1 Nisan, Çarşamba, 2020

Genel

Ana Sayfa Genel

6 Kat Eğrilme

M87, Virgo galaksi kümesinde baskın olan dev bir eliptik galaksidir. Galaksi şimdilerde, gölgesi yakın zamanda Event Horizon Teleskobu tarafından görülen, altı milyar Güneş kütlesine sahip merkezi kara deliğiyle ünlü. Madde kara deliğe düşerken kütle çekimsel potansiyel enerjinin serbest kalması, kara deliğin birikim diskinin her iki tarafında, milyonlarca ışık yılı boyunca uzaya doğru fışkıran güçlü madde jetlerine güç veriyor. Bu jet radyo dalgalarında, optik ışıkta ve X-ışınlarında radyasyon yayınlıyor ve bu X-ışın emisyonu nedeniyle Chandra X-ışın Gözlemevi’nin de gözde bir hedefi. Chandra’nın yüksek netlikli kameraları, jetin X-ışın yayınlayan bölümünün yapısına dair sahip olduğumuz en iyi görüntüleri sağlıyor. Chandra 20 yıldır bu jeti inceliyor ve bu veri arşivi, jetin X-ışın emisyonunun, jet galaksilerarası uzaya doğru giderken zamanla nasıl evrimleştiğini araştırmak için eşsiz bir kaynak sağlıyor. Yukarıdaki görsel M87’nin, (sol altta jetin merkezindeki parlak noktanın yakınında bulunan) kara delikten başlayarak yaklaşık 18.000 ışık yılı uzanan X-ışın yayınlayan jetinin tamamının Chandra X-ışın görüntüsü. Jet düzgün değil, ama kara deliğe düşen madde miktarındaki düzensiz ve büyük artışların neden olduğu güçlü madde fışkırmalarının ürettiği parlak X-ışın emisyonu noktalarına sahip. İlave görseller, jetin merkezi yakınındaki parlak noktanın 2012 ve 2017’de alınan iki gözlemini gösteriyor. Bu zaman aralığında parlak nokta belirgin şekilde dışarı doğru ilerledi (ve parlaklığı azaldı). X-ışın noktasının bu beş yılda kaydettiği mesafe, parlak noktanın dışarı doğru ışığın yaklaşık altı katı hızda ilerlediğini gösteriyor gibi duruyor. Bu “ışıktan hızlı” hareket, hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı gidemeyeceğini söyleyen kozmik hız sınırını açıkça ihlal ediyor. Aslında bu, ışık hızının yaklaşık %99’unda ilerleyen maddenin, jetin bizim bakış açımıza göre doğrultusuyla bir araya geldiğinde oluşturduğu bir tür optik illüzyon.

Görsel: NASA/CXC/SAO/B. Snios et al.

Yeni Bir Altın Birleşme mi?

İki dev yıldız içeren çift sistemleri ilginç şekillerde yaşlanırlar. Zaman geçtikçe daha ağır olan nükleer yakıtını daha önce kullanır, genişler ve belki de parçalarını yoldaşının üzerine atar (hatta başlangıçta hafif olanı ikiliden daha ağır olan haline getirir). Bir yıldız nihayetinde nükleer yakıtını tüketecek ve süpernova olarak patlayacaktır. Bu patlama çifti parçalamaya ve iki yıldızı uzaya fırlatmaya yetecek kadar güçlü olabilir. Bazı vakalarda çift sistemi iki süpernova patlamasının ardından bile bağlı kalabilir; bu durumda başlangıçtaki iki yoldaşın kompakt kalıntıları, nötron yıldızları ya da kara delikler (veya bir kombinasyonu), Einstein’ın kesin kütle çekim kurallarına boyun eğen iki zombi gibi birbirleri etrafında dönerler. Ama Einstein’ın söylediği şekilde birbirleri etrafında dönen kompakt cisimler, uzay zamanın kendisinin dalgalanmasına sebep olan kütle çekim radyasyonu yayınladıklarından bu aşamada bile işler tuhaf bir hal alabilir. Sistemin kütle çekim enerjisinin kaybedilmesi iki zombi yıldızın, Evren’de muhtemelen yeni bir kara delik oluşturmak üzere aşırı şiddetli bir etkileşimle birleşene kadar spiraller çizmesine yol açar. Yukarıdaki görsel, iki yıldız birleşmeden hemen önceki bir nötron yıldızı çift sisteminin illüstrasyonu. LIGO gibi kütle çekim dalgası teleskoplarını kullanarak bu süreçlerden iki düzine kadarına şahit olduk. Özellikle önemli bir birleşme 17 Ağustos 2017’de, LIGO iki nötron yıldızının birleşmesinden kaynaklanan kütle çekim dalgalarını, Fermi Gama-ışın Uzay Teleskobu ve INTEGRAL gama-ışın uzay gözlemevinin ekstrem radyasyonu görmesiyle aynı anda gözlediğinde tespit edilmişti. İki nötron yıldızının, biyolojik açıdan önemli (molibden gibi) eser elementleri ve altın benzeri değerli metalleri yaratan birleşmesi, aslında Evren’deki yaşam için hayati öneme sahip. 27 Nisan 2019’de LIGO iki kompakt cismin birleşmesinden kaynaklanan bir başka uzay zaman titreşimi gördü. Bu olay, toplamda Güneş’in 3,4 katı kadar kütleye sahip olan, nispeten düşük kütleli iki cismin birleşmesiyle üretildi. Bu da her bileşenin nötron yıldızı aralığında, yani Güneş’in yaklaşık 1-2 katı kütleye sahip olduğu anlamına geliyor. Ama bu olayda hiç gama-ışın radyasyonu görülmedi. Bu sistemin tespit edilebilir gama-ışınları yayınlamadığı, veya belki de iki küçük kara deliğin birleşmesinin sonucu olduğu anlamına gelebilir. Eğer durum buysa bunlar şimdiye kadar keşfedilen en küçük kara delikler olabilir.

