameralar
filtreler içermektedir. Şekil 3.24 MOS kameraların, Şekil 3.25 ise PN kameralarının her
iki türünün yumuşak x-ışın cevabına farklı filtrelerinin etkisini göstermektedir.
Ölçümlerdeki tüm senaryolar için, optik ışık kirliliğini minimuma indirecek olan
“kalın” bloke etme filtresinin kullanımı, yumuşak x-ışın enerji cevapları için gerekli
olmaktadır. Her bir EPIC kamerada dört farklı filtre kullanılabilmektedir. Kalın, orta, ince
ve açık.
-Kalın Filtre: Hedefin beklenen görülebilir parlaklığı, EPIC’in çözünürlüğünü ve
enerji ölçeğini azaltacaksa kullanılmaktadır. Oldukça kırmızı ya da oldukça mavi renkler
(örneğin M tayf türü yıldızları) parlaklıkta 3 kadir kadar sönüklük meydana getirir.
89
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
-Orta Filtre: Kalın filtreden yaklaşık 103 daha az verimlidir, bundan dolayı bu
filtrenin kullanımı mv=8-10 kadir gibi parlak nokta kaynaklardan optik kirliliği önlemede
faydalıdır.
-İnce Filtre: Kalın filtreden yaklaşık 105 daha az verimlidir, bundan dolayı bu
filtrenin kullanımı, kalın filtre sınırlarına uygun olandan daha sönük, yaklaşık mv=14 kadir
optik parlaklıklı nokta kaynaklar ile sınırlıdır.
-Açık Filtre: Geçiş bandındaki çok yumuşak fotonları tespit etmek amacı ile
kullanılmaktadır. Yaygın burçlar ışığı bile ölçülebilir optik ışık kirlenmesine yol
açmaktadır. Bu nedenle açık pozisyonda gözlem SOC tarafından önerilmemektedir.
Genelde seçilen filtre, birçok gözlem için daha duyarlı olan ince filtredir (İğdi Şen,
2008).
Şekil 3.24. Optik bloke etme filtrelerinin her biri ve açık (filtresiz) pozisyon için EPIC
MOS etki alanı (İğdi Şen, 2008).
90
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.25. Optik bloke etme filtrelerinin her biri ve açık (filtresiz) pozisyon için EPIC PN
etki alanı (İğdi Şen, 2008).
3.1.6.6. EPIC arkaplanı
EPIC arkaplanı, iki kısma ayrılmaktadır: Kozmik x-ışın arkaplanı (dıştaki x-ışınları)
ve cihaz arkaplanıdır (iç). Cihaz arkaplanı dedektör gürültü kısmına girer, dedektör ve
dedektörlerin çevresindeki yapıların etkileşimi nedeniyle oluşabilmektedir, düşük
enerjilerde (200 eV altında) önemlidir. Arkaplanlar duyarlılığı etkilemektedirler (İğdi
Şen, 2008).
3.1.7. RGS - Yansımalı kırınım ızgarası tayf ölçeri (Reflection grating
spectrometer)
XMM x-ışın teleskoplarının ikisi (MOS1 ile MOS2) RGS birimi içermektedir.
XMM bilimsel aygıtları arasında RGS, 0.35 – 2.5 keV (5-35 Ao) enerji aralığındaki yüksek
çözünürlükte (E/∆E = 200-800) x-ışın tayfı sağlamaktadır.
RGS’nin bulunduğu enerji aralığında özellikle x-ışın emisyon çizgileri çok sık
bulunmaktadır, böylece RGS salınan maddenin bileşimini araştırmak için birçok teşhis
imkanı sağlamaktadır. Ör: Fe ve Ni gibi ağır elementlerin L kabuk geçişleri ile N, O, Ne,
Mg ve Si gibi daha hafif elementlerin K kabuk geçişleri.
91
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Çizelge 3.8. RGS aygıtlarının performansları
RGS 1
Etki Alanı (cm2)
-1
Çözünürlük (kms )
Dalgaboyu Aralığı
10 Å
15 Å
35 Å
10 Å
15 Å
35 Å
1. Sıra
51
61
21
53
68
25
2. Sıra
95
15
31
19
1. Sıra
1700
1200
1900
1400
2. Sıra
1000
700
1200
800
Birim Büyüklüğü (bin size)
[3x3 (27µ)2 piksel]
600
1. Sıra
5 - 38 Å (0.35 – 2,5 keV)
2. Sıra
5 - 20 Å (0.62 – 2,5 keV)
Dalgaboyu Kesinliği
Dalgaboyundaki Sapma
RGS 2
700
±8 mÅ
+ 1.5 mÅ
-1.6 mÅ
2.5 açı saniyesi (dağılma yönüne karşı)
7 - 14 mÅ (dağılma yönünde, 1.sıra)
RGS, RGA (Yansımalı Kırınım Izgara Dizisi (Reflection Grating Arrays))
ve
RFC’leri (RGS Odaklayıcı Kameralar (RGS Focal Cameras, RFCs)) içermektedir.
Bir RGS, 5 açı-dakikalık görüş alanı kaplamaktadır. İki RGS’nin 15 Ao (0.83 keV)
civarında, etki alanı yaklaşık 150 cm2’dir. RGS1 ve RGS2’nin etki alanı, cözünürlük,
dalgaboyu bilgileri Çizelge 3.8’de verilmektedir (İğdi Şen, 2008).
3.1.7.1. RGA - Yansımalı kırınım ızgara dizisi (Reflection grating array)
RGA’larda ızgara tabakalar, ortalama 1 mm’de 645.6 çizgi içermektedir. RGA’lar
birincil odaklarındaki EPIC MOS kameralarla birlikte x-ışın teleskobunun ışık yolunda yer
almaktadırlar.
Herbir RGA, ayna modülü tarafından odaklanmış toplam x-ışınlarının
~%58’ini engellemektedir. XMM, RGA’lar bulunan ilk uydudur.
Şekil 3.26 ve Şekil 3.27, XMM – RGA’nın (Yansımalı Kırınım Izgara Dizisi) bir
görünüşüdür. RGA, ayna modülünün arkasındaki çıkıntılar üzerine yerleştirilmiştir.
XMM‘nin iki teleskobunun taşıdığı iki RGS içindeki ışık, RGA’lar ile ayna modülleri
arkasında durdurulmaktadır. RGA’lardaki arka taraftan aydınlatma, fotoğrafik olarak, iyi
bir gökkuşağı modeli üreten ızgaraların ayırma gücünü arttırır (İğdi Şen, 2008).
92
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.26. Ayna modülü üzerine yerleştirilmiş RGA. Fotoğraf D. de Chambure, XMM
Project Team ın izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.27. Optik ışık ile aydınlatılmış RGA. Fotoğraf D. de Chambure, XMM Project
Team’in izniyle yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
93
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.7.2. RFC - RGS odaklayıcı kameralar (RGS focal camera)
RFC’ler, 9 MOS CCD çipli doğrusal diziden oluşurlar (EPIC MOS kameralardaki
gibi), RFC’ler RGA’ların doğrultusu boyunca yer almaktadır. Optik ve UV ışığı
engellemek amacıyla, görüntü alınan (açık) kısmı alüminyum kaplanmıştır. 1024 x 768 (27
µm)2 piksele sahiptir, yarısı (1024 x 384) gökyüzünü pozlamaktadır, diğer yarısı depolama
yeri (bellek) olarak kullanılmaktadır.
RGS Odaklayıcı Kameranın (RFC) Testi, Panter tesislerinde yapılmaktadır.
RFC’lerin sıcaklık kontrolü, onun mekanik ve termal yapısının sonundaki radyatör ile
yapılmaktadır. Radyatörüler, fotoğraflarda gri yüzeyler olarak görülmektedir. Şekil 3.28,
XMM-RGS mekanik/termal yapısını göstermektedir. Yapının üstündeki koyu gri kısım
radyatörüdür. CCD dedektörleri, ortadaki sarı renkteki kutu içinde yer almaktadır. Giriş
açıklığı aşağıdan olan engelleyici (baffle), alttaki koyu mavi kutudur (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.28. RGS’nin Yapısal Termal Modeli (Structural Thermal Model (STM)). Fotoğraf
Paul Scherrer Institut’un izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
94
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.29. RGS’nin şematik gösterimi (İğdi Şen, 2008).
3.1.7.2.1. RFC (RGS odaklayıcı kamera) çip dizisi
Şekil 3.30. MOS CCD’li RFC çip dizisi (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.29, RGS’nin şematik gösterimidir. Şekil 3.30 ise, RFC’deki çip geometrisinin
şematik görünüşüdür. Her bir CCD’nin yarısı gökyüzünü pozlarken diğer yarısı depolama
(bellek) alanı olarak kullanılmaktadır. On-axis gözlenen bir kaynağın -1. sırasının tayfı,
soldaki çip üzerinde başlar. Uzanım yönü z-ekseni yönüdür. Böylece daha yüksek enerjiler
daha büyük Z değerlerinde yer alır. Sol yandaki çip, 1 değerine sahiptir (koordinat
95
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
ekseninin solundaki düşük Z’li), sağ yandaki çip ise 9 değerine sahiptir. Bir on-axis
kaynak için, her bir çip Çizelge 3.9’da listelenen enerji aralıklarını kapsar (İğdi Şen, 2008).
Çizelge 3.9. Bir on-axis kaynak için RGS çiplerinin kapladığı dalgaboyu ve enerji aralığı
Çip no
Enerji Aralığı (eV)
Dalgaboyu aralığı (Ao)
-1. sıra
-2. sıra
-1. sıra
-2. sıra
1
328.2 - 374.3
656.4 - 748.7
37.78 - 33.12
18.89 - 16.56
2
374.9 - 432.4
749.9 - 864.8
33.07 - 28.67
16.53 - 14.34
3
433.1 - 506.1
866.3 - 1012.3
28.62 - 24.50
14.31 - 12.25
4
507.1 - 602.2
1014.2 - 1204.5
24.45 - 20.59
12.22 - 10.29
5
603.5 - 731.6
1207.0 - 1463.1
20.54 - 16.95
10.27 - 8.47
6
733.3 - 913.2
1466.6 - 1826.4
16.91 - 13.58
8.45 - 6.79
7
915.7 - 1183.5
1831.4 - 2367.0
13.54 - 10.48
6.77 - 5.24
8
1187.4 - 1622.0
-
10.44 - 7.64
-
9
1628.6 - 2440.2
-
7.613 - 5.08
-
3.1.7.3. RGS ızgara sıralanışı
Çizelge 3.10. RGS’nin farklı ızgara sıralarındaki enerji aralıkları (2.5 keV üst limittir)
Sıra
Enerji aralığı (keV)
-1
0.35 - 2.5
-2
0.62 - 2.5
-3
1.20 - 2.5
RGS’nin kapladığı enerji aralıkları Çizelge 3.10’da ızgara sırasına bağlı olarak
listelenmektedir. X-ışınları, yüksek verimlilik için, önce -1 sonra -2 tayfsal sırası ile
yansımaktadırlar, böylece gözlemlerin çoğunluğundan yararlı veri üretilmektedir. -3.
sıradaki sayma oranları, -2’dekinden yaklaşık 8 kat daha azdır. Bir kaynağın tayfının,
RGS CCD çipleri üzerindeki kesin yeri, x-ışın teleskoplarının görüş alanı içindeki
kaynağın yerine bağlı olarak değişir (İğdi Şen, 2008).
3.1.8. Optik Monitor (OM)
XMM aynı zamanda, x-ışın teleskopları ile aynı doğrultulu, küçük ancak güçlü 30
cm’lik Optik/UV teleskobu bulundurmaktadır. Bir bölgeyi x-ışınları ve Optik/UV ile eş
zamanlı gözleyebilme imkanı sağlayan ilk X-ışın gözlemevidir (önceki uydu
96
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
gözlemevlerinde bulunmayan). OM’nin önemli özelliklerinin bir kısmına Çizelge 3.11’de
yer verilmiştir.
Küçük boyutuna rağmen uzayda atmosferik sönümleme ve kırınımın bulunmayışı
nedeniyle etkili bir cihazdır. X-ışın kaynaklarının düşük çözünürlüklü grism tayfı veya
yüksek zaman çözünürlüklü ışık ölçümü elde edilebilmektedir. Dedektörlerin oldukça
hassas olmasından dolayı, OM optik 10 kadir’den daha parlak kaynakların gözlemleri için
kullanılamaz (İğdi Şen, 2008).
Çizelge 3.11. Optik Monitörün (OM) özellikleri
Toplam Band Genişliği
180 - 600 nm (optik ve UV dalgaboyları)
Tayfsal Band Genişliği
180 - 600 nm
Hassaslık Seviyesi
24 kadir
Görüş Alanı
17' (açıdakika)
Piksel Büyüklüğü
0.476513 açısaniye/pixel
PSF (FWHM) (açısal çözünürlük)
1'' (açı saniye)
Zamansal Çözünürlük
0.5 s
Tayfsal Çözünürlük
0.5/1 nm
Parlaklık limiti
mv=10 kadir
3.1.8.1. OM teleskobu
OM teleskop tüpü, 2 m uzunluğundadır. OM teleskobu f /12.7 odak oranı ve 3.8 m
odak uzaklığı ile değişiklik yapılmış 30 cm’lik Ritchey-Chretien teleskobu ve mikrokanallı güçlendirilmiş CCD’den oluşmaktadır (Şekil 3.31). Gelen ışık, birinci ayna üzerine
düşmekte ve buradan, birincinin gerisinde bulunan 45o açıyla eğimli düz aynalı ikincinin
üzerine yansımaktadır. Bu eğimli ayna da, ışığı iki dedektörden birine (yukarıda görüldüğü
gibi) yansıtmaktadır. Dedektör üzerine dedektörün önünde, bir filtre çarkı monte edilmiştir.
