xışın çiftleri
advertisement
X-IŞIN ÇİFTLERİ Yrd.Doç.Dr. Gülnur İKİS GÜN Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi,Fizik Bölümü e-posta : gulnur@comu.edu.tr 1. Giriş İkincil bileşen (yıldız) olarak bir anakol yıldızı ve birincil bileşen (yıldız) olarak Beyaz cüce, Nötron yıldızı veya bir Karadelik içeren ve X-ışınları yayınlayan yakın çift yıldız sistemleri X-ışın çifti olarak adlandırılırlar. X-ışın çiftleri göyüzündeki parlak yıldızlardandırlar. X-ışınları ikincil bileşen yıldızdan maddenin gerek Roche Lob taşması yoluyla yığılma diski (Accretion Disk) üzerine veya yıldız rüzgarı yoluyla kompakt olan birincil yıldız üzerine doğrudan taşınması yoluyla üretilirler. Galaksimiz içinde X-ışın çiftleri başlıca galaktik düzlem içinde (HMXB) ve Haloda (LMXB) bulunmaktadırlar (Şekil 1). 2. X-Işın Çift Yıldızlarının Alt Grupları Bu sistemler iki alt gruba ayrılmaktadırlar.Eğer ikincil bileşen Güneşe eşit veya daha az kütleye sahipse (1 Güneş kütlesi = 2 x 1030 kg.) bu sistemlere Düsük Kütleli X-Işın Çiftleri ( Low-Mass X-Ray Binary –kısaltması LMXB ) denmektedir. Eğer ikincil bileşenin kütlesi 10 Güneş kütlesinden büyük ise o zaman bu tür çift yıldız sistemleri Büyük Kütleli XIşın Çiftleri (High-Mass X-Ray Binary – kısaltılması HMXB ) olarak adlandırılmaktadırlar. Her iki durumda da birincil bileşen bir Nötron yıldızı veya bir Karadeliktir. X-ışını yayınlasa bile ikincil bileşen kütlesi 1-10 Güneş kütlesi arasında olan ve birincil bileşeni Beyaz cüce olan sistemler X-ışın çifti yerine Coşkun Değişen (Cataclysmic Variables) olarak adlandırılırlar. Çünkü bu tür sistemlerin diğerlerinden farklı bazı özellikleri vardır.Örneğin parlaklıkları zaman içinde çok büyük değişimler gösterebilmektedir (örneğin bir Nova patlaması sırasında ). Ayrıca bu sistemler birincil yıldız olarak bir Nötron yıldızı veya Kara delik içeren sistemlerden daha zayıf X-ışını kaynaklarıdırlar. Şekil 1. Galaksimizdeki X-Işın Kaynakları. Büyük yeşil küreler şeklinde gösterilenler HMXB ve küçük küreler şeklinde gösterilenler LMXB sistemlerdir. 2.1. Büyük Kütleli X-Işın Çiftleri İkincil bileşen kütlesinin 10 Güneş kütlesinden büyük olduğu bu tür sistemlerde bu bileşen genellikle O veya B tayf türünden bir yıldızdır. Bu bileşen radyasyon basıncı yoluyla oluşan yıldız rüzgarları ile kütlesinin bir kısmını Birincil bileşene aktarır. Nötron yıldızı veya Karadelik üzerine kütle aktarımı Düşük Kütleli X-ışın Sistemlerinde veya Coşkun değişenlerde olduğu gibi yığılma diski yoluyla olmaz. Bunun yerine ikincil bileşenden yıldız rüzgarı şeklinde ayrılan madde kompak olan birincil bileşen tarafından yakalanır ve doğrudan yıldız üzerine düşer. Bir yıldız rüzgarı çok küçük bir açısal momentum taşır ve bir büyük yığılma diski oluşturması mümkün değildir. Yıldız rüzgarının potansiyel enerjisi Nötron yıldızından yayınlanan emisyonun büyük bir kısmını oluşturan Xışınlarına dönüştürülür. Karadelik üzerinden herhangi bir yayınım olmaz. Gözlenen ışınım olay ufkundan gelmektedir. Bunlar çok güçlü X-ışın kaynakları olmalarına rağmen Büyük Kütleli X-Işın