Radyo dalgaları, kızıl-ötesi ışınlar, görünen ışınlar, mor ötesi ışınlar
advertisement
ASTRONOMİ’DE X –IŞINLARI E.Nihal Ercan Boğaziçi Üniversitesi –Fizik Bölümü Yüksek Enerji Astrofiziği Anabilim dalı 4-13 Ağustos 2008 Yüksek Enerji Astrofiziği Lisansüstü Yaz Okulu Elektromanyetik Tayf : Radyo dalgaları, kızıl-ötesi ışınlar, görünen ışınlar, mor ötesi ışınlar, x ışınları ve gamma ışınları elektromanyetik spektrumun parçalarıdır. Biz genel olarak, elektromanyetik tayfın görünen kısmından bahsederiz; enerjisi fazla olan ışınları çıplak gözle göremeyiz. Tayfta, radyo dalgalarından gamma ışınlarına doğru gidildikçe ışınların dalga boyları küçülmekte ve frekansları artmaktadır. Bu tablo, ışınların radyo dalgalarından gamma ışınlarına doğru gidildikçe frekansları artan ışınların enerjilerinin arttığını görebiliriz. Binlerce yıl önce, sadece görünür ışık Dünya’yı inceleyebilmenin tek yoluydu. Teknolojideki gelişmelerle yeni bulgular yapıldı; 1930’larda geliştirilen yeni iletişim araçları, uzaydan gelen radyo dalgalarının algılanabilmesine yol açtı. Uzaydaki pek çok cisim görünmeyen bu ışınları yayar: bu ışınlardan birisi de sıcaklığı yüksek olan cisimlerden oluşan X ışınlarıdır. 1940’lardan günümüze kadar bir dizi roket ve uydu, uzaydan gelen kızılötesi, morötesi ışınımlar ve Xışınlarını saptadılar. İnsan gözünün duyarlı olduğu böylesi ışınımlar, gök cisimlerinin yeni özelliklerini ortaya çıkardı ve bilinmeyen yeni gök cisimlerinin bulunmasını sağladı. X ışınları da elektromanyetik spektrumun yüksek enerjili kısmında bulunmaktadır. Enerjileri çok yüksektir, cisimlerin içerisinden geçebilirler, günlük yaşantımızda hastanelerde kemiklerdeki hasarları belirlemede kullanılır. Elektromanyetik spektruma göre x ışınları, morötesi ışınlara göre daha kısa dalga boylu; fakat gamma ışınlarına göre de daha uzun dalga boyu var. X ışınları astronomisi, astronominin gözlemsel bir kısmını oluşturmaktadır. X-ışın yayılımı, sıcaklığı çok yüksek olan cisimlerde ve çok yüksek enerjili elektronlarda gerçekleşmektedir. Astronominin bu dalı, ilk olarak 1949 yılında Güneş’ten ilk kez gözlemlenen X-ışınlarıyla başladı diğer pek çokgök cisimlerinin de X-ışın kaynağı olduğu 1962’ye dayanmaktadır. Bu yılda Scorpio takım yıldızı içindeki oldukça parlak bir kaynağın yani Sco X-1 in keşfi ile doğrulandı. 1970’lerde Uhuru uydusunun x-ışın astronomisini ve x-ray kaynaklarını gözlemlemesiyle bu alana açıklık getirilmişti. X-ışınları ilk olarak Güneş’te gözlenmiş; fakat 1962’den sonra güneşten farklı uzaklıklardaki x-ışınlarının da gözlendiği açığa çıkmıştır. Astronomide uzay kaynaklı X-ışınlarını görüntülemek için uydularla birlikte X-ışını dedektörleri kullanılır. X-ışını dedektörleri ya her X-ışınını toplar enerjilerini kaydeder ya da fotonların ne kadar hızlı olduklarını ayırt eder. 1-10kev’luk dalga bandında ilk olarak bir süpernova kalıntısı olan Crab Nebula(Yengeç Bulutsusu) gözlemlenmiştir. Bu kaynak Scorpius X-1’dır ve Samanyolu’nun merkezinde yer almaktadır (Ay da gözlenmiştir). Bu keşfe bağlı olarak, Riccardo Giacconi 2002’de Fizik Dalında Nobel Ödülü aldı. Galaktik ve Galaksi-dışı X Işın Kaynakları Kozmik x-ışınları kaynaklarının dağılımı; Galaktik X-ışın Kaynakları Galaksi dışı X-ışın Kaynakları 1978’de, Einstein X-ışın Gözlemevi kuruldu. Bu kuruluş, birçok X ışın kaynaklarının görüntülerinin elde edilmesine ve gökyüzünün çok küçük bölgelerinde ince araştırmalar yapılmasını sağladı. Normal galaksiler ve yıldız oluşum bölgeleri bile x ışın kaynakları olarak keşfedildiler. Bunların ana özellikleri de, x ışınlarının her türlü yıldızdan gözlemlenmiş olmasıydı. Galaktik X-ışın Kaynakları Parlak kaynakların Samanyolu’nda dizildiği gözlenmiştir; bu kaynaklar, galaksi de olan, galaksiyle ilgili olan kaynaklardır. Özellikle, Uhuru uydusunun gözlemleriyle, önemli sonuçlara ulaşılmıştır. Tıkız x-ışın yayıcıları, sönmüş ikili yıldız sistemlerinden oluşmaktadır; nötron yıldızları, beyaz cüce veya bir kara deliğin olduğu ikili sistemlerdir. Bu ikili sistemlerin gözlemler sayesinde, titreşimli x-ışın kaynakları olduğu ve daha sonradan da magnetik dönen nötron yıldızları olduğu tanımlanmıştır. İkili sistemlerde, X-ışınlarındaki enerjinin esas kaynağı, da normal bir yıldızdan madde akışıdır. X ışın yayılımı, esas olarak çok sıcak gazların yayılımı şeklinde olur. X-ışınları şu konularda doğrudan bilgiler vermektedir. i) manyetik alanları bakımından yoğun (kompact) cisimlerin geometrileri, sıcaklıkları hakkında; iii) Yoğun cismin doğası hakkında (örneğin nötron yıldızının iç yapısı hakkında). X-ışınlarının tüm gökyüzünden yayıldığı bilinmekle birlikte merkezi bilinmez. En azından bu cisimlerden gelen X-ışınlarının birçok aktif galaktik çekirdeklerden geldiği bilinmektedir. Bir X-ışını kaynağının ışınımı kaynağa olan uzaklık biliniyorsa bulunabilir. Mesela, Sagittarius bölgesindeki en parlak kaynaklardan yaklaşık 1 X-ışın fotonu/cm2 gözlemlenir ve Xışın fotnunun ortalama enerjisi 2.5 KeV alınırsa dünya atmosferinin tepesine düşen enerji akısı 4. 