Gama-ışını astronomisi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
3 yıl boyunca (2009-2011) Fermi Gama-Işını Uzay Teleskobu ile toplanan, gökyüzünün 1 GeV’den yüksek enerjilerdeki fotoğrafı.
Compton Gama Işını Gözlemevi (CGRO) uydusunun (1991-2000)Enerjik Gama Işını Deneyi Teleskobu (EGRET) ile gözlemlenen, gökyüzünün 100 MeV’den fazla enerjilerdeki görüntüsü.
Ay’n Enerjik Gama Işını Deneyi Teleskobu (EGRET) ile, 20 MeV’ üstü gama ışınları içerisindeki fotoğrafı. Bunlar, ayın yüzeyindeki kozmik ışın bombardımanlarından üretilir.

Gama-ışını astronomisi, foton enerjileri 100 keV’den yüksek olan elektromanyetik radyasyonun en yüksek enerjili formu olan gama ışınlarının astronomik gözlemleridir. 100 keV altı radyasyonlar X-ışınları olarak sınıflandırılır ve X-ışını astronomisinin konusudur. Astronomik literatür genelde “gama-ışınlarını” sıfat olarak kullanıldığı zaman tire ile, isim olarak kullanıldğında “gamma ray” şeklinde tiresiz yazar.

MeV aralığındaki gamma ışınları solar alevlerde (ve hatta Dünya’nın atmosferinde) üretilir fakat GeV aralığındaki gama ışınları bizim Güneş Sistemi’miz içerisinde oluşmazlar, fakat ekstrasolar ve ekstra-galaktik astronomi çakışmaları için de çok önemlidirler. Gama ışınlarını yayan mekanizmalar ayrı ve X-ray yayan cihazlarla neredeyse aynı, fakat daha fazla enerjiye sahiptirler ve bu elektron-pozitron imhası olan Ters Compton Etkisini, ve bazı durumlarda uzayda süpernova ve hipernova gibi bazı ekstrem olaylardaki radyoaktif materyalin parçalanması (gama parçalanması) durumlarını, pulsar ve blazarlar gibi maddelerin ekstrem koşullar altında nasıl davrandıklarını içerir. Bugüne kadarki en yüksek foton enerjisi, TeV bazında bir blazarın 1997 yılında, 16 TeV’lik elektronları dışarı atarkenki “sıradışı dışarıya saçılmasında” ölçülmüştür.

Dedektör teknolojisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Gama ışınlarının ilk gözlenebilmesi durumu 1960'larda gerçekleşmiştir. Gözlermleri, X-ılşınları veya görünür ışığınkinden çok daha zor gerçekleşmiştir çünkü gama-ışınları daha seyrektir, hatta saptanmadan önce “parlak” bir kaynağa, yaklaşık birkaç dakika önce, ihtiyaç duyulur ve gama ışınlarının sabitlenmesi, çok düşük çözünürlükte gözlemlenmelerine sebep olur. En yeni gama-ışını teleskopları (2000'ler), GeV aralığında 6 arc dakika ve katlarındadırlar (Crab Nebula'yı tek bir “pixelde” gösteren), Chandra X-ışını Gözlemevi (1999) araştırmalarındaki düşük enerji X-ışınında (1 keV) aralığındaki 0,5 arc saniyeye ve Yüksek Enerji Odaklanmalı Teleskop ile (2005) yapılan yüksek enerjili X-ışınındaki (100 keV) 1,5 ark dakikaya kıyasla.

~30 GeV üzerinde foton enerjilerine sahip çok enerjitik gama ışınları, yeryüzü gözlemleriyle de saptanabilir. Yüksek enerjilerdeki oldukça düşük foton akıları dedektörlerin etkili oldukları ve günümüz uzaya dayalı aletler için pratik olmayan biçimde büyük alanlar gerektirir. Neyse ki bu kadar yüksek-enerjili fotonlar fazla miktarda ikincil parçacıkların oluşturduğu akınlar, yeryüzünde radyasyon karşıtları ve optik olarak ultra-realitivistik akın parçacıkları yayan Cherenkov ışığı sayesinde gözlemlenebilir. Görüntülenen Atmosferik Cherenkov Teleskobu tekniği şimdiye kadarki en yüksek duyarlılığa erişir.

