Kütle Aktarımı Yapan Nötron Yıldızlarının Gözlemsel...

Kütle Aktarımı Yapan Nötron Yıldızlarının Gözlemsel Özellikleri

Sıtkı Çağdaş İnamDoç.Dr. - Başkent Üniversitesi

UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 2

KAYNY İçeren Sistem

Nötron Yıldızı

Eş Yıldız

Nötron Yıldızı İçeren X-ışını Çifti


KAYNY?

• Nötron Yıldızı:

● Kütle ~ 1,5-2 Mʘ

● Yarıçap ~ (1-2)x106 cm● Dış kabuk yoğunlukları ~ 4x1011g.cm-3 ● Merkeze yakın “egzotik” bölgede ~1015g.cm-3

● Yüzey kütleçekim ivmesinin büyüklüğü ~ 4x1011g● Yüzey manyetik alan şiddeti ~ 1010-1014Gauss● Dönüş frekansı ~ 0.001 – 600 Hz

~0,1R

~0,9R Bir KAYNY:-sıkı (compact) olduğu için yüzeye düşen madde çok büyük bir kinetik enerjiye sahip olur --> X-ışını ortaya çıkar.-~1011Gauss'dan yüksek şiddetlere sahipKAYNY'lerde aktarılan madde kutuplara doğru yönlenir --> X-ışını atarcası


KAYNY'ların Genel Gözlemsel Özellikleri

• ~1 - 20 keV foton enerji aralığında, toplam ~1035 - 1038 erg.s-1 ışıma gücü.

• ~10-11 – 10-8Mʘ/yıl kütle aktarım oranı.

• X-ışını ışık eğrilerine göre:– Tip I (tekrarlayan) patlamalar gösteren

kaynaklar.– Tip II patlamalar gösteren kaynaklar– Sürekli ışıma yapan kaynaklar


GS 0834-430 (Bildsten et al. 1997)

1991 1993

Zaman

Atım

Fre

kan

sı

20-5

0 ke

V A

kı


2S 1417-62 (İnam, Baykal, Scott vd. 2004)

1999-11 2000-08


GX 1+4 (Bildsten et al. 1997)

19911993

Zaman

Atım

Fre

kans

ı 20

-50

keV

Akı


SWIFT J1729.9-3437 (Sahiner, İnam, Serim vd. 2013)


KAYNY'ler Nerede?

• KAYNY'larını içeren çift yıldız sistemleri “X-ışını Çiftleri” diye adlandırılan bir kümenin elemanlarıdır.

● Eş yıldız genellikle dejenere olmayan düşük (⪅1Mʘ) veya yüksek kütleli (⪆5Mʘ) bir yıldızdır.


Gökadadaki Dağılımları (Ghosh 2007)

YK

DK


KAYNY'lar Nerede?(Enoto vd. 2014)


Küçük Kütleli Eş Yıldızlı KAYNY● Sistem daha yaşlı ve bileşenler

birbirlerine daha yakın● Roche lob aşması daha yaygın● Kalıcı kütle aktarım diskleri daha

yaygın● Nötron yıldızı manyetik alanının

daha zayıf olması daha olası● Atarca olmayan kaynakların

görülmesi mümkün (Mercan ve Z kaynakları) (bu sunumda atarca olmayan kaynaklar üzerinde fazla konuşmayacağız)

http://www.esa.int/spaceinimages/Images


Büyük Kütleli Eş Yıldızlı KAYNY• Sistem daha genç, eş yıldızlar yıldız rüzgarları ele

alındığında daha “aktifler”.• Eş yıldıza uzaklık çok, eş yıldızın Roche lobunu doldurması

daha az olası.• Nötron yıldızının daha manyetik olması olası● Kalıcı kütle aktarım diskleri kadar

yıldız rüzgarından doğrudan ya da geçici diskler yoluyla kütle aktarımı da görülebilir.

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/


Kütle Aktarımı• Eş yıldız rüzgarından kütle aktarımı

– Yüksek kütleli eş yıldızın rüzgarı (O, B tipi süperdev)– Eş yıldızdan gelen plazmanın çok ufak bir kısmı nötron yıldız

tarafından yakalanabilir.– Etkin bir açısal momentum transferi beklenmez.

