Karadeliklere gözlemsel bir bakış

Karadeliklere gözlemsel bir bakış E. Kalemci (Sabancı Üniversitesi) J. A. Tomsick (UC Berkeley), T. Dinçer, Y. Y. Chun (Sabancı), S. Corbel (CEA-­‐SACLAY), P. Kaaret (Iowa) ve diğerleri Neden Karadelikler ? •  Evrendeki en ilginç ve en gizemli gökcisimlerinden… Kendisi basit, ama çevresini tanımlamak güç. Yakın çevresini anlamak için Einstein’in genel görelilik kuramına ihQyaç var. •  Dünya’da elde edilemeyecek kütleçekim kuvvetlerini ve milyarlarca derecedeki gazları inceleyebileceğimiz bir laboratuvar. •  Maddeyi büyük kuvvetle içine çekerken, aynı zamanda ışık hızına yakın jetler de oluşturabilen gökcismi. Karadelik nedir? •  Karadelikler bir olay uUu ile çevrelenmiş, olay uUundan madde ve enerjinin dışarı kaçamadığı tekilliklerdir. •  Temelde çok basit cisimlerdir, 3 parametre özelliklerini tanımlamaya yeterlidir: –  Kütle –  Açısal momentum (spin) –  Yük. Evrenin merkezindeki karadeliğe yakından bakabilseydik oluşabilecek görüntü. Nasıl Karadelik Yapılır? M = 2 x 1030 kg. R = 700,000 km vkaçış = 610 km/s M = 2 x 1030 kg. R = 3 km vkaçış = 300000 km/s •  Güneş’in kütlesini sabit tutup yarıçapını 3 km ye kadar indirirsek kaçış hızı ışık hızı olur, ışık bile yüzeyden kaçamaz. •  Limit yarıçapa Schwarzschild yarıçapı denir Rs = 2 GM/c2 . •  Bu yarıçap dönmeyen bir kara deliğin olay uUunu belirler. Kütle / yarıçap Cisim
Kütle
Yarıçap
Schwarzschild
yarıçapı
Emrah
Dünya
Güneş
Nötron yıldızı
Samanyolu
merkezi
M 87 Gökadası
merkezi
100 kg
6 x1024 kg
2 x 1030 kg
3 x 1030 kg
4 milyon
güneş kütlesi
3 milyar
güneş kütlesi
1m
6400 km
700,000 km
15 km
-
1.25 10-23 cm
9 mm
3 km
4.5 km
9 milyon km
(60 AU)
9 milyar km
(60,000 AU)
-
•  Herşey kara delik olabilir, yeter ki Schwarzschild yarıçapı kadar sıkışdrılsın!! Evrenimizdeki Karadelikler •  Mini karadelikler (evrenin ilk oluşma sürecinde ortaya çıkmış olabilirler. ATLAS deneyinde de ortaya çıkabileceği iddia ediliyor...) •  Güneş kütleli kara delikler. Ağır yıldızların evrimlerinin sonucu ortaya çıkarlar. •  Dev karadelikler (milyon – milyar Güneş kütleli). Gökadaların merkezinde bulunurlar ve gökadalar evrimleşirken oluşmuşlardır. •  Ortanca karadelikler (100 – 1000 Güneş kütlesi) birkaç aday kaynak mevcut. Güneş Kütleli Kara Delikler Kara deliğin çok yakınında kütle çekim kuvveQ çok büyük olduğundan maddenin enerjisi artar, sürtünmeyle ısıya dönüşür ve ışımaya başlar. Sıcaklık milyar dereceye çıkdğından ışıma X ışınlarında olur. Kara delik çiileri Gökada’mızı X-­‐ışınlarında tarayarak ortaya çıkarılır. Kaynakların çoğu geçicidir, yenilerini bulmak için uzay her an taranır. X-­‐ışını çiH yıldız sistemleri •  Tüm X-­‐ışını yayan çii yıldız sistemleri kara delik değildir. Bir kısmında nötron yıldızı da bulunabilir. Ama nötron yıldızları 3 Güneş kütlesinden daha ağır olmazlar! –  M > 3 M Kara delik! –  Kütlesi ölçülemiyor: •  Yüzey ışınımı yok + •  Periyodik ışınım yok + •  Gama/radyo ışınımı var → kara delik adayı! Gökadamızda bilinen kara delikler 18 kütlesi bilinen kara delik, 25 kütlesi bilinmeyen kara delik