Gama İşinlari Ve Kaynaklari

GAMA IŞINLARI


Gama ışınları elektromanyetik spektrumdaki en kısa dalga boylu ve en fazla enerjili elektromanyetik radyasyonlardırX-ışınları ile ?-ışınları arasındaki sınır kesin olarak belirlenmemiştir Bazı astronomlar 100 keV üzerinde, bazıları 500 keV’a yakın enerjiye sahip fotonları ?-ışınları olarak niteler




Gama yayımı, alfa ve beta yayımını takiben türev çekirdek tarafından gerçekleştirilirUyarılmış bir çekirdek yüksek enerji değerine sahip olur gama yayımı yaparak fazla enerjisini dışarı verirYüksek enerjili gama ışınları birkaç santim kalınlığındaki kurşun bloktan geçebilirler Gama ışınları iyonlaştırıcı değildir meydana getirdikleri elektronlarla iyonizasyon yaparlarGama ışınları X-ışınlarının aksine çizgisel enerji spektrumuna sahiptirler



Gama ışınları alfa ve beta ışınlarından farklı olarak, bir tek elementer olayda enerjisinin büyük bir kısmını, çoğu zaman tamamını kaybederİçinden geçtiği maddenin hangi atomun civarında bu kaybın olacağı tamamen tesadüfe bağlıdırBu sebeple gama ışınlarının madde tarafından soğurulmasında radyoaktif bozunma kanunlarına benzer bir kanun geçerlidirMaddenin küçük bir dx kalınlığında absorplanan dI ışın şiddeti, bu kalınlığa giren I şiddeti ile orantılıdır



Burada ? orantı katsayısıdır, gama ışınlarının enerjisine ve maddeye bağlıdırEksi işareti, x kalınlığı arttıkça şiddetin azalmasından dolayı konulmuştur


Kalın bir x tabakasına I0 şiddetiyle giren monoenerjik paralel bir gama ışın demeti, x tabakasından çıkarken


değerini alır


I0 değerini yarıya indiren kalınlığa yarı değer kalınlığı denirEğer bu yarı değer kalınlığı g/cm2 ile ifade edilrse o zaman sadece enerjinin bir fonksiyonu olarak ifade edilebilir ve 05-5 Mev aralığındaki gamalar için durdurucu maddeden bağımsız olur


Gama ışınları(fotonlar) başlangıç enerjilerine bağlı olarak maddeyle başlıca üç etkileşirler


-Fotoelektrik Olay


-Compton Saçılması


-Çift Oluşumu


Bu olaylardan hangisinin etkin olacağı gama ışınının enerjisine ve maddenin Atomik Kütle Numarasına (Z) bağlıdır


Düşük enerjilerde, 100 keV’e kadar X ışını bölgesinde foto elektrik olay etkindir


Compton olayı 10 keV de etkin olmaya başlar, 100 keV’de daha da etkin olur ve 1 MeV’de etkisi azalır


Elektron çifti oluşumu 102 Mev’in üstünde etkindir


Gama ışınları canlı hücreleri öldürebilir, bu özelliğinden dolayı tıpta, kanserli hücreleri öldürmek için kullanılmaktadır Gama ışınları Kainatın geniş mesafelerinden yayılarak yerküreye kadar gelir ve sadece yerküre atmosferi tarafından soğurulurlar Işığın farklı dalgaboyları Yerküre atmosferini delerek farklı derinliklere ulaşırlar Gama ışınları Kainatın en sıcak bölgesinde üretilen ışığın en enerjik formlarıdır


Deneyler, kozmik kaynaklarca üretilmiş gama-ışınlarını tespit etmeden çok önce bilim adamları evrende böyle fotonları üretebilecek kaynaklar olabileceğini biliyorlardı


Gama - ışınlarını üretebilecek en önemli mekanizmalar ;