Görsel: National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet

Yengeç

Yengeç Nebulası, gökyüzündeki en iyi incelenmiş süpernova kalıntılarından birisidir. Bu nebula, dev bir yıldızın Çinli astronomlar tarafından 1054 yılında gözlenen ölümü tarafından oluşturuldu. Bu patlama haftalar boyunca gündüz vakti görebilecek kadar parlaktı ve sonraki iki yıl gece çıplak gözle görülebildi. Artık bir çıplak göz cismi olmasa da Yengeç çok sayıda yer temelli ve uzay temelli teleskopla incelendi. Uzun dalga boylu radyodan yüksek enerjili gama ışınlarına kadar elektromanyetik radyasyonun tüm dalga boylarında parlıyor. Hubble Uzay Teleskobu tarafından optik, Spitzer Uzay Teleskobu tarafından kızılötesi ve Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından X-ışınlarında elde edilen yüksek çözünürlüklü gözlemler patlamanın nasıl işlediğini ve çeşitli artıkların birbirleriyle ve de Yengeç’in çevresindeki gaz ve tozla nasıl etkileştiklerini anlamamıza yardımcı oluyor. Bu veriler şimdi Yengeç’in etkileyici üç boyutlu görselleştirmesiyle birleştirildi ve fiziksel olarak oradaymışız gibi çevresinde dolaşmamızı sağlıyor. Yukarıdaki görsel, çoğunlukla Chandra’nın X-ışın verilerinden elde edilen bir görselleştirme ve bir X-ışın (ve optik) pulsarını, yani patlayan yıldızın çöken çekirdeğinin küçük, inanılmaz biçimde yoğun nötron yıldızı kalıntısını çevreleyen sıcak madde diskinin yüksek enerjili emisyonunu vurguluyor. Pulsar, diske dikey olarak dışarı çıkan, yüksek enerji parçacıklarından oluşan ve yalpalayan jetler üretiyor. Kızılötesi ve optik görüntüler, pulsarın güçlü manyetik alanlarının patlamada dışarı atılan gazla nasıl etkileştiklerini net görmemizi sağlıyor ve yıldız (ve patlamanın kendisi) tarafından oluşturulan kimyasal elementlerin uzaya doğru atıldıklarındaki detaylı dağılımını gösteriyor. Yengeç, yıldızlar süpernova şeklinde patladıktan sonra ne olduğunu araştırmak için inanılmaz zengin bir cisim. Siz de mutlaka bir gezinti yapın.

Görsel: ASA/ESA/STScI/F.Summers, et al.; NASA/CXC/SAO/N.Wolk, et al., & NASA/Caltech/IPAC/R.Hurt

Kara Delikle Doğum

Kara deliklerin genelde çok yıkıcı cisimler oldukları düşünülür. Kara delikler, madde kendi kütle çekimi tarafından aşırı yüksek yoğunluklara sıkıştırılıp aslında hiç yer kaplamayacak hale geldiğinde oluşurlar. Bu da (elbette gerçekten varsa) doğrudan gözlenemez bir tekillik meydana getirir. Tekillik bir olay ufku, yani ötesindeki hiçbir şeyin, ışığın (ya da herhangi türde bir elektromanyetik radyasyonun) bile kaçamayacağı bir uzay bölgesi tarafından sarılır. Bu olay ufkuna düşen her şey evrenimizden tamamen kaybolacaktır.  Madde olay ufkuna doğru spiral çizerken aşırı güçlü bir parçacık jeti oluşur, maddeyi kara delikten çok uzaklara fırlatır. Parçacık jeti kara deliği çevreleyen gazları ısıtabileceği ve yıldız oluşturamayacak kadar sıcak hale getirdiği için astronomlar buna kimi zaman “yıkıcı geri besleme” adını verir. Ama bazı durumlarda, bir kara deliğin ve parçacık jetinin varlığı yıldız doğum oranını artırabilir. Yukarıdaki görsel, bir galaksi grubunun kompozit radyo, optik ve X-ışın görüntüsü. Düşük enerjili radyo emisyonu (Jansky Çok Büyük Dizisi -JVLA- tarafından görülen) maviyle gösteriliyor ve galaksilerden birinin merkezindeki süperdev kara delik tarafından üretilen parçacık hüzmesinin uçlarındaki emisyonu gösteriyor. Yüksek enerjii X-ışın emisyonu (Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından görülen) kırmızıyla gösteriyor ve kara deliğin jetinin çevredeki galaktik gaz ve tozlarla çarpışmasıyla ısıtılan aşırı sıcak, milyon derecelik gazı vurguluyor.  Bu görsel yaklaşık 3,4 milyon ışık yılı genişlikte olduğundan JVLA ve Chandra görüntüleri, bu süperdev kara deliğin parçacık hüzmesinin muazzam mesafelerden (olay ufkunun büyüklüğünün 100.000 katından daha fazla) galaksi ortamını etkilediğini gösteriyor. Ama gözlemler aynı zamanda, görüntülenen galaksilerin yüksek yıldız oluşum hızlarına sahip olduğunu ortaya koyuyor. Belli ki kara deliğin parçacık hüzmesi bir şekilde yıldız oluşumunu hızlandırıyor. Astronomlar parçacık hüzmesinin galaksilerarası ortamda ilerlerken, sınırı boyunca gaz ve tozları sıkıştıran sıcak bir kabarcık yarattığını düşünüyorlar. Böyle sıkışmış bölgeler yıldız oluşumu için verimli alanlardır. Bunun parçacık hüzmesinin, yeni yıldızların doğumunu teşvik eden bir “pozitif geri besleme” üretmesinin örneği olduğuna inanılıyor.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/INAF/R. Gilli et al.; Radyo NRAO/VLA; Optik: NASA/STScI

XMM-Newton 20 Yaşında: Karina Nebulası

10 Aralık 1999’da, Avrupa Uzay Ajansı’nın XMM-Newton Gözlemevi bir Ariane-5 roketinin üzerinde fırlatıldı. XMM-Newton, gizemli X-ışın evreninin yeni ve sıra dışı bir görüntüsünü sunmak üzere NASA’nın (birkaç ay önce fırlatılan) Chandra X-ışın Gözlemevi’ne katıldı. XMM-Newton ve Chandra bütünleyici gözlemevleridir: Chandra yüksek enerji evreninin yüksek çözünürlüklü gözlemlerini sağlarken XMM-Newton olağanüstü şekilde hassas, derin gözlemler sağlar. Yukarıdaki görsel XMM-Newton’un sunduğu bilimin güzel bir örneği. Bu görüntü, yıldız oluşturan ve 4 milyon Güneş gücüyle parlayan gizemli değişen yıldız Eta Carinae de dahil, galaksimizin en büyük yıldızlarından bazılarına ev sahipliği yapan Karina Nebulası’nın bir montajını gösteriyor. Görüntü X-ışın enerjisinde renkle kodlandı ve bazı özellikle ilgi çekici cisimler işaretlendi. Bu gözlem ve benzeri XMM-Newton çalışmaları, astronomların hem parlak hem de sönük X-ışın kaynağı popülasyonlarını incelemelerini ve bu kaynakların yayınladığı X-ışınlarının türüyle bu emisyonun zamanla nasıl değiştiğini detaylandırmalarını sağlıyor. Hem XMM-Newton, hem de Chandra hala çalışmaya ve yıldızların, galaksilerin ve kara deliklerin davranış şekilleri hakkında beklenmedik şeyler keşfetmeye devam ediyorlar.