adayı var. (2008 sayımı) Samanyolu’nun merkezindeki karadelik •  Kızılötesi ile yapılan gözlemler sonucu Gökada merkezindenki yıldızların 4 Milyon güneş kütleli tek bir merkez etrapnda döndüğü biliniyor. •  Radyo gözlemleri o merkezin çok küçük olması gerekQğini gösteriyo Etkin dev kara delikler •  Dev kara deliklere de madde akışı olabilir. Kızılötesi ve X ışınlarında kuvvetli. •  OpQk teleskoplarla normal, radyo, X-­‐ışını ve kızılötesi teleskoplarla çok değişik bir görüntü sergilerler. Cen A •  (b) X-­‐ışını •  (c) Görünür bölge •  (a) opQk+ x-­‐
ışını + radyo 3C 295 OpQk X ışını Radyo JETLER •  Karadeliklerin bir başka ilginç yanı, maddeyi jetler halinde ışık hızına yakın hızlarda püskürtebilmesi. •  ManyeQk alan çizgilerinin diskin ya da kara deliğin dönüşüyle jetlerin enerjisini sağladığı düşünülüyor. Evrenin yapısını değişWren jetler Kara delik çevresinde x ışınımı oluşumu Comptonize ışınım Yansıma Korona (100 keV, 109 K.) Disk Tayia kırılma Disk (1 keV, 107K) BH •  Yığılma diskinden çıkan fotonlar yüksek enerjili elektronlarla çarpışarak enerjilerini yükselQr (ters Compton saçılması). •  Enerjisi yükselmiş fotonların bazıları diske geri çarparak ikincil ışınıma sebep olurlar (yansıma) Energy (keV) Yansıma tayZ Yüksek enerjili (> 30 keV) soğuk diskte yeniden işlenmesine yansıma denir. Yansıma tayZnda görünenler: Fe K atomik çizgisi 6.4 keV Soğurma kıyısı 7.1 keV 20 keV civarı şişkinlik (Klein Nishina) Gözlem uyduları RXTE, 3 – 250 keV, düşük enerji çözünürlüğü, düşük açısal çözünürlük, çok büyük alan ve çok esnek yönelme. Günlük gözlemler, evrimin takip edilmesi, hızlı zamansal değişiklikler için ideal. XMM, Suzaku, SWIFT Qpi uydular: Çok iyi enerji çözünürlüğü, çok iyi açısal Çözünürlük, esnek olmayan yönelme. Demir çizgisi modellemek için ideal. Parlamalar •  Yığılan madde miktarı ya da ikincil yıldızdaki değişimler disk kararsızlıklarına, bu da çok miktarda maddenin kara deliğe akmasına sebep olabilir! •  Parlama sırasında akı 103 – 104 kat artar. •  Parlamalar genelde haialar – aylar mertebesinde sürer. Hızlı değişimler •  Olay uUuna yakın Qpik Kepler zaman ölçeği milisaniyeler seviyesindedir. Bu kaynaklar tayfsal özelliklerine bağlı olarak kısa ölçekli kuvvetli zamansal değişimler gösterirler. •  Zaman eğrilerine Fourier dönüşümü uygulanarak güç tayp bulunabilir. •  Zaman zaman QPO (periyodiğe yakın salınımlar) gözlenir. Jetler? Çeşitli modeller radyodan x ışınlarına kadar tüm ışınımın Jezen geldiğini kabul ediyor. Sönüm döneminde kara delikler 1.  Dönem geçişlerini yakalamak çok daha kolay. 2.  Sıkı jeQn oluşumunu incelemek çok daha kolay. Sönüm döneminde evrim • 
X ışınlarındaki değişimi RXTE gözlemleri ile inceleriz • 
Hızlı değişimlerin Rms etkin değeri, Güç kanunu indisi (Γ), Disk iç sıcaklığı (kTin), Güç kanunu akısı (PLF), Disk akısı (DBB), PLR = PLF / (PLF+DBB) QPO özellikleri. Yüksek enerjilerde kırınım. • 
• 
• 
• 
• 
• 
• 
• 