kaynaklarının oldukça büyük bir kısmı optik bölgede de gözlenebilmektedir. Bu görünür bölge emisyonu daha çok büyük kütleye sahip ikincil bileşenden gelmektedir. Çoğunluğu Galaksi diskinde bulunur. Kompakt yıldız yaşamının başlarında ikincil yıldızın kütlesinden daha büyük bir kütleye sahip olmuş olmalıdır. Böylece ikinicil yıldızdan daha çabuk evrimleşmiştir.Evriminin son safhalarında Hidrojen, Helyum ve Karbondan oluşan dış katmanlarını atmış ve bu materyal ikincil yıldız tarafından yakalanarak onun kütlesinde artışa neden olmuştur. Bu yıldız evriminin sonunda da bir süper nova olarak patlayarak ardında çift yıldız sisteminin kompakt birincil bileşenini (Nötron yıldızı veya Karadelik) bırakmıştır. Şekil 2. Cygnus X-1 sisteminin yapısını gösteren resim. En ünlü HMXB sistemi Cygnus X-1 ( Şekil 2) dir. Bu sistemde birincil yıldız üzerine bir kısım madde LMXB olduğu gibi bir Roche Lob taşması yoluyla gelmekteyken önemli bir kısmı yine yıldız rüzgarları yoluyla taşınmaktadır. Eğer büyük kütleli yıldız Kırmızı dev aşamasına henüz gelmemişse kompakt yıldız taşınan maddeyi yakalayıp bir yığılma diski oluşturabilecek kadar yakındadır.Bu durum özellikle kompakt yıldızın Nötron yıldızı veya Beyaz cüce olduğu durumlar için geçerlidir. 2.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri İkincil yıldızın Güneş kadar veya daha az kütleye sahip olduğu bu sistemlerde bu bileşenin tayfı A veya daha geç türdendir. Bu sistemlerde Nötron yıldızı veya Karadelik üzerine madde ikincil yıldızdan Roche lob taşması yoluyla transfer olurken sahip olduğu açısal momentum yüzünden kompakt yıldız etrafında bir yığılma diski oluşturur.Bu disk içindeki madde Nötron yıldızı veya Karadeliğin çok büyük değerlerdeki gravitasyonel alanı içine düşerken milyonlarca Kelvin derece sıcaklığa ulaşarak X-ışını yayınlamaya başlar (Şekil 3). Bu sistemlerde en parlak kısım maddenin kompakt yıldız üzerine düştüğü yığılma diskleridir. Bu sistemlerde ikincil bileşen görece olarak sönük bir geç tayf türü yıldızı olduğu için LMXB optik olarak sönüktürler.Yayınladıkları radyasyonun ancak %1 den daha azı optik bölgede yayınlanır.Radyasyonun büyük kısmı bu sistemleri gökyüzündeki en parlak X-ışın kaynaklarından yapan X-ışınlarında yayınlanır. LMXB sistemleri LX > 1034 erg s-1 ışınım gücündedirler. Bu sistemler HMXB’lerden daha yumuşak X-ışın tayfına sahiptirler. LMXB sistemleri galaksimizin hem diskinde hem de halosunda görülmektedirler.Yapılan gözlemler önermektedir ki galaksi içinde herhangi bir bölgede 1200-2400 arası Karadelikli LMXB sistemi vardır. Bir çok LMXB ışık patlaması gösterir ki bu patlamalar tipik olarak saniyeler veya dakikalar süren eksponansiyel bir iniş tarafından takip edilen çok hızlı bir X-ışın artması şeklindedir. Bu patlamalar yığılma yoluyla yıldız yüzeyinde toplanan maddenin termonükleer patlaması şeklinde yorumlanmaktadırlar. Bu patlamalar sırasında Nötron yıldızı yakınından gelen X-ışınları diskten gelenlerden daha baskındır. Şekil 3. Bir LMXB sistemi 4U1820-30’un yapısını gösterir resim. Diğer tüm LMXB’lerde olduğu gibi kompakt