Crab Nebula’dan yayılan TeV aralığındaki ilk gama radyasyonu 1989’da, ABD Mt. Hopkins, Arizona'daki Whipple Gözlemevi'nde tespit edildi. H.E.S.S., VERITAS, MAGIC, ve CANGAROO III gibi Modern Cherenkov teleskopları, Crab Nebulayı birkaç dakikada saptayabilirler. En enerjitik fotonlar (16 TeV’e kadar) blazar Markarian 501 isminde (Mrk 501) ekstragalaktik bir objeden gözlemlenmiştir. Bu gözlemler, Yüksek-Enerji-Gama-Işını Astronomisi (HEGRA) hava Cherenkov teleskoplarıyla yapılmıştır.

Gama-ışını astronomisi gözlemleri hala, düşük enerjilerde gama-ışını olmayan arkaplanlarıyla, yüksek enerjilerde de saptanabilir foton sayısıyla sınırlıdır. Bu alanda daha büyük alan dedektörleri ve daha iyi arkaplan baskınlıkları gerekmektedir. 2012’deki bir keşif gama-ışını teleskoplarının hedeflenmelerini sağlayabilir. 700 keV’den daha büyük foton enerjilerinde, kırılım yıldızlarının içerikleri tekrar artmaya başlar.

Erken tarih[değiştir | kaynağı değiştir]

Deneyler, kozmik kaynaklardan yayılan gama ışınlarını tespit edemeden çok önce, bilimadamları uzayın kendilerini üretiyor olması gerektiğini biliyorlardı. 1948’de Eugene Feenberg ve Henry Primakoff, 1952’de Sachio Hayakawa and I.B. Hutchinson, ve özellikle 1958’de Philip Morrison’un çalışmaları, bilimadamlarını evrende olmakta olan farklı süreçlerin sayısının gama-ışını yayılımından olduğuna inandırdı. Bu süreçler, yıldızlararası gaz ilekozmik ışın etkileşimlerini, süpernova patlamalarını ve enerjitik elektronların manyetik alanlarla olan etkileşimlerini içeriyordu. Fakat, 1960’lara kadar bu yayılımları saptayamıyorduk.

Uzaydan gelen birçok gama ışını Dünya atmosferi tarafından emilir, bu sebeple gama-ışını astronomisi, atmosfer üstü balon ve uzayaracı dedektörleri kullanılmadıkça gelişememiştir. Yörüngeye sokulan ilk gama-ışını teleskobu, 1911’de Exploler 11 adlı uzayaracındaydı ve 100 kozmik gama-ışını fotonundan daha az sayıda foton saptayabildi. Evrenin her yerinden gelmekte gibiydiler ve eşit dağılmış “gama-ışını arkaplanını” anlatıyor gibiydiler. Bu çeşit bir arkaplanın kozmik ışınların yıldızlararası gaz ile olan etkileşiminden (uzaydaki çok yüksek enerjili parçacıklar) gelmesi bekleniyordu.

İlk doğru astronomik gama-ışını kaynakları solar yanmalardı ve Morrison tarafından güçlü 2.223 MeV’lik çizgi olarak tahmin edilen çizgiyi ortaya çıkarmıştır. Bu çizgi, deuteryumun bir proton ve nötron ikilisi ile olan formasyonundan ortaya çıkmıştır; bir solar yanma içerisinde, nötronlar, yanma sürecinin yüksek-enerjili iyonların hızlandırılmasıyla oluşan ikincil parçacıklar olarak ortaya çıkmışlardır. İlk gama-ışını çizgisi gözlemleri, OSO-3, OSO-7 ve Solar Maksimum Görevi’nde, 1980’de fırlatılan uzayaracından yapılmıştır. Solar gözlemler, Reuven Ramaty ve başkaları tarafından teorik çalışmaları tetiklemiştir.

