YÜKSEK LİSANS TEZİ BAZI DÜŞÜK KÜTLELİ X-IŞIN ÇİFTLERİNİN UYDU VERİLERİNİN ANALİZİ. Tolga GÜVER. Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı

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. Süreksiz kaynak V0332+53 Vela 5B tarafından alınmış 10 yıllık ışık eğrisi... 05 Şekil I.2. Z ve Atoll kaynakların güç tayfları ve renk-renk diyagramları... 07 Şekil I.3. 4U 1728-34 ün RXTE ile alınmış 4 ışık eğrisi... 11 Şekil I.4. EXO 0748-676 dan XMM-Newton un RGS cihazı kullanılarak elde edilmiş 28 x-ışın patlamasına ait tayf... 13 Şekil I.5 EXO 0748-676 yıldızına ait çift x-ışın patlaması örneği... 14 Şekil I.6. Tezde de verileri kullanılan ve çukur gösteren kaynaklar olan 15 EXO 0748-676 ve 4U 1822-371 yıldızlarının ışık eğrileri... Şekil III.1. 4U 1822-371 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrileri... 21 Şekil III.2. 4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait MEG tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler... 22 Şekil III.3. 4U 1822*371 yıldızının 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 evrelerine ait HEG tayfları, en iyi süreklilik modeli ve tanısı yapılabilmiş çizgiler... Şekil III.4. 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 6 8 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir... 24 Şekil III.5. 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 8 10 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir... 24 Şekil III.6. 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 10 12 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir... 25 Şekil III.7. 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 12 15 Å arasındaki veri ve bu Şekil III.8. aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir... 25 0.0, 0.25, 0.50, 0.75 fazlarına ait 1.4 2.4 Å arasındaki veri ve bu aralıkta tanısı yapılmış çizgiler verilmiştir... 26 Şekil III.9. Cir X-1 yıldızından gözlem boyunca elde edilen ışık eğrisi... 31 Şekil III.10. 1.8 2.2 Å arasındaki HEG tayfı, bu bölgedeki en iyi polinom fiti ve tanısı yapılmış emisyon çizgisi... 32 Şekil III.11 2.8 3.4 Å arası tayf ve en iyi polinom fiti ile tanısı yapılabilmiş soğurma çizgisi gösterilmiştir... 32 Şekil III.12. 4.5 6.5 Å arası tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgileri verilmiştir... 33 Şekil III.13 8 9 Å arasındaki tayf ve P Cygni profili gösteren emisyon çizgisi verilmiştir... 33 Şekil III.14. EXO 0748-676 yıldızından tüm gözlem boyunca alınmış ışık eğrisi verilmiştir... 35 Şekil III.15. EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir... 37 Şekil III.16. EXO 0748-676 yıldızının x-ışın patlamaları verilmiştir... 38 Şekil III.17. Tüm patlamaların birleştirilerek oluşturulduğu HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri görülebilir... 40 Şekil III.18. Sakin evrelere ait HEG tayfı, süreklilik modeli ve 2 Å civarında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri görülebilir... 40 Şekil III.19. Patlama evresine ait MEG tayfı... 41 Şekil III.20. Sessiz evreye ait MEG tayfı... 41 Şekil III.21. 4U 1728-34 yıldızından gözlem boyunca alınmış iki x-ışın patlamasının yakından bir görünüşü verilmiştir... 42 IV

Şekil Listesi (devamı) Şekil III.22. 4U 1728-34 yıldızının patlama gösterdiği anlara içeren HEG tayfı verilmiştir... 43 Şekil III.23. 4U 1728-34 yıldızının patlama evresine içeren MEG tayfı verilmiştir... 43 Şekil III.24. 4U 1728-34 yıldızının gözlem boyunca sakin evrelerinde alınan tayf verilmiştir... 44 Şekil III.25. 4U 1728-34 yıldızına ait sessiz evrede alınmış MEG tayfı verilmiştir... 44 Şekil III.26. Patlama evresine ait tayflar için bulunan karacisim sıcaklığı ve hidrojen 45 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... 46 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... 49 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... 50 Şekil IV.3. EXO 0748-676 yıldızının gözleminde görülen çift x-ışın patlaması verilmiştir... 54 Şekil IV.4. EXO 0748-676 yıldızından elde edilen patlama profilleri... 56 Şekil V.1. Bazı alt sistemleri işaretlenmiş şekilde Chandra uydusu [12]... 59 Şekil V.2. Yüksek çözünürlüklü ayna düzeneğinin görünüşü [12]... 60 Şekil V.3. ACIS ve HRC'nin odak düzlemi içindeki yerleşimi... 61 Şekil V.4. ACIS in genel bir görünümü... 62 Şekil V.5. 64 Şekil V.6. Capella'nın HETGS gözlemi... 65 Şekil V.7. Yüksek Enerji Taşıyıcı Kırınım ağının şematik bir görünümü... 67 Şekil V.8. Rowland Geometrisi şematik olarak gösterilmiştir... 67 Şekil V.9. HETG destek yapısının üstten ve yandan görünüşü... 69 Şekil V.10. MEG ve HEG yüzlerinin bir kesiti... 69 Şekil V.11. Verinin tamamı çizdirildiği zaman ekranda görülebilecek tayf... 83 Şekil V.12. İncelenmesi istenen bölgeyi ayırt ettikten sonra çizdirilen tayf... 84 Şekil V.13. Gauss fiti ve sürekli spektrum için geçirilen güç kanunu modeli bir arada şekilde verilmiştir... 85 V