OIR ve radyo kullanarak jeQn “oluştuğu” an. Tayfsal dönem geçişleri ve jetler •  X-­‐ışını disk ve tacın evrimini takip eder •  Radyo ve kızılötesi jet evrimini takip eder. •  Tüm bu değişiklikler yığılım geometrisindeki değişimlere bağlı olabilir. •  Cevaplanmamış sorular: –  Geçişleri jet mi teQkler? –  JeQn ortaya çıkmasını sağlayan etmenler nelerdir? –  Jetler zamansal özellikleri etkiler mi? –  Değişimleri gözleyerek sert dönem modellerini test edebilir miyiz? •  Jetler x ışınlarında ne kadar ışınım yapıyor? Dönem geçişleri ve jetler? 2 tip geçiş: 1. hızlı (<1 day) rms, plf jet görünmeden Epey önce 2. yavaş, Tayf sertleşir. Sonrasında jet Gözlenir. (5-­‐10 days) JET: Sertleşmenin 4-­‐10 gün sonrası gözlenir • 
Zamansal özelliklerde belirli bir değişim meydana gelmez • 
• 
Yüksek enerjilerde kırılma Yok olabilir? • 
• 
1. Hızlı değişimler MJD 55281.7
10-2
30
20
XTE J1752-­‐223 PSD
RMS (%)
25
10-3
15
10
10-4
5
0
2.4
10-5
PSD
1.8
1.6
PLF/DBBx10 12
MJD 55282.6
10-2
2.0
10-3
10-4
10
10-5
1
-4
-2
0
2
4
Days from transition
JET Bağlandsı: Diğer dalgaboylarında jet belirQsi yok: 1. Gerçekten jet yok 2. Karanlık jet 3. Şok oluşum süreci 6
8
MJD 55284.4
10-2
10
PSD
K!
2.2
10-3
10-4
10-5
0.01
0.10
1.00
Frequency (Hz)
10.00
100.00
Jet oluşumu Yumuşak dönemde jezen gelen akı sert döneme göre en az 50 kat az. Büyük ihQmalle Tamamen sönüyor. Bu durumda sert döneme geçişte tekrar oluştuğunu düşünürsek Oluşma koşulları konusunda şu bilgilere ulaşırız: Güç kanunu indisi 1.7’den düşük olmalı.   3 – 25 keV arasında disk akısı toplam akının %1-­‐2’sini geçmemeli.  
Not: Bir kere oluştuktan sonra daha yumuşak x ışını tayflarında gözlenebilir (H 1743-­‐322, Joinet et al.). Yüksek enerjili fotonların taçtan geldiği düşünülürse jet oluşmadan Önce korona oluşmalı. Peki ya disk?  
Standart model Narayan McClintock 2008 Esin 1997 June 16, Leicester Sert dönemde disk nerede? •  Diskin sert dönemde geri çekildiğine dair dolaylı bulgular var: – 
– 
– 
– 
Güç taypnda Qpik frekansların düşmesi Disk akı ve sıcaklığının düşmesi ADAF modellerinin başarısı Azalan yansıma oranları •  Ama tüm bunlar disk geri çekilmeden de açıklanabilir! •  Üstelik bir grubun yapdğı demir çizgisi modellemeleri ve disk modellemeleri (Miller et al., Rykoff et al.) sert dönemde dahi diskin son düzenli yörüngeye çok yakın olduğunu gösteriyor. Leicester, June 16 Kara delik Demir çizgisi profilini etkiler! Siyah: hiçbir etki dikkate alınmadan Önceki profil. Sarı: Diskin dönmesi sonucu ortaya çıkan çiH boynuzlu Doppler profili. Mavi: RölaQvisQk Doppler etkisi, RölaQvisQk sapma (aberasyon) Mavi kısmı büyütür. Kırmızı: RölaQvisQk kütleçekim Kırmızıya kayma Kalınlaşma ve kırmızıya kayma Diskin iç kısmının kara deliğe uzaklığına, kara deliğin açısal momentumuna ve bizim görüş açımıza bağlıdır. Sert dönemde demir çizgisi çalışmaları Lx = 3.2 % Ledd Lx = 1.3 % Ledd Lx = 0.5 % Ledd • L= 3.2 % LEdd, yükselme dönemi, Miller et al. 2004, 4-­‐5Rg, Reis et al. 2.4 Rg, Done et al. > 44Rg!! • L= 1.3 % sönüm, jet oluşumundan hemen sonra, Rin = 3.6 ±1.4 Rg (rölaQvisQk kalınlaşmış demir 1.0 çizgisi) • L=0.5 % yansıma tayp kullanarak üst limit <10 Rg Tomsick, Kalemci, Kaaret, Markoff, Corbel, Migliari, Fender, Bailyn, Buxton, ApJ, 