Belirli miktarda gama-ışını yayılımı bizim galaksimizde ilk olarak 1967’de OSO-3 uydusunun ötesinde saptanmıştır. Kozmik gama ışınlarına atfedilen 621 olay saptamıştır. Fakat gama-ışını astronomisinin alanı SAS-2 (1972) ve COS-B (1975-1982) uyduları tarafından büyük uçurumlar almıştır. Bu iki uydu yüksek-enerji evrenine (evrende olan olayların ürettiği gama ışınları yüksek-hızdaki çarpışmalar ve benzer süreçlerin sonucu olduğundan, bazen “şiddetli” evren olarak tanımlanan) çok farklı bir bakış açısı getirmiştir. Daha önceki gama ışını arkaplanı buluşlarını doğruladılar, gama-ışını dalgaboylarındaki ilk ayrıntılı gökyüzü haritasını yaptılar ve birkaç tane noktasal kaynak tespit ettiler. Fakat bu araçların çözünürlükleri, bu noktaların birçoğunu ve görünür yıldızlar veya yıldızsal sistemleri ayrıntılı incelemek için yeterli değildi.

Gama-ışını astronomisindeki bir keşif, 1960’ların sonlarına ve 1970'lerin başlarına doğru, askeri uydu birliklerinden geldi. Vela uyduları serileri üzerinde bulunan nükleer patlamalardan yayılan gama ışınlarını saptamak için dizayn edilmiş dedektörler, Dünya’nın çevresinden ziyade, uzayın derinliklerinden fırlayan gama ışınlarını kaydetmeye başladırlar. Daha sonraki dedektörler, bu gama-ışını fırlamalarımın iki saniyeden dakikalara kadar olan zaman aralıklarında sürdüğünü, biranda ve umulmayan yönlerden biranda gözüktüklerini ve gama-ışını gökyüzünü domine ettikten sonra kaybolduklarını gözlemledirler. 1980'lerin ortalarına kadar, Sovyet Venera uzayaracını ve Pioneer Venus Orbiter'ın da dahil olduğu birçok uydu ve uzayaracına rağmen, bu enigmatik yüksek-enerjili parlamalarının kaynakları bir gizem olarak kalmıştır. Evrende çok uzak yerlerden eliyor gibiydiler ve şuandaki en mantıklı teorem de, çoğunun hipernova patlamalarından geldiği yönündedir-süpernovaların nötron yıldızı oluşturmaktansa karadelik oluşturmaları.

Nükleer gama ışınları 4 ve 7 Ağustos 1972’de, 22 Kasım 1977’de solar yanmalardan gözlemlenmişlerdir. Solar yanma, solar atmosferdeki bir patlamadır ve görsel olarak bizim Güneş’imizde saptanmıştır. Solar yanmalar çok büyük miktarda bütün elektromanyetik spektrumun en büyük dalgaboyundan, radyo dalgaları, yüksek enerjili gama ışınlarına kadar radyasyon üretirler. Bu yanmalar sırasında bağlanan yüksek enerjili elektronlar ve gama ışınları çoğunlukla yüksek enerjili protonlar ve daha ağır iyonların nükleer kombinasyonlarından ortaya çıkarlar. Bu gama ışınlarının gözlemleri, bilimadamlarının başka dalgaboylarından yayılmayan enerjinin büyük sonuçlarını saptamaların sağlar.

1980'lerden 1990'lara[değiştir | kaynağı değiştir]

19 Haziran 1988’de Birigüi’den (50° 20' W 21° 20' S) saat 10:15’te UTC, iki NaI(TI) dedektörü taşıyan (600 cm2 toplam alan)bir balonu 5.5 mb hava basıncı olan bir yüksekliğe çıkardı ve 6 saat boyunca gözlem yapıldı. Büyük Magellanik Bulut (LMC) içerisindeki SN1987A adlı süpernova, 23 Şubat 1987’de keşfedildi ve atası, 2-5 x 1038 erg/s parlaklığındaki mavi süperdevdir (Sk -69 202). 56Co bozunumundan kaynaklı 847 keV ve 1238 keV gama ışınları tespit edilmiştir.

