KÜÇÜK MACELLAN BULUTSUSUNDAKİ SÜPERNOVA KALINTISI 1E 0102.2-7219’UN X-IŞIN ÖZELLİKLERİ

KÜÇÜK MACELLAN BULUTSUSUNDAKİ SÜPERNOVA KALINTISI 1E 0102.2-7219’UN X-IŞIN ÖZELLİKLERİ



Teksas Üniversitesi Arlington Kampüsü’ndeki Doç. Dr. Sangwook Park öncülüğündeki X-ışın çalışma grubu ile birlikte yürütülen araştırma, Mart 2019 tarihinde “A Detailed Archival CHANDRA Study of the Young Core-collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219 in the Small Magellanic Cloud” başlığıyla The Astrophysical Journal dergisinin 873. sayısında yayınlanmıştır.

Süpernovalar nadir rastlanan yıldız patlamalarıdır. Bu patlamalar evrende bilinen en enerjik olaylardandır. Tipik bir süpernova patlamasıyla açığa çıkan enerji 10^51 erg civarındadır. Bu enerji Güneş’in 10 milyar yıllık yaşamı boyunca tüm dalgaboylarında yayımlayacağı ışınıma denk büyüklüktedir (Alsabti ve Murdin, 2017). Süpernova patlamasıyla büyük miktarda kütle (birkaç Güneş kütlesi) 10,000 – 15,000 km/sn gibi yüksek hızlarla yıldızlararası ortama fırlatılır. Bu şekilde yıldızın nükleer hayatı boyunca çekirdeğinde oluşmuş ağır elementler ve patlama sırasında meydana gelen nükleosentez ürünleri yıldızlararası ortama saçılmış olur. Dışarıya atılan yıldız maddesi yıldızlararası ortamla etkileşir ve süpernova kalıntısı (SNR) olarak adlandırılan bulutsu yapıları oluşturur. Patlama sonrasında bu kalıntılar uzun süre X-ışın, görsel ve radyo bölgede ışınım yayarlar.

Galaksileri ağır element bakımından zenginleştirerek onların kimyasal evrimlerinde kilit rol oynayan süpernovalar astrofizikteki en merak uyandıran konulardandır. Patlamanın nasıl oluştuğuna ve patlamadan önceki ata yıldıza ait bilgiler süpernova kalıntısı incelenerek anlaşılmaya çalışılmaktadır. Ancak patlamayla oluşan kalıntı yalnızca patlamadan önceki ata yıldızın özelliklerini değil, çevresel ortamın özelliklerini de taşıdığından, bu hiç de kolay bir işlem değildir. Süpernova kalıntılarının yapıları, ata yıldızın özellikleri ve patlamanın doğasıyla ilgili hala pek çok belirsizlik bulunmaktadır. Gözlenen bazı özellikler standart süpernova modelleriyle açıklanamamaktadır. Bu belirsizliklerin giderilebilmesi için genç SNR’lerin yüksek çözünürlüklü ve uzun poz süresine sahip gözlem verileri kullanılarak yapılan tayfsal çalışmalar oldukça önemlidir. Çünkü genç süpernova kalıntıları, yıldızlararası ortamla fazla etkileşmediğinden doğrudan patlamaya ve ata yıldızın özelliklerine dair bilgiler verirler. Geçen zamanla birlikte çevresel maddeyle olan etkileşim giderek artar ve kalıntı daha çok çevresel ortamın özelliklerini yansıtmaya başlar.

Bu çalışmada, Küçük Macellan Bulutsusu’ndaki en genç SNR olan 1E 0102.2-7219 (E0102)'nin yüksek uzaysal çözünürlüğe sahip Chandra arşiv verileri incelenerek detaylı bir X-ışın tayf analizi yapılmıştır. Kalıntının konumsal olarak detaylı bir şekilde araştırılabilmesi için, yüksek foton istatistiklerinin sağlanması gerekmektedir. Bu amaçla bu çalışmada Chandra ACIS-S3 dedektörü ile 14 yıllık bir süre içinde elde edilen 20 adet gözlem verisi arşivden alınmıştır. Yaklaşık 265 ksn’lik gözlem verisi kullanılarak gerçekleştirilen bu detaylı tayfsal çalışma sayesinde E0102’nin kimyasal yapısı ve plazma parametreleri konumsal olarak elde edilmiş, böylece ata yıldızın detaylı doğası, patlama özellikleri ve SNR dinamikleri ortaya çıkarılmıştır. Ayrıca öncü şokun süpürdüğü çevresel maddenin özellikleri de ilk kez bu çalışmayla ortaya konulmuştur. E0102’in Chandra’nın ACIS dedektörü ile elde edilmiş X-ışın ve Hubble Uzay teleskobu ile alınmış optik verilerinin birleştirilmesiyle oluşturulmuş görüntüsü Şekil 1’de gösterilmiştir.