10 (-9) erg olacaktır.Bu akıyı F ile gösterirsek, L de X-ışın kaynağının ışınımı olmak üzere, F = L / 4 п d (2) burada d uzaklıktır. Galaktik merekzdeki bir kaynağın bize uazklığı 10 kpc =3.10 (22) cm alınarak, 4.10 (-9) erg/cm2 lik bir akı , 5.10 (37) erg/sec lik bir ışınıma denk olmaktadır. Bu ise Güneşin toplam olarak verdiği X-ışınımının yaklaşık 10 000 katıdır (L güneş= 3.8 10 (33) erg/sec). X-ışın kaynaklarının çoğunun ömürleri bilinmemektedir ama bugün bir kısmının bazı yıldızların yaşam süreçlerinde kısa ömürlü parlak fazları temsil ettikleri de bilinmektedir. SEKİL 1.Galaktik X-ışın kaynaklarının Galaktik Koordinatlardaki dağılımı, kaynak boyutları maksimumda sahip oldukları x-ışın yağinliğiyle doğru orantılıdır ve 4.Uhuru katalogundan alınmıs 339 kaynağı işaretlemiştir. Yıldızların Yaşam Öyküleri: Yıldızların Oluşumu Bir yıldızın oluşumu için iki şey gereklidir: Madde ve maddeyi yüksek yoğunluklara erişinceye kadar sıkıştıracak bir mekanizma. Uzaydaki madde, hemen hemen tümüyle çok küçük miktarlarda diğer elementler ve küçük toz parçacıklarıyla karışmış durumda bulunan hidrojen gazından oluşmaktadır. Bazı bölgelerde gaz düzgün bir biçimde dağılmış durumda bulunurken diğer bazı bölgelerde yoğunlaşmalar gösterir. Maddenin toplandığı yerde kütle çekimi daha kuvvetlidir, bu nedenle de gaz kendi kendini daha da sıkıştırarak yüksek yoğunluklara ulaşabilir. Kütle çekimi ile birleşen başka birçok kuvvet, bu ilkel yıldız çekirdeğinin davranışını belirler. Tipik olarak gaz bulutu kendi çevresinde dönmekte olup manyetik kuvvetler tarafından gittikçe daha fazla sıkıştırılır. Bu faktörlerin etkileşiminden doğan etkiler henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Bulutun içinde büzülme ve çökmeye karşı koyan ısı ve basınç vardır. İçeriye doğru etki eden kütle çekim kuvveti yeterince büyük olduğunda bulut büzülmeye ve kendi merkezine doğru çökmeye devam eder. Bu da açığa çıkan çekim enerjisi nedeniyle ısı üretimine neden olur, burada açığa çıkan ısı kızılötesi ışınım biçimine dönüşür. Büzülen toz bulutunun yoğunluğu ve sıcaklığı artar. Dönen bir bulutta merkez etrafında Güneş sistemi boyutlarında bir gaz ve toz diski oluşabilir. Sonuçta kaçınılmaz olarak merkezdeki sıcaklık 10 milyon dereceyi bulur. Bu sıcaklıkta nükleer tepkimeler başlar ve bulut bir yıldıza dönüşür. Yıldızların Yaşamı ve Ölümü: Hertzsprung ve Russel, 1911–1913 yıllarında, yıldızlar hakkında basit ama çok önemli bir gerçeği keşfettiler. Renkleri bir eksende, ışıma güçleri diğer eksende olmak üzere bir diyagrama yerleştirildiklerinde yıldızlardan çoğunun diyagonal bir bant boyunca yer aldıklarını gördüler. Yıldızların renkleri ve ışıma güçleri arasında kesin bir ilişki vardı: Işıma gücü daha yüksek yıldızların renkleri de daha mavimsiydi. Eğer böyle bir ilişki olmasaydı- eğer belli bir renkteki yıldızların ışıma güçleri birbirinden çok farklı olabilseydi- o zaman Hertzsprung- Russel diyagramına yerleştirilen yıldızların diyagramın her yerine dağılmış olmaları gerekirdi. Yıldızların çoğunun üzerinde yer aldığı diyagonal bant “Ana Kol” olarak bilinir. Ana kolun alt ucunda yer alan yıldızlar kırmızı renkli ve sönük, üst ucunda yer alan yıldızlar ise mavi renkli ve çok parlaktır. Bir yıldızın yerini belirleyen en önemli faktör, o yıldızın kütlesidir. Büyük kütleli yıldızlar daha mavimsi ve yüksek ışıma gücüne sahip, küçük kütleli yıldızlar ise daha kırmızımsı ve sönüktürler. Renk sıcaklıkla doğrudan ilişkili olduğu için önemlidir. Tüm sıcak cisimler, yıldızlar da dahil olmak üzere, elektromanyetik ışınım yayarlar ve bu ışınım rengi cismin sıcaklığı tarafından belirlenir. Örneğin, 7000 C derece sıcaklık mor ışık, 3500 C sıcaklık kırmızı ışık üretir. 7000 C dereceden daha yüksek sıcaklıklar mor-ötesi ışınım, X-ışınları ve gamma ışınları; 3500 dereceden daha düşük sıcaklıklar da kızılötesi ışınım ve radyo dalgaları üretirler. Bir yıldızın rengini tanımladığımızda onun yüzey sıcaklığını saptamış olursunuz. Bu nedenle, Hertzsprung ve Russel’in keşfettikleri şey aslında bir yıldızın ışıma gücü ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkidir. Bir yıldız oluştuğu andan itibaren etkin yaşam süresinin çoğunu ana kol yıldızı olarak geçirir. Bu evrede yıldız, ilkel yakıtı olan hidrojeni yakar. Dört hidrojen çekirdeğini kaynaştırarak bir helyum çekirdeğine dönüştürür ve bu süreç sonunda nükleer enerji açığa çıkar. Daha sonra, yıldız hidrojeninin kabaca %10’unu tükettiğinde yıldızın merkez bölgeleri büzülürken dış bölgeleri genişler. Bu arada yıldız parlamayı sürdürür. Parlamanın kaynağı ise merkez bölgesi büzülürken salıverilen çekim enerjisidir. Yıldızın yüzeyi genişlerken soğur ve yıldızın aynı parlaklıktaki bir ana kol yıldızına oranla çok daha kırmızımsı görünmesine neden olur. Bu yıldızlara kırmızı dev yıldızlar adı verilir. Eninde sonunda yeterince büyük kütleli kırmızı dev yıldızların merkezlerindeki sıcaklık, yeni bir nükleer yakıtı ateşleyebilecek ölçüde yükselir. Bu yeni yakıt, hidrojenden sonra ikinci hafif atom olan helyumdur. Üç helyum çekirdeği birleşerek karbona dönüşür. Sonunda, bir dizi nükleer tepkime sonucunda, gittikçe ağır çekirdeklerin kaynaşması sonucu yıldızın merkezi demire dönüşür. Demir, elementlerin en kısırıdır. Ne başka atom çekirdekleriyle kaynaşarak ne de daha hafif çekirdeklere bölünerek enerji üretemez. Bir yıldızın merkezi demire dönüştüğünde, yıldızın kendi kütle çekimini dengeleyecek sıcaklık ve basınç kaynağı kalmadığında, yıldız çökmek zorundadır. İkili yıldız sistemleri: İkili yıldız sistemleri, iki yıldızın kendi kütle merkezi etrafında dönmesiyle oluşmaktadır. İki yıldız, ortak bir kütle merkezi etrafında elips biçiminde yörüngeler izlerler. Galaksimizdeki birçok yıldız bu ikili sistemlerin