Bu sadece filtreler içermez, aynı zamanda diğer optik elemanları da (grism ve magnifier
(büyüteç) içerir. Böylece elde edilen büyük odak uzunluğu ile gökyüzünde daha yüksek
çözünürlük meydana gelir. Şekil 3.32, montajı tamamlanmış OM teleskobunun engelleyici
(baffle) tüpü ve OM dedektör elektronik aksamının yandan görüntüsüdür. Şekil 3.33, OM
teleskobunun (metal gri) ve engelleyicinin (baffle) (pirinç rengi) yandan görünüşüdür (İğdi
Şen, 2008).
97
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Elektronik aygıtlar
Teleskop
Güç
Kaynağı
Şekil 3.31. XMM optik/UV, OM teleskobundan ışığın izlediği yol (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.32. Montajı tamamlanmış OM teleskobu. Fotoğraf İngiltere’deki Mullard Space
Science Laboratory izniyles yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
98
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.33 . Denemedeki engelleyicili (baffle) OM teleskop tüpü. Fotoğraf İngiltere’deki
Mullard Space Science Laboratory izni ile yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
3.1.8.2. OM dedektörü
Dedektör optik ile UV filtrelere ve aynı zamanda düşük çözünürlüklü tayf için iki
grisms’e sahiptir. 800-5000 s’de görüntüler almaktadır.
OM, bir foton-sayma aygıtı olarak çalışmaktadır. OM dedektörlerinin herbiri,
gökyüzünde 2048x2048 piksel ve herbiri 0,5''x0,5''’yi gözlemektedir. OM, 0.5 s zaman
çözünürlükle 10 açı-saniyeli pencerede her bir foton için varış zamanları verir.
Işığa duyarlı yüzeyi, morötesi ve mavi ışık için uygun hale getirilmiş S20
fotokatottur. Bu 160 nm’den 600 nm’ye kadar duyarlılık sağlamaktadır
Dedektörlerin çözünürlüğü dalgaboyuna bağlıdır, kırmızıda 15 µm’den, ~ 250 nm’de
32 µm’dir. Dedektörlerin iç gürültüsü çok azdır ve diğer kozmik kaynak arkaplanları ile
kıyaslandığında ihmal edilmektedir.
OM, sadece 30 cm çapı ile, 24. kadire kadar duyarlıdır. Yüksek çözünürlük için,
klasik dedektör teknolojisi yeterli değildir. Bu nedenle OM, özel dedektörler taşımaktadır.
Bunlar güçlendirilmiş CCD’ler kaplı mikro kanallı yapılardır (MCP). Birbirinin ardında
yer alarak gelen sinyalin şiddetini CCD’ye çarpmadan önce 100 000 kez güçlendiren üç
MCP vardır. Dedektör ve filtre çarkı Şekil 3.34 ve Şekil 3.35’de görülmektedir. Gelen ışık,
filtre çarkı üzerindeki filtrelerden geçmektedir. 45o ayna üzerine gelen ışık dedektör
üzerine yansıtılır. Dişli çark OM filtre çarkıdır. Fotoğraf İngiltere’deki Mullard Space
Science Laboratory izniye yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
99
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.34. OM teleskop tüpü- önden görünüş (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.35. OM filtre çarkı. Fotoğraf İngiltere’deki Mullard Space Science Laboratory
izniyle yayınlanmıştır (İğdi Şen, 2008).
100
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Şekil 3.36. OM mikro-kanal kaplamalı güçlendirilmiş CCD (MIC) dedektörünün şematik
gösterimi (İğdi Şen, 2008).
3.1.8.2.1. OM ile görüntüleme
Şekil 3.36, OM mikro-kanal kaplamalı güçlendirilmiş CCD (MIC) dedektörünün
şematik bir görüntüsüdür. Işık üstten OM dedektörüne girer sonra bir giriş penceresinden
geçer ve dedektör giriş penceresinin arkasındaki fotokatota çarpar. Fotokatottan çıkan,
ardarda gelen üç MCP tarafından toplamda yaklaşık 100 000 kez gücü arttırılmış sinyalin
elektronları önce fosfor tabakasına çarpar ve buradan geçen foton CCD üzerinde
görüntülenir. Dedektöre giren fotonun tespiti CCD bilgisinin iletilmesi ile yapılmaktadır
(İğdi Şen, 2008).
3.1.9. XMM destek aygıtları
Davranış ve Yörünge Kontrol Sistemi (Attitude and Orbital Control System, AOCS)
ve EPIC Işınım İzleme Sistemi (EPIC Radiation Monitor System, ERMS) XMM’de
"Bilimsel Olmayan Aygıtlar" olarak yer almaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.1.9.1. Davranış ve yörünge kontrol sistemi (Attitude and orbital control
system, AOCS)
XMM Uzay aracı yörüngede iken onun davranışını, XMM’nin iki yıldız takipçisi ve
güneş sensörü yardımıyla tespit edilmektedir. Her 10 saniyede bir “Davranış Geçmişi
Dosyası”na (Attitude History File) bilgi kaydedilmektedir (İğdi Şen, 2008).
101
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.9.2. EPIC Işınım izleme altsistemi (EPIC Radiation Monitor System, ERMS)
EPIC Işınım İzleme Altsistemi (ERMS), uydunun tüm çalışması boyunca toplam
sayım oranını ve XMM’deki ve bilimsel aygıtlarındaki etkili arkaplan ışınımındaki temel
tayfsal bilgiyi kaydetmektedir. Bu yolla, ERMS XMM’nin maruz kaldığı toplam
radyasyonu izlemektedir. Radyasyon seviyesi belirli bir seviyeyi aştığında, Uçuş veri
yöneticisine bildirilir. ERMS moda bağlı olarak çalışmaktadır. 512 saniyede bir (yavaş
modda) ya da 4 saniyede bir (hızlı modda) arkaplan ışınım bilgisini günceller. Ayrıca xışın aygıtlarındaki arkaplanı bildirmek için kullanılmaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.1.10. XMM-Newton’nun diğer x-ışın uyduları ile kıyaslanması
XMM’in AXAF, ROSAT ve ASCA ile ayna etki alanlarının temel kıyaslaması Şekil
3.15 ve Şekil 3.16’da görülmektedir. Diğer önemli özellikler, ör: PSF’ler Çizelge 3.12’de
belirtildiği gibidir. Burada XMM ve AXAF‘ın tamamlayıcı nitelikleri ve atalarına göre çok
gelişmiş özelliklere sahip olarak x-ışın uydularının yeni neslini oluşturdukları
görülmektedir.
XMM’nin bazı özellikleri:
- Yüksek zaman çözünürlüklü EPIC PN kameraya sahiptir.
- EPIC PN yüksek enerjilerde yüksek duyarlılığa sahiptir.
- 0.1 keV’a inen çok iyi düşük enerji cevabı bulunmaktadır.
- Genişlemiş kaynaklara çok iyi duyarlılık göstermektedir.
- Orta çözünürlüklü tayf (EPIC’den) ile yüksek çözünürlüklü tayfın (RGS’den) eş zamanlı
alınabilmekte ve EPIC görüntüleme ve Optik/UV gözlemleri (OM) eş zamanlı
yapılabilmektedir (İğdi Şen, 2008).
Çizelge 3.12. XMM’nin diğer x-ışın uyduları ile kıyaslaması
Uydu
PSF Ayna PSF Enerji aralığı
Ayna
FWHM ('')
1 keV daki etki Yörüngesel hedef
alanı(Ae) (cm2)
HEW ('')
net görüş süresi
(saat)
XMM
6
15
0.1 - 15
4650
40
AXAF
0.2
0.5
0.1 - 10
800
50
ROSAT
3.5
7
0.1 – 2.4
400
1.3
ASCA
73
174
0.5 - 10
350
0.9
3.1.10.1. XMM’in AXAF ile kıyaslanması
- XMM’de bulunan tüm aygıtlar kısıtlanmadıkça eş zamanlı çalışmaktadır, ancak
102
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
AXAF’da bir o bir öteki (tek tek) çalışır.
- Ayna etki alanı Şekil 3.15 ve 3.16’dan görülmektedir (İğdi Şen, 2008).
3.1.11. XMM-Newton gözlemi
XMM’nin tüm aygıtları kısıtlanmadığı sürece eş zamanlı çalışabildiği gibi, tüm
aygıtlar birbirlerinden bağımsız da çalışabilmektedir (herbirinin poz süreleri birbirlerine
bağlı değildir). Ayrıca gözlemciler tüm bilimsel aygıtların bilimsel verilerini, gözlem
sırasında alabilmektedirler (İğdi Şen, 2008).
3.1.11.1. XMM-Newton yörüngesi
XMM’nin yörüngesi oldukça eliptiktir. Yere en uzak (apogee) 114 000 km ve en
yakın (perigee, yerberi) 7000 km’dedir. Bilimsel gözlemler için en düşük yükseklik 40 000
km’dir (Şekil 3.37). Yörünge eğimi 40o, çıkış düğümünün sağ açıklığı 260o ve "argument
of perigee" 50o’dir. Bu yörünge güneş gök yarıküresinde en iyi görüş netliği sağlar. 48
saatlik eliptik yörüngesinin 40 saatini, dünyanın radyasyon kuşağı dışında bilimsel
gözlemler için kullanmaktadır. X-ışın kaynaklarını 70 000 saniyeye kadar devamlı olarak
gözleyebilmektedir.
Seçilen yörünge, sadece hareketsiz radyatörü kullanarak beş ana x-ışın kamerasını 80 C ile -100oC arasında soğutabilmek için seçilmiştir (İğdi Şen, 2008).
o
Şekil 3.37. XMM’nin oldukça eliptik yörüngesinin şematik görünümü. Şekil, Dornier
Satellitensysteme GmbH tarafından çizilmiştir (İğdi Şen, 2008).
103
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.1.11.2. Yer İstasyonu
Normal operasyonlar sadece iki yer istasyonu olan Perth ve Kourou ile
yapılmaktadır.
Uzay aracının 1 saatlik en uzak noktasına yakın olduğu zaman hiçbir
bilimsel operasyon yapılmamaktadır. ~65 ks’lik sürekli pozlar o sırada alınmaktadır.
Şekil 3.38. XMM-Newton’un yerdeki veri akış özeti (İğdi Şen, 2008).
Şekil 3.38’de XMM-Newton’un yere gönderdiği verinin işleyişi görülmektedir. Altı
aygıttan bilimsel veri paketleri yere 64 kbit/s hızla nakledilmektedir. Uydu Operasyonları
Merkezine yer haberleşme linkleri yoluyla iletilmektedir. MOC gerçek zamanlı olarak
uydu gözlemevinin bileşenlerinin işleyişini izlemekte, operasyonların komutlarını yerine
getirmektedir ve her bir bilimsel gözlemde Davranış Geçmişi Dosyaları için uzay aracının
analizini sağlamaktadır. Bilimsel veri ayrıca hızlı bakış analizinin yapıldığı yer olan
Villafranca’daki Bilimsel Operasyonlar Merkezine gönderilmektedir. SOC daha sonra
veriyi,
bilim
topluluğuna
iletilmek
için
Gözlemsel
Veri
Dosyalarına
(ODF)
dönüştürmektedir (İğdi Şen, 2008).
3.1.11.3. Davranış ölçümü
Uzay aracı servis modülü 4 açı-saniyelik ölçüm yapan yıldız takipçisi içermektedir.
İlk analiz, uzun periyodlar süresince uzay aracı bazen rehber yıldız bir an için kaybolduğu
zaman rapor edilen birkaç açı-saniyelik geçici geziler hariç, yıldız takipçinin ölçme
104
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
gürültüsünün dışına çıkmayacak şekilde, uzun periyodlar boyunca uzay aracının sabit
olduğunu gösterir. Bu kısa gezintiler de aynı şekilde kaydedildiğinden analiz yazılımı bu
gibi olayları doğrulamaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.1.12. Coşkun Değişenlerin incelenmesinde XMM-Newton
Coşkun değişenler, x-ışın ışınım gücü 1031 – 1033 erg s-1 aralığındaki tipik olarak
zayıf x-ışın kaynaklarıdır. XMM-Newton yüksek sinyal/gürültü oranında zayıf coşkun
değişenlerin tayfını ve yüksek zaman çözünürlüğünde daha parlak coşkun değişenlerin
gözlemlerini yapabilmektedir. Bilimciler tarafından, çok yoğun çift sistem olan GP
Com’un beyaz cücesinden emisyon çizgileri tespit edilmiş, ayrıca
RGS tayfındaki
çizgilerden yoğun, sıcak, çarpışmalı iyonize plazmadan oluştuğunu, karbon ve oksijen
içermediğini ve bir yığılma oranı bulunduğu saptanmıştır. X-ışınlarının, yığılmakta olan
beyaz cüce etrafında bulunan optik olarak ince sınır tabakasından
yayıldığı
anlaşılmaktadır. Yazarlar, EPIC kullanarak durağan haldeki bazı cüce novaların
incelemesini yapmışlardır. Tayfın izobarik bir soğumalı akış modeli ile çok iyi uyduğunu
görmüşler ve buradan x-ışınlarının nedeninin beyaz cüce (WD) üzerine soğuyarak çöken
plazma olduğu sonucuna varmışlardır. Ayrıca, yığılmakta olan beyaz cüce sınır tabakası
için modelin doğru olduğunu belirlemişlerdir (İğdi Şen, 2008).
3.2. XMM-Newton Veri Analizi
Uydudan elde edilen bir astrofiziksel kaynağın işlenmemiş verisi, eğer uygun analiz
yazılımı kullanılırsa çok verimli sonuçlar ortaya çıkarmaktadır. XMM Newton’un, EPIC
PN CCD dedektörü ve iki EPIC MOS CCD detektöründen oluşan Avrupa Foton
Görüntüleme Kamerası (European Photon Imaging Camera, EPIC) aygıtından alınan x-ışın
gözlem veri dosyaları (The Observation Data Files (ODF)), Linux (UNIX) tabanlı bir
işletim sistemi ve bu işletim sistemi içinde çalışan bazı programlar (XMM-Newton Science
Analysis Software (SAS), SAS altında çalışan Ximage ve Xspec paket programları)
yardımıyla analiz yapılabilmektedir (İğdi Şen, 2008).
