ÇUKUROVA ÜNİVERSİTESİFİZİK BÖLÜMÜ

NGC 253 GALAKSİSİNDEKİ NOKTA X IŞIN KAYNAKLARI VE SEÇİLEN BİR KAYNAĞIN

DOĞASININ YORUMLANMASI

Ece Gülfem Dağdeviren*2009136021

Adana, 2013

TEŞEKKÜR

Bu araştırma projesinde yaptığım çalışmayı destekleyen ve çalışmayı yapabilmem için edinmem gereken bilgiyi sağlayan Şenay Kayacı'ya ve Hasan Avdan'a; teknik anlamda bir çok konuda yardım eden Yrd. Doç. Dr. Tolga Güver'e ve hiç bir sorumu geri çevirmeyip yardımcı olan sayın Prof. Dr. Aysun Akyüz'e teşekkür ederim.

1.1. X-Işınlarının Bulunuşu ve Tarihçesi

Günümüz görüntüleme yöntemlerinin temelini oluşturan ve tıp biliminde yeni bir çağ açan X-ışınları, 1895 yılında Alman Fizik Profesörü Wilhelm Conrad Röntgen tarafından keşfedilmiştir. W. C. Röntgen 1845 yılında Almanya'nın Köln şehri yakınlarındaki Remscheid'te doğmuştur. Yirmi yaşında Zürih'teki Eldgenösische Teknik Yüksek Okulu'na kabul edilmiş, burada termodinamiğin babası sayılan Clausius ve Prof. Kundt'un fizik derslerine katılmıştır. 1868 yılında bu okuldan Makine Mühendisliği diploması alan Röntgen, Üniversitesi'ne geçerek Doçent, 1874'te Strasbourg Kalser Wllhelm 1879'da ise Glessen Hessian Üniversitesi'ne atanarak Fizik Profesörü olmuştur. 1888 yılında Würzburg Üniversitesi'ne geçen Röntgen, X-ışınlarını 8 Kasım 1895'te bu Üniversitede çalışırken bulmuştur. O tarihte Röntgen; bir Crooks tüpünü indüksiyon bobinine bağlayarak, tüpten yüksek gerilimli elektrik akımı geçirdiğinde, tüpten oldukça uzakta durmakta olan cam bir kavanoz içindeki baryumlu platinsiyanür kristallerinde bir takım pırıltıların oluştuğunu gözlemiş; bu tür pırıltılara neden olan ışınlara, o ana kadar bilinmemesinden dolayı "X- ışınları" adını vermiştir. Tüpten yüksek gerilimli akım geçirildiğinde karşısındaki ekranda parıldamalar oluşturan ışınların değişik cisimleri, farklı derecelerde geçebildiği, kurşun plaklar tarafından ise tutulduğunu gözleyen Röntgen, eliyle tuttuğu kurşun levhaların ekrandaki gölgesini incelerken kendi parmak kemiklerinin gölgelerini de fark etti. Bu olay üzerine, içinde fotoğraf plağı bulunan bir kasetin üzerine karısının elini yerleştirerek parmak kemiklerinin ve yüzüğünün görüntüsünü elde etmiştir. Röntgen, tespitlerini ve bu yöntemle elde ettiği görüntüleri ilk olarak 28 Aralık 1895'te Würtzburg Fiziksel Tıp Demeği'nde sunmuş, bu buluşla birlikte aynı yıl içinde günümüzdekilerle kıyaslanamayısısacak ölçüde basit ilk röntgen cihazları imal edilmeye başlanmıştır.

Fotoğraf 1.1: X ışın tüpü ve kullanılan ilk X- ışın görüntüleme cihazı

Hago ile Wind 1899’da bir X-ışını demetini dar bir yarıktan geçirmişler, böylece bir kırınım deseni elde etmeyi başarmışlardır. Fakat gözlenen desen oldukça küçük olduğu için kabul görmemiştir. X-ışınlarının dalgalı yapıda oldukları 1912’de Laue’nin kristallerdeki kırınım deneyleri ile ortaya

konulmuştur. Barkla deneyi ile X- ışınlarının polarize edilebilmesi, bunların ışık ışınları gibi enine dalgalar olduğunu ortaya koymuştur. Barkla yaptığı bu deneylerde, katı cisimlerden büyük açı altında saçılan X-ışınlarının iki farklı dalga boyu taşıdığını gözlemlemiştir. Bu dalga 3 boylarından ilki, gelen elektromanyetik dalganın frekansı ile aynı diğeri farklıdır. Klasik elektromanyetik dalgalar teorisi ile bu ilk dalga boyu açıklanabilmektedir: Gelen elektromanyetik dalganın elektrik alanı, atomlara bağlı elektronları kendi frekansı ile sürer. Salınım hareketi yapan bu elektronlar, her doğrultu boyunca aynı frekansta elektromanyetik dalgalar yayımlarlar. Bu yayımlanan elektromanyetik dalgalar gelen elektromanyetik dalgalar ile aynı frekanslıdır. Bu süreçte elektronlar atomlardan sökülmez, atomun durumu geçici olarak bozulur. Böyle bir saçılmayısısı atomlara sıkıca bağlı elektronlar gerçekleştirir. Barkla’nın deneyinde gözlenen diğer dalga boylu saçılan elektromanyetik dalgalar ise ancak Compton’un hipotezi ile açıklanabilmiştir.

