X ışını astronomisi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Dünya’nın atmosferinin opak olduğu yerde X-ışınları ~0.008 nm’den başlar ve elektromanyetik spektrumda ~8 nm’ye kadar genişler.

X-ışını astronomisi, astronomik nesnelerin X-ışınının gözlem ve algılama çalışmalarıyla uğraşan astronominin bir dalıdır. X-ışınları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için X-ışınlarını tespit eden balon, sondaj roketleri ve uydular belirli bir yükseklikte bulunmalıdır. X-ışını astronomisi, Mauna Kea Gözlemevindeki gibi standart ışık emilimi olan teleskoplardan daha ilerisini gören uzay teleskopları ile ilgili bir uzay bilimidir.

X-ışını emisyonu yaklaşık bir milyon kelvin ile yüz milyonlarca kelvin arasında sıcaklığa sahip aşırı sıcak gazlar içeren astronomik nesnelerden beklenmektedir. Güneşten yayılan X-ışınları 1940'lardan beri gözlenmesine rağmen, ilk kozmik X-ışını kaynağının 1962 yılındaki keşfi tam bir sürpriz oldu. Akrep Takımyıldızında bulunan bu ilk X-ışını kaynağına Scorpius X-1 (SCO X-1) adı verildi. Scorpius X-1’in X-ışını emilimi görsel emilimden 10,000 kat fazlaydı ve Güneş’in emilimi bundan bir milyon kat daha azdı. Buna ek olarak, X-ışınlarının enerji üretimi tüm dalga boylarında Güneş’in toplam emiliminden 100,000 kat daha fazlaydı. Scorpius X-1 ile başlayan X-ışınları astronomisi üzerine yapılan bu yeni keşifler Riccardo Giacconi’ye 2002 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü kazandırdı. Bugün biliyoruz ki Sco X-1 gibi X-ışını kaynakları nötron yıldızları veya karadelikler gibi kompakt yıldızlardır. Bir karadeliğin içine düşen malzemeler X-ışını yayabilir fakat karadeliğin kendisi yayamaz. X-ışını emilimi için gerekli olan enerji yerçekimi ile sağlanmaktadır. Yerçekimi tarafından çekilen gaz ve toz yüksek yerçekimi alanı ve diğer gök cisimleri tarafından ısıtılır.

Binlerce X-ışını kaynağı bilinmektedir. Buna ek olarak, galaksi kümelerindeki galaksiler arası boşluk sıcaklığı 10 ve 100 megakelvin arasında değişen çok sıcak ama seyreltik bir gaz ile doludur. Sıcak gazın toplam miktarı görünür galaksilerin toplam kütlesinin 5-10 kat fazlasıdır.

Sondaj roket uçuşları[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını araştırmaları için yapılan ilk sondaj roket uçuşu 28 Ocak 1949’da V-2 roketi ile New Mexico’daki Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde başarıya ulaştı. Atmosferin hemen üzerinde uçan bu roketin burun konisi bölümüne bir dedektör yerleştirildi.

Güneşten gelen X-ışınları, Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı Blossom deneyi ile belirlendi. 12 Haziran 1962 yılında bir Aerobee 150 roketi fırlatıldı ve bu roket diğer gök cisimlerinden ilk kez X-ışını saptadı.

Roket uçuşlarının en büyük dezavantajı onların çok kısa süreli uçuşu (tekrar Dünya’ya düşmeden önce atmosfer üzerinde sadece birkaç dakika) ve sınırlı bakış açısına sahip olmalarıydı. Amerika Birleşik Devletleri’nden fırlatılan bir roket güney gökyüzündeki kaynakları göremezken, Avustralya’dan atılan bir roket de kuzey gökyüzündeki kaynakları göremiyordu.

X-ışını Kuantum Kalorimetre Projesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Siyah Brant 8 mikrokalorimetresinin fırlatılışı.

Astronomide, yıldızlar arası bulunan boşlukta yayılan gazlar ve kozmik tozlar bulunur. Bunlar yıldızlararası boşluğu doldurur ve çevredeki galaksiler arası ortamlarla sorunsuz olarak karışır. Yıldızlar arası ortam iyonların, atomların, moleküllerin, büyük toz tanelerinin, kozmik ışınların ve galaktik manyetik alanların oluşturduğu seyreltik bir bileşenden oluşur. Elektromanyetik radyasyon formunda aynı hacmi kaplayan enerjiler yıldızlararası radyasyon alanıdır.