-Yüksek enerjili bir parçacığın bir başka parçacık ile çarpışması


-Bir parçacık ve onun karşı parçacığının birbirlerini yok etmesi


-Radyoaktif bozunma


-İvmelendirilmiş yüklü parçacıklar olarak verilebilir





Gama ışınları ayrıca süpernova patlamaları yada atomların parçalanmasıyla ve daha az dramatik olarak uzaydaki radyoaktif maddelerin bozunmalarından üretilirler Süpernova patlamaları, nötron yıldızları, pulsarlar ve kara delikler tüm gökler aleminin gama ışın kaynaklarıdır


Gama-ışın astronomisinin deneysel ayağının geç kalmasının en önemli nedenlerinden biri de gama-ışınlarının Dünyanın atmosferi tarafından soğurulmasıdır Bu yüzden balonlarla atmosferin üst tabakalarına ya da uydu teleskoplarla yörüngeye çıkılmadan gama-ışın astronomisi gelişememiştir


Bu güçlükten sonra araştırmacıların çektiği en büyük zorluk, iyi bir resim yapmak için gereken çok sayıda fotonu bulmak olmuştur Gama-ışın astronomisini zor kılan en önemli ikinci sebep evrende diğer dalgaboyları ile karşılaştırınca çok az sayıda gama-ışın fotonu bulunmasıdır Birkaç örnek vermek gerekirse; Yengeç atarcası, gama-ışın dalgaboyunda nispeten parlak bir kaynak olmasına rağmen, yayınladığı her 103 optik fotona karşılık bir gama-ışın fotonu yayınlar Bu alanda en başarılı teleskoplardan biri olan EGRET hazırladığı tüm gökyüzü haritası için tam 18 ay boyunca açık kalmıştır yani bu teleskopla bütün gökyüzünün resmini çekebilmek için gereken poz süresi 18 ay olmuştur


İlk gama ışın teleskopu, Explorer XI uydusuyla 1961 yılında yörüngeye taşınmış ve 100 kadar kozmik gama ışın fotonunu yakalamıştır Gama ışın teleskopları Compton saçılması diye bilinen bir işleme dayanmaktadır Bu işlemde gama ışını bir elektrona çarparak enerjisini aktarır Gama ışınları bize ne gösterir? Eğer gama ışınlarını görebilseydik gökyüzü bize çok acayip ve bilinmedik şekilde görünecekti Gama ışın astronomisi bu egzotik gök cisimlerini araştırmak için fırsat sunar Böyle yüksek enerjilerle dolu kainatı araştırmak için, bilim adamları dünyadaki laboratuarlarda mümkün olmayan teori ve deneylerini gerçekleştirmek için yeni fizik alanlarını araştırmaktadırlar Kainatın derinliklerinde günde en az bir defa gama ışını patlamalarının olduğu tespit edilmiştir Bilim adamları gama ışını patlamalarını çözerek Kainatın genişlemesi ve bu genişlemenin hızını hesaplama bilgilerine sahip olabileceklerdir


GAMA IŞINI YAYAN GÖK CİSİMLERİ


· SÜPERNOVA PATLAMALARI




Bir gökadadaki yıldızlararası bulutların çekimsel çökmesiyle yeni yıldızlar oluşurOnların evrim hızlarını başlangıçtaki kütleleri belirlerBir yıldızın merkezinde bulunan hidrojenlerin helyuma dönüşmesi sonucunda büyük bir kütle E=mc2 bağıntısına göre enerjiye dönüşmektedirYıldızın ilerleyen evresinde merkezde ki parçacık sayısı hızla azalmaktadırDolayısıyla çekirdekteki hidrostatik denge bozulur ve çekirdek büzülmeye başlar; sıcaklık ve yoğunluk artarNükleer tepkimeler artar merkez bölge içe doğru çökerken dış katmanlar genişlemeye başlarBu evre yıldızın süperdev aşamasıdırBuraya kadar anlatılanlar tüm yıldızların evrimleri boyunca hemen hemen aynıdır ancak bundan sonraki süreç yıldızların başlangıç kütlelerine göre farklılık göstermektedir