Tablo Listesi Tablo I.1. Bir düşük kütleli x-ışın çiftinin girebileceği sınıflar... 04 Tablo II.1. Tezde verileri kullanılan düşük kütleli x-ışın çiftlerinin kataloglardan 17 derlenen özellikleri... Tablo II.2. Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler... 17 Tablo III.1. 4U 1822-371 yıldızının sürekli tayflarından geçirilen karacisim modelinin parametreleri... 23 Tablo III.2. 6.18 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 27 Tablo III.3. 6.7 7.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 27 Tablo III.4. 7.7 8.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 28 Tablo III.5. 9 9.2 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 28 Tablo III.6. 10 11.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 29 Tablo III.7. 12 13.5 Å civarında her bir yörünge fazında tanısı yapılabilmiş emisyon çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 30 Tablo III.8 HEG ile tanısı yapılmış Fe çizgileri ve özellikleri verilmiştir... 30 Tablo III.9. Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri verilmiştir... 34 Tablo III.10. Tayflardan geçirilen en uygun karacisim modeli... 39 Tablo III.11. Patlama anlarına ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve özellikleri verilmiştir... 39 Tablo III.12. Sakin evrelere ait tayfta tanısı yapılabilmiş iki emisyon çizgisi ve özellikleri verilmiştir... 39 Tablo III.13. Kaynağın patlama ve sessiz evresine ait en iyi sürekli modellerin özellikleri verilmiştir... 45 Tablo III.14. Patlama anı ve sessiz evreye ait tanısı yapılabilmiş çizgilerin özellikleri verilmiştir... 46 Tablo IV.1. Cir X-1 yıldızında ait tanısı yapılabilen bütün çizgilerin özellikleri Tablo IV.2. verilmiştir... 53 Cir X-1 ait Schulz N. S. ve Brandt W. N. ın 2002 den alınan değerler [15]... 53 Tablo IV.3. Patlamalardan saniyede gelen fotonların ortalaması... 56 Tablo V.1. ACIS in genel özellikleri... 62 Tablo V.2. Yüksek Çözünürlüklü Kameranın özellikleri... 63 Tablo V.3. Yüksek Enerji Geçiren Kırınım Ağı Spektrometresinin özellikleri... 64 Tablo V.4. LETG ye ait özellikler... 70 Tablo V.5. Mümkün gözlem modları... 74 Tablo V.6. Her bir kırınım ağı için gerekli değerler... 80 VI

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 (10 12 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 (<10 10-10 11 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 Sürekli Kaynaklar Atoll Kaynaklar Patlayıcı Patlamasız Z Kaynaklar Atoll Kaynaklar Patlayıcılar Patlamasız Patlayıcı Hızlı Patlaycı Patlayıcılar Patlamasız Patlayıcılar Patlamasız Hızlı Patlayıcı Patlayıcı Hızlı Patlayıcı Patlayıcılar Hızlı Patlayıcı 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]. [6]; Bir kaynağın süreksiz olarak sınıflandırılması için aşağıdaki şartlara gerek vardır 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 10-12 erg -1 cm -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 10 36 ergs -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 10 36 ergs -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]. T bb sıcaklığında, F bol akısını üreten bir kara cismin yarıçapı;

10 R bb F 4 bol = d σtbb 1/ 2 ile verilir. Burada d kaynağın uzaklığı, R bb 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; L 1/ 2 4πcGM 1 2GM 2 4 Edd = = 4πR σt 2 eff κ c R 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/c 2 R) -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 L α 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. 4U 1822-371 Cir X-1 EXO 0748-676 4U 1728-34 Kaynağın Türü D B, T, A B, D, T B, A Galaktik Enlem 356.9 322.1 280 354.3 Galaktik -11.3 0-19.3-0.2 Boylam Yörünge 5.57 398.4 3.82 -- Periyodu (saat) Uzaklığı (kpc) 0.7 > 6 2.1 10 L x ergs -1 3x10 35 8x10 38 4.9x10 36 5x10 37 L x /L op 4x10 1 -- -- -- Yoldaş Yıldızın G M -- -- -- Tayfsal Tipi V1 15.3 21.4 16.9 -- V2 16.3 -- -- -- B-V 0.08 3.6 0.14 -- M 1 1 -- 1.4 M 2 0.4 -- 0.45 -- Tablo II.2. Tezde verileri kullanılan Chandra gözlemlerine ait bilgiler. 4U 1822-371 Cir X-1 EXO 0748-676 4U 1728-34 Cihaz* ACIS-S ACIS-S ACIS-S ACIS-S Kırınım Ağı HETG HETG HETG HETG Gözlem Süresi 39950 15320 49000 30480 (s) Başlangıç 23.08.2000 08.06.2000 14.04.2001 04.03.2002 Zamanı Verilerin Halka Açılma Zamanı 16:19:33 15.09.2001 11:30:00 * Kullanılan görüntüleme cihazı. 04:11:58 21.07.2001 00:00:00 01:13 24.04.2002 11:31 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.