X-ray ışını yayan yıldız yüzeylerinden fırlayan koronal bulutlardan oluşan 106-107 kelvin sıcaklığa sahip sıcak iyonize ortamlar asıl ilgi alanıydı. ISM (yıldızlararası boşluk) fırtınalı ve uzaysal ölçeklerde bir yapıya sahiptir. Yıldızlar molekül bulutlarının büyük komplekslerinin içinde doğarlar. Yaşamları boyunca ISM ile fiziksel olarak bir etkileşime sahiptirler. Süpernova tarafından oluşturulan şok dalgaları ve genç yıldız kümelerinin yıldız rüzgarları hipersonik türbülansa dönüşen büyük enerjiler ile çevrilir. Elde edilen yapılar sıcak gazın yıldız bulut baloncukları ve süper baloncuklardır. Güneş şu anda düşük yoğunluktaki Yerel baloncuğun daha yoğun bir bölge olan Yerel Yıldızlararası Bulut kısmına doğru hareket etmektedir.

0,07-1 keV enerji aralığı üzerindeki yıldızlararası ortamdan ışıyan X-ışınlarının spektrumunu ölçmek için NASA 1 Mayıs 2008 tarihinde Siyah Brant 9’u Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde fırlattı. Wisconsin Üniversitesi’nden Dr. Dan McCammon yürütücü olarak bu göreve getirildi.

Balonlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Balon uçuşları Dünya’nın atmosferinin %99,997’sine denk gelen deniz seviyesinin 40 km yüksekliğine kadar araçları taşıyabilir. Verileri kısa birkaç dakika boyunca toplayan roketlerin aksine bu kabarcıklar çok uzun sürede havada kalabilmektedirler. Ancak, bu yüksekliklerde çoğu X-ışını spektrumu emilmektedir. 35 keV’den az enerjiye sahip X-ışınları kabarcıklara ulaşamaz. 21 Temmuz 1964 yılında Filistin, Teksas, ABD’den fırlatılan bir kabarcık üzerindeki sintilasyon sayacı ile Yengeç Bulutsusu süpernovasının kalıntısının sert X-ışını olduğunun bulunmasına yardımcı oldu. Bu olay ayrı bir kozmik X-ışını kaynağından X-ışınlarının ilk balon tabanlı algılaması olarak tarihe geçti.

Yüksek enerjili odaklama teleskobu[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu fotoğraf Yengeç bulutsusunun enerji evrelerini göstermektedir.

Yüksek enerjili odaklama teleskobu(HEFT) sert X-ışını bandında (20-100 keV) astrofizik kaynaklarını görüntülemek üzere yapılan kabarcık kaynaklı bir deneydir. Uçuş Mayıs 2005’te Fort Sumner, New Mexico, ABD’de gerçekleşti. HEFT’in açısal çözünürlüğü yaklaşık 1.5’dir. Otlatma açılı X-ışını teleskobu yerine kullanılan HEFT, 10 keV ötesindeki iç içe otlatma rastlantılı aynasının yansımasını genişletmek için alışılmamış tungsten silikon katmanlı kaplamaya sahiptir. HEFT 60 keV’de yarım maksimumda 1,0 keV tam genişlikte bir enerji çözünürlüğüne sahiptir. HEFT Mayıs 2005’te 25 saatlik bir uçuş için fırlatıldı ve Yengeç Bulutsusu gözlendi.

Yüksek çözünürlüklü gama-ışını ve sert X-ışını spektrometres)[değiştir | kaynağı değiştir]

Balon kaynaklı bir deney olan yüksek çözünürlüklü gama ışını ve sert x-ışını spektrometresi deneyi x-ışınlarını ve gama ışınlarını gözlemek için yapıldı. Aralık 1991’de McMurdo İstasyonu, Antarktika’dan fırlatıldı. Sabit rüzgarlar balonu kutup etrafında 2 hafta boyunca taşıdı.

Rokonlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Rokonlar (roket ve balonun birleşiminden oluşan sözcük) yerdeyken yakılmasındansa katı roket yakıtı kullanılan üst atmosfere kadar gitmiş gaz dolu balon ve roketten oluşan bir alettir. Rokonlar maksimum yüksekliğe ulaştıklarında roket ve balon ayrılır ve roket otomatik olarak ateşlenir. Bu nedenden dolayı daha fazla kimyasal yakıt gereksinimi duyulmadan daha yükseğe ulaşabilir.

1 Mart 1949’da Aerobee roketinin atışı sırasında Birleşik Milletler gemisi Norton Sound gezisi sırasında Komutan Lee Lewis, Komutan G: Halvorson, S.F. Singer ve James A. Van Allen tarafından rokonların ilk hali oluşturuldu. 27 Temmuz 1956’da Naval Araştırma Laboratuarı 8 adet Deacon rokonlarını solar ultraviyole ve X-ışınlarını gözlemek için fırlattı.

Temmuz 1956’da Navy Deacon rokonu fırlatıldığında çekilmiş bir fotoğraf.

X-ışınları Astronomi Uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışınları astronomi uyduları X-ışınlarının gök cisimlerinden ışımasını inceler. X-ışınlarını tespit eden ve iletebilen bu uydular X-ışınları astronomisinin bir parçasıdır. X-radyasyonları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için uydulara ihtiyaç vardır ve bu nedenle X-ışınlarını belirleyecek araçlar balonlar, sondaj roketleri ve uydular gibi yüksek yerlere çıkabilmelidir.