Yıldızların Ölümü

Yıldız Kütlesi


Çökme Biçimi


Yarıçapın Büyüklüğü (km)


Yoğunluk (g/cm3)


Son Ürün


Myıldız < 1 Mgüneş


Yavaş çekimsel çökme


---


---


Kahverengi veya Siyah Cüce


1 Mgüneş ile ~5 Mgüneş arası


Yavaş çekirdek çökmesi


7000


107


Beyaz Cüce


~5 Mgüneş ile 15 Mgüneş arası


Hızlı çekirdek çökmesi


20


3 x 1014


Nötron Yıldızı


Mgüneş > 15 Mgüneş


Çok hızlı çekirdek çökme


4


1016


Kara Delik


II TÜR SÜPERNOVA PATLAMALARI: Kütleleri 8 Güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlara büyük kütleli yıldızlar denirBu yıldızların evrimleri çok hızlıdırYıldızın çekirdeğindeki madde sonunda tamamen demire dönüşürBu yıldızlarda merkezden yüzeye doğru farklı kabuklar oluşurDemir doğada bulunan en kararlı elementtir neredeyse yıldızın çekirdeğindeki 5 milyar sıcaklık bile demirin yanmasını sağlayamaz ve sonunda demir parçalanarak helyum atomlarına dönüşür


Dolayısıyla, basınç kuvveti üzerindeki maddenin ağırlığını taşıyamazYıldızın tüm maddesi çekirdeğe düşerek bir süpernova patlaması meydana getirirSüpernova patlamasıyla bir anda uzaya muazzam enerji salınırBüyük kütleli yıldızların oluşturduğu bu patlamalara II TÜR süpernova patlaması denir Bu patlamayla yıldız kütlesinin nerdeyse tamamı uzaya atılır; geriye birkaç kilometre yarıçaplı bir küreye sıkıştırılmış tümüyle nötronlardan oluşan bir madde kalırBunlara nötron yıldızları diyoruz




ITÜR SÜPERNOVA PATLAMALARI: Yakın bir eş yıldıza sahip olan beyaz cüceler bazen eş yıldızlarından kütle alarak kararsız duruma geçerlerDaha sonra da çökerek önce merkezlerinde demir çekirdek oluştururlarMerkezlerindeki korkunç basınç altında demir çekirdekler parçalanırlar ansızın çok büyük bir enerji salınırTüm yıldız süpernova olarak patlarGenellikle küçük kütleli yıldızların ölümü sırasında ortaya çıkan bu tür süpernovalara I TÜR süpernovalar adı verilir




Beyaz Cüce Bileşeni Üzerine Madde Akması

· PULSARLAR


Pulsar ya da atarca adı verilen yıldızların hızlı dönmekte olan nötron yıldızları olduğu düşünülmektedirPekçok yıldızın manyetik alanı vardırYıldız bir nötron yıldızına dönüşmek üzere çöktükçe yüzeydeki alan çok büyük değerlere ulaşırManyetik alan yıldızın içinde kalan elektronların hareketiyle oluşur


Bir pulsarın manyetik alanı, ışık, radyo dalgaları ve X-ışınları yayınlamakta olan iyonlaşmış gaz kuyruklarını hapsederManyetik eksen dönme ekseni ile çakışmıyorsa atarca döndükçe uzaktaki bir gözlemci örneğin dünyadaki bir astronom ışınımın atmalarını alacaktırYani bir atarca çakmaları bir ışık huzmesinden ileri gelen bir deniz feneri gibidir


Periyotları 00016 ile 4 s arasında olan birkaç yüz atarca keşfedilmiştir ancak bunların hepsi gama ışınları yaymaz En iyi bilinen atarca Yengeç gökadasının merkezinde olup atarca açısal momentum kaybettikçe 10-5 s/yıl oranında azalan periyodu 0033 s’dir


