İSTANBUL ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
SÜPERNOVALARLA İLİŞKİLİ GAMA IŞIN
PATLAMALARININ (GRB), GAMA VE OPTİK-IŞIN
ÖZELLİKLERİ ARASINDAKİ İLİŞKİ
Astronom Özgecan ÖNAL
Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
1. Danışman
Doç.Dr. A. Talât SAYGAÇ
2. Danışman
Doç. Dr. Massimo DELLA VALLE
Haziran, 2008
İSTANBUL
İSTANBUL ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ
YÜKSEK LİSANS TEZİ
SÜPERNOVALARLA İLİŞKİLİ GAMA IŞIN
PATLAMALARININ (GRB), GAMA VE OPTİK -IŞIN
ÖZELLİKLERİ ARASINDAKİ İLİŞKİ
Astronom Özgecan ÖNAL
Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
1. Danışman
Doç.Dr. A. Talât SAYGAÇ
2. Danışman
Doç. Dr. Massimo DELLA VALLE
Haziran, 2008
İSTANBUL
Bu çalışma ..../..../ 2003 tarihinde aşağıdaki jüri tarafından ...... Anabilim Dalı ...... programında Doktora / Yüksek Lisans Tezi olarak kabul edilmiştir.
Tez Jürisi
Danışman Adı (Danışman) Jüri Adı İstanbul Üniversitesi Üniversite Mühendislik Fakültesi Fakülte
Jüri Adı Jüri Adı Üniversite Üniversite Fakülte Fakülte
Jüri Adı Üniversite Fakülte
Bu çalışma İstanbul Üniversitesi Bilimsel Araştırma Projeleri Yürütücü Sekreterliğinin T-935/06102006 numaralı projesi ile desteklenmiştir.
ÖNSÖZ
Lisans ve yüksek lisans öğrenimim sırasında ve tez çalışmalarım boyunca gösterdiği her türlü destek ve yardımdan dolayı çok değerli hocam Doç. Dr. A. Talât SAYGAÇ’a en içten dileklerimle teşekkür ederim.
Tezin çeşitli aşamaları boyunca durumun hassasiyetinin bilincinde olan anneme, babama ve ağabeyime nazik ve sabırlı davranışları için ayrı ayrı teşekkür ediyorum. Bu çalışmanın başladığı ilk günlerde elime ilk makaleyi tutuşturan saygıdeğer hocam Prof. Dr. Salih KARAALİ’ye, literatür taraması yaptığım dönemlerde hemen yardımıma koşan Dr. Tolga GÜVER’e ve bulduğu önemli makaleleri benimle paylaşan Araş. Gör. Sinan ALİŞ’e çok teşekkür ederim. Çalışma sürecinin çeşitli aşamalarında tartışma fırsatı bulduğum değerli astrofizikçiler Dr. Yuki KANEKO, Dr.Andrew BEARDMORE ve Dr. Paul O’BRIEN’a verdikleri değerli fikirler ve araştırma şevki için minnettarım.
Tez konusunu öneren Doç Dr. Massimo DELLA VALLE’ye ve tez çalışmamı proje ile destekleyen İstanbul Üniversitesi’ne teşekkürü borç bilirim.
Son olarak, maddi ve manevi her anlamda hiç bir zaman desteğini bırakmayan, çok sevdiğim dostum Murat TAŞ’a şükranlarımı sunuyorum.
Haziran, 2008 Özgecan ÖNAL
i İÇİNDEKİLER
ÖNSÖZ ...... i
İÇİNDEKİLER ...... ii
ŞEKİL LİSTESİ ...... v
TABLO LİSTESİ ...... viii
SEMBOL LİSTESİ ...... x
ÖZET ...... xii
SUMMARY ...... xiii
1. GİRİŞ ...... 1
2. GENEL KISIMLAR...... 8
2.1. GAMA-IŞINLARI ...... 8 2.2. GIP’LARIN ÖZELLİKLERİ ...... 11 2.3. GIP’LARIN ARDIL IŞIMA MODELİ: “STANDART ATEŞTOPU” ...... 14 2.3.1. Ateştopunun Evrimi ...... 20 2.3.2. Ateştopunun Genişlemesinde Önemli Yarıçaplar ...... 20 2.3.3. Ateştopu Genişlerken Oluşan Rölativistik Şoklar ...... 25 2.3.4. GIP’larda Sinkrotron Emisyonu...... 29 2.4. GIP’LARIN ARDIL IŞIMA MODELİ: “CANNONBALL” ...... 29 2.5. GIP’LARIN ATA YILDIZ MODELİ ...... 34 2.5.1. Kolapsarlar ...... 34 2.5.2. Milisaniye Magnetarı Modeli ...... 39 2.5.3. Supranovalar ...... 40 2.5.4. Kaynaşan Yıldızlar Modeli ...... 42 2.6. GAMA-IŞIN PATLAMALARI VE SÜPERNOVALAR ...... 43 2.6.1. GIP’ların Gözlemsel Özellikleri ...... 47
ii 2.6.2. GIP’larla İlişkilendirilen SN’lerin Karakteristikleri ...... 49 2.6.3. Tip Ib/c SN’lerinin, GIP/SN’lerin ve Klasik GIP’ların Oranları ...... 59 2.7. GIP’LAR, SN’LER, XRF’LER ...... 60 2.8. LİTERATÜRDE VAROLAN İLİŞKİLER ...... 64
2.8.1. Eγ,peak – LSN,peak İlişkisi ...... 64
2.8.2. Eγ,iso – LSN,peak İlişkisi ...... 66
2.8.3. Eγ,peak,i - Eγ,iso İlişkisi ...... 66
2.8.4. Eγ,peak - Eγ İlişkisi ...... 72
2.8.5. Eγ,peak - Liso İlişkisi ...... 75
2.8.6. Lγ,iso - Eγ,peak,i T0.45 İlişkisi ...... 76
2.8.7. Eγ,iso - Eγ,peak – tb İlişkisi ...... 82
2.8.8. 흉풍풂품- Lγ,iso İlişkisi ...... 83
2.8.9. Lγ,iso – V İlişkisi ...... 84
2.8.10. 흉풍풂품- Lγ,iso-Puls Süresi İlişkisi ...... 87
3. MALZEME VE YÖNTEM ...... 89
3.1. ADAYLARIN SEÇİMİ ...... 89 3.2. ADAYLARIN GENEL ÖZELLİKLERİ ...... 91 3.2.1. GRB 980425/SN 1998bw ...... 91 3.2.2. GRB 030329/SN 2003dh ...... 94 3.2.3. GRB 031203/SN 2003lw ...... 100 3.2.4. GRB 060218/SN 2006aj ...... 103 3.2.5. GRB 050525A/SN 2005nc ...... 107 3.2.6. GRB 021211/SN 2002lt ...... 111 3.2.7. GRB 011121/SN 2001ke ...... 116 3.3. SIRADIŞI ADAYLARIN GENEL ÖZELLİKLERİ ...... 121 3.3.1. XRF 020903 ...... 121 3.3.2. GRB 060614 ...... 125 3.3.3. XRO 080109/SN 2008D ...... 131 3.4. EKSEN-DIŞI (OFF-AXIS) GÖZLENEN GIP’LAR ...... 133 3.5. İNCELEME YÖNTEMİ ...... 140
4. BULGULAR ...... 142
iii 4.1. GIP/SN’LERİN OPTİK VE GAMA-IŞIN ÖZELLİKLERİ ARASINDA HESAPLANAN İLİŞKİLER ...... 142
4.1.1. Lγ,iso – LSN,peak İlişkisi ...... 143
4.1.2. Eγ – LSN,peak İlişkisi ...... 144
4.1.3. Eγ,peak T0.45 – LSN,peak İlişkisi ...... 145
4.1.4. Lγ,iso – LSN,peak T0.45 İlişkisi ...... 145
4.1.5. Eγ,iso – tb – LSN,peak İlişkisi ...... 146
4.1.6. Eγ,peak – tb – LSN,peak İlişkisi ...... 146
4.1.7. LSN,peak – tb İlişkisi ...... 146
4.1.8. LSN,peak – tb – Lγ,iso İlişkisi ...... 147 4.1.9. Matematiksel İlişkilerin Tutarlılığı ve Hesaplanan Parametrelerin Farklılıkları ...... 147 4.2. GIP/SN’LERİN OPTİK VE GAMA-IŞIN ÖZELLİKLERİ ARASINDAKİ PARAMETRİK İLİŞKİLER ...... 155
4.2.1. -MSN,peak ile logEγ,iso İlişkisi...... 155
4.2.2. -MSN,peak ile log Eγ,peak İlişkisi...... 157
4.2.3. -MSN,peak ile log Lγ,iso İlişkisi ...... 158
4.2.4. -MSN,peak ile T90 ve -MSN,peak – T0.45 İlişkisi ...... 160
4.2.5. -MV - logEγ,iso, -MV - logEγ,peak ve -MV - logLiso İlişkileri...... 162
4.2.6. MNi - logEγ,iso, MNi - logEγ,peak ve MNi - logLiso İlişkileri ...... 166
5. TARTIŞMA VE SONUÇ ...... 172
5.1. ADAYLARIN ÖZELLİKLERİ ÜZERİNE...... 172 5.2. OPTİK VE GAMA-IŞIN ÖZELLİKLERİNİN ANALİZLERİNDEN ELDE EDİLEN SONUÇLAR ...... 176 5.3. GENEL SONUÇLAR ...... 181
KAYNAKLAR ...... 187
EKLER ...... 213
EK-I. ADAYLARIN ÖZELLİK TABLOLARI ...... 213
EK-II. Mbol – Lbol İLİŞKİSİ ...... 219 EK-III. KISALTMALAR ...... 221
ÖZGEÇMİŞ ...... 223 iv ŞEKİL LİSTESİ
Şekil 2.1 : Standart modelin malzemeleri ...... 11 Şekil 2.2 : Ateştopu Şok Modeli’nde kabukların yayılması, patlama öncesi, patlama durumu ve patlama sonrası durumlarında ateş toplarının ata yıldızdan olan uzaklıkları ve zaman ölçekleri… ……………… ...... 17 Şekil 2.3 : Ateş toplarının karakteristik yarıçapları ...... 25 Şekil 2.4 : GIP’ların ve ardıl ışımaların CB Modeli’ne göre görünüşleri ...... 32 Şekil 2.5 : GRB 010222’nin X-ışın ardıl ışıması ...... 33 Şekil 2.6 : Rölativistik gama-ışın jeti’ni푛 3푥1050 푒푟푔 푠푛−1’lik enerji ile yıldızın dışına çıkışı………..…………………………………………………………………..36
Şekil 2.7 : Kütlesi 14 M olan Wolf-Rayet yıldızının çekirdeğinin çöküşü ...... 38 Şekil 2.8 : GRB 980326’nın R bandı ışık eğrisinde ilk kez gözlenen SN çıkıntıları...... 46 Şekil 2.9 : 2007 yılına ait SN sınıflandırma şeması ...... 52 Şekil 2.10 : ASIAGO SN katoloğunda rapor edilen bazı Tip Ib/c SN’lerinin optik tayfları arasındaki kıyaslamalar ...... 54
Şekil 2.11 : Li (2006)’da mutlak bolometrik kadir ve logEγ,peak arasındaki ilişki ...... 65 Şekil 2.12 : Amati (2006)’da kullanılan cisimlerin 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾,푖푠표 düzlemindeki durumları ...... 69 Şekil 2.13 : 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾 İlişkisi ...... 74 Şekil 2.14 : 퐸훾,푝푒푎푘 1 + 푧 − 퐿푖푠표 arasındaki ilişki ...... 75 1.5 −0.93 −0.5 퐿푖푠표 푇0.45 Şekil 2.15 : log( 퐸훾,푝푒푎푘 퐸훾,푖푠표 푇0.45 ) ile 푙표푔 arasındaki ilişki ...... 78 퐸푖푠표 1.62 −0.49 Şekil 2.16 : log(퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 ) ile 푙표푔퐿푖푠표 İlişkisi ...... 80 1.62 −0.49 Şekil 2.17 : log(퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 ) ile 푙표푔퐿푖푠표 İlişkisinde eksen-dışı gözlenen adayların konumları ...... 81 Şekil 2.18 : Tayfsal gecikme ile maksimumdaki ışıma gücünün değişimleri ...... 84
Şekil 2.19 : Kırmızıya kayması bilinen 25 GIP için Vf=0.45 ile Lpeak İlişkisi ...... 85 Şekil 2.20 : Kırmızıya kayması bilinen 25 GIP için maksimumdaki ışıma gücü ile değişkenliği arasındaki ilişki ...... 87 Şekil 3.1 : GRB 980425’in BATSE Geniş Alan Dedektörü (LAD) ve BeppoSAX’ın Geniş Alan Kamerası (WFC) ile algılanan ışık eğrileri ...... 91 Şekil 3.2 : GRB 980425’in BATSE WFC hata kutusu içerisinde yer alan SN 1998bw ve iki x-ışın kaynağı ...... 93 Şekil 3.3 : GRB 030329’ın HETE-2/FREGATE verilerinden 0.64 ms’lik çözünürlük ile yeniden üretilen patlama ışık eğrisi ...... 95 Şekil 3.4 : GRB 030329/SN 2003dh’ın 1.13 Nisan 2003 UT ile 8.13 Nisan 2003 UT tarihleri arasında alınan tayfları ...... 97 Şekil 3.5 : GRB 030329/SN 2003dh’ın 1.13 Nisan UT’deki ardıl ışıma bakımından baskın tayfı ile 8.13 Nisan 2003 UT’deki süpernova bakımından baskın tayfın birbirinden çıkarılmasıyla elde edilen artık süpernova tayfı ...... 98 Şekil 3.6 : GRB 030329’un ilk 10 gününe ait optik ışık eğrisi ...... 99 Şekil 3.7 : GRB 031203’ün 1sn çözünürlüklü INTEGRAL IBIS/ISGRI ışık eğrisi...... 100
v Şekil 3.8 : XMM-Newton tarafından GRB 031203’ün etrafında gözlenen genişleyen X- ışın halkaları………………………………………………………...….102 Şekil 3.9 : GRB 060218’in Swift BAT ve XRT verileri ile oluşturulan ışık eğrileri.....104 Şekil 3.10 : GRB 060218’in Swift BAT, XRT ve UVOT ile alınan verilerinden elde edilen erken zaman ışık eğrileri……………...………………………………...105 Şekil 3.11 : GRB 060218’in Swift XRT ve UVOT teleskopları ile alınmış geç zaman ışık eğrileri…...... 106 Şekil 3.12 : GRB 050525A’nın Swift BAT ve XRT’nin belirlediği konumu……...... 108 Şekil 3.13 : GRB 050525A’nın 15-25 keV (düz çizgi), 25-50 keV (nokta), 50-100 keV (kısa kesikli çizgi) ve 100-350 keV (uzun kesikli çizgi) bantlarındaki BAT ışık eğrisi……………………………………………………...... ……...... 109 Şekil 3.14 : GRB 050525A’nın R bandı ışık eğrisi...... 110 Şekil 3.15 : GRB 021211’in HETE-2 FREGATE puls profili...... 112 Şekil 3.16 : GRB 021211’in optik ardıl ışımasının R bandındaki ışık eğrisi……...... 114 Şekil 3.17 : Çıkıntıya ait tayfın benzer epoklardaki SN 1994I’nın tayfı ile kıyası...... 115 Şekil 3.18 : GRB 011121’in 25-150 keV enerji aralığında, Konus-Wind tarafından gözlenen zamansal evrimi…………………………………………...... 116 Şekil 3.19 : GRB 011121’in Magellan “Classic Cam” ile alınan kırmızıöte görüntüsü. Görüntü 20” lik bir bölgeyi kapsamaktadır ve optik ardıl ışıma ile SN’in konumları 0”.5 yarıçapında bir daire ile gösterilmektedir…………....……118 Şekil 3.20 : GRB 011121’in ardıl ışıma ve orta-zaman çıkıntısının ışık eğrisi…...... 119
Şekil 3.21 : GRB 011121’in Rc bandı ışık eğrisi…………………………...…...... 121 Şekil 3.22 : XRF 020903’ün dört WXM enerji aralığındaki ışık eğrisi: 2 - 5 keV, 5 - 10 keV, 10 -25 keV ve 2-25 keV………………………………………...... 122 Şekil 3.23 : XRF 020903’ün R bandı ışık eğrisi…………………………………...... 124 Şekil 3.24 : XRF 020903’ün 0.68 ve 38.66. gündeki tayfsal enerji dağılımlarının H ve He zarflarından kurtulmuş Tip Ic SN’leri SN 1998bw ve SN 1993J’nin tayfsal enerji dağılımları ile kıyası……………………………………………. ..125 Şekil 3.25 : GRB 060614’ün değişik enerji aralıklarında elde edilen patlama ışık eğrileri………………………………...…………………………....129 Şekil 3.26 : XRO 080109’ün 0.3-10 keV enerji aralığındaki ışık eğrisi…………...... 131 Şekil 3.27 : XRO 080109/SN 2008D’nin optik tayfları………………………...……132 Şekil 3.28 : GRB 031203 ve GRB 980425’in maksimumdaki tayfsal enerjilerinin, hüzmelenme düzeltmeli enerjileri arasındaki ilişkiye uyumları...... 137 Şekil 3.29 : Farklı Thomson optik derinlikleri için yayınlanan tayflar…………...... 138
Şekil 4.1 : - MSN,peak – log Eγ,iso grafiği…………………………………………...... 156
Şekil 4.2 : - MSN,peak – log Eγ,peak İlişkisi…………………..………………...……....157 Şekil 4.3 : - MSN,peak – log Liso İlişkisi……………………………………...…….....159 Şekil 4.4 : - MSN,peak – T90 İlişkisi………………………………………………...... 160 Şekil 4.5 : - MSN,peak – T0.45 İlişkisi………………………………………………....161 Şekil 4.6 : - MV – log Eγ,iso İlişkisi……………………………………………...…..162 Şekil 4.7 : - MV – log Eγ,peak İlişkisi………………………………………...……...163
Şekil 4.8 : - MV– logLiso İlişkisi………………………………………....…………165 Şekil 4.9 : - MNi– log Eγ,iso İlişkisi………….……………………….....……….…...166 Şekil 4.10 : 6 GIP/SN adayının MNi– log Eγ,peak İlişkisi…………………....…….…...167 Şekil 4.11 : log 푀 푁푖 – logEγ,peak İlişkisi…………………………………………...... 169 Şekil 4.12 : 4 GIP/SN adayının 푀 푁푖 – log Liso İlişkisi………………………...... ….171 Şekil 5.1 : GIP/SN adaylarının kırmızıya kayma dağılımı…………………………..173
Şekil 5.2 : 10 GIP/SN adayının Eγ,peak - Eγ,iso İlişkisi’ne uyumları…………………...175
vi Şekil 5.4 : Saf matematiksel denklemler kullanılarak 10 GIP/SN adayının SN bileşenlerinin maksimumdaki ışıma gücü değerlerinin kıyaslanması……...... 177
vii TABLO LİSTESİ
Tablo 3.1 : Literatürden bulunan kırmızıya kaymaları bilinen GIP/SN ikilileri……….90 Tablo 4.1 : Denklem (4.2)’den hesaplanan maksimumdaki mutlak tayfsal enerjiler ve gerçek değerler ile kıyası………………………………………………...142 Tablo 4.2 : Denklem (4.4)’ten hesaplanan izotropik eşdeğer gama-ışın enerjileri ve gerçek değerler ile kıyası……………………………………………………….148 Tablo 4.3 : Denklem (4.6)’ten hesaplanan izotropik ışıma güçleri ve gerçek değerler ile kıyası…………………………………………………………………...149 Tablo 4.4 : Denklem (4.8)’ten hesaplanan hüzmelenme düzeltmeli gama-ışın enerjileri ………………………………………………………………………....149 Tablo 4.5 : Denklem (4.10)’dan hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri…...150 Tablo 4.6 : Denklem (4.11)’dan hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri…...150 Tablo 4.7 : Denklem (4.10) ve denklem (4.11)’den hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerlerinin kıyaslanması……………………………………...... 151 Tablo 4.8 : Denklem (4.13)’ten hesaplanan jet kırılma zamanları……………………152 Tablo 4.9 : Denklem (4.14)’ten hesaplanan jet kırılma zamanları……………………151 Tablo 4.10 : Denklem (4.15)’ten hesaplanan jet kırılma zamanları……………………152 Tablo 4.11 : Denklem (4.16)’dan hesaplanan jet kırılma zamanları…………………...152 Tablo 4.12 : Denklemler (4.13), (4.14), (4.15) ve (4.16)’dan hesaplanan jet kırılma zamanları………………………………………………………...……..153 Tablo 4.13 : GIP/SN adaylarının Pogson Bağıntısı (0), denklemler (4.2), (4.4), (4.6), (4.10)
ve (4.11)’den belirlenen LSN,peak değerleri………………………………...152 Tablo 4.14 : 7 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP’ların izotropik eşdeğer gama-ışın enerjileri……………………...…..155 Tablo 4.15 : 7 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP’ların maksimumdaki mutlak tayfsal enerjileri…………………...…...157 Tablo 4.16 : 5 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP’ların izotropik ışıma güçleri………………………………………....158 Tablo 4.17 : 6 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve
GIP’ların T90 süreleri………………………………………………….....160 Tablo 4.18 : 3 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve
GIP’ların T0.45 süreleri…………………………………………………...161 Tablo 4.19 : 10 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP’ların izotropik eşdeğer gama-ışın enerjileri…………………………..163 Tablo 4.20 : 10 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP’ların maksimum tayfsal enerjileri……………………………………164 Tablo 4.21 : 7 GIP/SN adayına ait SN’lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP’ların maksimum tayfsal enerjileri……………………………………165 Tablo 4.22 : 6 GIP/SN adayına ait SN’lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP’ların izotropik eşdeğer gama-ışın enerjileri…………………………………………...…167 Tablo 4.23 : 6 GIP/SN adayına ait SN’lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP’ların maksimumdaki tayfsal enerjileri…………………………………………168
viii Tablo 4.24 : 6 GIP/SN adayına ait logaritkmik olarak ortalama radyoaktif nikel kütleleri ve maksimumdaki tayfsal enerjiler …………………………………………169 Tablo 4.25 : 4 GIP/SN adayına ait SN’lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP’ların izotropik ışıma güçleri…………………………………………………………….171 Tablo Ek-1.1 : Saf matematiksel ilişkilerin belirlendiği standart kozmoloji. Seçilen Λ soğuk karanlık madde modelleri (ΛCDM)...... 213 Tablo Ek-1.2 : 10 GIP/SN adayının keşif tarihleri ve keşiflerin yapıldığı uydular………..214 Tablo Ek-1.3 : 10 GIP/SN adayının kırmızıya kayma, ardıl ışıma, süpernova tipi, GIP puls profili ve GIP’ın eksende ya da eksen dışı gözlendiği bilgisi………………215 Tablo Ek-1.4 : 10 GIP/SN adayının tayfsal özellikleri ve patlama türleri………………..216 Tablo Ek-1.5 : GIP/SN adaylarının optik-ışın parametreleri: Sırasıyla mutlak bolometrik kadir, mutlak görsel kadir, fırlatılan toplam 56Ni kütlesi ve fırlatılan maddelerin toplam kütlesi…………………………………………………………...217 Tablo Ek-1.6 : 10 GIP/SN adayının gama-ışın özellikleri: Sırasıyla patlamanın gama- ışınlarından %90’ının kaydedildiği süre, yüksek sinyal zaman ölçeği, izotropik eşdeğer gama-ışın enerjisi, maksimumdaki tayfsal enerji, hüzmelenme düzeltmeli gama-ışın enerjisi ve izotropik ışıma gücü……………………..218
ix SEMBOL LİSTESİ
α : düşük enerjili foton indisi AV : görsel bölgedeki absorbsiyon B : manyetik alan β : düşük enerjili tayfal indis c : ışık hızı dof : serbestlik derecesi D : uzaklık DL : ışıma gücü uzaklığı ε : enerji Ebreak : kırılma enerjisi e+ : pozitron e- : elektron E0 : gözlenen tayfsal enerji εB : manyetik alanın iç enerjisi εe : elektronların iç enerjisi Eγ,iso : izotropik eşdeğer gama-ışın enerjisi Eγ,peak,i : maksimumdaki mutlak tayfsal enerji Eγ,peak,o : maksimumdaki gözlenen tayfsal enerji Eγ : hüzmelenme düzeltmeli gama-ışın enerjisi. Emin : minimum enerji Erel : rölativistik enerji F : akı ƒb : ışınlama katsayısı Fγ : gama-ışın akısı ƒp : foton kesri Γ : büyük lorentz katsayısı Γ0 : başlangıçtaki lorentz katsayısı Γsh : kabuğun lorentz katsayısı H0 : hubble sabiti I : eylemsizlik momenti χ2 : ki-kare değeri ξe : elektron kesiti Liso : izotropik ışıma gücü LSN,peak : süpernovanın maksimumdaki bolometrik ışıma gücü
M : güneş kütlesi MMS : yıldızın anakoldaki kütlesi MNi : radyoaktif nikel kütlesi MSN,peak : süpernovanın maksimumdaki bolometrik kadiri MV : süpernovanın maksimumdaki mutlak görsel kadiri N : bir patlama içerisinde bir pulstan diğerine olan sabit. Nγ : gama fotonu sayısı
x νFν : kozmolojik eylemsizlik sistemi obs : gözlenen anlamına gelen kısaltma. Ω : açısal hız ΩΛ : vakumdaki enerji yoğunluğu Ωm : toplam basınçsız madde yoğunluğu P : olasılık π± : pi mezonu (+ pozitif, - negatif yüklü) ya da pion π0 : yüksüz pion rs : spearman korelasyon katsayısı S : etkinlik τB : manyetik kırılma zamanı TB : parlaklık sıcaklığı θj : jetin açılma açısı τlag : tayfsal gecikme T90 : patlamanın gama-ışın akısının %90’ının alındığı süre Ticc : ters compton katastrofi (yıkım) sıcaklığı T0.45 : yüksek sinyal zaman ölçeği z : kırmızıya kayma
xi ÖZET
SÜPERNOVALARLA İLİŞKİLİ GAMA IŞIN PATLAMALARININ (GRB), OPTİK VE GAMA-IŞIN ÖZELLİKLERİ ARASINDAKİ İLİŞKİ
Gama-ışın patlamalarının (GIP’ların) çok büyük kütleli yıldızların felaketli sonları (bir süpernova; SN) ile olan ilişkileri gözlemsel olarak kanıtlanmış ve bazı teorik modeller tarafından öngörülmüş olsa da teorik temellerde bu iki olay arasındaki fiziksel bağlantılar bilinmemektedir. GIP/SN ilişkileri bulunan cisimlerin gözlenen mutlak parametreleri arasındaki ilişkilerin belirlenmesine yönelik çalışmalar yapılmalıdır. Belirlenen cisimlerde, GIP’lar öncül emisyonlar olarak SN’ler ise ardıl emisyonlar içerisinde kendilerini belli etmişlerdir. SN’lerin ardıl emisyon içerisinde gözlenebilmesi GIP bileşenin parlaklığı, SN’in ışıma gücü, yıldızın uzaklığı, bulunduğu galaksinin özellikleri ve sahip olunan teknik donanımlara bağlı olarak belirlenmektedir. Sayılan bu sebeplere dayanarak, GIP/SN’lerin optik ve gama-ışın parametreleri arasındaki olası ilişkiler mercek altına alınmıştır.