yıldız etrafında bir yığılma diski vardır. Astronomların gözlemleri sonucu 124 kadar LMXB keşfedilmiştir ve bunların 13 tanesi galaksimiz etrafında dönen Küresel kümeler içindedirler. LMXB sistemlerin yörünge periyotları 10 dakika (Küresel Küme X-ışın kaynağı XB1820-303 için 11 dakika ) ile yüzlerce gün ( Cyg X-2 için 9.8 gün) arasında değişmektedir. LMXB çoğunluğunun periyodu ikincil yıldızın geç tayf türünden olduğunu işaret eder şekilde bir kaç saat kadardır. Tablo 1. Bazı Düşük kütleli X-ışın çiftlerinin bazı özellikleri verilmektedir. Kaynak Periyot X-Işın Tipi (Saat) Görsel Parlaklık Yoldaş Yıldız (Kadir) 4U1820-30 0.19 Patlayan - Beyaz Cüce 4U1626-67 0.7 Patlayan 19 Dejenere yıldız A1916-05 0.83 Patlayan 21 Dejenere Yıldız X1323-619 2.9 Patlayan,Dip gösteren - MXB1636-536 3.8 Patlayan 17 EXO0748-676 3.8 Patlayan,Dip gösteren, Geçici 17 4U1254-69 3.9 Patlayan,Diğ gösteren 19 4U1728-16 4.2 Yığılma Diski Koronası 17 X1755-338 4.4 Dip gösteren 18.5 Patlayan 17 MXB1735-444 4.6 Cyg X-3 4.8 (IR) 4U2129+47 5.2 Yığılma Diski Koronası 16 2A1822-371 5.6 Yığılma Diski Koronası 16 MXB1659-29 7.2 Patlayan,Dip gösteren 19 A0620-00 7.3 Geçici 12-19 LMC X-2 8.2 ? Kaynak K 19 X-Işın Tipi Periot (Saat) Yığılma Diski Koronası Görsel Parlaklık (Kadir) Yoldaş Yıldız 4U2127+11 8.5 16 4U1956+11 9.3 CAL 87 10.2 Yığılma Diski Koronası 19 GX339-4 14.8 Çoklu-Durum 15-21 Sco X-1 19.2 LMXB Protip 12-14 4U1624-49 21 Dip gösteren - CAL 83 25 Yığılma Diski Koronası 17 Her X-1 40.8 Dip gösteren 15 F GS2023+338 155 Geçici 12-19 K0 2S0921-630 216 Yığılma Diski Koronası 16 Cyg X-2 235 Dip gösteren 15 18 F Dev 2.2.1. Kompakt Yıldız Düşük kütleli X-Işın ikili sistemlerinde kompakt yıldızın hangi tür yıldız olduğuna sisteme ait gözlenen özelliklere bakılarak karar verilebilir. Eğer kaynak zayıfsa (< 1033 erg s-1) ve bize yakınsa o zaman kompakt cisim büyük olasılıkla bir Beyaz cücedir. Bu ışınım gücünden daha yukarılarda cisim Nötron yıldızı veya Karadelik olmak zorundadır. Eğer X-Işın patlaması görülüyorsa o zaman cisim Nötron yıldızı olmalıdır.Çünkü sadece Nötron yıldızı içeren sistemlerde bu özellik vardır. Eğer cisim hem parlak hem de yumuşak X-ışın tayfına sahipse o zaman Karadelik olmalıdır. 2.2.2. Yığılma diski Büyük eğimli kaynaklarda belirli zamanlarda X-ışınlarında düzensiz soğurma etkisi (Dipler) ile kendini gösteren disk kenarı yapısı görünür hale gelir.Diskin iç kısmı çok sıcaktır ve Morötesi dalgaboylarında parlaktır.Sistemin eğiminin bizim kompakt yıldızı görmemizi tamamen engellediği sistemlerde sıcak, X-ışın yayınlayan koronal yapı görülmektedir ki bu korona diskin üst ve alt kısımlarına doğru yayılmaktadır. 2.2.3. İkincil Yıldız Genellikle çok sönük ve soğukturlar ve bu sebeplerle pek çok X-ışın kaynağında görülmeleri imkansızdır.Bununla birlikte kızılötesi dalga boyu araştırmaları ve tutulmalar sırasında yapılan gözlemlerle kütle kaybeden bu yıldızın düşük kütleli (genellikle Güneşinkinden çok az) ve bazen de evrimleşmiş olduğu gösterilebilir. 