Pulsarlar dönmekte olan mıknatıslara benzerlerZamanla elektromanyaetik ışınımla enerji kaybettiklerinden dolayı radyo frekanslarında bile görünmez olurlarGalaksimiz uzun zaman önce ölmüş olan pulsarlardan başka bir şey olmayan nötron yıldızlarıyla doludur




Gama Işın Bölgesinde Görülen Pulsarlar







· KARADELİKLER




Kütlesi 14 M?’den küçük bir yaşlı yıldız bir beyaz cüceye, kütlesi 14 ile 3 M? arasında olan bir yıldız ise bir nötron yıldızına dönüşürYa daha büyük kütleli yaşlı yıldızlar? M>3 M? olduğunda ne bir dejenere elektron gazı nede bir dejenere nötron gazı kütleçekimsel çöküşü durdurabilirBöyle bir yıldız uzayda bir yıldız olarak mı son bulur?Bu pek olası değildir Son durumdaki doğası ne olursa olsun M>3 M?’e sahip bir yaşlı yıldız büzüşürken Schvarzshild yarıçapını (Rs=2GM/c2) geçince bir karadelik olurKütleçekimi alanı hiçbirşeyin hatta fotonların bile kaçmasına izin vermeyecek kadar yeğin olduğunda yıldızdan artık bilgi almayızKara delikler büyük kütleli yıldızların son durumudurlar Bir kara deliğin merkezi uzay zamanda bir tekil noktadır


Karadeliklerin Boyutları


Cisim


Kütle (Mgüneş)


Rs


Yıldız


10


30 km


Yıldız


3


9 km


Güneş


1


3 km


Dünya


3 x 10-6


9 mm




· NÖTRON YILDIZLARI


Nötron yıldızı çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidirDejenere nötron basıncı, nötronlar birbirine değecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan kuantum mekaniksel bir basınçtır


Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı 10-20 km, kütlelerinin 14 ile 3 M? arasında ve yoğunluklarının da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar ton olduğu düşünülmektedirDünya bu kadar yoğun olsaydı büyük bir apartmana sığardı Nötron yıldızları Açısal momentum (kütle x hız x yarıçap = sabit) korunması gerektiğinden dolayı çok hızlı dönerler K nötron yıldızı çok sıcak olup X-ışını yayarDaha sonra sıcaklığı koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğurlarBirkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolurKaranlık maddeye dönüşür


· BEYAZ CÜCELER


Gökadamızdaki yıldızların belki de yüzde onunun beyaz cüce olduğuna inanılmaktadırBunlar evrimlerinin son aşamalarında bulunan ve başlangıç kütleleri yaklaşık 7 güneş kütlesinden az olan yıldızlardırEnerjilerini sağlayan çekirdek tepkimelerinin yakıtı bittikten sonra böyle bir yıldız kararsız hale gelir ve sonunda dış tabakasını uzaya fırlatır




Kütlesinin büyük bir kısmını uzaya savurmuş merkezde bulunan bir beyaz cüce


Yıldızın artakalan kütlesi soğur ve atomları çekirdeklerinin üstüne çöküp elektronları sıkıştırıncaya kadar kütle çekimiyle büzüşür Sonunda geriye yıldızın orijinal kütlesinin yüzde onunu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabuğuyla çevrelenmiş karbon bir çekirdek kalırGezegenimsi bulutsunun merkezinde sıcak olmakla birlikte hızla soğuyan bir yıldız ksı vardırBu yıldız bir beyaz cücedirDejenere elektron basıncı yıldızın daha fazla içe doğru çökmesini engellerBir beyaz cücenin kütlesi ne kadar büyük olursa boyutları o kadar küçük olurBir beyaz cücenin sahip olacağı en büyük kütle Chandrasekhar kütlesi olarak bilinen 14M? dirBundan daha büyük kütleli bir cismin çökmesi dejenere elektron basıncı tarafından engellenemez


