Sıtkı Çağdaş İnam

Astrofizik alanına duyduğum ilginin sonucu olarak lisans eğitimimin son döneminde Prof. Dr. Ali Alpar'ın danışmanlığında aktarım güçlü atarcalarla ilgili bitirme tezimle şu an çalışmakta olduğum konuya giriş yaptım. Aynı dönemde yüksek lisans ve doktora danışmanlığımı yürüten Prof. Dr. Altan Baykal'la tanışarak aktarım güçlü atarca sistemlerinin (=kütle aktarımı yaparak X-ışını bandında parlayan ve bu bandda atımlar gönderen nötron yıldızı ve dejenere olmayan eş yıldızdan oluşan çift yıldız sistemleri) gözlemsel özellikleriyle ilgilenmeye başladım. Aralık 1998'de sunduğum yüksek lisans tezim CGRO uydusu üzerinde bulunan BATSE dedektörlerinin aktarım güçlü atarca sistemi gözlemleriyle ilgiliydi. Doktora konum, yüksek kütleli çift yıldız sistemlerinde bulunan aktarım güçlü atarcaların RXTE-PCA ve XMM-Newton uydularından gelen verilerinin analizi ve böylece bu kaynakların üzerlerine kütle aktarımıyla gelen maddenin bu atarcalara yaptığı etkilerinin anlaşılması üzerineydi . Kasım 2001 - Temmuz 2002 arasında Huntsville-Alabama, ABD'de bulunan NSSTC'de TÜBİTAK-Yurt İçi Yurt Dışı Bütünleştirilmiş Doktora Programı bursiyeri olarak araştırma faaliyetlerimi sürdürdüm. Ekim 2004'te ODTÜ Fen Bilimleri Enstitüsü'ndeki doktora çalışmalarımı tamamladım. 1 Şubat 2005 tarihinden itibaren eğitim ve araştırma faaliyetlerimi Başkent Üniversitesi Mühendislik Fakültesi Elektrik Elektronik Mühendisliği'nde sürdürmekteyim. Hâlen ağırlıklı olarak yüksek enerji astrofiziği alanında araştırma faaliyetlerimi sürdürmeye devam etmekteyim.

Araştırma Konumla İlgili Anahtar Sözcükler:

Yüksek enerji astrofiziği, X-ışını çiftleri, nötron yıldızları, atarcalar (pulsarlar), kara delikler, kütle aktarımı, kütle aktarım diskleri, zaman serileri, zamanlama analizi, mikrokuasarlar, Be tipi eş yıldıza sahip X-ışını atarcaları, anormal (anomalous) X-ışını atarcaları, periodiğimsi (quasi-periodic) salınımlar, X-ışını enerji tayfları, X-ışını gözlem uydularından (RXTE, XMM-Newton, Chandra, Integral vs.) gelen verilerin analizi.

Araştırma Konumla İlgili Bazı Temel Bilgiler:

Nötron Yıldızları:

Şekil 1: Bir radyo atarcasının temsili resmi. Beyaz eğriler manyetik alan çizgilerini, dik doğru dönüş eksenini, mavi renk ise atarcanın ışınım ışınını göstermektedir (Kaynak: http://en. wikipedia.org

Makroskopik ölçekte maddenin bildiğimiz en yoğun halini bulunduran "ölü" yıldızlardır. Nötron yıldızları, normal ("anakol") yıldızların evrimlerinin sonunda alacakları son durumlardan biridir (diğer ihtimaller, beyaz cüce ve kara deliktir). Nötron yıldızlarının yarıçapları 20km mertebelerinde ve kütleleri 1,4 Güneş kütlesi civarlarındadır. Bu bilgiler ışığında kütle yoğunluklarının atom çekirdeği yoğunluğu mertebesine yaklaştığını söyleyebiliriz. Nötron yıldızlarını kendi kütleçekimlerine karşı tutan şey, oluşumları sırasında  ters beta bozunumu ile sayıları artan nötronların -sıkışmanın artmaya devam etmesiyle madde yoğunluğunun artması sonucu- "dejenere" faza geçmeleri ve oluşturdukları Pauli dışlama ilkesiyle açıklanabilecek "dışa doğru" basınçtır. Nötron yıldızını sadece "dejenere" nötronlardan oluşmuş bir küre olarak görmek çok basit bir yaklaşımdır. Nötron yıldızının iç yapısı süperakışkanlar, süperiletkenler ve belki de henüz teorik olarak çok anlayamadığımız "kuark gluon plazması" gibi yapı taşları içermektedir. Nötron yıldızının iç yapısı, neden bu yıldızların bu kadar yüksek manyetik alanlara (yaklaşık 10¹¹-10¹⁴ Gauss aralığında) sahip olduğuyla da ilişkili bir fikir sahibi olmamızı sağlayabilir.