3.2.1. XMM-Newton Bilimsel Analiz Yazılımı (Science Analysis Subsystem,
SAS)
XMM Bilimsel Analiz yazılımı (SAS), tüm bilimsel aygıtlardan (EPIC MOS ve PN,
RGS ve OM) kaynağın görüntülenmesi, ışık eğrileri, kaynak belirleme ve tayfı oluşturmak
için, XMM verisinin indirgenmesine yarayan bir yazılım paketidir. Tüm kişisel
bilgisayarlarda çalışabilen bir yazılımdır. SAS ile tüm XMM bilimsel verisi
105
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
işlenebilmektedir.
Yazılım, XMM Araştırma Bilim Merkezi (Survey Science Center, SSC) ve XMM
Bilimsel Operasyon Merkezi (Science Operations Centre, SOC) tarafından üretilmektedir.
Pipeline (standart veri sonuçları) üretmek için sabit konfigürasyonda çalışır. SAS, linux
işletim sistemi yüklü bir makinada çalışmaktadır.
XMM SSC, İngiltere'de 8 kuruluşun, Fransa, Almanya, İspanya, İtalya, Belçika,
Japonya, Amerika ve İngiltere’den ortaklaşa çalışan bilim adamları ile birlikte uluslararası
işbirliği çalışmasıdır. XMM’deki SSC’nin ana görevleri:
- Yerden izleme / teşhis programı yoluyla XMM incelemelerinin düzenlenmesi.
- XMM Bilimsel analiz yazılımının (SAS) XMM SOC tarafından geliştirilmesi.
- Tüm XMM gözlemlerinin pipeline’larının oluşturulması.
SAS,
hareket
halindeki
kalibrasyon
gözlemlerinin
analizinde
çok
fazla
kullanılmaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.2.1.1. SAS ile etkileşimli XMM Veri Analizi
SAS, komut satırından çalıştığı gibi bir GUI (Guest User Interface) arayüzünden de
çalışmaktadır. SAS’daki etkileşimli analiz için temel aşamalar şunlardır:
-Tüm bilimsel ve bilimsel olmayan veriyi elde etmek.
-Veriyi hazırlama (ör: verinin çıkarılması, durumla bağlantılı olay seçimi).
-Veri kalibrasyonu (ör: tek tek node enerjisinin dönüştürülmesi).
-Veri işleme (veri görüntüsü, tayf ve zaman serileri gibi sonuçların oluşturulması) ve
veri analizi (kaynak belirleme, görüntüleme, ışık eğrisi, tayf ve zaman analizleri
gibi).
- Veri görüntüleme ve çıktısı.
- Veri nitelik kontrolleri.
Etkileşimli veri görüntüleme ve filtreleme aracı, kullanıcıya olay (event) listelerini
görsel olarak inceleme imkanı sağlar. Veri filtrelenebilir. Görüntüler ve tayf, SAS’la elde
edilebilir (İğdi Şen, 2008).
3.2.1.2. Ximage
SAS’ın alt paket programıdır. Görüntü oluşturma, görüntüler üzerinde değişiklik
yapma ve görüntülerin son haline getirilmesi için kullanılır (İğdi Şen, 2008).
106
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
3.2.1.3. Xspec
SAS’ın alt paket programıdır. Çalışılan kaynağın tayfını oluşturmak ve tayfa model
fit etmek için kullanılmaktadır (İğdi Şen, 2008).
3.2.2. Veri hazırlama
3.2.2.1. XMM verisinden pipeline oluşturma
Pipeline, tüm XMM bilimsel gözlemleri için standart veri sonuçları üretmektedir.
Süreç, Pipeline oluşturan alt sistemle (the Pipeline Processing Subsystem (PPS) yapılır.
PPS, XMM veri arşivine aşağıdaki dosyaları oluşturur:
-Gözlem özeti, EPIC düzenlenmiş olay listeleri,
- EPIC görüntüleme, tayf ve zaman serileri verisi üretimi
- EPIC kaynak listesi ve görüntü analiz sonuçları
- EPIC zamanlama analiz sonuçları
- EPIC PPS özet sonuçları
- RGS ayarlanmış olay listeleri
- RGS görüntü ve tayfsal sonuçlar
- RGS PPS özet sonuçları
- OM görüntü, zaman serileri ve kaynak listesi sonuçları
- OM PPS özet ve çeşitli (miscellaneous) (housekeeping ve izleme tarihi) sonuçlar
- Katalog ve arşiv sonuçları
(İğdi Şen, 2008).
3.2.2.2. XMM bilimsel verisi ve analize hazırlık
Analizi
yapılacak
kaynağın
ham
verisi
(event/olay
dosyası)
NASA’nın
(http://heasarc.nasa.gov/db-perl/W3Browse/w3browse.pl) internet sitesinden bilgisayara
indirilir. İndirilen ham veri “Linux ve SAS” programlarının bazı komutları kullanılarak
analize hazır hale getirilir.
Gözlemsel Veri Dosyalarını (ODF) oluşturmak amacıyla, bilimsel analiz için
düzenlenmiş Güncel Ayarlama Dosyası (Current Calibration File, CCF) olarak adlandırılan
veri seti kullanıcıya verilmektedir. Veri sadece
ayarlanmış veri setlerine ODF’lerin
oluşmasını sağlamaz, aynı zamanda gerekli veriyi bilimsel olarak oluşturur (cevap
matrisleri oluşturur, fotometrik doğrulamalar yapar vs.).
XMM bilimsel verisi, Gözlem Veri Dosyaları olarak adlandırılan (Observation Data
File, ODF) dosyalar grubunda tutulmaktadır. Gözlenen veri alınır alınmaz XMM
gözleminin her bir PI’ı (PI Principal Investigator) içine pipeline (standart veri sonucu)
107
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
üretilmektedir. Sonraki veri:
- Gözlemin ODF’i
- Uygun CCF
- Gözlem için üretilmiş tüm PPS veri sonuçları
- Kalibre edilmiş (ayarlanmış) olay listelerinden oluşur
(İğdi Şen, 2008).
3.2.2.3. ODF (Gözlem veri dosyası)
Gözlem veri dosyası (ODF), bir bilimsel gözlem sırasında tüm XMM aygıtlarından
elde edilen veri dosyalarının bir setidir (İğdi Şen, 2008).
3.2.2.4. CCF (Güncel kalibrasyon dosyaları)
XMM veri kalibrasyonu Güncel Kalibrasyon Dosyalarının (CCF) kullanımına
dayanmaktadır. CCF, belirli bir zamanda XMM bilimsel cihazları ile yapılmış bilimsel
verinin ayarlanması için tüm ayarlama dosyalarının toplamıdır. CCF’yi oluşturan her bir
kalibrasyon dosyası, yayımlanma numarası ve benzersiz tanımlanmış geçerlilik-başlangıç
tarihine sahiptir. Her bir ODF ile gözlemciler buna uygun CCF alırlar (İğdi Şen, 2008).
3.2.3. Uzaysal analiz ( Spacial analysis)
a) "evselect" komutunu kullanarak, XMM-Newton tarafından gözlenen kaynağın
gökyüzü (sky) koordinatlarındaki görüntüsü elde edilir. Bu işlemde kaynağın x-ışın ham
verisinin tamamı kullanılır. Analizini yaptığımız YZ Cnc bir nokta kaynak olarak ele
alındığı için, X ve Y yönlerindeki her 20 nokta, 1 nokta gibi gösterilir (yani 1 açı saniye).
Genişlemiş kaynaklar için (ör: galaksiler) her 100 nokta tek bir nokta olarak alınabilir.
Elde edilen görüntüyü, SAS programına ait bir alt komut olan “ds9” ile görüntülenir.
Böylece kaynak hakkında genel bilgi alınmış olur.
b) Daha sonra SAS programının “evselect” komutunu kullanarak ışık eğrisi
oluşturulur. Burada da ilk ham veri kullanılmaktadır. Her 20 nokta bir araya getirilir ve tek
bir nokta şeklinde gösterilerek bu işlem yapılır. Oluşan ışık eğrisi SAS’ın "fplot" komutu
ile görüntülenir ve çalışılan kaynağa ait en uygun aralık belirlenir. Böylece gürültü ya da
kaynağımıza ait olmayan veri tespit edilir. Sonra bir kısıtlama dosyası oluşturulur. Bu aynı
zamanda GTI (en iyi zaman aralığı, Good Time Interval) dosyasıdır. Bu dosyanın
oluşturulmasındaki amaç, alınan ham veri içinden yalnızca analizi yapılan kaynağa ait olan
verinin çıkartılmasıdır. Oluşturulan GTI dosyası ile, ham veri filtrelenmiş olur. Daha sonra,
108
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
filtrelenmiş veriden temiz bir görüntü yine "evselect" komutu kullanılarak elde edilir. Bu
görüntü, SAS “ds9” komutuyla görüntülenir.
c) SAS altında çalışan “Ximage” paket programıyla temizlenmiş veriden elde edilen
kaynağımızın görüntüsü görüntülenir ve düzenlemeler yapılır. Temizlenmiş veriden farklı
enerji aralıklarında yumuşak (0.3-1.0keV), orta (1.0-1.6keV), sert (1.6-10.0keV) ve geniş
(0.3-10.0keV) görüntüler (image) oluşturulur (İğdi Şen, 2008).
3.2.4. Tayfsal analiz (Spectral analysis)
Temizlenmiş (filtrelenmiş) veriden elde edilen görüntü SAS’ın "ds9" komutu ile
görüntülenerek, tayf verisi ve arkaplan için analiz yapılan sistemi içine alan daire (gökyüzü
piksellerinde) seçilmektedir. Arkaplan bölgesi için seçilen dairenin yarıçapı, MOS ve
PN’de seçilenle aynı büyüklükte alınmaktadır. Arkaplan verisi YZ Cnc’ye yakın bölgede,
aynı çip üzerinde seçilmelidir ve başka bir x-ışın kaynağı içermemesine dikkat edilmelidir.
Analizi yaparken, kaynaktan gelen net ışınımı bulmak için, arka plandan gelen ışınımı
kaynağımızdan gelen ışınımdan çıkarıyoruz. Gözlem süresince, kaynağımızın herhangi bir
cisim tarafından örtülüp örtülmediğini ışık eğrisindeki kesintiler ya da süreklilikten
anlayabiliriz (İğdi Şen, 2008).
3.2.4.1. Tayf (Spectrum)
Kaynağın x-ışın tayfı, filtrelenmiş veriden elde edilmektedir. Bu, tayfsal modellerin
fit edildiği tayftır. Temizlenmiş veriyi Xspec programında çalışabilir hale getirmek için,
dört farklı dosyaya ihtiyaç duyulur (.pi, .rmf, .arf ve arka plan). Bu dosyalar aşağıdaki
şekilde oluşturulurlar:
1- “evselect” komutunu kullanarak filtrelenmiş veri dosyasından kaynak ve arkaplan
tayfı seçilir. pi uzantılı dosya oluşturulur. Seçimi yaparken kaynağı içine alan, dairesel
alanını verisi MOS1 ve MOS2 için 0-11999 tayfsal kanal aralığında (channel range), 0-12
aralığındaki desenli (pattern) (tekli, ikili, üçlü ve dörtlü piksel olayları) ve tayfsal biraraya
getirme ölçüsü 15 alınarak seçilir. PN için ise 0-20479 tayfsal kanal aralığında, 0-4
aralığındaki desenli (pattern) (tek, ikili piksel olayları) ve tayfsal biraraya getirme ölçüsü 5
(spectralbinsize) alınarak seçilir. Belirtilen kanal aralıkları dedektörlerin duyarlı olduğu
aralıklardır. Sonra kaynak ve arkaplan bölgesinin alanı “backscale” komutu ile hesaplanır.
2- “rmfgen” komutu ile seçilen kaynak tayfı için, pi uzantılı dosyanın dedektör cevap
matrisi (detector response file RMF (Redistribution Matrix File)) oluşturulur.
3- “arfgen” komutu ile seçilen kaynak tayfı için, pi uzantılı dosyanın ikincil
(yardımcı) cevap matrisi (effective area ARF (Ancillary Response File)) oluşturulur.
109
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
4- “grppha“ komutuyla tayfsal fit için gerekli olan arkaplan dosyası, pi, rmf ve arf
uzantılı dosyalar istatistiksel hesaplamalar için ilişkilendirilir (biraraya getirilir) (İğdi Şen,
2008).
3.2.4.2. Tayfsal Eşleşmeler (Spectral Fits)
Xspec11 programı çalıştırılıp tayf görüntülenir ve tayfsal model fit edilir.
Analizimizde tayfsal fit için kullanılan, XSPEC paketinde yer alan modeller aşağıda
açıklanmıştır.
1- Mekal modeli
Liedahl tarafından Fe L hesaplamalı Mewe ve Kaastra’nın model hesaplamalarını
temel alan sıcak yayılan gazdan emisyon ölçümüdür. Model çeşitli elementlerden çizgi
emisyonları içermektedir. Switch parametresi, mekal koduyla her sıcaklık için model
tayfının hesaplanıp hesaplanmayacağını veya model tayfının önceden hesaplanmış bir
tablodan alınıp alınmayacağını belirtir. İlki daha yavaştır fakat daha doğrudur.
par1 = keV olarak plazma sıcaklığı
par2 = cm-3 deki hidrojen kolon yoğunluğu, n H
par3 = C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, Ni için metal bollukları (He kozmik
değerdedir).
par4 = kızıla kayma, z
par5 = switch : 0-hesapla, 1- tablodan al
K = (10 −14 /(4π ( D A (1 + z )) 2 )) ∫ ne n H dV , D A kaynağa cm biriminde uzaklığın açısal
değeri, ne ve n H elektron ve hidrojen yoğunluklarıdır (cm-3 olarak) (İğdi Şen, 2008).
2- Cemekl modeli
Mekal kodundan oluşturulmuş, çok sıcaklıklı plasma emisyon modelidir. Emisyon
ölçümleri sıcaklık yönünden powerlaw’ı benimser. T sıcaklığındaki emisyon ölçümü
(T/par2)par1 ile orantılıdır. Switch parametresi, mekal koduyla her sıcaklık için model
tayfının hesaplanıp hesaplanmayacağını ya da model tayfının önceden hesaplanmış bir
tablodan alınıp alınmayacağını belirtir. İlki daha yavaştır ancak daha doğrudur.