Görsel: Kenji Hamaguchi (NASA/GSFC & UMBC); ESA

Bir Nötron Yıldızını Haritalamak

Nötron yıldızları, Güneş’in en az sekiz katı kadar kütleye sahip olan bir yıldız öldüğünde oluşan aşırı yüksek yoğunluklardaki küçük cisimlerdir. Ölen yıldız ilk olarak çöker ve yıldızın tam merkezi yakınlarındaki bölge, geri kalan müthiş ağırlık tarafından ezilir. Yıldızın merkez bölgesi o kadar çok sıkıştırılır ki atomlardaki protonlar ve elektronlar nötronlar oluşturmak üzere birleşirler, bu yüzden de bu yoğun, kompakt bölgeye nötron yıldızı adı verilir. Bu nedenle bir nötron yıldızı temelde uzaydaki, sıradan bir atom çekirdeğinden bir milyon trilyon kat daha büyük olan muazzam bir atom çekirdeğidir. Bu tuhaf cisimler bilim insanlarına maddenin aşırı yoğunluklardaki, yeryüzündeki bir laboratuvarda elde etmenin imkansız olduğu fiziksel sırları ortaya çıkaran özel davranış şeklini inceleme imkanı sunuyor. Nötron yıldızının manyetik kutupları yakınındaki sıcak bölgeler, yıldız dönerken X-ışın radyasyonu atımları üretir. Bu nedenle X-ışın emisyonu nötron yıldızlarını araştırmak için iyi bir araçtır. Nötron yıldızları çok yoğun oldukları için çevrelerindeki uzay zamanı saptırırlar. Nötron yıldızının çevresindeki  eğri uzay zaman, manyetik kutuplardan gelen X-ışın atımlarının zamanla farklılaşma şeklini değiştirir. Bir nötron yıldızının X-ışın atımlarının zaman değişimini dikkatlice inceleyen astronomlar, prensipte yıldızın çevresindeki uzay zamanın ne kadar büküldüğünü belirleyebilir ve böylece nötron yıldızının yoğunluğunu ölçebilir. Nötron Yıldızı İç Kompozisyon Kaşifi (ya da kısaca NICER), Uluslararası Uzay İstasyonu üzerindeki, ana amacı dönen nötron yıldızlarının X-ışın değişimlerini kesin olarak incelemek ve bu değişimleri yıldızın yoğunluğunu ölçmek üzere kullanmak olan bir X-ışın gözlemevi. NICER şimdi ilk kez, J0030+0451 adı verilen bir nötron yıldızının yoğunluğunu başarıyla ölçtü. Bu nötron yıldızının X-ışın değişimlerinin çok dikkatli şekilde analiz edilmesiyle, NICER verileri J0030+0451’in Güneş’ten yüzde 40 daha ağır, ama yalnızca 24 kilometre kadar genişliğe sahip olduğunu gösteriyor. Bu da J0030+0451’in suyun 100 trilyon katı kadar yoğunluğa sahip olduğu anlamına geliyor. Yani bir çay kaşığı J0030+0451 maddesi, Dünya üzerindeki 8 milyar insanın toplamı kadar kütle içeriyor. NICER gözlemleri aynı zamanda bilim insanlarının nötron yıldızının manyetik alanının şekliyle ilgili sahip oldukları basit resmi de altüst etti. On yıllar boyunca bilim insanları nötron yıldızlarının, Dünya’nın manyetik alanının şekline benzer, zıt yarım kürelerde bir kuzey kutbu ve bir güney kutbu olan basit dipolar manyetik alanlara sahip olduklarını farz ettiler. NICER J0030+0451’in manyetik alanının şeklinin, aynı yarım kürede en az iki kutupla çok daha karmaşık olduğunu gösterdi. J0030+0451’in karmaşık manyetik morfolojisinin neye benzeyebileceğine dair bir görselleştirme yukarıda gösteriliyor. Ders kitaplarını baştan yazmaya başlayabiliriz.

Görsel & Referans: NASA/GSFC

Ne Kadar Yüksek?

Yıldız kütleli kara delikler, yüksek enerji gama-ışın radyasyonu emisyonuyla işaretlenen aşırı güçlü patlamalardan doğarlar. Bazı kara delikler nükleer yakıtları sona erdikten sonra çok büyük yıldızların çökmesinden doğarken bazıları zaten çökmüş olan nötron yıldızlarının birleşmeleriyle üretilir. Bu güçlü gama-ışın patlamaları Fermi Gama-ışın Uzay Teleskobu, Neil Gehrels Swift Gözlemevi gibi uzay temelli teleskoplarla, Uluslararası Uzay İstasyonu’ndaki CALET cihazıyla ve diğer tesislerle tespit edilebilir. Bu gama-ışın patlamalarının ne kadar enerji serbest bırakabilecekleri bilinmiyor, ama yukarıdaki görsel çıtayı epey yükseltiyor. Bu görüntü, Namibya’da bulunan bir dizi optik teleskopun, Yüksek Enerji Spektroskopik Sistem’in (ya da H.E.S.S.) 28 metrelik teleskobu ile elde edildi. Yer temelli bir optik teleskop yüksek enerji gama-ışın radyasyonunu nasıl tespit edebilir. Bir gama-ışın patlamasının yüksek enerji gama-ışınları Dünya’nın atmosferine çarptığında, ışığın atmosferde ilerleyebileceğinden daha yüksek (elbette ışığın boşlukta gidebileceğinden, yani nihai hız sınırından daha fazla değil) hızlarda ilerleyen atomaltı parçacıklar üretir. Bu aşırı hızlı giden parçacıklar Cherenkov radyasyonu olarak bilinen mavi bir parlama oluşturur. H.E.S.S. bu mavi parlamayı tespit eder ve gelen gama-ışınının konumunu belirleyip enerjisini anlayabilir. Temmuz 2018’de H.E.S.S.’in en büyük teleskobu, GRB 180720B adıyla bilinen patlama tarafından üretilen bir gama-ışınını tespit etti. Görüntüde bir artıyla işaretlenen H.E.S.S. kaynağı, patlama gerçekleştikten sonraki 10. ve 12. saatler arasında üretilen aşırı yüksek enerjili radyasyonu gösteriyor. Bu, bu kadar yüksek enerji bandında tespit edilen ilk gama-ışın patlaması. Patlamanın kendisi yalnızca 50 saniye sürdü, bu yüzden de patlamanın gerçekleştikten bu kadar uzun süre sonra böyle aşırı radyasyon üretmiş olması oldukça şaşırtıcı.