1901 yılında ilk kez verilmeye başlanan Nobel Fizik Ödülüne de layık görülen W. C. Röntgen 1923 yılında 78 yaşındayken ölmüştür. Röntgen'in X-ışınlarını keşfi, bilim çevresinde çok büyük yankılar uyandırırken yeni gelişmelere de önderlik etmiştir. Bu buluştan çok kısa bir zaman sonra H. Antonie Becquerel X-ışınları üzerinde çalışırken uranyumun radyoaktifliğini; Curie’ler ise radyum elementini keşfederek "Radyoloji" adında yeni bir bilimin doğuşunu gerçekleştirmişlerdir.

Fotoğraf 1.2: X ışın görüntülemenin ilk uygulaması

1.2. X Işınları Nedir?

X-ışınları yüksek enerjili elektronların yavaşlatılması veya atomların iç yörüngelerindeki elektron geçişleri ile meydana gelen dalga boyları 0.1-100 Å arasında değişen elektromanyetik dalgalardır. Dalga boyları küçük, girginlik dereceleri fazla olan X-ışınına “sert X-ışını”, dalga boyları büyük, girginlik dereceleri az olan X-ışınına “yumuşak X-ışını” denir. Kristalografide 0.5-2.5 Å (yumuşak), radyolojide 0.5-1 Å (sert) dalga boylarındaki X-ışınları kullanılır. X-ışınlarının frekansı

görünür ışığın frekansından ortalama 1000 defa daha büyüktür ve X-ışını fotonu (parçacığı) görülen ışığın fotonundan daha yüksek enerjiye sahiptir. Şu halde bu ışınları belirleyen iki özellik kısa dalga boyu ve yüksek enerjiye sahip olmalarıdır.

X-ışınları hem dalga hem tanecik özelliği gösterirler. Dolayısıyla çift karakterlidirler. Fotoelektrik soğurulma, Compton saçılması (inkoherent saçılma), gaz iyonizasyonu ve sintilasyon tanecik özellikleri; hız, polarizasyon ve Rayleigh saçılması (koherent saçılma) dalga özellikleridir. Tanecik karakteri gösteren elektromagnetik radyasyona foton denir.

X ışınları doğaş veya yapay yollardan elde edilebilir.

Doğal X ışınları, atom çekirdeği tarafından K enerji kabuğundan elektron yakalanması, alfa bozunumu, iç dönüşüm ve beta bozunumu olaylarıyla meydana gelmektedir.

Bir atoma dışardan gelen veya dışarıya gönderilen yüksek enerjili elektronlar o atomun ilk halkalarından elektronlar koparır. Atomdan kopan bu elektronun yerine de üst halkalardan elektronlar atlayarak kopan elektronun yerindeki boşluğu doldurur. Bu sırada çıkan enerji fazlalığı X ışını şeklinde dışarıya salınmaktadır. Çekirdek içerisinde bulunan protonlardan bir tanesi hareketi esnasında atomun ilk halkalarındaki elektronu yakalayıp nötrleşir. Yakalanan bu elektronun halkasındaki boşalan yere diğer bir halkadan bir elektron atlamasıyla X-ışını meydana gelebilmektedir.

Bir atoma dışardan gelen veya dışarıya gönderilen yüksek enerjili elektronlar o atomun ilk halkalarından elektronlar koparır. Atomdan kopan bu elektronun yerine de üst halkalardan elektronlar atlayarak kopan elektronun yerindeki boşluğu doldurur. Bu sırada çıkan enerji fazlalığı X ışını şeklinde dışarıya salınmaktadır. Çekirdek içerisinde bulunan protonlardan bir tanesi hareketi esnasında atomun ilk halkalarındaki elektronu yakalayıp nötrleşir. Yakalanan bu elektronun halkasındaki boşalan yere diğer bir halkadan bir elektron atlamasıyla X-ışını meydana gelebilmektedir.

Yapay X ışınları da maddenin elektron, proton veya iyonlar gibi hızlandırılmış parçacıklarla etkileşmesinden ya da X-ışını tüpünden veya başka bir uygun radyoaktif kaynağından çıkan fotonlarla etkileşmesinden meydana gelmektedir. Maddenin fotonlarla etkileşmesinden karakteristik (çizgi) X-ışınları, yüklü parçacıklarla etkileşmesinden de hem karakteristik hem de sürekli X ışınları elde edilmektedir.

X Işını tüpü X-ışını tüpü havası boşaltılmış cam bir kılıftan oluşan yüksek voltajlı bir katot ışını tüpüdür. Bir ucunda anot (pozitif elektrot), diğer ucunda katot (negatif elektrot) bulunmaktadır. Katot, ısıtıldığında elektron salan tungsten materyalinden yapılmış bir flaman olup Anot ise kalın bir çubuk ve bu çubuğun sonundaki metal hedeften oluşmaktadır.