Şekil 1. E0102’nin optik ve X-ışın görüntülerinin bileşimi.

  İlk olarak kalıntıda çevresel madde (CSM) olarak adlandırılan şok ile süpürülen yıldızlararası ortam bölgesi, Chandra arşivinden alınan verilerin birleştirilmesiyle oluşturulan geniş band görüntüsü üzerinde belirlendi (Şekil 2a). Bu bölge kalıntının dış kısmındaki homojen bölgeler dikkate alınarak oluşturuldu. Daha sonra kalıntının detaylı tayfsal analizi için geniş band görüntüsü üzerinde dokuz farklı doğrultuda toplamda 180 bölge belirlendi (Şekil 2b). Belirlenen bölgelerden alınan X-ışın tayflarına tek bileşenli düzlem şok modeli (Borkowski ve diğ., 2001) uygulandı. Böylece, kalıntının plazma parametreleri ve element bollukları konumsal olarak X-ışınlarında ilk kez ölçülmüş oldu. Kalıntının çevresel maddesi (Kabuk) için hesplanan tayfsal parametreler Tablo 1’de verilmiştir. Her bir tayfsal analiz sonucunda hesaplanan elektron sıcaklığı (kT, k: Boltzmann sabiti), hacim salma ölçeği (EM), iyonlaşma zaman ölçeği (net, ne; şok sonrası elektron yoğunluğu, t; şoktan beri geçen zaman) ve element bollukları (O, Ne, Mg), kalıntının geniş band görüntüsü üzerinde renk ölçekleriyle Şekil 3’te gösterilmiştir.


Şekil 2. Tayfsal analizi gerçekleştirilen kabuk bölgesi (a) ve kalıntının farklı doğrultularında belirlenen radyal bölgeler (b).


Tablo 1. Kabuk bölgesi için elde edilmiş tayfsal model parametreleri. Bolluklar Güneş bolluklarına göre verilmiştir (Anders ve Grevesse, 1989).




Şekil 3. (a): Elektron sıcaklığı kT; (b): iyonlaşma zaman ölçeği n e t; (c): salma ölçeği EM; (d): O bolluk dağılımı; (e): Ne bolluk dağılımı; (f): Mg bolluk dağılımı. Her bir panelde E0102’nin geniş band konturları da çizilmiştir. Bolluklar Güneş bolluklarına göre verilmiştir (Anders ve Grevesse 1989). Bolluk dağılımı panellerindeki kırmızı ok SNR’nin geometrik merkezi civarındaki (izdüşümde) aşırı bolluk gösteren kısmı işaret etmektedir. Element bollukları ve EM logaritmik ölçekte verilmiştir.

 
Tayfsal analizler kalıntı üzerindeki hemen hemen tüm doğrultular için kalıntının iç kısımlarının dış kısımlardan daha sıcak olduğunu göstermektedir (Şekil 3a). Tayfsal analiz ile hesaplanan salma ölçekleri, kalıntının geniş band X-ışın şiddetleriyle karşılaştırılabilmesi amacıyla her bir bölgenin alanına bölünmüş ve sonuçlar Şekil 3b’de gösterilmiştir. Salma ölçeği, geniş band şiddet dağılımıyla uyumlu olarak, kalıntının geometrik merkezinden yaklaşık  14"–15" uzaklıkta en büyük değere ulaşmakta ve daha sonra geometrik merkeze doğru keskin bir şekilde azalmaktadır. İyonlaşma zaman ölçeği genellikle kalıntının geometrik merkezinden 15"−19" uzakta en büyük değerlere ulaşmakta, içeriye doğru azalmakta ve geometrik merkeze 10" uzaklıktan itibaren iç kısma doğru artmaktadır (Şekil 3c). Kalıntı merkezinden ~20" ve ötesi uzaklıkta iyonlaşma zaman ölçeği azalmaktadır. İyonlaşma zaman ölçeğindeki genel yapı, Gaetz ve diğ. (2000) tarafından önerildiği gibi kalıntıda ters şok varlığını işaret etmektedir.