Par1: Power-law salım-gücü fonksiyonu indeksi
Par2: maksimum sıcaklık
110
BÖLÜM 3 – XMM-NEWTON UYDUSU VE VERİ ANALİZ YÖNTEMİ
İhsan BARGAN
Par3: n H (cm-3)
Par4: güneş bollukları
Par5: kızıla kayma
Par6: switch : 0-hesapla, 1- tablodan al
K : normalizasyon (İğdi Şen, 2008).
111
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
BÖLÜM 4
YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
4.1. YZ Cnc’nin XMM-Newton Gözlemi
NASA Heasarc araştırma arayüzünden alınan bilgiye göre YZ Cnc, XMM-Newton
uydusuyla 5 Ekim 2002’de (Şekil 4.1, JD 2452552) saat 07:02:40 UT itibaren 36906 s
gözlenmiştir (Heasarc arşivi, NASA).
Şekil 4.1. YZ Cnc için, AAVSO’dan alınan kadir biriminde parlaklık-zaman ışık eğrisi.
Okun gösterdiği yer gözlem başlangıç tarihidir (AAVSO).
Ekvatoral koordinatlar (özel ekinoks 2000 için) sağ açıklığı 08 sa10 dk 56.65 s , dik
açıklığı + 28  08′33.5′′ ; galaktik koordinatları L=194.083823, B=28.808973; eliptik
koordinatları ise boylamı 118.778456, enlemi 7.915133’dir. Bu değerler NASA’nın
Heasarc sitesinden alınmıştır ve diğer değerler ekvatoral değerlere göre temin edilmiştir.
XMM-Newton uydusuyla gözlenen sistemin verileri ODF olarak bilgisayara
indirilmiş MOS1, MOS2 ve PN kameralarından elde edilmiş veriler ayrıştırılarak analiz
edilmiş ve bu analiz sonucunda aşağıda sunduğumuz görüntü ve grafikler elde edilmiştir.
112
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.2. PN’in ham verisinden elde edilen görüntüsü.
Şekil 4.3. YZ Cnc’nin temizlenmiş PN görüntüsü.
Şekil 4.2’de PN görüntüsünde var olan çizgi teleskobun kaynak doğrultusuna
yönlendirilmesi sırasında CCD’nin algıladığı fotonları kayda geçirmesiyle tek bir
doğrultudan almış gibi göstermesi sonucu oluşan parlak çizgidir. Bunun sebebi teleskobun
doğrultusu düzeltilirken CCD’yi kapatacak bir kalkanın bulunmamasıdır. Bu hataya “out
of time (OoT)” olayı denir. Analizde gerekli ayarlar yapılarak temizlenen görüntü Şekil
4.3’de yer almaktadır.
113
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
4.1.1. Kaynak belirleme
Kaynak belirlemede kullanılan “edetect_chain” sas komutu, EPIC veri setleri
üzerinde kaynakları tespit etmek için güçlü bir araçtır. EPIC kaynak belirleme sürecinin
son çıktısı, oluşturulan kaynak listesi dosyasıdır (.fits uzantılı) ki bu diğer parametreler
arasında kaynağı tanımlama sayısını, algılandığı aleti ve enerji bandını, kaynak
sayımlarını, kaynak pozisyonunu ve boyutunu, kaynak akısı ve sayım oranı yanı sıra sertlik
oranlarını listeler (tespit edilen her kaynak için).
Bu komut ayrıca tüm enerji aralıklarında (yumuşak, normal, sert) alınan
görüntülerin birleştirilerek kaynakların görüntülenmesini sağlar. Oluşturulan bu görüntüler
her üç kamera için aşağıdaki şekillerde ds9 programı ile görüntülenmiştir. Kaynağımız
dışında x-ışın akılarında fazlalık olan bölgeler de daire içerisinde gösterilmiştir. Bunlar
kendi kaynağımız gibi başka kaynaklar da olabilir veya arkaplan x-ışın akısının
yoğunlaştığı bölgelerdir.
Şekil 4.4. MOS1 kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan noktalar.
114
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.5. MOS2 kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan noktalar.
Şekil 4.6. PN kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan noktalar.
115
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.7. PN kamerasından alınmış görüntünün kaynağa daha yakın bölgelerindeki x-ışın
akılarında fazlalık olan noktalar.
4.1.2. YZ Cnc’nin tayf analizi
XMM-Newton uydusu tarafından elde edilerek aşağıda gösterilmiş olan ışık eğrileri
36906 saniyelik tüm gözlem zamanını içermektedir. Analizde ışık eğrileri çizdirilirken
sistemimiz için “timebinsize=20” olarak ayarlandı. Bu işlem 20 s’de gelen fotonları tek bir
okuma gibi veya her 20 s’deki veriyi tek bir veri gibi göstermektir. Bununla birlikte her bir
kamera için 20 s olarak ayarlanan eğriler çok sıkışık görüntülendiğinden zamansal olarak
enine genişletilerek birbirini takip eden dört ayrı şekil olarak sunulmuştur. Ayrıca MOS1,
MOS2 ve PN için detaylı olmasa da tüm gözlem zamanını tek bir şekilde görebilmek için
de “timebinsize=100” alınarak bir şekil elde edilmiştir.
Bu şekillere bağlı olarak MOS1 için 0.1-0.6 foton sayısı, MOS2 için 0.1-0.6 foton
sayısı ve PN için ise 0.1-2.2 foton sayısı aralığı ortalama sayım oranı değerleri olarak
belirlenmiştir.
116
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.8. MOS1 verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (tüm
gözlem zamanı).
Şekil 4.9. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150189000 - 150198000 s).
117
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.10. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150198000 - 150207000 s).
Şekil 4.11. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150207000 - 150216000 s).
118
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.12. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s’lik paketler olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150216000 - 150225000 s).
Şekil 4.13. MOS2 verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (tüm
gözlem zamanı).
119
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.14. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150189000 - 150198000 s).
Şekil 4.15. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150198000 - 150207000 s).
120
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.16. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150207000 - 150216000 s).
Şekil 4.17. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150216000 - 150225000 s).
121
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.18. PN verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (tüm
gözlem zamanı).
Şekil 4.19. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (150190000
- 150198000 s).
122
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.20. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (150198000
- 150207000 s).
Şekil 4.21. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (150207000
- 150216000 s).
123
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.22. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi (150216000
- 150225000 s).
Aşağıda SAS-ximage programı kullanılarak YZ Cnc’nin MOS1 (Şekil 4.23),
MOS2 (Şekil 4.24), PN (Şekil 4.25) kameraları ve her üçünün birleşimi olan EPIC (Şekil
4.26 ve Şekil 4.27) için yumuşak (0.3 - 1.0 keV), orta (1.0 – 1.6 keV), sert (1.6 – 10 keV)
ve tüm enerji aralıklarında (0.3 - 10 keV) elde edilen x-ışın görüntüleri elde verilmektedir.
Her üç kamera için çizdirilen görüntüler 600 × 600 piksel, EPIC görüntüleri ise 600 × 600
ve 1800 × 1800 piksel olmak üzere iki çeşit gösterilmiştir. Burada da yine 20 veri
noktasının tek bir nokta halinde görüntülenmesi sağlanmıştır.
PN ve EPIC şekillerinde, kaynağın hemen alt kısmında bulunan görüntü hatası
CCD’ler arasındaki boşluktan kaynaklanmaktadır. Bu hatayı Şekil 4.27’de EPIC SERT ve
EPIC TÜM ENERJİ ARALIĞI için çizdirilen görüntülerden daha iyi görebiliriz.
124
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
MOS1
YUMUŞAK
MOS1
ORTA
125
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
MOS1
SERT
MOS1
TÜM
ENERJİ
ARALIĞI
Şekil 4.23. YZ Cnc’nin MOS1 kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji
aralıklarındaki görüntüleri ( 600 × 600 ).
126
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
MOS2
YUMUŞAK
MOS2
ORTA
127
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
MOS2
SERT
MOS2
TÜM
ENERJİ
ARALIĞI
Şekil 4.24. YZ Cnc’nin MOS2 kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji
aralıklarındaki görüntüleri ( 600 × 600 piksel).
128
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
PN
YUMUŞAK
PN
ORTA
129
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
PN
SERT
PN
TÜM
ENERJİ
ARALIĞI
Şekil 4.25. YZ Cnc’nin PN kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji aralıklarındaki
görüntüleri ( 600 × 600 piksel).
130
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
EPIC
YUMUŞAK
EPIC
ORTA
131
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
EPIC
SERT
EPIC
TÜM
ENERJİ
ARALIĞI
Şekil 4.26. YZ Cnc’nin MOS1, MOS2 ve PN kameralarının üst üste konularak
birleştirilmiş EPIC görüntüleri ( 600 × 600 piksel).
132
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
EPIC
YUMUŞAK
EPIC
ORTA
133
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
EPIC
SERT
EPIC
TÜM
ENERJİ
ARALIĞI
Şekil 4.27. YZ Cnc’nin MOS1, MOS2 ve PN kameralarının üst üste konularak
birleştirilmiş EPIC görüntüleri ( 1800 × 1800 piksel).
134
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Kaynaktan gelen net ışınımı bulmak için, arkaplan ışınımının kaynaktan gelen
ışınımdan çıkarılması gerekmektedir. Eğer çıkarılmazsa arkaplan değeri ile kaynağın
değeri birlikte toplanmış olur ve bu da kaynağımızın gerçek ışınım değerini vermez. Bunun
için kaynağı içine alan bir daire ve bu daire ile aynı çapta bir arkaplan bölgesi seçilmiştir.
Arkaplan bölgesini seçerken aynı çip üzerinde olmasına ve başka bir x-ışın kaynağı
içermemesine özen gösterilmiştir.
YZ Cnc kaynak bölgesi için seçilen bölgelerin parametreleri aşağıdaki Çizelge
4.1’de gösterilmiştir.
Çizelge 4.1. YZ Cnc kaynak ve arkaplan bölgesinde seçilen parametreler
Detektör
Kaynak Bölgesi (x,y,r)
Arkaplan Bölgesi (x,y,r)
MOS1
25252, 23969, 830
18596, 28340, 830
MOS2
25316, 23925, 850
18747, 26274, 850
PN
25230, 23990, 900
20314, 35778, 900
(x ve y piksel cinsinden merkez koordinatları, r ise yine aynı cinsten yarıçap değeridir)
Şekil 4.28. MOS1 kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan görüntüsü.
135
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.29. MOS2 kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan görüntüsü.
Şekil 4.30. PN kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan görüntüsü.
136
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
4.1.3. YZ Cnc’nin tayfı ve tayf - model eşleştirmeleri
YZ Cnc’nin filtrelenmiş verisinden elde edilen, aşağıdaki şekillerde verilen, tayflar
ve sonraki bölümdeki tayf-model eşleşmeleri SAS-xspec programı kullanılarak elde
edilmiştir.
Çalışmamızda MOS1 ve MOS2 için 0-12, PN için ise 0-4 pattern’li sağlam foton
olayları alınmıştır. Dedektörlerin duyarlı olduğu kanal aralıkları (specchannelmax) MOS1
ile MOS2 için 0-11999 ve PN için 0-20479 olduğundan bu aralıklarda analiz edilmiştir.
Her bir tayfsal paketleme boyutu (spectralbinsize) eV cinsinden MOS1 ve MOS2 için 15,
PN için 5 alınmıştır (Şekil 4.31, Şekil 4.32 ve Şekil 4.33).
Şekil 4.31. MOS1 dedektörüne ait tayf.
137
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.32. MOS2 dedektörüne ait tayf.
Şekil 4.33. PN dedektörüne ait tayf.
138
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Çıkarılan tayflara xspec programında bulunan ve sisteme fiziksel açıklama
getirebilecek teorik modeller uygulanmıştır. Bunlar, Cemekl, Cflow, Raymond, Cevmkl,
Bremss ve bu modellerle beraber teorik olarak exponansiyel azalmayı temsil eden Expdec
modeli birleştirilmiştir. Ancak bunların içinde en tutarlı eşleşmeyi veren model Cemekl ile
Expdec modelinin bileşimi olmuştur (Şekil 4.34, Şekil 4.35 ve Şekil 4.36). Diğer modeller
yüksek χ 2 değeri verdiğinden bu çalışmada gösterilmemiştir.
Cemekl modeli, Mekal modelinden türetilen çok sıcaklıklı plazma emisyon
modelidir. Emisyon ölçümleri, (dEM = (T / Tmax ) α −1 dT / Tmax ) sıcaklığın bir güç yasasına
uymaktadır. Burada Tmax plazmanın maksimum sıcaklığıdır. Cemekl modeli içinde verilen
değişim parametresi, ya Mekal modelinin her bir sıcaklık için tayf modelini hesaplamak
için kullanılacağına veya tayf modelinin önceden hesaplanmış tablodan itibaren
oluşturulacağına karar verir. Mekal modeli ise Liedahl’ın hesaplamalarından elde edilen
Demir L çizgisi içeren Mewe ve Kaastra’nın model hesaplamalarına dayanır. Bu model
optik olarak ince plazmadan yayınlanan emisyon için oluşturulmuştur.
Şekil 4.34. Cemekl-Expdec modelinin MOS1 tayfı ile eşleşmesi.
139
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Şekil 4.35. Cemekl-Expdec modelinin MOS2 tayfı ile eşleşmesi.
Şekil 4.36. Cemekl-Expdec modelinin PN tayfı ile eşleşmesi.