bölümünü oluşturmaktadır. X-ışın ikilileri Çok yüksek sıcaklıklar elde etmek için, normal bir yıldızdan çıkan gaz materyalleri veya elementler belirli bir hız kazanarak tıkız cisimlerin üzerine akarlar ve bu madde, tıkız cismin üzerine akarken yüksek bir hız kazanmaktadır. Yıldızların yörüngeleri açısal momentuma göre hareket ettiklerinden bu disk oluşur. Bu diskin iç kısmı 10–100 milyon Kelvin’lik sıcaklığa sahiptirler ve ikili sistemdeki madde aynı sıcaklığa gelene kadar açısal momentumunu kaybeder. Yakın ikili sistemlerdeki X ışınları oluşumu ilk olarak 1964 yılında Hayakana ve Matsuoka tarafından dile getirildi. Uhuru uydusu tarafından da 1970 ile 1973 yılları arasında 300 den fazla ışın kaynakları keşfedildi. İkili sistemlerin özel bir sınıfı, x ışını yayan ikili sistemlerdir. Bu sistemler, anakoldan gelen normal bir yıldız ile zamanla dönüşüme uğramış bir yıldızdan(beyaz cüce, nötron yıldızı, kara delik) oluşmaktadır. Cygnus X-1: Yengeç Bulutsusu Dev yıldızdan kara deliğe madde aktarımı. Beyaz cüceler 1913 yılında Hertzsprung tarafından tanımlanmıştır. İlk nötron yıldızı 1967 yılında Cambridge Üniversitesi’nden Jocelyn Bell ve Anthony Hewish tarafından bulundu. Beyaz cüceler ve nötron yıldızları nasıl oluştu? Astronomlar, kütleleri Güneş kütlesinin sekiz katından küçük olan tüm yıldızların nükleer yakıtlarını tükettikten sonra çökerek beyaz cüce oluşturacaklarına inanıyorlar. Nükleer yakıtını bitirmiş olan daha büyük kütleli yıldızlar ise, beyaz cüce oluşum aşamasını geçerek çökmeyi sürdürecekler; çok büyük miktarlarda çekim enerjisi yayacaklar ve süpernova adı verilen büyük patlamayla dağılacaklardır. Süpernova patlamalarının zaman zaman, belki de her zaman, arkalarında kalıntı olarak nötron yıldızları bıraktığına inanılıyor. Eğer ortaya çıkan nötron yıldızının kütlesi Güneş kütlesinin üç katından büyükse, hiçbir iç basınç kütle çekiminin ezici kuvvetine karşı koyamaz ve yıldızın yapısı tümüyle çökerek kara delik haline gelir. Pulsarlar: Eğer kutup ekseni yıldızın dönme eksenine ile aynı doğrultuda değilse ışın göğü iki yönde çevreler (nötron yıldızının dönmesine bağlı olarak) sanki bir deniz feneri gibi. Eğer bu ışınların doğrultularından birinin yönünde bulunursak, ışınımın pulsarlarını (atımlarını) bizim bakış doğrultumuzu kestiği görülür. Bu şekildeki nötron yıldızlarına pulsar denir ve "atıcı radyo yıldızı" nın kısaltmasıdır. Pulsar döndükçe manyetik alanı nedeniyle elektronlar ve diğer parçacıklar bulutsunun içine doğru fırlatılır ve dalgalar pulsardan dışarı doğru ışık hızının yarısı kadar bir süratle yayılır. Süpernovalarda patlama biçiminde açığa çıkan enerjinin yüzde doksan dokuzu nötrinolar aracılığıyla salınır, geri kalan enerji ise genleşme kinetik enerjisi(hareket enerjisi), X-ışınları ve gamma ışınları biçimine dönüşür. Yıldızların yaşam çevriminde süpernovaların önemi çok büyüktür. Yıldızların patlamasıyla ortaya çıkan atıklar çevreye dağılarak yeni yıldızlar oluşturacak gaz bulutlarına yeni maddeler ekler. Bu nedenle süpernovalar sonu olduğu gibi başlangıcı da simgelerler. Yaşlı ve genç yıldızlar son bir yolla daha birbirlerine bağlıdırlar. Süpernova patlamasının yarattığı şok dalgaları çevredeki yıldızlararası gazı sıkıştırır. Böyle bir sıkıştırma, yeni yıldızların oluşum sürecini tetikleyebilir. Süpernovalar çevredeki gazın enerjisini arttırabilir. Çevreye dağılan madde ve ışınım, büyük gaz hacimlerini bir milyon dereceye kadar ısıtır. Bu sıcaklıklardaki bir gaz, elektromanyetik tayfın morötesi ve X ışını bölgelerinde ışıma yapar. Çoğu süpernova patlamaları sırasında oluşuyor ve x ışını ikililerinde bu gözlemler yapıldıktan sonra kara delik adayları olarak bilinirler. Kara delikler, hiçbir ışımanın gözlenemeyeceği yoğunluktaki nesnelerdir. Işık hızından daha hızlı hiçbir şey hareket edemeyeceği gibi, kara deliğin içinden hiçbir ışın yayılımı gözlenemez. Kara delikler, uzay ve zamanın aynı düzlemde olduğu ve kara deliğe yaklaştığı bir anda neredeyse durduğu cisimlerdir. Kara delik ışıması ve bremsstrahlung ışıması, ikili yıldız sistemlerinin oluşmasıyla gözlenebilir. Ayrıca, bir nötron yıldızı üzerine disk oluşmasıyla da x ışınları gözlenebilir Kara delik adaylarının tamamen farklı bir sınıfı bizim kendi galaksimizde bulunabilir. Bunlar daha hafif ve yıldız kütleli kara deliklerdir; onların, bir süpernova patlamasıyla hayatı sona eren büyük kütleli bir yıldızın külleri üzerinde ortaya çıktıkları düşünülüyor. Böyle bir yıldız kara deliği oralarda kendi başına dolaşıyorsa, onu bulma ümidimiz bir hayli zayıftır. Ancak bir çok yıldız ikili sistemler halinde dolaşır –birbiri etrafında dolanan yıldız çiftleri. Böyle bir sistemdeki yıldızlardan biri bir kara delik haline gelirse, o tespit edilebilir. Özellikle bir kara delik gibi tıkız bir cismi içeren bazı ikili sistemlerde, diğer cisimden madde emilir ve kara deliğe kaçan bu madde bir tutulma diski oluşturur. Tutulma diskindeki madde kara deliğe yaklaştıkça çok ısınır ve çoğunlukla spektrumun X ışınları bölgesinde olmak üzere, muazzam miktarlarda radyasyon yayınlar. Böyle X ışınları ikili sistemlerinden bir çoğu biliniyor ve onların muhtemel kara delik adayları oldukları sanılıyor. Farz edelim ki, bir X ışını ikili sistemi buldunuz. Görünmeyen sıkışık cismin bir kara delik olup olmadığını nasıl söyleyebilirsiniz? Tabi, yapacağınız ilk iş onun kütlesini tahmin etmektir. Görünen