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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 3
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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 4
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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 5
GS 0834-430 (Bildsten et al. 1997)
1991 1993
Zaman
Atım
Fre
kan
sı
20-5
0 ke
V A
kı
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 6
2S 1417-62 (İnam, Baykal, Scott vd. 2004)
1999-11 2000-08
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 7
GX 1+4 (Bildsten et al. 1997)
19911993
Zaman
Atım
Fre
kans
ı 20
-50
keV
Akı
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 8
SWIFT J1729.9-3437 (Sahiner, İnam, Serim vd. 2013)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 9
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 10
Gökadadaki Dağılımları (Ghosh 2007)
YK
DK
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 11
KAYNY'lar Nerede?(Enoto vd. 2014)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 12
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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 13
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/
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 14
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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 15
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 16
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-)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 17
X-ışını Gözlemleri
• Elimizde temelde zamana bağlı farklı enerji bandlarında gelen sayım oranları (X-ışını akıları var).– Zamanlama analizi– Tayf analizi
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 18
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 19
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
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 20
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!
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 21
Atım Geliş Zamanı Ölçümü
• Örnek1: SMC X-1 (İnam, Beklen, Baykal 2009)
Zamanlama Çözümü:
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 22
Atım Geliş Zamanı Ölçümü• Aynı yöntemle yörünge periyodu değişimleri
de ölçülebilir (yine SMC X-1 için):
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 23
Atım Geliş Zamanı Ölçümü
• Örnek 2: SWIFT J1729.9-3437 (Şahiner, İnam, Serim vd. 2013)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 24
Uzun Dönemli Periyot Değişimleri
Örnek 1: SAX J2103.5+4545 (Baykal, İnam, Stark vd. 2007)
Atım
Fre
kans
ı
Zaman1999 2005
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 25
X-ışını Akısı – Frekans Türevi
Uydurulan eğri:
X-ışını Akısı
Fre
kans
Tü
revi
ν̇∝F6 /7(bkz. Ghosh-Lamb modeli)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 26
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]
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 27
Yarıçap – Manyetik Alan – Işıma Gücü İlişkisi (Ghosh-Lamb)
• Madde Torkları Baskınsa (boyutsuz tork ~ 1)
• Ayrıca:Bu yarıçaptan büyük yarıçaplardan gelen manyetiktork katkısı negatiftir.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 28
Uzun Dönemli Periyot Değişimleri
Örnek 2: SWIFT J1626.6+5156(İçdem, İnam, Baykal 2011)
Boyutsuz torklu
Boyutsuz torksuz
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 29
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!)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 30
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 31
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 32
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)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 33
Uzun Dönemli Dönüş Periyodu Değişimleri
Örnek 3: 4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)
1985 2011
Atım
Per
iyo
du
Zaman
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 34
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)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 35
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)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 36
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 37
SWIFT J1626.6+5156(İçdem, İnam, Baykal 2011)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 38
Tayf Analizi
4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 39
Tayf Analizi4U 1907+09 (Şahiner, İnam, Baykal 2012)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 40
Tayf AnaliziSWIFT J1729.9-3437 (Şahiner, İnam, Serim vd. 2013)
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 41
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]
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 42
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.
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 43
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/ )
UAK 2015-ÇB-S.Ç.İnam 44
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)
Top Related