X-Ray Spectral Analyses of Some Low Mass X
Transkript
X-Ray Spectral Analyses of Some Low Mass X
İSTANBUL ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ BAZI DÜŞÜK KÜTLELİ X-IŞIN ÇİFTLERİNİN UYDU VERİLERİNİN ANALİZİ Tolga GÜVER Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Danışman Prof. Dr. M. Türker ÖZKAN Haziran 2003 İSTANBUL Önsöz Bu çalışmada yüksek enerji astrofiziğinin en güncel konularından biri olan düşük kütleli x-ışın çiftlerinin yığılma disklerinin özellikleri, daha şimdiden bu alandaki en başarılı uydulardan biri haline gelen Chandra uydusunun verileri kullanılarak incelenmeye çalışılmıştır. Tezin en büyük amaçlarından biri x-ışın uydu verilerinin analizinin öğrenilebilmesi ve bu veriler kullanılarak x-ışın kaynaklarının fiziksel özellikleri hakkında fikirler ileri sürebilme yeteneğini kazanmak olmuştur. Bu amaç için uydunun gözlem arşivlerinden örnek bazı yıldızlara ait veriler alınmıştır. Bu veriler aracılığı ile veri analizi öğrenildikten sonra elde edilen bulgular kullanılarak bazı yorumlar yapılmaya çalışılmıştır. Çalışmam boyunca sürekli bilgi alışverişinde bulunduğum, yararlı tartışmalar yaptığım ve çalışmam boyunca beni her konuda destekleyen hocam Prof. Dr. M. Türker Özkan’a teşekkürü bir borç bilirim. Tezimi defalarca okuyarak sayısız düzeltmeler yapan sevgili arkadaşım Araş. Gör. Funda Bostancı’ya teşekkür ederim. Tezim süresince her türlü manevi desteklerini esirgemeyerek yanımda olan aileme de ayrıca teşekkür ederim. Bu çalışma İ. Ü. Araştırma Fonu tarafından desteklenmiştir. Proje Kod Numarası : T-222/06032003 I İçindekiler Önsöz................................................................................................................................I İçindekiler......................................................................................................................II Şekil Listesi...................................................................................................................IV Tablo Listesi.................................................................................................................VI Kısaltmalar Listesi.....................................................................................................VII Özet..............................................................................................................................VII Summary....................................................................................................................VIII I. Giriş .............................................................................................................................01 I.1. X-ışın Çiftleri..................................................................................................03 I.1.1. Yüksek Kütleli X-Işın Çiftleri........................................................04 I.1.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri..........................................................04 I.1.2.1. Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin Türleri..................................04 I.1.2.1.1. X-ışın Süreksizleri................................................................05 I.1.2.1.2. Z ve Atoll Kaynaklar...........................................................06 I.1.2.1.3. X-Işın Patlayıcıları...............................................................08 I.1.2.1.3.1. Patlamaların gözlemsel özellikleri..............................09 I.1.2.1.3.2. Patlama Profilleri ve Tayfları.....................................09 I.1.2.1.3.3. Fotosfer Genişlemesine Yol Açan Patlamalar...........10 I.1.2.1.3.4. Patlama Spektroskopisindeki Yeni Genişlemeler.....12 I.1.2.1.3.5. Çift X-Işın Patlamaları................................................13 I.1.2.1.4. X-Işın Çukurları Gösteren Kaynaklar..............................14 I.1.2.1.4.1. Yığılma Diski Koronası...............................................15 II. Malzeme ve Yöntem.............................................................................................17 II.1. Tezde İncelenen Yıldızlar Hakkında Kısa Bilgiler...............................17 II.2. Chandra Uydusu......................................................................................18 II.3. Verinin Analizi.........................................................................................19 III. Bulgular.................................................................................................................21 III.1. 4U 1822-371...............................................................................................21 III.2. Circinus X-1..............................................................................................30 III.3. EXO 0748-676...........................................................................................34 III.4. 4U 1728-34.................................................................................................41 II IV. Tartışma ve Sonuç................................................................................................46 IV.1. 4U 1822-371..............................................................................................46 IV.2. Cir X-1......................................................................................................50 IV.3. EXO 0748-676..........................................................................................53 IV.4. 4U 1728-34................................................................................................56 V. Ekler.......................................................................................................................58 V.1. CHANDRA...............................................................................................58 V.2. CIAO.........................................................................................................71 VI. Kaynaklar.............................................................................................................87 VII. Özgeçmiş...............................................................................................................88 III Şekil Listesi Şekil I.1. Şekil I.2. Şekil I.3. Şekil I.4. Şekil I.5 Şekil I.6. Şekil III.1. Şekil III.2. Şekil III.3. Şekil III.4. Şekil III.5. Şekil III.6. Şekil III.7. Şekil III.8. Şekil III.9. Şekil III.10. Şekil III.11 Şekil III.12. Şekil III.13 Şekil III.14. Şekil III.15. Şekil III.16. Şekil III.17. Şekil III.18. Şekil III.19. Şekil III.20. Şekil III.21. Süreksiz kaynak V0332+53 Vela 5B tarafından alınmış 10 yıllık ışık eğrisi.......................................................................................................... Z ve Atoll kaynakların güç tayfları ve renk-renk diyagramları................ 4U 1728-34’ün RXTE ile alınmış 4 ışık eğrisi......................................... EXO 0748-676’dan XMM-Newton’un RGS cihazı kullanılarak elde edilmiş 28 x-ışın patlamasına ait tayf....................................................... EXO 0748-676 yıldızına ait çift x-ışın patlaması örneği.......................... Tezde de verileri kullanılan ve çukur gösteren kaynaklar olan EXO 0748-676 ve 4U 1822-371 yıldızlarının ışık eğrileri....................... 4U 1822-371 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrileri......... 4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait MEG tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler............... 4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait HEG tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler............... 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 6 – 8 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................................ 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 8 – 10 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................................ 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 10 – 12 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................... 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 12 – 15 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................... 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 1.4 – 2.4 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir............................................... Cir X-1 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrisi..................... 1.8 – 2.2 Å arasındaki HEG tayfı, bu bölgedeki en iyi polinom fiti ve tanısı yapılmış emisyon çizgisi................................................................. 2.8 – 3.4 Å arası tayf ve en iyi polinom fiti ile tanısı yapılabilmiş soğurma çizgisi gösterilmiştir................................................................... 4.5 – 6.5 Å arası tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgileri verilmiştir.................................................................................................. 8 – 9 Å arasındaki tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgisi verilmiştir.................................................................................................. EXO 0748-676 yıldızından tüm gözlem boyunca alınmış ışık eğrisi verilmiştir.................................................................................................. EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir........................... EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir........................... Tüm patlamaların birleştirilerek oluşturulduğu HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri görülebilir.................................................................................................. Sakin evrelere ait HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri görülebilir................................................ Patlama evresine ait MEG tayfı................................................................ Sessiz evreye ait MEG tayfı...................................................................... 4U 1728-34 yıldızından gözlem boyunca alınmış iki x-ışın patlamasının yakından bir görünüşü verilmiştir....................................... IV 05 07 11 13 14 15 21 22 24 24 25 25 26 31 32 32 33 33 35 37 38 40 40 41 41 42 Şekil Listesi (devamı) Şekil III.22. 4U 1728-34 yıldızının patlama gösterdiği anlara içeren HEG tayfı verilmiştir.................................................................................................. Şekil III.23. 4U 1728-34 yıldızının patlama evresine içeren MEG tayfı verilmiştir.... Şekil III.24. 4U 1728-34 yıldızının gözlem boyunca sakin evrelerinde alınan tayf verilmiştir.................................................................................................. Şekil III.25. 4U 1728-34 yıldızına ait sessiz evrede alınmış MEG tayfı verilmiştir..... Şekil III.26. Patlama evresine ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritası......................... Şekil III.27 Sessiz evreye ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı, güç kanunun foton indeksi ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritaları......................................................................................... Şekil IV.1. 6 – 8 Å ve 8 – 10 Å aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim verilmiştir................................................................ Şekil IV.2. 12 – 15 Ǻ (solda) ve 1.5 – 2 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim verilmiştir......................................... Şekil IV.3. EXO 0748-676 yıldızının gözleminde görülen çift x-ışın patlaması verilmiştir.................................................................................................. Şekil IV.4. EXO 0748-676 yıldızından elde edilen patlama profilleri........................ Şekil V.1. Bazı alt sistemleri işaretlenmiş şekilde Chandra uydusu [12].................. Şekil V.2. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneğinin görünüşü [12]........................... Şekil V.3. ACIS ve HRC'nin odak düzlemi içindeki yerleşimi................................. Şekil V.4. ACIS’in genel bir görünümü.................................................................... Şekil V.5. Şekil V.6. Capella'nın HETGS gözlemi..................................................................... Şekil V.7. Yüksek Enerji Taşıyıcı Kırınım ağının şematik bir görünümü................. Şekil V.8. Rowland Geometrisi şematik olarak gösterilmiştir.................................. Şekil V.9. HETG destek yapısının üstten ve yandan görünüşü................................. Şekil V.10. MEG ve HEG yüzlerinin bir kesiti........................................................... Şekil V.11. Verinin tamamı çizdirildiği zaman ekranda görülebilecek tayf............... Şekil V.12. İncelenmesi istenen bölgeyi ayırt ettikten sonra çizdirilen tayf............... Şekil V.13. Gauss fiti ve sürekli spektrum için geçirilen güç kanunu modeli bir arada şekilde verilmiştir............................................................................ V 43 43 44 44 45 46 49 50 54 56 59 60 61 62 64 65 67 67 69 69 83 84 85 Tablo Listesi Tablo I.1. Tablo II.1. Tablo II.2. Tablo III.1. Tablo III.2. Tablo III.3. Tablo III.4. Tablo III.5. Tablo III.6. Tablo III.7. Tablo III.8 Tablo III.9. Tablo III.10. Tablo III.11. Tablo III.12. Tablo III.13. Tablo III.14. Tablo IV.1. Tablo IV.2. Tablo IV.3. Tablo V.1. Tablo V.2. Tablo V.3. Tablo V.4. Tablo V.5. Tablo V.6. Bir düşük kütleli x-ışın çiftinin girebileceği sınıflar............................... Tezde verileri kullanılan düşük kütleli x-ışın çiftlerinin kataloglardan derlenen özellikleri................................................................................. Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler................... 4U 1822-371 yıldızının sürekli tayflarından geçirilen karacisim modelinin parametreleri.......................................................................... 6.18 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir........................................................... 6.7 – 7.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir............................................. 7.7 – 8.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir............................................. 9 – 9.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir............................................. 10 – 11.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir............................................. 12 – 13.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir............................................. HEG ile tanısı yapılmış Fe çizgileri ve özellikleri verilmiştir................ Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri verilmiştir............................................................................................... Tayflardan geçirilen en uygun karacisim modeli................................... Patlama anlarına ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve özellikleri verilmiştir.............................................................................. Sakin evrelere ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve özellikleri verilmiştir.............................................................................. Kaynağın patlama ve sessiz evresine ait en iyi sürekli modellerin özellikleri verilmiştir.............................................................................. Patlama anı ve sessiz evreye ait tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri verilmiştir.............................................................................. Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri verilmiştir............................................................................................... Cir X-1 ait Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’den alınan değerler [15]......................................................................................................... Patlamalardan saniyede gelen fotonların ortalaması.............................. ACIS’in genel özellikleri........................................................................ Yüksek Çözünürlüklü Kameranın özellikleri......................................... Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Spektrometresinin özellikleri ...... LETG’ye ait özellikler............................................................................ Mümkün gözlem modları....................................................................... Her bir kırınım ağı için gerekli değerler................................................. VI 04 17 17 23 27 27 28 28 29 30 30 34 39 39 39 45 46 53 53 56 62 63 64 70 74 80 Kısaltmalar Listesi ACIS – Gelişmiş CCD Görüntüleyici Tayfölçer CALDB – Kalibrasyon Veri Tabanı CIAO – Chandra Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi CTI – Yük Transferi Verimsizliği CXC – Chandra X-Işın Merkezi FB – Parlama Kolu FYG – Fotosferik Yarıçap Genişlemesi GLAST – Gamma-Işın Geniş Alan Teleskobu GTI – İyi Zaman Aralığı HB – Yatay Kol HEG – Yüksek Enerji Kırınım Ağı HESS – HETG Destek Yapısı HETG – Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı HETGS – Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Tayf ölçeri HFN – Yüksek Frekanslı Gürültü HRC – Yüksek Çözünürlüklü Kamera HRMA – Yüksek Çözünürlüklü Ayna Düzeneği LB – Alt Muz Evresi LETG – Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı LFN – Düşük Frekanslı Gürültü LMXB – Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri MCP – Mikro Kanallı Plaka MEG – Orta Enerji Kırınım Ağı NB – Normal Kol RXTE – Rossi X-Işın Zamanlayıcı Kaşifi SIM – Bilimsel Cihazlar Modülü UB – Üst Muz Evresi VLFN – Çok Düşük Frekanslı Gürültü WFC – Geniş Alan Kamerası VII Özet Bazı Düşük Kütleli X-Işın Çiftlerinin Uydu Verilerinin Analizi Bu tezde 1999 yılında uzaya fırlatılan Chandra uydusunun verilerini kullanarak bazı düşük kütleli x-ışın çiftlerinin tayf özellikleri çalışılmıştır. Bunun için önce uydunun halka açık uygun gözlemleri incelenmiş ve veri analizi yapılabilecek 4U 1822-371, Cir X-1, EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarının gözlemleri belirlenmiştir. Daha sonra bu gözlemler uydunun veri arşivinden alınarak uydunun veri analizi yöntemleri ile incelenmiştir. Veri analizinin sonucunda özellikle 4U 1822-371 yıldızında çok sayıda çizgi tanısı yapılmış ve bu çizgilerin akılarının yörünge fazına göre değişimleri incelenerek çizgilerin oluşma olasılığı olan bölgeler tartışılmıştır. Cir X-1 yıldızının emisyon çizgilerinin gösterdiği ve sistemden madde atımını gösteren P Cygni profilleri incelenmiştir. EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarının patlama ve sakin evrelerine ait tayfları karşılaştırılmış ve patlamaların zamansal davranışları tartışılmıştır. VIII Summary Satellite Data Analysis of Some Low Mass X-Ray Binaries In this thesis using data of the Chandra satellite, which was launched in 1999, the spectral properties of some low mass x-ray binaries are studied. For this purpose first of all satellite’s public data was searched for suitable data and 4U 1822-371, Cir X-1, EXO 0748-676 and 4U 1728-34 observations were selected. Next these data were taken from the archive and examined with the satellites data analysis techniques. After the data analysis, a lot of emission lines were identified from 4U 1822-371 and these lines’ flux variations during orbital phases were examined to discuss the location of the emission’s source. The P Cygni profiles of the emission lines, which are, pointing out an outflow from the system, were examined. The spectra from burst and quiescence phases of EX0 0748-676 and 4U 1728-34 were compared and bursts’ temproral profiles were discussed. IX 1 I. Giriş Yüksek enerji astrofiziği, son yirmi yıl içinde çok büyük bir gelişme gösteren ve yakın gelecekte Constellation X, GLAST, ASTRO E-2 gibi büyük projelerle de bu gelişme hızını sürdürmesi beklenen bir çalışma alanıdır. Bunun sonucu olarak da neredeyse her yıl yeni bir tür kaynak keşfedilmekte ve var olanların ise uzaya atılan daha gelişmiş her yeni uydu ile pek çok yeni özellikleri keşfedilmektedir. Bu çerçevede bu tezde daha önceki uydularla keşfedilmiş 4 düşük kütleli x-ışın çiftinin yeni atılan Chandra uydusu ile x-ışınlarında yapılan gözlemlerinin bir değerlendirilmesi yapılacaktır. Düşük kütleli x-ışın çiftleri, baş yıldızın bir nötron yıldızı ya da bir kara delik, yoldaş yıldızın ise Roche Lobunu doldurmuş ve madde transferine başlamış geç tayf türünden düşük kütleli bir yıldız olduğu düşünülen çift yıldız sistemleridir. Madde transferi baş yıldızın etrafında bir yığılma diski oluşmasına sebep olur. Bu sistemlerden bazıları x-ışın ışık eğrilerinde tutulmalardan hemen önce geniş çukurlar gösterirler. Bu çukurların yüksek kütle yığılma oranı yüzünden yığılma diski kenarında bir miktar maddenin baş yıldızı örtecek şekilde yükselmesi sebebiyle ortaya çıktığı düşünülür [1]. Sistemlerde gözlenen bir başka aktivite ise x-ışın patlamalarıdır. Bazı düşük kütleli x-ışın çiftleri x-ışın ışık eğrilerinde ani yükselişler gösterirler. Buna neden olan patlamalar, nötron yıldızının manyetik alanının görece zayıf olmasından kaynaklanır. Bu şekilde yığılma diskinden içeriye doğru gelen madde baş yıldız üzerinde bir hidrojen katmanı yaratabilir. Fakat bu katman zamanla ısınarak yanar ve hidrojen katmanının altında bir de helyum katmanı oluşur. Fakat helyum yanması hidrojen yanması kadar sakin olmadığından ışınım basıncı nötron yıldızı üzerindeki maddeyi kaldırır ve bir x-ışın patlaması oluşur [1]. Yığılma diskindeki madde, baş yıldızdan gelen x-ışınları ile etkileşerek ısınır ve disk atmosferi genişler. Bu genişleme disk atmosferinin optikçe ince olduğu ve soğuduğu noktaya kadar devam eder. Genişlemiş bu atmosfer katmanı x-ışın salması verir [2]. Düşük kütleli x-ışın çiftlerinden emisyon çizgilerinin tespit edilmesi özellikle geçmiş yıllardaki uyduların düşük enerji çözünürlüğü (~200 eV) ve bazı kaynakların dışında güçlü sürekli spektrum sebebiyle hep çok zor olmuştur. Ancak özellikle 1999 yılında fırlatılan Chandra ve XMM-Newton uyduları sayesinde enerji çözünürlüğü ~5 eV gibi daha önceki teleskoplarla erişilmesi imkansız seviyelere yükselince bu sistemlerden emisyon çizgilerinin tanısının yapılabilmesi de mümkün olmuştur. Örneğin XMM-Newton uydusu kullanılarak EXO 0748-676 sistemindeki bazı çizgilerin patlama sırasındaki kırmızıya kaymalarının ölçülmesi ile baş yıldızın kütle yarıçap oranı Cottam ve ark. tarafından 2002 yılında ölçülmüştür [3]. Bu aynı zamanda nötron yıldızları için bulunan ilk deneysel kütle yarıçap oranıdır. Diğer taraftan Chandra 2 uydusunu kullanarak Schulz N. S. ve Brandt W. N. 2000 yılında [4] Cir X-1 yıldızından P Cygni profillerine sahip emisyon çizgilerinin tanısını yapmışlardır. Bu çalışmanın amaçlarından biri uzaya atılmış en yeni iki uydudan biri olan Chandra uydusunun tanınması, uydunun verilerinin elde edilebilmesi ve tayfsal analizlerinin yapılabilmesidir. Diğer bir amaç ise düşük kütleli x-ışın çiftlerinden gözlenen x-ışın patlamalarının yüksek çözünürlüklü tayfsal analizlerinin yapılması idi. Ancak yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz çok miktarda foton gerektirir ki bu da uzun bir gözlem süresi ya da geniş bir görüş alanı demektir ve ne yazık ki Chandra verileri içinde halka açılmış hiçbir x-ışın patlayıcısının gözleminde böyle yüksek çözünürlüklü tayflar elde edilebilecek miktarda patlama gözlenememiştir. Bu yüzden en çok patlama gösteren iki kaynak alınmış ve bu kaynaklarda gözlenen x-ışın patlamalarının zamansal ve genel olarak tayfsal özelliklerine bakılmıştır. Bu kaynaklar EXO 0748-676 ve 4U 1728-34’dür. Bunların yanı sıra çukur gösteren 4U 1822-371 kaynağının veri analizi yapılmıştır. Tezde verileri incelenen son kaynak Cir X-1’dir. Bu kaynağın ele alınmasının sebebi bir düşük kütleli x-ışın çiftinden gözlenen ilk x-ışın P Cygni çizgilerine sahip olmasıdır [4]. Aslında Chandra uydusunun seçilmesi bazı pratik yararları da beraberinde getirmiştir. Yeni uyduların hepsinde ortaya çıkan en önemli sorunlardan biri halka açık gözlem sayısıdır. Bu sorun Chandra uydusu için tezde incelenen kaynaklar açısından nispeten daha azdır. Örneğin 4U 1728-34 kaynağına ait veriler tezin hazırlanması aşamasında 19 Mart 2003’te halka açılmış ve hemen tarafımızdan kullanılmıştır. Yeni uyduların bir diğer sorunu ise verilerinin analizi için kullanılacak programlara ait kaynakların azlığıdır. Bu açıdan da Chandra uydusu özellikle internet sitesindeki kaynakları ile yeni bir uydudan beklenmeyecek ölçüde avantajlara sahiptir. Çalışmada ilk olarak, x-ışın çiftleri ve düşük kütleli x-ışın çiftleri ile bu kaynakların alt sınıfları açıklanmıştır. Daha sonra ise tezde, verileri kullanılan Chandra uydusu, analizde kullanılan programlar ve incelenen kaynakların genel özellikleri hakkında bazı bilgiler verilmiştir. Tezin son iki bölümünde ise bu çalışma sonucu elde edilen bulgular sunulmuş ve sonuçlar bölümünde de tezde elde edilen sonuçlar literatür ile karşılaştırılarak tartışılmıştır. I.1. X-ışın çiftleri X-ışın çiftleri yoldaş yıldızdan üzerine madde akan bir nötron yıldızı ya da bir kara delik içeren sistemlerdir. Bu sistemler yoldaş yıldızlarının özellikleri ve buna bağlı olarak madde transferinin özelliklerine göre yüksek kütleli x-ışın çiftleri ve düşük kütleli x-ışın çiftleri diye iki sınıfa ayrılırlar. 3 Genel olarak x-ışın çiftlerinde, x-ışın ışımasının özelliklerini belirleyen faktörler kısaca aşağıdaki gibi sıralanabilir; • • • Baş yıldızın türü, Baş yıldız eğer bir nötron yıldızı ise nötron yıldızının manyetik alanının özellikleri, ve yoldaştan gelen maddenin akış şekli. X-ışın çiftlerinde baş yıldız bir kara delik ya da bir nötron yıldızı olabilir. Bu da x-ışınlarının oluşum mekanizmalarının farklılaşmasına sebep olur. Eğer baş yıldız bir kara delik ise x-ışınları kara deliğin olay ufku civarında birikmiş ve ısınmış gazın viskozitesinden kaynaklanır [5]. Eğer baş yıldız bir nötron yıldızı ise x-ışınları bu sefer nötron yıldızı etrafında biriken maddenin nötron yıldızı ile etkileşmesinden kaynaklanır. Bu etkileşme x-ışın ışık eğrilerindeki patlamalar veya yarı periyodik titreşimler ile kendini gösterebilir. Faktörlerden ikincisi ise gelen ışınımın zamansal değişiminin kaynağı hakkında bilgi verir. Eğer nötron yıldızının manyetik alanı yüksekse (1012 G gibi) bu durumda baş yıldızın üzerine doğru gelen madde önce manyetik alan ile etkileşecek ve güçlü manyetik alan maddeyi kendi kutuplarına doğru ivmelendirecektir. İvmelenen madde nötron yıldızının kutuplarında yığılma kolonlarının oluşmasına ve ışınımın burada üretilmesine neden olacak bu da ışınımın nötron yıldızının spin periyodu ile değişmesine yol açacaktır. Eğer nötron yıldızının manyetik alanı zayıfsa (<1010-1011 G) bu durumda yığılan madde nötron yıldızının yüzeyi ile etkileşecek kadar ona yaklaşabilir ve etrafını sarabilir. Bu durumda da nötron yıldızının yüksek kütle çekimi ile üzerine yerleşen madde zamanla ısınıp yanabilir ve patlamalar oluşabilir. Bunun da x-ışın ışık eğrilerinde gözlenen patlamaların kaynağı olduğu düşünülür. Üçüncü faktör ise yoldaş yıldızların Roche Lobunu doldurup doldurmamasına bağlıdır ve yüksek kütleli x-ışın çiftleri ile düşük kütleli x-ışın çiftleri arasındaki ayrımı gösterir. Akışın şekli yoldaş yıldızın madde transferini nasıl yaptığı ile yakından ilgilidir. Eğer yoldaş yıldız madde transferini, Roche Lobunu doldurduğu için yapıyorsa bu durum, baş yıldız etrafında bir disk oluşmasına yol açacak ve nispeten sürekli bir madde transferine yol açacaktır ancak yoldaş yıldızın madde transferini yıldız rüzgarları sağlıyorsa bu daha geçici bir madde transferine ve x-ışınlarının kısa süreli oluşmasına yol açar. 4 I.1.1. Yüksek Kütleli X-Işın Çiftleri Bu sistemlerde her x-ışın çiftinde olduğu gibi baş yıldız bir nötron yıldızı ya da bir kara deliktir ancak bu sistemlerin yoldaş yıldızları yüksek kütleli erken tayfsal tipten (O – B gibi) genç yıldızlardır. Bu sistemlerde optik ya da morötesi ışınımın büyük bir çoğunluğu yoldaş yıldızdan kaynaklanır. O ya da B tayf tipinden yıldızların yüksek hızlarda ve büyük miktarlarda rüzgarları olabileceğinden bu sistemlerde madde transferini sağlayan işlemin yoldaş yıldızın yıldız rüzgarları olduğu düşünülür [5]. Yüksek kütleli yoldaş yıldızın etrafında döndüğü bir nötron yıldızı ya da bir kara delik onun attığı bu yıldız rüzgarlarının bir kısmını yakalayabilir ve gözlenen x-ışınlarını üretebilir. Madde transferinin yoldaş yıldızın yıldız rüzgarları ile gerçekleştiğine en büyük kanıt bu kaynakların büyük çoğunluğunun süreksiz olmalarıdır. Bu sistemlerin süreksiz kaynaklar olmaları baş yıldız ile etkileşerek x-ışınlarının üretilmesini sağlayacak maddenin her zaman baş yıldızın yakınlarında olmadığını baş yıldızın bu madde ile zaman zaman etkileşerek gözlenen x-ışınlarını ürettiğini gösterir ki bu da yıldız rüzgarları fikrini destekler. Ancak bu sistemlerde yoldaş yıldızın Roche Lobunu doldurması da madde transferine katkı sağlayabilir [5]. I.1.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri X-ışın çiftlerinin bir diğer türü yoldaş yıldızların düşük kütleli geç tayf tipinden yaşlı yıldızlar oldukları ve bu tezinde ana konusu olan düşük kütleli x-ışın çiftleridir (LMXB). Bu sistemlerde yoldaş yıldız A tayf türünden geç tipte bazı durumlarda ise bir beyaz cüce dahi olabilir [5]. Ancak, böyle geç tayf tipinden yıldızların gözlenen x-ışınlarını üretecek kadar güçlü rüzgarları olamaz. Bu yüzden bu sistemlerde madde transferinin yoldaş yıldızın Roche Lobunu doldurması sonucu gerçekleştiği düşünülür ve x-ışınları ancak yoldaş yıldız Roche Lobunu doldurduğu zamanlarda üretilebilir [5]. I.1.2.1. Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin Türleri Tablo I.1. Bir düşük kütleli x-ışın çiftinin girebileceği sınıflar. Süreksiz Kaynaklar Atoll Kaynaklar Patlayıcılar Hızlı Patlayıcı Patlamasız Patlayıcı Sürekli Kaynaklar Patlayıcı Patlayıcı Patlamasız Hızlı Patlaycı Z Kaynaklar Patlayıcılar Hızlı Patlayıcı Atoll Kaynaklar Patlamasız Patlayıcılar Patlayıcılar Hızlı Patlayıcı Patlamasız Patlayıcılar Yukarıdaki tabloda da görülebileceği gibi düşük kütleli x-ışın çiftleri pek çok alt gruba sahiptir ve bir kaynak bu alt sınıflardan birden fazlasına üye olabilir çünkü sınıflar, kaynakların gözlenip gözlenememesine, gözleniyor ise gösterdiği zamansal ya 5 da tayf özellikleri gibi farklı özelliklere göre ayrılmışlardır. Aşağıda, bu çalışmada verileri bulunan kaynakların ait oldukları sınıflar daha ayrıntılı olmak üzere bütün LMXB sınıfları kısaca açıklanmıştır. I.1.2.1.1. X-ışın Süreksizleri Bazı x-ışın kaynakları süreksiz bir davranış gösterirler. Kısa bir zaman için gökyüzünün bir yerinde ortaya çıkar ve sonra yok olurlar. Bazıları bir süre sonra yeniden görünür. Böyle davranışların sebebinin yığılma oranındaki ani ve büyük değişimler olduğu düşünülür [6]. Ani yığılma oranı değişiminin sebebi bazı sistemler için anlaşılabilirdir fakat bazı sistemler için tam olarak açık değildir. Bu tür davranışa standart bir açıklama bulmak en büyük çalışma alanlarından biridir. Şekil I.1. Süreksiz kaynak V0332+53 Vela 5B tarafından alınmış 10 yıllık ışık eğrisi. Kaynak 1973’de çok parlak bir hale gelmiş fakat 1983’e kadar bir daha hiç gözlenememiştir [6]. Bir kaynağın süreksiz olarak sınıflandırılması için aşağıdaki şartlara gerek vardır [6]; • • • • Tipik olarak süreksizler maksimum şiddetlerine yaklaşık bir haftada ulaşır ve eski hallerine bir iki ayda geri dönerler. Şiddet değişimi yaklaşık 1000 kat ya da daha fazladır. Sessiz evrede, 2-6 keV enerji aralığında ve 10-12erg-1cm-2 düzeylerinde olan bir kaynak tespit edilemez (ancak gün geçtikçe gelişen x-ışın teleskopları daha sönük kaynakları gözlenebilir hale getirdiği için kaynak sessiz evrede olduğu durumda bile gözlenebilir olabilir). Tekrarlama zaman ölçeği yıllar mertebesindedir. 6 II.1.2.1.2 Z ve Atoll Kaynaklar Düşük kütleli x-ışın çiftleri içinde bazı kaynaklar diğerlerinden parlaklıkları ve parlaklıklarının süreklilikleri yönünden ayrılır. İlk olarak yukarıda da anlatıldığı gibi düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ve yüksek kütleli x-ışın çiftlerinin büyük bir kısmı süreksiz kaynaklardır. Sürekli ışıma yapan düşük kütleli x-ışın çiftleri içinde de bazı kaynaklar diğerlerinden daha yüksek ışınım güçlüdür. Bunlar genel olarak Z ve Atoll kaynaklar olarak isimlendirilir. Ancak bu parlak düşük kütleli x-ışın çiftleri arasında da Z kaynak olarak isimlendirilenler Atoll kaynaklardan daha parlaktır [5]. Bu özelliklerinin yanında bu kaynaklara böyle özel isimler verilmesinin asıl sebebi bu kaynakların bazı özel diyagramlarda gösterdikleri zamansal değişimlerdir [7]. Bu özel tablolara renk – renk diyagramları ve sertlik – şiddet diyagramları denir [7]. Şekil II.2.’de de örnek olarak verilmiş olan renk – renk diyagramları fotometrideki renk – renk diyagramlarına benzer şekilde üretilirler. Bu diyagramlarda yumuşak renk yaklaşık olarak 3 – 5 keV / 1 – 3 keV oranını sert renk ise 6.5 – 18 keV / 5 – 6.5 keV oranını gösterir [7]. Ancak yumuşak ve sert renk bir miktarda analiz için verisi kullanılacak uydunun duyarlılık aralığına da bağlıdır. Sonuçta oluşturulan bu diyagramlarda Z ve Atoll kaynakların zamanla farklı eğriler çizdikleri görülmüştür. 7 Şekil I.2. Yukarıdaki 4 şekilde Z ve Atoll kaynakların gözlemsel farklılıkları görülebilir. Üstteki şekiller için konulan her bir nokta 200 saniyelik gözlemi işaret etmektedir ve hata barları sağ alt köşelerde verilmiştir. Üst soldaki şekil Atoll Kaynakların renk-renk diyagramını, üst sağdaki şekil ise Z kaynakların renk - renk diyagramlarını göstermektedir. Alttaki şekiller ise Z ve Atoll kaynakların güç tayflarıdır. Alt soldaki şekil Atoll kaynaklara ait iken alt sağdaki şekil Z kaynaklara aittir. Atoll kaynaklara ait eğriler üst ve alt muz evrelerine aittir. Üst ve alt muz evreleri üstteki şekilde de UB ve LB olarak gösterilmiştir. VLFN ve HFN ise çok düşük frekanslı ve yüksek frekanslı gürültünün alındığı noktaları göstermektedir. Sağdaki örnek Z kaynaklara ait güç tayfları ise değişik kollardaki x-ışın şiddet değişimini gösterir. Burada üstten alta her bir eğri yatay kol, normal kol ve parlama koluna aittir. Bu kollar üstteki şekilde sırası ile HB, NB ve FB ile gösterilmiştir. VLFN, LFN ve HFN ise çok düşük frekanslı, düşük frekanslı ve yüksek frekanslı gürültünün alındığı noktaları gösterir [7]. 