Bu çalışmada uzun süreli gama-ışın patlamaları ile geniş tayfsal çizgileri olan Tip Ic süpernovaların gözlenen ilişkilerinin altında yatan olası fiziksel ilişkiler incelenmiştir. Literatür taraması sonucunda bu ilişkiye uyumlu 10 cisim bulunmuştur. Çalışmayı iki bölüme ayırmak mümkündür. Birinci bölümde literatürde varolan öncül emisyon ilişkileri ve Li (2006)’da takdim edilen optik ve gama-ışın özellikleri arasında bulunan ilişkiler birleştirilerek optik ve gama-ışın parametreleri arasında yeni ilişkiler bulunmuştur. Bu ilişkiler optik ışın parametresi (maksimumdaki bolometrik ışıma gücü) bilinen adayların elde edilen denklemlerde yerlerine konarak gama-ışın parametresinin hesaplanması ve gama-ışın parametreleri bilinen adaylar için ise denklemlerde yerlerine konarak optik ışın parametresinin (maksimumdaki bolometrik ışıma gücü) hesaplanmasyla belirlenmiştir. Böylece iki taraflı olarak hesaplanan değerler gerçek değerlerle kıyaslanarak elde edilen optik ve gama-ışın ilişkilerinin kalitesi incelenmiştir.
Çalışmanın ikinci bölümünde literatürden belirlenen 10 GIP/SN adayının gerçek optik ve gama-ışın parametreleri arasındaki parametrik ilişkilere bakılmıştır. Her bir optik ve gama-ışın parametre ikilisi düzlemlere taşınmış ve olası eğilimler incelenmiştir. Güçlü eğilimlerden doğrusal fitler geçirilerek fit denklemleri elde edilmiştir. Fit denklemlerinin kalitesi ise Spearman korelasyon katsayılarının hesabı ile belirlenmiştir.
Çalışmanın son kısmıda elde edilen sonuçlar adayların doğaları, sayılarının azlığı ve literatüdeki çalışmalar değerlendirilerek tartışılmış ve gelecekte bu çalışmanın nasıl geliştirilebileceği üzerinde durulmuştur.
GIP/SN ilişkisi gösteren adayların MNi, MSN,peak ve Eγ,peak parametrelerinin gama ve optik-ışın ilişkileri için kritik öneme sahip oldukları bulunmuştur. Bu sonuç ilk kez Li (2006) tarafından önerilmiştir.
xii SUMMARY
CORRELATION BETWEEN OPTICAL AND GAMMA-RAY PROPERTIES OF GAMMA-RAY BURSTS ASSOCIATED WITH SUPERNOVAE
Even relationship between gamma-ray bursts (GRBs) and catastropic deaths (a supernova explosion; SN) of very massive stars are proven by observations and predicted by some theoretical models, their physical processes are still unknown. So, studies of finding possible relations between observed intrinsic parameters must be encouraged. GRBs are observed as prompt emissions and SNe are emerged in the afterglow emission in those selected candidates. To observe possible SN emerge, there are several factors interfered. These are brightness of GRB component, luminosity of SN component, distance of the star (these objects are extra-galactic), properties of the host galaxy and technical capability of observations. Due to these reasonings, possible relations between optical and gamma-ray properties of GRB/SNe are taken under intense examination.
In this study possible underlying physical relations between long-duration gamma-ray bursts (GRBs) and broad lined supernovae (SNe) Type Ic is examined. As a result of literature search 10 compatible objects are found. This study can be divided into two parts. In the first part, existing prompt emission relations are combined with the only existing optical and gamma-ray relation presented by Li (2006). After combining relations several purely mathematical optic and gamma-ray relations are obtained. The resultant equations are tested by two ways. In one way candidates with known optical property (peak bolometric luminosity) are used to calculate possible gamma-ray properties. In the other way, candidates with known gamma-ray properties are used to calculate their possible optical property (peak bolometric luminosity). Then, the results obtained by two sided calculations are compared with real values and thus, quality of relations are tested.
In the second part, parametric relations between optical and gamma-ray properties of 10 GRB/SN that are found from literature are examined. Every optical and gamma-ray parameter couple are moved into the parameter spaces and possible biases are analyzed. Strong biases are fitted by a linear functions and equations of the fits are obtained. Quality of the fit is tested by calculationg the Spearman correlation coefficient.
In the last part of the study, results are evaluated under the considerations like nature of GRB/SN candidates, their small number and existing literature and discusses how this study might evolve in the future.
General result is MNi, MSN,peak and Eγ,peak parameters have critical importance for relations between gamma-ray and optical properties. This result first suggested by Li (2006) with lesser GIP/SN candidates.
xiii 1
1. GĠRĠġ
“Böylece, genç bir süpernovadan gelen gama-ışın çizgilerinin gözlemi yakın gelecek için oldukça ümit verici görünmektedir. Gözlem, hatta düşük kaliteli bir gözlem bile, nükleer fizik ve süpernova teorisi alanlarına önem kazandıracaktır. Pozitif bir ölçümün bilimsel önemi Güneş’ten gelen nötrinoların başarıyla yakalanması kadar önemli olacaktır.” (Clayton, Colgate ve Fishman, 1969)
Gama-ıĢın patlamaları (GIP‟lar), gama-ıĢın fotonlarının kısa süreli çok yüksek enerjili bir ıĢınım olarak gözlenmesidir. Bu patlamalar Dünya‟dan gözlenemezler çünkü, atmosfer gama-ıĢınlarının yüzeye ulaĢmasını engelleyen tabakalardan oluĢur. Bu yüzden GIP‟lar sadece uzaydan gözlemlenebilir. KeĢifleri 1960‟lara dayanan bu kozmik olaylar uzun yıllar boyunca uydu ve dedektör teknolojisi geliĢerek atmosfer dıĢına tüm uzayı tarayabilen dedektörlere sahip uydular göndermemizi mümkün kılana kadar gizemini korumuĢtur. Günümüzden geriye doğru baktığımızda, GIP‟lar ile ilgili geliĢmeler son 20 yılda ivmelenerek artmıĢtır. Son 10 yılda bazı uzun süreli GIP‟ların, büyük kütleli yıldızların felaketli sonlarını temsil eden çekirdek çökmeli süpernovalar (SN‟ler) ile iliĢkili olduklarını gösteren doğrudan ve dolaylı kanıtlar elde edilmiĢtir. Bu iliĢkinin varlığının kanıtlanması, astrofiziğin köĢe taĢlarından biri olan; “büyük kütleli ve saf (çok yüksek oranlarda hidrojenden oluĢan) birinci nesil yıldızların” merkezlerinde meydana gelen olayların anlaĢılmasında önemli bilgiler sağlayacaktır. Bu ilk nesil yıldızların önemi; Evren‟in oluĢup, bilinen anlamda Evren‟e benzediği zamanlara ait element dağılımı hakkında bilgiler vererek, kozmolojik araĢtırmalara önemli katkılarda bulunmalarıdır. Bunun yanı sıra bu yıldızlar, oluĢtukları galaksilerin yaĢ ve kimyasal içeriği hakkında da bilgi sağlarlar. GIP‟ların oluĢumunu sağlayan fiziksel süreçler hakkında ise kesin bir sonuca varılamamıĢtır.
2
GIP‟lar Evrende rastgele bölgelerde meydana gelen ve ne zaman oluĢacakları bilinmeyen olaylardır. Compton Gama-IĢın Gözlemevi‟nin bir parçası olan BATSE dedektörünün 9 yıl boyunca biriktirdiği GIP gözlemlerinin bir sonucu olarak; bu patlamaların Evren‟deki dağılımlarının homojen oldukları bulunmuĢtur. Bundan dolayı, atmosfer dıĢına gönderilen uydular kısa aralıklarla gökyüzü taraması yapabilirler. Tarama esnasında dedektör yüzeyine belirli bir bölgeden gelen gama-ıĢın fotonları düĢtüğünde, uydu, bu fotonların geldiği yöne kısa sürede döner ve kaynağın bulunabileceği ortalama bir koordinat alanı hesaplayarak dünyadaki izleme merkezine iletir. Merkez ilk analizleri yaparak konuyu araĢtıran kiĢilerin bağlı olduğu Gama IĢın Patlamaları Koordinasyon Ağı‟na (GCN‟ye) genelge ile bildirir. GIP‟ların gama-ıĢını yayımı bütün bu iĢlemler olurken çoktan bitmiĢ olur. Geriye, kaynağın bulunduğu bölgeden gelen ve zamanla enerjisi azalmıĢ ardıl ıĢımalar kalır. Bu ardıl ıĢımalar genel olarak zamansal bir sırayla; X-ıĢınları, morötesi, optik, kırmızı ötesi ve radyo bölgelerinde gözlenebilirler. Dünya yüzeyindeki gözlemciler bu kaynakları söz konusu enerjilerde kendi teleskopları ile spektroskopik, fotometrik, polarimetrik, astrometrik olarak inceleyebilirler ve kendi bulgularını da GCN‟ye iletirler. Bu sayede, oldukça kısa sürede bir çok bilim insanının katılımıyla kaynak hakkında veri toplanmıĢ olur.
Uzay ve yer tabanlı teleskoplar sayesinde, uzun süreli GIP‟lar ve büyük kütleli yıldızların ölümü arasındaki bağlantının varlığı kanıtlanmıĢtır. Bu sonuç, yapılan üç önemli gözleme dayanmaktadır: i. GeniĢ çizgili süpernovalar ile iliĢkili bulunan dört GIP‟ın keĢfi (bunlar tez dahilinde birinci grupta yer alan cisimleri oluĢturacaklardır!). ii. Üç cismin ardıl ıĢımalarının, geç zamanlardaki bozunumları boyunca gözlenen yeniden parlamaların tayfsal analizlerinde ortaya çıkan, yeniden parlamaların gözlenmesi (Bloom ve diğ. 1999). Bu cisimlerden ikisi ikinci grupta (GRB 050525A/SN 2005nc ve GRB 021211/SN 2002lt) biri ise üçüncü grupta (XRF 020903) yer almaktadır. iii. Djorgovski ve diğ. (1998) ve Fruchter ve diğ. (2006), uzun süreli GIP‟ların yıldız oluĢumunun olduğu galaksilerin içlerinde konumlandıklarını ortaya koymuĢtur. 3
Yaygın olarak kabul gören senaryoya göre; uzun süreli GIP‟lar, hidrojen ve helyum zarflarını fırlatmıĢ, baĢlangıç kütleleri ~20M olan bir yıldızın çekirdeğinin çökerek bir Tip Ib/c SN‟i ile sonuçlanmasıyla oluĢmaktadır (Della Valle, 2007).
GIP‟lar ve büyük kütleli yıldızlar arasında bir bağlantı olduğuna dair ilk ipucu; Djorgovski ve diğ. (1998) ve Fruchter ve diğ. (1999) tarafından GIP‟ların meydana geldikleri galaksilerdeki yıldız oluĢumu özelliklerinin tespitiyle elde edilmiĢtir. Le Floc‟h ve diğ. (2003) ve Christensen, Hjorth ve Gorosabel (2004), GIP‟ların meydana −1 −1 geldikleri galaksilerdeki yıldız oluĢumunun 10 M yıl 퐿∗ ya da daha fazla olduğunu bulmuĢlardır (Della Valle, 2006). Ayrıca GIP‟ların meydana geldikleri galaksiler, ağır element bakımından fakirdir. Bir de yıldız oluĢum bölgelerinde meydana geldikleri düĢünülürse, GIP üreten yıldızların neden bu kadar büyük kütleli olarak anakola geldikleri anlaĢılabilir. Çünkü ağır elementlerin varlığı, yıldızların oluĢacağı bulutlarda kararsızlıklara sebep olup, o bulutun parçalanmasına ve olası yıldız adaylarının çok daha küçük kütlelerde yığıĢmasını sağlamaktadır.
GIP‟lar ve ardıl ıĢımalarının anlaĢılmasını sağlayan en önemli model AteĢtopu ġok Modeli‟dir (Bkz. Bölüm 2.3). GIP‟ların, çok büyük kütleli yıldızların kutuplarından hüzmelenmiĢ jetler biçiminde fırlatılan rölativistik hızlarla hareket eden (ayrıca trans- rölativistik hızlarda hareket eden maddelerin bulunduğu da düĢülmektedir) ve büyük oranda yüksek enerjili tanecikler ve bir miktar da baryondan ibaret oldukları varsayılmaktadır. Jet içerisindeki maddelerin, farklı hızlarda hareket eden kabuklardan ibaret oldukları düĢünülmektedir. Bir kez yıldızın kutuplarından jetler fırlatıldıktan sonra, rölativistik hızlarda hareket eden madde kabuklarının çarpıĢarak iç Ģokları oluĢturduğu sıralarda, elektron ve pozitron çiftleri birleĢerek büyük miktarlarda gama- ıĢın fotonu oluĢtururlar ve maddeler optikçe ince olduklarında gama-ıĢınları da algılanabilir. Eğer cismin kutup doğrultusu bakıĢ doğrultumuz ile paralel ise, bu durumda gama-ıĢınları atmosfer dıĢına yerleĢtirilmiĢ uydular tarafından gama-ıĢınları olarak algılanırlar. HüzmelenmiĢ jetlerle fırlatılan maddeler, yıldızın etrafındaki ortama doğru yayılmaya devam eder ve bir noktadan sonra Yıldızlararası Ortam (ISM) ile etkileĢir ve bu noktada çarpıĢan kabuklar dıĢ Ģoklar ve ters Ģoklar oluĢturur. DıĢ Ģoklardan yayınlanan ıĢınımlar X, optik/UV, kırmızı öte, radyo bölgelerde ardıl ıĢımalar olarak gözlenir. OluĢan bu ardıl ıĢımalar yer tabanlı teleskoplar ile gözlenebilir (X-ıĢını 4
ardıl ıĢımaları hariç). Tez çalıĢmasında SN‟lerle iliĢkili GIP‟ların optik-ıĢın (yani optik ardıl ıĢımalar) ve gama-ıĢın (yani öncül emisyon) emisyonu arasındaki iliĢkiler incelenmiĢtir. Gama-ıĢın bileĢeni, GIP‟ın enerji kapasitesi hakkında bilgi verirken, optik ıĢın özellikleri, olası SN bileĢeninin patlama enerjisi hakkında bilgiler vermektedir. SN bileĢeni GIP‟ların optik tayflarında çeĢitli Ģekillerde kendini belli eder (örneğin, geç zaman çıkıntıları, patlamadan yaklaĢık 10 gün sonra tayfın özelliklerinin değiĢimi gibi). Hem GIP‟ların hem de Tip Ib/c SN‟lerinin enerji özelliklerinin arasındaki bilgiler, bu son derece güçlü patlamanın oluĢmasına sebep olan büyük kütleli yıldızın merkez bölgelerinde meydana gelen fiziksel süreçler hakkında ipuçları sağlar.
GIP gözlemlerinin yanı sıra bazı cisimler X-IĢın Parlamaları (XRF) olarak sınıflandırılmıĢlardır. Bu cisimler, X-ıĢınlarında anormal derecede parlak gözlenen cisimlerdir. Bu cisimlerin, eksen-dıĢı (yani kutup ekseninden uzak bir açı ile) gözlenen GIP‟lar oldukları yönünde genel bir görüĢ bulunmaktadır. Hatta SN‟lerle iliĢkili XRF‟ler de gözlenmiĢtir. Bu durumda GIP/SN iliĢkisi daha geniĢ olarak GIP-XRF/SN iliĢkisi halini almıĢtır. GIP/SN iliĢkisine verilen en son Ģekillerden biri de, XRO 080109 adlı X-ıĢın patlamasının gözlenmesi ile elde edilmiĢtir. Bu cisimden gama-ıĢınlarında hiç bir akı alınmamıĢtır, ayrıca XRF‟lere oranla yumuĢak bir tayfı vardır yani, daha düĢük enerjilerde gözlenmiĢtir. Bunun yanı sıra bu cisim bir SN ile iliĢkili bulunmuĢtur. Üstelik iliĢkili olduğu SN beklenildiği gibi geniĢ çizgili sıradıĢı bir Tip Ib/c SN‟i değil, normal bir Tip Ic SN‟idir. Bu Tip Ic SN‟i ya da kısaca SN 2008D, ilk kez yıldızın yüzeyinden çıkan Ģok dalgaları tarafından yayınlanan X-ıĢınlarının keĢfedildiği patlamadır ve uzun yıllar SN çalıĢmalarına ıĢık tutması beklenmektedir (Soderberg ve diğ. 2008). Son durumda karmaĢık bir hal alan GIP-XRF/SN iliĢkisi, bu son gözlemsel bulgu ile GIP-XRF/SN (geniĢ çizgili ya da klasik) Tip Ib/c Ģekline dönüĢmüĢtür.