140
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Çizelge 4.2. Tayfa uygulanan Cemekl-Expdec modelinin parametre değerleri
Parametre ve
KAMERALAR (0.1-15 keV)
Birimleri
Eşdeğer
MOS1
MOS2
PN
5.07E-2
4.41E-2
3.24E-2
± 6.85E-3
± 5.87E-3
± 2.67E-3
0.8841
0.8939
3.250
± 0.0054
± 0.0057
± 0.012
1
1
1
12.37 ± 0.53
11.69 ± 0.37
12.24 ± 0.28
9.2E-12
9.32E-12
9.16E-12
4.48E-12
4.69E-12
4.63E-12
6.29E-12
6.49E-12
6.37E-12
1.88E-12
1.85E-12
1.81E-12
1
1
1
12.27 ± 1.33
15.67 ± 1.76
19.90 ± 1.52
1.53
1.41
1.22
297
288
844
hidrojen
kolon yoğunluğu ( n H )
atomcm −2 ( 10 22 )
Sayım oranı
(sayım s )
-1
Güç yasası emisyon
fonksiyon indeksi ( α )
kTmax (keV)
Akı ( erg cm −2 s −1 )
0.1-10 keV
Akı ( erg cm −2 s −1 )
0.1-2.5 keV
Akı ( erg cm −2 s −1 )
0.16-4.47 keV
Akı ( erg cm −2 s −1 )
5-8 keV
Bolluk (Güneş)
Exponansiyel faktör
χ2
istatistiği
serbestlik derecesi
ve
Patterson ve Raymond (1985) makalesindeki formüllerden ve modelin verdiği
parametre değerlerinden (Çizelge 3.6) faydalanarak, her bir kamera için kütle yığılma
oranı, optik olarak ince sınır tabakanın yükseklik değeri, beyaz cücenin x-ışınları
tarafından aydınlatılan yüzey oranı, beyaz cüce üzerine gelen x-ışın ışınım gücü değeri,
141
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
beyaz cücenin etkin sıcaklığı hesaplanmıştır.
Denklem (4.1)’de birincil yıldızın kütlesi M = 0.8M Θ (Urban ve Sion, 2006) ve kT
değerleri ise modelin verdiği değerlerdir. re çalkantılı bölgenin 10 3 ’lük birimde Reynolds
sayısıdır, Patterson ve Raymond (1985) tarafından verildiği şekilde kolaylık olsun diye
re = 1 alınmıştır. Her bir kamera için yığılma oranı M değerleri formül (4.1) kullanılarak
hesaplanmıştır. Kütle ifadesi olan M 0.7 = M / 0.7 M Θ şeklindedir, birincilin kütle değeri M
M Θ cinsinden alınmalıdır, yığılma oranı ifadesi olan M 16 = M / 1016 gs-1 şeklinde
tanımlanmaktadır ve diğer alt indisli denklemlerde buna benzer şekilde hesaplanmaktadır.
kT = 1.3
( M 0.7 ) 3.6
2
M r
keV
(4.1)
16 e
15
M MOS1 ≅ 1.70 +−00..10
g s −1
07 × 10
15
M MOS 2 ≅ 1.79 +−00..07
g s −1
05 × 10
15
M PN ≅ 1.72 +−00..04
g s −1
04 × 10
Model eşleşmesinden elde ettiğimiz kT sıcaklık değerlerini Boltzmann sabitine
böldüğümüzde bize K cinsinden sıcaklık değerlerini verir ve her bir kamera için aşağıdaki
şekilde hesaplanmıştır.
TMOS1 = 1.43 × 10 8 K
TMOS 2 = 1.36 × 10 8 K
TPN = 1.42 × 10 8 K
Bu değerler sistemde sınır tabakasının sıcaklığının 108K mertebesinde olduğunu
göstermektedir. Bir sistemin sıcaklığı ~ 10 8 K ise teorik modellere göre disk optik olarak
incedir ve x-ışınları ısısal frenleme mekanizması ile oluşur (Patterson ve Raymond, 1985).
Gerçekten de elde edilen gözlemsel tayfa en iyi uyumu veren cemekl modeli ısısal
frenleme mekanizmasını temel alan bir x ışın üretim mekanizması modelidir.
142
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Tayf analizi sonucunda elde ettiğimiz kütle aktarım oranları kullanılarak aşağıdaki
sistem parametreleri hesaplamıştır.
H , optik olarak ince sınır tabakanın yükseklik ölçeğidir.
H = 3.85 × 10 8 M 00..71 M 15−0.5 cm
(4.2)
8
H MOS1 ≅ 2.99 +−00..06
08 × 10 cm
8
H MOS 2 ≅ 2.91+−00..04
05 × 10 cm
8
H PN ≅ 2.97 +−00..03
03 × 10 cm
f , beyaz cücenin x-ışınları tarafından aydınlatılan yüzey oranıdır.
f = 0.55M 00..79 M 15−0.5
(4.3)
f MOS1 ≅ 0.475 +−00..010
013
f MOS 2 ≅ 0.463 +−00..006
050
f PN ≅ 0.472 +−00..005
005
LHx , beyaz cüce üzerine gelen x-ışın ışınım gücü değeridir.
LHx = 3.4 × 10 31 M 01..78 M 151.0 erg s −1
(4.4)
1
31
LMOS
≅ 7.35 −+00..43
erg s −1
Hx
30 × 10
2
31
LMOS
≅ 7.74 +−00..30
erg s −1
Hx
22 × 10
143
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
+0.18
31
LPN
erg s −1
Hx ≅ 7.43 − 0.17 × 10
Te , beyaz cücenin etkin sıcaklığıdır. f , 1’den küçük olduğu için Denklem (4.5)
kullanılmıştır.
Te = 17800 M 00..762 M 150.37 f
−0.25
K
= 17600 M 00..785 M 150.25 K
⇒ f < 1 ise
(4.5)
⇒ f > 1 ise
(4.6)
TeMOS1 ≅ 28344 +−456
243 K
TeMOS 2 ≅ 29076 +−530
0.0 K
TePN ≅ 28512 +−168
272 K
Yukarıda Denklem (4.1)’den (4.6)’ya kadar verilmiş olan altı formül Patterson ve
Raymond (1985) makalesinde yazarlar tarafından verilmiş olan sırasıyla (6), (17), (18),
(19) ve (22) numaralı formüllerdir.
Gözlemlerde x-ışınları için kT > 1 olması bu ışınların yüksek sıcaklıkta bir
kaynaktan geldiğini göstermektedir. Bu nedenle x-ışın emisyonunun sert bileşeninde düşüş
gözlenmez. Ancak M 16 ~ 2 ’i ( M ~ 2 × 1016 g s −1 ) aştığında sert x-ışını bileşeninin sıfıra
düştüğü gözlenir (Patterson ve Raymond, 1985). Yani yığılmanın artması, x-ışınlarının
yığılan materyallere çarparak enerjisini yitirmesini sağlar ve etrafa yumuşak x-ışınları
olarak yayılırlar. Bizim sistemimiz olan YZ Cnc’nin yığılma oran değerleri MOS1, MOS
15
15
15
ve PN için sırasıyla 1.70 +−00..10
g s −1 , 1.79 +−00..07
g s −1 , 1.72 +−00..04
g s −1 ’dir
07 × 10
05 × 10
04 × 10
ve 1015 < 1016 olduğundan YZ Cnc düşük kütle yığılma oranlı bir sistemdir. Bu gibi
sistemlerde ısınan beyaz cüce belirgindir ve anlaşılması zor değildir, disk diğerlerine
nispeten sönüktür. Bunun yanında sistemimiz kT değeri de yüksek olduğundan sert xışınları yaymaktadır. Bunu, her bir dedektöre ait tayf şekillerinden de görebiliriz (Şekil
4.31, Şekil 4.32 ve Şekil 4.33). Ayrıca YZ Cnc gibi düşük kütle yığılma oranlı sistemlerde
sınır tabakasından yayınlanan x-ışınlarının yarısının beyaz cüce yüzeyi tarafından
soğurulup, yüzeyin sıcaklığının ~104 K’e yükselmesi ve morötesi bölgede ışınım yapması
beklenir (Patterson ve Raymond, 1985).
144
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Cüce novalarda Beyaz cüceden gelen ışınımın gözlenebilmesi için sistemin durağan
evrede iken gözlenmesi gerekir (Gänsicke ve Koester, 1999). YZ Cnc’de XMM-Newton
ile durağan evrede gözlendiğinden beyaz cüce etkin sıcaklığı ile ilgili hesaplamalar
yapılabilir. Beyaz cüce özellikle optik ve mor ötesi bölgede ışınım yaptığından Urban ve
Sion (2006)’nun, IUE ile gözledikleri YZ Cnc’nin etkin sıcaklığını Te = 23000 K olarak
hesapladıkları çalışma göz önüne alınmıştır. Yukarıda sonuçları verilen hesaplamalardan
beyaz cüce yüzeyinin ortalama 0.47’lik kısmının x-ışınları tarafından aydınlatıldığı ve bu
bölgelerin sıcaklığının ortalama 28644 K = 2.8644 × 10 4 K olduğu görülmektedir. Yani
elde edilen sonuçlar tam olarak teoriler ile uyumludur. Dolayısı ile YZ Cnc’nin sınır
tabakasından yayınlanan x-ışınlarının beyaz cüceyi ısıttığı ve mor ötesi bölgede ışınıma
sebep olduğu sonucuna varılabilir çünkü 104 K sıcaklığındaki bir gaz ancak mor ötesi
bölgede ışınım yayabilir.
Modelin verdiği akı değerini kullanarak Denklem (4.7)’den ışınım gücü L
bulunmuştur. Sınır tabakanın yarısı beyaz cüce arkasında kaldığı için elde edilen değer 2
ile çarpılır. YZ Cnc sistemi için çeşitli yazarlar farklı uzaklık değerleri vermektedirler. Bu
değerler, 130 pc (d= 400.92 × 1018 cm )( Eracleous ve ark., (1991)), Thorstensen (2003)’in
yer merkezli paralaks ölçümlerinden gelen 222 +−50
42 pc ve Harrison ve ark. (2003)’nın ise
HST FGS paralaks gözlemlerini kullanarak elde ettikleri 320 ± 40 pc’dir. Bu sebeple
literatürdeki
tüm
uzaklık
değerleri
için
ışınım
gücü
değerleri
hesaplanmıştır.
Hesaplamalarda kullanılan akı değerleri ise Çizelge 3.6’dan alınmıştır.
L = 2 × 4πd 2 F
(4.7)
MOS1, MOS2 ve PN için x-ışın ışınım gücü (d=130 pc alınarak);
LMOS1 ≅ 3.716 × 10 31 erg s −1
LMOS 2 ≅ 3.765 × 10 31 erg s −1
LPN ≅ 3.700 × 10 31 erg s −1 olarak hesaplanmıştır.
MOS1, MOS2 ve PN için x-ışın ışınım gücü (d= 222 +−50
42 pc alınarak);
145
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
32
LMOS1 ≅ 1.084 +−00..543
erg s −1
372 × 10
32
LMOS 2 ≅ 1.098 +−00..550
erg s −1
376 × 10
32
LPN ≅ 1.079 +−00..541
erg s −1
370 × 10
MOS1, MOS2 ve PN için x-ışın ışınım gücü (d= 320 ± 40 pc alınarak);
32
LMOS1 ≅ 2.252 +−00..598
erg s −1
528 × 10
32
LMOS 2 ≅ 2.281+−00..606
erg s −1
534 × 10
32
LPN ≅ 2.242 +−00..596
erg s −1
525 × 10
Bunların yanında Hakala ve ark. (2004) x-ışın ışınım gücünü hesaplamak için
ortalama bir değer olarak 300 pc almışlardır. Aşağıda uzaklık değerini 300 pc alarak
yazarların bulduğu x-ışın ışınım gücü değeriyle kıyaslamak için tekrar ışınım gücü
değerleri hesaplanmıştır.
MOS1, MOS2 ve PN için x-ışın ışınım gücü (d=300 pc alınarak);
LMOS1 ≅ 1.98 × 10 32 erg s −1
LMOS 2 ≅ 2.0 × 10 32 erg s −1
LPN ≅ 1.97 × 10 32 erg s −1 bulunmuştur.
Literatürde sistem için verilen uzaklık değerleri çok geniş bir aralıkta yer aldığından
bunlara bağlı olarak hesaplanan ışınım gücü değerleri de doğal olarak 1031 ile 1032 erg s −1
mertebelerinde yayılmıştır.
146
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Ortak kütle merkezi etrafında dönen iki yıldız arasındaki aralık ya da iki yıldızın
yörüngelerindeki yarı büyük eksen a ile ifade edilmektedir. YZ Cnc sisteminde birincil ve
ikincil yıldızın arasındaki mesafeyi hesaplamak için Denklem (4.8) kullanılmıştır (Hellier,
2001). Yer çekimi sabiti G = 6.674 × 10 −11 m 3 kg −1 s −2 , birincil kütlesi M 1 = 0.8M Θ , ikincil
kütlesi M 2 = 0.176 M Θ ve yörünge periyodu Pyör = 125.17 dk değerlerinde alınarak
hesaplanmıştır.
a =
3
G ( M 1 + M 2 ) Pyör
2
4π 2
(4.8)
a = 1.942 × 10 9 m
Birincil yıldızın ortak kütle merkezine olan uzaklığı a1 , ile ikincil yıldızınki ise a 2
ile tanımlanır. Denklem (4.9)’da yine aynı değerler kullanılarak a1 değerini, Denklem
(4.10)’da a 2 değerini elde ederiz.
 M + M2
a = a1  1
 M2



(4.9)
a1 = 0.35 × 10 9 m
a = a1 + a 2
(4.10)
a 2 = 1.592 × 10 9 m
Kütle oranı q , ikincil kütlesinin birincilin kütlesine oranını ifade etmektedir.
q = M 2 / M 1 = 0.176 M Θ / 0.8M Θ = 0.22
(4.11)
Birincil yıldızdan L1 noktasına (materyalin aktığı nokta) olan uzaklık RL1 Denklem
(4.12) ile hesaplanmıştır.
147
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
RL1 = a (0.500 − 0.227 log q )
⇒
İhsan BARGAN
0.1 < q < 10 için
(4.12)
RL1 = 1.26 × 10 9 m
(4.8)’den (4.12)’ye kadar olan denklemler Hellier (2001)’in 18, 19 ve 24 numaralı
sayfalarındaki denklemlerdir.