Görsel: H.E.S.S. İşbirliği

Mirasımızın Bir Bölümü

Uzaydaki teleskoplarla yapılan gözlemler, özellikle profesyonel bilim insanlarının ilgi alanı olan cisimler hakkında olağanüstü bilgiler sağlar. Bilim insanları rekabetçi biçimde böyle gözlemleri önerir, verileri analiz eder ve sonuçları yayınlarlar. Dijitalleştirilen verilerin kendileri de uzay temelli görüntülerin büyümekte olan mirasının bir parçası halini alıyor. Bu görüntülere, hem kamu hem de bilim insanlarınca, herkes tarafından serbestçe ulaşılabiliyor ve herkesin evrenin güzelliğini, birkaç on yıl öncesine kadar ancak hayal edebileceğimiz yollarla incelemesini sağlıyor. Yukarıda gösterilen bu güzel görüntüler, Hubble Uzay Teleskobu ve Chandra X-ışın Gözlemevi arşivleri tarafından, geçtiğimiz Ekim ayındaki Arşivler Ayı’nın parçası olarak yayınlandı. Bu görseller Hubble Uzay Teleskobu’nun görünür bant görüntülerinin ve Chandra X-ışın Gözlemevi’nin görünmez bant X-ışın görüntülerinin birer kompoziti. Yüksek çözünürlüklü optik Hubble görselleriyle yüksek çözünürlüklü Chandra X-ışın görsellerinin karşılaştırılması, yüksek enerjili patlamalarla çarpışmaların nasıl farklı cisimlerden kaynaklandıklarını ortaya çıkarıyor ve dinamik Evrenimizin çok daha tam bir görüntüsünü sağlıyor. Yukarıdaki görseller, ya güçlü süpernova patlamaları, ya da yıldızların rüzgarları ve dış akışlarının birleşik gücü tarafından üretilen ayrı X-ışın yayınlayan bulutları gösteriyor. X-ışın yayınlayan bu bulutların hepsi Samanyolu’nun 150.000 ışık yılından daha uzaktaki bir yoldaşında, Büyük Macellan Bulutu’nda bulunuyor. Soldan başlayarak saat yönünde sıkıcı adlarıyla N103B (bir beyaz cüce yıldızın Chandrasekhar kütle limitinin ötesine itildikten sonra patlamasıyla üretilen sıcak gaz bulutu), LHA 120-N 44 (bir yıldız oluşum bölgesinin çevresindeki dev, sıcak, rüzgarla şişmiş kabarcık), LMC N63A (Güneş’ten çok daha ağır bir yıldızın, çekirdek çökmesi süpernovası olarak bilinen patlamasının kalıntısı), N132D (dev bir yıldızın çekirdek çökmesi tarafından oluşturulan at nalı şekilli süpernova kalıntısı) ve DEM L238 ile DEM L71 (beyaz cüce süpernovalarının kalıntıları) olarak biliniyorlar. Arşivlerde çok daha fazla sayıda güzel görüntü bulabilirsiniz.

Görsel: NASA/CXC/SAO & NASA/STScI. izniyle sağlanan görüntülere dayanan Judy Schmidt tarafından geliştirilmiş görüntü (CC BY-NC-SA)

Sihirli Patlama

Bir yıldızın merkezinde bir kara delik aniden oluşsa neler olacağını düşünün. Astronomlar bunun gerçekten de, en azından haftada birkaç kez bazı çok büyük yıldızlar öldüğünde gerçekleştiğini düşünüyorlar. Çok büyük bir yıldız çekirdek bölgesindeki yakıtı tükettiğinde yıldızın muazzam kütlesi çekirdeği ezer, bir atom çekirdeğinin yoğunluğundan daha yüksek bir yoğunluğu sıkıştırır ve bir olay ufkuyla çevrelenen sonsuz yoğunlukta bir tekillik oluşturur. Bu, yıldız için sevindirici bir haber değildir. Bir yıldızın çevresinde bir kara delik oluştuğunda yıldızın geriye kalan dış katmanlarını biriktirmeye başlar, kara deliğin çevresinde bir birikim diski ve aşırı hızlı harekete eden yüklü parçacıklarla radyasyondan meydana gelen güçlü bir jet oluşturur. Bu jet yıldızdan çıkar ve yıldızı parçalar. Bu hüzme bizim doğrultumuza dönük olduğunda bu yıldız patlaması aşırı güçlü bir gama ışın patlaması üretir. Fermi Gama-ışın Uzay Teleskobu ve Neil Gehrels Swift gözlemevi gibi uydu gözlemevleri, Evren’in her yerinde bu patlamalardan keşfediyor ve kara deliklerin hangi sıklıkta oluştuklarını anlamamıza yardımcı oluyorlar. Yukarıdaki illüstrasyon, Fermi (görüntünün solundaki uzay aracı) ve Swift’in (sağda) detektörlerini dolduran bir gama-ışın patlamasından gelen gama ışınları yağmurunu gösteriyor. Bir kez bu uydular tarafından yeri belirlendiğinde astronomlar, ilgi çekici gama-ışın patlamaları ve diğer geçici gök olaylarının haberlerini internet aracılığıyla dağıtan ‘Gamma-ray Coordinates Network/Transient Astronomy Network’ ve ‘the Astronomer’s Telegrams’ gibi servisler tarafından devam gözlemleri için haberdar ediliyorlar. 19 Ocak 2019’da, sıra dışı bir patlama hem Fermi hem de Swift tarafından görüldü. Fermi’nin Geniş Alan Teleskobu bu patlamanın olağan dışı şekilde enerjik olduğunu ve Fermi tarafından görülen tüm diğer patlamalardan daha yüksek enerjili gama-ışın emisyonu ürettiğini gösterdi. Swift ve Fermi ekipleri tarafından yapılan bildirinin ardından Büyük Atmosferik Gama Görüntüleme Cherenkov gözlemevi, yani MAGIC’in dev teleskopları hızlıca patlamanın konumuna doğrultuldu. MAGIC, Evren’deki en enerjik olayları tespit etmek üzere tasarlanan bir gözlemevi. MAGIC bu patlamanın, Fermi tarafından görülenden 10 kat daha enerjik bir radyasyon ürettiğini keşfetti. Bu da onu bilinen en enerjik gama-ışın patlaması yapıyor.

Görsel: NASA/Fermi ve Aurore Simonnet, Sonoma State University

Yaşam Veren Renklerde

Galaksimizdeki yaşam yıldızların ölümüne bağlıdır. Yıldızlar, merkezlerinde meydana gelen ve maddenin enerjiye dönüştürülmesinde yıldıza gücünü veren bir termonükleer füzyon işlemiyle daha basit olanlardan önemli ve kompleks atomları oluşturan kimyasal fabrikalardır. Yıldızlar merkezlerindeki yakıt tüketildiğinde ölürler. (Güneşimiz gibi) düşük kütleli yıldızlar öldüklerinde arkalarında beyaz cüce yıldızlar, yani akıl almaz şekilde yoğun karbon ve oksijen topları bırakırlar. Beyaz cüceler birer saatli bombadır: eğer (diyelim ki bir yoldaş yıldızdan ya da yıldızlararası ortamdan) yeterince madde biriktirirlerse temel bir fiziksel sınırı aşabilir ve karbonlarını süpernova adı verilen ani bir termonükleer patlamaya dönüşecek şekilde tutuşturarak korkunç şekilde çökebilirler. Tek bir süpernova patlaması bütün bir galaksinin yıldızları tarafından yayınlanan toplam enerji kadar güçlü olabilir ve patlama, yıldız tarafından yaşamı süresince üretilen kimyasallar dağıtır. Bu süreçte yeni ve daha bile kompleks kimyasallar da üretilir. Bu sayede ev sahibi olan galaksi, tozu, toprağı, gezegenleri ve yaşamı üretmek için gereken molekülleri oluşturan kimyasallar açısından zenginleşir. Bu sürecin ana hatları anlaşılmış durumda ama detayları henüz gizemini koruyor. Yukarıdaki görsel, Tycho Süpernova Kalıntısı’nın, 1572 yılında ünlü astronom Tycho Brahe tarafından patlayışı gözlenen bir yıldızdan dışarı atılan zenginleşmiş gaz ve tozun Chandra X-ışın Teleskobu tarafından alınan derin bir X-ışın pozu. Renkler, farklı, sıcak, fazlaca yüklü atomların emisyonlarını belirten farklı X-ışın enerjilerini temsil ediyor. Sıcak, X-ışın yayınlayan gaz oldukça kümelenmiş durumda ve neredeyse küresel bir patlamadan bekleneceği kadar düzgün değil. Bu görüntüyle ilgili yeni bir çalışma bu kümelerin, atılan maddelerin patlamayı çevreleyen ortamdaki maddelerle daha sonra gerçekleşen etkileşimlerden kaynaklanmaktansa ilk patlamanın yapısal bir parçası olduklarını öne sürüyor.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Optik: DSS