Tez Ģu bölümlerden oluĢmuĢtur: Bölüm 1‟de ayrıntılı bir GiriĢ yapılmıĢ, Bölüm 2‟de GIP‟lar, GIP/SN‟ler, GIP-XRF/SN‟ler ve literatürden bulunan bazı GIP iliĢkileri anlatılmıĢtır. Bölüm 3‟te tez çalıĢmasında incelenen adayların nelere dikkat edilerek seçildiği, adayların genel özellikleri, tezde yer alan sıradıĢı adayların genel özellikleri, eksen-dıĢı gözlenen adaylar ve genel olarak kullanılan inceleme yöntemi hakkında bilgiler verilmiĢtir. Bölüm 4‟te tez çalıĢmasında elde edilen bulgular ve Bölüm 5‟te ise genel olarak çıkarılan sonuçlar ve bunların varolan literatür üzerinden tartıĢmaları yer 5
almıĢtır. Ekler Bölümü‟nde ise, çalıĢmayı destekleyecek ama genel akıĢına eklenmemiĢ olan adayların özellikleri, iliĢkilerin belirlendiği kozmolojik evrenler ve Pogson bağıntısı ile ıĢıma gücü hesabı anlatılmıĢtır.
Bölüm 2‟deki Genel Bilgiler, Bölüm 2.1‟de gama-ıĢınlarının ne olduğu ve Evren‟de nerelerde doğal yollardan oluĢtukları anlatılmıĢtır. Ardından Bölüm 2.2‟de GIP‟ların genel özellikleri açıklanmıĢtır. GIP‟ların ardıl ıĢımaları çalıĢmanın önemli bir kısmını oluĢturduğu için gözlenen bu ıĢımaları en iyi açıklayan iki modele değinilmiĢtir. Bölüm 2.3 ve Bölüm 2.4‟te bunlardan en önemlileri olan Standart AteĢtopu ġok Modeli (Paczynski 1986 ve Goodman 1986; Zhang ve Meszaros 2004, Piran, 2005; Dar, 2006) ve Cannonball Modeli (Dar ve De R´ujula 2000,2004; Dado, Dar ve De R´ujula 2002,2003; Dar, 2006) anlatılmıĢtır. Bu modeller merkezi motordan yani GIP‟ların üreten jetlerin nerede ve nasıl meydana geldiklerinden bağımsız olarak ardıl ıĢımaları ele alsalar da, GIP‟ların ata yıldızların hakkındaki modeller literatürde önemli bir yere sahiptir. Bu sebeple bu modellerden Bölüm 2.4‟te bahsedilmiĢtir. Bölüm 2.5‟te GIP/SN‟ler ele alınmıĢtır. GIP/SN‟lerin gözlemsel özellikleri, Tip Ib/c SN‟lerinin karakteristik özellikleri, GIP/SN‟lerin gözlenme oranları anlatılmıĢtır. Bölüm 2.6‟da GIP‟lar XRF‟ler ve SN‟ler arasındaki iliĢkilerin temellerinden bahsedilmiĢ ve bu üç olayın birbirleriyle nasıl iliĢkilendirildiklerinden bahsedilmiĢtir. Bölüm 2.7‟de literatürde var olan GIP‟ların zamansal özellikleri ve gama-ıĢınlarındaki özellikleri arasında bulunan iliĢkilerden bahsedilmiĢtir.
Bölüm 3‟te tezde kullanılan Malzeme ve Yöntem‟e iliĢkin olarak, Bölüm 3.1‟de adayların nasıl seçildiği ve seçimin hangi aĢamalardan geçtiği, seçilen adayların hangi özellikleri sağladığı ve adayların nasıl gruplandırıldığından bahsedilmiĢtir. Bölüm 3.2‟de ilk iki aday grubunda yer alan 7 GIP/SN‟in genel özellikleri hakkında bilgiler verilerek adaylar tanıtılmıĢtır. Bölüm 3.3‟te üçüncü grupta yer alan ve sıradan GIP/SN iliĢkisinden sapmalar gösteren üç cisme ait genel özellikler tanıtılmıĢtır. Bölüm 3.4‟te birinci grupta yer alan ancak Bölüm 2.7‟de bahsedilen temel GIP iliĢkilerine uymayan ve yine diğer GIP/SN‟lerden farklı özellikler gösteren iki GIP‟ın bu davranıĢlarının sebebi üzerinde açıklamalar yapılmıĢtır. Bölüm 3.5‟te tez boyunca yapılan incelemelerde izlenen yöntem hakkında bilgiler verilmiĢtir.
6
Bölüm 4‟te Bulgular yer almaktadır. Bölüm 4.1‟de literatürde varolan GIP iliĢkileri ile
Li (2006)‟da önerilen Eγ,peak-LSN,peak iliĢkileri birleĢtirilerek saf matematiksel iliĢkiler elde edilmiĢtir. Daha sonra bu iliĢkilerin geçerliliği adayların bilinen özellikleri kullanılarak LSN,peak değerleri hesaplanarak ve LSN,peak, yerine göre de Eγ,peak , Eγ,iso ve Liso parametreleri kullanılarak adayların bilinmeyen diğer parametreleri hesaplanarak test edilmiĢtir. Bölüm 4.2‟de GIP/SN‟lerin optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki parametrik iliĢkileri incelenmiĢtir.
Bölüm 5‟te TartıĢma ve Sonuç bulunmaktadır. Bölüm 5.1‟de GIP/SN adaylarının genel özelliklerinden çıkarılan sonuçlar yer almaktadır. Bölüm 5.2‟de adayların optik ve gama-ıĢın özelliklerinin analizinden elde edilen sonuçlar yer almaktadır. Bölüm 5.3‟te ise tez çalıĢmasından elde edilen genel sonuçlar ve bu sonuçların literatürdeki bilgilerle birlikte yapılan yorumları yer almaktadır.
Ekler Bölümü‟nde ise adayların literatürden belirlenen özelliklerinin tablosu, literatürden alınan iliĢkilerin belirlendiği kozmolojik evren farkları ve GIP/SN adaylarının SN bileĢenlerinin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ile maksimumdaki ıĢıma güçleri arasındaki geçiĢin Pogson Bağıntısı kullanılarak hesabına yer verilmiĢtir. Son olarak ise tez boyunca kullanılan bazı önemli kısaltmalar eklenmiĢtir.
ÇalıĢmada ilk olarak, literatürden bulunan GIP‟ların gama-ıĢın ve zamansal özelliklerine yönelik iliĢkiler ile (Li, (2006)‟dan), 4 GIP/SN adayının; (GRB 980425/SN 1998bw, GRB 030329/SN 2003dh, GRB 031203/SN 2003lw ve GRB 060218/SN
2006aj) GIP bileĢenlerinin gama-ıĢın özellikleri (Eγ,peak, Eγ,iso) ve SN bileĢenlerinin optik
ıĢın özellikleri (MSN,peak ve LSN,peak) arasında bulunan iliĢkiler birleĢtirilerek saf matematiksel iliĢkiler elde edilecektir. Ardından bu iliĢkilerin geçerlilikleri iki Ģekilde test edilecektir. Birinci yöntem; Literatürden 10 GIP/SN adayı belirlenmiĢtir. Bu adayların bir optik-ıĢın özelliği olan LSN,peak parametresi bilinen adayların bu değerleri elde edilen iliĢkilerde yerine konarak adayların bilinmeyen gama-ıĢın parametreleri hesaplanacaktır. Bütün GIP/SN adaylarının maksimumdaki tayfsal enerjileri (Eγ,peak,i) ve izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri (Eγ,iso) bilinmektedir. Gerektiğinde bu parametreler de hesaplamalara eklenecektir. Ġkinci yöntem ise; gama-ıĢın parametreleri 7
bilinen adayların bu denklemler üzerinden olası LSN,peak değerlerinin hesaplanmasıdır. Her iki yöntemden bulunan değerler kıyaslandığında, bulunan iliĢkilerden hangilerinin daha sağlıklı sonuçlar verdiği belirlenecek ve böylece gama ve optik ıĢın parametreleri arasında iliĢkiler elde edilebilecektir. ÇalıĢmanın ikinci aĢamasında 10 GIP/SN adayına ait optik ve gama-ıĢın parametreleri arasındaki parametrik iliĢkiler incelenecektir. Bunu yaparken adaylara ait optik ıĢın parametreleri olan MSN,peak, MV, MNi ve tb ile gama-ıĢın parametreleri Eγ,peak,i, Eγ,iso, LSN,peak, T90 ve T0.45 arasında grafikler çizilerek olası eğilimlerin saptanması, gereken yerlerde doğrusal fitlerin geçirilip fit denklemlerinin hesaplanması amaçlanmaktadır. Böylece, sadece GIP/SN adayları arasındaki iliĢkiler belirlenebilecektir.
8
2. GENEL KISIMLAR
2.1. GAMA-IġINLARI
Gama-ıĢınları genellikle Grek Alfabesi‟ndeki gama harfi (γ) ile gösterilirler. Köken olarak radyoaktif maddelerin emisyonu olarak keĢfedilmiĢlerdir. Gama-ıĢınları, radyoaktif parçalanma süreçleri ile meydana gelen geçiĢler ile diğer nükleer veya atomaltı süreç (elektron-pozitron yokoluĢu) ile üretilmiĢlerdir. Söz konusu gama-ıĢın geçiĢleri, kararsız eksite seviyeler ya da "kız" çekirdeklerdeki seviyeler arasında olabilir (Coursey, 2001). Elektromanyetik tayfın diğer bölgelerinden farklı olarak radyoaktif bozunum boyunca, kararsız atomların çekirdeklerinden yayınlanan elektromanyetik dalgalar olarak gözlenirler (FUSRAP 1998). Verilen bir izotoptan yayınlanan gama- ıĢınları aynı enerjilidir. Bunlar, bir örnek teĢkil eden gama yayınlayıcılarının bilim adamları tarafından belirlenmesini sağlayan bir karakteristiktir (Tanyel, 1978).
Gama-ıĢınlarından korunmak için çeĢitli kalkan malzemelerine ihtiyaç vardır. Özellikle alfa ve beta parçacıkları için gerekenden daha yoğun olmalıdırlar. Beton, kurĢun ve çelik gibi yoğun maddeler gama ıĢınımına karĢı kalkan etkisi sağlayan maddelerdir. Gama-ıĢınları hava ya da açık boĢluklarda ıĢık hızında ve düz doğrultular üzerinde hareket ederler. Ancak belirli bir maddenin içerisinden geçerken yavaĢlarlar. Maddelerin içersinde uzun mesafeler katedebilme kapasitesine sahiptirler. Fisyon ürünlerinden ya da insan yapımı radyonükleitlerden gelen gama ıĢınlarının büyük çoğunluğu 20 keV ile 2 MeV arasında enerjiye sahiptirler. Radyoizotoplara bağlı olarak, farklı enerjiler ile yayınlanan bir ya da birçok gama-ıĢınları olabilir (Coursey, 2001).
Gama-ıĢınları, çekirdeklerin yayınladığı yüksek enerjili elektromanyetik dalgalardır. Dalga boyları 0.1 Å ile 0.005Å aralığında ve enerjileri tipik olarak 0.1 ile 10 MeV 9
arasında olup çekirdek durumları arasındaki enerji farkı mertebesindedir. Hemen hemen bütün alfa ve beta bozunmaları ürün çekirdeğini uyarılmıĢ durumda bırakırlar. Bu uyarılmıĢ durumlar kısa bir süre içerisinde bir veya daha fazla gama-ıĢını yayınlayarak taban durumuna bozunurlar (Krane, 2001).
Kozmik gama-ıĢınlarının üretilmesini sağlayan mekanizmalar Ģöyledir: 1. Yüksek enerjili bir parçacığın baĢka bir parçacıkla çarpıĢması 2. Bir parçacığın anti parçacığı ile çarpıĢması ve birbirlerini yoketmesi 3. Bir elementin radyoaktif bozunması 4. Yüklü bir parçacığın ivmelenmesi
Bu olaylar Evrende her an meydana gelen olaylardır. Gama-ıĢın Astronomisi'nde parçacık çarpıĢmaları terimi, yüksek enerjili bir proton veya kozmik ıĢının baĢka bir protona ya da atom çekirdeğine çarpma olaylarında kullanılır. Böyle bir çarpıĢma sonrasında bir ya da daha fazla doğal pion ( , 0 ) parçacığı oluĢur. Bu parçacıklar kararsız yapıda olduklarından hemen bozunarak gama-ıĢını üretirler. Burada , çok sert bir çarpıĢma sonrasında oluĢtuğu için ortaya çıkan gama-ıĢını çok dar olan V Ģeklinde bir açı ile yayılır. Bu Ģekilde yayınlanan gama-ıĢını, tayfta çok belirgin olarak gözlenir ve enerjisi 72 MeV'den fazladır. Bir parçacık ve anti-parçacığı, örneğin elektron ve pozitron, birbirlerini yok ettiklerinde ortaya (nötral pionlar) çıkar. Bu ‟lar da çok kolay bozunarak gama-ıĢını salarlar. Radyoaktif bozunma ya da çekirdeğin elektromanyetik eksitlenmesi, gama-ıĢın emisyonu üreten bir kaynaktır. EksitlenmiĢ çekirdek gözlemleri, tayf ve akı ölçümleri yardımı ile gama-ıĢınının doğası hakkında bilgi verir. Uç noktalardaki fiziksel Ģartlar eksitlenmiĢ çekirdeğin oluĢmasına yardım eder. Böyle Ģartların oluĢması ise o çevre hakkında bilgi sahibi olmamızı sağlar. Evrende nükleosentezin olduğu yerler süpernovalardır. Manyetik alan içerisinde hareket eden bir parçacık bir kuvvete maruz kalır. Bu durum parçacığın, kendisine etkiyen kuvvetin karesiyle doğru, kütlesinin karesiyle ters orantılı bir ıĢınım yayınlanmasına neden olur. Bu ıĢınım elektron için genelde gama-ıĢınımıdır. IĢınımın karakteri maruz kaldığı kuvvetle doğru orantılıdır. Eğer elektron bir çekirdek etrafındaki elektrik alandan dolayı bir ivmelendirmeye maruz kalmıĢsa ortaya çıkan ıĢınıma "Bremsstrahlung Işınımı" denir. Eğer elektron sabit bir manyetik alan içerisinde bir ivmelendirmeye maruz kalırsa elektronun düĢük hızları için (υ yüksek hızları için ise (υ~c) "Sinkrotron Işınımı" ortaya çıkar. Eğer ivme bir fotonun manyetik alanından kaynaklanıyor ise meydana gelen olaya "Compton Saçılması" ya da "Thomson Saçılması" denir. Bahsedilen son mekanizma aynı zamanda dedektörlerde gama-ıĢınını durdurmak için kullanılırlar (Hoffman, 2005) Evrene dağılan ıĢınımın büyük bir çoğunluğu ve Dünya'da olan ıĢınım, yıldızlar gibi sıcak cisimlerin ürettiği termal (ısısal) ışınımdır. Uç koĢullar altında, termal ıĢınımın enerjisi keV enerji aralığına ve ötesine ulaĢabilir. Öte yandan Evrendeki belli bir parçacık popülasyonunun termal süreçler haricinde oluĢtuğu bilinmektedir. Bu parçacıklar "non-termal" mekanizmalarla oluĢurlar. Non-termal parçacık popülasyonunun en iyi bilinen örneği kozmik ışınlardır. Bunların güç kanunu tayfları karakteristik bir ölçeğin olmadığını gösterir ve enerjileri 1020 eV’ e kadar çıkar. Bu değer herhangi bir termal emisyon mekanizmasının kapasitesinin çok ötesindedir (Hoffman, 2005). Non-Termal Evren hala büyük bir bilinmezdir. Öte yandan TeV ve ötesindeki enerjilerdeki parçacıklar için kaynaklar ve kollektif ivmelenme mekanizmaları iĢleri zorlaĢtırmaktadır. Çünkü, daha çok spekülasyon ve teorik çalıĢmadan ibarettirler. Kaynakların deneysel kimlikleri de ayrı bir zorluk getirir. Kozmik ıĢınlar ve manyetik alanlar arasındaki karĢılıklı olaylar galaksilerin evrimini etkiler (Hoffman, 2005). Doğrusal olmayan enerji yükseltme mekanizmaları (örneğin; ters-Compton saçılmaları) süpernovalardan yayınlanan kinetik enerjilerin önemli bir kesrini son derece yüksek rölativistik parçacıkların enerjilerine dönüĢtürür (Hoffman, 2005). Kozmik parçacık ivmelendiricilerinin birincil olarak elektronlar ve iyonlar gibi yüklü parçacıkları, elektrik alanlar ve manyetik alanlar ile ivmelendirdiklerine inanılır. Ġvmelenme, parçacıkların örneğin dönen nötron yıldızları tarafından yaratılan büyük elektrik alanlarda meydana gelen tek seferlik süreçler olabilir. Ġvmelenmenin diğer Ģekilleri, parçacığın enerjisinde yavaĢ ancak, sürekli bir artıĢ olarak sonuçlanır. Süpernova patlamalarıyla yaratılan Ģok dalgalarında, parçacıklar manyetik alanlar arasında sıçrayarak küçük miktarlarda enerji kazanırlar ve ivmelenme bölgesinden yüksek enerjiyle kaçmaları 10.000 yıl ya da daha fazla zaman alır (Hoffman, 2005). 11 Yüksek enerjili gama-ıĢınları genellikle kozmik ivmelendiricilerin ikincil ürünüdürler. Gama-ıĢınları, süpernova patlama dalgasındaki bir protonun ivmelendikten sona ortamdaki çekirdeklerle etkileĢmesiyle üretilirler. ÇarpıĢmada yeni çekirdekler ve π0 mezonları oluĢur ve bu mezonlar hemen iki gama-ıĢınına bozunurlar (Hoffman, 2005). Kozmik ivmelendiricilerin birincil ürünü olan yüklü parçacıklar ile karĢılaĢtırıldıklarında gama-ıĢınlarının en önemli avantajları; Evren‟de düz çizgiler üzerinde yayınlanmalarıdır. Yüklü parçacıklar galaktik ve galaksiler arası manyetik alan tarafından saptırılırlar. Yüklü parçacıklardan kaynaklanan sapmalar çok büyük olur ve enerji rejiminin büyük bir kısmından elde edilen bilgiler tamamen kaybolur (Hoffman, 2005). Bir kaynağın bulunduğu bölgeden gelen gama-ıĢın akısı, yüklü ana parçacıkların yoğunluğu ile yönetilir, gama-ıĢınları üretmiĢ olan hedefin yoğunluğu ile çarpılır. Gama-ıĢınlarının enerji tayfı, ana parçacıkların tayfı ile yakından iliĢkilidir (Hoffman, 2005). Evrendeki non-termal parçacık popülasyonlarını beslemek için çok sayıda, değiĢik kaynaklar öne sürülmüĢtür. Bunların birçoğu Evren‟deki en uç koĢullara sahip yerlerdedir. Söz konusu yerlere ait enerji yoğunlukları büyüktür ve fizik kanunları daha önceden benzeri görülmemiĢ koĢullarda uygulanır. Bu kaynakar Ģunlardır: Süpernovalar, Pulsarlar ve Pulsar Nebulaları, Çift Yıldız Sistemleri, Dev Moleküler Bulutlar, Yıldız Patlama Galaksileri, Galaksi Kümeleri, Aktif Galaksilerin Merkezlerindeki Karadelikler, Büyük Patlama‟dan Geriye Kalanlar, Galaksi-DıĢı Çift Haloları (Hoffman, 2005). 