8 Zaten bu kaynaklara da yukarıdaki tablolarda zamanla çizdikleri şekillerden esinlenilerek bu özel isimler verilmiştir [7]. Z kaynaklar renk – renk diyagramlarında Z harfine benzer şekiller çizerken, atoll kaynaklar zamanla tablolarda daha eğimli muz benzeri bir şekil çizerler [7]. Z kaynakların çizdiği şekil üç ana koldan oluşur. Bunlar yatay kol, normal kol ve parlama koludur [7]. Çizilen Z harfi her kaynak için aynı değildir. Özellikle yatay kol ve parlama kolu kaynaktan kaynağa değişimler gösterir. Bazı durumlarda da aynı kaynak için bütün Z harfi hareket edebilir [7]. Atoll kaynakların çizdikleri şekil ise iki ana bileşenden oluşur bunlardan ilki ada durumu ve ikincisi muz durumudur [7]. Ada halinde x-ışın şiddeti en azdır [7]. Her iki sınıfında renk – renk diyagramları ve güç tayflarında çizdikleri şekillerin sebebi tam olarak bilinememektedir. Ancak bu şekilleri oluşturan olayın madde yığılma oranının zamanla değişimi olduğu tahmin edilmektedir [7]. I.1.2.1.3 X-Işın Patlayıcıları X-ışın patlamaları bazı düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ışık eğrilerinde görülen kısa zamanlı parlamalardır. Bu olayın fiziksel kaynağı ile ilgili ilk açıklama bir nötron yıldızının üzerindeki kararsız nükleer yanmanın, tepe noktası x-ışın dalga boylarında olan termonükleer bir ışınım parlaması yaratabileceği şeklinde olmuştur [1]. Bir nötron yıldızının üzerine yığılan hidrojen zamanla sürekli yanan bir hidrojen tabakası oluşturur ve bu da daha sonra bir helyum alt tabakası oluşturur. Er geç helyum katmanındaki yoğunluk ve sıcaklık kritik bir noktaya gelir ve bu da karbon oluşturmak üzere yanmaya başlar. Ancak helyum yanması işlemi kararsızdır ve bütün helyum bir x-ışın patlaması olarak gözlenen termonükleer bir parlama ile yanar [1]. Daha sonra diskten taze hidrojen akımı devam eder ve benzer fakat tam aynı olmayan bir süre sonra yeni bir patlama olur. Ancak, eğer bir sonraki patlamadan önce çok uzun zaman geçmişse bu sefer daha çok helyum birikmiş olacak ve daha büyük bir patlama oluşacaktır [1]. Bazı patlamalar arasındaki zaman aralığı çok kısadır öyle ki bu zaman aralığı, madde yığılması ve helyuma dönüşmesi için de çok kısadır. Bunun için yapılabilecek tek açıklama, bir önceki patlamada bütün maddenin yakılamadığı ve bir sonraki patlamaya kaldığıdır [1]. X-ışın tayfı patlama süresince ışınım yapan kara cismin yarıçapının değiştiğini gösterir [1]. Nötron yıldızının atmosferinin genişlediği ve bunu bir daralmanın takip ettiği bu değişimden görülebilir [1]. X-ışın ışınım gücü Eddington limitine ulaşır ve 9 radyasyon basıncı hidrojen katmanını genişlemeye zorlar. Daha sonra ışınım gücü yeniden Eddington limitine yaklaşır ki bu limit Helyum için 1.75 kat daha fazladır [1]. Uzaklığı çok iyi bilindiğinden bütün bunları test etmek için bir küresel küme kaynağı çok uygundur. Kaynağın ortalama gücü değiştikçe patlamaların frekansı ve karakteristiği de değişir. Kaynağın ortalama parlaklığı nötron yıldızının yüzeyine düşen madde miktarının bir ölçüsüdür [1]. Çok yüksek oranlarda yüzeydeki hidrojen füzyonu gelen yeni materyalle aradaki dengeyi sağlayamaz ve bir helyum-hidrojen karışımı oluşur. Bu da helyumun termonükleer yanmasını etkiler ve kaynağın patlama davranışını değiştirir. I.1.2.1.3.1 Patlamaların Gözlemsel Özellikleri Patlamalar genellikle düşük kütleli x-ışın çiftlerinin ışınım güçleri 1036ergs-1 olan atoll alt sınıfından kaynaklarda gözlenir. Bu sistemler 0.001 – 0.3 M& edd gibi orta seviyelerde yığılmalar gösteren sistemlerdir ki bu da termonükleer kararsızlıklar için verilen yığılma aralıklarına denk düşer. Ancak BeppoSAX uydusundaki WFC (Wide Field Camera, Geniş Alan Kamerası) ile yapılan gözlemlerle ışınım gücü 1036ergs-1’den belirgin şekilde az olan 10 düşük kütleli x-ışın çiftinde de patlamalar olduğu keşfedilmiştir [8]. I.1.2.1.3.2 Patlama Profilleri ve Tayfları X-ışın patlamalarının zamansal özellikleri çeşitlilik gösterse de ortak özellikleri de vardır. • • • Patlama çıkış zamanı bitiş zamanından daha kısadır. Çıkış zamanları tipik olarak 2 saniyeden küçüktür ancak, bazen 10 saniye kadar uzun da sürebilir. Patlamaların bitiş zamanları ise 10 saniye ile birkaç dakika arasında olabilir ve genellikle 10 – 20 saniye sürerler. Patlama profilleri yüksek enerjilerde daha kısadır. Bu da nötron yıldızının yüzeyinin zamanla soğuduğunun kesin bir göstergesidir. Patlama profilleri genelde eksponansiyel ya da eksponansiyel benzeri şiddet azalması gösteren düzgün şekillerdir. Swank ve ark. ve Hoffman, Lewin ve Doty 1977’de patlamaların tayflarının bir karacisim modeli ile modellenebileceğini göstermişlerdir [8]. Tbb sıcaklığında, Fbol akısını üreten bir kara cismin yarıçapı; 10 F Rbb = d bol4 σTbb 1/ 2 ile verilir. Burada d kaynağın uzaklığı, Rbb kara cismin yarıçapı ve σ Stefan - Boltzmann sabitidir. Bolometrik akıların ve karacisim sıcaklıklarının ölçülmesi eğer uzaklık biliniyorsa yarıçapı belirlemek için kullanılabilir [8]. Bu yolla belirlenen yarıçaplar genellikle 10 km civarındadır ki bu da bir nötron yıldızının teorik yarıçapına denktir. I.1.2.1.3.3. Fotosfer Genişlemesine Yol Açan Patlamalar Parlak patlamalarda yerel x-ışın ışınım gücü Eddington limitine ulaşabilir; LEdd 4πcGM 1 − 2GM = 2 c R κ −1 / 2 = 4πR 2σTeff4 burada M, R ve κ nötron yıldızının kütlesi, yarıçapı ve atmosferik opaklıktır [8]. Fotosferik katmanlar nötron yıldızı üzerinden ışınım basıncı ile kaldırılabilir. Burada Eddington ışınım gücünün opaklık aracılığı ile nötron yıldızı üzerine yığılan atmosferin kimyasal kompozisyonuna bağlı olduğuna dikkat etmek gerekir. Böyle patlamalarda karacisim sıcaklığı, karacisim yarıçapı arttıkça azalır. Bütün bunlar olurken de toplam x-ışın akısı sabit kalır. Böyle patlamalara fotosferik yarıçapın genişlediği (FYG) patlamalar denir [8]. Fotosferin nötron yıldızı üzerine döndüğü ana ise “touch-down” denir [8]. Teorik çalışmalar böyle patlamalarda x-ışın akısının Eddington Limiti civarında olduğunu ve fazla enerjinin patlama sırasında kinetik enerjiye dönüştüğünü gösterir. Ebisuzaki & Nakamura 1988’de, sönük patlamalar ile FYG patlamalarını 4U 1608-52 ve 4U 1636-53 yıldızları için karşılaştırmışlar ve fotosferik içeriğin değiştiğini bulmuşlardır [8]. Işınım gücü – renk sıcaklığı ilişkisinde bu iki sınıf için farklılıklar bulmuşlar ve bu farklılıkların hidrojence zengin ve hidrojence fakir atmosferlerden dolayı olduğunu ve hidrojence zengin zarfın parlak FYG patlamaları sırasında atıldığını ve böyle durumlarda atmosferik kompozisyonun salt helyumdan oluştuğunu ileri sürmüşlerdir [8]. Fotosferik kaldırmanın miktarı patlamadan patlamaya çok değişebilir. En güçlü patlamalarda kaldırma gücü, fotosferin etkin sıcaklığını x-ışınlarının altında bir enerji bandına kadar taşıyabilir [8]. Böyle olaylar patlamanın ana kısmından ayrı “öncüler” gösterirler [8]. Diğer daha az güçlü patlamalar ise çift tepeli yapılar gösterirler [8]. Şekil I.3. de RXTE teleskopu ile alınmış 4U 1728-34 kaynağının FYG’li ve FYG’siz patlamalarına örnekler görülebilir. 11 Şekil I.3. LMXB 4U1728-34’ün RXTE ile alınmış 4 patlaması. Her bir sütun üstten alta 2-60 keV arası toplam sayım oranını, 2-6 keV sayım oranını, 6-30 keV sayım oranını ve sertlik oranını (6-30 keV/2-6 keV) gösterir. Patlamalar 1 ve 3 sertlik oranlarında FYG’ne güzel örnek oluştururlar [8]. Prensipte FYG’li patlamaları gözlemek nötron yıldızlarının kütlesi ve yarıçapının belirlenmesini sağlar ki bu da yoğun maddenin hal denkleminin belirlenmesi için son derece önemlidir. Yukarıda gösterildiği gibi bir nötron yıldızının yüzeyindeki Eddington ışınım gücü sadece yıldızın kütlesine, yarıçapına ve kimyasal yapısına bağlıdır. Yukarıdaki eşitlik ışınım gücü Eddington limitinde iken etkin sıcaklığın ölçümü ile nötron yıldızının kütlesi ve yarıçapı hakkında bilgi elde edilebileceğini gösterir. Ancak uygulamada, modele bağlıdır çünkü gözlenen renk sıcaklığının bir atmosfer modeli kullanılarak belirlenecek bir etkin sıcaklığa göre düzeltilmesi gerekir [8]. Genelde de atmosfer yapısı konusunda birbirinden bağımsız bilgiler yoktur ve bu yüzden doğru model belli değildir [8]. Farklı bir yöntem ise fotosferin genişlemesinden dolayı oluşacak Eddington ışınım gücündeki değişimlerin ölçümü yani kırmızıya kaymadaki değişimin ölçümüdür [8]. Bu yöntemde prensipte nötron yıldızı yüzeyindeki kırmızıya kayma miktarını ölçmek için kullanılabilir. Eğer kaynağın uzaklığı biliniyorsa, Eddington limitinde iken bir patlamanın akısının ölçülmesi M ve R ile ilgili biraz daha farklı bir ilişki verebilir. Bağımsız uzaklık bilgilerine sahip kaynaklar, küresel kümelerdekiler gibi, prensipte bu amaç için kullanılabilirler [8]. I.1.2.1.3.4 Patlama Spektroskopisindeki Yeni Gelişmeler 12 Sistematik belirsizliklerin üstesinden gelmenin en güvenilir yolu nötron yıldızı yüzeyinden çizgi bileşenleri belirlemektir ve böylece kütle çekimsel kırmızıya kayma, 1+z = (1-2GM/c2R)-1/2, direkt olarak ölçülmüş olur [8]. Waki ve ark. Nakamura, Inoue ve Tanaka TENMA uydusu ile 1988’de 4.1 keV’da 4U 1636-53 ve 4U 1608-52 isimli kaynaklardan soğurma çizgileri gözlemişlerdir [8]. Waki ve arkadaşları çizgiyi Helyum-benzeri demirin 6.7 keV’daki Lα geçişi olarak tanımlamışlar ancak nötron yıldızı yüzeyince bu çizginin kırmızıya kayma gösterdiğini iddia etmişlerdir. Fakat daha sonra bu çizginin çok büyük eşdeğer genişliği başka araştırmacıların bu çizginin nötron yıldızının yüzeyinden değil de yığılma diskinden geldiğini iddia etmelerine yol açmıştır [8]. ASCA, RXTE ya da BeppoSAX ile yapılan daha yeni gözlemler de ise patlama tayfında böyle bir çizginin izine rastlanamamıştır [8]. Bu yüzden bu özelliklerin gerçekliği ve güvenirliliği bir muammada kalmıştır. Chandra ve XMM-Newton uydularının yüksek çözünürlük kabiliyetleri nötron yıldızı tayflarını çalışma konusunda pek çok vaatte bulunuyorlar fakat biri hariç izole nötron yıldızlarının yüksek çözünürlüklü tayfı çizgi bileşenleri göstermemiştir [8]. Ancak x-ışın patlayıcıları yığılma ile gelen ağır elementlerin karışması sebebiyle bu araştırmalarda daha çok şey vaat ederler. Örneğin Cottam, Paerels ve Mendez 2002’de XMM-Newton uydusunun Yansımalı Kırınım Tayfölçeri (Reflection Grating Spectrometer, RGS) ile böyle bir gözlem yapmışlardır [8]. Bu çalışmada dar çizgilere olan duyarlılığı arttırmak için 28 patlama birleştirilmiştir [8]. Sürekli spektrumu ve nötron yıldızını saran yüksek derecede iyonize olmuş maddeye ait olduklarını düşündükleri çizgi bileşenlerini modelledikten sonra, en iyi modelleri için hesap etmedikleri ek bileşenler bulmuşlardır [8]. Şekil I.4. bu çalışmada elde edilen RGS tayfını ve en uygun modeli göstermektedir. 13-14 Å civarındaki bu modellenmemiş bileşenleri hidrojen benzeri demirin (Fe XXVI) n=2-3 geçişi olarak patlama öncesi ve sonrası tayflarda tespit ettiler. Her durumda nötron yıldızının yüzeyindeki kırmızıya kayma z = 0.35 olarak bulundu ve bu sonuç modern nötron yıldızı hal denklemleri için olası bir değerdi. Bu ayrıca nötron yıldızı yüzeyinin son kararlı yörünge içinde de olduğunu göstermiş oldu [8]. 13 Şekil I.4. EXO 0748-676’dan XMM-Newton’un RGS cihazı kullanılarak elde edilmiş 28 x-ışın patlamasına ait tayf. Zemin ışınımı çıkarılmış, patlama başlangıcı ve sonuna ait tayflar üst üste gösterilmiştir. Veri 1σ hata barları ile siyah olarak gösterilmiştir. Kırmızı çizgi en iyi süreklilik ve çizgi modellerini göstermektedir. Üstte 13 Å ve altta 14 Å civarında görünen modellenmemiş minimumlar Fe XXVI iyonunun kırmızıya kaymış çizgilerini göstermektedir [8]. I.1.2.1.3.5. Çift X-ışın Patlamaları Birbirlerinden yaklaşık 10 dakika gibi süreler ile ayrılan patlamalara çift x-ışın patlamaları denir [9]. Çift patlamalar genelde göreceli olarak zayıftır ve ikinci patlama tepe noktadaki akı ve enerji açısından birinci ile aynı olsa da genelde daha zayıftır [9]. Çift patlamalar için olası bir açıklama yakıt maddenin nötron yıldızının iki kutbu üzerinde biriktiği ve bu birikimlerin birbirini takip eder bir şekilde yandığıdır [9]. Eğer termonükleer patlama maddelerin biriktiği havuzlardan birinde başlarsa yanan kısım nötron yıldızı yüzeyini dolaşacaktır. Eğer kutuplardan ötede daha az miktarda madde birikmişse buradaki maddenin nükleer yanması çok daha zayıf olur ve gözlenemez. Ancak yanan bu madde diğer kutba kadar ulaşırsa sonuçta ortaya çıkan patlamanın ışıma gücü çok daha yüksek olur ve bir havuz tarafından üretilen patlama diğer havuzunda yanmasında fitil görevi görür [9]. Bu durumda ikinci patlamanın daha zayıf olması çok doğaldır çünkü ilk olarak yanacak olan kutbun daha yoğun olacağı aşikardır [9]. 14 Şekil I.5. Bu tezde de verileri kullanılan EXO 0748-676 yıldızının Chandra uydusu ile alınmış gözleminde, çift x-ışın patlamalarına iyi bir örnek olabilecek iki patlamasına ait x-ışın ışık eğrisi. Eğrideki zaman çözünürlüğü 1.841 saniyedir. X-ışın patlamaları, Tip Ia süpernovalarında ve klasik novalarda çok önemli rol oynayan termonükleer yanmanın yayılımını incelemek ve daha öncede belirtildiği gibi yoğun maddenin hal denklemini incelemek için eşsiz bir astrofiziksel laboratuardır. I.1.2.1.4. X-Işın Çukurları Gösteren Kaynaklar Bazı düşük kütleli x-ışın çiftleri x-ışın ışık eğrilerinde genelde tutulmalardan kısa bir süre önce derin çukurlar gösterirler. Madde transferi sırasında yoldaş yıldızdan akan maddenin baş yıldız etrafında oluşan yığılma diski ile etkileştiği bir bölge vardır ve hatta bu bölgenin yığılma diski içinde de bir miktar ilerlediği düşünülür. Teorik hesaplamalar madde akımının yığılma diskinden daha kalın olabileceğini ve bu durumda da yoldaştan gelen maddenin çok kolayca yığılma diskinin içerlerine kadar ilerleyebileceğini göstermektedir [1]. Bunun sonucu ise diskin yüksekliğinin sabit olmadığı zamanla değişebilir olduğudur [1]. Bu durumda da yüksek yörünge eğimli bir kaynağı örneğin bu tezde de çalışılan EXO 0748-676 ya da 4U 1822-371’i incelerken zaman zaman diskin değişken yüksekliğinin merkezdeki x-ışın kaynağını örtmesi olasıdır. Şekil I.6.’da bu tezde kullanılan verilerden elde edilmiş hem EXO 0748-676’ya hem de 4U 1822-371’e ait x-ışın çukurları görülebilir. 15 Şekil I.6. Tezde de verileri kullanılan ve çukur gösteren kaynaklar olan EXO 0748-676 ve 4U 1822-371 yıldızlarının ışık eğrileri. Üstteki şekil EXO 0748-676’ya ve alttaki şekil 4U 1822-371’e aittir. Üstteki şekilde tutulmadan hemen önce ve 0.5 fazından hemen sonraki çukurlar metinde de bahsedilen x-ışın çukurlarına örnek olarak verilebilir. Bu şekilde aynı zamanda kaynağın gösterdiği x-ışın patlamaları da görülebilir. Alttaki şekilde ise tutulma ve ondan hemen önce gelen çukur evresi daha açık bir şekilde görülebilir. Tam da tahmin edilebileceği gibi çukurların görüldüğü anlarda x-ışın tayfında sadece görüş doğrultumuzdaki kolon yoğunluğu değişir [1]. Sıfır fazında yoldaş merkezdeki x-ışın kaynağını örttüğünden diskin önündeki kalın kısım x-ışınlarını tutulmanın hemen öncesinde bir zamanda soğurur ve bu olay x-ışın ışık eğrisinde bir çukur meydana getirir [1]. I.1.2.1.4.1. Yığılma Diski Koronası Eğer kaynağın yörünge eğimi biraz daha artarsa en sonunda yoldaş yıldız yığılma diskini ve merkezdeki x-ışın kaynağını tamamen örtmeli ve sonuçta bir tam tutulma gerçekleşmelidir [1]. Ancak bu sadece x-ışın üretiminin tamamını merkezdeki nötron yıldızının ürettiği varsayılırsa doğrudur. Eğer x-ışınları geniş bir bölgeden yayınlanıyorsa bu durumda örtülmeden kurtulabilirler ve bu sistemlerden tam bir tutulmanın gözlenmesi imkansız olur [1]. Bir grup düşük kütleli x-ışın çifti böyle bir 16 davranış göstermektedirler. Bu kaynakların baş yıldızlarının etrafını saran ve yığılma diski koronası olarak adlandırılan bir bölgeye sahip oldukları düşünülür [1]. Bu bölge yığılma diskinden maddenin rüzgarlarla atılması sonucu oluşur. Diskten yukarı doğru fırlayan madde merkezdeki kaynağın kütle çekim gücü ile yine de disk etrafında tutulur, ancak zamanla bu maddeler diskin etrafında ve üzerinde bir korona tabakasının oluşmasına sebep olurlar [1]. Yığılma diski koronası baş yıldızdan sürekli olarak gelen x-ışınları yüzünden son derece sıcak bir bölgedir ve bu bölgenin düşük kütleli x-ışın çiftlerinde görülen emisyon çizgilerinin en çok üretildiği bölge olduğu sanılmaktadır [2]. 17 II. Malzeme ve Yöntem II.1. Tezde İncelenen Yıldızlar Hakkında Kısa Bilgiler Aşağıda Tablo III.1.’de tezde verileri incelenen düşük kütleli x-ışın çiftleri ile ilgili kataloglardan derlenmiş çeşitli bilgiler özetlenmiştir. Tablo III.2.’de ise tezde incelenen uydu gözlemleri hakkında bilgiler verilmektedir. Tablo II.1. Tezde verileri kullanılan Düşük kütleli x-ışın çiftlerinin kataloglardan derlenen özellikleri [10], [11]. Burada D çukur gösteren kaynakları, B x-ışın patlayıcılarını, T kaynağın bir süreksiz kaynak olduğunu ve A ise kaynağın bir atoll kaynak olduğunu gösterir. Tabloda § ile işaretlenen değerler [11] ve † ile işaretlenenler [10] numaralı kaynaktan alınmıştır. Kaynağın Türü Galaktik Enlem Galaktik Boylam Yörünge Periyodu (saat) Uzaklığı (kpc) Lx ergs-1 Lx/Lop Yoldaş Yıldızın Tayfsal Tipi V1 V2 B-V M1 M2 4U 1822-371 D§ 356.9§ -11.3§ Cir X-1 B, T, A§ 322.1§ 0§ EXO 0748-676 B, D, T§ 280§ -19.3§ 4U 1728-34 B, A§ 354.3§ -0.2§ 5.57§ 398.4§ 3.82§ -- 0.7† 3x1035 † 4x101 † G – M† > 6† 8x1038 † --- 2.1† 4.9x1036 † --- 10† 5x1037 † --- 15.3† 16.3† 0.08† 1† 0.4† 21.4† -∼3.6† --- 16.9† -0.14† 1.4† 0.45† ----- Tablo II.2. Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler. 4U 1822-371 ACIS-S HETG 39950 Cihaz* Kırınım Ağı Gözlem Süresi (s) Başlangıç 23.08.2000 Zamanı 16:19:33 Verilerin 15.09.2001 Halka Açılma 11:30:00 Zamanı * Kullanılan görüntüleme cihazı. Cir X-1 ACIS-S HETG 15320 EXO 0748-676 ACIS-S HETG 49000 4U 1728-34 ACIS-S HETG 30480 08.06.2000 04:11:58 21.07.2001 00:00:00 14.04.2001 01:13 24.04.2002 11:31 04.03.2002 15:19:31 19.03.2003 10:05:10 18 II.2. Chandra Uydusu Chandra uydusu hem çok yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz için gerekli hem de yüksek çözünürlüklü görüntüleme için gerekli cihazları barındıran kendinden önce uzaya fırlatılan x-ışın uydularına göre son derece gelişmiş bir x-ışın uydusudur. Uydu 23 Temmuz 1999 tarihinde uzaya fırlatılmıştır. Uydu <0.1 – 10 keV arasındaki enerji aralığına duyarlıdır ve görüntü çözünürlüğünü belirleyen nokta saçılma fonksiyonu 0.5 yay saniyesinden küçüktür [12]. Uydunun aldığı görüntüler ondan önce uzaydaki en yüksek çözünürlüklü görüntüleme cihazı olan ROSAT uydusundaki HRC’den (High Resolution Camera, Yüksek Çözünürlüklü Kamera) yaklaşık 50 kat daha yüksek çözünürlüklüdür [12]. Uydunun aldığı en yüksek çözünürlüklü tayflar ise E/∆E ~ 1000 gibi daha önce hiç elde edilememiş derecede yüksek çözünürlüklüdür [12]. Uydu birkaç ana bilimsel bileşenden oluşmaktadır. HETG (High Energy Transmission Grating, Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı) ve LETG (Low Energy Transmission Grating, Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı) uydu üzerindeki iki kırınım ağıdır [12]. Bu cihazlar gelen x-ışınlarının yayılması ve alttaki dedektörlere yansıtılmasını sağlarlar. Uydu üzerindeki en yüksek çözünürlüklü tayflar bu cihazlardan ikisinden biri kullanılarak alınır. Ne yazık ki bu iki cihaz teleskop içindeki yerleşimlerinden dolayı aynı anda kullanılamaz. HETG 0.4 – 10 keV arasına duyarlıdır ve iki alt bileşenden oluşur; bunlar MEG (Medium Energy Grating, Orta Enerji Kırınım Ağı) ve HEG’dir (High Energy Grating, Yüksek Enerji Kırınım Ağı). Bunlardan yüksek enerji kırınım ağı daha yüksek enerjilere daha duyarlı iken orta enerji kırınım ağı ise daha düşük enerjilere duyarlıdır. LETG ise uydudan daha düşük enerjilerde de yüksek çözünürlüklü tayfların alınabilmesi için üretilmiştir. Alet 70 – 10000 eV arasına duyarlıdır [12]. Uyduda görüntüleme görevini ise iki ayrı cihaz üstlenmiştir. Bunlar HRC (High Resolution Camera, Yüksek Çözünürlüklü Kamera) ve ACIS’dir (Advanced CCD Imaging Spectrometer, Gelişmiş CCD görüntüleyici spektrometre) [12]. Bu cihazlardan HRC hem uydu üzerindeki en yüksek uzaysal çözünürlüğe hem de uydu üzerindeki en yüksek zamansal çözünürlüğe (16 µsec) sahiptir [12]. Ancak bu alet yine uydu üzerindeki yerleşimlerinden dolayı daha çok LETG ile beraber çalışabilir. ACIS ise hem LETG hem de HETG ile çalışabiliyorsa da HETG ile birlikte çalıştırıldığı zaman daha yüksek bir verim elde edilir [11]. ACIS, HETG ile beraber kullanılabildiği gibi ayrıca uzaysal görüntüleme amacıyla ve HETG kadar yüksek olmasa da tek başına da tayfsal analiz için kullanılabilecek bir dedektördür [12]. 