• Kütle aktarım diskinin kalıcı oluşumu– Daha yüksek kütle aktarım oranı ve ışınım gücü beklenebilir.– Kuramsal olarak “denge periyoduna” ulaşana kadar etkin bir açısal

momentum transferi beklenir.

• Kütle aktarım diskinin geçici oluşumu– Yüksek kütleli eş yıldız ve büyük dış merkezlilik durumlarında olası– Homojen olmayan eş yıldız rüzgarıyla ortaya çıkması olası


Nasıl gözleniyor?

• Optik ve optiğe yakın bandlarda eş yıldızları gözlemek bazen mümkündür. – Çift yıldız sistemini ve eş yıldızın türünü ve nötron

yıldızıyla etkileşimini anlamak için önemli olabilir.

– Yıldız rüzgarının yapısı vb. kütle aktarımıyla ilgili yapıyı çözmemize faydalı olabilir.

– Yörünge parametrelerini belirlemede faydalı olabilir.

• Öte yandan KAYNY'leri X-ışınında gözleyerek haklarında çok daha fazlasını öğrenebiliriz.


Bu Sunumda Bahsedilen Kaynaklar ve Verilerin Alındığı Uydular

• GS 0834-430 (12,3s, 106gün)

• 2S 1417-62 (17,5s, 42gün)

• GX 1+4 (156s, 1161gün)

• SWIFT J1729.9-3437 (530s, 15gün)

• SMC X-1 (0,7s, 3,7gün)

• SAX J2103.5+4545 (358s, 12,7gün)

• SWIFT J1626.6+5156 (15s, 133gün)

• 4U 1907+09 (442s, 8,4gün)

• CGRO (1991-2000)

• RXTE (1995-2012)

• XMM-Newton (1999-)

• SWIFT (2004-)


X-ışını Gözlemleri

• Elimizde temelde zamana bağlı farklı enerji bandlarında gelen sayım oranları (X-ışını akıları var).– Zamanlama analizi– Tayf analizi


Zamanlama Analizi

• NY dönüş periyodu değişimlerinin analizi (periyot değişim oranı, atım şekli, periyodiğimsi salınımlar, tork gürültüsü, vb.)

• Çift yıldız sisteminin yörünge parametrelerinin belirlenmesi ve varsa yörünge periyodunda değişimlerin ölçülmesi.


Atım Geliş Zamanı Ölçümü

Atım Periyodu vePeriyot Değişimlerinin

Belirlenmesi

Zamanlama ÇözümününElde Edilmesi

Tayf Analizi

X-ışını AkılarınınÖlçümü

Atım ŞekillerininBelirlenmesi

Tork GürültüsüAnalizi

Periyot Değişimleri Ve Akı Arasındakiİlişkinin Çıkarılması

ZamanlamaAnalizi

Atımdan Atıma,Enerji Aralığında veZamana BağlıŞekil Değişiklikleri

Atım KesriDeğişimlerininElde Edilmesi

Güç TayfındanPer.Sal.(QPO)Arama


Atım Geliş Zamanı ÖlçümüMetod: (Deeter, Boynton, Pravdo 1981)

1. Makul bir ilk periyot değeriyle ışık eğrisinin bir kısmından şablon atım şekli elde edilir. Elde edilen atım şekli Fourier harmonikleri cinsinden analitik olarak ifade edilir.

2. Işık eğrisinin diğer bölgelerinden aynı periyotla elde edilen atım şekilleri de analitik olarak ifade edilip şablonla özilintisi elde edilerek şeklin şablon şekle göre kayma miktarı hesaplanır.

3.Kayma miktarları (faz) üzerinde çalışılarak periyot değeri güncellenir ve/veya faz-zaman grafiği n. dereceden bir polinomla modellenir (Taylor açılımı) ve periyot ve (n-1). periyot türevleri elde edilebilir.

Not 1: Yörünge parametreleri biliniyorsa önce fazlar buna göre düzeltilir.

Not 2: Yörünge parametreleri bilinmiyorsa fazlardan yörünge bilgisi de elde edilir.

Not 3: Kimi durumlarda fazlar yerine periyotlardan yararlanılabilir. Bazen formülasyon periyotlar yerine frekanslar üzerinden de yapılabilir.