Anot ve katot arasına yüksek voltaj uygulandığında katot flamanda elektron yayınlanır ve bu elektronlar yüksek gerilim altında anoda doğru hızlandırılır, hedefe çarpmadan önce yüksek hızlara ulaşır. Yüksek hızlı elektronlar metal hedefe çarptıklarında enerjilerini aktararak bir foton yayınlanır ve oluşan X ışını demeti cam zarfın içindeki ince cam pencereden geçer.

X ışınları, etkileşimlerine göre 2 şekilde elde edilir;

Sürekli (Frenleme) X ışınları: Elektron demeti, hedef atomun çekirdeğine yaklaşırken çekirdeğin pozitif yükünden kaynaklanan elektrik alandan etkilenmekte ve ivmeli hareket yapmaya zorlanarak dışarıya fotonlar yaymaktadır. Sürekli bir enerji spektrumuna sahip bu fotonlara sürekli x-ışınları, bu olaya da bremsstrahlung veya frenleme radyasyonu adı verilmektedir.

Karakteristik X ışınları: Hedef atom üzerine gönderilen elektronların, hedef atomun yörüngesindeki elektronlarla etkileşimi sonucu aldıkları enerjiyle üst enerji seviyelerine çıkmaktadırlar. Kararsız durumdaki bu enerji seviyeleri geri bozunduğunda dışarıya foton yayınlanır. Enerjileri, seviyeleri arasındaki farka eşit olan bu fotonlara da karakteristik x ışınları adı verilmektedir.

Şekil 1.1: Elektromanyetik spektrum

1.3. X Işın Astronomisi

1.3.1 X Işın Astronomisine Giriş

X ışınları ışığın bir formudur, fakat gözlerimizin algıladığı ışıktan daha yüksek enerjilidir. X ışın fotonunun enerjisi görünür ışık fotonlarının enerjisinden 1000 kat daha fazladır. Görünür ışık, radyo dalgaları, mikrodalga ve infrared ışımayısısı kapsayan elektromanyetik spektrumun bir parçasıdır. (Şekil 1.1)

Astronomik X ışınları genel olarak görüntülemenin farklı bir yoludur. Hastanelerde üretilen görüntü silüet formdadır fakat, astronomide x ışın kaynağının kendisi görüntülenir. Bununla birlikte bazen araya giren bir cisim X ışın salınımında gölgeymiş gibi görünür.

Astronomlar, X ışın kaynaklarını enerjilerine göre aşağıdaki gibi sınıflandırmışlardır;

0.1 keV 1.0 keV 10.0 keV 100 keV 1 MeV

"Soft" "Hard" ~Soft gamma-rays

Tablo 1.1: X ışınlarının enerjilerine göre sınıflandırılması

1.3.2 X Işınlarından Ne Alıyoruz?

X ışını misyonları bir çok formda, geniş çeşitlilikte veri üretir. Burada üç ana şey tartışılıyor; bütün sonuç x ışın teleskoplarında kullanılan bir tip dedektörden ve ayrıca bu X ışınlarının çok yüksek enerjili olduğu durumundan. Bunun anlamı dalgadan ziyade parçacıklar gibi davranıyorlar ve böylece başlıbaşına her bir fotonun enerjisini ölçmek çok daha kolay oluyor. söz konusu olarak CHANDRA çok yüksek bir doğrulukla dedektröre çarpan herbir fotonun zamanını kaydedebilir ve ayrıca nereden geldiğini bilebilir.

Fotoğraf 1.3: Chandra uydusu tarafından görüntülenen üç farklı küme. Kümelerin doğal dağınıklıklığını ve diğer bir yandan ayrıca bazı nokta kaynakları gösteriyor. Kümeler farklı kızıla kaymada ve evrimin farklı aşamasındadır.

Spektrumlar

Spektrumlar ışık farklı dalga boyları ve ya içinde bölünündüğünde bir gökkuşağı spektrumudur. Bu cisimden gelen enerjidem ne kadar x ışını geliyor gibi bilgi verebilir. Yumuşak (düşük enerjili) x ışın bandı hattında bazı elektron geçişleri de vardır. Eğer bunlar yoksa o zaman orada çok küçük (hatta hiç) galaksi kümeleri içindeki soğuk x ışın gazı söyleyebiliriz,(Bu problem teşkil eder!) ????

Görüntüler ve spektrumların kombinasyonlarından galaksi kümeleri içindeki koşullar nedir ya da kara deliğe yakın eşleştiğini gördüğümüz model tarafından detaylandırılmış model inşa edebiliriz.

Zaman Serileri

Dedektörlerin söyleyebildiği gibi her bir foton çarptığında, kaynakların salımı zaman içindeki değişimini görmek gereksizdir. Yıldızlara ait x ışın kaynağının içindeki bir durum, örneğin bir x ışın çifti, ve ya Aktif Galaktik Çekirdeği'ndeki (AGN) çekirdeğindeki salım, kaynağın (ya da bir parçasının) orbital periyodunu göstermek için kullanışlıdır. Ancak, bazı x ışın kaynaklarından gelen model periyodik değildir, özelliği buna rağmen tümüyle anlaşılamaz.