12 2.2. GIP’LARIN ÖZELLĠKLERĠ GIP öncül emisyonu, aslında gama-ıĢın patlamasının kendisidir ve beraberinde gama- ıĢınları ile daha düĢük enerjilerde eĢ zamanlı olarak oluĢan ıĢınımı içerir. Bunlara düĢük enerji kuyruğunda gama-ıĢınlarına eĢlik eden X-ıĢınları da dahildir. Bazı durumlarda gama-ıĢın sinyali zayıf gelirken X-ıĢın sinyali daha güçlü gelir, bu olaylara “X-IĢın Parlamaları” denilmektedir. Daha uzun dalgaboylarında optik ve radyo emisyonları da GIP öncül ıĢınımında yer alır, ancak bunları yakalayabilmek oldukça zordur (Zhang ve Meszaros, 2004). Kaydedilen BATSE GIP‟larının süre dağılımlarına bakıldığında iki modlu (bimodal) bir dağılım karĢımıza çıkmaktadır. Bu da; GIP‟ların iki tipe ayrılmasına sebep olur. T90 2 sn olanlar “uzun” patlamalar ve T90 2 sn olanlar “kısa” patlamalardır (Kouveliotou ve diğ. 1993). Böyle bir sınıflandırma “sertlik” alanında da doğrulanmıĢtır. Uzun patlamalar tipik olarak yumuĢak olurken, kısa patlamalar tipik olarak sert olmaktadır (Kouveliotou ve diğ. 1993). Uzun ve kısa kategorileri toplam GIP nüfusunun sırasıyla %75‟i ve %25‟ini oluĢturmaktadırlar. Yaygın olarak bu iki farklı GIP kaynağının kökenlerinin de farklı olduğu yönünde spekülasyonlar vardır. GIP‟larla ilgili en son bilgilerimiz, uzun süreli GIP‟larla ilgilidir. Kısa GIP‟ların doğası hala gizemini korumaktadır. Uzun ve kısa GIP‟ların arasında kalmıĢ orta süreli GIP‟lara iliĢkin araĢtırmalar yapılmaktadır (Mukherjee ve diğ. 1998, Ho‟varth 1998a, Ho‟varth 1998b). Ardıl ıĢıma emisyonu gözlemsel olarak GIP araĢtırmalarının yapıldığı en önemli olaydır. Öyle ki bu alanda daha fazla gözlemsel bilgiye sahibiz. Son 15 yılda yapılan gözlemlerden çıkarılan somut gerçekleri inceleyelim: Ardıl ıĢımalar geniĢ bir bant aralığında algılanmıĢlardır. Bu aralık X-ıĢınlarını, optik/kırmızı öte bantlarını ve radyo bandını kapsamaktadır. Her bir bantta ıĢık eğrileri genel olarak güç kanunu bozunumu davranıĢı gösterirler. X-ıĢını ardıl ıĢımaları algılandıklarında yalnızca bozunma gösterirler. Optik ardıl ıĢımalar da genel olarak bozunurlar. Bazı patlamalar optik bölgede yükselme gösterirken yakalanmıĢlardır (Örneğin, GRB 990123). Bunlara ters olarak ise bir çok GIP‟ta radyo bandında baĢlangıçta yükseliĢe geçen ıĢık eğrileri 13 algılanmıĢtır ve radyo ardıl ıĢımasının maksimuma ulaĢması için gereken tipik zaman ölçeği ~ 10 gündür. GIP ardıl ıĢıma emisyonlarında oldukça sık görülen özelliklerden biri ise, tek pulslu güç kanunu bozunumunda çeĢitli sapmaların gözlenmesidir. Bu sapmalar; dikleĢmeleri, çıkıntıları ve titreĢimleri içerir. Örneğin, GRB 021004 ve GRB 030329‟un ardıl ıĢımaları gibi (Zhang ve Meszaros 2004). Bütün patlamaların üç bantta (genel olarak X-ıĢın, gama, radyo) ardıl ıĢımaları gözlenmemiĢtir. En genel olarak X-ıĢın ardıl ıĢımaları algılanmıĢtır. BeppoSAX uydusu ile gözlenen patlamaların %60‟ı civarında optik bantlarda X-ıĢın ardıl ıĢımaları algılanmıĢtır. Geriye kalan %40‟lık kısım optikçe karanlıktır, yani herhangi bir optik ardıl ıĢıma tespit edilememiĢtir. Bunlar “karanlık patlamalar” olarak adlandırılmıĢlardır. HETE uydusu fırlatıldıktan sonra karanlık patlamaların oranı %10 civarında azalmıĢtır. Bütün GIP‟ların gözlenen ardıl ıĢımalarının yarısı kadarında radyo ardıl ıĢımalar algılanmıĢtır. Patlamaların karanlık olarak algılanmasının ardında yatan sebeplerin uyduların algılama kapasitesinin yetersiz olmasından kaynaklandığı düĢünülmektedir. Ardıl ışımaların gözlenmiş olduğu bütün GIP’ların birer galakside yer aldıkları bulunmuş ve bu galaksilere “ev sahibi galaksiler (host galaxy)” denilmiĢtir. GIP‟ların bulundukları galaksilerin özellikleri (kadirleri, kırmızıya kayma dağılımları, morfolojileri vs.) tipik olarak normal, sönük, yıldız oluĢumunun olduğu galaksilerdir. GIP‟ların bulundukları galaksilerdeki konumlarından yola çıkarak bunların yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerle iliĢkili oldukları sonucuna varılabilir GIP‟lar kozmolojik uzaklıktadırlar. Kırmızıya kayma değerleri genellikle bulundukları galaksilerin emisyon özelliklerinden ya da ardıl ıĢımanın sürekliliği üzerindeki absorbsiyon özelliklerinden ölçülür. Ardıl ıĢımalar sırasıyla; X-ıĢınları, morötesi, optik, kırmızıötesi ve radyo dalgalarında gözlenebilirler. Böyle olunca da farklı özelliklere sahip ardıl ıĢımalar karĢımıza çıkar. . 14 2.3. GIP’LARIN ARDIL IġIMA MODELĠ: “STANDART ATEġTOPU” Standart modelin ilk malzemesi, ıĢınım yayınlayan maddedir. Bunlar, GIP'ların (öncül ıĢımalar) ve ardıl ıĢımaların rölativistik olarak hareket etmek zorunda olmalarından sorumludurlar. Bu, bütün kozmolojik GIP modellerinin temel varsayımıdır. . AteĢtopu ġok Senaryosu, büyük oranda ata yıldızın detaylarından bağımsızdır. Bununla beraber geometriye bağımlıdır. Merkezi motor genel olarak örtülü olarak kalır ve daha sonraki zamanlarda optikçe ince olsa bile ata yıldızın kalıntı emisyonu, ateĢtopundan yayınlanan emisyon ile kıyaslandığında, pratikte algılanamaz (Meszaros, 2002). Tipik bir gama-ıĢın etkinliği, F ~106 ergcm2 , uzaklık , D ~ 3Gpc için toplam izotropik gama-ıĢın enerjisi yayınımı tipik olarak E 4D2 F ~ 10 51erg 'tir. Rölativistik hareket ct 3* 10 8 cm t olmaksızın emisyon bölgesinin geniĢliği 10ms'dir. Fotonların ƒp kesrini, iki foton çiftinin üretildiği eĢiğin üzerinde varsayarsak, e e (Çift OluĢumu) 1 cos 2 m c2 1 2 12 e (2.1) Burada 1 ve 2 sırasıyla fotonların enerjileri, 12 iki fotonun momentum vektörleri arasındaki açı ve me elektronun kütlesidir. Thomson kesitinin mertebesi, 25 2 T 6.25* 10 cm , çift oluĢumu kesiti olarak kullanıldığında çift üretiminin optik derinliği büyür. O halde, 2 2 −2 푓푝 휍푇 퐹퐷 15 퐹 퐷 훿푡 휏훾훾 = 2 2 ~10 푓푝 −6 −2 (2.2) 푐 훿푡 푚푒푐 10 푒푟푔 푐푚 3 퐺푝푐 10푚푠 Böylece gama-ıĢınları Dünya'ya ulaĢmadan ve Evrenin içine doğru seyahat etmeden önce kaynağın içindeyken zayıflarlar. Buna “kompaktlık problemi” denir. Bu görünür 15 paradokstan kurtulmanın tek yolu rölativistik büyük hareketin hesaba katılmasıyla yani; GIP yayınlayan bölgenin tamamının, yüksek bir Lorentz katsayısı ile gözlemciye doğru hareketi ile olur . Rölativistik hareket bu kompaktlık problemini iki yoldan hafifletir. Yayın yapan bölgenin gözlemciye doğru büyük bir Г Lorentz katsayısı ile hareket ettiğini (örneğin, rölativistik maddenin fırlatıldığı bir kabuk) varsayalım. Ġlk olarak, foton enerjisi bir Г katsayısı ile maviye kaymıĢtır, o yüzden kabuğun birlikte hareket ettiği çerçevede gama- ıĢınları, X-ıĢınları olarak gözlenir. Bu da çift üretimi eĢiğinin üzerindeki fotonların 21 sayısını azaltır. Örneğin, f p , katsayısı ile azalır, burada ~ 2 olup, gözlenen; foton sayısının tayfsal indisidir . −훼 푁 퐸푝푕 푑퐸푝푕 ∝ 퐸푝푕 푑퐸푝푕 (2.3) Burada 1 katsayısı, integrasyondan doğmuĢtur ve 2 katsayısı test fotonlarının ve çift oluĢumu için olan hedef fotonlarının her ikisinin de katılımlarını içerir (Lithwick ve Sari, 2001). Ġkinci bir etki, emisyon bölgesinin gerçek fiziksel ölçeğinin δt gözlenen zaman ölçeği için 2ct olduğu rölativistik hareket hesaba katılarak tanımlanır. Bu durumda çift üretiminin olduğu bölgede optik derinlik 22 ~ 6 katsayısı ile düĢer. Tipik patlamalarda 훤 ≥ 100 olduğunda 1'i olur. Bu sadece kaba bir belirlemedir; daha geliĢmiĢ analizler farklı patlamalardaki Г „nın düĢük limitlerinde elde edilir (Krolik ve Pier, 1991; Fenimore ve diğ. 1993; Woods ve Loeb, 1995; Baring ve Harding 1997; Lithwick ve Sari, 2001). Gözlemleri tatmin edecek tipik Г değeri ~ 100 mertebesindedir. Buradan da GIP'ların; Ģu ana kadar Evrende bilinen en hızlı ve büyük hareketler olduğu sonucuna ulaĢırız. AteĢtopunun rölativistik hareketiyle ilgili baĢka kanıtlar da vardır. Bunlardan biri radyo ardıl ıĢıma verilerinden elde edilir. Öyle ki; bu veriler baĢlarda büyük yıldızlararası saçılmalar gösterir, ancak daha sonraki zamanlarda bu saçılma bastırılır. Bu da rölativistik hareketin sebep olduğu ateĢtopunun süper - ışınım gücü ile geniĢlemesi için 16 net bir kanıttır (Waxman ve diğ. 1998). Bir diğer kanıt, ters Ģokun erken ardıl ıĢıma verilerinin analizinden elde edilir (Sari ve Piran, 1999). Bu analizler ateĢtopunun baĢlangıçtaki büyük Lorentz katsayılarına doğrudan iĢaret eder. Tipik bir GIP problemi üç büyük fiziksel eleman ile ilgilidir (Bkz. ġekil 2.1): - Merkezi bir motor, - Rölativistik hareket eden bir kabuk (bu kabuk merkezi motor tarafından fırlatılmıĢtır ve emisyon burada üretilir) ve, - Bir gözlemci. ġekil 2.1 : Standart Modelin malzemeleri (Zhang ve Meszaros, 2004). Sadece iki tane eylemsizlik sistemi vardır: Bunlardan biri merkezi motor ve gözlemcinin her ikisinin ortak referans sistemi (özel rölativistik etkilerin yanında küçük kalan bir kozmolojik kırmızıya kayma katsayısından yana), bir diğeri rölativistik kabuğun ya da fırlatılan maddelerin sükûnet (eĢ hareket) sistemidir. Bu iki eylemsizlik sisteminde gösterilen fiziksel büyüklükler (örneğin; uzunluk ölçeği ve zaman ölçeği) farklıdır ve bunlar özel rölativistik Lorentz dönüĢümleriyle iliĢkilendirilmiĢlerdir. Örneğin, eĢ hareketli bir sistemde uzunluk ölçeği Δ', merkezi motorun sükûnet ' sisteminde kabuğun hareket yönü boyunca 'ye çevrilir . T 17 ġekil 2.2: AteĢtopu ġok Modeli‟nde kabukların yayılması, patlama öncesi, patlama durumu ve patlama sonrası durumlarında ateĢtoplarının atayıldızdan olan uzaklıkları ve zaman ölçekleri (Swift Data Center, 2008) ^ dt Benzer olarak her iki eylemsizlik sisteminde sadece iki zaman vardır, o yüzden dt' T ^ 'dir, burada dt ve dt' sırasıyla merkezi motor/gözlemci sistemindeki ve eĢ-hareketli sistemdeki ile aynı olay çifti için geçen zamanlardır. Bununla birlikte GIP probleminde geçerli olan üçüncü bir zaman daha vardır. Bu karmaĢanın sebebi yayılma etkilerinden dolayıdır. Genelde gözlemcinin bakıĢ doğrultusu ile açısında, boyutsuz hızıyla hareket eden, yayın yapan bir kabuk gözönüne alabiliriz (ġekil 2.1). Merkezi ^ motor/gözlemci eylemsizlik sisteminde A konumunda (yarıçap r), t1 zamanında ^ gözlemciye doğru yayınlanan ilk foton ve B konumunda (yarıçap r + dr), t2 zamanında gözlemciye doğru yayınlanan ikinci foton bu eylemsizlik sisteminde hassas saatlerle ölçülmüĢ ve kaydedilmiĢtir. Bu iki fotonun arasındaki zaman aralığı, 푑 푡 = 푡 − 푡 ≈ 푑푟 (2.4) 2 3 푐 18 A konumu ve gözlemci arasındaki mesafeyi L olarak kabul edelim. cos olduğunda ikinci foton gözlemciye 푡 = 푡 + 퐿 − 훽휇 푑푡 (2.5) 2 2 푐 ^ L ile ulaĢırken birinci foton gözlemciye t t zamanında ulaĢır. Bu iki zaman aynı 1 1 c anda aynı eylemsizlik sisteminde uyum sağlatılmıĢ saatlerle ölçülmüĢtür. Gözlemcinin iki foton sinyalini aldığı zaman dilimi basit olarak; ^ ^ dt dr dt 1 dt (2.6) 2 2 2 2c 1 1 2 2 1 ve 1, o yüzden ~ 1‟dir. Burada denklemin ikinci kısmının türevi alınmıĢtır. (2.6) denklemi tamamen bir yayılma etkisidir, bu rölativistik olmayan durum için geçerlidir. Bu durum Newtonyen (yani klasik mekanik kanunlarının geçerli olduğu) durumda farkedilebilir değildir, çünkü basit olarak 1 için 푑 푡 ≈ 푑푡 olur. Rölativistik rejimde bu etki çok önemli bir hal alır ve (2.6) denklemi kompaktlık probleminin çözümünde kullanılan temel savlardan biri hakine gelir. ^ dt ve dt 'nin aynı eylemsizlik sisteminde farklı olay çiftlerini tanımlayan farklı ^ zamanlar olduklarına dikkat edilmelidir. dt , iki fotonu yayınlayan kabuğu tanımlarken dt , gözlemcinin aynı fotonları algıladığı zamandır. , kabuğun davranıĢının gerçek zamanını da tanımlar (örneğin, A ya da B konumlarına kabuk hareket ettiğinde) bu iki zamanı anlatmanın en iyi yolu 'ye gözlemcinin zamanı, 'ye ise merkezi motorun eylemsizlik sisteminin zamanı ya da sabit bir sistemdeki (yani laboratuvar) zaman demektir. 'nin değiĢmiĢ bir hali olan dtang , açısal zaman olarak bilinir ve GIP problemlerinde geniĢ olarak tartıĢılmıĢtır. θ'nın sabitlenmesi ve r'nin değiĢmesi yerine bazı 19 ^ problemlerde r sabit (ve buradan t ‟de) ama θ değiĢken seçilebilir. Bu kabuk benzeri ^ yayınlayıcının aynı motor sisteminde ( t ) aniden aydınlandığı, bu esnada gözlemcinin yüksek enlemlerden gelen zaman gecikmeli ıĢınımın sebep olduğu uzun süreli emisyonu gördüğü problemlerde geçerlidir. Benzer bir amaçta dt 'nin türetilmesi için, r r dtang sin.d tang 1 cos (2.7) c c 1 1 olmalıdır. Rölativistik hareket için ~ 1 olduğundan ~ sin ~ alınmalıdır, r o yüzden tang olur bu da t ile aynı mertebedendir (Fenimore ve diğ. 1996; Sari c 2 ve Piran, 1997). tang 'ın Newtonyen durumda uygulanabilir ve yayılma etkisi göstermektedir. Üçüncü zaman ölçeği, kabuğun eĢ hareket zamanıdır ve baĢka bir saat düzeniyle ^ ölçülür. Bu dt , motor sistemi zamanıyla iliĢkilidir ve ^ dt dt dt' D.dt 2 .dt 1 (2.8) Burada D 1 1 'dir. Buna Doppler Katsayısı denir. Bunun nedeni gözlenen ıĢınım frekansının eĢ-hareketli sistemdeki frekansa uygun olarak aynı katsayı ile güçlendirilmesidir. Denklem (2.8)'e yapılan son yaklaĢım 1 ve ~ 1‟dir. . 2.3.1. AteĢtopunun Evrimi AteĢtoplarının yıldızın etraftaki çevresel ortamın içine doğru geniĢlemesinin evrimi geniĢ olarak çalıĢılmaktadır. Burada ateĢtopunun fotonlar, elektron-pozitron çiftleri ve 20 küçük bir miktar baryondan oluĢtuklarını (ama ihmal edilebilir manyetik alanlar) varsayalım. En basit modelde, Ģu parametreler girdi olarak kullanılırlar: 1. L: Merkezi motorun ortalama sabit ıĢınım gücüdür. 2. T: Merkezi motorun enerji enjekte süresidir. O halde ateĢtopunun toplam enerjisi E LT olur. BaĢlangıçta sabit sistemdeki bütün ateĢtopu kabuğunun geniĢliği 0 cT idi. 3. tν: DeğiĢkenlik zaman ölçeğidir. tν ~ 1ms << T 'dir. AteĢtopunun merkezi motorunun düzenli doğasına uygun olarak tν << T olur. AteĢtopu kabuğu bu sebepten dolayı birçok mini kabuktan oluĢur. Bu durum düzensiz GIP ıĢık eğrilerindeki çıkıntıları yansıtır. 4. 푴 : Ortalama kütle yükleme oranıdır. O halde sözde boyutsuz entropi; 휂 = 퐿 (2.9) 푀푐 2 n: Çevredeki ortamın parçacık sayı yoğunluğudur. Ortamda en çok bulunan madde hidrojendir (n genelde sabit bir değer olarak kabul edilir. Bu, yıldızlararası ortam için tipiktir) . 2.3.2. AteĢtopunun GeniĢlemesinde Önemli Yarıçaplar Meszaros ve Zhang (2004)‟te ateĢtopunun evrimini birçok karakteristik yarıçap ile temsil etmiĢlerdir: Başlangıç Durumundaki Yarıçap; AteĢtopu akıĢının temeli GIP merkezi motoru, bir karadelik-yığılma diski sistemi ya da hızlı dönen bir magnetarla iliĢkilidir. 10 M‟lik bir karadeliği varsayarak baĢlangıçtaki uzunluk ölçeği (3 Schwarzschild yarıçapı alınarak): GM t r ~ 6 ~ 107 cm 0 2 (2.10) c 1ms AteĢtopu baĢlangıçta sıcaktır ve bu aĢamada dengedeki çiftler ve fotonlardan oluĢurlar. AteĢtopunun baĢlangıçtaki sıcaklığı, 21 1 4 L 1 1 T ~ 1010 K .L 4 .r 2 0 2 51 0.7 (2.11) 4 .r0 Maddeler Fırlatıldıktan Hemen Sonraki Yarıçap; Merkezi motor devamlı olarak bir T süresi için L ıĢıma gücü ile enerji fırlatır. Bu durumda ateĢtopunun yarıçapı Ģöyledir: 푟 = Δ = 푐푇 = 3푥1010 푐푚 푇 (2.12) 0 1 푠푛 “Kıyılanma (Coasting)” Yarıçapı; Coasting ya da kıyılanma, ateĢtopu kabuğu içerisindeki maddelerin sahip oldukları momentum ile hiçbir ek etki olmaksızın hareket etmeleri anlamına gelir. AteĢtopu kabuğu geniĢledikçe baryonlar, ıĢınım basıncı ile ivmelendirilecektir. AteĢtopu büyük Lorentz katsayısı yarıçap ile maksimuma yani 0 ‟a ulaĢana kadar doğrusal olarak artar.Bu genellikle boyutsuz entropi ‟ya eĢittir, ancak sınırlı ıĢınım basıncına uygun olarak bu değer ‟dan daha düĢük olacak Ģekilde geliĢmiĢtir (Meszaros ve Rees, 2000; Meszaros ve diğ. 2002). Sonuçta “kıyılanma” yarıçapında sabit bir 0 Lorentz katsayısı ile taĢınır (Meszaros ve diğ. 1993; Piran ve diğ. 1993; Kobayashi ve diğ. 1999). Bu yarıçap; 푟 = 훤 훥 ~ 1013푐푚 푇 훤0 (2.13) 푐 0 0 1 푠푛 300 Bu yarıçapın içerisinde ateĢtopunun bütün kütlesi yer almaktadır. Ġvmelenme boyunca, bütün maddeler ıĢık hızına çok yakın hızlarda hareket ettiğinden, sabit sistemde kabuk geniĢliği 0 ‟dır. Kabuk eĢ hareketli bir davranıĢ sergilediğinden geniĢliği ' 0 ‟dır, öte yandan, yarıçap ile doğrusal olarak artar. Yukarıdaki sonuçlar ateĢtopu kabuğu iyi ayrılmıĢ GIP atmaları için bağımsız olarak evrilirler ve daha küçük rc sh .0 yarıçapında momentumlarıyla taĢınırlar, burada sh her bir minikabuğa ait Lorentz katsayısıdır ve 0 c.t ise minikabukların geniĢliğidir. Fotosferik Yarıçap; AteĢtopu geniĢledikçe foton sayı yoğunluğu ve tipik foton enerjisi düĢer. Belli bir yarıçapta fotonlar çift oluĢumu ve Compton saçılmasından çıkan 22 ateĢtopunun baryonlarla birlikte bulunan serbest elektronlar için optikçe ince olur. Bu yarıçapta, baĢlangıçtaki enerjinin büyük bir kısmı kabuğun kinetik enerjisine çevrilir, bir miktar enerji yaklaĢık bir karacisim tayfı ile fotosferik yarıçaptan emisyon olarak yayınlanacaktır. Bu, ateĢtopundan algılanabilen ilk sinyaldir. Fotosferik yarıçap, genelde “kıyılanma” yarıçapının üzerindedir. Sıcaklığı, −2 푟푝 푕 3 푇 = 푇0 (2.14) 푟푐 tür, ancak eğer baĢlangıçtaki ateĢtopu yeterince temiz ise rc ‟nin altında da olabilir. Bu 12 13 durumda, T T0 ‟dır. Fotosferin tipik değeri rph ~ 10 10 cm ‟dir. Bu durumda ~ 100 1000 ‟dir. İç Şok Yarıçapı; Aralıklarla madde fırlatımı yapan bir merkezi motor için (tipik değiĢkenlik zaman ölçeği, t ), mini kabuklar arasındaki tipik uzaklık genellikle d ct ile karakterize edilir. Arkadan gelen kabuğun, önde giden kabuktan daha hızlı hareket ettiğini ( 2 ) 1 ~ 0 varsayalım. Bu durumda hızlı kabuğun yavaĢ olanı yakalama süresi; d d t is 21 (2.15) 2 1 c Aralarındaki uzaklık; 2 푟 ≅ 6푥1013 푐푚 훤0 푡휈 (2.16) 푖푠 100 0.1 푠푛 Bu mesafelerde mini kabuklar birbirleriyle çarpıĢırlar ve tipik olarak güçlü iç Ģoklar oluĢur (Rees ve Meszaros, 1994; Kobayashi ve diğ. 1997; Daigne ve Mochkovitch, 1998). Kabuğun Yayılmaya Başladığı Yarıçap; BaĢlangıç geniĢliği 0 olan bir kabuğun 2 içindeki Lorentz katsayısı 0 mertebesindedir. Kabuk saçılmaya rs s 0 23 yarıçapında baĢlar. Benzer bir sava dayanarak iç Ģok yarıçapı türetilir (Meszaros ve diğ. 1993). Mini kabukların yayılma yarıçapı kabaca iç Ģok yarıçapına eĢittir. Bütün GIP kabuğunun yayılma yarıçapı daha uzundur, tipik olarak kabuk yayılma yarıçapı Ģöyledir: 2 푟 = 3푥1015 푐푚 Γ0 푇 (2.17) 푠 100 10푠푛 rs , yayılma çapının ötesinde kabuk geniĢliği sabit bir sistemde yayılmaya baĢlar ( r rs r için ‟dir). 