Ani ULX

Bildiğimiz en güçlü X-ışın kaynakları birikim yapan kara deliklerdir. Bu kara delikler güçlerini çevrelerinden madde biriktirmelerinden alırlar. Bu maddeler, kompakt bir çift sistemindeki yıldız kütleli “küçük” bir kara delik tarafından komşu bir yıldızdan çekilebilir, ya da aktif bir galaksinin merkezindeki süperdev kara delik tarafından yutulan dev gaz, toz ve yıldız bulutları olabilir. Her iki durumda da bu süreç neredeyse aynıdır: maddeler kara deliğin olay ufkuna doğru girdap şeklinde düşerken muazzam miktarlarda yüksek enerji X-ışın radyasyonu yayınlayan sıcak bir birikim diski oluşturur. Bu radyasyonun gücü o kadar fazladır ki biriken madde miktarını sınırlayabilir ve çok fazla radyasyon üretilirse bir kesme valfi gibi davranabilir. Bu yüzden birikim yapan bir kara delik sisteminin yayınlayabileceği maksimum radyasyon miktarı olmalı. Astronomlar geçtiğimiz yıllarda, birikim yapan kompakt cisimlerin karakteristiklerine sahip olan ama bu limitten çok daha parlak gibi duran gizemli bir cisim sınıfı tanımladılar. Bu kaynaklara Aşırı Parlak X-ışın kaynakları, ya da kısaca ULX’ler adı veriliyor. Bu tuhaf kaynakların doğası henüz tam olarak anlaşılabilmiş değil. Bazı ULX’ler birikim yapan nötron yıldızları gibi görünüyor ve gözlenen X-ışınları muhtemelen nötron yıldızından çıkan dar bir parçacık hüzmesinden kaynaklanıyor. Öne sürülen diğer ULX’ler “orta kütleli”, yani bin ya da daha fazla Güneş kütlesine sahip kara delikler, belki de yıldız kütleli ve süperdev çeşitleri arasında geçişken olan cisimler. Yukarıdaki görsel Havai Fişek Galaksisi’nin optik bir görüntüsünü gösteriyor. Görselin üzerine eklenen parlak mavi ve yeşil noktalar NuSTAR uzay gözlemevi tarafından görüldüğü şekliyle ULX’lerin parlak yüksek enerji X-ışın emisyonu kaynaklarının konumlarını gösteriyor. Yeşille gösterilen nokta, NuSTAR gözlemleri sırasında birden beliren şaşırtıcı bir kaynağın emisyonu. Bu “Yeşil ULX”in doğası kesin olarak bilinmiyor. Bu ani parlaklaşma belki büyük miktarda maddenin bir kara delik ya da nötron yıldızı tarafından biriktirilmesinden kaynaklanıyordur. Belki de bir kara delik yoldaş yıldızını yutmuştur.

Görsel: NASA/JPL-Caltech/Dijital Gök Taraması

Daha İyi Bir Kara Delik Oluşturmak

Makul bir hassaslıkla ölçülen kara delik kütleleri sınırlı sayıda aralık içine düşüyor gibi duruyor. Birkaç taneyle onlarca Güneş’e kadar kütleye sahip olan “yıldız kütleli kara delikler” var. Yıldız kütleli kara delikler genelde, normal bir yoldaş yıldızdan çektikleri maddeleri yuttuklarında ürettikleri X-ışın emisyonuyla belirleniyorlar. Bunun dışında, normalde galaksilerin merkezlerinde gizlenen ve milyonlarca (hatta milyarlarca) Güneş kütlesine sahip olan süperdev kara delikler mevcut. Bu süperdev canavarlar, hemen çevrelerindeki maddeleri, gazı, tozu, yıldızlar ve gezegenleri aktif olarak yuttuklarında ürettikleri güçlü X-ışın, optik ve radyo emisyonuyla belirleniyorlar. (Bildiğimiz kadarıyla) tüm kara delikler (Güneş’ten en az on kat daha fazla kütleli) dev yıldızların patlayarak çökmesiyle oluştuğuna göre, süperdev kara delikler belki de yıldız kütleli kara deliklerin birleşmeleriyle ortaya çıkıyordur. Peki öyleyse de nasıl? Artık büyük yıldız kütleli kara deliklerin daha küçük kara deliklerin birleşmeleri sonucunda nasıl oluştuklarına, bu devasa kozmik çarpışmaların Evren’i nasıl sarstıklarını izleyerek doğrudan şahit olabiliyoruz. Galaksilerin birleştiğini biliyoruz ve eğer öyleyse birleşen galaksilerdeki süperdev galaksilerin de birleşmeleri ve daha bile büyük bir süperdev kara delik meydana getirmeleri mümkün. SDSS J084905.51+111447.2 sisteminde, Dünya’dan yaklaşık bir milyar ışık yılı uzakta üç galaksinin çarpışmasında bu süreç işliyor olabilir. Chandra X-ışın Gözlemevi’nden ilave X-ışın görüntüsü, üç adet X-ışın kaynağı (bir tanesi merkezin yakınındaki parlak olan, diğerleriyse üstte ve sağdaki sönük iki tane olan) gösteriyor. X-ışın verileri yanında NASA’nın Geniş Alan Kızılötesi Tarama Kaşifi’nin ve Sloan Dijital Gök Taraması’yla Büyük Binoküler Teleskop’un yer temelli optik verileri, bu kaynakların birleşen galaksilerde bulunan birikim yapan süperdev kara delikler olduklarını gösteriyor. Böylesi üçlü kara delik sistemlerini belirlemek önemli çünkü üçüncü kara deliğin, diğer ikisini yavaşlatıp birlikte spiraller çizerek nihayetinde birleşmelerinde önemli bir rol oynayabileceği düşünülüyor. Bu, “son parsek problemi”ni nihayet çözmek için önemli bir adım olabilir.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/George Mason Univ./R. Pfeifle et al.; Optik: SDSS & NASA/STScI