X-ışını teleskopları ve aynaları[değiştir | kaynağı değiştir]

THızlı Gama-Işını Patlama Görevi

X-ışını teleskopları kırılma ya da geniş sapma yansımalarından farklı olarak kayan yansıma açılarına dayanılarak yön veya görüntüleme yeteneğine sahiptir. Bu durum görünür veya UV teleskoplarından daha dar görüş alanına neden olur. Aynalar seramikten ya da metal folyodan oluşabilir.

Astronomideki ilk X-ışını teleskobu Güneş’i gözlemlemek için yapıldı. Güneşin X-ışını fotoğrafı roket kaynaklı bir teleskopla ilk kez 1963’te çekildi. Fakat güneşin ilk X-ışını fotoğrafı 19 Nisan 1960’ta Aerobee-Hi roketindeki bir iğne deliği kamerasıyla çekildi.

X-ışını aynalarının güneşdışı X-ışınları astronomisi için kullanımı için şunlar gerekir:

  • iki boyutlu bir X-ışının foton varış yerini tespit etme kabiliyeti ve
  • makul bir algılama verimliliği.

X-ışını astronomisi detektörleri[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını astronomisi detektörleri öncelikle enerji ve genellikle çeşitli tekniklerle dalga boylarını tespit etmek üzere tasarlanmıştır.

Rossi X-ışını Zaman Gezgini uydusundan oransal sayaç dizisi aleti.

X-ışını detektörleri bireysel X-ışınlarını toplamak ve toplanan fotonların sayısını saymakta, enerjisini ölçmekte, dalga boyunu belirlemekte veya ne kadar hızlı olduklarını anlatır.

X-ışınlarının astrofizik kaynakları[değiştir | kaynağı değiştir]

Çeşitli astrofizik nesneleri floresan yayarlar ya da galaksi kümelerinden aktif galaktik çekirdeklerden galaktik objelerdeki kara deliklere kadar X-ışını yansıtırlar. Bazı güneş sistemleri X-ışınlarını emer. Buna en iyi örnek Ay’dır. Ayın X-ışını parlaklığı yansıyan solar X-ışınlarından kaynaklanır. Birçok çözülmemiş X-ışını kaynağı kombinasyonu gözlenen X-ışını arka planını üretir. X-ışını sürekli siyah cisim radyasyonu, foton ışınlaması, senkrotron veya düşük enerjili fotonların ters Compton saçılmasından ortaya çıkar.

Bir orta-kütle X-ışını ikilisi bileşenlerinden biri nötron yıldızı veya kara delik, diğer bileşeni ise orta-kütle yıldızdan oluşan ikili yıldız sistemlerinden oluşur.

Hercules X-1 genellikle Roche lobunun taşmasıyla oluşan normal yıldızın nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşur. X-1 büyük X-ışını ikililerinin protatifidir.

Göksel X-ışını kaynakları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir göksel küre 88 takımyıldıza bölünmüştür. Uluslararası Astronomi Birliği bu takımyıldızları gökyüzünün alanları olarak tanımlamıştır. Bütün takımyıldızlar kayda değer bir X-ışını kaynağıdır. Bazıları galaksilerin merkezindeki kara delik veya astrofiziksel modeline göre tanımlanmıştır. Bazıları ise atarca yıldızıdır. X-ışını astronomisi tarafından modellenen başarılı kaynaklar sayesinde Güneşi, bütün evreni ve bunların gezegenimizi nasıl etkilediğini anlayarak X-ışınlarının neslini anlamaya uğraşıyoruz. Takımyıldızları mevcut fiziksel teorinin veya yorumlarından ayrı olarak gözlem ve kesinlikle baş edebilmek için bulunmuş bir astronomik cihazdır. Astronomi çok uzun zamandır mevcut. Fiziksel teori zamanla değişir. X-ışını astronomisi sınıflandırma, keşif sırası, değişkenlik, çözülebilirlik ve yakın kaynaklarla ilişkisine odaklanırken göksel X-ışın kaynaklarına bağlı olan X-ışını astronomisi, X-ışını parlaklığının fiziksel nedenine odaklanır.

Orion ve Eridanus takımyıldızları içinde uzanan sıcak nokta olarak bilinen yumuşak X-ışınları Orion-Eridanus Süper Kabarcığı, Eridanus Yumuşak X-ışını Geliştirilmesi veya Eridanus Kabarcığı olarak adlandırılır. Yumuşak X-ışınları süper kabarcığın içindeki sıcak gaz tarafından yayılır. Bu parlak obje gaz ve tozun ipliğinin gölge arka planını oluşturur. Bu iplik çevresinde kaplı olarak gösterilir. Bu iplik 100 ve 300 eV arasındaki yumuşak X-ışınlarını emer ve bu sıcak gazın ipliğin arkasında yer aldığını gösterir. Bu iplik belki de sıcak kabarcığı çevreleyen nötr gazın kabuğunun bir parçasıdır. İç kısmı sıcak yıldızlardan ultraviyole ışın ve yıldızsal rüzgarlarla enerji kazanmaktadır. Bu yıldızlar süper kabarcığa enerji kazandırır.