2.2.4. Parçalı ve Tam Tutulmalar ve X-ışın Dipleri 1970 lerde bütün X-ışın uyduları alçak Dünya yörüngelerinin doğal bir sonucu olarak gözlemlerinde sık sık kesilmeler göstermekteydiler.Bu durum herhangi bir kısa tutulmanın yakalanma şansını ortadan kaldırmaktaydı. 1983 yılında EXOSAT uydusunun atılması ile bu sistemler kesintisiz olarak gözlenmeye başlanmıştır.O zamanlar için yeni bir X-ışın kaynağı olan ve EXOSAT tarafından keşfedilen EXO0748-676 bu uydunun geniş görüntüleme kapasitesini çok güzel örneklemektedir.Bu sistemin 20 saatlik kesintisiz gözlemi Şekil 4 de verilmiştir.Bu şekilden sisteme ait çeşitli davranışlar görülebilmektedir ve bunların en önemlisi 8 dakikalık tutulmalardır.Şeklin üst kısmında eğer gözlem eski uydularla yapılmış olsa ışık eğrisinin nasıl görüneceği verilmiştir ve tutulmalar bu tür gözlemde anlaşılamamaktadır.Bu kaynağın bir diğer özelliği X-ışın patlamalarıdır ki ışık eğrisinin tamamında görülmektedir.Bu sistemdeki kompakt yıldızın bir Nötron yıldızı olduğunu göstermektedir. Bu patlamaları veriden çıkartıp daha sonra veriyi 3.8 saatlik yörünge periyodu ile katlarsak (Fold) şekil 5 deki ışık eğrisi elde edilir.Bu durumda 8 dakikalık tam tutulma açıkça görülebilir.Tutulmaya giriş ve çıkışın keskinliği X-ışını yayınlayan bölgenin bir Nötron yıldızı gibi kompakt bir yıldızdan beklenecek kadar küçük bir bölge olduğunu göstermektedir.Ayrıca bu şekilde sistemin 0.6 fazı ile tam tutulması arasında başka özellikler de görülmektedir.Bunlar düzensiz Diplerdir. Bunlar X-ışın kaynağına olan görüş doğrultusunun yığılma diskinin kenarına çok yakın geçmesinden ve diskin dış kenarının uniform kalınlıkta olmaması ve zaman zaman diskin dış kenarının Nötron yıldızını örtmesinden kaynaklanmaktadırlar.Faz 0 bileşen yıldız tarafından oluşturulan X-ışın tutulmasının zamanı olduğu için diskin çıkıntılı kısmı X-ışınlarını sadece tutulmanın hemen öncesindeki periyotta soğurmaktadırlar. Şekil 4. EXO 0748-676 sisteminin eski bir uydu ile (üst) ve EXOSAT (alt) ile alınmış ışık eğrileri. Şekil 5. EXO 0748-676 sisteminin 3.8 saatlik periyodu ile katlanmış (Folding) ışık eğrisi. Eğer sistemin eğimi çok artırılırsa X-ışınlarını yayınlayan ana kaynak olan kompakt yıldız devamlı olarak tamamen örtülecektir.Bu durumdaki sistemlerden hiç X-ışını gözlenmemesi gerekir fakat gerçek böyle değildir.Eğimi çok fazla olan ama yine de yayınladığı X-ışınlarını görebildiğimiz bir grup kaynak vardır.Bunlardan biri 2A1822-371 dir.Bu sistemin ışık eğrisi Şekil 6 da görülmektedir. Burada X-ışın tutulması vardır ama parçalı tutulmadır.Yoldaş yıldız bakış doğrultumuzdan geçerken gerçekleşen dereceli giriş ve çıkışa dikkat etmek gerekir.Bu bizi hemen genişlemiş bir kaynağa baktığımız sonucuna götürür.Parçalı tutulmanın zamanlaması X-ışınlarının kompakt yıldızın bulunmasını beklediğimiz yere yakın bir yerden geldiğini göstermektedir.Bu durumda bu genişlemiş kaynak diskin alt ve üst kısımlarına yayılmış bir korona olmalıdır sonucuna varılır. 2A1822-371 sistemi LMXB’ler arasında oldukça sönük bir kaynaktır.Bu sebeple görülen Xışınlarının görüş doğrultumuza korona tarafından saçıldıkları düşünülmektedir. Şekil 6. 