yıldızın (ve bir kaç diğer şeyin) orbital (yörüngede dolanma) hızını ölçerek görünmeyen arkadaşın kütlesini kestirebilirsiniz. (Bu teknik daha önce galaktik merkezlerdeki süper kütleli kara delikler için anlatılanlara benzer: Yıldız ne kadar hızlı hareket ediyorsa, onu yerinde tutmak için gereken kütle çekim kuvveti o kadar büyüktür, dolayısıyla görünmeyen arkadaşın kütlesi de o kadar büyüktür.) Sıkışık cismin kütlesinin çok, ama çok büyük olduğu bulunursa, bunu açıklamak için kara delikten başka bildiğimiz bir şey yoktur. (Sıradan bir yıldız olsaydı görülebilirdi; nötron yıldızı gibi bir yıldız artığı olsaydı, kendisini kendi çekim kuvvetine karşı destekleyemez ve bir kara delik olmak üzere çökerdi.) Böyle kütle tahminleri ve tutulma diskinden yayılan radyasyonun detaylı incelemelerinin birleşimi, söz konusu cismin gerçekten bir kara delik olduğuna dolaylı kanıtlar sağlar. (Tabi, yine de bir kara delik bulunup da bütün matematiksel çıkarımlar gerçek bir kara delikle karşılaştırılana kadar kesin, doğrudan ve somut bir kanıt yoktur.) Galaksi-Dışı X-ışın kaynakları Andromeda Bulutsusu Virgo galaksisi Büyük Macellan Bulutsusu Galaksiler, spiral, elliptic ve dağınık şekilde sınıflandırılmıştır. Bunlardan spiral olan, Andromeda; eliptik ve dağınık olanlar ise Geniş Macellan Bulutsusu’ndan oluşmaktadır. Kuasarlar da galaksi dışı x ışın kaynaklarındandır. Astronomlar, tümü değilse de galaksilerin çoğunluğunun, hemen hemen enerjilerinin tümünün merkez bölgelerinde üretildiği çok enerjik bir erken evrim aşamasından geçtiklerine inanıyorlar. Bu inancın temelinde kuasarların 1960’lardaki keşfi var. Kuasarlar fotoğraf plaklarında görüntü olarak yıldızları andırmakla birlikte, ışıma güçleri galaksilerin toplam ışıma güçlerinden büyük olabiliyor. Kuasarlar, evrendeki en yüksek enerjili uzay cisimleri olup sahneye tümüyle sürpriz olarak çıktılar. Bu cisimlerin bazı özelliklerine bakarak, renklerinin kırmızıya kayması, kuasarların Dünya’dan çok uzakta olmaları gerektiğini fark ettirdi. Yalnızca son derece yüksek ışıma gücüne sahip olan bir cisim çok uzakta olmasına karşın parlak görünebilir. Kuasarlar enerjilerini nereden sağlıyorlar? Yüksek miktarlarda X ışınları, kızılötesi ışınım, görünür ışık ve radyo dalgaları yayan bu etkin galaksilerde enerji, merkezdeki çok küçük bir bölgeden- büyük bir olasılıkla kuasar boyutlarındakaynaklanıyor gibi görünüyor. Etkin galaksilerin çoğu merkezden dışarı doğru çok büyük miktarlarda gaz püskürtüyorlar. Bu enerjinin büyük bir kısmının yıldızlardan gelmediği açıktır. Yıldızlar çoğunlukla görünür ışık yayarlar. Kütle çekim enerjisi şöyle açığa çıkar: küçük bir kütle büyük bir kütlenin üzerine düşerkenDünya üzerine düşen Bowling topunu düşünürsek- hızı gittikçe artar. Bu hız artışı çekim enerjisinin gittikçe arttığını gösterir. Bu enerji, ısı ve ışınım gibi başka enerji biçimlerine de dönüşebilir. Eğer büyük kütleli cismin aynı zamanda yoğunluğu da büyükse, düşen cismin hızı çok büyük değerlere ulaşır. Kara delik, aşırı yoğunlaşmış maddenin bir örneğidir. Kara deliğe doğru düşen bir cisim, deliğe girmeden önce ışık hızına ulaşır. Böyle yüksek hızlarda maddenin enerjiye dönüşüm verimliliği yüzde onlara kadar yükselir, bu da kuasar ve etkin galaksilerin ürettiği yüksek enerji miktarlarını açıklamaya yeterlidir. Son teorilere göre, tüm etkin galaksilerin ve kuasarların merkezinde kütleleri Güneş’imizin kütlesinin bir milyon katından bir milyar katına kadar olduğu tahmin edilen kara delikler bulunuyor. Merkezdeki bu kara deliğin büyük çekim gücü nedeniyle çevredeki gaz ve yıldızlar merkeze doğru çekiliyorlar. Gaz, kara deliğe doğru düşerken açığa çıkan çekim enerjisi yüksek hızlı parçacıklara ve ışınıma dönüşüyor. Büyük Macellan Bulutsuları, Andromeda Bulutsusu(M31) çıplak gözle görülebilen galaksi dışı X-ışın kaynaklarıdır. Bu bulutsuların parlaklığı Samanyolu’nun iki katı kadardır ve hassas Uhuru uydusu ile gözlemlenmişlerdir. Macellan Bulutsusu’nda aktif galaksiler M87 ve NGC 5128 centraunus A, Coma Cluster ve 3C273 kuasarından gelen X-ışınları ve kaynakları tespit edilmiştir. Diğer bir örnek olarak NGC 4151 verilebilir. Bu galakside bir X—ışmı kaynağı bulunmuş ve bu kaynak aynı zamanda çekirdek bölgesinden görünür dalga boylarında genişlemiş—Doppler salma çizgileri yayınlamaktadır. Bu tür geniş salma çizgileri Seyfert galaksilerine özgü bir özelliktir ve galaksi çekirdeğinde şiddetli patlamaların varlığına işaret eder. Bir başka örnek olarak 3C 273 verilebilir. Bu da bir X—ışın kaynağı olup, bir kuasardır. Bu kaynak aynı zamanda görünür bölgede, kızıl—ötesi ve radyo bölgesinde de yayınım yapmaktadır. Görünür spektramunda büyük ölçekli kızıla kayma göstermesinden ötürü, yaklaşık 1000 Mpc'lik bir uzaklıkta olduğu bilinmektedir. Diğer galaksimiz-dışı X-ışm kaynakları bol miktarda galaksi kümelerinin merkezlerinde gözlemlenmiştir. Coma Berenices kümesinin merkezinde genişlemiş bir X-ışın kaynağı mevcut olup, 0.5° genişliktedir. Aym şekilde Virgo ve Perseus kümelerinde de genişlemiş X—ışın kaynakları gözlemlenmiştir. Bu iki galaksiden hem bir bütün olarak kuvvetli Xemisyonu gözlemlenmiş, hem de bu galaksilerin merkezlerinden X-ışın yayınımı olduğu bulunmuştur. Izotropik X-ışın zemin radyasyonu: X-ışını dalga boylarında tüm gökyüzü parlak bir görünümdedir. Bu ise görünür ışık ile tamamen ters bir durum oluşturur. Yaklaşık 2 KeV X-ışın