2 Yavaşlama Yarıçapı; AteĢtopu kabuğu sonunda yıldızlararası ortam tarafından yavaĢlatılır. AteĢtopu ile ortam etkileĢtiğinde ateĢtopunun içine ters Ģoklar yayılır ve onu durdurur. Genelde yavaĢlama yarıçapı ters Ģokun ateĢtopu kabuğunu geçtiği yere kadar olan yarıçap olarak tanımlar. Öncül ateĢtopu ya da süresi yeterince kısa olan bir ateĢtopu için rdec r olur. YavaĢlama yarıçapı, ateĢtopu tarafından toplanan ISM 1 kütlesinin, ateĢtopunun sükunet kütlesine oranının ‟a eĢit olduğu durumdaki 0 yarıçaptır. AteĢtopunun toplam baryon yüklemesi, M M ISM ( M M T ) (2.18) 0 Sabit yoğunluklu bir ortam için bu yarıçap, 퐸 1/3 −2/3 푟 ≅ 2.6푥1016푐푚 푖푠표 ,52 Γ0 (2.19) Γ 푛 300 r Kabuk yayılma yarıçapı r , r ‟dan küçük olduğu sürece (ya da t T ), s 2 c.0 ateĢtopu rdec r ‟da yavaĢlar. Bu olay gözlemcinin bulunduğu sistemde Ģu zamanda meydana gelir: 24 1 8 3 3 Eiso,52 0 tdec t 5 (1 z ) sn (2.20) n 300 AteĢtopu yavaĢlamaya baĢladıkça bir yandan da güçlü bir dıĢ Ģok Ģekillenir ve ortamın içine doğru yayılır. O yüzden yavaĢlama yarıçapı aslında baĢlangıçtaki dıĢ Ģok yarıçapıdır. AteĢtopu ıĢık hızına çok yakın hızlarda hareket ettiğinden, geçerli olan sabit sistemin zamanları (ya da merkezi motorun) ateĢtopunun ulaĢtığı değiĢik yarıçaplara karĢılık gelir. Örneğin; iç Ģoklar için zaman bir kaç saat civarında iken yavaĢlama zamanı yaklaĢık 10 gündür. Eğer bize yakın bir yerde örneğin 10 pc mesafede rölativistik jet ıĢınlaması bakıĢ doğrultumuza dik olan bir GIP olduğunu hayal edersek, GIP emisyonu ve izinin gerçek zamanlı takibini, ateĢtopunun baĢı çeĢitli yarıçaplara ulaĢtığı zaman, yapabiliriz. Öte yandan bir GIP‟ı kozmolojik uzaklıklarda gördüğümüzde tanım olarak jet bize doğru ıĢınlanmıĢ olur. Rölativistik yayılma etkisi (bkz. denklem (2.6)) bütün zaman ölçeklerini saniyeler mertebesine sıkıĢtırır. Örneğin, iç Ģok emisyonunun oluĢumu ve ateĢtopunun fırlatılması (çökme olayına uygun olarak, bu olay gelecekte çekimsel dalga dedektörleri ile algılanabilecektir) arasındaki zaman gecikmesi; −2 푟푖푠 1 훤0 푡푖푠 ~ 2 ~ 18 푚푠 푟푖푠,14 1 + 푧 푠푛 (2.21) 푐 2훤0 300 Ģeklindedir, öte yandan dıĢ Ģok emisyonu için gecikme, 1/3 −8/3 푟Γ 1 퐸푖푠표 ,52 훤0 푡푑푒푐 = 푡Γ ≅ 2 ~ 5 푠푛 1 + 푧 (2.22) 푐 2훤0 푛 300 tis ve tdec ifadelerindeki 1 z katsayısı, kozmolojik zaman gecikmesi etkisinin hesaba katılmasından dolayıdır. 25 ġekil 2.3: AteĢtoplarının Karakteristik Yarıçapları (Meszaros ve Zhang, 2004; 0311321) 2.3.3. AteĢtopu GeniĢlerken OluĢan Rölativistik ġoklar Meszaros (2006)‟da kozmolojik uzaklıklarda gözlenen GIP akıları ≤1054erg ‟lik enerjilere iĢaret ettiğini, bunun için emisyonun izotropik olduğu ve nedensellik ilkesinden dolayı yaklaĢık saniye mertebesinde ya da daha küçük zaman ölçeklerinde ≤ 100km boyutlu bir bölgenin içerisinde bulunması gerektiği hesaplanmıĢtır. Tetiklemeden ve ata yıldızın detaylarından ve doğasından bağımsız olarak, böyle Ģiddetli, yerelleĢmiĢ, kısa bir patlama, e , e ve ‟dan ibaret bir ateĢtopunun oluĢtuğuna iĢaret eder (Cavallo ve Rees, 1978). Kozmolojik bir modelde, ateĢtopunun rölativistik olarak geniĢlemesi beklenir (Paczyński 1986, Goodman 1986). Bu hipotez tayfsal enerjinin çoğu ≥0.5MeV ‟de gözlendiği için doğaldır. O yüzden e sürecinin karĢısındaki optik derinlik büyüktür ve son derece yüksek süper Eddington değerindeki ıĢıma gücünü bir geniĢleme takip eder. Birçok patlamanın ıĢıma güçlerinin büyük bir kesrini 1MeV ‟lik foton enerjilerinde yayınlamasından dolayı, ortamdaki akıĢ bir Ģekilde sürecini engelleyerek fotonların 0.511MeV ‟in altındaki enerjilerde gözlenebilmesine sebep olur. Bu sebepten dolayı fotonların çarpıĢacağı rölatif açı büyük (bulk) Lorentz katsayısının tersinden ( 1 ) küçük olmalıdır, o nedenle bu açı çift üretimi için efektif eĢik enerjisine indirgenir. Kabaca Lorentz katsayısı Ģunu sağlamalıdır: 26 휀 1/2 1/2 훾 ≳ 102 훾 휀푡 (2.23) 10 퐺푒푉 푀푒푉 Burada 10GeV enerjili fotonların t ~ 1MeV enerjili hedef fotonlarına karĢı yok ~ olmaktan kaçıĢları düĢünülmüĢtür. Genel varsayımlara göre (Shemi ve Piran, 1990), E0 ‟lık bir baĢlangıç enerjisinin E M 0 ‟lik bir kütleye verilemesinden doğan rölativistik dıĢ akıĢ bir r yarıçapından 0 c2 1 baĢlayarak geniĢler. Bu geniĢleme esnasında gaz, baĢlangıçtaki iç enerjisini büyük bir kinetik enerjiye dönüĢtürür. BaĢlangıçta eĢ-hareket sıcaklığı r 1 ile orantılı olarak r azalırken büyük Lorentz katsayısı r ‟dir. Açık olarak , rs ri ‟lık bir doyma ~ r1 E0 (satürasyon) yarıçapından meydana gelir ve max ~ ~ 2 ‟nin ötesinde artamaz. M 0c Çünkü bunun ötesinde akıĢ ~ ~ sabit olana kadar geniĢlemeye devam eder. Orijinal ateĢtopunun sadeliği, bazı ciddi zorluklara sebep olur. Bunların arasından ateĢtopu geniĢlerken baĢlangıçtaki iç enerjisinin büyük bir çoğunluğu, fotonların ıĢıma gücünden değil, giren baryonların kinetik enerjisine dönüĢmesindendir. Bu yüzden ateĢtopu kinetik enerji bakımından oldukça etkindir. Dahası, gözlenen güç kanunu tayflarının yerine hemen hemen termal bir foton tayfı üretecektir. Bu aĢamada fotonların kaçtığı tipik zaman ölçekleri, akıĢın optikçe ince olmaya baĢladığı süre ile kıyaslanabilir. Bu sebepten bu süreden çok daha uzun süren olayları açıklayamamaktadır. Verimlilik, zaman ölçeği ve tayf problemleri, ateĢtopu Ģok modelinin iç (Mészáros ve Rees, 1994) ve dıĢ (Mészáros ve Rees, 1992) biçimindeki değiĢik tipleri ile çözülebilir. Bunlar, Ģokların böyle bir dıĢ akıĢta oluĢtukları gerçeğine dayanmaktadır ve eğer ateĢtopu optik olarak ince bir hale geçtikten sonra oluĢurlarsa, bu Ģoklar baryonların kinetik enerjisini, yeniden ısısal olmayan parçacıklara ve foton enerjisine dönüĢtürür. 27 DıĢ Ģoklar (Mészáros ve Rees, 1993), kaçınılmaz olarak ortalama parçacık yoğunluğu n0 olan bir dıĢ ortamda, toplam enerjisi E0 olan herhangi bir dıĢ akıĢta Ģu yarıçap ve zaman ölçeğinde oluĢacaktır: 17 1 3 1 3 2 3 rdec ~ 10 E53 n0 2 cm (2.24) r t ~ dec ~ 3* 102 E1 3n1 3 8 3 sn (2.25) dec c 2 53 0 2 Burada süpürülen dıĢ maddesel ortamın laboratuar sistemindeki enerjisi ateĢtopunun 2 baĢlangıçtaki E0 enerjisine eĢittir ve 10 2 fırlatılan maddenin son büyük (bulk) Lorentz katsayısıdır. DıĢ Ģok sinkrotron tayfı (Mészáros ve Rees, 1993; Katz 1994) ve kombine sinkrotron – IC tayfları (Mészáros ve diğ. 1993, 1994), genel anlamda gözlenen gama-ıĢın tayfsal özelliklerini, tayfsal – zamansal iliĢkilerin öngördüğü gibi yeniden üretmiĢlerdir (Sari ve diğ. 1996, Panaitescu ve Mészáros, 1998b, Dermer ve diğ. 1999, Böttcher ve Dermer, 2000. DıĢ Ģoklar aynı zamanda ardıl ıĢıma emisyonu için seçilen bir model olarak hizmet ederler. ġokun, tipik gözlemci-sistemi dinamik zaman ölçeği tipik parametreler r için t ~ dec ~ saniyeler ‟dir ve t ~ t ‟de patlamanın süresidir. t ‟ten daha kısa dec c 2 b dec dec zaman ölçeklerinde değiĢkenlik serinleme zaman ölçeğinde ya da dıĢ ortamdaki homojensizlik için dinamik zaman ölçeğinde olabilir, ancak bu son derece yüksek değiĢkenlik profilleri için geniĢ olarak geçerli bulunmuĢtur (Sari ve Piran, 1998). Ġç Ģok modeli milisaniyelere kadar azalan zaman ölçeklerinde keyfi olarak karmaĢıklaĢmıĢ ıĢık eğrilerine izin verecek Ģekilde tasarlanmıĢtır. Optikçe ince Ģoklar gereken ısısal olmayan tayfı üretirler. Nümerik hesaplamalar (Kobayashi ve diğ. 1999, Daigne ve Mockovirtch, 2000; Spada ve diğ. 2000) ıĢık eğrilerinin BATSE tarafından gözlenen uç durumlardaki kadar karmaĢık olduğunu doğrulamıĢtır. DıĢ Ģoklardayken değiĢimlerin rölativistik zaman gecikmeleriyle düzeltilmesi beklenir. Bu değiĢimler en çok bir kaç maksimuma kadar mümkün olmaktadır. GIP ıĢık eğrilerinin gözlenen güç 28 yoğunluğu tayfları (Beloborodov ve diğ. 2000), merkezi motor tarafından fırlatılan kabuğun dinamikleri üzerinde ek bir kısıtlama sağlar (Spada ve diğ. 2000; Guetta ve diğ. 2001). Ġç Ģoklar oluĢtuktan sonra bunların genel olarak dıĢ Ģoklar tarafından takip edilmesi beklenir. Bu iki Ģok grubunun ardıĢık kombinasyonlarına bazen “iç-dış şok senaryosu” denilir (Piran ve Sari, 1998). GIP dıĢ Ģokları, SNR‟larda gözlenenlere benzer olarak fırlatılan maddelerin önündeki dıĢ ortamın içine doğru hareket eden ileri doğru bir Ģok ya da bir patlama dalgasından ve fırlatılan maddelere doğru geri gelen “ters şoklardan” ibarettir. Sonuncusu dıĢ ortamın eylemsizliği ile yavaĢlatılmaktadır. Ġç Ģoklar, ileri doğru Ģoklar ve daha simetrik bir yapıya sahip ters Ģoklardan ibarettir. Uzay araçlarındaki sondalar ile çalıĢılan gezegenler arası Ģoklarda olduğu gibi GIP‟lardaki dıĢ ve iç Ģokların karmaĢık elektrik ve manyetik alanlar aracılığıyla daha seyrek ve çarpıĢmasız olmaları beklenir. ġoklar boyunca hareket eden protonların minimum rastgele Lorentz katsayısı, rölatif büyük Lorentz katsayısı ile kıyaslanabilir olmalıdır, bu durumda elektronların bunu sağlaması için proton ile elektronun kütle oranınını rölatif olarak biraz geçmesi gerekir. Parçacıkların ivmelenmesi, saçılmış şok ivmelenmesi ile daha da artabilir (Blandford ve Eichler, 1987). SaçılmıĢ Ģok, tekrar tekrar Ģok arayüzü p boyunca saçılarak aĢağıdaki gibi bir güç kanunu dağılımı gerektirir: N e e Burada p ~ 2 ya da p ~ 3 ‟tür. ġokların arkasında yapılanan türbülanslı manyetik alanların varlığında elektronlar sinkrotron güç kanunu ıĢınım tayfı üretirler (Mészáros ve Rees, 1993a, Rees ve Mészáros, 1994). Bu esnada bu sinkrotron fotonlarının saçılması tayfın GeV aralığına geniĢlemesine sebep olur (Mészáros ve diğ. 1994). 2.3.4. GIP’larda Sinkrotron Emisyonu GIP öncül emisyonu, ısısal olmayan bir emisyondur. Dolayısıyla, ardıl ıĢıma emisyonu da ısısal değildir. Isısal olmayan emisyon için en doğal mekanizma ise sinkrotron emisyonudur. Yani rölativistik elektronların manyetik alanlarda daireler çizerek yaptığı hareket esnasında yayınlanan emisyondur. GIP öncül emisyonunun (yani gama- ıĢınlarının) kesin olarak bu Ģekilde meydana gelip gelmediği tartıĢılmaktadır. Bununla 29 beraber, sinkrotron Ģoku modeli, geniĢ bant ardıl ıĢımalarından sorumlu olduğu düĢünülen dıĢ Ģoklardaki büyük ıĢınım mekanizması olarak kabul görür. Nerdeyse ardıl ıĢıma modellerinin tamamına uyarlanan üç temel varsayım vardır: Birincisi, elektronların rölativistik Ģoklarda Fermi ivmelendirmesine maruz kaldıkları ve ivmelendirmenin üzerinde p güç kanunu indeksi ile bir güç kanunu p dağılımına uydukları varsayılır: NEe .dEe Ee .dEe Ġkincisi, ISM baryonları ile iliĢkili toplam elektronların bir e kesrinin (genelde ≤1‟dir) ivmelendirildiği ve toplam elektron enerjisinin ĢoklanmıĢ bölgedeki toplam iç enerjinin bir e enerjisi ile ivmelendirildiği varsayılır. Üçüncüsü, ĢoklanmıĢ bölgedeki manyetik alanın Ģiddeti bilinmemektedir, ancak B enerji yoğunluğu , iç enerjinin bir kesri olarak varsayılır. 8 B p , e , e ve B mikrofizik parametreleri, problemle baĢa çıkabilmemizi sağlayan büyüklüklerdir ve verilerden elde edilirler. 2.4. GIP’LARIN ARDIL IġIMA MODELĠ: “CANNONBALL” GIP‟ların cannonball (Türkçesi “topgüllesi”;) modelinin temeli, GIP‟larla ilgili tam olarak anlaĢılamayan kısımların ihmaline dayanır (De Rujula, 2002). Yani; GIP merkezi motorunun nasıl çalıĢtığı; Çekirdek çökmeli SN‟lerin nasıl madde fırlattıkları; Çökme ve/ya da yığıĢma süreçlerindeki açısal momentumun nasıl aktarıldığı; Rölativistik MHD süreçler; Kuazarlar ve mikrokuazarlardaki rölativistik madde fırlatımları. 30 CB Modelinde (Dar ve De R´ujula, 2000b), uzun süreli GIP‟lar ve ardıl ıĢımaları çekirdeği çöken SN patlamaları tarafından fırlatılan CB‟lerin bipolar jetleri tarafından üretilirler (Dar ve Plaga, 1999). Yeni oluĢan kompakt cisim etrafındaki yığıĢma diskinin iki Ģekilde oluĢabileceği hipotez edilmiĢtir. Modelin temel varsayımları ise Ģöyledir (De R‟ujula, 1987).: Rölativistik CB‟lerin çekirdek çökmesinden kaynaklanan SN‟den sonra oluĢan kompakt nesneden dönme eksenine paralel olarak fırlatıldığı; Maddelerin bir SN kabuğu olarak fırlatılamamasından dolayı kararsız bir disk oluĢtuğudur. Mikrokuazarlarda gözlendiği gibi, disk kompakt cismin üzerine aniden düĢer, sıradan plazmadan bir çift CB yüksek “bulk” hareketli Lorentz katsayısı, γ, ile dönme ekseninin zıt doğrultusunda yayınlanır. Bu esnada maddeler rotasyonel desteğin olmamasından dolayı çoktan kompakt cismin üzerine düĢmeye baĢlamıĢtır. Bir GIP‟taki tek bir gama- ıĢın pulsu bir SN‟in parlaması boyunca CB olarak üretilir. CB içindeki elektronlar parlamakta olan SN‟in fotonlarını GIP enerjilerine ulaĢtıracak Ģekilde Compton yukarı saçılmasına uğratırlar. Bir GIP‟taki her bir puls, bir CB‟ye karĢılık gelir. Baryon sayısı, Lorentz katsayısı ve her bir CB‟nin emisyon zamanı, kaotik yığıĢma sürecini yansıtır ve bu öngörülebilir bir Ģey değildir, ancak verilen bu parametreleri (bunlar GIP‟ların ardıl ıĢımalarının analizinden elde edilirler), GIP pulslarının bütün özellikleri takip eder. CB‟lerin hızlı geniĢlemeleri maddelerin fırlatımından kısa bir süre sonra ISM ile etkileĢtiklerinden yavaĢlar (Dado ve diğ. 2002; Dar ve De R‟ujula, 2006). BaĢlangıçtaki bu hızlı geniĢleme ve soğuma evresi boyunca ardıl ıĢımalar termal Bremsstrahlung ve çizgi emisyonu ile baskındır. Daha sonra ardıl ıĢıma, CB‟nin iç manyetik alanlarında spiraller çizen süpürülmüĢ ISM elektronlarından (Dado ve diğ. 2002, 2006) ve CB‟lerin hareketiyle daha yüksek enerjilere saçılmıĢ ISM elektronlarından (Dado ve Dar, 2005) kaynaklanan sinkrotron ıĢınımı bakımından baskın olur. CB Modeli‟nde, tipik 휀훾 ~푇~1 푒푉 olan ve tipik olarak α~1 olan −훼 푑푛훾 푑퐸 ~퐸 exp(− 퐸 푇) termal Bremsstrahlung tayflı SN ıĢığının ters Compton 31 saçılması tarafından belirli bir kırmızıya kaymada üretilen gama-ıĢınlarının gözlenen maksimumdaki enerjisi Ģu Ģekildedir (Dar, 2006): 퐸푝 ≈ 2 − 훼 훾훿푇/(1 + 푧) (2.26) Burada γ~1000 olan baĢlangıçtaki Lorentz katsayılı bir CB‟dir. 휃 ≪ 1, CB‟nin hareketine rölatif olan görme açısıdır ve Doppler katsayısı Ģu Ģekilde ifade edilir (Dar, 2006): 훿 = 1 ≈ 2훾 (2.27) 훾 1−푐표푠휃 1+훾2휃2 CB‟nin eylemsizlik sisteminde izotropik emisyon varsayımı altında, Doppler güçlendirmesi ve rölativistik ıĢımalama bir GIP pulsu için bir Fγ gama-ıĢın etkinliği doğurur (Dar, 2006): 3 ′ 2 퐹훾 ≈ 훿 1 + 푧 퐸훾 /4휋퐷퐿 (2.28) ′ Burada 퐸훾 ~푁훾 훾푇 olup CB‟deki Compton saçılmalarından etkilenen 푁훾 ortam fotonlarının CB eylemsizlik sistemindeki toplam enerjisidir. Ġzotropik varsayımı altında gözlemcinin sistemindeki bir GIP pulsundan çıkarıların GIP izotropik gama-ıĢın enerjisi (Dar, 2006): 2 3 ′ 퐸훾 ,푖푠표 = 4휋퐷퐿 퐹훾 /(1 + 푧) ≈ 훿 퐸훾 (2.29) 32 ġekil 2.4: GIP‟ların ve ardıl ıĢımaların CB Modeli‟ne göre görünüĢlerinin Ģematik çizimi (Dar ve De Rujula, 2000a). ġekil 2.4‟te CB modeli çerçevesinde atayıldızın (merkezdeki siyah daire) etrafındaki disk mavi renkle, yıldızın kutuplarından çıkan jetler gri renkle ve jetteki maddelerin zamanla top gülleri biçiminde yayılımları (bordo renkli daireler) ve ISM ile etkileĢerek meydana getirdikleri ardıl ıĢımalar çizilmiĢtir. SN kabuğunu büyük bir Lorentz katsayısı ile geçen CB‟nin yüzeyi çarpıĢmalarla keV birimindeki sıcaklıklara yükselir ve kabuğun dıĢ kısımları Ģeffaf olduğu zaman ıĢınım yayınlar. Bu durum CB‟nin hareketi ile güçlenir ve hüzmelenir. Pulsların ritmi kaotik yığıĢma süreçlerini yansıtır ve bu öngörülemeyen bir durumdur, ancak bireysel olarak bir pulsun zamansal ve tayfsal özellikleri öngörülebilir. Dado (2004)‟e göre standart modelden farklı olarak burada GIP‟ların gama-ıĢınlarının kökeni ısısaldır! 33 Bir SN kabuğunda varolan CB‟nin içindeki ıĢınım kısa zamanda ĢeffaflaĢır. Bu noktada hala geniĢlemekte, adyabatik olarak soğumakta ve bremsstrahlung ıĢınımı yayınlamaktadır. Bremsstrahlung ıĢınımının tayfı serttir ve ardıl ıĢımanın erken X-ıĢın tayfında baskındır. Öngörülebilir kadirlerin etkisi zaman ile t 5 olarak azalmaktadır (Bkz. ġekil 2.5). ġekil 2.5: Grb 010222‟nin X-ıĢın ardıl ıĢıması (De Rújula 2002) CB modelinde kırmızıya kaymaları bilinen bütün GIP‟ların optik ardıl ıĢımaları iyi bir Ģekilde tasvir edilmiĢtir. Optik ve X-ıĢın ardıl ıĢımaları, CB‟nin ISM boyunca yaptığı yolculuk esnasında topladığı elektronların yayınladığı sinkrotron ıĢınımından kaynaklanmaktadır. Optik ardıl ıĢımalar GIP oluĢtuktan çok kısa bir süre sonra gözlenmektedir. CB modelinde erken ardıl ıĢımalarda SN tarafından fırlatılan rüzgarın yoğunluk profili ~ r 2 ile değiĢmektedir. Bu durum, erken bir iniĢ olduğuna iĢaret eder (∝ 푡−2). CB modelinde bütün uzun süreli GIP‟lar SN‟ler ile iliĢkilidir (De Rujula, 2002). 