Nötron yıldızlarının var olabileceği ilk kez 1933'de W.Baade ve F.Zwicky tarafından öngörülmüştür. Önceleri nötron yıldızlarının gözlenebileceğine pek ihtimal verilmiyordu (bu kadar küçük bir yarıçapa sahip bir cismin önemli bir optik ışıma yaymayacağı çok açıktır). İlk kez 1965 yılında A.Hewish ve S.Okeye tarafından Yengeç Bulutsusu'unda 33ms periyoduna sahip bir radyo ışınımı kaynağı bulundu. Bu ışınımın, yüksek manyetik alana sahip ve kendi etrafında dönüş periyodu 33ms olan bir nötron yıldızından (radyo atarcasından) gelmesi gerektiği kısa bir süre sonra anlaşıldı. Bu ışınımın temeli, elektromanyetik teoriye göre dönen bir manyetik dipolün ışıma yapmasına dayansa da bu sürecin ayrıntıları bugün bile çok iyi bilinmemektedir. Bugün itibarıyla galaksimizde 1000'den fazla radyo pulsarı gözlenmiştir (bkz. Şekil 1).

Öncelikli araştırma konum olan aktarım güçlü atarcalarla ilgili ilk öngörüler de 1960'larda ortaya çıkmaya başlamıştır. Ya. B. Zeldovich ve O.H.Guseinov, 1966 yılında eş yıldızdan aktarılan maddenin potansiyel enerjisindeki büyük değişimin X-ışını ışınımına yol açacağını ve böylece  X-ışını çiftleri denilen yıldız çiftlerinin var olması gerektiğini ifade etmiştir (bkz. Şekil 2). 1970'lerde kütle aktarımının hangi koşullarda ortaya çıkabileceği ve bu sürecin nötron yıldızının manyetik alan şiddetiyle nasıl ilişkilendirilebileceğine dair çalışmalar yapılmıştır. 1975'de Illarianov ve Sunyaev'in "pervane" etkisini anlattığı makalesi ile Ghosh ve Lamb'in 1979'da ince bir kütle aktarım diskinin manyetik bir nötron yıldızı üzerine nasıl tork oluşturacağına dair temel makalesi bu konuda belirgin örneklerdendir.

Şekil 2: Bir X-ışını çiftinin temsilî resmi (Kaynak: http://www.astro.soton.ac.uk/~bexmgr/xbp.html

X-ışını gözlem uydularında hem sayı olarak hem de teknoloji olarak büyük gelişmelerin yaşandığı 80'ler, 90'lar ve 2000'ler aktarım güçlü atarcalarla ilgili bilgimizin çok artmasına yol açmıştır. CGRO uydusunun BATSE dedektörünün verileri ilk kez 1990'larda aktarım güçlü atarcalarının uzun süre sürekli olarak takip edilmesine olanak vermiştir. RXTE uydusu çok yüksek bir zaman çözünürlüğüne sahip olduğu için hem bu atarcaların periyodlarındaki değişimleri analiz etmemize hem de bu atarcalardaki periodiğimsi salınımlar gibi zamansal özellikleri incelememize olanak vermiştir. Chandra ve XMM gözlem uyduları ise aktarım güçlü atarcaların yüksek çözünürlüklerde tayflarını incelememize imkân vermiştir. 21. yüzyılda da yeni gözlem uyduları sayesinde aktarım güçlü atarcaları inceleyebiliyor ve bu kaynakların fiziğini daha iyi anlayabilecek entellektüel çerceveyi gün geçtikçe daha sağlamlaştırıyoruz.

• Nötron yıldızlarıyla ilgili bazı bağlantılar: Neutron Stars and Pulsars | Neutron Stars and Pulsars | Neutron Stars

Yıldızların Evrimi:

Yıldız evrimini anlamak hem izole hem de çift yıldız sistemlerinde bulunan nötron yıldızlarının oluşumunu ve ilk koşullarını anlamak için gereklidir. Yıldız evrimi yıldızların atmosferleri ve iç yapıları konularıyla doğrudan bağlantısı olan bir konudur. Bu sebeple, plazma fiziğinden nükleer fiziğe ve akışkanlar dinamiğine kadar birçok fizik dalının olgularını ve teorilerini kullanır. Aynı zamanda çift yıldız sistemlerinin dinamik özellikleri ve bu yıldızların birbirine kütle aktarımı ve ışıma yoluyla etkileşimleri de çift yıldız sistemlerindeki yıldızların evrimini belirleyen faktörlerdendir.

• Yıldızların evrimiyle ilgili bağlantılar: Hertzsprung-Russell Diagram | Stellar Evolution
  

Kütle Aktarımı:

Kütle aktarımı, çift yıldız sistemlerindeki yıldızların başta gelen etkileşme biçimlerindendir. Kütle aktarım güçlü X-ışını atarcalarının X-ışını bandında ışımasının temel sebebi, eş yıldızlarından bu atarcalara kütle aktarımının var olmasıdır.

• Kütle aktarımıyla ilgili bağlantılar: Compact binary stars as X-ray sources | Accretion disks | Accretion (Astrophysics) | Accretion disc