enerjisinin ötesindeki değerlerde bu zemin radyasyonu bütün yönlerde aynı değerdedir. Zemin radyasyonu, aynı zamanda X—ışın bölgesinin ötesindeki gamma ışını bölgesine dahil olan bir spektruma da sahiptir. Galaksimiz—dışı orjinli olan bu zemin radyasyonu izotrop olmaktan uzaktır. Hangi astrofiziksel mekanizma kesin olarak bu zemin radyasyonunu oluşturmaktadır bu da günümüzde kesinlik kazanmamıştır. Milyonlarca sayıdaki uzak galaksilerden yayınlana bilmiş olacağı gibi, galaksiler arası uzayda termal veya kozmik ışın işlemleriyle de oluşmuş olabilir . X ışınları, ısı kaynaklı ışıma, synkrotron yayılımı ve ters compton etkisi ile yayılabilmektedir: TEORİK YAPISI X-ışını Yayılım Mekanizmaları Isı Kaynaklı Işımalar: - Bremstrahhlung(Frenleme) Işıması - Kara cisim Işıması I) Milyon Kelvin derece sıcaklılardaki cisimlerden oluşan ışımaya ısı kaynaklı ışıma adı verilir. Bremsstrahlung- Frenleme Işıması: Bremsstrahlung ışıması, yüksek hızlı elektronlarla atom çekirdeğinin etkileşmesiyle ortaya çıkar. Yüksek hızlı elektron çekirdeğin yanından geçerken, Coulomb kuvvetinin etkisiyle yolundan sapabilir ve bu durumda enerji kaybeder. Kaybedilen bu enerji boşluğa elektromanyetik alan tarafından yayılır. De Broglie dalga modeline göre; elektron kendini eşlik eden elektromanyetik dalga ile çekirdeğin çevresinden geçer ve aniden saçılarak farklı bir yönde ivmelenir. Bu olaylar sonucunda enerjisinin bir kısmını ya da tamamını kaybeder ve bu enerji elektromanyetik radyasyon olarak boşluğa yayılır. Bu şekilde, elektron birden çok bremsstrahlung etkileşmesine uğrayıp, enerjisini kısmen ya da tamamen yitirir. Bremsstrahlung, birçok Galaktik x-ışını kaynağının yayılım mekanizmasıdır. Genellikle, 20-200x106 K sıcaklıklarında gerçekleşir. Birim hacımdaki bir gazdan yayınlanan tayf ve ışınım şöyle verilir: Bυ = 6.2. 10 ^-39 g. exp (-hυ /kT ) ( 1/ √T) n electron^2 burada Bυ , erg . cm"3 . s"1 .Hz"1 . sr"1 cinsinden ışınım , g ise Gaunt faktörü olarak bilinen ve frekansın yavaşça değişen bir fonksiyonu olup, birim değere yakın bir sayı, h, CGS sisteminde Planck sabiti, k yine aynı sistemde Boltzmann sabiti, T gaz sıcaklığının Kelvin cinsinden değeri ve ne de cm"3 cinsinden gazın elektron yoğunluğudur. Şayet radyasyon V hacimli bir bölgeden geliyorsa, yayınlanan toplam enerji şöyle olur : L v = 4 π. 6.2 . 10^ -3 9 g exp (-hv /kT) (1 /√T) ∫ ne2 dV burada hv nin birimi erg.s"1 Hz^-1 dir. ∫ n 2 dV ise yayınım ölçüsü olarak bilinen bir büyüklüktür. Yayınlanan tayf üzerinden integre edilerek toplam ışınım için şu değer elde edilir: L = 1.64 . 10^ -2 7 g√ T / ne2 dV burada L nin birimi erg s"1 dir. Termal bremsstrahlung, foton enerjileri h v nün kT den daha büyük olduğu değerler için eksponensiyel olarak azalan bir tayf, fakat h v nün kT den çok daha küçük olduğu değerler için hemen, hemen sabit kalan bir tayf hasıl eder. Bir kara cisim tayfı da yüksek enerjilerde benzer biçimde davranır fakat kT den küçük enerjilerde v2 kanununa göre krvnm gösterir. Blackbody Radiation: Optiksel olarak kalın olan sıcak bir cisim bir kara cisim radyasyonu yayınlar. Çünkü optik kalın bir cisim için tayf, salmadan olduğu gibi emilmeden de etkilenir. Burada şunu söylemek mümkün : kendi radyasyonunu emecek kadar optik kaim olan bir bremsstrahlung kaynağından kara cisim tayfı gözlemlemek söz konusu olmaktadır. Sıcak bir nötron yıldızı böylece bir kara cisim tayfına da sahip olabilecektir. Kara cisim radyasyonunun tayfsal formu, yaymlayıcının T sıcaklığına bağlıdır sadece. Planck kanuna göre tayf, πn Bv = 2πhv3 / c2 ( exp (hv / kT) -l) burada πB birim frekans genişliğinde, birim zamanda ve birim alandaki enerji, v yayınlanan fotonun frekansı ve c de ışık hızıdır. Birim zamanda, birim alan başına yayınlanan toplam enerji ise, πB = σT^4 olup, σ ile Stefan sabiti gösterilmiştir. Maksimum yayınımın olduğu noktadaki foton frekansı ise şu formülle verilir : v ≈ 10 ^11 T Evrendeki her cisim ya da parçacık, enerjisine ya da diğer değişle ısısına bağlı olarak belirli frekansta elektromanyetik ışınım salar. Cismin ya da parçacığın ısısına bağlı olarak salınan elektromanyetik ışınımın frekansı sıfırdan -kuramsal olarak- sonsuza kadar olabilir. Cismin ya da parçacığın ısısı arttıkça salınan ışığın frekansı da artar, dolayısıyla dalga boyu kısalır. II) Synchrotron ışıması, yüklü parçacıkların magnetic alan içerisinde daire çizen yollarla ışıma yapmasıyla oluşur ve bu magnetic alan içerisinde hareket eden elektronlar, nerdeyse ışık hızı c’ye yakın hızdaki hızlarla hareket ederler. Bu ışıma, supernova kalıntılarının ve radyo galaksilerinin belirlenmesinde kullanılır. Ayrıca, Crab Nebula (Yengeç Bulutsusu) da bu ışımayı yapmaktadır. Bu ışımaların gerçekleşmesi için elektronların çok yüksek enerjilere sahip olması gerekir. CRAB NEBULA için, elektronlar 108–109 eV enerjileri arasında radyo yayılımı yaparlar. Başlıca iki gözlemsel özellikle tanımlanır. 