1.4 X Işın Astronomisinin Tarihçesi

Gök cisimlerinin yüksek enerji (X-ışın ve gama ışın) bölgelerinde çalışılması 1960’ lı yılların başlarına dayanmaktadır. Bu zamana kadar sadece Güneş’ den gelen yüksek enerjili ışımalar algılanabiliyordu. Dünya atmosferinin, yüksek enerjili fotonların büyük bir kısmını soğurmasından dolayı bilimsel çalışmalar için atmosfer dışına gönderilen ilk roket, Amerika Bilim ve Mühendislik (AS&E) firmasından bir grup tarafından 1962 yılında fırlatılmıştır. Bu roket kozmik bir kaynaktan gelen X-ışın yayınımını başarılı bir şekilde algılamıştır. Akrep (Scorpius) takımyıldızında bulunan bu parlak kaynak keşfedilen ilk X-ışın kaynağı olduğu için “Scorpius X–1” ya da kısaca “Sco X–1” olarak adlandırılmıştır.

1970’ li yıllarda, UHURU, Ariel 5, SAS–3 ve OSO–8 gibi diğer X-ışın uydularının fırlatılmasıyla astronominin bu bilinmeyen alanı gelişmeye başlamıştır. 1978 yılında daha yüksek çözümlemeli EINSTEIN uydusunun gözlemleriyle birçok X-ışın kaynağı ortaya çıkarılmıştır. Böylece X-ışın astronomisi hızla gelişmeye başlamıştır. EINSTEIN uydusu ile sadece Galaktik değil aynı zamanda galaksi-ötesi yıldız oluşum bölgelerinde de birçok X-ışın kaynağı keşfedilmiştir. Galaksilerdeki X-ışın gözlemlerinin daha detaylı bir şekilde çalışılmasını sağlayan EINSTEIN gözlemevi, NASA’nın tam görüntü alan ilk X-ışın teleskopudur. Ayrıca EINSTEIN uydusu “odaklayıcı X-ışın teleskopu” taşıyan ilk uydudur. Bu uydu 0.2 keV ile 3.5 keV enerji aralığındaki fotonları

algılamıştır. Kullanılan algılayıcının duyarlılığı ve uzaysal çözünürlüğü normal galaksilerdeki X-ışın kaynaklarının sınıflandırılabilmesi için yeterlidir. 1990 yılında Almanya tarafından fırlatılan ROSAT (Röntgen Sattelite) X-ışın uydusu ise 0.1 keV ile 2 keV enerji aralığındaki yumuşak fotonlara duyarlı bir şekilde tasarlanmıştır . ROSAT ile bu X-ışın bandında çok daha yüksek duyarlılıkta görüntüler elde edilmiştir. Açısal çözünürlüğü EINSTEIN uydusuna göre çok daha iyidir. Tüm bu özellikleri ile ROSAT uydusu galaksilerden gelen X-ışın salınımının oluşum mekanizmasının anlaşılmasında ve Galaktik X-ışın kaynaklarının çalışılmasında önemli katkı sağlamıştır. 1993 yılında Japonya ve İngiltere tarafından ortak fırlatılan ASCA 1–12 keV ve 1996 yılında İtalya ve Almanya tarafından uzaya gönderilen BeppoSAX 0.1–300 keV enerji bantlarında gözlemler yaparak sert X-ışınlarında farklı kaynakların çalışılmasına olanak sağlamıştır. ASCA, CCD detektörlerinin çok daha iyi uzaysal çözünürlüğü ile sıcak plazmalardan gelen çizgi salınımları çalışılmıştır. Teknolojinin gelişmesine paralel olarak X-ışın dedektörlerinin özellikleri geliştirilmiştir. 1999’dan başlayarak yeni nesil X-ışın uyduları XMM-Newton ve Chandra böylesi yeni teknolojilerle donatılmışlardır. Bu uydular daha mükemmel uzaysal ve tayfsal çözünürlükte veriler alarak Galaktik kaynaklardan gelen X-ışınlarını algılamanın yanı sıra galaksi-ötesi kaynakları daha derinden incelememize olanak sağlamaktadırlar.

İsim Uzay AjansıFılatılma Tarihi

Görev Bitiş Tarihi

Konum

1st High Energy Astronomy Observatory (HEAO 1)

NASA 12 Ağustos 1977 9 Ocak 1979Dünya yörüngesi (445 km)

3rd High Energy Astronomy Observatory (HEAO 3)

NASA 20 Eylül 1979 29 Mayıs 1981

Dünya yörüngesi (486.4–504.9 km)

A Broadband Imaging X-ray All-sky Survey (ABRIXAS)

DLR 28 Nisan 1999 1 Temmuz 1999Dünya yörüngesi (549–598 km)

Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics(ASCA)

ISAS & NASA 20 Şubat 1993 2 Mart 2001

Dünya yörüngesi (523.6–615.3 km)

AGILE ISA 23 Nisan 2007 —Dünya yörüngesi (524–553 km)

Ariel V SRC & NASA 15 Kasım 1974 14 Mart 1980Dünya yörüngesi (520 km)

Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors (Alexis)

LANL 25 Nisan1993 2005Dünya yörüngesi (749–844 km)

Aryabhata ISRO 19 Nisan 1975 23 Nisan 1975Dünya yörüngesi (563–619 km)