Lynden-Bell ve O’Dwyer (2001)’in makalesindeki bağıntılardan bulunan birincilin
tahmini yarıçapı R1 = 6.19 × 10 8 cm’dir. 0.5 RL1 > R1 bağıntısı, sınır tabaka ile birincil
arasında bir boşluk olduğunun kanıtıdır (Hellier, 2001). Aksi halde materyal beyaz cüce
üzerine yığılmış vaziyette olurdu. YZ Cnc sistemi için bu bağıntının verdiği sonuç
0.5 RL1 = 0.63 × 10 9 m = 630 × 10 8 cm > R1 = 6.19 × 10 8 cm şeklindedir ve Beyaz cücenin dış
sınırı ile L1 Lagrange noktası arasında 623.81x103 km’lik bir uzaklık olduğunu
göstermektedir. Bu hesaplanan sayılarla sistemin yörüngesi, bileşenleri ve büyüklüğü
hakkında genel bir görüşe sahip olmak mümkündür.
Eracleous ve ark. (1991), Einstein x-ışını uydusu verileri ile yaptıkları çalışmada,
elde ettikleri tayfa uyum gösteren model χν2 = 1.44 ile optik olarak ince ısısal frenleme
tayfıdır ve x-ışın verisi 0.16-4.47 keV enerjili fotonlardan oluşmaktadır. Yani yazarlar bu
çalışmada kullanılan x-ışınlarından daha yumuşak bölgede çalışmışlardır. Verdikleri sayım
değeri ve gözlem süresini kullanarak elde edilen sayım oranı değeri ~0.041 sayım s-1’dir.
Hidrojen kolon yoğunluğunu 0.1-3.5 keV enerji aralığında analiz etmişler ve
−2
20
N H = 2 +−23
2 × 10 cm
bulmuşlardır.
Neticede
buldukları
akı
değeri
Fx = 2.9 × 10 −12 ergcm −2 s −1 ’dir. Bizim çalışmamızda 3.250±0.012 sayım s-1 sayım oranı
değerli veri ile en iyi eşleşmeyi sağlayan ( χν2 = 1.22 ) PN kamerasının parametre değerleri
20
göz önüne alındığında hidrojen kolon yoğunluğu N H = (3.240 +−00..267
cm −2 ’dir.
267 ) × 10
Sayım oranları arasında 3.2 sayım s-1’lik bir fark vardır. Bunun sebebi verilerin farklı
enerji aralıklarını içermesidir. Bunun yanında 0.1-10, 0.1-2.5, 0.16-4.47 ve 5-8 keV enerji
aralıklarında akılar Çizelge 3.6’daki gibi hesaplanmıştır. Tüm enerji aralığında (0.1-10
keV) aldığımız akının yazarların akı değerinden yüksek çıkması normaldir. Çünkü Şekil
4.33’ten de, bu çalışmada sert x-ışınlarının (x-ışın>3.5 keV) belirgin olduğu görülebilir.
Fazladan sayımın varolması akıya pozitif bir değer kazandırır. Yumuşak x-ışınları için
hesapladığımız akı (0.1-2.5 keV aralığında) yazarlarınkine kıyasla (0.1-3.5 keV aralığında)
daha düşük bir değer olması gerekirken çalışmamızda bulunan daha yüksek bir değerdir.
148
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
Ancak en iyi eşleşme sağladığımız PN kamerasına göre, ki-kare istatistiğimiz
yazarlarınkinden daha iyi bir sonuca ulaşmıştır. Ki-karenin farklı olması serbest parametre
değişkenin farklılığından kaynaklanmaktadır. Bu parametrelerle çıkan tayf-model
eşleşmesine göre de farklı akılar hesaplanmaktadır. Bulmuş olduğumuz değerlerin, diğer
yazarların değerlerinden farklılığı da bu şekilde açıklanabilir. Ayrıca Eracleous ve ark.
(1991)’da bulunan N H değeri, hatası kendisinden çok fazla büyük olduğundan doğru
kabul edilmesi mümkün değildir. Doğru bir sonuç olabilmesi için hata değerlerinin gerçek
değerden düşük olması gerekir.
Hakala ve ark. (2004), XMM-Newton x-ışın uydusunun 0.15-10 keV enerji
aralığında 3.4 sayım s-1 sayım oranlı EPIC-PN verisi ile yaptıkları çalışmada χ 2 = 1.37 kikare istatistiği ile soğurma içeren tek sıcaklıklı plazma modelini (apec) aynı veri seti için
apec + apec + apec şeklinde uygulayarak ve metal bolluklarını 1.5 Güneş bolluğu alarak üç
sıcaklık değeri elde etmişlerdir. Ayrıca cemekl modelini uyguladıklarında da aynı istatistik
değerini bulmuşlardır. Daha sonra 5-8 keV aralığında üç sıcaklıklı ısısal plazma modeli ile
uyumu için χ 2 = 1.18 değerini, aynı modele 6.4 keV’ta bir Gauss çizgisi gibi bir floresan
çizgisi eklediklerinde χ 2 = 1.04 değerini elde etmişlerdir. Bu aralıkta yaptıkları aslında Fe
çizgisine
bir
model
eşleştirmeye
çalışmaktır.
Galaktik
soğurma
değerini
N H = 8 +−20..02 × 1019 cm −2 ve çalışmamızdaki değere en yakın kT değerini 8.3 +−00..55 keV , akı
değerini ise Fx = (9.24 ± 0.4 ) × 10 −12 ergcm −2 s −1 olarak bulmuşlardır. Sistemin uzaklığını
300 pc kabul ederek ışınım gücü Lx = 1.4 × 10 32 erg s −1 bulmuşlardır. Bizim çalışmamızda
0.8841±0.0054 sayım s-1, 0.8939±0.0057 sayım s-1 ve 3.250±0.012 sayım s-1 sayım oranlı
veri ile her üç CCD için Cemekl modeli en iyi eşleşmeyi vermiş ve χν2 = 1.22 ,
N H = (3.24 ± 0.26) × 10 20 cm −2 , akı değeri Fx = 9.16 × 10 −12 ergcm −2 s −1 ve ışınım gücü
ortalama 300 pc için Lx = 1.9 × 10 32 erg s −1 bulunmuştur. İki çalışmanın akı değerleri
hemen hemen aynıdır ve doğal olarak aynı uzaklık değeri alınarak hesaplanan ışınım
güçleri arasında da pek bir fark yoktur. Bu çalışmada aynı veride aynı modelle daha iyi bir
istatistik elde edilmiştir. Dolayısı ile üç sıcaklıklı model yerine tek sıcaklıklı model ile
sistemden yayınlanan x-ışını radyasyonu açıklanabilir olduğu açıktır. Sayım oranları
arasında PN kamerası ile elde ettiğimiz fark 0.15 sayım s-1’dir. Bu farklar analizin
başlangıcında filtreleme ve temizleme işlemleri sırasında özellikle arka plan için fotonların
farklı bölgelerden alınmasından kaynaklanabilir. Hakala ve ark (2004) çalışmalarında mor
ötesi bölge fotonları ile x-ışınları fotonlarının yayınlanma zamanları arasında 100 s’lik bir
149
BÖLÜM 4 – YZ CNC’NİN X-IŞIN TAYF ANALİZİ
İhsan BARGAN
fark bulmuşlar ama bu konuyu açıklayamamışlardır. Çünkü literatürde bu bulgunun tersine
genelde x-ışınlarının yayınlanmasının mor ötesinden sonra gerçekleştiği örnekler vardır.
Biz bu çalışmada sınır tabakasından yayınlanan sert x-ışınlarının beyaz cücenin yaklaşık %
50’sini aydınlattığını ve bu bölgelerin sıcaklığını 104 K civarına yükselttiğini
hesapladığımızdan mor ötesi yayınımın beyaz cüceden geldiği sonucuna varmış
bulunuyoruz. Bu da demektir ki x-ışınları sınır tabakasından yayınlandıktan sonra aradan
geçen zamanda beyaz cüce ısınmakta ve mor ötesi yayınım yapmaktadır yani mor ötesi
ışınımın x-ışınlarında sonra gecikmeli olarak yayınlanması bu şekilde açıklanabilir. Bu
çalışmada sınır tabakası ile Beyaz cüce arasında ~6.24x105 km’lik bir uzaklık olduğu
hesaplanmıştır. Buradan x-ışınlarının ~2 s’de beyaz cüceye ulaşacağı hesaplanabilir.
Geriye kalan 98 saniye x-ışınlarının soğurulması, yüzeyin ısınması ve mor ötesi bölgede
yeniden yayınlanması için gereken süre olmaktadır.
Van Teeseling ve Verbunt (1994), ROSAT PSPC ile yapılan nokta gözlemlerinde,
optik patlama maksimumundan hemen önce 0.4 sayım s-1’lik ve durağanda 0.27
sayım s-1’lik sayım oranlarını (50-201 kanalda) vermiştir. ROSAT veri setlerine
uyguladıkları tayf analizinde 0.1-2.4 keV enerji aralığında ısısal frenleme ve mewe (ki
temel olarak ısısal frenleme mekanizmasına dayanan ama metal bolluk değerleri içeren bir
modeldir) tayf modelleri ile en iyi sonucu elde etmişlerdir. Bizim çalışmamızda
uyguladığımız Cemekl modeli de ısısal frenleme mekanizmasını temel alan bir modeldir.
Yazarların çalışması yumuşak x-ışınlarını içermekte iken bizim çalışmamızdaki x-ışınları
hem yumuşak hem de serttir. Sadece yumuşak x-ışınlarına uyum sağlayan bir model elde
edememiş olduğumuzdan elde edilen sayısal değerler açısından bu çalışma ile bir
karşılaştırma yapmak çok sağlıklı olmayacaktır.
Verbunt ve ark., (1999), sayım oranını (50-201 kanal) 0.249(14) sayım s-1
bulmuşlardır. EXOSAT LE (Düşük Enerji detektöründe) (3000 Lexan filtresi ile) ile
gözlenen sayım oranları, durağan sırasında yaklaşık 0.01 sayım s-1 ve patlamada 4 faktör
daha düşük olmuştur.
N H = 1019 − 10 20 cm −2
aralığında farzedilen kolon için 0.1
sayım s-1’lik bir HRI sayım oranı, EXOSAT LE (3000 Lexan) için 0.02-0.01 sayım s-1’lik
bir sayım oranını göstermektedir. Bizim çalışmamızda MOS1, MOS2 ve PN için sayım
oranları sırasıyla 0.8841 ± 0.0054 sayım s-1, 0.8841 ± 0.0054 sayım s-1 ve 3.25 ± 0.012
sayım s-1’dir. Yukarıda yazarlar 0.5 ile 2 keV enerji aralıklarında sayım oranları bulmuşlar
ve daha önce belirtildiği gibi patlama sırasında diskin fotonları engellemesinden sayımlar
azalmıştır. Bizim sayım oranlarımız 0.1-10 keV arasında olmuştur ki yazarların sayım
oranları içerisinde 2-10 keV arasındaki sayımları kapsayan bir veri yoktur.
150
BÖLÜM 5 – SONUÇ VE ÖNERİLER
İhsan BARGAN
BÖLÜM 5
SONUÇ VE ÖNERİLER
Bu çalışmada YZ Cnc sisteminin 0.3-10 keV enerji aralığında XMM-Newton x-ışın
uydusu tarafından sistem durağan evresinde (15.2 kadir) iken 5 Ekim 2002’de 36906 s
boyunca yapılan gözleminde elde edilen verisinin tayf analizi yapılmıştır. Öncelikle
uydunun her üç kamerası için x-ışın görüntüleri ve ışık eğrileri elde edilmiştir. Daha sonra
x-ışın tayfı görüntülenerek tayf model eşleşmesi yapılmıştır. Bu eşleşme sonucunda
sistemle ilgili özellikler elde edilmiştir.
Yapılan tayf model eşleşmesi sonucu Mekal tabanlı çok sıcaklıklı plazma emisyon
modeli olan Cemekl ve Cevmkl, Soğumalı Akış Modeli (Cflow), Raymond Smith Modeli
(Raymond), ve Isısal Frenleme Modeli (Bremss) kullanılmıştır. Bu modellerden Cemekl ve
Cevmkl modeli dışındaki modeller makul olmayan yüksek istatistik değerleri vermiştir
( χ 2 > 2 ). Cemekl ve element bolluklarını bir alarak Cevmkl modeli yalnız uygulandığında
2
χ MOS
1 = 1.58 ( 299dof ) ,
2
χ MOS
2 = 1.47 ( 290dof )
ve
2
= 1.32 (846dof )
χ PN
değerleri
bulunmuştur. Daha sonra Cemekl modeline Expdec modeli eklenmiş ve bunun sonucunda
2
2
2
ve χ PN
χ MOS
χ MOS
= 1.22 (844dof ) değerlerinde
2 = 1.41 ( 288dof )
1 = 1.53 ( 297 dof ) ,
daha iyi bir sonuç elde edilmiştir.
Cemekl-Expdec tayf-model eşleşmesi sonucu bulduğumuz akılar 0.1-10 keV enerji
aralığında ve
erg cm −2 s −1
biriminde
FMOS1 = 9.2 × 10 −12 ,
FMOS 2 = 9.32 × 10 −12
ve
FPN = 9.2 × 10 −12 olarak hesaplanmıştır. Ayrıca (0.1-2.5), (0.16-4.47) ve (5-8) keV kısmi
enerji aralıklarında da akılar bulunmuştur (Çizelge 3.6). Literatürdeki birbirinden çok
farklı uzaklık değerleri alınarak, ışınım gücü olarak 1031 – 1032 erg s −1 ’lik değerler elde
edilmiştir.