1.radyasyon lineer polarizedir 2.radyasyon tayfı I ( υ ) = K υ ^- α biçiminde power law ile belirtilir. Radyasyon polarizedir çünkü elektronlar sadece manyatik alanla doğru açı yaptıklarında ivmelenirler ve dolayısıyla da polarize olmuş radyasyonun elektrik alan vektörü elektronun ivmelenme yönündedir. Tayfın power law olması ise kozmik ışınların enerji tayfının yine power law tabiatlı olmasından dolayıdır. Bunu şöyle açıklamak mümkündür: enerjiler E ile E +dE arasınd aolan elektron sayısı N (E) dE olsun, bunun power law a bağlılığı ise: N(E) = N o E ^-m şeklindedir. Burada m bir sabittir, E enerjisindeki elektronlar γ ile tanımlanan bir Lorentz faktörüne sahiptir ve bu da şu şekilde bağlantılıdır: E ≈ γ m o c^2 E enerjili bir elektronun sinkrotron radyasyonundan dolayı kaybedeceği enerji zamana bağlı olarak; - dE/ dt = b E ^2 B dik ^2, b bir sabittir. Frekansları υ ile υ+ dυ olan fotonlar, enerjileri E ve E+dE olan elektronlarca hasıl olacak ve ışınımları ise, I (υ) dυ = (- dE/dt) N (E)dE olur, burada υ = aB dik E^2 hasıl olan fotonların frekansıdır. Dolayısıyla, I(υ)dυ = Kı E^2 Bdik^2E ^(-m)dE elde ederiz. dυ = 2a Bdik EdE elde edilir ve yerine koyduğumuzda, I(υ)dυ = Kıı E Bdik E^(-m) dυ ve I(υ)dυ = Kııı B(υ/B dik) ^(1-m)/2 dυ veya, I(υ)dυ = Kııı Bdik ^(1+m)/2 .υ^ (1-m)/2 dυ Veya, I(υ)dυ α υ^-α olur ki, α = (m-1)/2 ile verilen tayfsal indistir. III) Ters Compton etkisi de, relativistik elektronların düşük enerjili fotonlara çarparak ışıma oluşturmasıyla meydana gelir. Bu işlemde elektronlar enerji kaybeder ve kaybedilen enerji fotona aktarılır. Düşük enerji fotonunun frekansı v dik ve hasıl olan fotonun frekansı v’ ise bu iki büyüklük birbirine şöyle bağlıdır : υ ’ ≈γ^2 υ(dik) Burada γ , yüksek mertebeden relativistik bir elektron için γ = (l-v2 /c2)^-(1/2) buradaki, υ ’ ≈γ^2 υ(dik) denklemi farklı açılarda çarpışma olduğu düşünülerek elde edilmiş ortalama bir sonuçtur. Elektron enerjisinin yüksek enerjili foton enerjisine dönüşme hızı ise düşük enerji fotonlarının enerji yoğunluğu olan ω 'ya bağlı olup, şöyle ifade edilir : -dE/dt α γ2 . ω X—ışınlarının üretimi söz konusu olduğunda başlıca iki düşük enerji foton kaynağı düşünülebilir. Frekansı υ = 6xlO ı4Hz olan starlight fotonlarının γ = 35(1.5 x 10 7 ev) luk elektronlarla etkileşmesi sonucunda 4 keV 'lik ya da başka bir deyişle 10 18 Hzlik X—ışınları üretilir. Frekansı 5xlO ıoHz olan mikrodalga zemin fotonlarının γ = 5000 (E=2.5 x 109 ev) luk elektronlarla etkileşmesi de aynı değerde (yani 4 keV'lik) x—ışınları üretir. Ters Compton işleminden beklenen X-ışın tayfı power-law olup, tayfsal indisi elektron enerji tayfının tayfsal indisine bağlıdır. 3.5. Tayfsal Düşük Enerji Kıvrımı: Pek çok X—ışın kaynağının tayfmda düşük enerjilerde bir kıvrılma gözlenmiştir. Bunun nedeni ise kaynağı bakılan doğrultuda mevcut olan materyel tarafından X—ışınlarının fotoelektrik olayla emilmesidir. Bu materyel, hem X—ışın kaynağını çevreleyen materyel olabileceği gibi hem de galakside difüz olarak dağılmış olan yıldızlararası gaz da olabilir. İyonize olmamış materyelce emilen X—ışınlarının fotoelektrik emilme değeri düşük enerjilerde hızla artar. Hidrojen gazı için bu artış, enerji ile orantılı olarak basit bir şekilde değişir. Ne var ki, yıldızlararası ortam sadece hidrojenden ibaret olmayıp, pek çok sayıda atomdan oluşmuştur. Kabaca, %89 hidrojen, %11 helyum ve % 0.1 oranında da karbon, azot ve oksijen gibi ağır atomlardan meydana gelmiştir. Ağır elementler, X— ışınlarını daha çabuk emdikleri için yıldızlararası ortamın emme özelliklerinin incelenmesinde dikkate alınmak zorundadır. Emilme tesir kesiti olarak bilinen o şöyle tanımlanır : I=Ioexp(-σNH) Burada, IQ gelen radyasyonun şiddeti, N H emici materyelin kolon yoğunluğu ve I ise bu kolon yoğunluğu içindeki radyasyon şiddetidir. Bir X—ışın kaynağının tayfından gözlenen bir düşük enerji kıvrımı, galaksimiz içinde olmak koşulu ile o kaynağa olan uzaklığın belirlenmesinde bir üst limit olarak kullanılabilir. Galaksi'deki ortalama hidrojen yoğunluğu 0.5 atom /cm3 tür. Yüksek galaktik enlemlerdeki galaksimiz—dışı X—ışın kaynakları, galaksimizdeki emici materyelden belirgin bir ölçüde etkilenmezler ve bunların tayflannda gözlemlenen herhangi bir düşük enerji kıvrımı gözlemlenen galaksimiz—dışı kaynağın kendisine aittir. X-IŞIN TELESKOPLARI, DEDEKTÖRLERİ VE SAYAÇLARI X-Işın Teleskopları Günümüzde elektronik teknolojinin kullanılması ile teleskop otomatik olarak yönlendirilebilmektedir. 1960’larda astronomlar verilerini, teleskopların arkasına bağlanan bir fotoğraf makinesi aracılığıyla kaynakların fotoğraflarını çekerek elde ediyorlardı. Bugünlerde pek çok teleskopun civarında fotoğraf plaklarına rastlanmaz. Yıldızlardan ve galaksilerden gelen zayıf ışık, CCD (charge coupled device) adı verilen, gelişmiş fotoelektrik aletleri yardımıyla bilgisayar ortamına kaydediliyor. Bilgisayar manyetik bantlarına sayısal olarak kaydedilmiş bu görüntüler ilgili X-ışın kaynakları hakkındaki bilgileri ortaya çıkarmak için inceleyip değerlendirilmektedir. Orantılı Sayaçlar . X—ışın astronomisinde yapılan tüm gözlemler Dünya atmosferinin üstündeki platformlardan yapılmaktadır. Örneğin, 0.2—25 KeV enerji aralığında yapılması istenen gözlemler, yerden yükseklikleri yaklaşık 120 km olan yerlerden yapılmak zorunluğundadır. Bunun nedeni ise atmosferi oluşturan gazların bu yüksekliğin altındaki mesafelerde kuvvetli bir emici özelliğe sahip olmalarıdır. Bu tür bir gözlem, 120 km yükseklikte 4 veya 5 dakika kalabilen roketlerle yapılabileceği gibi peykler vasıtasıyla da yapılabilmektedir. Bu tür bir X—ışın gözlem peyki yerden 500 km yükseklikte birkaç yıl süreyle yerin etrafında yörüngede kalabilecek şekilde yapılmıştır. Daha büyük yükseklikler, X—ışın astronomisi için ideal olmaktan uzaktır çünkü yaklaşık bu 500 km'nin ötesindeki mesafelerde Dünya'nın radyas- yon