Astron IKI 23 Mart 1983 Haziran1989Dünya yörüngesi (2,000—200,000 km)

İsim Uzay AjansıFılatılma Tarihi

Görev Bitiş Tarihi

Konum

Astronomical Netherlands Satellite (ANS)

SRON 30 Ağustos 1974 Haziran 1976Dünya yörüngesi (266–1176 km)

BeppoSAX ASI 30 Nisan1996 30 Nisan 2002Dünya yörüngesi (575–594 km)

Broad Band X-ray Telescope / Astro 1

NASA 2 Aralık 1990 11 Aralık 1990Dünya yörüngesi (500 km)

Chandra X-ray Observatory NASA 23 Temmuz 1999 —

Dünya yörüngesi (9,942–140,000 km)

Cos-B ESA 9 Ağustos 1975 25 Nisan 1982

Dünya yörüngesi (339.6–99,876 km)

Cosmic Radiation Satellite (CORSA)

ISAS 6 Şubat 1976 6 Şubat 1976 Failed launch

Einstein Observatory (HEAO 2)

NASA 13 Kasım 1978 26 Nisan 1981Dünya yörüngesi (465–476 km)

EXOSAT ESA 26 Mayıs 1983 8 Nisan 1986Dünya yörüngesi (347–191,709 km)

Ginga (Astro-C) ISAS 5 Şubat 1987 1 Kasım 1991Dünya yörüngesi (517–708 km)

Granat CNRS & IKI 1 Aralık 1989 25 Mayıs 1999

Dünya yörüngesi (2,000–200,000 km)

Hakucho ISAS 21 Şubat 1979 16 Nisan 1985Dünya yörüngesi (421–433 km)

High Energy Transient Explorer 2 (HETE 2)

NASA 9 Ekim 2000 —Dünya yörüngesi (590–650 km)

International Gamma Ray Astrophysics Laboratory(INTEGRAL)

ESA 17 Ekim 2002 —Dünya yörüngesi (639–153,000 km)

Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR)

NASA 13 Haziran 2012 —Dünya yörüngesi (603.5 km)

İsim Uzay AjansıFılatılma Tarihi

Görev Bitiş Tarihi

Konum

ROSAT NASA & DLR 1 Haziran 1990 12 Şubat 1999Dünya yörüngesi (580 km)

Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE)

NASA 30 Aralık 1995 3 Ocak 2012[73]Dünya yörüngesi (409 km)

Suzaku (ASTRO-E2) JAXA & NASA 10 Temmuz 2005 —Dünya yörüngesi (550 km)

Swift Gamma Ray Burst Explorer

NASA 20 Kasım 2004 —Dünya yörüngesi (585–604 km)

Tenma ISAS 20 Şubat 1983 19 Ocak 1989Dünya yörüngesi (489–503 km)

Third Small Astronomy Satellite (SAS-C)

NASA 7 Mayıs 1975 Nisan 1979Dünya yörüngesi (509–516 km)

Uhuru NASA 12 Aralık 1970 Mart 1973Dünya yörüngesi (531–572 km)

XMM-Newton ESA 10 Aralık 1999 —

Dünya yörüngesi (7,365–114,000 km)

Tablo 1.2: X Işın Uyduları'nın listesi

1.5 X Işın Astronomisi Hangi Araçlarla Yapılır?

Balonlar: Balonlar deniz seviyesinin 35–40 km üzerine kadar çıkabilirler; bu yükseklik Dünya atmosferinin büyük bir bölümünü temsil eder. Tüm bunlara rağmen hala X- ışınlarının büyük bir kısmı atmosfer tarafından soğurulmaktadır. Enerjisi 35 keV’un altında olan X-ışınları balonlara ulaşamazlar.

Roketler: Roketler, bir X-ışın dedektörü yerleştirilerek atmosferin dışına fırlatılırlar. İlk olarak “V2 roket” , 1949 yılında New Mexico’dan fırlatılmıştır ve Güneş’ ten gelen X- ışınlarını algılamıştır. 1962 yılında fırlatılan Aerobee 150 roketi diğer gök cisimlerinden gelen X-ışınlarını ilk kez keşfetmiştir. Ancak roketler balonların aksine atmosfer üzerinde çok daha kısa süreli (dakikalarla ölçülen) kalırlar ve onların görüntü alanı sınırlıdır.

Uydular: Üzerine bir dedektör yerleştirilen uydu Dünya atmosferi dışında bir yörüngeye oturtulur. Uydular; roketler ve balonlar ile kıyaslandığında daha uzun süre atmosfer dışında kalabilir ve daha yüksek enerjili aralığındaki X-ışınlarını algılayabilirler (esasen algılama aralıkları sadece

üzerindeki dedektör ile sınırlıdır). X ışın uydularından XMM Newton X Işın Uydusu'nu ele alacağız.