Muhteşem Yedili

Spektr-Röntgen-Gamma (Spektr-RG, ya da kısaca SRG) uzay gözlemevi üzerindeki yeni bir X-ışın cihazı olan eROSITA, yörüngedeki kontrol ve performans doğrulama aşamasını tamamladı ve çalışır haldeki X-ışın teleskoplarının yedisiyle bilimsel gözlemlerine başladı. Yukarıda gösterilen ilk sonuçlar oldukça heyecan verici ve gelecek olanların mükemmel bir örneği. eROSITA’nın ana görevi X-ışınlarında tüm gökyüzünü haritalamak. Geniş bir görüş alanında ve X-ışın enerjisindeki geniş bir aralıkta hassas gözlemler sağlayan yedi ayrı X-ışın teleskobundan oluşuyor. eROSITA geçici yörüngesinde, Dünya-Güneş hattı üzerinde Dünya’nın 1.6 milyon kilometre gerisinde ilerlerken yedi teleskobuyla gökyüzündeki bir hattı tarıyor ve bir yıl içerisinde tüm gökyüzünün bu hatlardan oluşan bir görüntüsünü oluşturacak. Soldaki görüntü, komşumuz ve Samanyolu’nun bir uydu galaksisi olan Büyük Macellan Bulutu’nun (LMC) tam bir “ilk fotoğrafı”nı gösteriyor. eROSITA’nın X-ışın görüntüsü, LMC’deki (süpernovalar ve yıldız rüzgarlarının güçlü çarpışmaları tarafından üretilen) sıcak gazların dağınık X-ışın emisyonunuyla birlikte birikim yapan nötron yıldızları ve kara delikler gibi ayrı kaynakların X-ışın emisyonunu öne çıkarıyor. Sağda, etkileşen iki galaksi kümesinin, Abell 3391 ve Abell 3395’in eROSITA görüntüsü var. Görselde görülen dağınık X-ışın emisyonu, kümelerde galaksilerin arasındaki boşlukta tutulan aşırı sıcak gazlar tarafından üretiliyor. eROSITA ile yapılan gözlemler, bilim insanlarının Evren’in yapısını ve evrimini anlamasına yardımcı olacak ve de X-ışın gecesinde yükselen şeylerin ve geçici kaynakların eşsiz bir arşivinin oluşturulmasını sağlayacak.

Görsel: Sol: F. Haberl, M. Freyberg and C. Maitra, MPE/IKI; Sağ: T. Reiprich (Univ. Bonn), M. Ramos-Ceja (MPE), F. Pacaud (Univ. Bonn), D. Eckert (Univ. Geneva), J. Sanders (MPE), N. Ota (Univ. Bonn), E. Bulbul (MPE), V. Ghirardini (MPE), MPE/IKI

TeraVolt SNR

Havada ışıktan hızlı hareket eden parçacıklar tarafından üretilen emisyonu kullanan yer temelli teleskoplar, bir süpernovanın tera-elektronvolt, yani TeV enerjilerinde tarihi ilk görüntüsünü oluşturdular. Yüksek Enerji Stereoskopik Sistemi, ya da kısaca H.E.S.S. projesi, astrofiziksel bir kaynağın yüklü parçacıkları ışıktan daha yüksek hızlarda bir “foton patlaması” oluşturarak atmosferden geçtiklerinde ortaya çıkan Cherenkov ışımasını kaydetmek için (Namibya’da bulunan) bir dizi yer temelli teleskop kullanıyor. Yukarıdaki görsel, (SNR RX J1713.7-3946 olarak bilinen) süpernova kalıntısının TeV fotonları atmosfere girdiğinde üretilen emisyonu gösteriyor. TeV görüntüsündeki konturlar SNR’nin X-ışın emisyonunu gösteriyor ve TeV görüntüsüyle X-ışın görüntüsü arasında iyi bir korelasyon var. TeV görüntüsü, süpernova kalıntılarının yüksek enerjili galaktik kozmik ışınların kaynağı olduğu fikrine olan güveni arttırıyor.

Referans: H.E.S.S. Collaboration – görsel sahibi Werner Hofmann (MPI)

Orion’un Kılıçları

Gökyüzündeki en tanınır takımyıldızlardan birisi de Orion’dur. Orion, 3 adet parlak, dev yıldızın doğrusal dizilimi, yani Orion’un kemeriyle ünlüdür. Kemerin kuzeydoğusuna doğru, gökyüzündeki en renkli ve tehlikeli yıldızlardan birisi olan parlak kırmızı yıldız Betelgeuse kolayca görülebilir ve güneybatıya doğru mavi-beyaz yıldız Rigel görülür. Kemerin altında asılı olan ve Orion’un Kılıcı’nın bir bölümünü oluşturan küçük ve gösterişli nebula Messier 42 çıplak gözle görülebilir. Nebula aslında bize en yakın yıldız oluşum fabrikalarından birisi, bu yüzden de bu nebulanın incelenmesi, yıldızların nasıl oluştukları ve de dev yıldızların oluşumunun gelecekteki pek çok yıldız neslinin doğumunu nasıl etkileyebileceğine dair anlayışımız için anahtar bilgiler sunuyor. Yıldızlar yoğun gaz ve toz bulutlarından doğuyorlar ve bu hammaddeler genelde, yıldız doğumevinde gerçekleşen ilginç şeyleri görmemize engel oluyor. Ama bu genç yıldızlar tarafından üretilen X-ışınları bu engeli aşabiliyor. Bu yüzden de X-ışın araştırmaları, Orion Nebulası ve başka yerlerdeki yıldız oluşumunun özelliklerini ve süreçlerini belgelemede önemli bir rol oynadı. Yukarıdaki görsel M42’nin, Trapezium adıyla bilinen merkezi yakınlarındaki küçük parlak yıldız kümesini gösteren bir kızılötesi görüntüsü. Trapezium’daki en parlak yıldızlar Güneşimizin kütlesinin 15-30 katı kadarı kütlelere sahipler ve Güneş’in yaşının onda birinden daha gençler. Soldaki görsel aynı bölgenin Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından alınan X-ışın görüntüsü. Chandra’nın elde ettiği özellikle yüksek çözünürlüklü görüntüler, astronomların bu kümedeki yıldızların sıkıca bir arada duran X-ışın emisyonunu çözmek için sahip oldukları en iyi yol. Bu görüntü, Chandra Yüksek Enerji Aktarım Izgarası tarafından yerinde alındı, bu yüzden de parlak X-ışın kaynakları, X-ışın görüntüsünde daha parlak yıldızların etrafında sol üstten sağ alta doğru uzanan parlak kılıç benzeri çizgiler şeklinde görülebilen dağınık spektrumler üretti. Bu çizgiler sıcak gazın kompozisyonu, sıcaklığı, yoğunluğu ve X-ışın emisyonunu üreten milyonlarca derece sıcaklıktaki gazın hızlarıyla dinamik özellikleri hakkında bilgiler içeriyor.