1977’deki Yüksek Enerji Astronomi Gözlemleri programı sırasında NASA, gama-ışını astronomisi için olan “büyük gözlemevi” yapımı planlarını açıkladı. Compton Gama-Işını Gözlemevi (CGRO) 1980’de dedektör teknolojisindeki büyük ilerlemelerin avantajını almak için dizayn edilmişti ve 1991 de fırlatıldı. Uydu, gama-ışını gözlemlerinin uzaysal ve maddi çözünürlüğünü oldukça arttıran dört ana alet taşıyordu. CGRO, evrenimizde olan yüksek-enerji süreçlerini daha iyi anlamamıza yarayan veriler sağladı. CGRO, sabitleyici cayroskoplarının bir tanesinde sorun çıkması sebebiyle Haziran 2000’de yörüngeden ayrılmıştır.

BeppoSAX 1996’dafırlatılmış ve 2003’te yörüngeden ayrılmıştır. Öncü olarak X-ışınları çalışmış, ama aynı zamanda gama-ışını yanmalarını da gözlemlemiştir. Gama-ışını fışkırmalarına karşı olan ilk gama olmayan ışınları tanımlayarak, bu ışınların uzak galaksilerdeki uzaklaşan döküntülerinin optik gözlemlerinin ve uyumlu pozisyon saptamalarının yolunu açmıştır. Yüksek Enerji Geçici Gezgini (HETE-2), Ekim 2000’de (sözde 2 yıllık bir görevde) fırlatıldı ve Mart 2007’de hala operasyoneldi. Swift adlı bir NASA uzayaracı gama-ışını fışkırması gözlemleri için bir BAT cihazı taşımaktadır ve 2004’te fırlatılmıştır. Bunları takip eden BeppoSAX ve HETE-2, birçok X-ışını ve bu fışkırmalara optiksel olarak karşıtlar gözlemlemiştir ve bu, uzaklık saptanmalarını ve detaylı optik araştırmalarını sağlamıştır. Bu araştırmalar, bu fışkırmaların çoğunun uzaktaki galaksilerde patlayan kütlesel yıldızlardan (süpernovalar ve hipernovalar) kaynaklandığını doğruladı.

Günümüz gözlemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Şuanda ana uzay-dayanaklı gama-ışını gözlemyerleri INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, (INTEGRAL), Fermi ve Astrorivelatore Gamma ad Immagini LEggero’da, (AGILE (spacecraft)) bulunmaktadır. INTEGRAL, Çek, Polonya, ABD ve Rusya tarafından destek gören bir ESA görevidir. 17 Ekim 2002’de başlatılmıştır. NASA, Fermi’yi 11 Haziran 2008 de fırlatmıştır. LAT denilen Geniş Alan Teleskobu, GBM, GLAST yanma monitörünü, gama-ışını yanmalarını çalışmak için içerisinde bulundurur. AGILE, ASI,INAF ve INFN ortak çalışması olan küçük bir İtalyan görevidir. Sriharikota ISRO üssünden 23 Nisan 2007’de, Indian PSLV-C8 roketi tarafından başarılı bir şekilde çalıştırılmıştır.

Samanyolu'nun tam kalbindeki devasa iki gama-ışını kabarcıkları.

Kasım 2010’da, Fermi Gama-ışını Uzay Teleskobu kullanılarak, 25.000 ışık-yılı uzağa giden iki devasa gama-ışını kabarcığı, galaksimizin kalbinde saptanmıştır. Yüksek-enerjili bu kabarcıkların kütlesel bir karadelikten veya iki milyonlar yıl önceki bir yıldız oluşumunun yanmasından olan bir kanıt olduklarından şüphelenilmektedir. Bilimadamlarının “ gökyüzünü kaplayan gama-ışınlarının arkaplan sisini” çözdükten sonra keşfedilmişlerdir. Bu keşif, Samanyolu’nun merkezinde büyük bilinmeyen bir “yapının” olduğu yönündeki verileri doğrulamıştır.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

İngilizce Vikipedi: ( https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_astronomy )