19 Uydunun çalışma prensipleri hakkında daha fazla ayrıntı Bölüm VI.1.’de verilmiştir. Uyduda x-ışın çiftlerine ait gözlemler genelde ACIS ve HETG ikilisi ile yapıldığından tezin bu bölümünde bu iki cihaz daha ayrıntılı anlatılmıştır. Ayrıca bu çalışmada incelenen verilerin tümü de bu aletler ile elde edilmiştir. II.3. Verinin Analizi Chandra uydusunun verileri pek çok x-ışın veri analizi programı ile incelenebilir. Ancak bunlara ek olarak CIAO (Chandra Interactive Analysis of Observations, Chandra Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi) isimli bir program paketi de CXC (Chandra X-ray Center, Chandra X-ışın Merkezi) tarafından ilgilenenlerin kullanımına açılmıştır [12]. Pek çok durumda veri bir çok ön indirgemeden de geçeceği için bu program paketini kullanmak daha iyi bir seçim olabilir. Ancak örneğin NASA’nın XANADU ve FTOOLS gibi x-ışın verilerinin incelenmesini sağlayan programları da kullanılabilir. Neredeyse her veri analizi programı gibi CIAO’da pek çok işletim sistemi altında çalıştırılabilir. Şu anda CIAO’nun üzerinde denendiği ve başarıyla çalıştığı görüldüğü işletim sistemleri Solaris 2.6, Linux ve Alpha sistemleridir [12]. Bu tez için CIAO bir Red Hat Linux 7.3 üzerine kurulmuştur. Programın 12 Kasım 2002 itibarıyla 2.3 versiyonu çıkmıştır ve halen bu versiyon kullanılmaktadır. Pek çok Unix programı gibi sistemin çalışabildiği her donanım ile CIAO programı da çalıştırılabilir. Ancak Chandra uydusu verileri çok büyük (ortalama 200 – 300 MB) olay dosyalarından oluştuğundan veri analizinin yapılacağı bilgisayarın işlemcisinin ve belleğinin mümkün olduğunca yüksek olmasında fayda vardır. Bu tez hazırlanırken kullanılan bilgisayar PIII 600 Mhz işlemcili ve 128 MB bellekli bir bilgisayardır ve pek çok işlem için bu bilgisayar son derece yeterli olmuştur. Fakat yine de özellikle belleğinin bir miktar daha fazla olması pek çok işlemi daha da hızlandırabilirdi. Program beraberinde SHERPA isimli çok gelişmiş bir tayfsal analiz programı ile beraber gelir. Bu program x-ışın veri analizinde standart program olarak kabul edilen XANADU program paketi içindeki XSPEC programının pek çok gelişmiş özelliğini de kendi içine monte ederek yeni bir programdan beklenmeyecek gelişmiş özellikler kazanmıştır. Ancak gerek genel anlamda Chandra uydusunun gerekse buna bağlı olan CIAO program paketinin zamansal özellikleri henüz zayıftır. Uydu bazı özel gözlem teknikleri ile çok yüksek zaman çözünürlüğünde veri alabilir. Fakat program henüz zamansal veri analizi için bu kadar gelişmemiştir. Bu yüzden, bu tezde çok fazla gerekmemiş olsa da, zamansal analiz için XANADU program paketinin zamansal veri analizi için hazırlanmış XRONOS programının kullanılması önerilir. 20 Chandra uydusu ile alınmış her veri önce standart ön indirgemelerden geçer. Böylece internetten alınan bir veri seti iki alt dizinden oluşur bunlardan ilki (PRIMARY dizini altında) bütün standart ön indirgemelerden geçmiş ve istenirse direkt kullanılabilecek haldeki veridir. Bu tip veriye 2. seviye veri denir. Diğer alt dizinde ise (SECONDARY dizini altında) ön indirgeme işlemlerinin hiçbiri yapılmamış veriler bulunur kullanıcı bu veri üzerinde, eğer primary klasörü altındakine uygulanan eski bir versiyon ise, hem en son kalibrasyon işlemlerini yapma şansına hem de istemediği fakat standart olarak yapılan bazı ön indirgeme işlemlerini yapmama şansına sahip olur. Bu tip veri ise 1. seviye veridir. Genel olarak veriler yeni olduğundan en son kalibrasyon işlemleri standart olarak bütün verilere uygulanmış olur. Bu yüzden pek çok durumda bazı standart olmayan ama yapılması gerekli işlemleri yaparak primary dizini altındaki 2. seviye verilerden analize başlanabilir. Bu tezde bazı yıldızların verileri aynen uydu veri tabanından alındığı gibi kullanılmış bazılarının ise kalibrasyonları yeni baştan yapılmıştır. Ancak kalibrasyonları yeniden yapmanın asıl amacı bu işlemi öğrenmek olmuştur. Veri analizine başlamadan önce, programın her zaman gözleme özel kötü piksel dosyalarını kullanması sağlanmalıdır. Bunun sebebi, ACIS cihazının pek çok CCD’den oluşmuş bir dedektör olmasıdır ve bu CCD’lerdeki piksellerde, her gözleme has sorunlar oluşabilir. Veri analizinden önce 2. seviye veriler için gerekli bir diğer düzeltme ise standart olarak yapılmayan “destreak” isimli bir düzeltmedir. ACIS-S4 çipinin görüntülerinin değişken şablonlarda çizgiler içerdiği görülmüştür. Bu çizgilerin çipler seri olarak okunurken ortaya çıkan bir yük akışından kaynaklandığı düşünülür. Bu düzeltme standart işlemler ile birlikte yapılmadığından daha sonradan kullanıcı tarafından yapılması gerekir. Ancak program bunu minimum düzeyde tutmaya çalışsa da bu düzeltme sonucu kaynağa ait bazı fotonlarda kaybedilebilir. Bu düzeltmeler yapıldıktan sonra verinin analizine başlanabilir. İncelenen yıldızların doğası gereği, bu tezde de görülebileceği gibi her bir yıldızın verisinin analizi için farklı farklı teknikler uygulamak durumunda kalınılabilinir. Örneğin gözlem süresi boyunca toplam 2 yörünge periyodu geçiren 4U 1822-371 yıldızının veri analizi yörünge periyodu 4’e bölünerek yapılmıştır, diğer taraftan 16.5 günlük bir yörünge periyodu olan Cir X-1 yıldızı için toplam gözlem sıfır fazı içinde bir yerde kalmıştır ve bu durumda da bütün gözlem herhangi bir zamansal ayırmaya gidilmeksizin tek olarak tayfsal analize tabii tutulmuştur. Bir sonraki bölümde de bu veri analizlerinin sonuçlarında elde edilen bulgular açıklanmıştır. Ayrıca bölüm VI.2.’de program ve veri analizi ile ilgili daha ayrıntılı bilgi verilmiştir. Bölüm VI.2.’de gösterilen işlemler bütün yıldızlar için uygulanmış ortak işlemlerdir. 21 III. Bulgular III.1. 4U 1822-371 Bu sistemin bilinen 5.57 saatlik bir yörünge periyodu vardır [10], [11]. Bu tezde bu yörünge periyodu, yıldızın efemeriz zamanı yardımı ile 4 eşit parçaya bölünmüştür [13]. Böylece sistemin 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazları için 4 adet tayf elde edilmiş ve tayfsal analiz bu tayflar üzerinden yapılmıştır. Şekil III.1.’de yıldızdan gözlem süresince elde edilmiş ışık eğrisi ve efemeriz zamanına göre elde edilen ve iki yörünge periyodunu içeren ışık eğrisi verilmiştir. Şekil III.1. 4U 1822-371 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrisi (üstte) ve bu ışık eğrisi kullanılarak hazırlanan yörünge fazına göre ışık eğrisi (altta) verilmiştir. Alttaki şekilde düşey eksen sayım oranındaki ortalamaya göre değişimi verir. 22 Bu yörünge fazlarında elde edilen tayflar ve veriye en iyi uyum sağlayan karacisim modeli Şekil III.2. ve Şekil III.3.’de gösterilmiştir. Şekil III.2. Üstten alta doğru 0. 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait MEG tayfları siyah ile ve en iyi model olan süreklilik için karacisim modeli ve tanısı yapılabilen emisyon çizgileri de kırmızı ile gösterilmiştir. Şekil III.3. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait HEG tayfları siyah ile ve süreklilik için en iyi model olan karacisim modeli ve tanısı yapılabilen emisyon çizgileri de kırmızı ile gösterilmiştir. 23 Tayfsal analizin ilk olarak 5 ile 15 Å arasındaki MEG sonuçları ve daha sonra ise 1.2 ile 5 Å arasındaki HEG sonuçları verilecektir. Chandra uydusundaki kırınım ağlarının ürettiği tayflar çok yüksek çözünürlüklü olduğundan bu tayflardaki sürekli spektrumdan uygun bir model geçirmek genelde istatistik olarak pek anlamlı değildir ancak böyle bir model geçirmek ileride tanısı yapılacak atomik çizgileri daha iyi şekilde görebilmek ve onların özelliklerini daha iyi bir şekilde elde edebilmek için gereklidir. Bu çalışmada da her bir yörünge fazı için sadece sürekli spektrumu gösterebilmek amacı ile tayflardan veriye en iyi uyum sağlayan kara cisim modeli geçirilmiştir. Bu işlem sırasında modellerden elde edilen sonuçlar aşağıdaki tablolarda verilmiştir. Tablo III.1. 4U 1822-371’in sürekli tayfından geçirilen karacisim modeli ve bu modelin parametreleri verilmiştir. 0 evresi 0.25 evresi 0.50 evresi 0.75 evresi Karacisim Sıcaklığı (keV biriminde kT) 2.04668 1.99593 1.98789 1.897 Modelden itibaren hesaplanan akı (5 – 15 Å aralığı için erg/cm2/s) 5.32816x10-11 5.35523x10-11 4.06604x10-11 4.34936x10-11 χ2 1.66051 1.33547 1.01532 0.96085 Kaynağın tayfından yukarıda değerleri verilen sürekli spektrum modelleri geçirildikten sonra Chandra’nın yüksek çözünürlüklü tayf ölçerinin yardımı ile bazıları bütün yörünge fazlarında görülebilen pek çok emisyon çizgisinin tanısı yapılabilmiştir. Tablo III.2., III.3., III.4., III.5., III.6 ve III.7.’de 5 – 15 Å ve Tablo III.8.’de ise 1.4 – 2.4 Å aralığında görülen ve tanısı yapılabilmiş çizgiler ile bu çizgilerin özellikleri verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen dalgaboyları ile ilgili bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı kullanılarak elde edilmiştir (bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM değerleri verilmemiştir. FWHM değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir. Şekil III.4., III.5., III.6., III.7. ve III.8.’de de Tablo III.2, III.3., IIIV.4., III.5., III.6 ve III.7.’de özellikleri verilen emisyon çizgilerinin ölçüldüğü aralıktaki tayflar ve çizgiler görülebilir. 24 Şekil III.4. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 6 – 8 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri ~6.2 Å, 6.8 Å, 6.9 Å, 7.9 Å civarında görülebilir. Şekil III.5. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 8 – 10 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 8.4 Å ve 9.2 Å civarında görülebilirler. 25 Şekil III.6. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 10 – 12 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 10.3 Å, 10.8 Å ve 11.4 Å civarında görülebilirler. Şekil III.7. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 12 – 15 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgileri 12.1 Å, 12.2 Å ve 13.5 Å civarında görülebilirler. 26 Şekil III.8. Üstten alta doğru 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 1.4 – 2.4 Å arasındaki HEG verisi ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler. Emisyon çizgisi 1.9 Å civarında görülebilir. 27 Tablo III.2. 6.18 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge İyonun ismi Fazı 0.0 0.25 0.50 0.75 Si XIV Si XIV Si XIV Si XIV Geçiş 4–1 4–1 10046 – 16 3–1 Öngörülen Ölçülen λ (Å) λ (Å) 6.1804 6.1804 6.1993 6.1858 6.1813 6.1845 6.2041 6.1942 Hata (Å) -0.0036 -0.0045 -0.0142 -0.1120 Hata Doppler (Å) Hızı (km/s) 0.0042 0.0042 0.0151 0.0077 43.6995 199.0319 232.2998 407.3829 Hata (km/s) Hata Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) (km/s) (Å) -174.7518 203.8694 -218.4513 203.8694 -687.1846 730.7278 -5431.7950 373.4343 0.0243619 0.0203864 0.0166229 0.0118315 8.09 6.65 4.10 3.01 Tablo III.3. 6.7 – 7.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge Fazı İyonun ismi Geçiş 0.0 0.25 0.25 0.50 0.50 0.50 0.75 0.75 Si XIII Fe XXIV Fe XXIV Fe XXV Al XIII Fe XXIV Si XIII 2–1 29 – 3 26 – 1 37 – 3 4–1 27 – 1 2–1 Öngörülen Ölçülen Hata λ (Å) λ (Å) (Å) 6.7403 7.0330 6.7887 6.8940 7.1710 6.8080 6.7403 6.7510 7.0365 6.7841 6.8942 7.1698 6.8103 6.7418 Hata Doppler (Å) Hızı (km/s) -0.0363 0.0250 -0.0109 0.0132 -0.0101 0.0084 -0.0099 0.0082 -0.0080 0.0081 -0.1207 0.0000 -0.0959 0.0080 476.2288 149.2955 -203.2811 -8.6940 -50.2105 101.3419 66.7472 Hata (km/s) Hata (km/s) -1615.6420 -464.9518 -446.3250 -413.4044 -334.6770 -5318.7374 -4268.3585 1112.7144 563.0516 371.2035 374.2277 338.8662 0.0000 356.0839 Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) (Å) 0.0161299 0.0128802 0.00927442 0.00905663 0.00783773 0.00474069 0.00726199 4.27 3.07 1.85 1.73 1.35 0.95 1.49 28 Tablo III.4. 7.7 – 8.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge Fazı İyonun ismi Geçiş 0.0 0.0 0.25 0.25 0.50 0.50 0.75 Ni XXIV Mg XII Fe XXII Mg XII Fe XXIV Fe XXIV Mg XII 72 – 1 4–1 282 – 8 4–1 11 – 1 13 – 3 4–1 Öngörülen Ölçülen Hata λ (Å) λ (Å) (Å) 7.8449 8.4192 7.9808 8.4192 7.9857 8.3161 8.4192 7.8370 8.4235 7.9720 8.4265 7.9866 8.3243 8.4300 -0.0075 -0.0053 -0.1599 -0.0102 -0.0153 -0.0117 -0.0073 Hata (Å) 0.0073 0.0041 0.0115 0.0085 0.0221 0.0085 0.0070 Doppler Hızı (km/s) Hata (km/s) Hata (km/s) Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) (Å) -302.1162 -286.7988 279.1584 153.2254 -188.8727 146.0891 -330.7950 -6010.6825 432.2830 260.1331 -363.4728 302.8827 33.8026 -574.7698 830.2509 295.8006 -422.0612 306.6377 384.8476 -260.1332 249.4288 0.0134758 0.0198958 0.00517684 0.00904904 0.00436195 0.00894149 0.0151134 2.46 2.91 0.86 1.27 0.55 0.99 1.56 Tablo III.5. 9 – 9.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge İyonun ismi Geçiş Öngörülen Ölçülen Fazı λ (Å) λ (Å) 0.0 Mg XI 5–1 9.2312 9.2374 0.25 Mg XI 5–1 9.2312 9.2322 0.50 Fe XXI 283 – 1 9.1944 9.1996 0.50 Ni XIX 118 – 1 9.1530 9.1482 0.75 Fe XX 566 - 2 9.2192 9.2147 0.75 Fe XXI 533 – 7 9.0000 9.0071 Hata (Å) -0.0039 -0.0097 -0.0089 -0.0182 -0.0084 -0.0890 Hata (Å) 0.0033 0.0094 0.0172 0.0000 0.0095 0.0932 Doppler Hızı (km/s) 201.4853 32.4806 169.6811 -157.3203 -146.4462 236.6702 Hata (km/s) -126.7612 -315.2295 -290.4151 -596.5231 -273.3414 -3066.6582 Hata Eşdeğer Genişlik (km/s) (Å) 107.2357 0.0375179 305.4977 0.0284592 561.1954 0.0115758 157.3203 0.00325772 309.1538 0.0138236 3106.6577 0.00529227 Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) 4.02 2.90 0.91 0.26 1.03 0.43 29 Tablo III.6. 10 – 11.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge İyonun Fazı ismi 0.0 Ni XXV 0.0 Ne X 0.25 Fe XVIII 0.25 Fe XVII 0.50 Ni XXV 0.50 Ni XIX 0.50 Fe XIX 0.75 Fe XX 0.75 Ni XXI Geçiş 12 – 5 7–1 328 - 1 155 – 1 12 – 5 59 – 1 272 – 2 301 – 4 68 – 1 Öngörülen Ölçülen Hata Hata Doppler λ (Å) λ (Å) Hızı (km/s) 10.3210 10.3278 -0.0070 0.0068 197.6465 10.2385 10.2288 -0.0095 0.0091 -284.2161 10.3603 10.3684 -0.0163 0.0159 234.5363 10.7700 10.7714 -0.0714 0.0108 38.9970 10.3210 10.3149 -0.0072 0.0065 -177.2997 10.1100 10.1061 -0.0074 0.0076 -115.7144 10.7829 10.7899 -0.0101 0.0096 194.7520 10.3103 10.3099 -0.0076 0.0075 -11.6269 11.3180 11.3105 -0.0109 0.0109 -198.7903 Hata Hata -203.4678 197.6742 -278.3479 266.6395 -471.9723 460.4291 -1988.8757 300.8191 -109.2890 188.9146 -219.5998 225.5143 -306.0312 267.1074 -221.1332 218.2195 -288.9335 288.9082 Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) (Å) 0.0190739 1.34 0.0167326 1.22 0.0274685 1.77 0.0173313 0.95 0.0408717 2.04 0.0247825 1.35 0.020356 0.84 0.0297078 1.38 0.0474327 1.42 30 Tablo III.7. 12 – 13.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri. Yörünge Fazı 0.0 0.0 0.0 0.25 0.25 0.25 0.50 0.50 0.50 0.75 0.75 0.75 İyonun ismi Ne X Fe XXII Ne IX Fe XVII Fe XXI Fe XX Ne X Fe XX Ne IX Fe XXI Fe XXI Fe XX Geçiş 4–1 23 – 8 5 –1 71 – 1 74 – 6 107 – 7 4–1 65 – 2 5–1 60 – 2 37 – 2 107 - 7 Öngörülen λ (Å) 12.1321 12.9530 13.5531 12.1240 12.4687 13.5350 12.1321 12.9722 13.5531 12.0440 12.4220 13.5350 Ölçülen λ (Å) 12.1414 12.9442 13.5456 12.1201 12.4748 13.5313 12.1253 12.9808 13.5538 12.0414 12.4245 13.5376 Hata Hata -0.0037 0.0036 -0.0731 0.0554 -0.0065 0.0068 -0.0125 0.0117 -0.0069 0.0000 -0.0047 0.0049 -0.0052 0.0055 -0.0096 0.5125 -0.0105 0.0103 -0.0336 0.0181 -0.0085 0.0070 -0.0096 0.0405 Doppler Hızı Hata Hata Eşdeğer Genişlik Ölçülen Akısı (x10-14 erg/cm2/s) (km/s) (Å) 229.9742 -91.4992 89.0230 0.148114 5.01 -203.8255 -1693.0241 1283.1201 0.0651992 1.59 -166.0069 -143.8839 150.5124 0.260958 4.95 -96.4923 -309.2991 289.5004 0.15629 4.88 146.7603 166.0117 0.0000 0.0837818 2.25 -82.0153 -104.1679 108.6068 0.260936 4.47 -168.1415 -128.5940 135.9989 0.110508 2.61 198.8702 -222.0060 -198.8702 0.0855591 1.41 15.4945 -232.4181 228.0062 0.159141 2.05 -64.7555 -836.9276 450.8416 0.0779319 1.69 60.3896 -205.2834 169.0542 0.0807564 1.47 57.6221 -212.7747 897.6869 0.158428 1.75 Tablo III.8. HEG ile tanısı yapılmış Fe çizgileri ve özellikleri. İyonun Öngörülen Ölçülen Doppler Hızı Yörünge Fazı Geçiş λ (Å) * λ (Å) Hata Hata İsmi (km/s) 0.0 Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9375 -0.0024 0.0023 1166 0.25 Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9370 -0.0021 0.0021 1088 0.50 Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9368 -0.0021 0.0022 1057 0.75 Fe XVIII 2 – 1 1.9300 1.9351 -0.0025 0.0029 793 * Bu değerler SPEX [14] çizgi listesinden alınmıştır. Hata -374 -326 -326 -389 Hata 357 326 342 450 Eşdeğer Genişlik (Å) 0.0217 0.0211 0.0165 0.0214 Ölçülen Akısı (x10-12 erg/cm-2/s) 1.51327 1.45235 0.909067 1.08802 31 III.2. Circinus X-1 Bu gözlem, kaynağın x-ışınlarında çok miktarda değişkenlikler gösterdiği sıfır fazı yakınlarında alınmıştır [15]. Kaynağın x-ışınlarındaki değişkenliği Şekil III.9.’da da görülebilir. Şekil III.9. Cir X-1 yıldızının gözlem boyunca alınan ışık eğrisi. Işık eğrisinin zamansal çözünürlüğü 60 saniyedir. Veri, indirgemeleri yapıldıktan sonra HEG tayflarının +1. ve –1. mertebeleri birleştirilmiş ve Şekil III.10., III.11. ve III.12.’de gösterilen tayflar oluşturulmuştur. Bu birleştirmenin sebebi elde edilen toplam foton sayısını arttırmaktır. Tayflar çizgi bileşenlerinin daha net görülmesi için çeşitli aralıklara bölünmüştür. Ayrıca her bir tayftan süreklilik için ayrı ayrı polinomlar geçirilmiştir. Çizgiler ise Gauss fonksiyonları fit edilerek elde edilmiştir. Şekil III.10., III.11., III.12. ve III.13.’de görülen gauss fitlerinin pozisyonları ve özellikleri Tablo III.9.’de verilmiştir. Bu tablodaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen dalgaboyları ile ilgili bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı kullanılarak elde edilmiştir (bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM değerleri verilmemiştir. FWHM değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir. 32 Şekil III.10. 1.8 – 2.2 Å arasındaki HEG tayfı ve bu bölgedeki en iyi polinom fiti ile tanısı yapılmış emisyon çizgisi. Şekil III.11. 2.8 – 3.4 arası tayf ve en iyi polinom fiti ile tanısı yapılabilmiş soğurma çizgisi. Aslında literatürde bu da bir P Cygni çizgisi olarak verilmiştir [15]. Ancak bu çizginin gözle de görülebildiği gibi emisyon bileşenini fit etmek çok zordur ve fit edilememiştir. 33 Şekil III.12. Tüm tayf içinde en çok P Cygni çizgisi görülen bölge. Özellikle 6 – 6.5 Å ve 4.5 – 5 Å arasındaki P Cygni çizgileri çok belirgindir. Şekil III.13. Tüm tayfadaki en belirgin P Cygni profillerinden biri 8.4 Å civarındaki bu çizgidir. 