Görsel: X-ışın: CXC; NASA; N. Schulz et al.; Kızılötesi: Two Micron All-Sky Survey

ChandraXX: Uzayda Çığır Açan Bir Ayna

20 yıldan uzun süre önceki fırlatılışından bu yana Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından yapılan pek çok bilimsel keşif, ileri X-ışın optik sistemi, Yüksek Çözünürlüklü Ayna Tertibatı (HRMA) olmasaydı mümkün olmazdı. HRMA, şimdiye kadar üretilen ya da bir uzay aracında uçurulan en gelişmiş X-ışın ayna sistemi. X-ışın görüntülemesi, görünür ışığı görüntülemekten çok daha zordur çünkü en düşük enerjili X-ışınlarının enerjisi bile, görünür fotonların enerjisinden yüzlerce kat daha fazladır. Yüksek enerjilerinden dolayı X-ışın fotonlarını bir aynadan etkili şekilde yansıtmanın tek yolu, X-ışınının aynaya çok dar bir açıyla çarpıp ayna yüzeyinden bir taşın göl yüzeyine çarpıp sekmesine benzer şekilde sekmesidir. HRMA gibi X-ışın ayna sistemleri bu nedenle, içinde eş merkezli daha küçük variller bulunan büyük bir varil şeklindedir. HRMA bu eş merkezli, varil şeklindeki aynalardan dört çift bulunduruyor, böylece varilin ekseninden geçen X-ışınları saptırılıp HRMA’nın on metre kadar gerisinde, Bilim Cihazı Modülü’nün bir parçası olan hassas görüntüleme detektörlerindeki bir odağa taşınabiliyor. Chandra’nın X-ışın aynaları mümkün olan en güzel X-ışın görüntülerini oluşturabiliyor çünkü bu aynalar istisnai şekilde büyük ve pürüzsüzler. Chandra’nın aynaları ilk başta aşırı bir kesinliğe şekillendirildiler, daha sonra aynalarda birkaç atomdan daha büyük bir çıkıntı olmayacak şekilde perdahlandılar. Bu Dünya’nın, en yüksek daha birkaç metreden daha yüksek olmayacak şekilde düzleştirilmesine benzetilebilir. Chandra’nın aynaları aynı zamanda istisnai şekilde temizler: fırlatma sırasında, normal bir bilgisayar ekranı kadar alanda bir taneden daha fazla toz taneciği bulunmuyordu. HRMA’yı oluşturan aynalar bu güne kadar yapılanların en kesini, en düzü ve en temizi, bu sayede de Chandra bize X-ışın Evreni’nin en keskin ve temiz görüntülerini sağlıyor.

Görsel: CXC/SAO/NASA

Chandra XX: X-ışın Gecesinde Yükselen Şeyler

X-ışın gökyüzüne yeterince uzun bakarsanız daha önce hiç görmediğiniz şeyleri göreceksiniz. Bu özellikle de, 20 yıl boyunca X-ışın gökyüzünün parçalarına bakan Chandra X-ışın Gözlemevi için doğru. Bu sözün iyi bir örneği Chandra Derin Alanı, yani Chandra’ın gökyüzünün 85 günden daha uzun süreye eşit bir poz süresinde izlediği bölümü. Bu Derin Alan X-ışın gözlemlerinin ana bilimsel hedefi, süperdev kara deliklerin kozmik zamanda evrimlerini anlamak. Ama zaman zaman daha tuhaf başka şeyler de beliriyor. Yukarıdaki görsel Chandra Derin Alan gözleminin, kırmızının düşük enerjili X-ışınlarını ve mavinin yüksek enerjili X-ışınlarını temsil ettiği “gerçek renkli” bir X-ışın görüntüsünü gösteriyor. Bir pozda astronomlar, görselde “CDF-S XT1” adıyla işaretlenen, daha önce görünmez olan bir kaynaktan gelen ani parlak X-ışın parlamasını gördüklerinde şaşırdılar. Kaynak aniden aydınlanıp bir fışkırmaya dönüştü ve nihayetinde karanlığa gömülmeden önce günün bir bölümü boyunca parlak kaldı. XT1’in parlaklaşması ve sönükleşmesi, görüntünün altındaki bir dizi görselle gösteriliyor. Diğer X-ışın kaynakları da geçici parlaklaşmalar sergiliyor bu ama bu kaynak kendine özgü. Kaynağın aniden parlaması ve sönükleşmesiyle birlikte X-ışınlarının enerjisindeki değişim bilinen hiçbir tür X-ışın değişenine uyum sağlamıyor. Belki de CDF-S XT1 bir tür tuhaf olay, uzak bir galakside patlayan kadim bir yıldızın ürettiği sıra dışı bir süpernova ya da gama-ışın patlaması, veya belki bir kara deliğin bir yıldızı yutuşu, hatta Samanyolu’ndaki küçük bir yıldızın aşırı güçlü patlamasıdır. Bu açıklamaların hiçbiri henüz tam olarak tatmin edici değil. Bu kaynak, radyo astronomlar tarafından yakın zamanda keşfedilen gizemli hızlı radyo patlamalarına benzer tamamen yeni bir olayın keşfini gösteriyor olabilir. Chandra tarafından yapılan gözlemler gelecekte başka hangi gizemleri ortaya çıkaracak?

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/Universidad Cat´olica de Chile/F.Bauer et al.