1.5.1 XMM Newton X Işın Uydusu

XMM-Newton, 10 Aralık 1999 yılında ESA tarafından fırlatılmıştır. 10m uzunluğa sahip 4 tonluk bu uydu, o zamana kadar ESA tarafından gönderilmiş en büyük bilimsel uydudur ve 0.2 – 15 keV enerji aralığında gözlemler yapabilmektedir. XMM-Newton, içerisinde bir adet Optik/Morötesi (UV) ve 3 adet X-ışın teleskopu barındırmaktadır. Her bir X-ışın teleskopu 58 parabolik-hiperbolik çifti, eş eksenli ve eş odaklı yuvalanmış ‘Wolter tip I’ geometriye sahip aynadan oluşmaktadır. Odak uzaklığı 7.5m ve en büyük aynanın çapı 70cm'dir.

XMM-Newton, her bir X-ışın teleskopunun odağında 3 tane EPIC (European Photon Imaging Camera) CCD kamera taşımaktadır. İki teleskopun odağında EPIC metal oksit yarıiletken (metal oxide semiconductor, MOS) CCD, diğer üçüncü teleskopun odağında ise EPIC PN CCD bulunmaktadır. Ayrıca, her biri MOS kameralarının önünde olmak üzere, iki tane yansımalı kırınım tayfölçer (Reflection Grating Spectrometer, RGS) de kullanılmaktadır .

1.5.1.1 EPIC MOS ve PN Kameraları

MOS kamerasında, biri merkezde olmak üzere 7 tane CCD bulunmaktadır (Şekil 3.10). Merkezdeki CCD odak noktasına ve diğer 6 CCD ise, eksen harici kaynakları odaklamak için, aynaya doğru 4.5mm daha yakın konumlandırılmıştır. Her bir komşu CCD arasında 1mm boşluk bulunmaktadır. PN kamerada, tüm görüş alanı 12 tane 3x1 cm'lik CCD ile sağlanmaktadır (Şekil 3.11). 4 ayrı bölüm kendi içinde 200×64 piksele sahip 3 tane PN CCD barındırmaktadır. EPIC kameraları X ışınları yanında, kızılötesi, görünür ve morötesi bandındaki ışığa da duyarlıdır. Bu yüzden kameralarda, X-ışını dışındaki fotonları engellemek için filtreler kullanılmaktadır. Her bir EPIC kamerada ‘ince’, ‘orta’ ve ‘kalın’ üç çeşit filtre mevcuttur. Kullanılacak filtre gözlemlenecek kaynağın parlaklığına göre seçilmelidir. Sönük kaynaklar için ‘ince’, daha parlak kaynaklar için ‘orta’ ve çok parlak kaynaklar için ‘kalın’ filtre kullanılmaktadır.

1.5.1.2 Yansımalı Kırınım Tayfölçer (Reflection Grating Spectrometer, RGS)

XMM-Newton’da, MOS kameralarının önünde konumlandırılmış iki tane RGS bulunmaktadır. Aynalardan yansıyan ışığın yaklaşık yarısı RGS’ler tarafından işlenmek üzere kırılır. Aygıt 5-35 Å (0.33 – 2.5 keV) aralığında yüksek çözümleme gücüne sahiptir.

1.5.1.3 Optik Monitör

XMM-Newton, X-ışın teleskopları dışında bir tane optik/morötesi teleskopuna sahiptir. X-ışın görüş alanının 17 merkez bölgesinin optik ve morötesi bandında gözlemlerinin, X-ışığı ile aynı andaʹʹ yapılmasını sağlamaktadır. Teleskop modülü 2m uzunluğa sahip olup, içerisinde odak oranı f/12.7 ve odak uzaklığı 3.8m olan 30cm'lik ‘Ritchey – Chretien’ teleskobu barındırmaktadır.

1.6 X Işın Araştırma Konuları

1.6.1 X Işın Çiftleri

İki bileşenden oluşan bu sistemlerde birincil bileşeni bir Nötron Yıldızı, Beyüz Cüce ya ya Karadelik oluşturur, ikincil bileşeni ise bir anakol yıldızından oluşan yakın çift yıldız sistemleridir. İkincil bileşenden maddenin Roche Lob taşması yoluyla yığılma diski üzerine veya yıldız rüzgarı yoluyla kompakt olan birincil yıldız üzerine doğrudan taşınması yoluyla X-ışın üretiler.

Bu sistemler Düşük Kütleleli X-ışın Çiftleri ve Büyük Kütleli X-ışın çiftleri olarak iki gruba ayrılırlar.

Düşük Kütleli X-ışın Çiftleri; Eğer sistemin ikincil bileşeni güneşten daha az kütleye sahipse ve kütlesi güneş ile eşitse bu sistemlere düşük kütleli x-ışın çiftleri denir. Bu sistemlerde ise ikincil bileşen ağırlıklı olarak A ya da daha geç türden bir yıldızdan oluşur.Nötron Yıldızı veya Karadelik üzerine madde Roche Lob taşması ile transfer edilir, sahip olduğu acısal momentum ile alakalı olarak birincil yıldız etrafında bir yığılma diski oluşur ve bu diskin içerisinde bulunan madde Nötron Yıldızı ya da Karadeliğin çok büyük değerdeki gravitasyonel alanı içine düşerken sıcaklık milyonlarca kelvine ulaşır ve X ışını yaymaya başlar. Karadeliklerde ise, karadelik üzerinde herhangi bir yayınım olmaz, gözlemlenen ışınım olay ufkandan gelir.