2008. GX 339-­‐4’ün %0.14 LEdd seviyesinde SUZAKU ve RXTE gözlemleri Sert dönem, düşüş. İnce çizgi (6.45 keV, σ = 0.14 keV) 0.14 % Ledd! Rin > 85 Rg İnce çizgi = rölaQvisQk etki yok = disk uzakta . Tomsick et al. ApJL 2009. Parlaklık -­‐ Rin GX 339-­‐4 Ölçümler, %1 LEdd üzerinde diskin son düenli orbite yakın olduğunu, ve % 0.1 – 1 arasında diskin çekildiğini işaret ediyor. Tomsick et al. ApJL, 2009. Jetlere geri dönelim Radio Synchrotron zacc,p,pl%,ξ IR/Opt/X-­‐rays X-­‐rays r0,h0,Nj,Te, SSC / EC equiparWWon? Jet modellemesi Radyodan sert x-­‐ışınlarına Kadar tüm tayf jet ile Modellenebilir, üstelik χ2 sonuçları X ışını analizine Benzer sonuçlarla. GRO J 1655 – 40 jetlerle modellenmesi indirgenmiş χ2 = 0.90 Sert Dönem Rin = 2-­‐5 Rg!!! Migliari et al., ApJ, 2008 İndirgenmiş χ2 = 8.5 Orta-­‐Sert dönem , jet iyi modelleyemiyor. Güç tayZ ve jetler, XTE J1550-­‐564 10-1
day:1.46000
hmag:14.6500
day:8.31000
hmag:14.7700
day:13.2200
hmag:14.8200
day:19.4000
hmag:14.0300
day:2.40000
hmag:14.6800
day:9.77000
hmag:14.7400
day:14.8400
hmag:14.5500
day:21.2600
hmag:13.9200
day:4.45000
hmag:14.7200
day:10.7600
hmag:14.8000
day:16.7700
hmag:14.4200
day:22.4700
hmag:13.9000
day:6.37000
hmag:14.7500
day:12.3000
hmag:14.7900
day:18.5500
hmag:14.1500
day:24.9400
hmag:13.9200
Russell et al. 2010, XTE J 1550-­‐564 tüm ışınımın kaynağı jet sinkrotron. PSD
10-2
10-3
10-4
10-1
Jet çıkınca QPO yok mu oluyor? -2
PSD
10
10-3
10-4
10-1
PSD
10-2
10-3
10-4
10-1
-2
PSD
10
10-3
10-4
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
Güç tayZ ve jetler – GRO J 1655-­‐40 10-1
day:0.921875
day:8.19141
day:13.0391
day:20.9883
day:2.48828
day:9.50000
day:15.5312
day:23.0195
day:4.51953
day:11.1289
day:17.3516
day:23.8984
day:6.35938
day:12.2500
day:19.1289
day:24.9492
PSD
10-2
10-3
10-4
10-1
PSD
10-2
10-3
10-4
10-1
PSD
10-2
10-3
10-4
10-1
PSD
10-2
10-3
10-4
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
0.01
0.1
1
10
Frequency (Hz)
100
Tarqşma ve özet •  Taypn ve zamansal özelliklerin evrimi tüm ışınımın jezen geldiğini destekliyor mu? –  İncelediğimiz kaynaklar, soğurulmayan doğrudan sinkrotron ışımasının tüm x ışınlarını açıklayamayacağını gösteriyor (ama Russell ve ark 2010!) Jet ortaya çıkdğı anda evrimde en ufak bir değişiklik yok. •  Disk iç yarıçapı sert dönemde ardyor mu? –  Muhtemelen sert dönemin ilk kısmında değil ama akı %1 Ledd aldna düşünce disk çekiliyor. Gözlemlerimiz %0.14 Ledd’da diskin en az 27 kat çekildiğini gösteriyor. Gelecek Çalışmalar •  Disk geometresi ve evrimi –  Chandra, XMM-­‐Newton, Suzaku ve Swii disk geometrisi konusunda iyi sonuçlar vermeye devam ediyorlar, grubumuz düşük akı seviyelerinde gözlemlerine devam ediyor. –  Tayfsal kırılmayı incelemek için INTEGRAL gözlemimiz, Demir modellemeleri için kabul edilmiş Suzaku ve XMM gözlemlerimiz var. –  Zamansal çalışmalara devam edeceğiz, jeQn ortaya çıkması sırasında zamansal değişikliklerin olması/olmaması sistemin fiziği konusunda bize bir çok bilgi verebilir. (Yeni kabul edilmiş RXTE gözlemimiz var)