34 2.5. GIP’LARIN ATA YILDIZ MODELĠ Ardıl ıĢımaların keĢfedildiği dönemden itibaren yapılan dikkatli çalıĢmalardan uzun süreli GIP‟ların ata yıldızlarına dair iki sınıf varlığını sürdürmüĢtür. Bunlardan biri kompakt bir çiftin kaynaĢması (Fryer ve diğ. 1999) ve diğeri büyük kütleli yıldızlardır (MMS≥20M) (Woosley, 1993). BaĢarısız bulunan diğer modeller, gözlenen kırmızıya kayma dağılımını, geçiĢken X-ıĢın çizgilerini ve/ya da patlamaların meydana geldiği galaksilerdeki GIP‟ların dağılımını açıklamayı baĢaramamıĢlardır (Bloom ve diğ. 2002). AĢağıda GIP ata yıldızlarına yönelik tasarlanan modeller incelenmektedir. 2.5.1. Kolapsarlar Kolapsarlar yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerde meydana gelirler, parlak Tip I SN‟i oluĢtururlar, jetin hüzmelenmesi için doğal bir mekanizma sunarlar ve uzun GIP‟ların ıĢık eğrilerindeki çeĢitliliği açıklayabilirler. Bunlar ayrıca GIP‟ların neden dolayı neredeyse sabit toplam enerjilere sahip olduklarını açıklayabilirler. Bu modelin de zorlandığı çeĢitli noktalar vardır: Bunların baĢında, son zamanlarda belirlenen manyetik tork ve kütle kaybı oranları hesaba katıldığında gereken büyük açısal momentumları elde etmek zordur. Model ayrıca kısa süreli, tayfsal olarak sert olan GIP‟ların nasıl oluĢtuklarını tam olarak açıklayamamaktadır. Kolapsar modelinin en önemli özelliği; diğer modellerden bağımsız olarak test edilebilir birçok gözlemsel özelliğe sahip olmasıdır (Woosley ve diğ. 2003). Bu öngörüler Ģöyle sıralanabilir: i. GIP‟ların büyük kütleli yıldızlar ve yıldız oluĢumu ile iliĢkili oldukları. ii. Metal bolluğunun düĢmesiyle GIP sayısının artması (bunun diğer anlamı yüksek kırmızıya kaymadır). iii. DıĢ akıĢların tipik açılma açısı 0.1 radyan olan dar bir jet ile hüzmelendikleri. iv. Her GIP‟a asimetrik Tip I SN‟lerinin eĢlik ettiği. v. Olay oranlarının sıradan SN‟lerin ~ % 1 ‟i olduğunu (bunların sadece yüzde bir kaç onunu GIP olarak görebiliyoruz). 35 vi. Kaynağın çevresinde yer alan maddelerin dağılımının yaĢamının sonundaki bir WR-yıldızının yıldız rüzgârı ile uyuĢtuğunu. vii. YığıĢmakta olan karadelik diski ile üretilen 56Ni‟nin büyük miktarlarda üretimi. viii. GIP‟tan çok sonra bile devam eden enerjili dıĢ akıĢlar. ix. Farklı kutup açılarından görülebilen çeĢitlilik gösteren olaylar. x. Zamansal özellikleri merkezi motora rölatif olarak duyarsız olan, ancak patlamayı meydana getiren yıldız ile etkileĢerek oluĢan bir jet. Bu öngörülerin tamamı kolapsar modeli için özgün değildir. Bunun anlamı; merkezdeki ağır helyum çekirdeğinin ortasından aynı rölativistik akıĢı üreten herhangi bir model için de benzer sonuçları verir. Sonunda, olayın süresi, 56Ni üretimi ve süpernovanın diğer özellikleri motorun iĢleyiĢinin ayırt edilmesinde yardımcı olacaktır. Bu durum doğrudan gözlenemeyen çekimsel dalgalar ve nötrinolardan gelen zayıf sinyaller için geçerli değildir (Woosley ve diğ. 2003). Genel olarak bir kolapsar; merkezi bölgeleri karadeliğe çöken, karadeliğin etrafında bir yığıĢma diski olan, hidrojen zarfını fırlatmıĢ, çok hızlı dönen büyük kütleli bir cisimdir. (Woosley, 1993; MacFadyen ve Woosley, 1999). Bu disk üzerine yığıĢan en azından 1M‟lik madde, yıldızın mantosu üzerinden açılan bir pasajla hüzmelenmiĢ dıĢ akıĢlar üretir. Söz konusu akıĢlar, yıldız yüzeyinden dıĢarı çıktıkları anda yüksek Lorentz katsayılarına ulaĢırlar ve ardından yıldızın yarıçapına dik olarak hareket ederek bir GIP oluĢtururlar ve sırasıyla iç ve dıĢ Ģoklar aracılığıyla ardıl ıĢımalarını üretirler. Aslında bir kolapsar üretebilmek için çok sayıda yol vardır ve her birinin gözlemsel karakteristikleri farklıdır. AĢağıda temel kolapsar tipleri incelenmektedir (Woosley ve diğ. 2003): Tip I; Standart kolapsarlardır. YaklaĢık 15 40 M‟lik bir helyum çekirdeğin içerisinde bir karadelik oluĢur. Demir çekirdek bir kez çöktükten sonra asla dıĢarı doğru baĢarılı bir Ģok meydana gelmez. Büyük kütleli, sıcak proto-nötron yıldızı kısa sürede oluĢur ve nötrino yayınlar, ancak nötrino akısı yığıĢmayı durdurmaya yetmez. ~ 1.9 M’e yakın demir çekirdekler metalce fakir büyük kütleli yıldızlarda meydana gelirler, bunlar sonunda kesinlikle karadeliğe çökerler. Diğer hal denklemlerinde eğer; 36 demir çekirdek üzerine 0.5 GüneĢ kütlesine yakın miktarda madde yığıĢması olmuĢ ve hiç dıĢ Ģok oluĢmamıĢsa, karadeliğe çöküĢ kesin olarak hesaplanmıĢtır. Çekirdeğin çökmesinden sonraki ilk saniyedeki hızlı yığıĢmanın karakteri nedeniyle böyle bir durumun yüksek kütleli helyum çekirdeklerde olma ihtimali yüksektir (Fryer, 1999). Bu tipteki yüksek kütleli helyum çekirdekler, düĢük metal bolluğu olan sistemler için sıklıkla tercih edilirler. Sebebi düĢük metal bolluğunun kütle kaybını engellemesidir. OluĢan bir karadelik için kütle eĢiği kesin olarak bilinmemektedir. Kabaca yapılan nötrino fiziği çalıĢmaları ile oluĢturulan iki boyutlu modellere dayanılarak helyum kütlesinin ~ 10 M civarında olduğu belirlenmiĢtir. ġekil 2.6 : Rölativistik gama-ıĢın jetini3푥1050 푒푟푔 푠푛−1n‟lik bir enerji ile yıldızın dıĢına çıkıĢı (Woosley ve Bloom, 2006). ġekil (2.6)‟da gama-ıĢın jetinin, kütlesi ~ 15 M olan bir Wolf-Rayet yıldızında, fırlatıldıktan 8 sn sonraki görünümünü temsil etmektedir. Yıldızın yarıçapı 8.9푥1010푐푚’dir ve sonsuzda olan merkezi jetin Lorentz katsayısı ~ 200‟dür. Daha az rölativistik olan maddeden ibaret koza jeti çevreler ve daha büyük açılara geniĢler. Bir kez geniĢledikten ve bütün iç enerjisini dönüĢtürdükten sonra kozayı oluĢturan maddenin Lorentz katsayısı ~ 15 – 30 arasında olur. Eksen-dıĢı gözlem yapan bir gözlemci bu koza maddesiyle baskın olan daha yumuĢak bir görüntü elde eder. (Woosley ve Bloom, 2006) 37 Tip II; Bu model Tip I’in biraz değiştirilmiş halidir. Burada olan Ģey Ģudur: Karadelik bir gecikmeden sonra oluĢur. Gecikme tipik olarak 1 dakika ile 1 saat arasındadır. Gecikmenin sebebi çöken maddelerin baĢlangıçta yıldızın dıĢ kısımlarına doğru hareket etmesi ancak sonra kaçıĢ hızını aĢamayarak geri düĢmeleridir (MacFadyen ve diğ. 2001). Bu olayın zamansal büyüklüğü dıĢa doğru giden ilk Ģok ile GIP olayı arasındaki zaman aralığı ile belirlenir. Bu durum büyük kütleli helyum çekirdeğinden kaynaklanmaktadır (Brown ve Bethe, 1994). Metalce fakir yıldızlarda 25 M‟in üzerindeki kütlelerde bağlanma enerjisi yükselir (Woosley ve diğ. 2002). Bu Ģekilde karadeliğin gecikmeli olarak oluĢumu, belirli bir kütle eĢiğinin üzerinde kaçınılmaz görünmektedir. Gereken kütle eĢiği Tip I kolapsarları için gereken değerden daha küçüktür. Demirin büyük bir çoğunluğunun yıldızdan kaçamadığı bir atayıldız popülasyonu için Galaksimiz‟deki düĢük metal bolluğu olan yıldızlardan nükleosentez ile iliĢkili bir kanıt bulunmuĢtur (Depagne ve diğ. 2002). Tip II kolapsarları, muhtemelen Tip I kolapsarlarından daha yaygın olaylardır. Bunlar ayrıca GIP üretebilecek güçte jetler üretebilirler. Ne yazık ki; zaman ölçekleri ortalama olarak tipik uzun süreli yumuĢak patlamalardan çok daha uzundur. Eğer GIP üretebilecek bir jet, süpernova Ģokunun içerisine ilk 100 sn gibi bir sürede girdiyse, süpernova Ģoku, yıldızın yüzeyine ulaĢmadan çok önce ortaya çıkar. Yani; yıldızın hala hüzmelenmeyi sağlayacak kadar yoğun olduğu zaman. Yığılma diskleri nötrino baskını olamayacak kadar sıcak olmayacaktır ve bu yığıĢmanın verimliliğini etkiler. Tip III; Bu tip kolapsarlar son derece metal fakiri yıldızlarda meydana gelirler ( ~ 300 M‟in üzerinde). Bu tip yıldızların erken Evrende meydana geldikleri düĢünülmektedir [1, 14]. Helyum çekirdeklerinin kütleleri 137 M‟in üzerinde olan yıldızlar için (anakol kütlesi ~ 280 M), karadeliğin çift kararsızlığı ile karĢılaĢıldıktan sonra meydana geldiği bilinmektedir (Heger ve Woosley, 2002). Böyle yıldızların kırmızıya kayma değerlerinin ~ 5 20 ‟de olan yani; Büyük Patlamadan hemen sonra oluĢan birinci nesil yıldızlar olduklarından Ģüphelenilmektedir. Dönen yıldızlarda karadelik oluĢumu için gereken kütle limiti yükselecektir. Burada oluĢan karadelik, ~ 100 M, Tip I ve Tip II kolapsarlarının karakteristik değerlerinden bir kaç M daha fazladır, ancak yığıĢma -1 oranları çok daha yüksektir, ~ 10 M sn , ve yayınlanan enerji değerleri daha büyüktür. Bu yığıĢma için laboratuvar sistemindeki zaman ölçeği 20sn mertebesindedir, bu da 38 GIP‟lardan farklı değildir. Ancak tayf ve zaman ölçeği kırmızıya kaymaya uygun olarak geciktirilmelidir. Laboratuvar sistemindeki tayfı bilinmemektedir, ancak eğer yakın mesafelerde bulunan GIP‟lara benzememektedir, çünkü gelen ıĢınımın sert X-ıĢın parlamaları gibi değil, klasik GIP‟lar gibi gözlenmiĢtir. ġekil 2.7 : Kütlesi 14 M olan Wolf-Rayet yıldızının çekirdeğinin çöküĢü (Woosley ve Bloom, 2006). ġekil 2.7‟de, görülen 14 GüneĢ kütleli Wolf-Rayet yıldızı, çöküĢten hemen sonra 4.4 M‟lik bir karadelik oluĢur ve saniyede ~ 0.1 M‟lik bir oranla 15 sn boyunca madde yığıĢır. ġeklin geniĢliği 1800 km‟dir ve iç sınır 13 km‟dir. Renkler logaritmik ölçekte yoğunluğu gösterir. En büyük yoğunluk (9*108 gr.cm-3) ekvator düzleminde, karadeliğin yanındaki bölgelerdedir (Woosley ve Bloom, 2006). Tip I ve Tip II kolapsarları için yıldız ölmeden önce hidrojen zarfını kaybetmesi önemlidir. Hiç bir jet, yıldızın zarfını ıĢık geçme zamanından önce geçemez, bu süre tipik olarak mavi süper devler için 100 sn, kırmızı süper devler için 1000 sn’dir. 1 Ballistik (güdümlü) bir jet, sükûnet kütlesinin ‟sını kaybettikten sonra enerjisini kaybeder (Woosley ve diğ. 2003, Woosley ve Bloom, 2006). 39 Teorik temellerde, eğer kolapsar senaryosu doğru ise beklenen Ģey bir Tip Ib/c SN‟inin gözlenmesidir (Woosley, 1993). Ġlk ayda, çekirdeği çökmüĢ SN‟in tayfları geniĢ metal çizgi soğurmaları ve güçlü bir akı tarafından (tayfsal maksimum 5000Å yakınlarında olan) bir karadeliğe dönüĢtürülmüĢ olarak karakterize edilir (eylemsizlik sisteminde mavi tarafa doğru λ4000 Å‟e doğru bastırılmıĢtır). DüĢük kırmızıya kaymaları GIP‟lar için, z≲1, bu mavi soğurma blanketing (örtme) etkisi gözlemcinin sisteminde optik dalgaboylarında görünür kırmızı tayfı olan bir kaynaktır; daha yüksek kırmızıya kaymalarda ise herhangi bir SN iĢareti son derece bastırılmıĢ olacaktır (Bloom ve diğ. 2002) 2.5.2. Milisaniye Magnetarları Wheeler ve diğ. (2000), Lyutikov ve Blackman (2001), Drenkhan ve Spruit (2002) ve Lyutikov ve Blandford (2003), daha önceki elektromanyetik patlama modellerinin üzerine inĢa ettikleri (Usov 1992; Thompson 1994; Meszaros ve Rees 1997b), GIP'ların kaynaklarına ait enerjilerin baĢlangıç periyodunun bir milisaniye civarında olduğu son derece manyetize olmuĢ bir nötron yıldızının ekseni etrafında dönmesine dayanan modeller geliĢtirmiĢlerdir (örneğin; parçalanmaya yakın hızda dönen nötron yıldızları). Ω ~ 5000 rad sn-1'lik bir dönme hızı, bir dinamonun ürettiği B~2*1015G'luk manyetik I 2 alan, dönme enerjisi E ~ ~ 10 52 erg (uygun kütle ve yarıçap aralığındaki bir 2 nötron yıldızının eylemsizlik momenti 0.35 MR2 'dir (Lattimer ve Prakash 2001) ve B2R64 dipol aĢağı-spin ıĢıma gücü L ~ ~ 1053ergsn1 değerleri GIP'lar ve onlara eĢlik c3 eden SN'ler için tipiktir. Thomson, Chang ve Quataert (2004), Kelvin-Helmholtz büzülmesine doğru giden herhangi bir proton-nötron yıldızına eĢlik eden nötrinoyla güçlendirilmiĢ rüzgar (Duncan, Shapiro ve Wasserman 1986; Qian ve Woosley 1986) ve milisaniyelik bir magnetarın güçlü manyetik alanı arasında bir çiftlenim olduğunu kabul etmiĢlerdir. 1052 erg sn-1'e kadar olan büyük ıĢıma güçlerinin, prensipte, merkezcil bir rüzgar ile ortaya çıkabilecekleri düĢünülmektedir. Bu modellerin gücü, GIP'ları "magnetar" olarak bilinen, parçalanma hızına yakın hızlarla dönen bir nötron yıldızının enerji ölçeğine sahip bir nesnenin doğumu ile iliĢkilendirilmeleridir. Burada büyük kütleli bir yıldızın demir çekirdeği çökerek bir nötron yıldızı oluĢur. Nötron yıldızının 40 doğumunda son derece güçlü manyetik alan değerleri ( 1015 1017 G) ve son derece yüksek açısal momentum vardır. Magnetarlar, SGR ve AXP gibi diğer ıĢınım olaylarıyla da iliĢkilidirler (Woosley ve diğ. 2003). Bütün modeller proto-nötron yıldızı en son yarıçapına ulaĢmadan ve bütün dönme 1 oranlarını geliĢtirmeden önce yıldızın üzerine ≥ 0.1 M sn 'lik yığılmayı inkar ederler. Bu yığılmanın, nötron yıldızı bir karadelik olmadan önce ters çevrilmesi gerektiği düĢünülmektedir. Modeller ayrıca monoton olarak azalan güç ile karakterize edilmiĢlerdir. Bununla beraber iki olayı ayrı olarak ele almamıĢlardır. Büyük katı açılı bir baĢlangıç patlaması, yıldızın patlaması için gereklidir ve bu durumun sağlanabilmesi için 56Ni gerekmektedir. Buradan azalan kuvvet ile GIP'ın oluĢabilmesinin ancak 10 sn sonra mümkün olabileceği bulunmuĢtur (Woosley ve Bloom, 2006). 2.5.3. Supranovalar Birçok araĢtırmacı tarafından çok hızlı dönen nötron yıldızlarının gecikmiĢ patlamalarının sonucu olarak GIP‟ların meydana gelmiĢ olabilecekleri tartıĢılmıĢtır (Vietri ve Stella, 1998 ve 1999). Burada nötron yıldızları süper kütlelidirler, bunun anlamı dönme olmazsa kendi üstlerine çökecekleridir. Bu cisimlerde dönme sayesinde çöküĢ engellenmiĢtir ve yeterli miktarda açısal momentum kaybı olana kadar bu durum böyle devam edecektir. Momentumun sadece çekimsel ıĢınım ya da manyetik alan torkları ile kaybolabileceği düĢünülmüĢtür. Vietri ve Stella (1998) supranovalar için klasik pulsar formülünün uyacağını ve 1012 G ‟lik bir manyetik alana için gecikmelerin yıl mertebesinde olacağını öne sürmüĢlerdir. Bu durum bir miktar ise alanın yarıçapına ve kütlesine bağlı bulunmuĢtur. Yıldız çökmeden önce, merkezcil destek yeterince zayıf olduğu zaman yıldız Ģekilsel bozuklukların olduğu ve çekimsel ıĢınımın yayınlandığı bir döneme girer. Geriye patlamaları güçlendirebilecek ve dahası yığıĢabilecek ~ 0.1M‟lik kütle kalır. Bu modelin çeĢitli avantajları vardır. Tıpkı Kolapsar Modeli gibi GIP‟ların büyük kütleli yıldızların ölümü ve süpernovalarla iliĢkili olduğunu öngörür. Dahası GIP‟tan yeterince uzak bir mesafede konumlanan ağır element bakımından zengin büyük 41 miktarda madde üretirler. Patlamalar ya da ardıl ıĢımalar ile bu maddeden yayınlanan parlamalar bir kaç örnek patlamada gözlendiği gibi X-ıĢın emisyon çizgileri üretirler (Piro ve diğ. 1999, 2000; Reeves ve diğ. 2002). Ardıl ıĢımalarda bu çizgilerin gözlenmesi bu modele önemli bir destek sağlamıĢ olsa da uzun vadede çizgilerin kendileri sorgulanır hale geldikleri için bu destek de zayıflamıĢtır. Öte yandan, supranova modelinin bazı zorlukları vardır: Birincisi, nötron yıldızı doğduktan günler ya da yıllar sonra bir GIP‟ın üretilmesi ince ayarlamalar gerektirmektedir. Shapiro (2000), nötron yıldızlarının desteklenmeleri için dönmeye gereksinimleri olduğunu aksi takdirde bir kaç dakika içinde çökeceklerini bildirmiĢtir. Rijit (katı) dönmenin gerekliliği yığıĢma kütlesi aralığını indirgemektedir. Kütle aralığı ~ %20 oranında dönme ile desteklenmektedir. Bu değer, dönmeme limitinin üzerindedir. Açısal momentum ve kütledeki küçük değiĢimler süpernova ve GIP arasındaki gecikmede büyük değiĢimlere sebep olurlar. Burada dönmenin olmadığı limitin üzerindeki artık kütleye bağlı olarak çökme olur. Ġkinci olarak, süpernovanın GIP‟tan yıllar önce olması günler önce olmasına göre en iyi durumu teĢkil eder. Bu durum Reeves ve diğ. (2002) ile çeliĢmektedir. Süpernovalar optik bölgedeki maksimumlarına kadar gama- ıĢınları için optikçe kalındırlar. Bu ise Tip I SN‟leri için en az 1 aylık bir zamandır. Genç olan supranovalar çizgiler üretirler, ancak GIP üretemezler. Üçüncü olarak, kolapsar modelinin en büyük baĢarısı olan nerdeyse 5 derecelik açılma açıları olan hüzmelenmiĢ bir jetlerin üretilmesidir. Bu hüzmelenme GIP ıĢık eğrilerindeki zamansal yapıyla beraber yüksek basınçlı bir yıldız mantosu sunarlar, böyle olunca karadelik jeti baĢlatır. Sonunda, GIP‟lar ile birlikte meydana gelen süpernovaların zamanlaması eĢ zamanlı patlamayı gerektirir (Woosley ve diğ. 2003). GRB 980425 ve GRB 030329 gibi örneklerde (çalıĢmada kullanılan iki GIP/SN adayı) SN ve GIP'ın nerdeyse eĢ zamanlı olarak meydana geldikleri açıktır (en fazla bir kaç 42 gün ara ile). Bir kaç saat ve bir kaç ay arasındaki gecikmeler kural dıĢıdır, çünkü ne GIP jeti ne de onun emisyonları hala kompakt olan SN'den kaçabilir. Yine de, model hem SN'i gözlenmemiĢ GIP'lar için geçersizdir hem de gecikmeleri yıllar yerine saniyeler olan durumlar için geçerlidir. Çünkü diferansiyel dönme için kritik kütle, rijit dönme için gerekenden çok daha büyüktür, rijit dönmeyi çöküĢe götüren (açısal momentum korunurken) bir kütle aralığı vardır. Baumgarte, Shapiro ve Shibata (2000), manyetik kırılma zamanını Ģöyle hesaplamıĢlardır: 푅 퐵 −1 푅 −1/2 푀 1/2 휏퐵~ ~퐼 14 푠푛 (2.30) 휈푎 10 퐺 15푘푚 푀⨀ Deformasyona çekimsel ıĢınımın eĢlik ettiği böyle bir çöküĢü yaĢayan bir cismin, tamamen çökeceği ya da diski olan bir karadeliğe çökeceği net değildir. Her durumda, bu kolapsar modeline doğru giden bir geçiĢ cismi olabilir. Öyle ki; açısal momentum için çok büyük kütleli olan ve parçalanmaya yakın hızda dönen bir nötron yıldızı, kolapsar modelinin baĢlangıç safhalarıdır (bununla beraber genellikle ihmal edilir) (Woosley ve Bloom, 2006). 