Önerilen (Gelecek) X-ışınları Gözlemci Uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını gözlemci uydularıyla ilgili bir sürü proje vadedilmektedir.

Keşifsel X-ışını astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Ulysses’in ikinci yörüngesi

Genellikle gözlemsel astronominin Dünya’nın yüzeyinde gerçekleştiği düşünülmektedir (ya da nötrino astronomisinin altında). Dünya’nın gözlemlerini sınırlama fikri Dünya’nın yörüngesini de içerir. Gözlemci Dünya’nın rahat sınırlarını bırakır bırakmaz derin bir uzay gezginine dönüşür Gezgin 1 ve Gezgin 3 hariç). Eğer araştırma derin uzay gezginine dönüşürse Dünya’yı ya da onun yörüngesini terkeder.

Uydu veya uzay sondasını derin uzay X-ışını astronotu/gezgini veya “astronot”/gezgin olarak nitelemek için gereken şey XRT veya X-ışını detektörüdür ve böylelikle Dünya’nın yörüngesini terkedebilir.

6 Ekim 1990’da Ulysses fırlatıldı ve Şubat 1992’de kendi kütleçekimsel sapanından dolayı Jüpiter’e ulaştı. Haziran 1994’te güney güneş kutbunu geçti ve Şubat 1995’te çapraz olarak tutulum çemberi ekvatorunu geçti. Güneş X-ışını ve kozmik gama-ışını patlaması deneyinin 3 ana hedefi vardı: güneş ışınlarını görüntülemek ve incelemek, kozmik gama-ışını patlamalarını tespit etmek ve belirlemek ve Jovian aurorasını yerinde tespit etmek. Ulysses ilk gama patlama detektörü taşıyan uyduydu ve Mars’ın yörüngesinin dışına gönderildi. Sert X-ışını detektörleri 15-150 keV aralığında işletilmektedir. Dedektörler plastik ışık tüplerinden fotomultiplikatörlere 23 mm kalınlığında 51 mm çaplı CsI(TI) kristalinden oluşmaktadır. Sert detektörler çalışma modunu şunlara bağlı olarak değiştirir (1) ölçülen sayım oranı, (2) yer konumu, (3) uzay aracı telemetri modu. Tetikleme seviyesi genellikle arka plan üzerinde 8-sigma ve duyarlılığı 10−6 erg/cm2 (1 nJ/m2) olacak şekildedir. Bir patlama tetiği kaydedildiği zaman, cihaz yavaş telemetri okumaları için 32-kbit hafızasında kaydı yüksek çözünürlüklü veriye dönüştürür. Patlama dataları ya 8-ms’nin 16 s’yesinin çözünürlük sayı oranını ya da 2 detektörün toplamından 32-ms’nin 64 s’yesinin sayım oranını içerir. Ayrıca 2 detektörün toplamından 16 kanal enerji spektrumu da bulunur ( 1, 2, 4, 16 veya 32 saniyelik tümlemelerin alındığı). Bekleme modunda data ya 0.25lik ya da 0.5 s’lik tümlemelerle ve 4 enerji kanalıyla alınır. Tekrardan, 2 detektörün çıkışları toplanır.

Ulysses yumuşak X-ışını detektörleri 2.5-mm kalınlığında x 0.5 cm2 alana sahip Si yüzey bariyer dedektörlerinden oluşur. 100 mg/cm2 berilyum folyonun ön camı düşük enerjili X-ışınlarını geri çevirir ve 75°’lik (yarım açı) konik FOV tanımlar. Bu dedektörler pasif olarak soğutulur ve -35 ile -55 °C’lik aralıkta faaliyete geçer. Bu dedektör 5-20 keV’i kapsayan 6 enerji kanalına sahiptir.

Teorik X-ışını Astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Teorik X-ışını astronomisi teorik astronominin bir dalıdır ve teorik astrofizik ve X-ışınlarının teorik astrokimyası, ışıması ve astronomik cisimlere uygulandığında algılamasıyla uğraşır.

Teorik astrofizikte olduğu gibi, teorik X-ışını astronomisinde de mümkün olan X-ışın kaynaklarının davranışlarının yaklaşık olarak analitik modelini içeren ve gözlemlenmiş verilerin yaklaşık olarak sayısal simülasyonunu içeren bir sürü araç kullanılır. Bir kere potansiyel gözlem sonuçları mümkün olduğunda deneysel gözlemlerle karşılaştırılabilir. Gözlemciler bir modeli yalanlayan ya da değiştiren veya çelişen modellerden birkaçını seçip onları iyileştirmeye yardım etmeye çalışabilir.