Kalıntı üzerinde bölgesel olarak analiz edilen tayfların element bolluk dağılımları incelendiğinde, bollukların yarıçap (R) boyunca sabit olmadığı, genel olarak SNR’nin geometrik merkezinden  R 10" – 11"  civarına kadar azaldığı, daha sonra hızlıca artarak R 15" – 16" civarında en büyük değerlere ulaştığı ve sonrasında da tekrar azalmaya başladığı görülmektedir (Şekil 3d,e,f). Kalıntının merkezi civarındaki (izdüşümde) küçük bir kısımda O, Ne, Mg için aşırı bolluklar söz konusudur. Element bolluk dağılımındaki göze çarpan durumlardan birisi, kalıntının batı-güneybatı aralığındaki kısımlarının O, Ne ve Mg bolluklarının diğer doğrultulara göre ~2-3 kat daha fazla olduğu ve bu doğrultuların dış sınırlarındaki bollukların da CSM değerlerinden çok yüksek olduğudur. Bu durum, metalce zengin gazın bu doğrultularda diğerlerinden daha fazla dışarıya uzandığının göstergesidir.  Element bollukları genel olarak asimetrik bir dağılıma sahiptir ve bu da patlamanın simetrik olmadığının işaret etmektedir. Vogt ve Dopita (2010) tarafından optik bölgede yapılan bir çalışmada da E0102’nin asimetrik patlama geçirdiği belirtilmiştir.

Kalıntının bölgesel olarak gerçekleştirilen tayfsal analizlerinden elde edilen element bolluk oranlarının ([O/Ne], [Ne/Mg] ve [O/Mg]) ortalama değerleri literatürdeki teorik süpernova nükleosentez ürünleriyle (Nomoto ve diğ., 2006) karşılaştırıldığında, ata yıldız kütlesinin yaklaşık 40 Güneş kütlesi olduğu görülmüştür. E0102 için yapılan Sedov – Taylor çözümüyle kalıntının yaşı yaklaşık t = 3,500 yıl ve patlama enerjisi E0 = 1.79 × 10^51 erg olarak hesaplanmıştır. Bu çözümle elde edilen yaş değeri, kalıntı yaşı için bir üst sınırdır. Süpernova patlamasıyla oluşan şok dalgasının hızı süpürülen yıldızlararası ortamın direnci nedeniyle zamanla yavaşladığından, kalıntının çevresel maddesinin tayfsal analizinden elde edilen sıcaklık vasıtasıyla hesaplanan şok hızı, zamanla yıldızlararası ortam tarafından yavaşlatılmış en düşük hız değerine karşılık gelir ve dolayısıyla bu hız değeri kullanılarak hesaplanan yaş da kalıntı için bir üst sınır teşkil eder.

Kaynaklar

Alsabti, A. W., Murdin, P., 2017, Supernovae and Supernova Remnants: The Big Picture in Low Resolution, Handbook of Supernovae, Editors: Athem W. Alsabti and Paul Murdin, Springer, ISBN 978-3-319-21845-8, 3-28.
Anders, E., Grevesse, N., 1989, Abundances of the Elements - Meteoritic and Solar, Geochimica et Cosmochimica Acta, 53, 197-214.
Borkowski, K. J., Lyerly, W. J., Reynolds, S. P., 2001, Supernova Remnants in the Sedov Expansion Phase: Thermal X-Ray Emission, The Astrophysical Journal, 548, 820-835.
Gaetz, T. J., Butt, Y. M., Edgar, R. J., Eriksen, K. A., Plucinsky, P. P., Schlegel, E. M., Smith, R. K., 2000, Chandra X-Ray Observatory Arcsecond Imaging of the Young, Oxygen-rich Supernova Remnant 1E 0102.2-7219, The Astrophysical Journal, 534, L47-50.
Nomoto, K., Tominaga, N., Umeda, H., Kobayashi, C., Maeda, K., 2006, Nucleosynthesis Yields of Core-collapse Supernovae and Hypernovae, and Galactic Chemical Evolution, Nuclear Physics A, 777, 424-458.
Vogt, F. P. A., ve Dopita, M. A., 2010, The Cas A-like SNR 1E 0102.2-7219 in the Small Magellanic Cloud: An Asymmetric Bipolar Explosion, The Astrophysical Journal, 721, 597-606.      
21/03/2019
165 defa okundu

İstanbul Üniversitesi Gözlemevi Uygulama ve Araştırma Merkezi

34452 34119 Üniversite/Fatih-İstanbul

Tel: 0 (212) 440 00 00