34 Tablo III.9. Veriler içinde tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri. P Cygni çizgilerinin önce emisyon ve absorpsiyon bileşenleri daha sonrada merkez ismi altında bu çizgilerin merkez noktalarının ve genel anlamda P Cygni çizgisinin özellikleri verilmiştir. Akı ve eşdeğer genişliklerdeki negatif değerler absorpsiyon bileşenlerinin sürekliliğin altında kalmalarından kaynaklanır ve sadece bunu belirtmek amacını taşımaktadır. Ca XIX iyonuna ait iyonun ismi ve öngörülen dalgaboyu değerleri bu çalışmada çizgi tam olarak çakıştırılamadığından [15] numaralı kaynaktan alınmıştır. Çizgi Bileşeni İyonun İsmi Fe VIII Ca XIX Geçiş Öngörülen λ (Å) 1.930* 3.04 Ölçülen λ (Å) 2–1 1.941 2.9885 Absorpsiyon 4.7111 Emisyon 4.7485 Merkez S XVI 4-1 4.7274 4.7298 Absorpsiyon 5.0341 Emisyon 5.0592 Merkez S XV 10089 - 6 5.0495 5.0466 Emisyon 6.1935 Absorpsiyon 6.1516 Merkez Si XIV 10037 - 15 6.172 6.1726 Emisyon 8.4311 Absorpsiyon 8.385 Merkez Fe XXII 177 - 8 8.4053 8.408 * Bu değer SPEX çizgi listesinden alınmıştır [14]. Hata -0.0002 -0.0055 -0.0026 -0.002 -0.0023 -0.051 -0.0024 -0.0267 -0.0032 -0.0016 -0.0024 -0.0044 -0.0091 -0.0067 Hata Hız (km/s) 0.0002 1710 0.0018 0.0035 0.0014 0.0024 -1034 0.0066 0.0022 0.0044 -915 0.0014 0.0037 0.0026 -992 0.0034 0.0091 0.0063 -725 Hata Hata FWHM (Å) -31 +31 Hata Hata 165 -222 3030 -392 0.02851 -0.0024 0.0083 0.01878 -0.0029 0.0077 78 -180 0.03288 -0.005 0.009 0.02045 -0.0084 0.0168 325 -325 Akı Eşdeğer -2 -1 (erg/cm s ) genişlik (mÅ) 1.21E-06 3.18 -2.65E-12 -1.64 -2.31E-12 -9.28 1.03E-12 4.36 13.64 -2.53E-13 -1.56 7.85E-13 5.01 6.57 9.12E-13 25.77 -3.59E-08 -9.6 35.36 2.01E-13 88.23 -2.75E-14 -11.42 99.65 35 III.3. EXO 0748-676 EXO 0748-676 yıldızı Chandra uydusu ile bir kez gözlenmiştir. Bu tezde de bu gözlem, bu kaynağın x-ışın patlamalarının özelliklerini araştırmak için seçilmiştir. Şekil III.14.’de kaynaktan bu gözlem süresince elde edilmiş tüm ışık eğrisi verilmiştir. Şekil III.14. EXO 0748-676 yıldızından tüm gözlem boyunca alınmış ışık eğrisi. Işık eğrisinin zamansal çözünürlüğü 100 saniyedir. Kaynağın gözlem boyunca gösterdiği xışın patlamaları ve çukurlar burada da görülebilir. Uzaydaki x-ışın fotonları optik fotonlardan sayıca çok daha azdır. Bunun sonucunda bir teleskop tarafından gözlenebilmeleri için ya teleskopun görüş alanının çok fazla olması ya da uzun süre gözlenmeleri gerekir. Chandra uydusu da özellikle yüksek çözünürlüklü tayflar elde edebilmek için çok miktarda x-ışın fotonuna gerek duyar. Ancak kendinden daha önceki teleskoplardan çok daha fazla olsa da Chandra uydusunun da görüş alanı sınırlıdır. Bu da Chandra uydusunun da yeterince x-ışın fotonu toplayabilmek için uzun gözlemler yapmasını gerekli kılar. EXO 0748-676 yıldızı gözlem boyunca 5 kez x-ışın patlaması göstermiştir ve bu patlamalar toplam 568 saniye sürmüştür. Bu süre ise Chandra uydusunun yüksek tayfsal çözünürlüğünden tamamen yararlanmayı engeller bunun için bu çalışma sırasında patlamalardan ve sakin evrelerden elde edilen tayfın analizi, özel bir gruplama işlemi ile uydunun tayfsal çözünürlüğü 10 kat düşürülerek yapılmıştır. Bunu yapmanın sebebi her bir enerji aralığına düşen foton sayısını arttırmaktır. Normalde uydu ~0.1 – 10 keV arasında 8192 tane enerji kanalı içerir ve gözlediği her bir fotonun enerjisini tespit ederek ilgili kanala yerleştirir. Ancak EXO 0748-676’nın patlamalarının analizinde olduğu gibi eğer gözlem boyunca gelen foton sayısı azsa bu sayı bir de 8192 kanala bölününce tayf istatistik olarak güvenilemez hale gelir. Bu yüzden yukarıda bahsedilen gruplama işlemi ile kanal sayısı yaklaşık 820’ye düşürülmüş ve tayfın çözünürlüğü düşürülerek istatistik güvenilirliği arttırılmaya çalışılmıştır. 36 Cottam ve ark. 2002’da yaptıkları bir çalışmada gözlem süresi sorununu giderebilmek için EXO 0748-676 yıldızını, kalibrasyon gözlemleri sırasında da gözleyen XMM-Newton uydusunu kullanmışlardır [3]. Uydunun gözlem arşivlerinden bu kaynağa ait toplam 28 patlama içeren gözlemler elde etmişler ve bu 28 patlamayı birleştirerek istatistik olarak daha güvenilir veriler elde edilebilecek toplam 3200 saniyelik bir patlama gözlemi elde etmişlerdir. Şekil III.15. ve Şekil III.16.’da kaynağın gözlem süresince gösterdiği x-ışın patlamaları yumuşak (0.5 – 2 keV) ve sert (2 – 10 keV) x-ışınlarında ayrı ayrı verilmiştir. Patlamaların yumuşak x-ışınlarında çok daha az şiddetli olduğuna dikkat edilmelidir. Tablo III.10., III.11. ve III.12.’de ve Şekil III.17., III.18., III.19. ve III.20.’de ise toplam patlamaya ve sakin evreye ait tayflar ve elde edilmiş en iyi modeller ile onların parametreleri verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen dalgaboyları ile ilgili bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı kullanılarak elde edilmiştir (bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM değerleri verilmemiştir. FWHM değeri olmayan çizgiler için bu değer uydunun sınırı olan HEG için 0.012 Ǻ ve MEG için 0.023 Ǻ olarak sabitlenmiştir. 37 Şekil III.15. EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları. Üst soldaki iki patlama tezde farklı yerlerde de bahsedildiği gibi bir çift patlamadır. 38 Şekil III.16. EXO 0748-676 kaynağının gözlem boyunca gösterdiği x-ışın patlamalarının daha yakından görünüşü. Yumuşak bölgelerdeki ışık eğrileri şekillerin üst kısmında gösterilmiştir. Bu bölgedeki patlamaların çok daha zayıf olduğuna dikkat edilmelidir. 39 Tablo III.10.Tayflardan geçirilen en uygun karacisim modeli. kT (keV) Hata Hata χ2 Patlama Sırasında 1.1917 -0.0065 0.0065 0.72431 Patlama Olmadığı Zamanlarda 1.0617 -0.0031 0.0035 1.00689 Tablo III.11. Patlama anlarına ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi. İyon Geçiş Öngörülen λ Ölçülen λ Hata Hata Eşdeğer Akı (Å) (Å) Genişlik (Å) (ergcm-2s-1) Fe XXV 7-1 1.8504 1.8482 -0.0144 0.0106 0.0768276 2.12E-11 Fe XXV 10008-3 1.6070 1.7300 -0.0044 0.0031 0.0692251 2.50E-11 Tablo III.12. Sakin evrelere ait tayflarda tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri. İyon Geçiş Öngörülen λ Ölçülen λ (Å) (Å) Fe XVIII 2 – 1 1.93 1.9822 Si XIII 10089-6 6.6638 6.6622 Si XIII 10000-3 6.9066 6.9289 Hata Hata FWHM Hata Hata Eşdeğer (Å) Genişlik (Å) 0.0000 0.0036 0.0185732 -0.0054 0.0066 0.0351 -0.0351 0.0839 -0.034266 -0.0312 0.0274 0.1681 -0.0398 0.0902 -0.0671052 Akı (ergcm-2s-1) 8.85736-13 -5.66E-14 -8.96E-14 40 Şekiller III.17., III.18., III.19. ve III.20’de ise HEG ve MEG’den ayrı ayrı alınmış patlama evresi ve sakin evreleri içeren tayflar verilmiştir. Şekil III.17. Tüm patlamaların birleştirilerek oluşturulduğu HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri. Gelen foton sayısının azlığı hata barlarının büyümesine sebep olmuştur. Şekil III.18. EXO 0748-676’nın sakin evredeki HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgisi. 41 Şekil III.19. Patlama evresine ait MEG tayfı. Şekil III.20. Sessiz evreye ait MEG tayfı. Tanısı yapılmış iki soğurma çizgisi burada da görülebilir. Soğurma çizgileri 6.5 – 7.5 Å arasındadır. 42 III.4. 4U 1728-34 Bu yıldız Chandra ile bir kez gözlenmiştir ve bu gözlem tezdeki en son (19 Mart 2003) halka açılmış gözlem olma özelliğinin de sahibidir. Ne yazık ki gözlem boyunca bu yıldız sadece iki x-ışın patlaması göstermiş ve bu ayrıntılı bir tayfsal analiz için yeterli olmamıştır. Yine de kaynağın sakin evrelerinden elde edilen tayfı ve birleştirilen iki patlamasının sürekli tayfı modellenmiş ve parametreleri belirlenmiştir. Yıldızın yumuşak ve sert enerji aralıklarındaki patlamalara ait x-ışın ışık eğrileri Şekil III.19’da verilmiştir. Şekil III.21. 4U 1728-34 yıldızından gözlem boyunca alınmış iki x-ışın patlamasının yakından bir görünüşü. Işık eğrilerinin zamansal çözünürlüğü 1.441 saniyedir. Patlama yumuşak enerji aralığında neredeyse hiç olmamış gibi görünüyor. Bu patlamaların birleştirilmesi ile elde edilen tayf ve bulunan en iyi karacisim modeli Şekil III.22. ve Şekil III.23.’deki gibidir. 43 Şekil III.22. 4U 1728-34 yıldızının patlama gösterdiği anları içeren HEG tayfı. Şekil III.23. 4U 1728-34 yıldızının patlama evresini içeren MEG tayfı verilmiştir. 5.7 Å civarında emisyon çizgisi. 44 Şekil III.22.’de ve Şekil III.23.’de hata çubuklarının bu kadar büyük olmasının sebebi böyle yüksek çözünürlüklü bir tayf için yeterince foton elde edilememiş olmasıdır. Kaynağa ait sessiz evre tayfı ve onun en uygun modeli ise Şekil III.24. ve Şekil III.25.’de verilmiştir. Şekil III.24.’deki tayf HEG’ye ve Şekil III.25.’deki tayf ise MEG’ye aittir. Şekil III.24. 4U 1728-34 yıldızının gözlem boyunca sakin evrelerinde alınan tayf. Şekil III.25. 4U 1728-34 yıldızına ait sessiz evrede alınmış MEG tayfı. Süreklilik modelinin yanı sıra 8 Å ve 9.5 Å civarındaki çizgiler görülebilir. 45 Bu tayflara uygulanan modellerin parametrelerinin kontür haritaları yani hata dağılımları ve modellere ait değerler ise Tablo III.13. ve Şekil III.26. ve Şekil III.27.’de verilmiştir. Tablo III.13. Kaynağın patlama ve sessiz evresine ait en iyi sürekli modellerin özellikleri. kT (keV) Hata Hata nH (1022/cm2) Hata Hata Akı (erg/cm2/s) Patlama Evresi 5.52609e-09 Karacisim 1.12814 -0.01439 0.00844 Sessiz Evre 2.8001e-10 Karacisim 0.606925 0.006924 0.006198 Foton İndeksi Sessiz Evre 3.15817e-09 Güç Kanunu 0.129599 0.003744 0.005324 Patlama 1.42648 -0.08389 0.147803 Evresi Sessiz Evre 3.38426 0.0 0.009209 Şekil III.26. Patlama evresine ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritası. 46 Şekil III.27. Sessiz evreye ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı, güç kanunun foton indeksi ve hidrojen kolon yoğunluğu değerleri için çizdirilen kontür haritaları. 4U 1728-34 yıldızının tayflarında bazı çizgilerin tanısı yapılabilmiştir. Patlama anındaki tayfta bir ve sessiz evrede de iki çizgi bulunmuştur. Bu çizgilere ait bilgilerde Tablo III.14.’de verilmiştir. Bu tablolardaki iyon isimleri, geçişler ve öngörülen dalgaboyları ile ilgili bilgiler ATOMDB veri tabanından SHERPA programı kullanılarak elde edilmiştir (bkz. V.2.) [12]. Tablolarda bazı çizgilerin FWHM değerleri verilmemiştir. Tablo III.14. Patlama anı ve sessiz evreye ait tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri. İyonun İsmi Geçiş Öngörülen λ (Å) Ölçülen λ (Å) Hata Hata Hız (km/s) Hata Hata Akısı (x10-12 ergcm-2sn-1) Eşdeğer Genişlik (Å) Sakin Evre Ni XXIV 134-2 7.5027 7.5153 -0.0049 0.0070 504 -197 279 1.14718 Sakin Evre Fe XXI 247-3 9.5917 9.5897 -0.0165 0.0140 -63 -515 438 2.49401 Patlama Evresi Si XIII 23-1 5.4045 5.4134 -0.0097 0.0611 494 -538 3391 11.7254 0.00897154 0.0256987 0.0562589 47 IV. Tartışma ve Sonuçlar Bu çalışmada dört düşük kütleli x-ışın çiftinin veri analizi yapılmış ve elde edilen sonuçlar sunulmuştur. Çalışma boyunca Chandra verileri üzerinde tayfsal analizler yapılmış mümkün oldukça verilerin zamansal özellikleri de tayfsal analiz ile birlikte kullanılmıştır. Veri analizinde zamansal özelliklerin rolü kaynaktan kaynağa değişmektedir. Örneğin Cir X-1 yıldızının verisinin analizi için herhangi bir zamansal özellik kullanılmamıştır. Bunun sebebi bu yıldızın yörünge periyodunun ~16,5 gün olmasıdır. Bu gözlem süresince yıldız sıfır evresi içinde kalır [15]. Cir X-1’e ait başka bir yörünge evresinde alınmış gözlemde olmadığından karşılaştırma imkanı olmamış bu yüzden Cir X-1 yıldızının verisinde herhangi bir zamansal çalışma yapılamamıştır. 4U 1822-371 için ise yörünge dönemi gözlemin içinde kaldığından veri yörünge evrelerine bölünmüş ve bu evreler üzerinden tayfsal analiz yapılarak özellikle tanısı yapılabilen emisyon çizgilerinin yörünge evrelerine göre değişmelerine bakılmıştır. Tezde çalışılan EXO 0748-676 ve 4U 1728-34 yıldızlarına ait verilerin zamansal özellikleri, x-ışın patlamalarının ayrılması ve patlama evreleri ile sakin evrelere ayrı tayfsal analiz yapılabilmesi ve bu sonuçların karşılaştırılabilmesi için kullanılmıştır. Tayfsal analiz daha çok Chandra uydusu üzerindeki MEG cihazı ile alınan veriler üzerinden 5 – 15 Å dalgaboyu aralığında yapılmıştır. Bunun sebebi kaynakların bu bölge de daha fazla emisyon çizgileri göstermeleridir ve uydu üzerinde bu bölgeye en duyarlı cihaz MEG’dir. Ancak örneğin P Cygni profili gösteren çizgilerin tamamı HEG kullanılarak bulunmuştur çünkü özellikle P Cygni profilleri gösteren çizgilerin tanılarının yapıldığı bölgede HEG daha duyarlıdır. Aşağıda tek tek yıldızlara ait verilerden elde edilen sonuçlar özetlenecek, literatür ile karşılaştırmaları yapılarak tartışılacaktır. IV.1. 4U 1822-371 Bulgular kısmında da anlatıldığı gibi kaynağın 5.5 saatlik yörünge periyodu kullanılarak tüm gözlemden, merkezlerinde 0, 0.25, 0.50, 0.75 evreleri olacak şekilde 4 tayf oluşturulmuştur. Böylece çizgi bileşenlerinin özelliklerinin sistemin yörünge dönemine göre değişimine bakılabilmesi sağlanmıştır. Bütün gözlem toplam 2 yörünge periyodu içermektedir. Bu kaynak gözlemin yapıldığı x-ışın enerji aralığından bağımsız parçalı tutulmalar ve alışık olunmadık bir şekilde sert x-ışınları gösterir ve bütün bunlar merkezdeki x-ışın kaynağının bir yığılma diski koronası ile örtüldüğünün en büyük işaretidir [16]. Işık eğrilerinin modellemesi sistemin geometrik özelliklerinin ortaya çıkarılmasını 48 sağlamıştır. Buna göre sistemin yörünge eğimi i = 75o – 85o , Rdisk = 5 – 7.3 x 1010 cm ve sistemin koronasının yarıçapı ise Rkor ≈ 2.5 – 4 x 1010 cm olarak bulunmuştur [16]. Kaynağa ait geçmiş yıllarda alınmış daha düşük çözünürlüklü tayfların modellemesi zor olmuştur. Veriye uygun en iyi model kompleks bir süreklilik ve geniş bir Fe K çizgisi ile oluşturulabilmekte ancak yine de yumuşak x-ışınlarında modellenememiş geniş bölgeler kalmaktadır [16]. Bu da yumuşak x-ışınlarında başka modellenememiş emisyon ya da absorpsiyon çizgilerinin de var olabileceğini fakat uyduların ayırma güçlerinin bu çizgileri ayırmaya yetmediğini göstermektedir. Bu tezde de kullanılan verilerin incelendiği bir çalışmada [16] ise Chandra uydusunun yukarıda anlatılan problemleri çözme konusunda çok başarılı olduğu gösterilmiştir. Tayflarda birden fazla yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin akılarının yörünge evresine göre değişimi, çizgiyi üreten bölgenin örtülüp örtülmediği hakkında ipucu verebilir. Bu sebepten dolayı yıldızın verisi incelenirken özellikle böyle birden çok yörünge evresinde görülebilen çizgilerin tanısı yapılmaya çalışılmıştır Yıldızın dört farklı evresinde bulunan emisyon çizgileri bulgular kısmında verilmekle beraber, çizgilerin evreye göre değişimleri Şekil.IV.1. ve Şekil IV.2.’de görülmektedir. 49 5.00 9.00 Si XIV 8.00 Mg XI 4.00 Si XIV Akı (x10^-14 erg/cm^2/s) Akı (x10^-14 erg/cm^2/s) 7.00 6.00 5.00 Si XIII 4.00 3.00 Mg XII Mg XI 2.00 Mg XII Mg XII 3.00 1.00 2.00 1.00 Si XIII 0.00 0.25 0.50 Yörünge Fazı 0.75 1.00 0.00 0.00 0.25 0.50 Yörünge Fazı 0.75 1.00 Şekil IV.1. Şekillerde 6 – 8 Å (solda) ve 8 – 10 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim. 50 6.00 1.60 Fe XVIII Fe XVIII Ne X 5.00 Akı (x10^-12 erg/cm^2/s) Akı (x10^-14 erg/cm^2/s) Ne IX 4.00 3.00 Ne X 2.00 Ne IX 1.20 Fe XVIII Fe XVIII 0.80 1.00 0.00 0.00 0.25 0.50 Yörünge Fazı 0.75 1.00 0.40 0.00 0.25 0.50 Yörünge Fazı 0.75 1.00 Şekil IV.2. 12 – 15 Ǻ (solda) ve 1.5 – 2 Å (sağda) aralığında birden fazla yörünge evresi süresince tanısı yapılabilmiş emisyon çizgilerinin yörünge evresine göre akılarındaki değişim. 51 Şekil IV.2.'den görülebileceği gibi, sadece Fe XVIII iyonu tüm yörünge evrelerinde gözlenmesi bu çizginin yığılma diskinin veya x-ışın koronasının örtülmeyen bölgelerinde oluşabileceğini akla getirir. 17 kere iyonlaşmanın olması da çizgi oluşum bölgelerinin son derece sıcak olduğunun işaretini verir. Ancak 0.5 ve 0.75 evrelerinde çizgi akısının azalması, çizginin oluştuğu bölgelerin bir kısmının örtüldüğünü gösterir. Bu durum bulgular kısmında verilen ışık eğrisi (bkz. Şekil III.1.) aracılığı ile incelenirse söz konusu evrelerde yıldızın x-ışınlarında bir çukur gösterdiği görülebilir. Muhtemelen Fe XVIII çizgisinin akısındaki düşüşün sebebi bu çukuru da oluşturan yığılma diski kenarındaki şişkin bir bölgedir. Benzer akı düşüşleri diğer çizgiler içinde aynı yörünge evrelerinde görülebilir. Şekil IV.1. ve IV.2. incelendiğinde emisyon çizgilerinin akılarının neredeyse yarı yarıya azaldığı görülebilir. IV.2. Circinus X-1 Cir X-1 sisteminin Eddington limiti civarında ışınım yapan bir nötron yıldızına sahip olduğu düşünülür [15]. Sistemin yörünge periyodu 16.5 gündür ve yığılma diskinin kenardan görüldüğü tahmin edilmektedir. Sistemin böyle yüksek ışınım güçlerinde ışınım yapabiliyor olması bu yıldızdan gözlenebilir madde atımları olabilme olasılığını arttırmaktadır. Buna destek güçlü asimetrik Hα çizgisinin nötron yıldızı yakınlarındaki bir bölgeden atılan madde tarafından oluşturulduğu yorumları ile gelir. Hα çizgisinin geniş bileşeni dar bileşene göre maviye kaymıştır. Madde atımı gibi özellikler daha çok yüksek kütleli x-ışın çiftlerinde gözlenseler de bu kaynağın aynı zamanda bir x-ışın patlayıcısı olması sistemin bir düşük kütleli x-ışın çifti olduğuna dair en önemli kanıttır [15]. Bu yıldızda gözlenen x-ışın P Cygni profilleri bir düşük kütleli x-ışın çiftinde x-ışın bölgesinde gözlenen ilk P Cygni çizgi profilleri olma özelliğini taşır [4]. P Cygni profilleri Cir X-1 sisteminden yüksek hızlı madde atımı olduğunun işaretidir. Profiller içinde en belirgin olarak belirlenebilenler HETGS cihazının çözünürlüğünün sınırlarına kadar son derece düzgün bir yapı gösterirler. Bu da madde atımı içinde güçlü yoğunluk değişimlerinin ya da homojenliği bozacak olayların olmadığının işaretidir. Eğer böyle olsa idi çizgi profilleri bu kadar düzgün olmaz emisyon ve absorpsiyon bileşenleri daha karmaşık bir yapıya sahip olurdu. Cir X-1 sisteminin açıklığı tam olarak bilinememektedir ancak yaklaşık 5x107 km olduğu tahmin edilmektedir [4]. Bu durumda madde atımının tüm sistemi geçebilmesinin yaklaşık 0.5 gün sürdüğü söylenebilir. Bu kaynağın x-ışın değişkenliklerine dayanarak Brandt ve arkadaşları 1996 yılında bu sistemin yığılma diskinin parlamalı olduğunu ve diskin yaklaşık kenardan görüldüğünü göstermişlerdir [4]. Böyle bir sistemin iç bölgelerinde üretilen x-ışınları diskin yüzeyini ısıtabilir bu da bir korona ve bir rüzgar yaratır. Dolayısı ile gözlenen P Cygni profilleri bu rüzgarlarda oluşmuş olabilirler [4]. 