2A1822-371 sisteminin yörünge periyodu ile katlanmış ışık eğrisi. LMXBlerde iki tür X-ışın değişimi görülmektedir.Bunlar X-ışın patlamaları ve Yarı Periyodik Salınımlardır. 2.2.5. X-Işın Patlayıcıları İlk olarak Josh Grindlay ve John Heise ile Dick Belian ve arkadaşları tarafından 1975 yılında Hollanda Astronomi Uydusu ile keşfedilmişleridr.Çoğunlukla Küresel kümelerde görülmektedirler.Bu X-ışın patlamaları yaklaşık 10 saniye kadar sürerler ve tipik olarak 1039 erg’lik bir X-ışın enerjisi içerirler. Patlamanın başlangıcı 1 saniye kadar sürmekte ve tüm dalgaboylarında aynı anda olmaktadır.Bununla birlikte patlamadan iniş çeşitli enerji bantlarında çok farklıdır.Yüksek enerjilerde sert inişler olmasına rağmen daha düşük enerjilerde kuyruk oluşturacak şekilde dereceli bir iniş gözlemlenir (Şekil 7 ).Diğer bir deyişle en sert X-ışınlarında inişler yumuşak X-ışınlarındakilerden daha keskin ve kısa sürelidir.Bu yüksek değerlerle başlayan patlama sıcaklığının patlama süreci devam ederken düştüğü anlamına gelmektedir. Sıcaklık patlamanın tepe noktasında 30 milyon dereceden 10 saniye sonra yaklaşık 15 milyon dereceye düşmektedir.İki patlama arasındaki süre 5 dakikadan günler mertebesine olabilmekteyken çoğunlukla 1.5-4 saat arasındadır. Şekil 7. X-ışın patlayıcılarında görülen patlamaların karakteristikleri. kadar 2.2.5.1. X-Işın Patlamalarının Mekanizması Şekil 8 de X-ışın patlamarının şematik olarak açıklaması görülmektedir.Bu modelde Nötron yıldızları <10 10- 1011 G kadar düşük manyetik enerjiye sahiptirler.Böylece madde doğrudan nötron yıldızı üzerine düşebilmektedir. En üstte Nötron yıldızı yığılma diski yoluyla üzerine aldığı Hidrojenden tipik olarak 1 metre kalınlığında bir tabaka oluşturmaktadır. Bu hidrojen yanarak Helyuma dönüşmekte ve Hidrojeninki ile karşılaştırılabilecek kalınlıkta birtabaka oluşturmaktadır. Sonunda Helyum tabakasındaki şartlar kritik aşamaya ulaşmakta ve temonükler parlama gerçekleşmektedir.(orta kısım).Daha sonra süreç yeniden başlamaktadır. Şekil 8. X-ışın patlamalarının oluşum mekanizması olarak Termonükleer yanma modeli. 2.2.5.2. Hızlı Patlayıcılar Bu sistemlerdeki patlamalar 10 saniye gibi kısa zaman aralıklarında tekrarlayan olaylardır.Bazen büyük bir patlamayı bir dahaki patlamaya kadar uzun bir boşluk takip eder.En kuvvetli patlama en zayıftan 1000 kez daha büyük enerji taşır.Patlamalar arasındaki süreler eşit değildir fakat bir önceki patlamanın kuvvetini ile doğrudan ilişkilidir.Büyük bir patlamayı herzaman büyük bir boşluk takip eder ve küçük patlamayı hemen kısa bir süre sonra bir küçük patlama takip eder.Bu patlamaların tayfında soğuma kuyruğu gibi yapılar yoktur.Normal patlamalar Tip I olarak isimlendirilirken Hızlı patlayıcılarda görülen bu sık patlamalar Tip II olarak bilinir.Hızlı patlayıcı sistemler Tip II tür patlamaların görüldüğü yegane sistemlerdir. Hızlı patlamalar gösteren bir örnek ışık eğrisi Şekil 9 da verilmektedir. Şekil 9. Hızlı patlamalara ait örnek bir ışık eğrisi. 