İçeriğe atla

Merkezî sıkışık cisim

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Merkezi sıkışık cisim sayfasından yönlendirildi)
Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından elde edilen Cassiopeia A kalıntısının görüntüsü. Kalıntının merkezindeki parlak nokta (CXOU J232327.9+584842), tipik bir merkezi sıkışık cisim örneğidir.

Merkezi sıkışık cisim (İngilizce: central compact object, kısaca CCO), genç ve yakın bir süpernova kalıntısının (SNR) merkezine yakın bir konumda bulunan noktasal X ışını kaynağıdır. Bu sıkışık cisimlerin yaydığı X ışını akısı ve spektrumları incelendiğinde, CCO'ların yakın geçmişte gerçekleşen çekirdek çökmesi süpernovaları ile bağlantılı nötron yıldızı kalıntıları olduğu neredeyse kesindir. CCO'lar, bu tür olguların ya hiç gerçekleşmemesi ya da tespit edilmesinin çok güç olması sebebiyle çoğu pulsarın aksine genellikle atımlı radyo ışımasından veya gözlenen X ışınlarındaki değişimlerden yoksundur. Tespit edilen diğer nötron yıldızlarının çoğundan daha zayıf manyetik alanlara sahip olmaları, gözlenen X ışınlarının büyük bir kısmının kara cisim ışımasından kaynaklandığını gösterir. Bir CCO'nun geçmişteki bir süpernovayla ilişkili olduğunun doğrulanması, cismin kinematik özelliklerinin belirlenmesi ve bu verilerin konak SNR'nin yaşı ve kinematiğiyle eşleştirilmesi yoluyla mümkündür.[1]

RCW 103 süpernova kalıntısının merkezinde yer alan 1E 161348-5055'in 1980 yılında Einstein Gözlemevi kullanılarak tespit edilmesi, bir dönem ilk CCO keşfi olarak kabul edilmişti.[2] Ancak bu kaynakta bir magnetar patlamasının kaydedilmesi nedeniyle cisim günümüzde yavaş dönen bir magnetar olarak sınıflandırılmaktadır.[3] Bu keşiften bu yana on CCO kesin olarak tanımlanmış, iki cisim ise aday olarak belirlenmiştir.[4]

Özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
1E 1207.4-5209 merkezi sıkışık cisminin yüzeyindeki sıcak noktayı ve Chandra verilerine dayanan X ışını soğurma spektrumunu gösteren çizim.

Süpernova kalıntılarındaki merkezi sıkışık cisimlerin X ışını spektrumları, 1033 ila 1034 erg/s ışıma gücünde 0,2 ila 0,5 keV kara cisim sıcaklığı sergiler. Yayılan X ışınlarının tamamen termal radyasyon olduğu varsayıldığında, ışıma yapan bölgenin çapı 0,3 ila 3 km olarak hesaplanır. Ancak bu değer, bir çekirdek çökmesi süpernovasında oluşan tipik bir nötron yıldızının yaklaşık 20 kilometrelik çapından oldukça küçüktür. Nötron yıldızı atmosferinin, patlama sonrası yığılma nedeniyle ağırlıklı olarak karbondan oluştuğu kabul edildiğinde ise cismin yarıçapı 10 ila 12 km olarak elde edilir.[5] Cassiopeia A kalıntısındaki merkezi sıkışık cisimde, sadece 10 yıllık bir zaman diliminde yüzde 1 ila 2 oranında şaşırtıcı derecede hızlı bir sıcaklık düşüşü gözlemlenmiştir.[6]

CCO'lar konak süpernova kalıntılarının merkezine yakın konumlanmalarına rağmen radyo veya gama ışını dalga boylarında tespit edilememiştir. Ayrıca çevrelerinde, yüksek enerjili parçacık rüzgarlarıyla enerji aktaran bir pulsar rüzgarı bulutsusu da (PWN) bulunmaz. Bu durum, CCO'ların yalnızca ışıma konisi Dünya'ya yönelmemiş sıradan pulsarlar olduğu ihtimalini ortadan kaldırmaktadır.[7] Bulutsuların genişleme hızından yola çıkılarak, CCO barındıran süpernova kalıntılarının yaşının birkaç bin yıl civarında olduğu ve en fazla 20.000 yıla kadar çıkabileceği tahmin edilmektedir.