Büyük Kütleli X-ışın Çiftleri; İkincil bişeni 10 güneş kütlesinden büyük sistemlere ise büyük kütleli x-ışın çiftleri diyoruz. Bu sistemlerde ikincil bileşeni ağırlıklı olarak O ya da B tayfından yıldızlar barındırır ve birincil bileşen ikinci bileşenin rüzgarları ile beslenir . Sistem, X-ışını yayınlasa bile kütlesi 1-10 arasında olan ve birincil bileşeni beyaz cücelerden oluşan sistemlere de Kataklazmik Değişenler diyoruz, bunun sebebi ise parlaklıklarının zamanla çok büyük değişimler gösterebilmesidir ve bu sistemler birincil bileşeni Nötron yıldızı ve Karadelik olan sistemlere nazaran daha az X-ışını yayarlar. Bu sistemlerde ise, yığılma diski oluşmaz çünkü madde ikincil bileşenden yıldız rüzgarları ile atılırken birincil bileşen tarafından yakalanır, madde transfer edilmiş olur ve yıldız rüzgarının potansiyeli X-ışınlarına dönüşür.

1.6.2 X Işın Patlamaları

X-ışını patlamaları çift yıldızlarda rastlanan süreli X-ışını yayımlarıdır; genelde ılıncık yıldızı içe.renlerde rastlanır.

Parlak X-ışını patlamaları, ılıncık yıldızı patlamanın aydınlatma gücünü belirlediğinden, Ayar yıldızları olarak ele alınmaktadırlar. Dolayısıyla, gözlemlenen X-ışını akısı, göreceli olarak isabetli mesafe ve ılıncık yıldızının yarıçapı ölçümlerine olanak tanır.

1.6.3 Geçici (Transient) Kaynaklar

Zaman zaman kozmik kaynakların X-ışın ışıma güçlerinde azalmalar ve daha sonra tekrar artışlar gözlenebilmektedir. Azalma döneminde kaynak X-ışın bölgesinde gözlenemez. Bu tip özellik gösteren kaynaklar ‘geçici (transient) kaynaklar’ olarak adlandırılmaktadır. Geçici davranışa neden olan mekanizmanın yığılma diskindeki kararsızlık olduğu düşünülmektedir. Yığılan madde başlangıçta soğuktur ve bundan dolayı düşük viskoziteye sahiptir. Yığılma oranı düşüktür ve madde diskte birikmeye başlar. Kritik miktarda madde birikimi tamamlandığında iyonizasyon gerçekleşir ve viskozite hızlı bir şekilde artar. Vizkozitenin artması sonucu diskte sıcaklık artar ve buna bağlı olarak X-ışın ışıma gücü de artış gösterir. Yığılma oranındaki bu değişimler sonucu geçici davranış gerçekleşmektedir.

1.6.4 Çok Parlak X-ışın Kaynakları (Ultraluminous X-Ray Sources, ULX)

ULX’ler, bir galaksinin merkezinde bulunmayan ve çok yüksek ışıma gücüne sahip (>10^39 erg

s-1) X-ışın kaynaklarıdır. Ortalama her galakside bir tane ULX bulunmasına rağmen, Samanyolu Galaksisi’nde henüz gözlenmemiştir. Yıldızın bütünlüğünü koruyabilmesi için, kütlesine bağlı olarak, sahip olabileceği ışıma gücünde maksimum bir limit bulunmaktadır. Bu limite ‘Eddington limiti’ ve bu limite karşılık gelen ışıma gücüne de ‘Eddington ışıma gücü’ denmektedir. ULX’ler tipik kütleli (~1.4M ) bir nötron yıldızı ya da karadelik için Eddington limitinin çok üzerinde ışıma güçlerineʘ sahiptir. Bundan dolayı ULX’lerin kaynağı olabilecek bir model olarak ‘orta kütleli karadelikler (Intermediate Mass Black Holes, IMBH)’ önerilmiştir. IMBH’lerin kütleleri (≥ 50 – 100M ), aktifʘ galaksilerin merkezlerindeki karadeliklerin kütlesinden küçük ama normal yıldız evrimi sonucunda oluşan karadeliklerin kütlesinden büyüktür (King ve ark. 2001). IMBH’lerin kütlesi, Eddington limitini aşmadan gözlenen ULX’lerin ışıma gücünü sağlamada yeterlidir.

1.6.5 Çok Yumuşak X-Işın Kaynakları (Super-Soft X-Ray Sources, SSS)

SSS’ler ~10^36-38 erg s-1 ışıma gücüne sahip parlak ve aynı zamanda düşük sıcaklıkta X-ışın

kaynaklarıdır. SSS’lerden gelen yumuşak X-ışınları düşük enerjilere sahip olup, ışımanın enerjisi genellikle kT ~ 0.01 – 0.08 keV mertebesindedir. SSS’lerin kaynak mekanizmasının, çift yıldız sistemlerinde beyaz cüce üzerine yoldaş yıldızdan aktarılan maddenin nükleer füzyonu olabileceği düşünülmektedir. Beyaz cüce yüzeyinde yeterinde hidrojen biriktiğinde nükleer füzyon gerçekleşerek hidrojenlerin yanması gerçekleşmektedir. Bu yanma, X- ışınlarının yayımlanmasına neden olmaktadır.