Not 4: Zaman aralıkları arttıkça çevrim sayısı belirsizliği (cycle count ambiguity) ortaya çıkar, hesaplar dikkatli ve sık sık kontrollerle yapılmalıdır!



• Örnek1: SMC X-1 (İnam, Beklen, Baykal 2009)

Zamanlama Çözümü:


Atım Geliş Zamanı Ölçümü• Aynı yöntemle yörünge periyodu değişimleri

de ölçülebilir (yine SMC X-1 için):



• Örnek 2: SWIFT J1729.9-3437 (Şahiner, İnam, Serim vd. 2013)


Uzun Dönemli Periyot Değişimleri

Örnek 1: SAX J2103.5+4545 (Baykal, İnam, Stark vd. 2007)

Atım

Fre

kans

ı

Zaman1999 2005


X-ışını Akısı – Frekans Türevi

Uydurulan eğri:

X-ışını Akısı

Fre

kans

Tü

revi

ν̇∝F6 /7(bkz. Ghosh-Lamb modeli)


Kalıcı Disk Oluşumu• Temel senaryo, Ghosh-Lamb modeli ve bu

modele götüren çalışmalar (1970'ler) [Yaklaşım: Kepler hızlarına yakın hızlarda dönen, eksensel simetrik, ince disk. Viskoz Torklar Önemsiz]


Yarıçap – Manyetik Alan – Işıma Gücü İlişkisi (Ghosh-Lamb)

• Madde Torkları Baskınsa (boyutsuz tork ~ 1)

• Ayrıca:Bu yarıçaptan büyük yarıçaplardan gelen manyetiktork katkısı negatiftir.


Uzun Dönemli Periyot Değişimleri

Örnek 2: SWIFT J1626.6+5156(İçdem, İnam, Baykal 2011)

Boyutsuz torklu

Boyutsuz torksuz


SAX J2103.5+4545 ve SWIFT J1626.6+5156

• İkisi de yüksek kütleli (Be tipi) bir eş yıldıza sahipler ama özellikle SAX J2103+4545 için (büyük dış merkezliliğinden ötürü):– Ghosh-Lamb modeliyle tutarlı gözlemsel sonuç ilgi çekici

– Enberide akı artışı olsa bile akı hep var --> Kaynağın çevresinde hep kütle aktarım diski var (bu diskin “gıdası” değişken olsa bile!)


X-ışını Atarcalarında Periodiğimsi Salınımlar (QPOs)

• Periodiğimsi salınım gösteren bir kaynağın güç tayfında bir Lorentzian ya da Gaussian olarak modellenen genişçe bir tepe görülür.

• KAYNY'larından atarca olanlar için periodiğimsi salınımları “vuru frekans modeli” ya da “Kepler frekans modeli” ile açıklamak mümkündür.


Periodiğimsi Salınım Özellikleri

• Kepler Frekans Modeli:– Gözlenen tepe frekansı diskin iç yarıçapındaki Kepler

frekansı civarındadır.• Bu frekanstan yararlanarak iç disk yarıçapı ve bununla

ilişkili hesaplamalar ve kıyaslamalar yapılabilir.

• Vuru Frekans Modeli:– Gözlenen tepe frekansı diskin iç yarıçapındaki Kepler

frekansıyla nötron yıldızı atım frekansının farkı civarındadır.

• Bu frekanstan yararlanarak iç disk yarıçapı ve bununla ilişkili hesaplamalar ve kıyaslamalar yapılabilir.


Periodiğimsi Salınımlar

• Örnek: SAX J2103.5+4545 (İnam, Baykal, Swank vd. 2004)

Periodiğimsi salınım:

ν=(4,40±0,12)×10−2 Hz

FWHM=(6,1±2,0)×10−3 Hz∼6σ seviyede ölçüm.(Metod için: van der Klis 1989)


Uzun Dönemli Dönüş Periyodu Değişimleri

Örnek 3: 4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)

1985 2011

Atım

Per

iyo

du

Zaman


4U 1907+09

• Nötron yıldızı çoğunlukla yavaşlıyor, bazen hızlanıyor.– Yavaşlama Ghosh-Lamb modelindeki manyetik

torklarla açıklanamaz (akıda çok değişim yok! --> Kütle aktarım oranı çok değişiyor olamaz!)