Bazı CCO'ların dönme periyotları, X ışını akısındaki periyodik değişimler sayesinde yaklaşık 0,1 saniye olarak belirlenmiştir. Bu değerlerin, nötron yıldızlarının oluşum anındaki ilk dönme hızlarına oldukça yakın olduğu düşünülmektedir. Dönme periyodundaki yavaşlama son derece düşüktür ve pulsarların aksine yayılan enerji, dönme hızındaki bu kayıptan beslenemez. Buradan hesaplanan yaklaşık 1011 Gauss düzeyindeki manyetik akı yoğunluğu, standart pulsarların değerlerinden çok daha düşüktür. Bu zayıf manyetik alanları sebebiyle CCO'lar literatürde "anti-magnetar" olarak da adlandırılır.[8] Yayılan atımlı ışımanın genliği PSR J1852+0040 örneğinde yüzde 64'e kadar ulaşır ve bu durumun nötron yıldızı yüzeyindeki homojen olmayan sıcaklık dağılımından kaynaklandığı kabul edilir.[9] Dönme yavaşlamasından hesaplanan karakteristik yaş, süpernova kalıntısının genişleme yaşından çok daha büyüktür. Bu uyumsuzluk, CCO'ların doğrudan bu zayıf manyetik alan yoğunluğuyla oluştuğunu düşündürmektedir.[10]

Oluşumu ve evrimi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Puppis A süpernova kalıntısındaki RX J0822-4300 nötron yıldızının 1999-2005 yılları arasındaki konum değişimini gösteren bileşik görüntü.

Merkezi sıkışık cisimler, çekirdek çökmesi süpernovaları sonucunda oluşur ve birkaç yüz ila birkaç bin yıllık yaşlarıyla oldukça gençtir. Güneş Sistemi'ne 5.000 parsek mesafede yer alan ve yaşı 15.000 yıldan küçük olan süpernova kalıntıları incelendiğinde 14 pulsar, 5 CCO ve 1 anormal X ışını pulsarı tespit edilmiştir. Bu dağılım, CCO'ların büyük kütleli yıldız patlamalarında kayda değer bir oranda meydana geldiğini gösterir.[11][11]

Bununla birlikte süpernova patlamasının hemen ardından bu kadar zayıf bir manyetik alanın nasıl ortaya çıktığı henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Öne sürülen temel hipoteze göre, patlamadan sonra nötron yıldızının üzerine geri çöken plazma kütlesi, manyetik alanı kabuğun altına iterek geçici olarak perdelemektedir.[12] Manyetik alanın zamanla difüzyon yoluyla yeniden yüzeye çıkabileceği düşünülmektedir. Yaklaşık 10.000 ila 100.000 yıl sonra manyetik alan standart pulsar seviyelerine ulaşabilir ve cisim yeniden atımlı bir radyo kaynağı olarak görünür hale gelebilir.[13] CCO'ların gözlemlenen farklı görünümleri, yüzeye sızan bu manyetik alanın farklı geometriler sergilemesinden kaynaklanmaktadır.[14]

Bilinen CCO'lar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Süpernova kalıntılarında kesin olarak tanımlanmış merkezi sıkışık cisimler şunlardır:

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ↑ Mayer, Martin G. F.; Becker, Werner (1 Temmuz 2021). "A kinematic study of central compact objects and their host supernova remnants". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). Cilt 651. ss. A40. arXiv:2106.00700 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2021A&A...651A..40M. doi:10.1051/0004-6361/202141119 Özgürce erişilebilir. ISSN 0004-6361. 1 Eylül 2026 tarihinde kaynağından arşivlendi1 Eylül 2026.
  2. ↑ Tuohy, I.; Garmire, G. (1 Ağustos 1980). "Discovery of a compact X-ray source at the center of the SNR RCW 103". The Astrophysical Journal. Cilt 239. ss. L107-L110. Bibcode:1980ApJ...239L.107T. doi:10.1086/183303. ISSN 0004-637X. 18 Mayıs 2026 tarihinde kaynağından arşivlendi1 Eylül 2026.
  3. ↑ De Luca, A. (2017). "Central compact objects in supernova remnants". Journal of Physics: Conference Series. 932 (1). s. 012006. arXiv:1711.07210 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2017JPhCS.932a2006D. doi:10.1088/1742-6596/932/1/012006 Özgürce erişilebilir.
  4. ↑ "Central Compact Objects in Supernova Remnants". www.iasf-milano.inaf.it. 16 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Aralık 2023.
  5. ↑ Harding, Alice K. (2013). "The Neutron Star Zoo". Frontiers of Physics. 8 (6). ss. 679-692. arXiv:1302.0869 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013FrPhy...8..679H. doi:10.1007/s11467-013-0285-0.
  6. 1 2 Elshamouty, K. G.; Heinke, C. O.; Sivakoff, G. R.; Ho, W. C. G.; Shternin, P. S.; Yakovlev, D. G.; Patnaude, D. J.; David, L. (10 Kasım 2013). "Measuring the Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A with all Chandra X-ray Observatory Detectors". The Astrophysical Journal. 777 (1). s. 22. arXiv:1306.3387 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013ApJ...777...22E. doi:10.1088/0004-637X/777/1/22.
  7. ↑ Pavlov, George G.; Sanwal, Divas; Teter, Marcus A. (2004). "Central Compact Objects in Supernova Remnants". IAU Symposium. Cilt 218. s. 239. arXiv:astro-ph/0311526 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2004IAUS..218..239P.
  8. ↑ De Luca, Andrea (2008). "Central Compact Objects in Supernova Remnants". AIP Conference Proceedings. Cilt 983. ss. 311-319. arXiv:0712.2209 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2008AIPC..983..311D. doi:10.1063/1.2900252.
  9. ↑ Gotthelf, E. V.; Halpern, J. P.; Alford, J. (20 Mart 2013). "The Spin-Down of PSR J0821-4300 and PSR J1210-5226: Confirmation of Central Compact Objects as Anti-Magnetars". The Astrophysical Journal. 765 (1). s. 58. arXiv:1301.2717 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013ApJ...765...58G. doi:10.1088/0004-637X/765/1/58.
  10. 1 2 Klochkov, D.; Puehlhofer, G.; Suleimanov, V.; Simon, S.; Werner, K.; Santangelo, A. (15 Kasım 2013). "A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6-0.7 with a carbon atmosphere". Astronomy & Astrophysics. Cilt 559. ss. A87. arXiv:1307.1230 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013A&A...559A..87K. doi:10.1051/0004-6361/201321793.
  11. 1 2 Ho, Wynn C. G. (2013). "Central compact objects and their magnetic fields". IAU Symposium. Cilt 291. ss. 89-94. arXiv:1210.7712 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013IAUS..291...89H. doi:10.1017/S174392131202334X.
  12. ↑ Mereghetti, Sandro (2011). "X-ray emission from isolated neutron stars". High-Energy Emission from Pulsars and their Systems. ss. 345-364. arXiv:1008.2891 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2011ASSP...21..345M. doi:10.1007/978-3-642-17251-9_29.
  13. ↑ Ho, Wynn C. G. (11 Temmuz 2011). "Evolution of a buried magnetic field in the central compact object neutron stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3). ss. 2567-2575. arXiv:1102.4870 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2011MNRAS.414.2567H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18576.x.
  14. ↑ Viganò, Daniele; Pons, Jose A.; Perna, Rosalba (21 Temmuz 2013). "Central compact objects in magnetic lethargy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (3). ss. 2097-2106. arXiv:1303.1997 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2013MNRAS.433.2097V. doi:10.1093/mnras/stt887.
  15. ↑ Gotthelf, E. V.; Halpern, J. P. (1 Nisan 2009). "Discovery of a 112 ms X-Ray Pulsar in Puppis A: Further Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth". The Astrophysical Journal. 695 (1). ss. L35-L39. arXiv:0902.3007 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2009ApJ...695L..35G. doi:10.1088/0004-637X/695/1/L35. ISSN 0004-637X.
  16. ↑ Zavlin, V. E.; Pavlov, G. G.; Sanwal, D.; Trümper, J. (1 Eylül 2000). "Discovery of 424 Millisecond Pulsations from the Radio-quiet Neutron Star in the Supernova Remnant PKS 1209-51/52". The Astrophysical Journal. 540 (1). ss. L25-L28. arXiv:astro-ph/0005548 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2000ApJ...540L..25Z. doi:10.1086/312866. ISSN 0004-637X.
  17. ↑ Gotthelf, E. V.; Halpern, J. P.; Seward, F. D. (1 Temmuz 2005). "Discovery of a 105 ms X-Ray Pulsar in Kesteven 79: On the Nature of Compact Central Objects in Supernova Remnants". The Astrophysical Journal. 627 (1). ss. 390-396. arXiv:astro-ph/0503424 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2005ApJ...627..390G. doi:10.1086/430300. ISSN 0004-637X. 18 Mayıs 2026 tarihinde kaynağından arşivlendi1 Eylül 2026.

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Merkezî_sıkışık_cisim&oldid=37988194" sayfasından alınmıştır