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.