Teorisyenler ayrıca modelleri üretebilir ya da değiştirebilir. Herhangi bir tutarsızlık durumunda, genel eğilim minimum düzeyde değişiklikler yapmak yönündedir. Bazı durumlarda büyük oranlarda tutarsızlıkla karşılaşılabilir ve model terkedilebilir.

Astrofizik, astrokimya, astrometri ve diğer bütün alanların konularının çoğu X-ışını ve X-ışını kaynaklarıyla ilgilenen teknisyenler içerir. Birçok teorinin başında X-ışını kaynaklarının inşa edildiği ve kullanıldığı Dünya bazlı laboratuarlar bulunur.

Dinamolar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dinamo teorisi dönen, konveksiyona uğrayan ve manyetik alan oluşturmak için sıvı eylemlerini yürüten bu süreçte geçenleri anlatır. Bu teori astrofiziksel yapının anormal derecede uzun ömre sahip manyetik alanını açıklamak için kullanılır. Eğer yıldız manyetik alanların birçoğu gerçekten dinamolar tarafından indüklenmişse, alan şiddeti dönme oranıyla ilişkili olabilir.

Astronomik Modeller[değiştir | kaynağı değiştir]

Diğer dalga boylarının aralığından kaynaklanan spektral yansıma ile bir araya gelen X-ışını spektrumu tarafından gözlemlenen X-ışını yansıması gibi bir astronomik model inşa edilebilir. Örneğin, Scorpius X-1 ile termal plaza mekanizmasına benzeyen X-ışını spektrumu X-ışını enerjisi 20 keV’e kadar çıkarken dik olarak düşüşe geçer. Buna ek olarak, hiçbir radyo yansıması gerçekleşmez ve görünür süreklilik gözlenen X-ışını akısının sıcak plazmaya uyumundan beklenenle aynıdır. Plazma, enerji kaynağının belirsiz olduğu fakat yakın ikili fikriyle ilgili olabilecek geçici plazmanın ya da merkez objenin koronal bulutundan oluşabilir.

Yengeç bulutsusu X-ışını spektrumunda Scorpius X-1’den farklı olan üç özellik vardı: spektrumu daha sertti, kaynak çapının birimi ışık yılıydı (astronomik birimler değil), radyo ve optik sinkrotron yayılımı daha güçlüydü. Onun genel ışık parlaklığı optik yayılmayla ve ısısal olmayan plazmayla rekabet edebilir. Buna rağmen, Yengeç Bulutsusu X-ışın kaynağı olarak bilinir. Enerji içeriği toplam enerji içeriğinden 100 kat fazladır ve görünen büyük bilinmeyen bir kaynaktan elde edilen radyo kısmına sahiptir.

Dev yıldızlar kırmızı deve dönüştüklerinde rüzgar ve koronal bölme çizgileriyle çakışırlar. Bu bölme çizgileri üzerindeki X-ışınları ışımasının düşüşünü açıklamak için şu modeller önerilmiştir:

  1. coronae’deki düşük ışımaya yol açan düşük geçiş bölgesi özkütleleri,
  2. koronal ışımanın yüksek özkütleli rüzgarının yok olması,
  3. sadece soğuk koronal hatların sabit olması,
  4. manyetik alanda sınırlı plazmanın azalmasıyla ortaya çıkan manyetik alan yapısındaki değişim veya
  5. kırmızı devler arasında türbülans oluşturan küçük boyuttaki yıldız alanlarının kaybolmasından dolayı manyetik dinamo karakterindeki değişim

Analitik X-ışını Astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Analitik X-ışını astronomisi kabul edilebilir bir çözüm sağlamak amacıyla oluşturulan astronomik bir bulmacaya uygulanabilir. Aşağıdaki bulmacayı göz önüne alalım.

Yüksek kütleli X-ışını ikilileri OB süper dev yıldızları ve kompakt nesnelerle, bazen de nötron yıldızı veya kara deliklerin birleşmesiyle oluşur. Süper dev X-ışını ikilileri HMXB’lerdir. SGXB’ler tipik sert X-ışını spektrumunu gösterir. X-ışını parlaklığı 1036 erg·s−1 (1029 watts)’e kadar yükselir.

Klasik SGXB’ler ve yeni keşfedilmiş süper dev hızlı X-ışını geçişi arasındaki gözlenen farklı zamansal davranışı tetikleyen mekanizma hala tartışılmaktadır.

Amaç: ışınım modelleri arasındaki farkı ayırt etmeye yardım eden uzun yörüngeleri keşfetmek ve belki de modellere sınırlama getirmek.