2.5.4. KaynaĢan Nötron Yıldızları Kolapsar modelinin önemli rakiplerinden biri olan bu kaynaşan nötron yıldızı çifti ya da nötron yıldızı ve karadelik çiftinden oluĢan cisimleri içeren modellerdir. Bu modeller, doğada var olduğu bilinen olayların özellikleri ile iliĢkilidir ve bunların kaynaĢmadan sonra karadelik civarında bir yığıĢma diski oluĢturmaya yetecek açısal momentumları vardır. Fırlatılan rölativistik maddelerin ~3x1051erg‟lik enerjisi diğer modellerdekinden daha fazla problem oluĢturur. Fakat manyetohidrodinamik modeller kullanılarak hesaplanan karadeliğin dönme enerjisi ya da diskin bağlanma enerjisi ile GIP‟lar için gereken enerji değerlerine ulaĢılabilinmektedir. Öte yandan yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerde bu olaylardan bir kaç tane meydana gelebilir olsa da, bu olaylar bu bölgelerin dıĢında daha fazla olmaktadır (Fryer, 1999). Nötrino aktarımının jet ürettiği modellerde kaynaĢan nötron yıldızlarının 0.1 radyan ‟lık bölge içerisine dıĢ akıĢları hüzmelemesinin zor olabileceği gibi bir problem vardır. Bu model kolapsar 43 modelinden farklı olarak kısa-süreli, tayfsal bakımdan sert olan GIP‟lar için daha kullanıĢlı olarak düĢünülmektedir (Fryer, 1999). 2.6. GAMA-IġIN PATLAMALARI VE SÜPERNOVALAR Gama-ıĢın patlamaları, günde birkaç kez, öngörülemeyen yerlerden Dünya'ya ulaĢan tipik olarak ~ 100 keV foton enerjili elektromanyetik ıĢınımın kısa süreli (saniyeler), Ģiddetli parlamaları olarak Klebesadel, Strong ve Olson (1973) tarafından keĢfedilmiĢlerdir. Bunlar gökyüzünde eĢyönlü olarak dağılmıĢlardır ve Ģu ana kadar bilinenlerin hiçbiri kendini tekrar etmemiĢtir. GIP'ların üretimi için, küçük miktardaki maddenin rölativistik üstü hızlara ivmelendirildiği (Meszaros, 2002) ve gökyüzünün küçük bir kesrine doğru ivmelendirildiği düĢünülmektedir (Frail ve diğ. 2001). Birçok uzun süren olayda gama-ıĢınlarındaki toplam enerji, ıĢınlama düzeltmesi ile birlikte ~1051 erg'tir (Woosley ve Bloom, 2006). Gama-ıĢın patlamaları, CGRO/BATSE‟nin keĢfettiği örnekler kullanılarak T90 sürelerinin 2 sn‟den büyük ya da küçük olmasına bağlı olarak kabaca uzun-süreli ve kısa-süreli olmak üzere iki sınıfa ayrılmıĢlardır (Kouveliotou ve diğ. 1993).Uzun süreli GIP‟ların ardıl ıĢımalarının ve patlamaların meydana geldikleri galaksilerin gözlemleri bu cisimlerin büyük kütleli yıldızlarının ölümleriyle iliĢkili olduklarını güçlü bir Ģekilde ortaya koymuĢtur (Woosley 1993; Paczynski 1998; MacFadyen ve Woosley, 1999) ve bu durum GIP/SN iliĢkilerinin gözlenmesiyle desteklenmiĢtir. Woosley ve Bloom (2006)‟da her uzun süreli GIP‟ın bir SN ile iliĢkili olduğunun verilerle ve teorilerle uyuĢtuğu yönünde spekülasyonlar yapılmıĢtır. Kısa GIP‟ların ardıl ıĢımalarının algılanması, altta yatan herhangi bir SN‟in varlığına ve patlamaların meydana geldiği galaksilerin tanımlanmasına (bu galaksilerin bazıları çok düĢük yıldız oluĢum oranı olan eliptik/erken tip galaksilerdir ) kısıtlamaları getirmiĢtir (Gehrels ve diğ. 2005; Bloom ve diğ. 2006; Berger ve diğ. 2005). Bu kısıtlamalar kısa süreli patlamaların uzun süreden beri iliĢkili oldukları düĢünülen kompakt cisimlerin kaynaĢmasıyla oluĢtukları fikriyle uyuĢmaktadır (örneğin; Paczynski 1986, 1991; Eichler ve diğ. 1989; Narayan ve diğ. 1992). Bazı kısa süreli patlamalar yıldız oluĢumunun olduğu galaksilerde meydana geldiği bulunmuĢtur, ancak bunların bulundukları galaksilerin düĢük yıldız oluĢumunun 44 olduğu kısımlarda bulunduğu dikkatleri çekmiĢtir (örneğin; Covino ve diğ. 2005; Fox ve diğ. 2005). Öte yandan bu kaynaĢma senaryosu ile uyuĢmamaktadır (Bloom ve diğ. 1999). “Kısa süreli” GIP‟ların gözlenmesine yönelik artan ilgi bunların Swift ve HETE-2‟nin gözlediği gibi o kadar da kısa olmalarının gerekmediği Ģeklinde bir eğilime sebep olmuĢtur. Örneğin, GRB 050709‟un ıĢık eğrisi (Villasenor ve diğ. 2005) T90~0.2 sn‟lik kısa sert bir puls ve T90~130 sn‟lik uzun, yumuĢak bir pulstan ibarettir. GRB 050724 (Barthelmy ve diğ. 2005a) ~3 sn süren belirgin bir emisyon ve bunu takiben tetiklemeden ~100 sn sonra maksimum yapan uzun, yumuĢak ve daha az belirgin bir emisyona sahiptir ve XRT gözlemleri bu cismin ilk yüzlerce saniye boyunca güçlü flare-benzeri aktiviteler gösterdiğini ortaya koymuĢtur. Bütün bu gözlemler kısa süreli GIP‟ların nasıl belirleneceği sorununu doğurmuĢtur (örn; Donaghy ve diğ. 2006). Çok boyutlu bir sınıflama kriterinin gerektiği yönünde bir fikir birliği yapılmıĢtır (Zhang ve diğ. 2006) 40 yıl boyunca, büyük kütleli yıldızlarının çekirdek çökmesi için yapılan simülasyonlar madde fırlatımı olmayan bir karadelik ya da kompakt olmayan bir cisim ya da parlak bir SN elde edilemeyen sonuçlar vermiĢtir (Goodman ve diğ. 1997; Dar ve diğ. 1992). Woosley (1993)‟te simülasyonlara dayanarak çok büyük kütleli bir kolapsar yıldızın bir karadeliğe nerdeyse tamamen çöküĢü geniĢ bir Ģekilde ıĢınlanmıĢ e+e- çiftlerinden ibaret bir ateĢtopunu ıĢınlayarak bir SN bileĢeni olmaksızın bir GIP ile sonuçlanabileceği gösterilmiĢtir. Bu “SN yapamayan” GIP‟lar GIP/SN iliĢkisinin olmayacağı yönünde bir ters kanıt ortaya koymuĢlardır. GIP/SN iliĢkisinin varlığına iĢaret eden artan kanıtları takiben hipernova hipotezi takdim edilmiĢtir, burada GIP‟ların çok parlak ve enerjili çekirdek çökmeli Tip Ib/c SN‟leri sınıfı ile postüle edilmiĢtir (MacFadyen ve diğ. 2001). Her ne kadar gözlemler çok büyük kütleli yıldızların çekimsel çökmelerinin görünür bir SN olmadan sönük bir GIP üretebileceklerini ya da gözlenebilir ardıl ıĢıması olmayan karanlık GIP‟ların açıklanmasını gerektirmemektedir. SN‟siz GIP‟ların diğer tipleri bir nötron yıldızının, farklı bir üst-yıldızın ya da bir kuark yıldızının daha kompakt bir cisme çökmesi ile indüklenebilir. Çökme soğuma ya da bir bileĢen yıldızdan kaynaklanan bir yığıĢma ile tetiklenmiĢ olabilir (Dado ve diğ. 2006). 45 Altta yatan SN bileĢenlerinin varlığına dair önemli kanıtlar bulunmaktadır. Kozmolojik uzaklıktaki bir GIP‟ın büyük kütleli bir yıldızın ölümüyle iliĢkili olduğu ilk kez GRB 980326 ile kanıtlanmıĢtır, burada hızlı bir Ģekilde bozunmakta olan ardıl ıĢıma bileĢeninde net bir artık emisyon keĢfedilmiĢtir. Bu geç zaman çıkıntısı altta yatan SN‟in yükselmekte olduğu yönünde yorumlanmıĢtır. Ardıl ıĢımadan farklı olarak gözlenen çıkıntı kırmızıdır. GRB 970228 de orta zaman çıkıntısı ve SN karakteristiği gözlenen bir diğer GIP‟tır (Reichart 1999; Galama ve diğ. 2000) . GIP ıĢık eğrilerindeki orta zaman çıkıntıları birçok GIP için öne sürülmüĢlerdir (Lazzati ve diğ. 2001; Sahu ve diğ. 2000; Fruchter ve diğ. 2000; Bjornsson ve diğ. 2001; Castro-Tirado ve diğ. 2001; Sokolov 2001; Dar ve R´ujula 2002). Bütün bu sonuçlar ardıl ıĢıma ıĢık eğrisinde Ģüpheli ve kesin olmayan hafif sapmıĢ fotometrik sonuçlara dayandığı için GIP/SN iliĢkisinin varlığı net bulunmamıĢtır. Hatta bazı çıkıntılar gerçek bulunsa bile bunların daha farklı fiziksel kökenleri olabileceği tartıĢılmıĢtır. Örneğin; toz yankıları (Esin ve Blandford 2000; Reichart 2001), yıldızı çevreleyen ortamdaki süreksizlikler ile Ģokun etkileĢimi (örneğin; Ramirez-Ruiz ve diğ. 2001) ve ardıl ıĢıma ıĢığının termal olarak yeniden yayınlanması (Waxman ve Draine, 2000) olabileceği öne sürülmüĢtür. SN hipotezi ve bu alternatiflerin kesin olarak birbirinden ayırt edilmesi ortam zamanlı çıkıntıların çok-renkli ıĢık eğrisi gözlemleri ve detaylı tayfsal analizlerle mümkün olmuĢtur (Bloom ve diğ. 2002). DüĢük kırmızıya kaymalı GIP‟lar bu cisimlerin kökenlerinin öğrenilmesinde son derece değerlidirler. Eğer GIP‟lar büyük kütleli yıldızların ölümlerinin bir sonucuysa, o halde altta yatan bir SN‟in varlığını beklemek mantıklıdır. Bloom ve diğ. (1999), GRB 980326‟nın ardıl ıĢıma emisyonunda görülen geç zaman kırmızı artığını altta yatan SN‟e bağlamıĢlardır. Bu sonuç, GRB 970228‟deki benzer çıkıntıların araĢtırılmasını tetiklemiĢ ancak net bir baĢarı yakalanamamıĢtır (Reichart, 1999; Galama ve diğ. 2000). Eylemsizlik sisteminde 4000 Å‟ün altında güçlü bir soğurma yapması beklenen SN‟ler için düĢük kırmızıya kaymalı gözlemler son derece önemlidir (bkz. Bloom ve diğ. 1999). GIP-SN bağlantısı GIP‟ların büyük kütleli yıldızların ölümünden kaynaklanmasından dolayı Kolapsar Modeli için önemli bir beklenti olmuĢtur (Woosley, 1993). GIP‟ların büyük kütleli yıldızların ölümünden kaynaklandığı ile ilgili önemli bir baĢka kanıt ise Chevalier ve Li (1999) tarafından büyük kütleli yıldızın ömrü boyunca kaçınılmaz ve büyük miktarlarda kütle kaybı yaĢayarak etrafını beslediğinin 46 bulunması olmuĢtur. Ardıl ıĢıma gözlemleri sadece patlamanın geometrisinin iyi bir Ģekilde belirlenmesini değil, aynı zamanda yıldızın çevresindeki ortamda bulunan maddenin nasıl dağıldığının belirlenmesi için de çok ugundurlar. Rüzgarla beslenen (yoğunluk, 휌 ∝ 푟−푠 ile s~2; burada r, patlama gölgesinden olan uzaklıktır) bu ortamlardaki ardıl ıĢımaların evriminin belirlenmesine yönelik çalıĢmalara rağmen (e.g., Frail ve diğ. 2000; Jaunsen ve diğ. 2001; Berger ve diğ. 2001), büyük kütleli ata yıldızın iĢaretlerine dair kanıtlar henüz elde edilememiĢtir (Price ve diğ. 2001). ġekil 2.8 : GRB 980326‟nın R bandı ıĢık eğrisinde ilk kez gözlenen SN çıkıntıları (Bloom ve diğ. 1999). Büyük kütleli yıldızlarda meydana gelen patlamaların bulunduğu sınıfta, GIP‟lar ve XRF‟ler parlak gama-ıĢın emsiyonlarından ötürü birkaç saniye içerisinde gözlenirler. Öte yandan, parlak ardıl ıĢımaları iliĢkili oldukları SN‟lerin erken emisyonlarını bastırır (Soderberg ve diğ. 2008). 47 2.6.1. GIP/SN’lerin Gözlemsel Özellikleri SN‟lerle iliĢkili GIP‟ların ortak olan tayfsal özelliği bunların normal GIP‟lara oranla daha düĢük olan maksimum tayfsal enerjileri ile karakterize olan yumuĢak bir tayfa sahip olmalarıdır. GIP/SN‟leri karakterize eden özellikler genel olarak çok geniĢ emisyon çizgilerinin olduğu tayflar, tayfsal çizgilerden çıkarılan büyük geniĢleme hızları, patlama enerjilerinin büyüklüğü olarak hipotez edilmiĢtir. Bununla beraber Li (2006)‟da GIP/SN iliĢkisinin bahsedilen bu özelliklerden çok SN‟lerin maksimumdaki ıĢıma gücünün daha karakteristik olduğu öne sürülmüĢtür. Bu öneriyi de SN patlamasında açığa çıkan 56Ni kütlesinin her patlama için bir özgünlük sağlaması fikri ile desteklemiĢtir. Popüler GIP ata yıldız modellerinde kullanılan büyük kütleli yıldızların küresel olmayan SN patlamaları ürettikleri varsayılır. Bu tip modellerde gama-ıĢın emisyonu, yıldızın kutuplarından geçen patlama ekseni boyunca bir Ģok ya da jet yoluyla üretilmektedir. Ayrıca küresel olmayan SN‟lerdeki nükleosentezlerin incelenmesi sonucunda 56Ni‟nin bir tercih yaparak Ģokun daha güçlü olduğu ve fırlatılan maddelerin daha çok kinetik enerji taĢıdığı jet ekseni doğrultusu boyunca dağıtıldıkları bulunmuĢtur (Maeda ve diğ. 2002). 2.6.1.1. GIP’ların Maksimumdaki Enerjisi ve Yayınlanan Enerji GIP‟ların öncül emisyon tayfları ısısal değildir (yani non-termaldir) ve genel olarak Band fonksiyonu (Band ve diğ. 1993) ile modellenirler. Band fonksiyonu, 1993 yılında Band, Matteson ve Ford tarafından bulunmuĢ, parametreleri sırasıyla düĢük enerjili tayfsal indeks , yüksek enerjili tayfsal indeks , kırılma enerjisi E0 ve tamamının normalizasyonu içeren düzgün bir Ģekilde kırılmıĢ olan bir güç kanunudur. Bu modelde, eğer 2 ise F tayfının maksimumda gözlenen enerjisi Ģu Ģekilde verilir: E p,obs E0 * ( 2 ) (2.31) 48 GIP‟ların büyük bir çoğunluğu için tayfların Ģekilleri Sinkrotron ġok Modelleri (SSM) ile yeniden üretilebilir. Bu modellere göre ultra-rölativistik bir ateĢtopu söz konusudur. Bu ateĢtopu, elektron – pozitron çiftleri, fotonlar ve küçük miktarda baryonlardan ibaret bir plazmadır. Ultra rölativistik ateĢtopunun kinetik enerjisi elektromanyetik ıĢınımın içerisine sinkrotron emisyonları ile yayılır. Sinkrotron emisyonları ise ardıĢık Ģok dalgalarının birbirleri ile çarpıĢarak oluĢturdukları iç Ģoklardan ve/ya da ateĢtopunun yıldızlararası ortam (ISM) ile etkileĢimiyle oluĢan dıĢ Ģoklardan kaynaklanırlar. Yine de BATSE ve BeppoSAX GIP‟larının zaman çözümlemeli analizleri, emisyonun en azından baĢlangıç evrelerinde baĢka mekanizmalarında rol oynadığını göstermiĢtir. Bu mekanizmalar Ģunlar olabilir: AteĢtopunun kaynağını çevreleyen ultra rölativistik elektronları ile UV fotonlarının Compton-yukarı Saçılması; AteĢtopunun fotosferinden yayınlanan termal emisyon (Bkz. Preece ve diğ. (2000); Frontera ve diğ. 2000; Ghirlanda, Celotti ve Ghisellini 2003). AteĢtopunun fotosferinden yayınlanan termal emisyonun ortalama GIP tayflarını karakterize eden düzgün eğrisellikten sorumlu olabileceği ve özellikle de E p,obs ‟un değerinin belirlenebileceği düĢünülmektedir (Ryde 2005; Rees ve Meszaros 2005). BATSE olaylarının analizlerinden çıkan geçerli sonuçlardan biri değerlerinin yaklaĢık 200 keV civarında kümelenmesi olmuĢtur. Ancak daha sonraki yıllarda BeppoSAX ve HETE-2 uydularının keĢfettiği XRR ve XRF‟lerin de hasaba katılmasıyla bu değerin BATSE verileri ile belirlenenden daha düĢük olarak yaklaĢık 1 keV civarında kümelendiği ortaya konulmuĢtur (Kippen ve diğ. 2001; Sakamoto ve diğ. 2005b). 1997 yılında BeppoSAX uydusuyla yapılan devrimci gözlemler sayesinde 70‟ten fazla kırmızıya kayma tayini yapılmıĢ ve bu çalıĢmanın sonucu olarak verilen bir kozmolojik eylemsizlik sisteminde yayınlanan enerji ve gerçek maksimum enerji arasında Ģu iliĢki bulunmuĢtur (Amati ve diğ. 2002, Amati 2003; Ghirlanda ve diğ. 2004). 