kuşağı adı verilen takabalar devreye girip, bu kuşak içindeki elektrik yüklü atomik parçacıklar peykin üzerindeki X—ışını detektörlerinde zemin radyasyonunda bir artış gözlenmesine, dolayısıyla ölçülen X—ışın miktarında yalancı bir artış elde edilmesine neden olmaktadır. En fazla kullanılan X—ışın detektörleri gaz ile doldurulmuş aletler olup, iyonizasyon odalarında olduğu gibi ya foton huzmesini doğrudan doğruya elektrik akımına ya da Geiger sayıcısında olduğu gibi sabit genlikti elektrik yükü pulslarına veya orantılı sayıcılarda olduğu gibi elektrik yükü pulslarmın her bir foton huzmesinin enerjisi ile orantılı olarak çevrildiği aletlerdir. Tüm bu detektörler, X—ışın fotonlarını elektrik yüküne çevirmek suretiyle çalışırlar. İyonizasyon odaları ve Geiger sayıcıları Güneş'in eksi X—ışm çalışmalarında kullanıldığı halde bugün X—ışınlarının incelenmesinde çoğunlukla orantılı sayıcılardan yararlanılmaktadır. 2.1. Orantılı sayıcılar : 0.2 — 25 KeV enerji aralığındaki X—ışınlarına duyarlı detektörlerden en çok kullanılanı orantılı sayıcılardır. Bu tür bir detektör, iletken bir kap ve bunun üst kısmını örten yani pencere ödevini gören ince ve hafif bir metalden ya da plastik bir tabakadan yapılmış bir pencereden oluşmuştur. Bu kabın içinde %90 oranında Xe, Ar veya Ne gibi asal gazlardan biri ile %10 oranında poliatomik metan veya karbon dioksit gibi söndürücü gaz, yaklaşık 1 atmosfer basınç altında bulunur. Yaklaşık 100 — 200 mikrometre çapında bir anot teli kabın her iki yan duvarından isolatörlerle kaba tutturulmuştur. Bu anot ödevini gören tel, sürekli olarak + 2000 volt'luk bir potansiyelde tutulur. Bu anota bir de düşük gürültülü elektronik amplifikatör bağlanmıştır. Bu türden birkaç orantılı sayıcı toplam 1000 cm2 ye varabilen duyarlı pencere alanı elde edilecek şekilde bir araya getirilebilir. Detektörü oluşturan bu kap, tamamen işlemler bitirilince sıkıca kapatılmalı ve içersindeki gaz karışımı uzayda uzun bir süre tutulabilecek biçimde kuvvetli ve sağlam bir şekilde mühürlenmelidir. Orantılı sayıcılar, detektör üzerine düşen X—ışın fotonlarını ince bir metalik ya da plastik maddeden yapılmış pencereden detektör kabının içine geçirip bunları gaz içinde fotoelektrik olay yoluyla emerek ve açığa çıkan fotoelektronlarıda detekte edilebilir elektrik sinyallerine çevirerek çalışırlar. Tipik bir X—ışın astronomisi orantılı sayıcısı Şekil 2. de gösterilmiştir. Bir X—ışın demetinin ışınımı Io ise, kalınlığı x olan bir materyele çarptıktan sonraki ışınımı şöyle ifade edilir : I=Ioexp(-μx) burada μ materyelin lineer emme katsayısı olup, x , gr/cm2 ile verilirse kütle emme katsayısı μm = μ /ρ olur ve ρ ise burada materyelin yoğunluğunu gösterir. Bu formülden hareket ile No detektör yüzeyine gelen E enerjili bir X—ışını akısının birim cm2 de ve birim saniyedeki foton sayısı olmak üzere, detektörde kayıt edilmiş X-ışm olaylarının sayısı olan N ise aşağıdaki formülle verilir : N = N o ( exp (-μ w ^ x w )) (1 - exp (- μ g xg )) burada μw ve μ gi , sırasıyla pencere materyelinin ve gazın emme katsayıları olup, xw ve xg de sırasıyla yine pencerenin ve gazın kalınlıklarıdır. N/No miktarı ise, E enerjili X-ışin fotonlarmın kuvantum etkinliği diye bilinen bir büyüklüğü tanımlar ve %80 veya daha büyük değerlere varabilir. Bir X—ışm detektörü aynı zamanda kozmik ışın parçacıklarına ve gamma ışınlarına da duyarlıdır. Yüklü parçacıklardan dolayı zemin radyasyonu için sayım hızı tipik olarak 0.01 sayım /cm2 . s. KeV dir ve bir detektörün toplam çeperinin alanına bağlıdır. Örneğin, 1500 cm2 lik bir pencere alanına sahip bir sayıcının 1 ile 10 KeV enerji aralığındaki yüklü parçacıklardan dolayı sayım hızı yaklaşık saniyede 300 sayımdır. İstenmeyen zemin sayımlarını şu tekniklerle minimuma indirgemek mümkündür: (i) Her bir detektörün işlerlik gösterdiği belli bir enerji aralığı vardır. Bu enerji aralığının altında ve üstündeki X—ışın enerjilerine karşılık gelen puls yükseklikleri, yer istasyonuna gönderilmeden Önce elektronik olarak reddedilir. (ii) Bekçi detektörler kullandırılır. Bunlar bir orantılı sayıcının etrafına yerleştirilmiş ilave detektörlerdir. Detektöre nüfuz eden yüklü bir parçacık hem X—ışın detektöründe, hem de bir ya da daha fazla sayıdaki bekçi detektöründe kayıt edilir. Diğer taraftan, hiç bir X—ışın olayı bekçi detektörlerinde kayıt edilemez. Ayrıca, detektörlerdeki zıt—çakışık devreler, X—ışm detektörünce kayıt edilen bir sayımın aynı anda bir bekçi detektörünce kayıt edilmemesini sağlar. (iii) Puls yükseliş süresi seçicisi kullanılır. Bir elektronik devre yardımı ile X-işin orantılı sayıcısında kayıt edilen olayların yükseliş süreleri bilinmektedir. Gamma ışınlarından ya da kozmik ışınlardan gelen zemin sayımları X-ışınlarınınkine oranla daha uzun yükseliş sürelidirler ve devrenin yardımı ile uzun yükseliş süreli pulslar iptal edilir. ANOOE CATHOOE WIN0OW Şekil 2 : Bir orantılı sayıcının şematik şekil X-IŞIN GÖZLEMLERİ 3.1 Roket Gözlemleri 1970 Aralık ayında Sco X-1’in keşfinden X-ışın astronomi yerleştirilmesine kadar geçen zaman araştırmalar ve sürprizler ile dolu olmuştur. uydusunun Gökyüzü, yüksek enerjili ışık kaynakları için roketlerle taşınan orantılı sayaçlar ve balonlarla taşınan detektörler kullanılarak araştırılmıştır. Kullanılan bu sayaç ucuz, kurulması kolay ve dayanıklıdır. En güçsüz tarafı penceresidir. Bu pencere, roketin bütün gövdesi ile orantılı bir büyüklüktedir. Sayacın yerleştirilmesindeki zorluklar, çok ince olabilecek düşük Z atom ağırlıklı maddenin bulunması ve geliştirilmesi ile ortadan kaldırılabilmiştir. Bu madde, sayaca yüklenen gazı oluşturmaktadır ve detektörün duyarlılığını kozmik ışınlara karşı azaltabilmektedir (fakat bu yapılırken, yumuşak X-ışınlarını fark etmedeki duyarlılığı engellenmemektedir). İlk olarak, gökyüzünün büyük bir alanı, detektör kullanılarak taranmıştır. Petekler şeklinde yapılan mekanik diziler, görüş alanını küçük karelerle sınırlamaktadırlar. Daha sonraki zamanlarda, kontrol sistemleri daha güvenilir hale geldiklerinde küçük kareler büyük bir duyarlılıkla taranmıştır. 