Metod: INTEGRAL tarafından elde edilen gibi değişik SGXB’lerdeki arşivsel dataları incelemek. Kısa dönem ve uzun dönem ışık eğimi inşa etmek. Her bir adayın değişik zaman dilimlerindeki değişen davranışlarına zamanlama analizi uygulamak.

Değişik astronomik modelleri karşılaştırmak:

  • direkt küresel büyüme
  • kompakt objelerde büyüme diskinin Roche-Lobe taşması

Çıkartılıcak sonuç: X-ışını akısında oluşan büyük farklılıklar yıldız rüzgarlarıyla oluşan makro-kümelerin büyümesiyle açıklanabilir.

Yıldızsal X-ışını astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızsal X-ışını astronomisi 5 Nisan 1974’te Capella’da X-ışını tespit edilmesiyle başladı diyebiliriz. Bu tarihte bir roket fırlatıldı ve kontrol sisteminde davranışını ayarlamak için yıldız sensörü Capella’nın yük eksenine doğrultulmuştu. Bu dönem boyunca, X-ışını detektörleri tarafından X-ışınlarının 0.2-1.6 keV aralığında olduğu tespit edilmiştir.

Eta Carinae[değiştir | kaynağı değiştir]

Eta Carinae

Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından yapılan yeni X-ışını gözlemleri 3 farklı yapıyı göstermektedir: bir dış, at nalı şeklinde 2 ışık yılı çapa sahip halka, 3 ışık ayı çapa sahip bir sıcak iç çekirdek ve 1 ışık ayı çaptan daha az çapa sahip sıcak merkez kaynağı ve bu kaynak tüm olayı yürüten süper yıldıza sahip kısım olabilir. Dış halka 1000 yılın üzerinde meydana gelmiş büyük bir patlamanın kanıtlarına sahip. Eta Carinae etrafındaki bu 3 yapı süpersonik hızlardaki süper yıldızlardan gelen şok dalgalarını temsil ediyor. Sıcak şok gaz aralığının sıcaklığı 60 MK’dir ve iç kısımlarınki 3 MK’dir. Minnesota Üniversitesi’nden Prof. Kris Davidson “Chandra resmi yıldız nasıl bu kadar sıcak ve yoğun X-ışınına sahiptir gibi birçok bulmaca içermektedir.” demiştir. Hubble Uzay teleskopuyla yapılan Eta Carinae gözlemlerinde Davidson yürütücüydü.

Yıldız Güneştacı[değiştir | kaynağı değiştir]

Koronal yıldızlar ya da koronal bulut içindeki yıldızlar Hertzsprung-Russell diyagramının serin yarısındaki yıldızlar arasında sık rastlanan yerdir. Skylab ve Copernicus’un içindeki aletlerle yapılan deneyler yıldız güneştacındaki 0.14-0.284 keV aralığındaki yumuşak X-ışını ışımasını bulmak için kullanılmıştır. ANS ile yapılan deneyler Capella ve Sirius’ta X-ışını sinyali bulunmasıyla başarıya ulaştı. Güneşsel bir koronadan X-ışını ışıması ilk defa vadedildi. Capella’nın koronasının yüksek sıcaklığı ilk koronal X-ışını spektrumundan elde edildi. 1977 yılında Proxima Centauri XUV’lerden yüksek enerjili radyasyon emisyonunu keşfetti. 1978’de α Cen düşük aktiflipe sahip koronal kaynak olarak tanımlandı. Einstein gözlemleri operasyonu ile X-ışınlarının emisyonu yıldızların yaygın özelliği olarak Hertzsprung-Russell diyagramında gösterildi. İlk Einstein anketi önemli kavramalara neden olmuştur:

  • X-ışını kaynakları Hertzsprung-Russell diyagramı genelinde ve evrimin birçok aşamasında, bütün yıldız türleri arasında bolca bulunmaktadır.
  • X-ışını parlaklıkları ve ana sekans boyunca dağılımları uzun akustik ısıtma teorileri ile uyumlu olmasa da manyetik koronal ısınmanın etkisi olarak yorumlanmıştır ve
  • eğer yıldızların dönme periyotları farklı ise büyük farklılıklara neden olur.

UX Ari’nin orta çözünürlüklü spektrumuna uymak için, güneşaltı bolluk gereklidir.

Yıldız X-ışını Astronomisi aşağıdakilerin daha derin anlamlarına katkı sağlamaktadır:

  • manyehidrodinamik dinamolarda manyetik alanlar
  • çeşitli plazma-fiziksel süreçler sonucunda zayıf astrofizik plazmalarda enerji salınımında ve
  • yıldız çevresinde yüksek enerjili radyasyon etkileşimlerinde.

Dengesiz rüzgarlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Teori, önemli dış aktarım bölgesindeki yetersizliğin A yıldızlarındaki manyetik dinamonun yokluğundan kaynaklandığını söyler. O ve B tipi yıldızlarda ise dengesiz rüzgarların X-ışını kaynağı olduğu belirlenmiştir.