52 P Cygni profillerinin yoldaş yıldızdan kaynaklanan bir rüzgar olma olasılığı tamamen red edilmese de kabul edilmesi kolay değildir [4]. Her şeyden önce ölçülen yüksek rüzgar hızları sistemde yüksek kütleli bir yoldaş yıldız olmasını gerektirir. Bu da yoldaş yıldızın örneğin O tayf türünden olacağı anlamına gelir. Ancak O tayf türünden bir yıldızın yıldız rüzgarları, Cir X-1’in yüksek x-ışın ışınım gücü yüzünden tamamen iyonize edilebilir ve bu rüzgarlar gözlenemez hale gelebilir [4]. Bu kaynağa ait bu tezde de verileri kullanılan gözlem ve tezde verileri kullanılmayan fakat yine Chandra uydusu ile alınmış bir başka gözlem verileri çeşitli makalelerde yayınlanmıştır [4],[15]. Bu da bu çalışmada yapılan analizin doğruluğunun kontrol edilebilmesini sağlamıştır. Bu doğrulama yapıldığında ise büyük çoğunluğu istatistik hatalar içinde kalan bazı farklılıklarda görülmüştür. Tablo IV.1 ve Tablo IV.2’de veri analizi sonucu bu çalışmada bulunan ve Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’de [15] elde ettikleri sonuçlar verilmiştir. Görüldüğü gibi dalgaboyu ölçümleri genelde birbirleri ile çok yakındır. Ancak özellikle Doppler hızları konusunda farklar büyümektedir. Bunun sebebi çok kısa dalgaboylarında aslında zaten istatistik hatanın içinde kalan dalgaboyu ölçüm farklarının bile Doppler formülünde yerine konunca hızlarda büyük farklar yaratmasıdır. Ayrıca bu çalışma ile literatürdeki çalışma sırasında kullanılan programlarda farklıdır ve bu büyük bir ihtimalle istatistik yönden zaten bu tip değişikliklere çok hassas olan veriden elde edilen sonuçların tam olarak aynı olmamasına ve çeşitli farklılıkların oluşmasına yol açmıştır. Ayrıca Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’de yayınlandıkları çalışma ile bir diğer farklılıkta çizgilerin tanısında yaşanmıştır. Literatürde tanısı Mg XII olarak yapılan 8.4 Å’daki P Cygni çizgisinin tanısı bu çalışma sırasında Fe XXII olarak yapılmıştır. Bunun sebebi ise kullanılan tayfsal çizgi veri tabanlarının farklılığı olabilir. Schulz N. S. ve Brandt W. N. çalışmasında SPEX isimli bir veri tabanını [14] kullanmışlardır ancak bu çalışmada daha yeni daha kapsamlı ve özellikle Chandra gibi yüksek çözünürlüklü x-ışın tayfsal verileri için hazırlanmış ATOMDB isimli veri tabanı kullanılmıştır. Ancak yine de SPEX’in çizgi listesinde de elle yapılan kontrollerde ölçülen dalgaboyuna Fe XXII iyonunun ilgili geçişinin daha yakın olduğu görülmüştür. 53 Tablo IV.1. Tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri. Çizgi Bileşeni İyonun İsmi Fe VIII Ca XIX Geçiş Öngörülen Ölçülen Hata Hata Hız Hata Hata FWHM Hata λ (Å) (km/s) (Å) λ (Å) 2–1 1.930 * 1.941 -0.0002 0.0002 1710 -31 +31 3.04 2.9885 -0.0055 0.0018 Absorpsiyon 4.7111 -0.0026 0.0035 Emisyon 4.7485 -0.002 0.0014 Merkez S XVI 4–1 4.7274 4.7298 -0.0023 0.0024 -1034 165 -222 Absorpsiyon 5.0341 -0.051 0.0066 Emisyon 5.0592 -0.0024 0.0022 Merkez S XV 10089 – 6 5.0495 5.0466 -0.0267 0.0044 -915 3030 -392 Emisyon 6.1935 -0.0032 0.0014 0.02851 -0.0024 Absorpsiyon 6.1516 -0.0016 0.0037 0.01878 -0.0029 Merkez Si XIV 10037 – 15 6.172 6.1726 -0.0024 0.0026 -992 78 -180 Emisyon 8.4311 -0.0044 0.0034 0.03288 -0.0051 Absorpsiyon 8.385 -0.0091 0.0091 0.02045 -0.0084 Merkez Fe XXII 177 – 8 8.4053 8.408 -0.0067 0.0063 -725 325 -325 *Bu değer SPEX çizgi listesinden alınmıştır [14]. Tablo IV.2. Cir X-1’e ait Schulz N. S. ve Brandt W. N.’ın 2002’den alınan değerler [15]. İyonun İsmi Geçiş Öngörülen Ölçülen Hata Hız Hata Akı -4 (km/s) (10 fotoncm-2s-1) λ (Å) λ (Å) S XVI 4.73 4.7304 0.0026 760 130 6.15 S XV 5.04 5.0381 0.0027 600 120 1.41 S XIV 6.18 6.1783 0.0032 440 100 3.14 Mg XII 8.42 8.4094 0.0043 710 70 0.40 Hata 0.0083 0.0077 0.0092 0.0168 Akı Eşdeğer genişlik (erg/cm-2s-1) (mÅ) 1.21E-06 3.18 -2.65E-12 -1.64 -2.31E-12 -9.28 1.03E-12 4.36 13.64 -2.53E-13 -1.56 7.85E-13 5.01 6.57 9.12E-13 25.77 -3.59E-08 -9.6 35.36 2.01E-13 88.23 -2.75E-14 -11.42 99.65 Eşdeğer Genişlik (m Å) 25.07 7.42 49.63 35.59 54 IV.3. EXO 0748-676 EXO 0748-676 yıldızı bu çalışmaya verisinde en fazla patlama olan x-ışın patlayıcısı olmasından dolayı girmiştir. X-ışın patlamalarının yanı sıra çukurları da gösteren ender kaynaklardan biridir. Sistem EXOSAT uydusu ile bir patlama sırasında keşfedilmiş ve gözlemler keskin tutulmalar, çukurlar ve baş yıldızın bir nötron yıldızı olduğuna dair en önemli kanıt olan x-ışın patlamalarını ortaya koymuştur. Sistemin yörünge periyodu 3.82 saattir [17]. Tutulmaların süresi de hesaba katılınca sistemin yörünge eğimi ~75o ve yoldaş yıldızın kütlesi ~0.5 M☼ olarak bulunmuştur [17] Bu çalışmada ele alınan gözlem sırasında da kaynak pek çok patlama göstermiştir. Bu patlamalardan ilk ikisine ait ışık eğrisi Şekil IV.3.’de görülmektedir. Şekil IV.3. Yukarıda EXO 0748-676 yıldızının gözleminde görülen çift x-ışın patlaması verilmiştir. Bu ışık eğrisinin zamansal çözünürlüğü 1.841 saniyedir. İncelenen gözlem verilerinde sistem beş patlama göstermesine rağmen, Şekil V.3.’de görülen iki patlama çift x-ışın patlaması olması nedeniyle ön plana çıkar. İki patlama arasındaki fark yaklaşık 600 saniyedir ve bu da nötron yıldızının bir kutbunda yanmaya başlayan maddenin ~10 dakika sonra diğer kutba ulaştığını gösterir. Yakın zamanda yapılan bir çalışma [3] ile bu yıldız teorik astrofizikçilerin nötron yıldızları ile ilgili gözlemsel beklentilerine çok önemli bir cevap oldu. Yıldızın 55 XMM-Newton uydusu gözlemleri kullanılarak ilk defa bir nötron yıldızının kütlesi ve yarıçapı belirlenmiştir. Buna göre nötron yıldızının yarıçapı, seçilen kütle yarıçap ilişkisine göre 9-12 km arasında verilmektedir [3]. Eğer bu yarıçap değeri ve iki patlama arasında geçen süre kullanılırsa birinci kutuptan ikinci kutba giden yanan maddenin hızının 169 – 226 km/saat olduğu bulunabilir. EXO 0748-676’nın patlama evrelerinin tayfsal analizinin yapılabilmesi için daha önce de söylendiği gibi yıldızın gözlem boyunca gösterdiği patlamalar birleştirilmiştir. Bu aynı zamanda yıldızın gözlem boyunca gösterdiği patlamaların tayfsal özelliklerinin de aynı olduğunun varsayılması anlamına gelir. Bu literatürde de uygulanan bir yöntemdir [3]. 4U 1728-34 yıldızında patlama evresine ait hidrojen kolon yoğunluğunun sakin evreye göre azaldığı görülmüştür (bkz. bölüm III.4.). Benzer bir inceleme patlamalar birleştirildikten sonra bu yıldız içinde yapıldı. Ancak söz konusu büyüklüğü ölçmek için kullanılan model fiziksel olarak anlamlı bir sonuç vermemiştir. Böyle bir durum yine bu kaynak için daha önce de başka bir çalışmada ortaya çıkmıştır [18]. Kaynağın patlama ve sakin evre tayflarına bakıldığında karacisim sıcaklığının patlama sırasında sakin evreye göre 0,15 keV daha fazla olduğu görülmüştür. Ayrıca tezde çalışılan diğer x-ışın patlayıcısının aksine hem patlama sırasında hem de sessiz evrede bazı çizgilerin tanısı yapılabilmiştir. Ancak tayflardan da görülebileceği gibi foton sayısının azlığından tayflarda hata miktarı fazladır ve bu yüzden sadece belirgin çizgilerin tanısı yapılmıştır. Buna rağmen patlama sırasında elde edilen tayfta Fe XXV iyonuna ait iki çizgi gözlenmiştir. Bunlara ek olarak sakin evrede daha önce literatürde bulunmayan fakat herhangi bir hatadan ya da aletsel bir duyarlılıktan kaynaklandığı sanılmayan 7 Å civarında iki soğurma çizgisinin tanısı yapılmıştır. Bu çizgilerin Si XIII iyonuna ait olduğu tespit edilmiştir. Her ne kadar kaynağın x-ışın patlamalarının tayfsal özellikleri değişmiyorsa da patlamaların zamansal özelliklerinin incelenmesi kaynağa ait başka özellikler hakkında fikir verebilir. İlk iki patlamanın birbiriyle ilişkili olduğu yukarıda açıklanmıştı. Patlamaların ışık eğrilerine bakıldığında gözlemin en sonunda görülen 5. patlamanın genliğinin diğerlerinden çok daha düşük olduğu görülebilir. Bu patlamadaki şiddetin azlığı yıldızın çukur gösterdiği bir evrede olmasından dolayıdır. Daha öncede belirtildiği gibi (bkz. bölüm I.1.2.1.4) x-ışın çukurları, merkezden sürekli ışınım yapan kaynağın, yığılma diskinin kenarındaki şişkin bir bölge tarafından örtülmesi sonucu oluşur. Kaynağın bütün patlamalarından gelen foton sayılarının ortalamaları 56 Tablo IV.3.’de verilmiştir. Eğer 5. patlamanın da diğer patlamalar kadar güçlü olduğu varsayılırsa yığılma diskinin kenarındaki şişkin bölgenin merkezden gelen fotonların 1/3’ünü soğurduğu söylenebilir. Tablo IV.3.’de 4. patlamanın ortalamasının diğer patlamalardan daha yüksek olduğu da görülebilir. Ancak patlama profillerine bakıldığında fazlalığın bu patlamanın diğerlerinden daha kısa sürmesinden kaynaklandığı görülür. Şekil IV.4.’te patlamaların ışık eğrileri çizdirilerek karşılaştırılması yapılmıştır. Karşılaştırmada 2. ve 5. patlamalar alınmamıştır. Çünkü yukarıda da açıklandığı gibi 2. patlama aslında birincinin devamıdır ve bu yüzden diğerlerinden çok daha kısa sürmüştür. 5. patlama ise kaynağın x-ışın çukurları gösterdiği bir evreye denk gelmiştir ve bu yüzden hem daha kısa sürmüş gibi görünmüş hem de daha zayıf görünmüştür. Tablo IV.3. Gözlemin başından itibaren patlamalardan saniyede gelen fotonların ortalaması. 1. Patlama 16.03 Ortalama Foton / Saniye 2. Patlama 14.46 3. Patlama 14.77 4. Patlama 21.45 5. Patlama 9.89 100.00 Sayım / Saniye 80.00 60.00 40.00 20.00 0.00 0.00 100.00 Zaman (s) 200.00 300.00 Şekil IV.4. Siyah renkle birinci patlama, mavi renkle 3. patlama ve kırmızı renkle ise 4. patlama. IV.4. 4U 1728-34 Bu sistem de pek çok x-ışın çifti gibi SAS-3 uydusu ile keşfedilmiştir [19]. Sistem x-ışın patlamaları gösteren tipik bir atoll kaynaktır. Bu sistem ayrıca yüksek frekanslı yarı periyodik titreşimlerinde sık sık gözlendiği bir kaynaktır [19]. 57 Kaynak 30480 saniyelik gözlem boyunca iki x-ışın patlaması göstermiştir. Bu patlamalar aynen EXO 0748-676’da olduğu gibi gözlemin diğer zamanlarından ayrılmış ve tek bir tayf oluşturacak şekilde birleştirilmiştir. Yapılan bu işlem sonrası sakin evrede ve patlama evresinde oluşturulan tayflar incelenmiştir. Tayflarda ilk dikkati çeken patlama evresinin neredeyse hiçbir model için yeterince uygun χ2 değerleri vermemesidir. Ancak bu durum Chandra uydusu gibi yüksek çözünürlüklü tayfsal analiz yapmayı hedeflemiş bir uydu için genelde kaçınılmazdır. Bu kadar ayrıntılı bir tayftan bir sürekli spektrum modeli geçirmek genelde istatistik olarak bazı kriterlerin sağlanamamasını beraberinde getirir. Bu yüzden literatürde görülen genel izlenim bu tayflardan bir sürekli spektrum modeli geçirmek yerine yerel polinom modelleri geçirmektir [4], [15]. Çünkü asıl amaç çizgi modellemesi ve çizgi tanısıdır. Yine de patlama sırasında elde edilen tayflar ile sakin evrede elde edilen tayflar arasında bariz bir fark vardır. O da sakin evredeki tayfın karacisim modeline ek olarak bir de güç kanunu bileşeni istemesidir. Bu bileşen patlama sırasında ki tayfa da eklenince elde edilen modelin tayfı hiç yansıtmadığı görülmüştür. Bu yüzden patlama evresine ait veriden, veriyi en iyi yansıttığı düşünülen karacisim modeli geçirilmiştir. Buna ek olarak karacismin sıcaklığının patlama sırasında sakin evreye göre yaklaşık 2 kat daha fazla olduğu görülebilir. Bunun tam tersine de patlama sırasında görüş doğrultusundaki hidrojen kolon yoğunluğu sakin evreye göre yarı yarıya azalmıştır. Bu da patlama sırasında maddenin görüş doğrultusundan uzaklaştığının işaretidir. Bu kaynaktan da ayrıca çeşitli çizgilerin tanısı yapılmıştır. Bunlar Ni, Fe ve Si atomlarının çeşitli iyonlarına ait 3 çizgidir. Bu çizgilerden biri, Si, patlama anındaki tayfta gözlenmiştir ancak ne yazık ki kullanılan cihaz MEG’nin tam duyarlılık eğrisinin minimuma indiği bir noktada bulunmaktadır. Bu yüzden hata miktarları yeterince ufak değildir. Çalışmanın en büyük amaçlardan biri bu son derece yüksek çözünürlüklü tayfların veri analizini yapabilir hale gelmekti. Yaklaşık bir yıllık bir uğraştan sonra, önce Chandra uydusu üzerindeki tek tek dedektörler ve onların çalışma prensipleri üzerinde duruldu. Bu konu bittikten sonra Chandra uydusunun mümkün en yeni verileri kullanılarak bu uydunun elde ettiği verilerin analiz yöntemleri, bu veriler aracılığıyla öğrenilmeye çalışıldı. Sonuçlar ve bulgular kısımlarında da görüldüğü gibi uydudan elde edilen verilerin analiz edilebilmesi mümkün hale gelmiştir. Dahası bu veri analizi sonucu elde edilen bulgular her biri birer makale olmuş literatürde yayınlanan sonuçlar ile karşılaştırılmış ve hatalar içinde kalan farklılıklar dışında sonuçların literatür ile uyumlu olduğu görülmüştür. 58 Bu çalışma sırasında düşük kütleli x-ışın çiftlerinin verileri kullanıldıysa da kullanılan yöntemler kataklismik değişenlerden aktif galaksi çekirdeklerine kadar değişkenlik gösteren her türlü x-ışın kaynağı için kullanılabilir. 59 V. Ekler V.1. Chandra Chandra X-ışın uydusu, hem yüksek çözünürlüklü (≤ ½ yay saniyesi) görüntüleri hem de yüksek enerji çözünürlüklü tayfları aynı anda alabilen bir gözlemevidir [12]. Uydu NASA’nın Columbia uzay mekiği ile 23 Temmuz 1999 tarihinde uzaya fırlatılmıştır. Chandra NASA’nın dört büyük gözlemevi projesinin x-ışın bileşenidir. Bu projenin diğer bileşenleri Hubble Uzay Teleskopu, Compton Gama-ışın Gözlemevi ve henüz fırlatılmamış olan Uzay Kızılötesi Teleskopudur. Chandra, uzaysal ve tayfsal çözünürlüklerine dayanarak, kendinden önce gelen x-ışın görevlerinden birkaç kat daha gelişmiş olmak üzere dizayn edilmiştir. Yüksek Çözünürlüklü Ayna Düzeneği nokta saçılma fonksiyonunun yarı güç yarıçapı (half-power diameter) <0.5 yay saniyesi olan görüntüler yaratır [12]. Her iki kırınım ağı sistemi – Düşük Enerji Geçiren Kırınım ağı (Low Energy Transmission LETG) ve Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı (High Energy Transmission Grating HETG) ikisinin beraber kapsadıkları ≤ 0.1 – 10 keV’lik enerji aralığında E/∆E ~1000’in üzerinde ayırma gücü sunarlar [12]. Gözlemevinin Genel Özellikleri Şekil V.1. Bazı alt sistemleri işaretlenmiş şekilde Chandra uydusu [12]. 60 Şekil V.1’de Chandra uydusunun dış görünüşü verilmiştir. Chandra bir uydu birimi ve teleskop/bilimsel cihazlar yükleme biriminden oluşur. Uydu kısmı gücü, iletişim ve komut yönetimini, yönelme kontrolünü ve bakış belirlemesini sağlar. HRMA HRMA (High Resolution Mirror Array, Yüksek Çözünürlüklü Ayna Düzeneği), 4 iç içe geçmiş paraboloit – hiperboloit (Wolter-1) 1.2 metre ile en büyük ayna çapına sahip (Einstein Gözlemevinin iki katı) x-ışın sıyrılıp-geliş ayna çiftlerinden oluşur. Odak uzunluğu 10 metredir. Ayna camı Schott Glasswerke’den elde edilmiştir; parlatması ve sırlanması Hughes Danbury Optik Sistemlerinde yapılmıştır; kaplaması Optik Kaplama Laboratuarında, ve ayna hizalanması ve bağlanması Eastman-Kodak Co. tarafından yapılmıştır. Aynalar yaklaşık 1000 kg. ağırlığındadır [12]. Şekil V.2. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneğinin görünüşü [12]. Bilimsel Cihazlar Modülü (SIM) Bilimsel cihazlar modülü, odak düzlemli bilimsel cihazlar için gerekli mekanik ve ısısal ara yüzlerden oluşur. SIM iki odak cihazına ev sahipliği yapar, ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer, Gelişmiş CCD Görüntüleyici ve Tayf Ölçeri) ve HRC (High Resolution Camera, Yüksek Çözünürlüklü Kamera). Bu cihazların her biri de iki ana bileşenden oluşur HRC-I ve HRC-S ve ACIS-I ve ACIS-S. Odak düzlemi cihazları Şekil VI.3.’de görülebilir. SIM X ve Z ekseni yönünde hareket edebilir. Y ekseni ise kırınım ağlarının dispersiyon yönüne paraleldir [12]. 61 Şekil V.3. ACIS ve HRC'nin odak düzlemi içindeki yerleşimi. yönünden teleskop ekseni boyuncadır [12]. Görüş aynaların ACIS Gelişmiş CCD Görüntüleyici ve Spektrometre Gelişmiş CCD görüntüleyici spektrometresi aynı anda hem yüksek çözünürlüklü görüntü hem de orta seviye çözünürlüklü tayf elde edilmesini sağlar. Cihaz aynı zamanda Yüksek enerji geçiren kırınım ağı (HETG) ile birlikte de kullanılabilir ve böylece çok yüksek çözünürlüklü tayflar elde edilebilir. ACIS, 1024x1024 pikselli CCD’lerden oluşan 10 tabakadan oluşur, bunlardan 4’ü 2x2 şeklinde dizilmiş ve görüntüleme için kullanılır ve altısı 1x6 şeklinde dizilmiş ve hem görüntüleme hem de kırınım ağı okumaları için kullanılır [12]. İki CCD arkadan aydınlatmalıdır ve sekizi önden aydınlatmalıdır. Arkadan aydınlatmalı cihazların tepkisi önden aydınlatmalıların ulaşabileceğinden daha düşük enerjilere kadar uzanır. Arkadan aydınlatmalı cihazların çip ortalama enerji çözünürlüğü, şu anda, önden aydınlatmalılardan daha iyidir. 6 CCD’ye kadar her türlü kombinasyon eş zamanlı olarak kullanılabilir. Altı çipi aynı anda çalıştırmak çeşitli bilimsel amaçlar için iyi olsa da toplam gürültü oranının artmasına ve bu yüzden telemetrenin sature olmasına yol açabilir. ACIS, Penn State, MIT Uzay Araştırmaları ve Jet İtki Laboratuarı tarafından geliştirilmiştir ve Lockheed Martin ve MIT tarafından üretilmiştir. CCD’ler MIT’nin Lincoln Laboratuarında geliştirilmiştir. 62 Şekil V.4. ACIS'in genel bir görünümü [12]. Tablo V.1. ACIS'in genel özellikleri [12]. Odak Düzlemi Dizgeleri Görüntüleme Dizgesi Tayf Dizgesi CCD Piksel Büyüklüğü Dizgenin Büyüklüğü Normal okuma zamanı Mümkün Görüntü Süreleri Görüntü Transfer Süresi Odak yüzeyi üzerine oturmuş 4 CCD Çizgisel bir sırada kırınım ağı Rowland çemberi üzerine oturmuş 6 CCD 1024x1024 piksel 24 mikron (0.4920 yay saniyesi) 16.9’a 16.9 yay dakikası ACIS-I için 8.3’e 50.6 yay dakikası ACIS-S için 3.2 saniye 0.2 – 10 saniye 41 µsn (satır başına) Yüksek Çözünürlüklü Kamera (High Resolution Camera, HRC) Yüksek çözünürlüklü kamera bir mikro kanallı plaka (MCP) cihazıdır ve iki detektörden oluşur. Bunlardan biri görüntüleme amaçlı (HRC-I) ve diğeri düşük enerji taşıyıcı kırınım ağına okuma görevi yapmak üzere HRC-S’dir. HRC-I Chandra’daki en geniş görüş alanına sahip (30` x 30`) cihazdır ve ACIS’den daha düşük enerjili fotonlara da duyarlıdır ancak onunla karşılaştırılamayacak kadar kötü bir tayfsal çözünürlüğü vardır [12]. Yüksek çözünürlüklü kameraların zaman çözünürlükleri ise (16µsec) yine detektördeki en yüksek çözünürlüktür. HRC, Einstein Gözlemevindekinin ve ROSAT yüksek çözünürlüklü görüntüleyicinin bir devamı niteliğindedir [12]. 63 Tablo V.2. Yüksek Çözünürlüklü Kameranın özellikleri [12] Odak Düzlemi Dizgeleri HRC-I HRC-S Görüş Alanı Enerji Aralığı Tayfsal Çözünürlük Limit Duyarlılık CsI – giydirilmiş MCPçifti CsI – giydirilmiş MCPçifti HRC-I HRC-S ∆E/E Nokta Kaynak 90x90 mm giydirilmiş 3-100x20 mm 30x30 yay dakikası 6x99 yay dakikası 0.08 – 10 keV 1keV’de ~1 9x10-16 ergcm-2s-1 Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı (High Energy Transmission Grating, HETG) HETG yüksek enerji geçiren kırınım ağıdır. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneği, HRMA ile birlikte tüm sistem HETGS olarak adlandırılır. HETGS 0.4 keV ve 10 keV arasında yüksek çözünürlüklü tayf sağlar (E/∆E ~1000) HETGS’nin çalışması orantılı sayaçlardan ya da CCD tayf ölçerlerinden farklı ise de bir HETGS gözleminin standart analizi benzer sonuçları verir : PHA (Pulse Height Analysis, Atım Yükseklik Analizi), ARF (Anciallary Response File) ve RMF (Response Matrix File, Tepki Matrisi Dosyası) dosyaları, bu dosyalar daha sonra standart modelleme yazılımları ile analiz edilebilir (ör: Sherpa, XSPEC, ISIS vb.) [12]. HETG farklı periyotlardan iki kırınım ağı içerir. İlk set orta enerji kırınım ağı, (MEG), HRMA’nın dış kabuklarındaki ışını keser ve orta enerjiler için optimize edilmiştir. İkinci set yüksek enerji kırınım ağı (HEG) daha içteki iki kabuktan ışınları keser ve yüksek enerjiler için optimize edilmiştir [12]. Her iki kırınım ağıda tek bir destek yapısına bağlı olduğundan beraber kullanılırlar. İki kırınım ağı izdüşümleri farklı açılarda olacak şekilde bağlanmıştır böylece HEG (High Energy Grating, Yüksek Enerji Kırınım Ağı) ve MEG’den (Medium Energy Grating, Orta Enerji Kırınım Ağı) gelen saçılmış görüntü saçılmamış (0. mertebe) görüntünün etrafında bir X oluşturur. X’in bir ayağı HEG ve diğeri MEG’dir [12]. HETG ACIS-S ile kullanılmak üzere dizayn edilmiştir ancak diğer cihazlarca da kullanılabilir. 