1.6.6 Aktif Galaksi Çekirdekleri (Active Galactic Nuclei, AGN)

Aktif galaksilerde yayımlanan elektromanyetik ışımanın büyük bir bölümü galaksi içerisindeki

yıldızlar ya da yıldızlararası gazın yerine, aktif galaksinin merkezinden gelmektedir. Merkez bölgesinden gelen bu ışıma, galaksi içerisindeki milyarlarca yıldızın yaptığı toplam ışımadan daha kuvvetlidir (~10^43-49 erg s-1) ve ısısal olmayan bir tayfa sahiptir. AGN’ler, bir aktif galaksinin bir

kaç parseklik merkez bölgesini temsil etmektedir. Bir AGN, galaksinin boyutu ile karşılaştırıldığında oldukça küçük olan bu hacimden muazzam bir enerji yayımlar. Bu büyük miktardaki enerjinin, merkezde bulunan çok büyük kütleli (~106-10M ) bir karadeliğin üzerine madde yığılması sonucuʘ açığa çıktığı düşünülmektedir. AGN’ler, Kuazarlar, Blazarlar ve Seyfert galaksiler olmak üzere 3 sınıfa ayrılmaktadır.

1.6.7 Ardalan X-Işın Yayınımı

Yaygın (diffuse) X-ışın ardalan ışıması, 0.1 keV enerjiden ≥20 keV enerjilere kadar geniş bir enerji aralığında gerçekleşebilmektedir. 1 keV enerjinin altındaki yumuşak ardalan ışımaların kaynağının Galaktik, 1 keV ve üzeri enerjilerdeki ardalan ışımaların kaynağının ise Galaksi ötesi çözümlenemeyen X-ışın kaynakları olduğu düşünülmektedir. Samanyolu’ndan X-ışın ardalanı çoğunlukla yıldızlardan ve süpernovalar ya da güçlü yıldız rüzgarları tarafından enerji alarak ısınmış yaygın sıcak gaz bulutlarından kaynaklanmaktadır. Aynı zamanda Dünya yakınlarında, Güneş rüzgarları tarafından oluşan yumuşak X-ışın ardalan ışıması gözlenmektedir.

2.1 NGC 253 Galaksisi İle İlgili Yapılmış Çalışmalar

Ikuyuki Mitsuishi ve arkadaşları tarafından Suzaku, Chandra ve XMM Newton verileri alınarak çalışılmıştır. Bu uydularla Fe K'un komplex çizgi yapısı tespit edilmiş, galaksinin merkesindeki üç çizgi (Fe I at 6.4 keV, Fe XXV at 6.7 keV and Fe XXVI at 7.0 keV) tekrar çözümlenmiştir. Çalışmada, Chandra ile görüntülenen 60 arcsec2'lık bölgenin sadece AGN'lerden∼ oluşmadığı, ayrıca 10-1000 arasında süpernova kalıntısının olduğu tespit edilmiştir. (25 Kasım 2011, arXiv: 1110.540v1)

R. Barnard tarafından XMM Newton verileri alınarak çalışılmışmıştır. Çalışma, NGC 253 galaksisindeki ULX kaynakları kapsamlı bir şekilde araştırmaya yöneliktir. 2003 yılında XMM Newton gözlemleri kullanılarak NGC 253 galaksisindeki değişken 3 ULX kaynak incelenmiştir. Dikkat çekici olarak keşfedilen ULX1 kaynağı ULX2'den 0.3-10 keV bandında üç kat daha değişken ve ULX2'den daha parlaktır. (6 Ocak 2010, arXiv: 1001.0870v1)

M Bauer ve W. Pietsch tarafından ROSAT ve XMM Newton verileri kullanılarak çalışılmıştır. Bu çalışmada tekrarlayan çok parlak x ışın kaynağı olan ULX1 ile ilgili sonuçlara ulaşılmıştır.

Thomas J. Maccarone tarafından Chandra ve XMM Newton verileri alınarak çalışılmıştır. Bu çalışma sonucunda Wolf-Rayet yıldızı olmaya aday bir X ışın çifti bulunmuştur.

2.2 Çalışma ve Bulgular

Analiz, Heasoft ve SAS kullanılarak, XMM Newton arşiv verileri kullanılarak yapılmıştır. NGC 253 galaksisi için "bremss, bbody, diskbb, phabs*po" gibi modeller uygulanmıştır. Galaksi, "bremss", "phabs*po" ve "bbody" modellerine en iyi şekilde uyum sağlamıştır. Galakside 50'nin üzerinde noktasal kaynak tespit edilmiştir. Gözlemler 0.2-10 keV mertebesinde yapıldı. Flux, 4.3248e-05 photons, (2.5434e-13 ergs/cm^2/s) olarak ölçüldü. Makaleler ile yapılan karşılaştırmalar sonucu kaynağın ULX olduğu sonucuna varıldı.

NOT: Çalışmada elde edilen spektrumlar ve ışık eğrileri diskin içerisindedir.