Modelin
bize
verdiği
kT
değerleri
ise
(kT ) MOS1 = 12.37 ± 0.53 ,
(kT ) MOS 2 = 11.69 ± 0.37 , (kT ) PN = 12.24 ± 0.28 ’dir. Patterson ve Raymond (1985)’a göre
kT > 1 olması kaynak plazmanın yüksek sıcaklıkta olduğunu ve sert x-ışın yaydığını
göstermektedir. Dolayısıyla bizim sistemimizde bu özelliklere sahiptir. Ayrıca sistemin bu
sıradaki sınır tabakası kütle aktarım oranı ~1015 gs-1 mertebesindedir ki bu da bu tür
sistemler için kritik değer kabul edilen M ≈ 2 × 1016 gs-1’den küçüktür. Bu değerden az
kütle aktarım oranları optik olarak ince bir sınır tabakası oluşmasına neden olmaktadır. Ek
olarak sert x ışınlarının yayınlanabilmesi için bu yayınımı yapan gazın optik olarak ince
olması gereklidir. Aksi halde yayınlanan yüksek enerjili x ışınları ( > 2 keV enerjili) gazın
151
BÖLÜM 5 – SONUÇ VE ÖNERİLER
İhsan BARGAN
kendisi tarafından soğurulup, enerjisi düşmüş şekilde yumuşak x ışınları olarak yayınlanır.
Yani YZ Cnc sisteminde sınır tabakası optik olarak ince gazdan oluşmaktadır.
YZ Cnc sistemi, Liedahl tarafından Fe L hesaplamalarıyla Mewe ve Kaastra’nın
model hesaplamalarına dayalı sıcak gazdan yayılan bir emisyon tayfıyla uyumludur. Model
elementlerin çizgi emisyonlarını içerir ki bunlardan biri MOS1, MOS2 ve PN tayfında
belirgin olan 6.7 keV demir çizgi emisyonudur.
Ayrıca bu çalışmada bu çift yıldız sistemi için literatürde bulunmayan yörünge
parametreleri de hesaplanmıştır.
Sistemde yayınlanan x ışınları beyaz cüceyi de ısıtmakta ve beyaz cücenin mor
ötesi bölgede yayınım yapmasına sebep olmaktadır. Yalnız x ışınlarının beyaz cüce
yüzeyini ısıtması ve mor ötesi fotonların yayınlanması için 100 s kadar bir süre
geçmektedir.
Her sistem için olduğu gibi YZ Cnc için de bundan sonra mümkünse tüm tayf
bölgelerini kapsayan eş zamanlı (hem patlama evresinde hem de durağan evrede)
gözlemler yapılması sistemin tüm bileşenlerinden aynı zamanlı gelen fotonların incelenip
sistemin yapısının anlaşılması açısından çok faydalı olacaktır.
152
KAYNAKLAR
AAVSO, Işık Eğrisi Oluşturucusu (LCG). www.aavso.org/data/lcg.
Cash W., (b.t.). Astrophysics 1. Colorado Üniversitesi Ders Notları.
http://casa.colorado.edu/~wcash/APS3730/chapter5.
Bank S. H. R., 2004. X-ray Productions Mechanisms. Wisconsin Üniversitesi REU
Astrofizik Yaz Okulu. http://www.astro.wisc.edu/~bank/.
Baskil D. S., Wheatley P. J. ve Obsorne J. P., 2005. The Complete Set of ASCA X-ray
Observations of Non-Magnetic Cataclysmic Variables. Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society, vol. 357, Issue 2. 626-644.
Carroll B. W. ve Ostlie D. A., 2007. An Introduction to Modern Astrophysics (2nd Ed.).
Addison-Wesley.
Choudhuri A. R., 2010. Astrophysics for Physicists. The Edinburgh Building, Cambridge
CB2 8RU, UK.
Collins D., 2010. X-ray Observations of Cataclysmic Variables. A Thesis Submitted for
the Degree of PhD (Doktora Tezi). The University of Warwick, UK.
Cordova F. A. ve Mason K. O., 1984. X-ray Observations of a Large Sample of
Cataclysmic Variable Stars Using the Einstein Observatory. Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society (ISSN 0035-8711), vol. 206, Feb. 15, 1984. 879-897.
Eracleous M., Halpern J. ve Patterson J., 1991. X-ray Spectra of Cataclysmic Variables
from the Einstein Observatory. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol.
382, Nov. 20, 1991. 290-300.
Esenoğlu H. H., 2010. Novaların Evrimi. “Yakın Çift Yıldızların Yapısı ve Evrimi”
Çalıştayı, İzmir. 217-229.
Gänsicke B.T. ve Koester D., 1999. SW Ursae Majoris, CU Velorum and AH Mensae:
Three More Accreting White Dwarfs Unveiled? Astronomy and Astrophysics, vol.
346. 151-157.
Giacconi R. ve Rosati P., 2008. Cosmic X-ray Sources. Scholarpedia, 3(4):4391,
doi:10.4249/scholarpedia.4391.
http://www.scholarpedia.org/article/Cosmic_X-ray_sources.
Hakala P., Ramsay G., Wheatley P., Harlaftis E. T. ve Papadimitriou C., 2004. XMMNewton Observations of the Dwarf Nova YZ Cnc in Quiescence. Astronomy and
Astrophysics, vol. 420. 273-281.
Heasarc Arşivi, NASA. http://heasarc.nasa.gov/db-perl/W3Browse/w3browse.pl.
153
Hecht E., 2005. Optik. Akadaemi Yayın Hizmetleri, 2. Basım. Adelphi Üniversitesi. 22 p.
Hellier C., 2001. Cataclysmic Variable Stars: How and Why They Vary. Praxis Publishing,
Chichester, UK. 18-24.
İğdi Şen M., 2008. XMM-Newton Uydusu ile VW Hyi’nin X-ışın Veri Analizi. Yüksek
Lisans Tezi. Onsekiz Mart Üniversitesi, Çanakkale, Türkiye.
Kogure T. ve Leung K. C., 2007. The Astrophysics of Emission Line Stars.
Science+Business Media LLC, Newyork, USA.
Knigge C., 2006. The Donor Stars of Cataclysmic Variables. Monthly Notices of the
Astronomical Society, vol. 373, Issue 2. 484-502.
Lamb D. Q., 1983. X-ray Emission from Cataclysmic Variables. Proceeding of the 72nd
Colloquium of the International Astronomical Union “Cataclysmic Variables and
Related Objects” Edited by Mario Livio and Giora Shaviv, Haifa, İsrael. 299-322.
Lamb D. Q. ve Patterson J., 1983. Spin-up and Magnetic Fields in DQ Her stars.
Proceeding of the 72nd Colloquium of the International Astronomical Union
“Cataclysmic Variables and Related Objects” Edited by Mario Livio and Giora
Shaviv, Haifa, İsrael. 229-236.
Lerrahn C., 2002. Polars and Intermediate Polars. IAAT Tübingen.
Lynden-Bell D. ve O’Dwyer S. P., 2001. One Mass-Radius Relation for Planets, White
Dwarfs and Neutron Stars. eprint arXiv: astro-ph/0104450.
Paczynski B., 1983. Evolution of Cataclysmic Binaries. Proceedings of the 7th North
American Workshop “Cataclysmic Variables and Low-Mass X-ray Binaries” Edited
by Lamb D. Q., and Patterson J., Cambridge, Massachusetts, USA. 1-10.
Patterson J. ve Raymond J. C., 1985. X-ray Emission from Cataclysmic Variables with
Accretion Disks. I-Hard X-rays. II-EUV/Soft X-ray Radiation. Astrophysical
Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 292, May. 15, 1985. 535-558.
Patterson J., Thorstensen J. R. ve Kemp J., 2005. Pulsations, Boundary Layers and Period
Bounce in the Cataclysmic Variable RE J1255+266. The Publications of the
Astronomical Society of the Pasific, vol. 117, Issue 831. 427-444.
Pezzuto S., Barnacca P. L. ve Stagni R., 1992. Rapid Oscillations in the Dwarf Nova SY
Cancri, YZ Cancri and AH Herculis. Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361),
vol. 257, no. 2. 523-530.
Raymond J. C. ve Smith B. W., 1977. Soft X-ray Spectrum of a Hot Plasma. Astrophysical
Journal Supplement Series, vol. 35, Dec. 1977. 419-439.
Shafter A. W. ve Hessman F. V., 1988. A Time-Resolved Spectroscopic Study of the SU
Ursae Majoris Dwarf Nova YZ Cancri. Astronomical Journal (ISSN 0004-6256), vol.
154
95, Jan. 1988. 178-189.
Smith D. A. ve Dhillon V. S., 1998. The Secondary Stars in Cataclysmic Variables and
Low-Mass X-ray Binaries. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol.
301, Issue 3. 767-784.
Urban J. A. ve Sion E. M., 2006. The Dwarf Novae During Quiescence. The Astrophysical
Journal, vol. 642, Issue 2. 1029-1041.
The Doppler Effect. Teach Astronomy Web Sayfası.
http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/The-Doppler-Effect.
van Teeseling A. ve Verbunt F., 1994. ROSAT Observations of Cataclysmic Variables.
The Evolution of X-ray Binaries, Proceedings of a Conference Held in College Park,
MD. 1993. Edited by Steve Holt and Charles S. Day. New York: American Institute
of Physics Press. AIP Conference Proceedings, vol. 308, 1994. p. 189.
Verbunt F., Wheatley P. J. ve Mattei J. A., 1999. X-ray Observations Through the Outburst
Cycle of the Dwarf Nova YZ Cnc. Astronomy and Astrophysics, vol. 346. 146-150.
Warner B., 2004. Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. The Publications of the
Astronomical Society of the Pasific, vol. 116. 115-132.
Woods J. A., Verbunt F., Collier C. A., Drew J. E. ve Piters A., 1992. Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society (ISSN 0035-8711), vol. 255, March 15, 1992. 237242.
Yücel E. Işık, Renk ve Elektromanyetik Tayf. (b.t).
http://www.akat.org/sizin_icin/elektromagnetik_tayf.pdf
Zhao Y., Li Z., Wu X. ve Peng Q., 2005. Spectroscopic Study of SU UMa-type Dwarf
Nova YZ Cnc During Its 2002 Superoutburst. Chinese Journal of Astronomy and
Astrophysics, vol. 5, Issue 6. 601-609.
155
ÇİZELGELER
Sayfa No
Çizelge 2.1. Yapılan tüm çalışmalar sonucunda YZ Cnc sistemi için bulunan
özelliklerin özeti…………………………………………………....
50
Çizelge 2.2. Gözlem bilgisi. AAVSO verilerinden ışık eğri fazı ………….........
55
Çizelge 2.3. YZ Cnc’nin XMM-Newton gözleminden gözlem özellikleri……...
59
Çizelge 2.4. Nötr soğurma modeliyle üç-sıcaklıklı termal plazma modeli
kullanılarak birleşik EPIC PN tayfları için uyumu……………........
59
Çizelge 3.1. XMM’in özellikleri………………………………………………...
68
Çizelge 3.2. XMM-Newton teleskobunun özellikleri……………………………
75
Çizelge 3.3. XMM-Newton x-ışın teleskoplarının görüntüleme kalitesi………..
76
Çizelge 3.4. Bilimsel veri toplama modları……………………………………..
86
Çizelge 3.5. EPIC’in Bilimsel veri toplama modları…………………………….
86
Çizelge 3.6. EPIC in bilimsel Modları için temel sayılar………………………..
87
Çizelge 3.7. XMM’de gözlem sırasında tercih edilen pencere boyutları ve
zaman çözünürlükleri……………………………………………….
88
Çizelge 3.8. RGS aygıtlarının performansları…………………………………...
92
Çizelge 3.9. Bir on-axis kaynak için RGS çiplerinin kapladığı dalgaboyu ve
enerji aralığı………………………………………………...............
96
Çizelge 3.10. RGS’nin farklı ızgara sıralarındaki enerji aralıkları (2.5 keV üst
limittir)……………………………………………………………...
96
Çizelge 3.11. Optik Monitörün (OM) özellikleri………………………………...
97
Çizelge 3.12. XMM’nin diğer x-ışın uyduları ile kıyaslaması…………………..
102
Çizelge 4.1. YZ Cnc kaynak ve arkaplan bölgesinde seçilen parametreler……..
135
Çizelge 4.1. Tayfa uygulanan Cemekl-Expdec modelinin parametre değerleri…
141
I
ŞEKİLLER
Sayfa No
Şekil 1.1. Elektromanyetik tayf diyagramı………………………………………
2
Şekil 1.2. X-ışın teleskobunun optik şematik gösterimi. X-ışınları sıyırma
açısıyla
gelerek
iki
ardışık
yansıma
ile
bir
noktada
4
toplanır……………………………………………………………….
Şekil 1.3. Aynı fazla herhangi iki nokta arasında ölçülmüş sinüsoidal bir
dalganın dalgaboyu…………………………………..………………
6
Şekil 1.4. Planck fonksiyonunun tayfsal enerji dağılımı. Ordinat dalgaboyu
birimi (cm) başına radyasyon enerjisini verir (erg cm −2 s −1 ) ve
yatay koordinat dalgaboyudur ( A  )……………………....………….
10
Şekil 1.5. Manyetik bir alanda dairesel bir yörüngede hareket eden parçacık…...
12
Şekil 1.6. Yörünge düzleminde coşkun değişenlerin şematik görüntüsü. Soğuk
yıldız, beyaz cücenin gravitasyonel etkisiyle şişmeye başlar ve
Roche şişimini doldurur. Gaz, beyaz cücenin yığılma diski üzerine
akar…………………………………………………………………..
13
Şekil 1.7. İkili sistemin yörünge düzleminde Roche eş potansiyel eğrileri……...
13
Şekil 1.8. Yakın ve düşük kütleli x-ışın ikilisinin yörünge düzlemi (x-y) ve
dikey düzlemdeki (x-z) yığılma diskinin model hesabı. İkili sistemin
Lagrange
noktası
L1
sol
taraftaki
ordinatın
merkezinde
konumlandırılmıştır……………………………………………….…
15
Şekil 1.9. Yakın ikili sistemin oluşumu. Başlangıçta ayrık olan iki yıldız
bağımsız bir ikili meydana getirerek yaygın bir örtülme evresi
boyunca birbiriyle temas halinde gelişir. Açısal momentum kaybı,
temas halinde olan bağımsız ikilinin oluşmasına neden olacaktır…...