En serin M cüceleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Spektral M5 tipinin ötesinde, klasik αω dinamosu cüce yıldızların iç yapısı önemli ölçüde değişemez ve bu şekilde çalışamaz, tam olarak iletimli olurlar. Dağıtılmış (veya α2) dinamo hem yüzeydeki manyetik akıyla hem de koronadaki manyetik alanın topolojisi dönüşümlü olarak değişebilmesiyle alakalı olabilir. Belki de spektral sınıf dM5’in çevresindeki X-ışını özelliklerinin bazılarının süreksizliği ile sonuçlanabilir. Ancak, gözlemler bunu desteklemiyor gibi görünebilir: uzun süreli düşük kütleli X-ışını algılamanın sabit emisyon ve daha yüksek büyüklükte ateşlemeye sahipliği gösterildi.

Herbig Ae/Be yıldızlarından güçlü X-ışını ışıması[değiştir | kaynağı değiştir]

Herbig Ae/Be yıldızları ana sekans öncesi yıldızlardır. Kendi X-ışını ışıma özellikleri ile ilgili olarak bazıları;

  • sıcak yıldızları anımsatırlar
  • diğerleri serin yıldızlarda koronal aktiviteye işaret ederken, bu yıldızlar parlaklığın varlığına ve çok yüksek sıcaklıklara dikkat çeker.

Bu güçlü ışımaların doğası aşağıdakileri içeren modellerle tartışmalı kalmıştır;

  • dengesiz yıldız rüzgarları,
  • çarpışan rüzgarlar
  • manyetik korona
  • disk korona
  • rüzgardan beslenen manyetosferler
  • büyüyen şoklar
  • kayma dinamosu operasyonları
  • bilinmeyen geç tip yoldaşlar

K devleri[değiştir | kaynağı değiştir]

FK Com yıldızları alışılmadık hızlı dönüşlere ve aşırı aktif belirtilere sahip spektral K tipi devlerdir. X-ışını koronaları bilinen en parlak ve en sıcaktır. Fakat, güncel popüler hipotez yoldaşının yörüngesel açısal momentumunun birincile transfer edildiği birleşmiş kapalı ikili bir sistem içerir.

Pollux İkizler takımyıldızının en parlak, gökyüzünün is en parlak onyedinci yıldızıdır. Pollux dev turuncu K yıldızıdır ve kendisinin beyaz olan ikizi Castor ile ilginç bir renk kontrastı yakalar. Pollux etrafında sıcak, dış, manyetiksel olarak desteklenen bir korona bulunduğuna dair kanıtlar vardır ve bu yıldız X-ışını yayıcısı olarak bilinmektedir.

Amatör X-ışını astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Topluca, amatör gökbilimciler yıldızsal objelerin çeşitliliğini ve kendi inşa ettikleri ekipmanlarla fenomen olayları gözlemlerler. Amerika Birleşik Devletleri Hava Kuvvetleri Akademisi (USAFA) ABD’nin tek lisans uydu programına ev sahipliği yapar ve FalconLaunch sondaj roketlerini geliştirmeye devam ederler. X-ışını astronomisini uzaydaki yükünü koymak için harcanan direkt amatör çabalara ek olarak öğrenciler tarafından geliştirilen deneylere imkan sağlar.

Gözlemlerde ve X-ışını astronomisi deneylerini raporlamakta bazı sınırlamalar vardır: amatör roket ya da balonu inşa etme maliyetine uygun bir X-ışını detektörü oluşturmak ve uygun bir x-ışını detektörünün parçaları için uygun maliyet bulmak gibi.

X-ışını astronomisinin tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

1927 yılında Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı’ndan E.O. Hulburt ve Washington Carnegie Enstitüsünden ortakları Gregory Breit ve Merle A. Tuve Goddard’ın roketlerinin üst atmosferin keşfi için donatılmasını önerdi. “İki yıl sonra, o bir roketin üst atmosferi keşfedeceği ve ultraviyole radyasyonun ve yüksekliklerdeki X-ışınlarının tespit edilebileceği bir deney programı önerdi”.

1930’ların sonunda Güneş’i çevreleyen çok sıcak, narin bir gazın varlığı yüksek oranda iyonize türlerin optik koronalından dolaylı yoldan anlaşıldı. Güneş bu zamana kadar sıcak narin bir korona ile çevrili olarak biliniyordu. 1940’ların ortasında radyo gözlemleri Güneş’in etrafında radyo koronası olduğunu belirledi.

NRL scientists J. D. Purcell, C. Y. Johnson, and Dr. F. S. Johnson are among those recovering instruments from a V-2 used for upper atmospheric research above the New Mexico desert. This is V-2 number 54, launched January 18, 1951, (photo by Dr. Richard Tousey, NRL).