20 Yılın Değiştirdikleri

20 Eylül 2019 Haftanın Yüksek Enerji Astrofizik Görseli’nin yirminci yıl dönümü. 2019’un aynı zamanda iki büyük X-ışın görüntüleme tesisinin, Chandra X-ışın Gözlemevi (Temmuz 1999) ve XMM-Newton X-ışın Gözlemevi’nin (Aralık 1999) fırlatılışının yirminci yıl dönümü de olması tesadüf değil. Bu tesisler ve diğer uydu ve yer temelli gözlemevleri sayesinde, geçtiğimiz yirmi yılda Evren’deki en güçlü olaylar hakkındaki bilgimizde inanılmaz ilerlemeler kaydettik. Gama-ışın patlamalarının uzun zamandır gizemli olan kökenlerini belirledik, kütle çekim radyasyonları sayesinde kara deliklerin ve nötron yıldızlarının birleşmelerini nihayet tespit ettik, kara deliklerin galaksi kümelerinde çevrelerini harekete geçirmelerini izledik, Samanyolu’nun çevresinde galaksimizin merkezinden doğan dev kabarcıkları ortaya çıkardık, aşırı kuvvetli fışkırmalara tanıklık ettik, yaşamın dayandığı kimyasal elementlerin kökenlerini bulduk, yıldızların kara delikler tarafından parçalanıp yutulmalarını gördük. Yukarıdaki bu görsel, solda Cas A süpernova kalıntısının Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından alınan ilk görüntüsünü gösteriyor. Bu görüntü ilk Haftanın Görüntüsü olarak seçilmiş ve kalıntının merkezindeki kompakt kaynağı, patlayıp X-ışın yayınlayan uzun püskürüğü üreten yıldızın geride bıraktığı küçük çekirdeği nihayet ortaya çıkarmasıyla bilim insanlarını heyecanlandırmıştı. Soldaki görsel, Cas A’nın geçtiğimiz yirmi yılda alınan verilerle oluşturulmuş bir Chandra görüntüsü. Artık renkli olan bu görüntü, süpernova patlaması tarafından oluşturulan ve dağıtılan ağır elementlerin dağılımını gösteriyor. Chandra ve XMM-Newton’la uyum içinde çalışan Swift Teleskobu, Fermi Gama-ışın Uzay Teleskobu, NuSTAR, INTEGRAL, MAXI, ASTROSAT, AGILE, HXMT, IceCube ve NICER, bize günlük olarak inanılmaz keşifler sunan mevcut yüksek enerji gözlemevleri. Bu ekibe yakın zamanda, şu anda Dünya’dan bir milyon kilometreden daha uzakta, L2 noktasındaki bir park yörüngesine doğru ilerleyen SRG görevindeki ART-XC ve eROSITA teleskopları da katılacak. Daha da ileride, yüksek enerji astrofizikçileri, 2030’larda başlayacakları gözlemler için hazırlanan Athena X-ışın Gözlemevi ve Lynx X-ışın Gözlemevi gibi büyük tesisleri bekliyorlar. Evren’deki en şaşırtıcı, kafa karıştırıcı olaylar ve cisimlerin görüntüsünü daha da netleştirecek yeni keşiflerin yapılacağı on yıllar bizi bekliyor.

Görsel: NASA/CXC/SAO

ChandraXX: Jetin Havalanışı

Aktif galaksiler, galaksi merkezindeki aşırı küçük bir bölgede muazzam miktarda enerji üretirler. Aktif galaksilerin tamamı, Güneş Sistemimizden daha küçük bir alana sıkışmış, Güneş’in milyonlarca, hatta milyarlarca katı kütleye sahip merkezi süperdev kara delikler içerir. Bu galaksiler “aktiftir”, çünkü merkezi süperdev kara delikleri çok büyük miktarlarda gaz (ve yıldızlar ve gezegenler) yutar ve bu maddeler kara deliğin derin kütle çekim kuyusuna doğru indikçe, kütle çekimsel potansiyel enerjisi kinetik enerji, ısı ve radyasyona dönüştürülür. Aktif galaksiler sıklıkla süperdev kara delikten dışarı doğru güçlü, çok dar ve hızlı taşmalar ya da jetler ortaya çıkarır ve galaksiden çevredeki galaksilerarası uzaya doğru tekrar madde beslemesi yaparken galaksinin çevresindeki ortamı şekillendirmede önemli bir rol oynar. Chandra X-ışın Gözlemevi’nin yüksek çözünürlüklü görüntülemesi ve farklı X-ışın renklerinde görüntüler oluşturma yeteneği, jetin sıcak iç bölgelerinden, jetin fırlatılma noktası yakınından gelen yüksek enerji emisyonuyla ilgili devrim niteliğinde çalışmaları mümkün kıldı. Bunun belki de en iyi örneği, ünkü aktif galaksi 3C273’den çıkan X-ışın jetinin Chandra X-ışın görüntüsü. Bu Chandra görüntüsü, süperdev kara deliğin çevresindeki birikim diskinin X-ışın emisyonunu, görüntünün sol üstündeki parlak bir X-ışın kaynağı olarak gösteriyor ve çekirdekten dışarı doğru olan ve de galaksinin merkezinden başlayıp yüz binlerce ışık yılı boyunca uzanan dar X-ışın jetinin detaylarını ortaya koyuyor. Chandra görüntüsü, X-ışın yayınlayan maddelerin jeti süperdev kara deliğe bağlayışını ilk defa açığa çıkardı. Bu ve benzeri diğer gözlemler, bilim insanlarının aktif galaksilerin merkezlerindeki gizemli güç kaynaklarını anlamalarına yardımcı oldu.

Görsel: NASA/CXC/SAO/H. Marshall et al.

ChandraXX: Küresel Kümelerdeki Pulsarları Yakalamak

Geçtiğimiz 20 yılda, Chandra X-ışın Gözlemevi’nin yüksek uzamsal çözünürlüklü X-ışın görüntüleri oluşturma konusundaki olağanüstü kabiliyeti, kara delikler ve nötron yıldızlarının davranışlarını anlamamızda önemli ilerlemeler sağladı. Örneğin, uzun zamandır var olan, önemli bir soru, nötron yıldızlarının bir alt kümesi olan milisaniye pulsarlarının neden bu kadar hızlı, saniyede yüzlerce kez döndükleri. Bunlar bilinen Evren’deki en hızlı dönen cisimler, ama neden bu kadar hızlı döndükleri belli değil. Chandra’nın 47 Tuc W adı verilen bir milisaniye pulsarından gelen X-ışın emisyonunu tespit etmesi, bu soruyu yanıtlamaya yarayacak önemli ipuçları sağladı. Bu özel nötron yıldızı 47 Tuc adı verilen bir küresel kümede, kütle çekim tarafından yaklaşık 100 ışık yılı genişlikteki küresel bir topta bir arada tutulan birkaç milyon yıldızlık bir grubun içinde bulunuyor. Bu kümedeki yıldızların optik görüntüsü soldaki görselde gösterilirken sağdaki görsel Chandra tarafından görülen X-ışın yayınlayan küme üyelerini gösteriyor. Okla işaretlenen kaynak, 47 Tuc W, ekseni etrafında saniyede 400’den fazla kez dönen X-ışın yayınlayan bir nötron yıldızı. Chandra gözlemlerinden X-ışın görüntüleri ve X-ışın değişkenliğinin optik ve radyo verileriyle birleştirilmesi, bu özel X-ışın yayınlayan pulsarın, düşük kütleli bir yıldızla yörünge kilitlenmesindeki bir çift sistemi olduğunu gösteriyor. Bu kanıt da yoldaş yıldızdan madde biriktirilmesinin, milisaniye pulsarlarının olağanüstü dönüş hızlarına ulaşmasına yardımcı olduğuna işaret ediyor.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/CfA/J.Grindlay & C.Heinke; Optik: ESO/Danish 1.54-m/W.Keel et al.

Hava Durumu

Ankara
kısa süreli hafif yoğunluklu yağmur
9.1 ° C
10 °
8 °
76 %
3.1kmh
75 %
Çar
9 °
Per
13 °
Cum
10 °
Cts
14 °
Paz
14 °