O zamana kadar biriktirdiği ısı kaynağını kullandığı için parlayan bir beyaz cücede daha ileri düzeyde nükleer reaksiyonların başlaması mümkün değildirBütün enerjisini uzaya yayan beyaz cüce daha sonra sıcaklığı ve ışıma gücü çok düşük olan bir kahverengi cüceye dönüşür


· BLAZARLAR


Blazar terimi BL Lac cisimleri ve yüksek değişkenlikli güçlü polarize olmuş kuazar terimlerinin harflerinin birleştirilmesiyle oluşturulmuştur ve benzer özelliklere sahip yeni bir sınıf kaynak için kullanılır Bir cisme blazar diyebilmemiz için aşağıdaki özelliklere sahip olması gerekir


-Gökyüzünde bir nokta kaynak olarak gözlenmelidir Örneğin normal bir galaksi ya da bulutsu gibi olmamalıdır Bazı blazarların etrafında bulutsular vardır ama ışığın çoğu nokta kaynaktan gelir


-Tayfları pürüzsüz olmalıdır Örneğin normal bir yıldızın sahip olabileceği gibi derin soğurma çizgileri olmamalıdır


-Görülebilir ışığı kutuplanmış olmalıdır


-Tüm dalgaboyu aralıklarında bir kuazardan daha fazla ve daha hızlı değişimler göstermelidir



Her ne kadar 1976 yılında 3C273’den yüksek enerjili gama-ışınları alındıysa da, EGRET’in yeni bir gama-ışın kaynağı sınıfı olan blazarları keşfetmesi büyük bir sürprizdi Blazar sınıfına giren Aktif Gökada Çekirdekleri (AGÇ) şu anda EGRET kataloğunda tanımlanmış en kalabalık kaynak sınıfıdır




Blazarların gama-ışımasını açıklayan genel olarak kabul görmüş iki model vardır Bu modeller birbirlerinden, ivmelendirilen asıl parçacıkların leptonlar mı? ya da hadronlar mı? olduğu noktasında ayrılırlar


Leptonik Modeller :


Leptonik modellerde blazarların yayınladığı gama ışınımının, ısısal olmayan sinkrotron-yayan elektronların, etraftaki düşük enerjili fotonlar ile Compton saçılmasına uğradığında oluştuğu kabul edilir Ortamdaki düşük enerjili fotonlar, jette üretilen sinkrotron fotonları, daha dıştaki bir yığılma diskinde üretilen ve jet tarafından durdurulan fotonlar, veya diskin etrafını çevreleyen gaz ve toz bulutları tarafından jeti katetmeden önce saçılan disk tarafından üretilmiş fotonlar olabilirler Ancak büyük bir olasılıkla bu işlevlerin her biri farklı oranlarda fakat aynı anda gerçekleşmektedir


Hadronik Modeller :


Blazarların yayınladığı gama-ışınlarının sebebini anlamak üzere kurulmuş, blazarın enerjisinin büyük bir kısmının ivmelendirilmiş hadronlarca taşındığını varsayan modellere hadronik modeller denir Protonlar ortamdaki çeşitli etkileşimlerle ortaya çıkmış parçacıklar ile ya da ortamdaki fotonlar ile e± üretmek üzere foto-mezon veya foto-çift işlemleriyle etkileşirler Çiftlerde, Compton veya sinkrotron işlevleriyle bir güç kanunu foton tayfı üretmek üzere bir çift oluşum döngüsü oluştururlar Yüklü piyon bozulmaları ile de elektron ve pozitronların üretimine yüksek enerjili nötrino üretimi eşlik eder Blazar jetlerinden gelebilecek yüksek nötrino akıları, hadronların blazar ışımalarının asıl öğeleri olduklarını gösterebilir Blazar jetlerinin süperpozisyonundan da yaygın bir nötrino zemini yine modelle öngörülebilir öyle ki; bu zemin ışınımı gelecek nesil nötrino teleskopları ile algılanabilecektir