18
Şekil 1.10. Manyetik bir beyaz cüce üzerindeki yığılma (ED, eşzamanlı dönme)
22
Şekil 1.11. Orta kutupsal cüce nova diyagramı. Madde ikincil yıldızdan beyaz
cüce etrafındaki yığılma diski içine akmaktadır, fakat disk alan
kuvvetiyle orantılı bir mesafede beyaz cücenin manyetik alanı
tarafından bozulur……………………………………………............
23
Şekil 1.12. Cüce nova bileşenlerinin şematik gösterimi…………………………
29
II
Şekil 1.13. Hertzsprung - Russell diyagramı. Kesikli çizgiler sabit yarıçaplı
çizgileri belirtmektedir…………………………………………….....
30
Şekil 1.14. H-R diyagramı üzerinde DA beyaz cüceler. Düz çizgi 0.50 M Θ ’li
beyaz cücelerin konumlarını belirtir ve anakolun bir bölümü sağ
üsttedir…………………………………………………………..........
32
Şekil 1.15. Yığılma diskini oluşturan dairesel halkalardan biri (sanal)……….....
35
Şekil 1.16. Altı farklı yığılma oranı için 1M Θ ’li bir yıldız üzerine yığılma ile
üretilen x-ışın ve UV tayfları. Eğriler, madde yığılması süresince
optik elektron derinliğinin değeriyle sınıflandırılır. Kesikli çizgi
Compton
indirgemesi
nedeniyle
kesilme
değişimini
gösterir…………………………………………………………….....
43
Şekil 1.17. Yığılma oranında nükleer yanma ile (koyu çizgiler) ve nükleer
yanma olmaksızın (kesikli çizgiler) 1M Θ ’li bir yıldız üzerine madde
yığılmasıyla üretilen tayfların kıyaslanması. Eğriler, madde aktarımı
süresince optik elektron derinliğinin değeriyle yeniden sınıflandırılır
44
Şekil 1.18. 0.2 − 1.2 M Θ ’li yıldızlar için Tgöz ve Ls arasındaki ilişki. Kesikli
çizgiler,
Ls
karacisim bileşenini içerdiği zamanki bağıntıyı
vermektedir…………………………………………………………..
45
Şekil 1.19. 0.2, 0.6, 1.0 ve 1.2 M Θ ’li ve yığılma oranında nükleer yanma olan
yıldızlar için Tgöz ve Ls arasındaki ilişki. Kesikli çizgiler, karacisim
bileşen dağılımı ihmal edildiğinde oluşan bağıntıyı göstermektedir...
45
Şekil 1.20. Foto-soğurmalarının etkileri göz önüne alınarak 0.090 M E ’lik
( τ = 6 ) bir yığılma oranında 1M Θ ’li yıldız tarafından üretilen x-ışın
ve UV tayfı…………………………………………………………...
47
Şekil 1.21. 0.15M E ( τ = 10 ) yığılma oran değeri için Şekil 1.20’nin aynısı…...
48
Şekil 2.1. YZ Cnc’nin AAVSO’dan alınmış Kasım 1988 gözlem verisidir. IUE
gözlem zamanı noktalı çizgilerle sınırlanmıştır. Makalede kullanılan
optik gözlemlerin zamanları düz çizgilerle sınırlanmıştır…………….
54
Şekil 2.2. YZ Cnc’nin optik dalgaboyundaki görüntüsüdür, sistem yuvarlak
içine alınarak gösterilmiştir……………………………………………
III
54
Şekil 2.3. Nisan 1998’de YZ Cnc’nin optik ve x-ışın ışık eğrisi………………...
57
Şekil 2.4. YZ Cnc EPIC PN tayfının üç-sıcaklıklı model ile eşleşmesi…………
60
Şekil 3.1. XMM-Newton uydusunun birbirine paralel yerleştirilmiş üç x-ışın
teleskobu. Şekil, Dornier Satellitensysteme GmbH’nin izniyle
yayınlanmıştır…………………………………………………….….
64
Şekil 3.2. Afrika üzerinden XMM uydusunun geçişi……………………………
65
Şekil 3.3. XMM uzay aracının payload’u………………………………………..
66
Şekil 3.4. XMM Odaksal düzlem topluluğu. Altta koni şeklindeki radyatörleri
ile
EPIC
MOS
kameralar
görülmektedir.
Fotoğraf
Dornier
Satellitensysteme GmbH’nin izni ile yayınlanmıştır………………….
67
Şekil 3.5. XMM servis modülünün arka kısmındaki XMM ayna modülleri…….
68
Şekil 3.6. Wolter 1 teleskobu birincil odak………………………………………
70
Şekil 3.7. Wolter 1 teleskobu ikincil odak……………………………………….
71
Şekil 3.8. XMM Ayna Modülü arkadan görünüşü. Fotoğraf D. de Chambure,
XMM Project Team’in izni ile yayınlanmıştır………………………...
71
Şekil 3.9. XMM Ayna Modülü (yakın görünüş). Fotoğraf D. de Chambure,
XMM Project Team’in izni ile yayınlanmıştır………………………...
72
Şekil 3.10. XMM Ayna Modülü (yandan görünüş)……………………………...
73
Şekil 3.11. Media Lario da Ayna Modülünün tek bir çark (spider) üzerinde bir
araya getirilmesi. Tüm ayna kabuklarının 2/3’ü bir araya getirilmiş
olarak görülmektedir.
Fotoğraf
Media Lario’nun izni ile
yayınlanmıştır………………………………………………………...
73
Şekil 3.12. Teleskop konfigürasyonu…………………………………………….
75
Şekil 3.13. RGS’siz bir XMM X-ışın teleskobunda (PN) ışığın yolu……………
76
Şekil 3.14. Izgaralı (RGS) iki XMM teleskobunda (MOS1 ve MOS2) ışığın
izlediği yol……………………………………………………………
77
Şekil 3.15. XMM ayna modüllerinin etki alanının diğer x-ışın uyduları ile
kıyaslaması (lineer ölçek)……………………………………………
IV
79
Şekil 3.16. XMM ayna modüllerinin etki alanının diğer x-ışın uyduları ile
kıyaslaması (logaritmik ölçek)……………………………………….
79
Şekil 3.17. EPIC kameraların iki türünün görüş alanı. EPIC MOS (soldaki) ve
EPIC PN (sağdaki). Taralı daireler 30' çaplı alanı göstermektedir….
81
Şekil 3.18. XMM EPIC MOS CCD çip dizisi. MOS CCD dizilerinin mekanik
yerleşimi görülmektedir. Fotoğraf D. de Chambure, XMM Project
Team ın izni ile yayınlanmıştır………………………………………
83
Şekil 3.19. EPIC MOS kamerası içindeki koordinat sistemi tanımlaması ile
numaralandırma……………………………………………………...
83
Şekil 3.20. XMM EPIC PN CCD’leri. Herbiri 64x200 piksel olan, 6x2 çipli
XMM EPIC PN tek yongalı CCD dizisi. Fotoğraf, MPE HalbleiterLabor, Garching’in izni ile yayınlanmıştır…………………………...
84
Şekil 3.21. PN CCD’si…………………………………………………………...
85
Şekil 3.22. EPIC PN kamerası içindeki koordinat sistemi tanımlaması ile
numaralandırma……………………………………………………...
85
Şekil 3.23. EPIC CCD çiplerinin (PN ve MOS) iki türünün foton enerjisi
fonksiyonuna göre Quantum etkileri…………………………………
89
Şekil 3.24. Optik bloke etme filtrelerinin her biri ve açık (filtresiz) pozisyon
için EPIC MOS etki alanı…………………………………………….
90
Şekil 3.25. Optik bloke etme filtrelerinin her biri ve açık (filtresiz) pozisyon
için EPIC PN etki alanı………………………………………………
Şekil 3.26. Ayna modülü üzerine yerleştirilmiş RGA. Fotoğraf
91
D. de
Chambure, XMM Project Team ın izni ile yayınlanmıştır…………..
93
Şekil 3.27. Optik ışık ile aydınlatılmış RGA. Fotoğraf D. de Chambure, XMM
Project Team’in izniyle yayınlanmıştır………………………………
93
Şekil 3.28. RGS’nin Yapısal Termal Modeli (Structural Thermal Model
(STM)). Fotoğraf Paul Scherrer Institut’un izni ile yayınlanmıştır...
94
Şekil 3.29. RGS’nin şematik gösterimi…………………………………………..
95
Şekil 3.30: MOS CCD’li RFC çip dizisi…………………………………………
95
Şekil 3.31. XMM optik/UV, OM teleskobundan ışığın izlediği yol……………..
98
Şekil 3.32. Montajı tamamlanmış OM teleskobu. Fotoğraf
İngiltere’deki
Mullard Space Science Laboratory izniyles yayınlanmıştır…………
V
98
Şekil 3.33. Denemedeki engelleyicili (baffle) OM teleskop tüpü. Fotoğraf
İngiltere’deki
Mullard
Space
Science
Laboratory
izni
ile
yayınlanmıştır………………………………………………………...
99
Şekil 3.34. OM teleskop tüpü- önden görünüş…………………………………...
100
Şekil 3.35. OM filtre çarkı. Fotoğraf İngiltere’deki Mullard Space Science
Laboratory izniyle yayınlanmıştır……………………………………
Şekil
3.36.
OM
mikro-kanal
kaplamalı
güçlendirilmiş
CCD
100
(MIC)
dedektörünün şematik gösterimi……………………………………..
101
Şekil 3.37. XMM’nin oldukça eliptik yörüngesinin şematik görünümü. Şekil,
Dornier Satellitensysteme GmbH tarafından çizilmiştir……………..
103
Şekil 3.38. XMM-Newton’un yerdeki veri akış özeti……………………………
104
Şekil 4.1. YZ Cnc için, AAVSO’dan alınan kadir biriminde parlaklık-zaman
ışık eğrisi. Okun gösterdiği yer gözlem başlangıç tarihidir…………...
112
Şekil 4.2. PN’in ham verisinden elde edilen görüntüsü………………………….
113
Şekil 4.3. YZ Cnc’nin temizlenmiş PN görüntüsü……………………………….
113
Şekil 4.4. MOS1 kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan
noktalar………………………………………………………………...
114
Şekil 4.5. MOS2 kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan
noktalar………………………………………………………………...
115
Şekil 4.6. PN kamerasının tespit ettiği x-ışın akılarında fazlalık olan noktalar….
115
Şekil 4.7. PN kamerasından alınmış görüntünün kaynağa daha yakın
bölgelerindeki x-ışın akılarında fazlalık olan noktalar………………..
116
Şekil 4.8. MOS1 verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (tüm gözlem zamanı)……………………………………………
117
Şekil 4.9. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150189000 - 150198000 s)…………………………………………...
117
Şekil 4.10. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150198000 - 150207000 s)…………………………………...
118
Şekil 4.11. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150207000 - 150216000 s)………………………………..….
VI
118
Şekil 4.12. MOS1 verisinden elde edilen, 20 s’lik paketler olarak ayarlanmış xışın ışık eğrisi (150216000 - 150225000 s)………………………….
119
Şekil 4.13. MOS2 verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (tüm gözlem zamanı)………………………………………….
119
Şekil 4.14. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150189000 - 150198000 s)…………………………………...
120
Şekil 4.15. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150198000 - 150207000 s)…………………………………...
120
Şekil 4.16. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150207000 - 150216000 s)…………………………………...
121
Şekil 4.17. MOS2 verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık
eğrisi (150216000 - 150225000 s)…………………………………...
121
Şekil 4.18. PN verisinden elde edilen 100 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(tüm gözlem zamanı)………………………………………………...
122
Şekil 4.19. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150190000 - 150198000 s)………………………………………….
122
Şekil 4.20. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150198000 - 150207000 s)…………………………………………
123
Şekil 4.21. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150207000 - 150216000 s)………………………………………….
123
Şekil 4.22. PN verisinden elde edilen, 20 s olarak ayarlanmış x-ışın ışık eğrisi
(150216000 - 150225000 s)………………………………………….
124
Şekil 4.23. YZ Cnc’nin MOS1 kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji
aralıklarındaki görüntüleri ( 600 × 600 )………………………………
126
Şekil 4.24. YZ Cnc’nin MOS2 kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji
aralıklarındaki görüntüleri ( 600 × 600 piksel)……………………….
128
Şekil 4.25. YZ Cnc’nin PN kamerasından yumuşak, orta, sert ve tüm enerji
aralıklarındaki görüntüleri ( 600 × 600 piksel)……………………….
130
Şekil 4.26. YZ Cnc’nin MOS1, MOS2 ve PN kameralarının üst üste konularak
birleştirilmiş EPIC görüntüleri ( 600 × 600 piksel)…………………..
132
Şekil 4.27. YZ Cnc’nin MOS1, MOS2 ve PN kameralarının üst üste konularak
birleştirilmiş EPIC görüntüleri ( 1800 × 1800 piksel)………………...
134
Şekil 4.28. MOS1 kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan
görüntüsü…………………………………………………………….
VII
135
Şekil 4.29. MOS2 kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan
görüntüsü……………………………………………………………..
136
Şekil 4.30. PN kamerasında belirlenen, daire içerisinde kaynak ve arkaplan
görüntüsü. 138………………………………………………………..
136
Şekil 4.31. MOS1 dedektörüne ait tayf…………………………………………..
137
Şekil 4.32. MOS2 dedektörüne ait tayf………………………………………….
138
Şekil 4.33. PN dedektörüne ait tayf……………………………………………...
138
Şekil 4.34. Cemekl-Expdec modelinin MOS1 tayfı ile eşleşmesi……………….
139
Şekil 4.35. Cemekl-Expdec modelinin MOS2 tayfı ile eşleşmesi……………….
140
Şekil 4.36. Cemekl-Expdec modelinin PN tayfı ile eşleşmesi…………………...
140
VIII
ÖZGEÇMİŞ
KİŞİSEL BİLGİLER
Adı Soyadı : İhsan BARGAN
Doğum Yeri : İstanbul
Doğum Tarihi : 05.11.1984
EĞİTİM DURUMU
Lisans Öğrenimi : Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi
Yüksek Lisans Öğrenimi : Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi
Bildiği Yabancı Diller : İngilizce
İLETİŞİM
E-posta Adresi : [email protected]
IX