2.2.5.3. Hızlı Patlamaların Oluş Mekanizması Hızlı patlayıcılarda görülen patlamalar Normal patlamaları açıklamak için kullanılan Nötron yıldızı üzerinde termonükleer yanma modeli ile açıklanamamaktadır.Tip II türü patlamalar için Magnetosferik Kapı modeli (Şekil 10) kullanılmaktadır.Bu modelde yığılma diskinden Nötron yıldızına doğru akan madde Nötron yıldızının magnetosferi üzerine birikir.Burada yeteri kadar madde biriktiğinde magnetosfer artık maddeyi taşıyamaz hale gelir ve çok kısa süre için magnetosferde açılan bir delikten (kapı) Nötron yıldızı üzerine düşer.Bu sırada Tip II türü patlama oluşur.Maddenin tamamen boşalmasıyla süreç tekrar başlar ve böylece sık sık patlamalar meydana gelir. Şekil 10. Magnetosferik kapı modeli. 2.2.6. Yarı Periyodik Salınımlar (QPOs) Düşük kütleli X-ışın Çiftlerinin ışık eğrilerinde görülen bir diğer yapı ise QPO’lardır.Bunlar normal bir patlama gibi periyodik olmayan ama Kuvvet tayflarında varlıkları görülebilen yarı periyodik ışık değişimleridir.Çoğunlukla bir ışık eğrisinde ilk bakışta bunları gürültüden ayırmak imkansızdır.Şekil 11 de üç ışık eğrisi ve bunların Kuvvet tayfı verilmiştir.En üstteki ışık eğrisi tamamen gürültüdür ve kuvvet tayfında hiç bir periyodisite görülmemektedir.Ortadaki ışık eğrisinde belirli bir frekansta tekrarlayan bir değişim olduğu Kuvvet tayfında açıkça görülmektedir.En alttaki ışık eğrisinde ise bazı ışık değişimleri ilk bakışta görülmektedir ama bir periyodisite ilk anda anlaşılamamktadır.Bunun Kuvvet tayfında ise yarı periyodik bir yapı olduğu genişlemiş yapıdaki frekans dağılımından anlaşılabilmektedir.Yarı periyodik selınımlar ilk kez Van der Kliss tarafından 1985 yılında GX5-1 sisteminin ışık eğrisinde tespit edilmiştir.Daha sonra pek çok X-ışın çiftinin bu özelliği gösterdiği bulunmuştur. Şekil 11. Üç ayrı ışık eğrisi ve bunların Kuvvet tayfları (Power Spectrum). 2.2.6.1. Yarı Periyodik Salınımların Oluş Mekanizması Yarı periyodik salınımların sistemde nasıl meydana geliğini açıklamak için Magnetosferik model (Vurma Frekansı Modeli) kullanılmaktadır.Bu modelde Nötron yıldızını saran yığılma diskinin içinde yıldızın manyatik alan çizgileri bulunmaktadır.Yıldızın magnetosferi yığılma diskindeki maddenin Nötron yıldızının yüzeyine inişini engellemektedir.Diskin iç kısmı ile Nötron yıldızı hızlı bir şekilde dönmektedirler. Bu sırada diskin iç kısmından bir miktar madde Nötron yıldızının manyetik kutuplarına manyetik alan çizgileri boyunca ilerler ve kutbun tam üstünden (bu bölge magnetosferdeki açık bir kapı gibi olduğundan) Nötron yıldıznın üstüne akar.İşte tam bu olay gerçekleşirken Nötron yıldızı üzerine düşen madde X-ışınları yayınlar (Şekil 12.). Bu olay Nötron yıldızının dönme periyodu ile iç diskin yörünge periyodu arasındaki fark kadar bir frekansta gerçekleşir. Böylece Sistemin ışık eğrisinde yarı periyodik ışık değişiklikleri görülür. Şekil 12. QPO lar için Magnetosferik kapı modeli. Referanslar 1. Exploring the X-Ray Universe,Charles, P.A., Seward,F.D.,Cambridge University Press,1995. 2. X-Ray Binaries, Edited by Lewin, W.H.G., Van Paradis,J., Van Den Heuvel, E.P.J., Cambridge University Press,1995.
