Galaksilerin merkezlerindeki aktif olarak beslenen süperdev kara delikler pasaklı yiyicilerdir. Çok yakın çevrelerinden madde biriktirirler ve bu madde kara deliğe doğru düşerken kütle çekimle dönmenin birlikteliğinin sonucu olarak ince, hızla dönen bir birikim diski oluşturur. Diskteki madde kara deliğe yaklaştıkça gittikçe daha hızlı döner ve geri dönülemeyen bir noktaya ulaşmasından önce, sıcaklıkların yüksek enerji X-ışınları yayınlayacak kadar yüksek olmasına kadar durmadan ısınır. Bu maddenin hızlı dönüşünden ve diskteki elektrik yüklü parçacıklar tarafından üretilen güçlü elektromanyetik kuvvetlerden dolayı bu maddenin bir kısmı diskten kaçarak, uzaya doğru yüz binlerce ışık yılı boyunca uzanan güçlü, yoğun parçacık ve radyasyon huzmeleri oluşturur. Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından alınan X-ışın görüntüleri, aktif bir galaksinin sıcak jetinin yakındaki maddelerle nasıl etkileştiğini detaylı biçimde gösterdi. Yukarıdaki görsel Cygnus A adı verilen bir galaksinin yakınındaki bölgenin çoklu dalga boyu görüntüsü ve X-ışın emisyonunu morla, optik emisyonu ise kırmızı, yeşil ve maviyle gösteriyor. Merkezi kara deliğin çevresindeki birikim diskinin parlak X-ışın emisyonu, görselin merkezindeki güçlü X-ışın kaynağı olarak görülüyor. X-ışın yayınlayan parçacık huzmeleri, kara delikten sola ve sağa doğru uzanan dar X-ışın emisyonu bantları olarak görülebiliyor. Chandra’nın yüksek çözünürlüklü X-ışın kameraları bilim insanlarının, çevredeki ortamla etkileştiği sırada X-ışın huzmesinin bükülmelerini ve dönüşlerini detaylı olarak incelemelerini sağlıyor. X-ışın yayınlayan huzmenin yolunun tekrar oluşturulması, bahçe hortumundan akan suyun duvara çarpması gibi (yukarıda “sıcak nokta E” olarak görülen) bir gaz bulutuna çarptığını ve buluttan sektiğini gösteriyor. Sekme bulutta 50,000-100,000 ışık yılı uzunlukta ve yalnızca 26,000 ışık yılı genişlikte dar bir tünel açıyor. Son olarak sapan jet (“sıcak nokta D” adı verilen) başka bir gaz bulutunu aydınlatıyor. Buna benzer çalışmalar, galaksilerin merkezlerindeki süperdev kara deliklerin galaksilerarası ortama nasıl enerji ve madde sağladıklarını anlamada kritik öneme sahipler.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/Columbia Univ./A. Johnson et al.; Optik: NASA/STScI

Dev yıldızlar nasıl kara deliklere veya nötron yıldızlarına dönüşüyorlar? Bu sorunun cevabının bir kısmı esen rüzgarda. Dev yıldızlar (Güneş’in 10 katı ya da daha fazla kütleye sahip olanlar) nükleer yakıtlarını tükettiklerinde yıldızın merkezindeki ölü nükleer fırın, bir tür çok yoğun cisme, öldüğünde yıldızın kütlesine bağlı olarak ya bir kara deliğe ya da bir nötron yıldızına çöker. Ama dev yıldızlar ömürleri boyunca devamlı kütle kaybederler, bu yüzden son kütleleri başlangıçtakinden çok daha az olabilir. Bir dev yıldızın kütle kaybetmesinin önemli bir yolu yıldız rüzgarıdır. Dev yıldızlar çok sıcak ve parlak oldukları için ürettikleri radyasyonun gücü maddeyi yıldızın yüzeyinden iter ve uzaya doğru hızla giden güçlü bir dışa akış yaratır. Böyle yıldız rüzgarları çok güçlülerdir ve çok yüksek hızlara (genelde saatte bir buçuk milyon kilometreden daha fazla) sahiplerdir. Yıldız rüzgarıyla kaybedilen kütle aynı zamanda yıldızın çevresindeki ortamı şekillendirmede ve yaşam için gereken kompleks kimyasallarca zenginleştirmede de önemli bir rol oynar. Rüzgarda kaybedilen maddenin miktarı teoride yıldızın parlaklığına ve rüzgarın kompozisyonuna bağlıdır. Rüzgarda kaybedilen maddenin miktarını ölçmek zor olabilir ve rüzgarların düzgün mü yoksa kümelenmiş şekilde mi olduğuna bağlıdır. Chandra X-ışın Gözlemevi’nin verilerini kullanan yeni bir çalışma, yıldız rüzgarının gerçekte ne kadar düzgün olduğunun en iyi ölçümlerinden birisini sunuyor. Bu çalışmada OAO 1657-415 adı verilen yüksek kütleli bir X-ışın çift yıldız sisteminin X-ışın gözlemleri kullanıldı. Bu sistem bir zamanlar iki adet çok büyük yıldız içeriyordu. Daha büyük olan yıldız yakıtını önce tüketti, patladı ve geride diğer yıldızın çevresinde dönen küçük, olağanüstü şekilde yoğun bir nötron yıldızı bıraktı. Yoğun nötron yıldızı yoldaş yıldızdan rüzgar maddeleri biriktiriyor ve biriken bu maddeler ısınarak X-ışın emisyonu üretiyor. X-ışınları yıldız rüzgarının uzamsal dağılımını incelemek için kullanılabiliyor. OAO 1657-415’in X-ışın emisyonunun analizi, nötron yıldızının çapı 1 buçuk milyon kilometre (Güneş’in yaklaşık iki katı büyüklükte) kadar olan büyük ve yoğun bir madde yığınının içinden geçtiğini ortaya koyuyor. Bu yukarıda, yıldız rüzgarını oluşturan mavi-beyaz, sıcak dev yıldız sağda, nötron yıldızının yörüngesi ince beyaz çizgi ve büyük, kalın bir yıldız rüzgarı maddesi yığını da solda olacak şekilde tasvir ediliyor. Buna benzer çalışmalar astronomların, büyük yıldızlar tarafından kısa, gösterişli hayatları boyunca ne kadar kütle kaybedildiğinin daha iyi anlamalarını sağlıyor.