– Rüzgardan kütle aktarımı ve kısa dönemde disk oluşumu (bkz. Tork gürültüsü ve marjinal periodiğimsi salınımlar; Şahiner, İnam, Baykal 2012 ve Baykal, İnam, Beklen 2006)


Tayf Analizi

• Tayf genellikle yumuşak-soğurulmuş (fotoelektrik soğurulmuş) güç yasası ile modellenir.

• Bazı durumlarda tayfta karacisim bileşeni de bulunabilir

• En sık karşılaşılan ağırlıklı olarak demir Kα salım çizgilerinin oluşturduğu çizgi bileşimi (~ 6,4-6,7 keV)


Tayf Analizi

• Tayf parametrelerinin X-ışını akısı ile birbirleriyle ilişkileri KAYNY hakkında fiziksel yorumlar çıkarmamızı sağlar.

• Bu parametrelerde ve X-ışını akısındaki değişimler sistemde nelerin– Genel olarak: Zamana bağlı,

– Özel Olarak:• Dönüş periyoduna bağlı• Yörünge periyoduna bağlı

değiştiği hakkında fikir verebilir.


SWIFT J1626.6+5156(İçdem, İnam, Baykal 2011)


Tayf Analizi

4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)


Tayf Analizi4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)


Tayf AnaliziSWIFT J1729.9-3437 (Şahiner, İnam, Serim vd. 2013)


Özet

• X-ışını verilerinin analizi– Atım geliş zamanları, atım periyodu ve değişimi,

frekans türevi – X-ışını akısı ilişkisi, periodiğimsi salınımlar.

– Enerji tayfı değişimleri– Atım şekilleri değişimleri (atım kesri, atımdan

atıma değişimler, enerji bağımlılığı)– Gürültü analizi (bu kaynaklardaki tork gürültüsü ve

diğer kaynaklarla kıyaslama) [magnetarlar için yapılan çalışma için bkz. P05-006]


Özet

• KAYNY örnekleri verildi, bu oturumda bundan sonra Ş. Şahiner'in (X-Per) sunumu en son yayın yaptığımız kaynak hakkında.

• Ayrıca, kütle aktarımı yapan milisaniye atarcaları yeni ve sıcak bir konu (“milisaniye radyo atarcalar” nasıl meydana geldi?). Bu konuyla ilgili bu oturumda M. Çolak'ın sunumu var.


Özet

• Corbet diagramı (dönüş – yörünge periyodu grafiği) bu sistemlerin yapısı ve evrimi hakkında fikirler veriyor. Ayrıca,– Kütle aktarımı yapan magnetarlar (Reig, Torrejon, Blay,

2012)– Kütle aktarımı yapan milisaniye atarcaları

bu sistemlerin evrimi açısından ilgi çekici.• Süperdev Hızlı X-ışını Geçişlileri (SFXT) konusuna

değinilmedi (bkz. The Swift Supergiant Fast X-ray Transients Project – http://www.ifc.inaf.it/sfxt/ )

http://www.ifc.inaf.it/sfxt/


Son Notlar

• Konuyla ilişkili diğer sunum ve posterler:– T.Güver - “Termonükleer X-ışın Patlamaları ve Nötron

Yıldızı Kütle-Yarıçap Ölçümleri” (oturum 52)– E.Ertan vd. - “Genç Nötron Yıldızlarının Yayılma

Diskleriyle Uzun Süreli Evrimleri”– K.Y. Ekşi vd. - “UXK NuStar J095551+6940.8: yüksek

kütleli bir X-ışını çiftinde süper manyetik alanlı bir nötron yıldızı”

– P05-005 (M. Özbey Arabacı vd. - Bir Be/X-ışını atarcası sisteminin optik ve X-ışını gözlemleriyle ilgili)

– P05-008 (Eda Vurgun – milisaniye atarcaları hakkında)

Kütle Aktarımı Yapan Nötron Yıldızlarının Gözlemsel...

Documents

Transcript of Kütle Aktarımı Yapan Nötron Yıldızlarının Gözlemsel...