64 Tablo V.3. Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Spektrometresinin özellikleri [12]. HETGS aralığı HEG aralığı MEG aralığı Ayırma Gücü (E/∆E, λ/∆λ) HEG 1070 – 65 (1000 @ 1 keV, 12.4 Å) MEG 970 – 80 (660 @ 0.826 keV, 15 Å) Mutlak Dalgaboyu kesinliği HEG MEG ACIS-S üzerinde HEG açısı ACIS-S üzerinde MEG açısı Dalgaboyu ölçeği HEG MEG HETG Rowland Çapı Kırınım Yüzü Ortalama Parametreleri HEG ve MEG bar maddesi HEG / MEG periyodu HEG / MEG bar kalınlığı HEG / MEG bar genişliği 0.4 – 10.0 keV, 31 – 1.2 Å 0.8 – 10.0 keV, 15 – 1.2 Å 0.4 – 5.0 keV, 31 – 2.5 Å ±0.006 Å ±0.011 Å -5.235° ± 0.01° 4.725 ± 0.01° 0.0055595 Å/ACIS pikseli 0.0111185 Å/ACIS pikseli 8633.69 mm Altın 2000.81 Å / 4001.41 Å 5100 Å / 3600 Å 1200 Å / 2080 Å Şekil V.5. Şekilde HETGS cihazının tipik bir çalışması gösterilmiştir [12]. HETGS ile Gözlem Örnekleri Şekil V.6. bir Capella gözlemi gösterilmiştir. Üst panel ACIS-S detektörü tarafından tespit edilen olayların görüntüsünü verir. Bu şekildeki renkler ACIS’çe belirlenen x-ışın enerjisini gösterir. Bu detektör koordinatlı görüntüde olaylar normal titreme hareketinden dolayı geniştir ki bu hareket detektörün düzensizliklerinin ortalamasının alınarak düzeltilmesini sağlar [12]. ACIS-S çipleri S0’dan S5’e kadar soldan sağa doğru isimlendirilirler hedef noktası ve parlak sıfırıncı mertebeden görüntü S3 çipinde bulunur. HRMA’nın optik ekseni S2-S3 çip boşluğunun hemen S3 tarafında bulunur. 65 HETG ile difraksiyona uğratılmış fotonlar bir X oluşturmuş şekilde görülebilir. HEG ve MEG arasındaki açıklık açısı 9°.96 ‘dir [12]. Arkadan aydınlatmalı (BI) çipler S1 ve S3’tür. S1’in yeri 1. dereceden MEG tayfını geliştirmesi için seçilmiştir çünkü arkadan aydınlatma 1 keV’in altında daha yüksek etkinlik sağlar. Ancak 0. mertebenin yeri her bir gözlem için farklı seçilebilir [12]. Orta panel, görüş düzeltmesi yapıldıktan ve veri filtreleri kullanıldıktan sonraki görüntüdür. Burada sadece geçerli 0. mertebe ve 1. mertebe olaylar vardır. Alt paneller kümesi ise MEG 1. mertebeden tayfın genişletilmiş bir görüntüsünü verir burada emisyon çizgileri açıkça görülebilir [12]. Dalgaboyları olayların difraksiyon açısı ile belirlenir ki bu da olayın 0. mertebeden görüntüden ne kadar uzak olduğudur [12]. Kırınım ağı denklemi ve dispersiyon açısı kullanılarak mutlak dalgaboyları bulunabilir. Şekil V.6. Capella'nın HETGS gözlemi. Üst panelde renklerin ACIS'çe belirlenmiş xışın enerjisini gösterdiği ACIS-S detektörü tarafından algılanan bütün olaylar görülüyor. Parlak sıfırıncı mertebeden görüntü S3 CCD'si üzerinden görülebilir. Saçılmış fotonlar X şeklinde görülebilir. Görüntüler uydunun titremesinden dolayı geniştir. Orta panel verinin görüş düzeltmeleri yapılmış ve sadece 0. ve 1. mertebeden görüntülerin seçildiği halini gösterir. Son olarak alt panel –1. mertebeden MEG tayfının genişletilmiş halini içerir [12]. 66 Not : Detektördeki dispersiyon uzaklığı dalgaboyuyla doğrusal olarak değişir. Bu yüzden yüksek çözünürlüklü tayfölçer için dalgaboyu, doğal birimdir. Enerji ile dalgaboyunu dönüştürmek için aşağıdaki formül kullanılabilir. Exλ = hc = 12.39852 keVÅ HETGS Çalışma Prensipleri Şekilde görüldüğü gibi HETG HRMA’nın tam arkasına yerleştirilmiştir. HETG tayfsal ayırmayı difraksiyon yolu ile sağlar. HRMA’dan gelen x-ışınları kırınım ağlarına gelir ve kırınım ağı denklemi ile verilen β açısı ile difraksiyona uğrar. Sinβ = mλ/p m = mertebe numarası λ = fotonun dalgaboyu (Å) p = kırınım ağlarının uzaysal periyodu β = dispersiyon açısı HETGS Rowland Yüzeyi şekilde gösterilmiştir. Rowland Çemberi, kırınım ağından optik eksen boyunca odak düzlemine olan uzaklığın çevresine eşit olduğu çemberdir. Rowland halkası dispersiyon yönünde çevirerek, her bir kırınım yüzü, merkezleri halkanın üzerine oturacak şekilde oturtulmuştur [12]. Şekilde halkanın ekseni yandan görünüşte sayfaya dik ve üstten görünüşte düzlemde yer alır. İdeal olarak detektör, görüntü düzleminde Rowland halkasının karşılığını takip etmesi için yerleştirilmiştir [12]. Sonuç olarak dispersiyon yönünde teleskopun odak özellikleri büyük bir dispersiyon açısı aralığı (β) için korunmuş olur ve böylece kırınım ağınca eklenmiş optik aberasyon etkileri minimuma iner [12]. 67 Şekil V.7. Yüksek Enerji Taşıyıcı Kırınım ağının şematik bir görünümü. Verilen boyutlar mutlaktır [12]. Şekil V.8. Rowland Geometrisi şematik olarak gösterilmiştir. Üst görünüşte dispersiyon yönü üzerinden bakıyoruz. Difraksiyon açısı β’dır. Geometri öyledir ki yaklaşan ışınlar kırınım ağlarınca belirli bir açı kadar saçılırlar (ki bunlar Rowland çemberi üzerinde konumlanmıştır) ve yine Rowland Çemberi üzerindeki bir noktada birleştirilirler. Noktalı çizgiler sıfırıncı mertebeden ışınları ve düz çizgiler birinci mertebeden ışınları temsil eder. Alt panelde dispersiyon boyunca bakıyoruz ve bu panel tayfsal odaklanan görüntünün astigmatik doğasını gösteriyor : birleştirilen ışınlar henüz odağa gelmediklerinden dispersiyon boyunca genişletiliyorlar (100 mikrondan az) [12]. 68 HETG’nin Fiziksel Kurulumu HETG destek yapısı (HESS, HETG Support Structure) dairesel bir alüminyum plakadır (110 cm çapında ve 6.35 cm kalınlığında). HESS’e bağlı her biri 25 mm2’lik 336 kırınım yüzü bulunur [12]. HESS’e bağlı bu yüzlerin pozisyonu ve yönelimi her kırınım merkezinin 8633.69 mm çapında bir Rowland halkası üzerine gelmesi için tasarlanmıştır [12]. Şekilde V.9. HETG’nin detaylı bir çizimi verilmiştir (HESS ve yüzler). Kırınım ağı x-ışınlarının geçtiği halka ve civarını kaplar. Daha dışarıdaki 2 halka (MEG) üzerindeki 192 kırınım yüzünün 4001.41Å’luk bir periyodu vardır [12]. Daha içteki iki halkada ise (HEG) 144 kırınım yüzü vardır ve bunların periyodu 2000.81Å’dur [12]. HETG yüzleri şekilde gösterildiği gibi polyimide bir alt tabakanın üstüne oturtulmuş altın çubuklardır. Kırınım Ağı bar dizaynı, yükseklik ve genişlik, sıfırıncı mertebedeki şiddeti düşürmek ve 1. mertebe şiddetini arttırmak üzere dizayn edilmiştir [12]. Bar kalınlığını kırınım periyodunun yarısı kadar seçmek çift mertebeleri bastırır ve maksimum birinci mertebe etkinliği sağlar bu MEG kırınım ağlarında neredeyse sağlanmıştır [12]. HEG’deyse barlar geniştir ve daha yüksek ikinci mertebe ve daha az üçüncü mertebe etkinliğine sebep olur. Bar yüksekliği seçimi enerji biriminden etkinliği ayarlar. 69 Şekil V.9. HETG destek yapısının üstten (üstte) ve yandan (altta) bir görüntüsü. Kırınım yüzleri x-ışınlarını HRMA'yı geçer geçmez kesmek için yerleştirilmişlerdir; önden görünüş HRMA’dan bir bakıştır, yani örneğin bir x-ışının görüşüdür. Yandan görünüşte sol kesit dört destek yüzüğünün Rowland eğiminden dolayı farklı düzlemlerde olduğunu gösterir. Sağ kesit ise 3 “kulakçıktan” birindeki dikine destek biriminden dolayıdır [12]. Şekil V.10. MEG ve HEG yüzlerinin bir kesiti. HETG polyimide destek tabakasına bağlı altın barlardan oluşur. MEG barları dikdörtgene yakındır ve tipik yükseklikleri 3600 Å’dur ve bar – periyot oranı %52’dir. HEG barları ise trapezoidal bir şekildedir ve tipik yükseklikleri 5100 Å’dur ve etkin bar – periyot oranı yaklaşık %60’dır [12]. 70 Düşük Enerji Geçiren Kırınım Ağı (LETG) Düşük enerji taşıyıcı kırınımı ağı (LETG) 80 Å ile 175 Å (0.07 – 0.15 keV) arasında (E/∆E > 1000) yüksek çözünürlüklü ve daha kısa dalgaboylarında orta seviyede tayfsal çözünürlük sağlayan bir cihazdır [12]. HRC-S ile birlikte LETG’den alınabilecek dalgaboyu aralığı 1.2 – 175 Å, ACIS-S ile ise 1.2 – 65 Å’dır. Bu yüzden bu cihaz ACIS-S ile de kullanılabilse de cihazın HRC-S ile beraber kullanılması önerilir [12]. Tablo V.4. Tabloda LETG’ye ait özellikler verilmiştir [12]. Dalgaboyu aralığı Enerji Aralığı Çözünürlük (∆λ, FWHM) Ayırma Gücü (E/∆E) Dispersiyon Zaman Çözünürlüğü Rowland Çapı Grating Materyali LETG kırınım ağının parametreleri Periyot Kalınlık Genişlik 1.2 – 175 Å (HRC-S) 1.2 – 65 Å (ACIS-S) 70 – 10000 eV (HRC-S) 200 – 10000 eV (ACIS-S) 0.05 Å ≥ 1000 (50 – 160 Å) ≈ 20 x λ (3 – 50 Å) 1.148 Å/mm 16 µsec (HRC-S görüntüleme modunda, sadece merkez bölge) ~10 msec (HRC-S varsayılan modunda) 2.85 msec - 3.24 sec (ACIS-S) 8637 mm (etkin değer) 8632.31 ± 0.5 mm (uçuş öncesi değer) Altın 0.99125 ±0.000087µm 0.474 ±0.0305 µm 0.516 ±0.0188 µm Çalışma Prensipleri HRMA’nın arkasına yerleştirildiğinde LETG difraksiyon ilişkisi ile verilen şekilde x-ışınlarını saçar. Difraksiyon ilişkisi ; mλ = psinθ m = mertebe λ = fotonun dalgaboyu p = kırınım ağı çizgilerinin periyodu θ = dispersiyon açısı Kırınım yüzleri alüminyum destek plakasının üzerine oturtulmuştur. Kırınım yüzleri HETG’deki gibi tek bir saçılmış görüntü oluşturmak üzere dizilmişlerdir [12]. 71 Genel olarak LETG’nin çalışma prensipleri HETG ile benzeşmektedir ve tezde herhangi bir verisi kullanılmamıştır. Bu yüzden bu dedektör daha fazla ayrıntılı açıklanmayacaktır [12]. 72 VI.2. CIAO Chandra Gözlemlerinin Etkileşimli Analizi, (Chandra Interactive Analysis of Observations, CIAO) pek çok alt programdan oluşan (SHERPA, GUIDE gibi) ve amacı Chandra verilerinin indirgenmesi ve sadece Chandra’ya ait olan verilerin değil çeşitli türden verilerin analizinin yapılmasını sağlayan bir program paketidir [12]. Bu paketin şu anda 2.3 sürümü kullanımdadır ve program sürekli güncellenmektedir. Aşağıda bu program paketinin çeşitli programları kullanılarak bir verinin standart indirgenmesi adım adım yapılmış ve tayfsal dosyalar yaratıldıktan sonra ortaya çıkan kaynağa ait spektrum üzerinde bir çizginin tanısı yapılmıştır. Her bir adım normal başlık numaralandırmasından bağımsız olarak rahat takip edilebilmesi için numaralandırılmıştır. Ancak bu adımlar sadece programla yeni tanışan bir kullanıcı için yönlendirici niteliğindedir ve programı gerçekten öğrenip kullanmak isteyen bir kişinin bütün alt programların kullanım kılavuzlarını incelemesi önerilir. 1. Verinin İndirgenmesi 1.1 Gözleme Özel Kötü Piksel Dosyalarını Kullanma Pek çok CIAO veri analizi programı kalibrasyon verilerini direkt olarak programın parametre dosyalarından okur ancak pek çok durumda da bunu ardlib.par parametre dosyası aracılığıyla yapar. Kalibrasyon dosyalarının büyük çoğunluğu Chandra Kalibrasyon Veri Tabanı (CALDB) tarafından idare edilse de gözleme özel kötü piksel listelerinin kullanıcı tarafından hazırlanması gerekir. Bu liste her çip için hem bilinen kötü pikselleri ve kolonları hem de gözleme has ek etkileri içerir. Bu işlem her yeni analiz oturumunun başlangıcında yapılmalıdır. 2. seviyeden olay dosyaları gerekli filtrelemelerden geçerek kullanıcıya ulaşıyorsa da halen bazı CIAO programları bu listelere bakmaktadır. Bundan sonraki aşamalar programların gerektiğinde doğru kötü piksel dosyalarına bakmalarını sağlayacaktır. Her farklı verinin işleneceği oturum için ardilb.par dosyasının silinmesi ya da "punlearn" komutunun kullanılması gerekmektedir. Aksi halde programlar doğru kötü piksel dosyasını bulamadıklarını söyleyebilirler. 73 1.1.1. “acis_set_ardlib” Programının Kullanılması Programın kullanımı basittir. Önemli olan programın birincil dizinde ya da kötü piksel dosyasının bulunduğu dizinde çalışmasıdır. Bir de programın tanıyabilmesi için kötü piksel dosyasının sıkıştırılmış halde olmaması gerekir. unix% punlearn ardlib unix% pwd /data/ObsID1843/primary unix% acis_set_ardlib Searching for bad pixel file in current directory: Found bad pixel file /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1.fits Taking parameter file from directory /home/username/cxcds_param CCDs found in bad pixel file: CCD 0 CCD 1 CCD 2 CCD 3 CCD 6 CCD 7 Updated parameter values: AXAF_ACIS0_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS1_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS2_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS3_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS4_BADPIX_FILE = CALDB Enter ACIS-4 Bad Pixel File AXAF_ACIS5_BADPIX_FILE = CALDB Enter ACIS-5 Bad Pixel File AXAF_ACIS6_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS7_BADPIX_FILE = /data/ObsID1843/primary/acisf01843_000N001_bpix1 AXAF_ACIS8_BADPIX_FILE = CALDB Enter ACIS-8 Bad Pixel File AXAF_ACIS9_BADPIX_FILE = CALDB Enter ACIS-9 Bad Pixel File AXAF_HRC-I_BADPIX_FILE = NONE Enter HRC-I Badpix file AXAF_HRC-S_BADPIX_FILE = NONE Enter HRC-S Badpix file New ardlib.par parameter file is in directory /home/username/cxcds_param unix% 74 1.2 Yeni Bir Evt1 Dosyası Oluşturma 1.2.1 ACIS Gözlemleri için Bir birinci seviye olay dosyası üzerinde acis_process_events programını çalıştırmak en son CALDB uygulanmış yeni bir birinci seviye dosyası yaratacaktır. Bunun anlamı en son kazanç haritasının alınmasıdır. Ek olarak piksel ve PHA randomizasyonu ve ACIS CTI düzeltmesi yapılacaktır; bütün bunlar aynı zamanda standart ver işlemenin bir parçasıdır, yani kullanıcının bu işlemi eğer Chandra'dan aldığı gözlem daha önceki bir CALDB uygulanarak ona gönderildiyse yapması gerekir. Aksi taktirde zaten bu işlemler uygulanmış gözlem dosyaları kullanıcının aldığı dosyaların içinde mevcuttur. Bir gözlemden elde edilebilecek veri tipleri eventdef isimli parametre ile belirlenir. ACIS için önceden tanımlanmış 4 veri tipi bulunmaktadır. Tablo V.5. Tabloda mümkün gözlem modları verilmiştir [12]. Okuma modu Veri modu TIMED (V)FAINT TIMED GRADED CONTINUOUS CC(33)_FAINT CONTINUOUS CC(33)_GRADED Olay modu Zamanlanmış poz süresi (çok) sönük Zamanlanmış poz süresi derecelendirilmiş Sürekli zamanlama (3x3) sönük Sürekli zamanlama (3x3) derecelendirilmiş eventdef kısaltması stdlev1 grdlev1 cclev1 ccgrdlev1 Eğer gözlemin hangi modda yapıldığı konusunda şüpheler varsa aşağıdaki komutlarla bunlar öğrenilebilir. Ya da bu bilgiler fits dosyalarının header kısmında yazdığından herhangi bir fits gösterici program aracılığıyla da bu öğrenilebilir. unix% dmkeypar acis_evt1.fits READMODE ; pget dmkeypar value TIMED unix% dmkeypar acis_evt1.fits DATAMODE ; pget dmkeypar value FaınT Bu bir zamanlanmış yani poz süreli sönük gözlemdir. Bu yüzden uygun eventdef parametresi “stdlev1” 'dir. Şimdi programı çalıştırmak için gerekli parametreler girilebilir. unix% punlearn acis_process_events unix% pset acis_process_events infile=acis_evt1.fits 75 unix% pset acis_process_events outfile=acis_new_evt1.fits unix% pset acis_process_events acaofffile=pcad_asol1.fits unix% pset acis_process_events eventdef=")stdlev1" unix% pset acis_process_events apply_cti=yes Parametreler belirlendikten sonra program çalıştırılır. unix% acis_process_events Input event file or stack (acis_evt1.fits): Output event file name (acis_new_evt1.fits): unix% 1.3 HETG\ACIS-S Verisinden Kırınım Ağı Tayfının Elde Edilmesi Bundan sonra 1. seviye dosyaya kısaca acis_evt1.fits denecektir. 1.3.1 Yeni bir 1.5'inci seviye dosyası yaratmak 1.3.1.1 Sıfırıncı mertebe görüntünün pozisyonunun alınması (tgdetect) Sıfırıncı mertebe görüntünün pozisyonunu bulmak için tgdetect programı kullanılır. Bu işlem çok önemlidir çünkü bundan sonra tayfsal analizde bulunacak dalgaboyları hep sıfırıncı mertebe görüntü merkez olarak alınarak hesaplanacaktır. unix% punlearn tgdetect unix% pset tgdetect infile=acis_evt1.fits unix% pset tgdetect outfile=acis_src1a.fits unix% tgdetect Input L1 event file (acis_evt1.fits): Input source position(s) file from previous OBI or NONE (NONE): Output source position(s) file name (root_src1a.fits) (acis_src1a.fits): Programın bulduğu kaynaklar, olay dosyası bir görüntüleme programına (örneğin DS9'a) yüklenerek görülebilir. Yapılması gereken görüntü yüklendikten sonra DS9'da bir bölge yüklemek ve tgdetect'in çıktı dosyasını yüklemektir (bu şu komut zinciri ile yapılabilir; Region->Load Regions-> acis_src1a.fits[SRCLIST]). Bu şekilde tgdetect'in kaynağın pozisyonunu doğru olarak bulup bulamadığı da kontrol edilebilir. 76 1.3.1.2 Bölge Maskesinin Alınması (tg_create_mask) Bundan sonraki aşama HEG ve MEG “kollarının” bulunmasıdır. Bu işlem tg_create_mask programı ile yapılabilir. Bu dosya bir bölge dosyası yaratacaktır ve bu bölge dosyası daha sonra görüntüyü maskelemek için kullanılacaktır. unix% punlearn tg_create_mask unix% pset tg_create_mask infile=acis_evt1.fits unix% pset tg_create_mask outfile=acis_evt1_L1a.fits unix% pset tg_create_mask input_pos_tab=acis_src1a.fits unix% tg_create_mask Input event file or stack (acis_evt1.fits): Output region file or stack (acis_evt1_L1a.fits): Input table with zero order positions or stack (acis_src1a.fits): Observed grating type (header_value|HETG|HEG|MEG|LETG) (HETG|HEG|MEG|LETG|header_value|HEADER_VALUE) (header_value): unix% 1.3.1.3 Olayların ayrılması (tg_resolve_events) Bu tg_resolve_events programının parametreleri aşağıdaki gibi girilebilir. unix% punlearn tg_resolve_events unix% pset tg_resolve_events infile=acis_evt1.fits unix% pset tg_resolve_events outfile=acis_evt1a.fits unix% pset tg_resolve_events regionfile=acis_evt1_L1a.fits unix% pset tg_resolve_events acaofffile="@pcad_asol1.lis" unix% pset tg_resolve_events eventdef=")stdlev1_ACIS" unix% tg_resolve_events Input event file or stack (acis_evt1.fits): Input region file or stack (acis_evt1_L1a.fits): Output event file or stack (acis_evt1a.fits): Input aspect offset file (@pcad_asol1.lis): # 14004: tg_resolve_events: The following error occurred 88742 times: WARNING: Could not find the energy range in the rm table that matches the event. unix% Bu uyarı mesajı eğer sayıları genel toplama göre azsa büyük ihtimalle detektörün duyarlı olduğu enerji aralığının dışında (ör: <0.3 keV ya da >10 keV) kalan enerjilere sahip zemin fotonlarıdır. Ancak eğer bu sayı genel toplamla karşılaştırılabilir bir değerde ise o zaman sıfırıncı mertebenin yanlış bulunması gibi bir sorun oluşmuş olabilir. 