Görsel: NASA/CXC/M.Weiss

Kütle çekimle bir arada duran galaksi kümelerinin etraflarındaki engin alanlar çok dinamik yerlerdir. Kümedeki galaksilerin arasındaki madde, yüz bin ışık yılından daha büyük ölçeklerde çalkalanır ve sıcaklıklar mutlak sıfırdan birkaç derece yukarısı ile milyonlarca derece arasında değişiklik gösterebilir. Bu kozmik içeceği karıştıran çubuk genellikle kümenin merkezine yakın bir galaksideki süperdev kara deliktir. Kümenin büyüklüğüyle karşılaştırıldığında, milyonlarca, hatta milyarlarca Güneş kütlesine sahip bu kara delikler ufak kalıyorlar ve Güneş Sistemimizin içine bile rahatça (belki bizim için pek de rahat bir durum olmayabilir) sığabilirler. Bu küçük motor o kadar güçlüdür ki neredeyse milyar kat daha büyük ölçeklerde maddeyi etkileyebilir. Güç maddenin kara delik üzerine birikmesiyle sağlanır. Biriken madde tarafından serbest bırakılan enerji hem kara deliği besler, hem de uzaya doğru fırlatılan inanılmaz kuvvetli parçacık jetleri üretir. Bu jetler enerjiyi, astronomların geri besleme adını verdiği uzun ömürlü bir içeri düşüş ve dışa taşma döngüsüyle küme ortamına aktarır. Abell 2597 adlı bir galaksi kümesinin yukarıdaki görseli, bize bu sürecin gerçekte nasıl işlediğinin muhtemelen en iyi görünümünü sunuyor. Bu görsel en sıcak, X-ışın yayınlayan gazların (Chandra X-ışın Gözlemevi’nden, mor), optik ışıkta gazın daha ılık emisyonunun (Çok Büyük Teleskop’taki MUSE cihazıyla yapılan gözlemlerden, kırmızı) ve soğuk, moleküler gazın (Atacama Büyük Milimetre/milimetrealtı Dizisi’nden, sarı) bir haritasını bir araya getiriyor. Soğuk gaz merkezi kara deliğe doğru düşen puslu bir sis oluşturuyor.  Bu maddenin bir kısmı kara delik tarafından biriktiriliyor ve bir kısmı da yüksek enerji parçacık jetleri şeklinde dışarı atılıyor. Bu jetler soğuk gazın içinde ilerliyor ve daha dıştaki çevreleyen gazları muazzam, X-ışın yayınlayan sıcaklıklara ısıtarak daha sıcak ve yoğun gazın arasından kara delikten yükselen dev kabarcıklar üretiyor.  Madde bu X-ışın kabarcıklarının önünde birikiyor ve bir balondan düşen su gibi kara deliğe doğru yağıyor. Optik emisyon büyük oranda, sıcak ve soğuk gazın karşılaştığı bulut yüzeyindeki ılık gazlar tarafından üretiliyor.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/SAO/G. Tremblay et al; Radyo:ALMA: ESO/NAOJ/NRAO/G.Tremblay et al, NRAO/AUI/NSF/B.Saxton; Optik: ESO/VLT