X-ışını kaynakları için Dünya’nın atmosferinden ötede başlayan ilk arama 5 Ağustos 1948 saat 12:07’de yapıldı. Birleşik milletler ordusu Hermes projesi kapsamında V-2 roketini Beyaz Kumlar’da fırlattı. İlk güneş X-ışını T.Burnight tarafından kaydedildi.

X-ışını astronomisindeki önemli sorular[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını astronomisi kaynak içinde eş olarak önemli spektral sondaj kullanır ve birçok bulmacayı anlama çabasında önemli bir araçtır.

Yıldızsal Manyetik Alan[değiştir | kaynağı değiştir]

Manyetik alanlar yıldızlar arasında her yerdedir fakat biz bunun ne nedenini kesin olarak bilebiliyoruz ne de yıldızsal çevrelerde fiziksel plazma gibi davranmasını şaşırtıcı şekilde açıklayabiliyoruz. Örneğin bazı yıldızlar manyetik alana sahip gibi görünürken diğerleri sık sık alan oluşturuyor gibi görünüyor.

Güneşdışı X-ışını kaynağı astrometrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneşdışı X-ışını kaynaklarının ilk tespiti ile, genellikle sorulan ilk soru “Kaynak nedir?” olmuştur. Kapsamlı bir arama genellikle başka dalga boylarında mümkün olmuştur. Örneğin mümkün olan tesadüf objelerde görünür veya radyo dalga boyları gibi. Çoğu doğrulanmış X-ışını yerleri hala kolaylıkla ayırt edilebilir kaynaklar değildir. X-ışını astrometrisi ince açısal çözünürlük ve spektral ışıltısının her zamankinden daha fazla talep edilmesinden ötürü ciddi bir endişe oluşturmaktadır.

X-ışını/optiği, X-ışını/radyosu ve X-ışını/X-ışını tanımlamalarının yapılmasında konum rastlantılarından dolayı doğal zorluklar vardır.

X-ışını kaynakları yıldızlar kaynağın kütle merkezi ile yıldızın konumu arasındaki açısal uzaklığa göre tanımlanabilmesini karşılar. İzin verilen maksimum uzaklık olabildiğince gerçek eşleme elde etmek için tanımlamak için belirlenen daha büyük bir değer ile sahte eşlemelerin ihtimalini minimuma indirmek için daha küçük bir değer arasında uzlaşmadır.

Güneşsel X-ışını astronomisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş’in etrafında ya da yakınındaki belirlenmiş X-ışınları kaynakları dış atmosferin ya içindedir ya da koronal bulutuyla ilişkilidir.

Koronal ısınma problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını astronomisi alanında koronal bir ısınma problemi mevcut. Güneş’in ışık yuvarı 5570 Kelvin sıcaklığa sahipken koronası 1–2 × 106 Kelvin sıcaklığa sahiptir. Yine de, en sıcak bölgenin sıcaklığı 20 × 106 Kelvindir. Koronanın yüksek sıcaklığı ışık yuvarından gelen direkt ısı iletimi haricinde bir şey tarafından ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için enerji gerektiği düşünülmekteydi. Bu yüzden iki temel mekanizma koronal ısınmayı anlatmak için geliştirildi. İlk mekanizma dalga ısınmasıydı. Diğeri ise manyetik ısınmadır.

Günümüzde dalgaların daha etkili bir ısınmaya sebep olduğu tam olarak belli değildir. Alfvén dalgaları dışındaki tüm dalgaların dağıldığı veya koronaya ulaşmadan kırıldığı bulunmuştur. Buna ek olarak Alfvén dalgaları kolay kolay koronada dağılmamaktadır.

X-ışını karanlık yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneşsel döngü

Güneşsel döngü esnasında sağdaki görüntüde de görüldüğü gibi Güneş nerdeyse bir X-ışını karanlığıdır. Bunun yanı sıra Betelgeuse her zaman X-ışını karanlığı gibi gözükmektedir. Neredeyse herhangi bir X-ışını kırmızı devler tarafından yayılır.

X-ışını karanlık gezegen/kuyrukluyıldız[değiştir | kaynağı değiştir]

X-ışını gözlemleri geçiş esnasındaki ebeveyn yıldızlarının koronaları tutulurken gezegenlerin belirlenmesine olanak sağlamıştır.

X-ışını dedektörleri daha duyarlı oldukça başka gezengenler ve X-ışını parlak olmayan göksel cisimler gözlendi.

Tek X-ışını yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneşe ek olarak birçok tekli yıldız veya yıldız sistemi galaksi boyunca X-ışını yayar.

Tek yıldızlar üzerine çalışmanın yararı tüm etkilerden arınmış ölçümler yapabilmek veya çoklu yıldız sisteminin bir parçası olabilmektir. Teoriler ve modeller daha kolay test edilebilir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

"X-ray astronomy". 13 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.