77 1.3.2 Yeni Bir 2. Seviye Olay Dosyası Yaratma 1.3.2.1 Derece\Durum Filtrelerinin Uygulanması (dmcopy) Kötü dereceler (ASCA dereceleri kullanarak) ve bit durumu için filtreleme unix% punlearn dmcopy unix% dmcopy "acis_evt1a.fits[EVENTS][grade=0,2,3,4,6,status=0]" \ acis_flt1_evt1a.fits opt=all unix% 1.3.2.2 GTI Filtreleri Uygulama İyi zaman aralıkları da (GTI) artık uygulanmak zorundadır. İyi zaman aralıkları gözlemin sorunsuz olarak yapıldığı zamanları gösterir ve bu zaman aralıkları dışındaki olaylar işlemde çıkarılır. Bunu yaparken aynı zamanda gereksiz bir kolon da dosyada çıkarılıyor. unix% punlearn dmcopy unix% dmcopy \ "acis_flt1_evt1a.fits[EVENTS][@acisf00459_000N002_flt1.fits] [cols -phas]" \ acis_evt2.fits opt=all unix% 1.3.2.3 Destreak'in Çalıştırılması Çiplerin seri okuması sırasında bir akış vardır ve bu okundukları zaman büyük miktarda yükün piksel satırları arasında tesadüfi bir şekilde dağılmasına yol açmaktadır [12]. Bu akıştan dolayı 1. seviye olay dosyaları değişken bir şablon şeklinde lineer çizgiler gösterirler. Destreak programına göre bu çizgiler aynı frame anı içinde birden fazla M olayı içeren CHIPY satırlarıdır [12]. Varsayılan olarak M=1'dir yani tek bir noktada tek bir frame zamanı içinde 2 ya da daha fazla olay olması durumunda program bunu bir çizgi sayacaktır [12]. Bu düzeltme standart işlemler uygulanırken yapılmaz yani 2. seviye dosyada da bulunmaktadır. Bu olay sadece ACIS-S4 çipinde oluşur bu yüzden program sadece bu çip üzerinden çalıştırılmalıdır [12]. unix% punlearn destreak unix% pset destreak infile=acis_evt2.fits unix% pset destreak outfile=acis_dstrk_evt2.fits unix% pset destreak ccd_id=8 unix% destreak Input dataset/block specification (acis_evt2.fits): Output dataset/block specification (acis_dstrk_evt2.fits): unix% 78 1.3.3 Kırınım Ağı Tayfı Oluşturma (tgextract) tgextract programı 2. seviye bir olay dosyasından PHA2 tayf dosyasını üretmede kullanılır. unix% punlearn tgextract unix% pset tgextract infile=acis_dstrk_evt2.fits unix% pset tgextract outfile=acis_pha2.fits unix% tgextract Input event file (output event file from L1.5 processing) (acis_dstrk_evt2.fits): Ouput file type: typeI (single spectrum) or typeII (multiple spectra) (pha_typeI|pha_typeII) (pha_typeII): If typeII, enter full output file name or '.'; if typeI, enter output rootname (acis_pha2.fits): Input ancillary response file name (none): Input redistribution file name (none): Source ID's to process: 'all', comma list, @file (all): Grating parts to process: HETG, HEG, MEG, LETG, header_value (HETG|HEG|MEG|LETG|header_value) (header_value): Grating diffraction orders to process: 'default', comma list, range list, @file (default): unix% Ön İndirgemelere Ek Bilgiler : ACIS CTI Düzeltmesi Bir CCD'de okuma sırasında bir pikselden diğerine geçerken oluşan yük kaybı yük taşınımı verimsizliği (charge transfer inefficiency, CTI) olarak bilinir [12]. Verideki Zaman Bilgisinin Güneş Sisteminin Kütle Merkezine Göre Düzeltilmesi axbary programı gözlemdeki zamanlara güneş merkezinin kütle merkezine göre düzeltme yapmak için kullanılır. Bu Dünya ve Chandra Güneş etrafında döndüklerinden fotonların ulaşma zamanlarındaki farkları düzeltmek için önemlidir. Bu işlem özellikle zamansal analiz yapılacaksa önemlidir. Düzeltme yörünge efemeriz dosyası, pozisyon ve bir referans frame kullanılarak yapılır. Eğer bu değerler girilmez ise varsayılan değerler program tarafından dosyanın header'ından alınır. Bu programı kullanırken dikkat edilmesi gereken bir nokta gözlemin başlangıç zamanından küçük en büyük yörünge efemeriz dosyasının bulunmasıdır. Örneğin bir gözlemin başlangıcı aşağıdaki komutla bulunabilir. 79 unix% dmkeypar acis_evt2.fits TSTART ; pget dmkeypar value 52019386.1186470017 bu durumda “orbitf051580864N002_eph1.fits” dosyası kullanılacaktır unix% punlearn axbary unix% pset axbary orbitFile=orbitf051580864N002_eph1.fits unix% pset axbary infile=acis_evt2.fits unix% pset axbary outfile=acis_bary_evt2.fits unix% axbary input orbit ephemeris file (orbitf051580864N002_eph1.fits): input event file (acis_evt2.fits): output file (acis_bary_evt2.fits): axBary -i orbitf051580864N002_eph1.fits -f acis_evt2.fits -o acis_bary_evt2.fits -debug axBary: Principal HDU - TIERRELA = 0.000000, TIERABSO = 0.001000 axBary: Clock correction 0.000000 - TIERABSO = -1.000000 axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 0 axBary: HDU 0 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 0 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 1 axBary: HDU 1 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 1 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 2 axBary: HDU 2 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 2 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 3 axBary: HDU 3 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 3 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 4 axBary: HDU 4 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 4 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 5 axBary: HDU 5 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 5 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 6 axBary: HDU 6 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 axBary: HDU 6 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) axBary: Using JPL Planetary Ephemeris DE-405 axBary: bary stuff initialized in HDU 7 axBary: HDU 7 TSTART = 52019386.118647, TSTOP = 52031409.369079 80 axBary: HDU 7 TSTART = 52019410.783395, TSTOP = 52031434.021589 (corrected) 2. Tayfsal Analize Hazırlık Gözleme ait tayflar oluşturulduktan sonra bu ham tayfların analizinin yapılması için dedektörün tepki matrisi denen ve gözlem süresince dedektörün her bir enerji aralığına olan duyarlılığının belirtildiği kısaca arf ve rmf olarak isimlendirilen dosyaların yaratılması gerekir. ”rmf” dosyaları standart olarak uydunun kalibrasyon veri tabanında bulunuyorsa da her gözlem için yeniden üretilmesi önerilir [12]. 2.1. ACIS-S gözlemleri için RMF dosyalarının yaratılması Bu işlemi yapmadan önce her zaman yapılması gerektiği gibi ardlib.par programının doğru kötü piksel dosyalarını içermesi sağlanmalıdır. unix% punlearn mkgrmf unix% pset mkgrmf order=1 unix% pset mkgrmf grating_arm=HEG unix% pset mkgrmf outfile=heg_p1.rmf unix% pset mkgrmf obsfile=acisf00459N002_pha2.fits unix% pset mkgrmf regionfile=acisf00459N002_pha2.fits unix% pset mkgrmf detsubsys=ACIS-S3 unix% pset mkgrmf wvgrid_arf="1.0:21.48:#8192" unix% pset mkgrmf wvgrid_chan="1.0:21.48:#8192" unix% pset mkgrmf verbose=0 clobber=no unix% mkgrmf Output File Name (heg_p1.rmf): SrcID (1): Enter ARF side wavelegth grid [angstroms] (1.0:21.48:#8192): Enter channel-side wavelegth grid [angstroms] (1.0:21.48:#8192): Enter RMF threshold (1e-06): Name of fits file with obs info (acisf00459N002_pha2.fits): File containing extraction region (acisf00459N002_pha2.fits): Enter Grating order (1): Verbosity (0:10) (0): Detector Name (e.g., ACIS-S3) (ACIS-S3): Enter Grating Arm (HEG|MEG|LEG|NONE) (HEG): Kırınım Ağının Tipine göre wvgrid_arf değişebilmektedir. Bunlar için varsayılan değerler ve wvgrid_chan Tablo V.6. Her bir kırınım ağı için gerekli değerler [12]. Kırınım Ağı Tipi MEG HEG LEG wvgrid_arf 1.0:41.96:#8192 1.0:21.48:#8192 1.0:205.8:#16384 wvgrid_chan 1.0:41.96:#8192 1.0:21.48:#8192 1.0:205.8:#16384 değerleri 81 Böylece RMF dosyaları yaratılmış olur. Kullanılacak olan tayfsal analiz programı bu dosyayı kullanarak enerji spektrumunu çizecektir. 2.2 HETG/ACIS-S Kırınım Ağı ARF'lerinin Hesaplanması Bir ARF dosyasının her kırınım ağı mertebesi için ayrı ayrı hesaplanması gerekir. Gözlemde kaç tane mertebe olduğunu prism ismindeki CIAO programı yardımıyla görülebilir. unix% prism acisf00459N002_pha2.fits Buradaki tg_m kolonu gözlemin mertebesini gösterir (+/-1,+/-2,+/-3) ve tg_part kolonu kırınımı gösterir (1=HEG, 2=MEG, 3=LEG). Bu program her mertebe için ayrı ayrı tekrarlanmalıdır. Bu durumda normal bir gözlem için ACIS HETG gözlemi için 12 kere yapılmalıdır. Ancak burada bir kez yapılacaktır diğerleri de benzerdir. unix% punlearn fullgarf unix% pset fullgarf phafile=acisf00459N002_pha2.fits unix% pset fullgarf pharow=1 unix% pset fullgarf evtfile=acisf00459N002_evt2.fits unix% pset fullgarf asol=@pcad_asol1.lis unix% pset fullgarf engrid="grid(heg_p1.rmf[colsENERG_LO,ENERG_HI])" unix% pset fullgarf dtffile=")evtfile" unix% pset fullgarf badpix=acisf00459_000N002_bpix1.fits unix% pset fullgarf rootname=acisf00459 parametreleri ayarladıktan sonra program bütün mertebeler için çalıştırıldığında aşağıdaki dosyalar yaratılmış olur acisf00459HEG_-1_garf.fits acisf00459HEG_-2_garf.fits acisf00459HEG_-3_garf.fits acisf00459HEG_1_garf.fits acisf00459HEG_2_garf.fits acisf00459HEG_3_garf.fits acisf00459MEG_-1_garf.fits acisf00459MEG_-2_garf.fits acisf00459MEG_-3_garf.fits acisf00459MEG_1_garf.fits acisf00459MEG_2_garf.fits acisf00459MEG_3_garf.fits 3. Tayfsal Analiz ve Çizgi Tanısı Bu iş için CIAO program paketinin en güçlü programlarından biri olan SHERPA isimli tayfsal analiz programı kullanılacaktır. Ancak istenirse Chandra verileri, XANADU gibi daha genel X-ışın paket programları yardımıyla da analiz edilebilir. 82 Bu örnek için 4U 1820-371 kaynağının 0.25 fazına karşılık gelen tayfı kullanılacaktır. Bu tayf yukarıda anlatılan aşamaların hepsinden benzer şekilde geçmiştir. Bu analiz için kullanılacak dosya 671_126_375_MEG_BIN10.pha dosyasıdır. Bu dosyanın header'ında gerekli rmf ve arf dosyalarının ismi kayıtlıdır bu yüzden bunların sonradan programa elle girilmesine gerek yoktur. Öncelikle program çalıştırılır ve kullanılacak veri girilir. [root@localhost secondary]# sherpa ----------------------------------------------------Welcome to Sherpa: CXC's Modeling and Fitting Program ----------------------------------------------------Version: 2.3 (13 September 2002) Type HELP for help options. Type EXIT, QUIT, or BYE to leave the program. Notes: Temporary files for visualization will be written to the directory: /tmp To change this so that these files are not deleted when you exit Sherpa, edit $ASCDS_WORK_PATH in your 'ciao' setup script. Solar abundances set to Anders & Grevesse sherpa> data 671_126_375_MEG_1_BIN10.pha The inferred file type is PHA. If this is not what you want, please specify the type explicitly in the data command. Failed to find SYS_ERR column BACKGROUND_UP data are being read from this file. BACKGROUND_DOWN data are being read from this file. WARNING: statistical errors specified in the PHA file. These are currently IGNORED. To use them, type: READ ERRORS "<filename>[cols CHANNEL,STAT_ERR]" fitsbin RMF is being input from: meg_p1.rmf ARF is being input from: 671_126_375_MEG_1.arf sherpa> sherpa> setplot noerrorbars Parse Error/Undefined Name: setplot noerrorbars; sherpa> set plot noerrorbars sherpa> import("guide") 83 GUIDE Initialized using ATOMDB v1.3.0 sherpa> paramprompt off Model parameter prompting is off sherpa> Veri girildikten sonra önce hata barları çizimden kaldırılır ardından çizgi teşhisi için kullanılacak olan guide programı yüklenir ve son olarak ta modellerin parametrelerinin ilk olarak model girildiğinde sormamasını sağlayan komut yazılır. Önce sherpa> lp data komutu ile veri ekrana çizdirilir. Şekil V.11. Verinin tamamı çizdirildiği zaman ekranda görülebilecek tayf Bundan sonra ignore ve notice komutları ile çizginin olduğu aralığa doğru gidilir. sherpa> ignore all sherpa> notice wave 8 : 10 sherpa> lp data sherpa> 84 Şekil V.12. İncelenmesi istenilen bölgeyi ayırt ettikten sonra çizdirilen tayf Daha sonra önce sürekli spektrumu iyi temsil eden bir model geçirilir böylece program çizginin eşdeğer genişliğini ölçebilir. sherpa> source = pow sherpa> fit powll: v1.2 powll: initial function value = 8.31787E+01 powll: converged to minimum = 6.18783E+01 at iteration = 8 powll: final function value = 6.18783E+01 pow.gamma 1.525 pow.ampl 0.000547959 sherpa> Daha sonra modele bir gauss modeli daha eklenir ve parametreleri ayarlanır sherpa> ngauss[g] sherpa> source = pow +g sherpa> g.fwhm=0.023 sherpa> g.ampl.min=0 sherpa> g.pos.min=9 sherpa> g.pos.max=9.5 sherpa> g.pos=9.1 sherpa> Ardından modeli fit etmek için kullanılacak metot belirlenir ve yeni fit işlemi yapılır. Bu işlem için modeli veriye fit etmek için simulated – annealing metodu kullanılacaktır. Bu metottan başka pek çok modelde kullanmak mümkündür. Bu metodun özelliği modeli veriye fit ederken parametreleri rasgele seçmesidir. Bu daha sağlıklı bir fit sağlar ancak daha yavaştır. Diğer yandan Powell gibi programda varsayılan olarak kullanılan bazı metotlar ise parametreleri sırası ile denerler ve fit 85 etmeye verilen başlangıç değerlerinden itibaren başlarlar bu da bazen henüz tüm veriyi en iyi temsil eden parametreye ulaşmadan parametrelerin belirlenmesine yol açabilir ancak bu tip metotlar daha hızlıdır. sherpa> fit siman: v2.3 siman: initial function value = 4.45322E+01 siman: converged to minimum = 4.45322E+01 at iteration = 154 siman: final function value = 4.45322E+01 pow.gamma 1.64819 pow.ampl 0.000547276 g.fwhm 0.0436368 g.pos 9.22455 g.ampl 1.71591e-05 sherpa> lp fit Şekil V.13. Gauss fiti ve sürekli spektrum için geçirilen güç kanunu modeli bir arada görülebilir. Bundan sonra hata miktarlarını bulmak için aşağıdaki komut kullanılır. sherpa> uncertainty Uncertainty v2.0 Computed for uncertainty.sigma = 1 Parameter Name pow.gamma pow.ampl g.fwhm g.pos g.ampl sherpa> Best-Fit 1.64819 0.000547276 0.0436368 9.22455 1.71591e-05 Lower Bound -0.146518 -9.81428e-06 0.0198117 -0.00758494 -4.02482e-06 Upper Bound +0.149425 +9.86803e-06 +0.0221194 +0.0106203 +4.03491e-06 86 Bundan sonra "identify" komutu ile bulunan çizginin hangi elemente ait olduğu ATOMDB veri tabanı taranarak bulunabilir. Çıkacak listede RelInt satırında 1 olan çizgi genel de büyük bir olasılıkla aranan çizgidir [12]. Daha sonra da çizginin "flux" komutu ile akısı ve "eqwidth" komutu ile eşdeğer genişliği belirlenebilir. sherpa> identify(9.224,0.011) Lambda -- Ion UL - LL Emissivity@ kT RelInt For More Info Angstrom ph cm^3/s keV 9.2192 Fe XX 566- 2 1.63e-18 @ 0.862 0.102 describe(26,20,566,2) 9.2282 Mg XI 6- 1 2.23e-18 @ 0.544 0.140 describe(12,11,6,1) 9.2312 Mg XI 5 1 1.60e-17 @ 0.544 1.000 describe(12,11,5,1) sherpa> flux g Flux = 1.71591e-05 photons/cm**2/s Flux = 3.69712e-14 ergs/cm**2/s sherpa> eqwidth(pow,pow+g) EW = 0.0396498 A sherpa> Bundan sonra eğer istenirse describe komutu ve daha sonra yukarıdaki tabloda verilen istenen çizgiye ait parantez içindeki değerler yazılarak çizgi hakkında daha ayrıntılı bilgi edinilebilir. Kısaca bir verinin uydunun arşivlerinden alındıktan sonra gördüğü işlemler böyle özetlenebilir. Ancak burada son derece standart bir işlem yapılmıştır gerçek bir analizde ana hatlarıyla bu yöntem takip edilebilirse de mutlaka programların kullanma kılavuzları da takip edilmeli ve yapılacak analizin gereklerine göre yeni komutlar eklenmelidir. 87 Kaynaklar [1] CHARLES P. A., SEWARD F. D., SEWARD, 1995, Low Mass X-ray Binary Stars, 192, 193, 194, 195,196,197, 198,199, 200, 201, 202, 203, Exploring the X-Ray Universe, 1, Cambrigde University Press, Great Britain [2] GARATE M. A. J., RAYMOND J. C., LİEDHAL D. A., (2002) “The Structure and X-Ray Recombination Emission of a Centrally Illuminated Accretion Disk Atmosphere and Corona”, ApJ, 581, 1297 [3] COTTAM J., PAERELS F., MENDEZ M., (2002) “Gravitationally Redshifted Absorption Lines in the X-Ray Burst Spectra of a Neutron Star”, Nature, 420, 51 [4] SCHULZ N. S., BRANDT W. N., (2000) “The Discovery of Broad P Cygni X-Ray Lines from Circinus X-1 with the Chandra High-Energy Transmission Grating Spectrometer” ApJ, 544, L123 [5] WHİTE N. E., NAGASE F., PARMAR A. N., 1997, Properties of X-ray Binaries, 1,2,3, X-Ray Binaries, 1, Cambridge University Press, United Kingdom [6] http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_I2/xray_transients.html [7] HASİNGER G., VAN DER KLİS M., (1989) “Two Patterns of Correlated X-Ray Timing and Spectral Behaviour in Low Mass X-Ray Binaries”, A&A, 225, 79 [8] http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0301544 [9] LAMB D. Q. (2000) “Some Startling Discoveries about X-Ray Bursts” ApJSS, 127, 395 [10] GUSEİNOV O.H., SAYGAC A. T., ALLAKHVERDİEV A., ÇALIŞKAN H., ÖZDEMİR S., YERLİ S. K., ANKAY A. (2000), “ A Preliminary Version of a Catalog of High-Low Mass X-Ray Binaries”, Astronomy Letters, 26, 725 [11] LİU Q. Z., VAN PARADİJS J, VAN DEN HEUVEL E. P. J., (2001), “A Catalogue of low-mass X-ray Binaries”, A&A, 368, 1021 88 [12] http://cxc.harvard.edu [13] HELLİER C., MASON K. O., SMALE A. P., KİLKENNY D., (1990), “ The Ephemeris of X 1822-371”, MNRAS, 244, 39 [14] http://rhea.sron.nl/divisions/hea/ [15] SCHULZ N. S., BRANDT W. N., (2002), “Variability of the X-Ray P Cygni Line Profiles from Circinus X-1 Near Zero Phase” ApJ, 572, 971 [16] COTTAM J., SAKO M., KAHN S. M., PAERELS F., (2001) “High Resolution XRay Spectroscopy of the Accretion Disk Corona Source 4U 1822-37” ApJ, 557, L101 [17] BONNET-BİDAUD J. M., HABERL F., FERRANDO P., BENNİE P. J., KENDZİORRA E., (2001) “The Eclipsing Bursting X-Ray EXO 0748-676 Revisited by XMM-Newton” A&A, 365, L282 [18] ASAİ K., DOTANİ T., NAGASE F., MİTSUDA K., (2000) “Iron K Emission Lines in the Energy Spectra of Low Mass X-Ray Binaries Observed with ASCA”, ApJSS, 131, 571 [19] VAN STRAATEN S., VAN DER KLİS M., KUULKERS E., MENDEZ M., (2001), “An Atlas of Burst Oscillations and Spetral Properties in 4U 1728-34”, ApJ, 551, 907 89 Özgeçmiş (Haziran 2003) Adı - Soyadı : Tolga GÜVER Doğum tarihi ve Yeri : 11/11/1978 - İstanbul Adres : İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Üniversite Beyazıt İstanbul 34452 Tel : 0212 212 08 12 GSM : 0535 817 67 99 E-posta : tolga@istanbul.edu.tr Eğitim : 1984-1989 Mareşal Fevzi Çakmak İlkokulu 1989-1993 Özel Yıldız Lisesi 1993-1996 İnşaat Anadolu Meslek Lisesi 1997-2001 İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü 2001- İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Yüksek Lisans Yabancı dil : İngilizce (Okuma, Yazma, Anlama; TOEFL : 260) Bilgisayar Bilgisi : Windows, Linux, Donanım, Yazılım, Network (Çok iyi) 90 Akademik Çalışmalar • : XII. Ulusal Astronomi Kongresi ve I. Ulusal Öğrenci Kongresi, 1 - 8 Eylül 2000, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Bornova – İzmir. (Bildiri) Gama Işın Astronomisi, Tolga Güver, Cem Uluyazı, Emre Bektöre. • XIII. Ulusal Astronomi Toplantısı, 2-6 Eylül, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi, Antalya. (Çağrılı Bildiri) ROTSE III-C: TUG’da Kurulacak GIP Optik Araştırma Teleskopu, M. E. Özel, A. T. Saygaç, T. Güver, H. Esenoğlu, Ü. Kızıloğlu, Z. Aslan (Poster) Düşük Kütleli X-ışın Çiftleri’nin İstatistiği, T. Güver • II. Ulusal Astronomi Öğrenci Toplantısı, 2-6 Eylül, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi, Antalya (Bildiri) Düşük Kütleli X-ışın Çiftlerinin İstatistiği, T.Güver