Uzaydaki gözlemevlerinin hareketi, kütle çekim ve açısal momentum arasındaki hassas bir dengedir. Teleskop yönelimini kontrol etmek ve ölçmek ve de hedeften hedefe doğrultmak için uzay gözlemevleri jiroskoplar kullanırlar. Jiroskoplar temelde uzaydaki yönelimleri açısal momentumun korumunu fizik prensibi nedeniyle korunan dönen disklerdir. Bu, bir bisiklet sürücüsünün uzayda yönelimini ve doğrultusunu kontrol etmesini sağlayan aynı fizik prensibidir. Teleskop kontrolörleri belirli bir jiroskopun dönüş hızını kontrol ederek bir uzay teleskobunun baktığı doğrultuyu değiştirebilirler. Jiroskoplar bu yüzden modern uzay gözlemevlerinin çalışmasında önemli bir yere sahipler. Herhangi bir mekanik sistemde olabileceği gibi kimi zaman sorunlar ortaya çıkabilir. X-ışın astronomları, NASA’nın amiral gemisi X-ışın gözlemevi olan Chandra X-ışın Gözlemevi’nin taşıdığı dört adet jiroskoptan birisinin 10 Ekim’de bir arıza yaşadığını öğrendiklerinde endişelendiler. Bu arıza, birkaç saniyelik bir zaman aralığında gözlemevinin yöneliminin ve hareket hızının düzgün belirlenmediği anlamına geliyordu. Chandra, böyle bir anomali meydana gelirse uzay aracını yerdeki kontrolörler ne olduğunu anlayıp normal operasyonlara dönene kadar güvenli moda alan koruyucu sistemlere sahip. Güvenli modda uzay aracı otomatik olarak kritik teleskop donanımını yedek ünitelere geçiriyor ve uzay aracı güneş panellerinin en fazla güneş ışığı alacağı ve aynalarının geri döndürülemez hasardan korunması için Güneş’ten uzağa bakacağı şekilde dönüyor. Yüksek enerji astronomisi camiasının şansına Chandra yalnızca iki gün içinde güvenli moddan kurtarıldı ve sonraki günlerde bir onarım uygulandı. Chandra 24 Ekim’den bu yana normal bilimsel operasyonlarına devam ediyor.

Görsel: NASA/CXC/SAO

Evren’in yapıldığı çok sayıda farklı ölçekte yapı taşı mevcut. Örneğin kuarklar normal maddenin inşa edildiği temel bileşenler. Kütle çekimden etkilenen Evren’in büyük bölümü Karanlık Madde’den oluşuyor, ama kısaca bu şeyin ne olduğunu bilmiyoruz. Diğer uçta ise maddesel Evren, devasa karanlık madde dağılımlarının kütle çekimiyle bir arada duran, parıldayan galaksi kümelerinden meydana geliyor. Karanlık maddenin baskın olduğu bu galaksi kümeleri, Büyük Patlama’da mevcut olan küçük sıcaklık dalgalanmaları çevremizde gördüğümüz galaksilerin, yıldızların ve gezegenlerin dağılımı haline geldiğinde yaratılan kozmik ağı anlamak için astrofizikçiler tarafından kullanılan temel bir birimi oluşturuyor.  Bu muazzam galaksi kümeleri, daha küçük galaksi gruplarını biriktirirek büyüyebiliyorlar. Chandra X-ışın Gözlemevi bu sürecin çok detaylı bir biçimde çözümlenmesine yardımcı oldu. Yukarıdaki görsel sağ altta, Abell 2142 adı verilen bir galaksi kümesinin, Sloan Dijital Gök Taraması’nın bir optik görseli üzerine bindirilmiş bir X-ışın görüntüsünü (mavi) gösteriyor. Sağ üstte Chandra, Abell 2142’ye doğru dalan daha küçük bir galaksi grubunun X-ışın yayınlayan sıcak gazlarını gösteriyor. Bu galaksiler grubu Abell 2142’ye doğru düştükçe X-ışın yayınlayan sıcak gaz grubun hareketiyle geriye doğru atılıyor. Abell 2142 bu küçük grubu yutarken kütle çekim gücü artıyor ve daha da fazla maddeyi kendine doğru çekiyor, daha da büyüyor ve kozmik ağda bir başka bağlantı noktası daha oluşturuyor.

Görsel: X-ışın: NASA/CXC/Univ. of Geneva, D. Eckert. Optik: SDSS provided by CDS through Aladin.