1970’lerin sonuna doğru, elliye yakın kozmik X-ışın kaynağı keşfedilmiştir. Bunların büyük bir çoğunluğu galaktik düzlemde bulunan parlak kaynaklardır. Galaktik karın kaynakları bugün birikim-güçlü çiftler olarak düşünülmektedirler. Sco X-1 ve Cyg X-2 kaynakları bu türden çift yıldızlardır. Bu çiftler yıldıza benzeyen optik cisimler olarak görüldü. Bu X-ışın kaynaklarından bazılarının değişken çeşitleridir. İki geçici X-ışın çifti ya da X-ışın novası patlarken gözlenmiş ve daha sonra gözden kaybolmuşlardır. Altı tane süpernova kalıntısı parlak ve bazen genişlemiş olarak belirlenmiştir. Macellan Bulutsusu’nda aktif galaksiler M87 ve NOC 5128, Coma Cluster ve 3C273 kuasarından gelen X-ışınları ve kaynakları tespit edilmiştir. 3.2 Uydu Gözlemleri Bir sonraki adım, gözlem zamanını saliselerden günlere çıkarmak olmuştur. Nasa tarafından böyle bir yaklaşımın önemi fark edilmiştir. Giacconi’nin AS&E (American Science and Engineering) grubu tarafından SAS-1 12 Kasım 1970’de Kenya kıyılarında yörüngeye oturtulmuştur. Bu uyduya “Uhuru” adı verilmiştir. Uhuru teçhizatı 64 kg olup, normal bir roketten daha ağır değildir. Ama spin-dengeli uzay mekiğinde iki tane kurulu orantılı sayaç ve basit petek dizileri ile X-ışın araştırmalarına başlanmıştır. Her ne kadar taranan alanlar hızlı bir şekilde değişse de Uhuru, aynı bölgeyi defalarca taramıştır (her tarama sadece 12 dakika sürmüştür). Bu suretle zayıf kaynakların ölçümleri daha hassas bir biçimde yapılmaktadır. AXAF Uydusu (1998–2013) 1998 yılında gönderilmiş olan önemli bir X-ışını Astrofizik uydusudur. Uzaydaki bu yeni uydu, yerküre çevresindeki yörüngesinde 1978–1981 yılları arasında dolanan Einstein Xışını uydusunun yerini doldurmaktadır. Yörüngede dolanan 14 metre boyunda 4 metre çapında bir silindir biçimindeki AXAF’ın ağırlığı da 13 tondur. Einstein uydusu gibi AXAF da, özel aynaları yardımı ile X-ışınlarını odaklayıp cisimlerin X-ışın görüntülerini oluşturabilmektedir. Yüzeye dik gelen X-ışınları bildiğimiz aynalar tarafından yansıtılmadığından, AXAF’ın altın kaplı altı aynası öyle yerleştirilmiştir ki, X-ışını fotonları bu aynalara bir kaç derecelik küçük açılarla gelir ve kaydedilirler. AXAF’ın açısal ayırma gücü Einstein uydusunun on katıdır. Bu da aralarında 0,0001 derece olan iki cismin ayırt edilmesi anlamına gelmektedir. AXAF’ın duyarlılığı AXAF’ın bilimsel görevleri arasında süpernovaların yaydığı X-ışınlarını analiz etmek de vardır. AXAF aracının görevlerinden biri de kara delik araştırmalarıdır. Kara delikleri tanımanın yollarından biri, çevredeki gazın yaydığı yüksek enerjili ışınımdır. Teorik Astrofizikçiler çevredeki gazın yassı bir disk oluşturarak kara deliğin etrafında yörüngeye gireceğini düşünmektedirler. Bu diskin gezegen sistemleri oluşturan disklerden farklı yönü, daha büyük kütleli ve daha sıcak olmasıdır. Diskte bulunan gaz 1 milyon-1milyar dereceye kadar ısınarak çoğunlukla X-ışını yaymaktadır. AXAF aracında X-ışın arka planının tek tek kaynaklardan oluştuğu yönündeki varsayımın sınanmasını sağlayabilecek kadar duyarlı ve açısal çözümleme gücü yüksek olan detektörler kullanılmaktadır. AXAf dışında; 1970’lerin sonunda İngiltere tarafından Ariel–5 ve Ariel–6 uyduları gözlenmiştir. 1980’lerin başında ESA(European Space Agency) tarafından EXOSAT, Japonya tarafından GİNGA; 1990’ların sonlarında Almanya, Avrupa ve ESA tarafından ROSAT uydusu gözlenmiştir. 1999 yılında NASA tarafından CHANDRA gözlenmeye başlanmış ve hala gözlemlenmektedir. Sonuç: Galaktik cisimler, nötron yıldızı, beyaz cüce veya olası bir kara deliğin çok küçük olduğu çift sistemlerdir. X-ışınları şu konularda doğrudan bilgiler vermektedir. i) geometrileri, sıcaklıkları, manyetik alanları bakımından tıkız cisimler hakkında. ii) Çift sistemler hakkında. iii) Yoğun cismin doğası hakkında (örneğin nötron yıldızının içyapısı hakkında). 8 X-ışınları, kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık 10 katı olan kara delikler hakkında direk bilgi verirler. X-ışınları, optik ve radyo soğurma bölgelerindeki ve daha geniş enerji aralığındaki tayf ölçümlerinde önemli rol oynar. Galaksi dışı X ışınlarınında olduğu gözlemlenmiştir. X-ışınlarının tüm gökyüzünden yayıldığı bilinmekle birlikte merkezi bilinmez. En azından bu cisimlerden gelen X-ışınlarının birçok aktif galaktik çekirdeklerden geldiği bilinmektedir. Bu nedenle, daha açığa çıkmamış birçok X-ışın kaynağı olduğunu ve bunlar için de yeni araştırmalara, gözlemlere ihtiyacımız olduğunu söyleyebiliriz. Referanslar: Charles, Philip A. , “Exploring The X-Ray Universe” Adams, D. J., “Cosmic X-ray Astronomy” Lightman, Alan, “Yıldızların Zamanı” Longair, S. Malcolm, “High Energy Astrophysics”