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 = 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,표 (1 + 푧) (2.32) En basit varsayım olarak emisyonun izotropik olduğu durumda yayınlanan enerji Eiso , GIP‟ların büyük bir çoğunluğu için ~ 1050 erg ile ~ 1054 erg aralığındadır. Bu hesaba XRF‟ler de katılırsa bu aralık ~ 1049 erg‟e kadar geniĢletilir (Lamb, Donaghy ve Graziani 2004; Sakamoto ve diğ. 2004). GIP emisyonunun jet benzeri olduğu 49 varsayıldığı zaman, birçok GIP‟ın ardıl ıĢıma bozunun eğrisinde gözlenen akromatik kırılmalara dayanarak hüzmelenme düzeltmeli yayınlanan enerji E ‟nın dağılımı ~ 1051 erg civarında kümelenmiĢ olarak bulunmuĢtur (Frail ve diğ. 2001; Bloom, Frail ve Kulkarni 2003). GIP‟ların toplam kolimasyon düzeltmeli enerjisi Ģöyle ifade edilmiĢtir: 퐸훾 = (1 − 푐표푠휃푗푒푡 )퐸훾,푖푠표 (2.33) 2.6.2. GIP’larla ĠliĢkilendirilen SN’lerin Karakteristikleri GIP‟lara eĢlik eden SN‟lerin çeĢitliliğinin, SN‟lerle ilgili yapılan varsayımlardan ve patlama mekanizmalarından kaynaklanması beklenir. Bloom ve diğ. (2002)‟ye göre bir Tip Ib/c SN‟inin üç ana fiziksel parametresi vardır: toplam patlama enerjisi, fırlatılan maddelerin kütlesi ve patlama esnasında sentezlenen Nikel kütlesi. Maksimumdaki ıĢıma gücü ve maksimum zamanı kabaca ilk iki parametreye bağlıyken, eksponansiyel kuyruk MNi ile iliĢkilidir. Sıradan Tip Ib/Ic SN‟leri maksimum ıĢıma gücünde geniĢ bir dağılım gösterirler (Iwamoto ve diğ. 1998). Bu çeĢitlilik henüz anlaĢılma aĢamasındadır. Genel olarak GIP‟ların küresel olmayan patlamalar oldukları kabul edilmektedir ve bu yüzden sürekli olarak jetlenmiĢ dıĢ akıĢlar olarak modellenirler (Bloom ve diğ. 2002). Eğer GIP‟lar böyle güçlü hüzmelenmeye sahiplerse o halde yıldızı patlatan patlamanın küresel olması gerektiğini varsaymak mantıklı değildir. Bloom ve diğ. (2002), SN patlamasının son derece asimetrik ve böylece ıĢık eğrilerinde çok daha zengin çeĢitliliğin olabileceğine dikkatleri çekmiĢlerdir (Bloom ve diğ. 2002). Bir GIP‟ın açığa çıkaracağı toplam enerji genellikle gama-ıĢınlarındaki etkinliğin ve jet açılma açısının belirlenmesiyle elde edilir (Bkz. Frail ve diğ. 2001). GüneĢ‟in kütlesinden sekiz kat daha kütleli yıldızlar kısa yaĢamlarını süpernova denilen Ģiddetli patlamalar ile sonlandırırlar. Bu patlamalar bildiğimiz anlamda yıldızın sonu olurken, son derece kompakt cisimlerin de doğumuna iĢaret ederler. Bu kompakt cisimlere beyaz cücü, nötron yıldızı ve karadelikler denilmektedir. Dahası, süpernovalar (SN‟ler) galaksi oluĢumu, yıldız oluĢumu ve yıldızlar arası, galaksiler arası ortamın 50 çevrelerine ağır elementler ve mekanik enerji enjekte ederek zenginleĢtirmelerini sağlayan süreçlerde merkezi rol oynamaktadırlar (Soderberg ve diğ. 2008). Bir SN patlamasının en temel süreci egzotermik nükleer yanmanın kesilmesini takiben büyük kütleli yıldızın demir çekirdeğinin çökmesidir. Çöken çekirdek sıçrama yaparak nükleer yoğunluklara ulaĢır, burada dıĢa doğru geniĢleyen bir Ģok dalgasıyla birlikte 1053 erg enerjili nötrino patlaması yaratır. Patlamanın takip eden evrimi yoğun olarak araĢtırılmaktadır. Örneğin, çökmekte olan zarf, açığa çıkan nötrinolar ve Ģoka yeniden enerji kazandıran ya da Ģoku bastıran diğer büyük “bulk” süreçler. Sonuç olarak patlama 1051 erg civarında bir kinetik enerji ya da 104 km sn-1 ile yıldız zarfının birkaç GüneĢ kütlesi kadarının fırlatılmasına sebep olur. Patlama aynı zamanda nikel ve demirden daha ağır elementlerin sentezĢenmesine sebep olur ve radyoaktif 56Ni ve 56Co‟nun bozunumu özellikle uzun süreli optik ıĢığı güçlendirir. Bu olduğunda optik ıĢın karakteristik olarak patlamadan 10-20 gün sonra 1042-1043 erg sn-1 civarında maksimuma ulaĢan bir ıĢıma gücüne sahip olur (Soderberg ve diğ. 2008). Çekirdek çökmesinin genel hatları birçok yıldan beri tanınsa da, patlamanın detayları gizemini korumaktadır ve süpernova simülasyonlarının büyük çoğunluğu patlamayı üretememektedir. AnlayıĢımızdaki bu boĢluk, ilk dakika gözlemlerinin olmayıĢından ve zayıf nötrino ve patlamanın çekim dalgasının algılanmasındaki zorluktan kaynaklanmaktadır. En erken yapılan gözlemler SN‟lerin keĢfedildiği optik emisyonun algılanması ile mümkün olmaktadır. Patlamalar bu algılanabilirlik seviyesine günler sonra ulaĢmaktadırlar. Daha erken zamanlara ait emisyonların X-ıĢın ve morötesi (UV) bantlarında Ģokun yıldının yüzeyinden çıktığı sıralarda ortaya çıkması beklenmektedir, ancak hassas geniĢ-alan taramaları bu dalgaboylarında yapılamamaktadır. ġok kırılması emisyonunun algılanması yıldızın yarıçapının ve patlamadan birkaç saat önceki kütlesinin belirlenmesini mümkün kılar. Bununla eĢit derecede önemli olan bir baĢka nokta ise böyle bir emisyonun algılanması nötrino ve çekimsel dalga araĢtırmaları için önemli konumsal ve zamansal tetikleme sağlayacaktır (Soderberg ve diğ. 2008). Soderberg ve diğ. (2008), 9 Ocak 2008‟de bir X-ıĢın patlaması olan XRO 080109‟u Swift gama-ıĢın uydusu ile keĢfetmiĢler, patlamadan yaklaĢık 1 gün sonra ise optik tayfların bir SN‟e dönüĢtüğünü keĢfetmiĢlerdir. Bu SN tayfı diğer GIP/SN tayflarından 51 iki yönden farklıdır. Birincisi bu SN sıra dıĢı çizgiler göstermeyen klasik bir Tip Ic SN‟idir. Ġkincisi ise bu patlamada ilk kez erken zamanda SN Ģok kırılması gözlenmiĢtir. Nerdeyse Ģok yıldızın yüzeyinden çıkarken (r~1011cm) gözlenen bu Ģok kırılması SN çalıĢmalarında bir devrim yapılmasının önünü açmıĢtır. Li (2006)‟da eğer normal Tip Ib/c SN‟leri GIP‟lara eĢlik ediyorsa, bu GIP‟ların yakın mesafelerde olmalarına rağmen gama-ıĢın bandında son derece sönük olmaları gerektiğinden bahsedilmiĢtir. Bu GIP‟ların maksimumdaki tayfsal enerjilerinin yumuĢak X-ıĢın ve UV bandında olmaları beklenmektedir, bu yüzden gama-ıĢın dedektörlerinden çok X-ıĢın ya da UV dedektörleri ile daha kolay yakalanabileceklerini öne sürmüĢtür. Blinnikov ve diğ. 2002 ve Li (2006b), ilk kez Colgate (1968)‟de öngörülen SN‟lerin Ģokunun kırılmasıyla oluĢan parlamalara benzer Ģok kırılması parlamalarının Tip Ib/c SN‟leri için gözlenebileceğini ortaya koymuĢlardır. 2.6.2.1. SN Tipleri Minkowski ilk kez süpernovaları tayflarındaki H çizgilerinin varlığı (Tip II) ve yokluğuna (Tip I) dayanarak sınıflandırdı 1941 yılından beri, SN‟ler geleneksel olarak maksimum ıĢıkları yakınındaki tayfsal karakteristiklerine göre sınıflandırılırlar. Hidrojence fakir Tip I SN‟leri baĢlangıçta homojen bir sınıf oluĢturuyorlardı, ancak zamanla bir takım göze çarpan farklılıklar keĢfedilmiĢtir. Böylece Tip I sınıfı ikiye ayrılmıĢtır. Prototip olarak kullanılan Tip I SN‟lerinin en farklı özelliği 6150 Å yakınlarında güçlü bir absorbsiyon çizgisi olmasıdır. Bu çizgi 6247,6371 dalgaboylarındaki Si II çizgisinin maviye kaymasından oluĢur. Bu sınıfa bugün Tip Ia SN‟leri diyoruz. Diğer Tip I alt tiplerinde Å‟deki bu özellik görülmemektedir ve HeI ‟nin tayftaki varlığına göre Tip Ib ve yokluğuna göre Tip Ic olarak ikiye ayrılırlar. ÇeĢitli tiplerin nebular evra tayfları da ayırt edici özelliğe sahiptir. Tip II SN‟leri bu evrede Balmer emisyonunun baskınlığı altındadır, ayrıca nötral ve OI ve CaI çizgileri gösterir. Tip Ia SN‟lerinin geç zaman tayfları genel olarak Fe ve Co‟nun birçok üstüste binmiĢ çizgisine sahiptirler. Tip Ib ve Tip Ic SN‟lerinin tayfları geç zamanlarda Tip II SN‟lerinin geç zamanlardaki haline çok benzerler, tek farklılıkları hidrojen çizgilerinin olmayıĢıdır (Turatto ve diğ., 2007). 52 Bu tayfsal farklılıklar her bir SN tipinin ata yıldızının doğasındaki farklılığı yansıtır. Tip Ia SN‟lerinin tayflarının beraberinde ise bulundukları çevrelerinin ve homojen ıĢık eğrilerinin evrimi bunların bir beyaz cücenin termonükleer patlaması sonucunda meydana geldiklerini ortaya koymuĢtur (Branch ve diğ. 1995). Tip II SN‟leri için aynı M duruma bakıldığında bunların büyük kütleli ( MS 8 10 M) yıldızların çekirdeklerinin çökmesinden doğdukları bulunmuĢtur (Woosley ve Weaver 1986; Arnett ve diğ. 1989). Tip Ib ve Tip Ic SN‟lerinin ise Tip II SN‟lerinin ata yıldızlarından M da büyük kütleye sahip yıldızlarının ( MS 30 M) çekideklerinin çökmeleriyle oluĢtukları düĢünülmektedir . Bu SN tiplerinin evrende oluĢan ilk yıldızların felaketli sonu oldukları düĢüncesi yaygındır (Matheson ve diğ. 2001). ġekil 2.9: 2007 yılına ait SN Sınıflandırma ġeması (Turatto ve diğ. 2007) 2.6.2.2. Tip Ib ve Tip Ic SN’leri Tip Ib ve Tip Ic SN‟leri sadece spiral kollu galaksilerde görülürler [8, 101] ve bunlar SN Tip II ata yıldızlarından daha büyük kütleye sahip atalara sahiptirler [128]. SN Tip Ib/c, dik tayfsal indisli, rölatif olarak güçlü radyo emisyonu ve çevresindeki yoğun maddesel ortam ile SN Ģokunun etkileĢiminde [28, 29]oluĢtuğu düĢünülen hızlı “turn on/turn off” ortaya koyarlar [132]. Bunlar, o yüzden dıĢ kısımlardaki H (ve muhtemelen He) 53 zarflarını fırlatan büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi ile iliĢkili olarak düĢünülürler (Turatto ve diğ. 2007). Bu sınıf yeni tanımlanmıĢtır. 1980‟li yılların ortalarına kadar diğer Tip I SN‟leri ile sınıflandırılmıĢlardır. SN 1983N, SN 1984L ve SN 1985F‟nin geç zaman gözlemleri bunların Tip Ia SN‟lerden fiziksel farklılıklarını ortaya koymuĢtur. Karakterize edilen özellikler H ve SiII çizgilerinin yokluğu ve HeI‟in varlığıdır. Bu çizgileri üreten He‟nin eksite olmuĢ seviyelerinin 56Ni ve 56Co bozunumundan çıkan gama-ıĢınları ile ivmelendirilmiĢ hızlı elektronlar tarafından üretildiği düĢünülmektedir. Kısa bir zaman sonra bazı sistemlerin güçlü He çizgileri göstermediği anlaĢılmıĢtır ve helyum fakiri Ic sınıfı teklif edilmiĢtir (Turatto ve diğ. 2007). Bu iki sınıf arasındaki fiziksel farklılıkları araĢtırmak amacıyla HeI Ģaretleri dikkatlice incelenmiĢtir. Tip Ic‟lerdeki HeI 10830 çizgisi ilk kez SN 1994I‟nın (Fynbo ve diğ. 2006) tayfında bulunmuĢtur (r 17000km/ sn) (Germany ve diğ. 2000). Yüksek geniĢleme hızlarında helyum miktarı 0.1 M kadar küçük olsa bile bu sadece dıĢ kabukta 3x1051 erg civarında bir enerjinin olduğuna iĢaret eder. Çok yüksek patlama enerjileri iĢin içinde olduğundan He miktarı o yüzden çok daha küçük olmalıdır. He çizgileri gösteren diğer Ic SN‟leri benzer ve daha yavaĢ hızlardadır. Böylece bir miktar He‟nin varlığı çok sayıda Tip Ic SN‟i atalarının ortak özelliğidir (Turatto ve diğ. 2007). Bir Tip Ic SN‟i olan SN 1999cq‟nun tayfında helyum bulunmuĢtur. Bu çizgiler diğer çizgilerden çok daha düĢük geniĢleme hızlarındadır. Bu durum fırlatılan maddelerin bir bileĢene doğru yıldız rüzgarı ya da kütle aktarımından kaynaklanan nerdeyse saf helyumdan olan yoğun bir kabukla etkileĢtiğini gösterir. Bu bulgular Tip Ic SN‟lerini Tip Ib SN‟lerinden He bolluğu farkıyla ayırırlar (Turatto ve diğ. 2007) H ‟ya bağlanan absorbsiyon özellikleri ilk kez Tip Ib SN‟leri SN 1983N ve SN 1984L‟nin tayflarında tanımlanmıĢtır. Gözlenen 11 SN‟nin tayfsal analizi, H‟nin yokluğunun genel olarak Tip Ib SN’ini temsil ettiğinden bahseder (Li ve diğ. 2003). H ve He‟nin optik derinlikleri çok yüksek değildir, o yüzden HeI çizgisinin optik derinliğindeki farklılıklar Tip Ib olan bir cismi Tip Ic‟ye dönüĢtürebilir. He çizgilerinin farklı kuvvetlerine ek olarak Tip Ic‟deki oksijen çizgileri Tip Ib‟lerden daha geniĢtir. 54 Genelde Tip Ib SN‟leri, Tip Ic SN‟lerinden daha homojen görünürler (Turatto ve diğ. 2007). Tip Ib/c SN‟lerinin ıĢık eğrisi ıĢıma gücünün azalma oranlarına bağlı olarak iki gruba ayrılmıĢtır. Bununla beraber her iki tipte de hızlı ve yavaĢ azalmaların gözlendiği adaylar da vardır. Bu çeĢitlilik ile sadece tayfa dayanarak yeni tip cisimlerin sınıflandırılması zordur (Turatto ve diğ. 2007). ġekil 2.10: ASIAGO SN katoloğunda rapor edilen bazı Tip Ib/c SN‟lerinin optik tayfları arasındaki kıyaslamalar görülmektedir. (Turatto, 2003) 2.6.2.3. GIP’larla İlişkili SN’lerin Karakteristikleri GIP/SN‟lerde beklenen karakteristikler, SN 1998bw‟nun radyo gözlemleriyle açıklanan bir modelin geliĢirilmesiyle ortaya konmuĢtur. Kısaca, radyo verilerinden radyo yayınımı yapan bölgelerin en az 2c ile (+4d.0) geniĢleyen ve patlamadan 1 ay sonra c‟ye yavaĢlayan bölgeler olmalarıyla bu sonuca varılmıĢtır. Böylece Ģokun genç olduğu 55 zamanlarda daha yüksek Γ‟ya sahip olmasını bekleriz. Bu beklentinin olma sebeplerinden biri yüksek Γ Ģokunun aynı zamanda gözlenen gama ıĢınlarının patlamasından orumlu olmalarıdır (sinkrotron ya da ters Compton saçılması). GIP/SN‟lerin ardıl ıĢımaları birincil olarak radyo bandındadır. GIP/SN‟ler ile ilgili elimizde dört kriter vardır (Bloom, 2003): 1. Öncül Radyo Emisyonu ve Yüksek Parlaklık Sıcaklığı: Bir süpernovada rölativistik 11 Ģokun olduğunu gösteren en kesin iĢaret parlaklık sıcaklığının (TB) , Ticc ~ 4x10 K‟yi aĢmasıdır. Parlaklık sıcaklığının diğer bir adı “ters Compton katastrofi (yıkım) Sıcaklığı‟dır” EĢbölüĢüm varsayımı altında belirlenen sıcaklık değeri olup, SN kaynağının enerjisi üzerine kısıtlamalar getirilmesini sağlar. TB Ģu Ģekilde verilir: 2 8 3 2 2 2 TB 6x10 S( mJy ) td dMpcK (2.34) 5GHz Burada td, gün mertebesinden zaman, dMpc, Mpc cinsinden uzaklık ve S, ν frekansındaki akı yoğunluğudur. Parçacıkların içindeki enerji ve manyetik alan, “eĢ bölüĢüm” sıcaklığında, TB Teq olduğu zaman en küçüktür. 10 Teq ~ 5x10 K (2.35) Bahsedilen enerji, TB ile keskin bir Ģekilde artar. SN 1998bw için TB=Teq olsa bile, 48 rölativistik Ģokun içindeki enerji 10 erg‟tir; ki bu çok önemli bir değerdir. Eğer TB > Ticc ise, çıkan enerji 500 kat artar ve böylece tipik bir SN‟de yayınlanan toplam enerjiye 51 ulaĢır (~ 10 erg). Bu yüzden, TB < Ticc durumu kullanılabilir, makul bir eĢitsizliktir. Bu durum Γ için bir alt limite götürür. ġokun Γβ > 1 olduğu zaman rölativistik olduğunu varsayarız. SN 1998bw için Kulkarni ve diğ. (1998) Γβ >~ 2 bulmuĢlardır. Tip Ib/Ic SN‟lerinden öncül radyo emisyonlarının (bir kaç günlük zaman ölçeğinde) görüldüğü iyi bilinmektedir. Tip II SN‟lerindeki radyo emisyonu, çok uzun zamanlarda (aylar ile yıllar mertebesinde) maksimum yapar. ġu ana kadar hiç bir Tip Ia SN‟inde algılanamamıĢtır. Bu yüzden öncül emisyonun kriter oluĢu (yüksek TB‟ye eĢdeğer olarak) sadece Tip Ib/Ic SN‟lerini seçmeye doğal yollardan izin verecektir. Radyo akısı yüksek olduğunda, yüksek parlaklık sıcaklığına ulaĢılır. 56 2. Uzun Süreli Olmayan X-Işını Ardıl Işıması: Üstteki fiziksel resimde, X-ıĢınlarından yayınlanan elektronların sinkrotron ömrü çok küçük olduğundani herhangi bir uzun ömürlü X-ıĢın emisyonu bekleyemeyiz. SN 1998be‟nun doğrultusundaki GRB 980425‟ten gelen X-ıĢın ardıl ıĢımasının olmayıĢı bu resimle uyuĢmaktadır. 3. Basit bir GIP Profili: OluĢturduğumuz bu modelde, gama-ıĢın ve rayo emisyonu, enerjili rölativistik Ģok tarafından güçlendirilir. Bir taneden fazla rölativistik Ģok olması mümkün müdür? Cevabı “hayır”. Ata yıldızın çekirdeğinin çökerek çoklu Ģoklar oluĢturacağı sonucuna inanmamızı ya da beklememizi destekleyecek bir temel yoktur. Doğan bir pulsar ya da karadelik enerji bakımından önemli olabilir, ancak zarftaki madde kesinlikle altta yatan kaynağın hızlı zamansal değiĢimleriyle engellenecektir. Buradan çıkacak sonuç sadece bir tane rölativistik Ģokun oluĢacağıdır. Bu yüzden gama- ıĢın patlamasının profili çok basit olmalıdır: “ Tek Puls”. 980425‟in ıĢık eğrisi, basit bir tek atmadır. YaklaĢık 5 saniye boyunca yükselir ve yaklaĢık 8 sn‟de bozunur. Birçok GIP‟ta olduğu gibi sert olan emisyon, Kanal 1‟den (25-50 keV) ~ 1 sn önce maksimum yapar ve daha yumuĢak olan Kanal 3 (100-300 keV) emisyonu ile takip edilir. 4. Geniç Çizgili Emisyon ve Parlak Optik Işıma Gücü: Kulkarni ve diğ. (1998), 4 rölativistik Ģoktki minimum enerjinin, Emin, 10 erg olduğuna ve gerçek enerji içeriğinin ise 1052 erg kadar olabileceğine dikkatleri çekmektedirler. Açık olarak, SN‟deki daha büyük enerji salınımı, daha enerjili bir Ģok ve buradan gama-ıĢını patlaması üretebilecek bir Ģokun Ģansını arttırır. GIP'larla iliĢkili SN'leri diğer SN'lerden ayıran en önemli ayırtedici özellik, fırlatılan rölativistik maddedeki (βΓ ≳ 2 ) önemli miktardaki kinetik enerji yoğunluğudur. Burada β, fırlatılan maddenin hızının, ıĢık hızı ile bölümüdür ve Lorentz katsayısı Γ=(1-β2)- ½'dir. Bu, SN'in parlak ya da sıradıĢı bir enerjiye sahip olmasını gerektirmemektedir. Bu durum beraberinde GIP'lar olmaksızın aynı enerji kaynağı ile güçlendirilmiĢ SN'lerin varlığını dıĢlamamaktadır. Ancak bir GIP'ın üretilebilmesi için en azından fırlatılan rölativistik maddenin içindeki kadar bir enerjiye ihtiyaç vardır, ki bunlar gama-ıĢın ve ardıl ıĢıma emisyonu olarak gözlenirler. O halde Erel >~ Eγ 'dır. Eγ'nın değerini 57 doğrudan ölçmek zordur, çünkü hesaba katılması gereken bir hüzmelenme etkisi vardır, ancak tipik patlamalarda bu değer, 1051 erg civarındadır (Frail ve diğ. 2001; Bloom, Frail ve Kulkarni 2003). Erel, ıĢınlamanın artık daha fazla önemli olmadığı geç zamanlarda radyo gözlemlerinden elde edilebilir ve değeri 5x1051 erg'tir (Berger ve diğ. 2003c; Berger, Kulkarni ve Frail 2004). Belirtilmesi gereken önemli bir nokta vardır, o da bu enerji değerlerinin daha geliĢmiĢ çalıĢmalar ve daha çok cismin gözlenmesi ile değiĢebilecekleridir (Woosley ve Bloom, 2006). GIP'lara eĢlik eden SN'ler, sıradan SN'lerden farklı açılardan da farklılıklar gösterirler (Filippenko 1997) [Tablo 1]. En belirgin olan ise tayflarındaki hidrojenin yokluğudur. GIP/SN‟ler, Tip I SN'i olarak görünürler. Gerçekten de yeterli kalitede alınan tayflari SN'in bir Tip Ic-BL olduğunu göstermiĢtir. GIP/SN tayfındaki geniĢ piklerin bazıları, büyük hız aralıkları üzerinden yayılan tek bir iyonun emisyonundan çok düĢük opasiteden kaynaklanmaktadır (örn; Iwamoto ve diğ. 2003). Maksimum ıĢık civarında GIP/SN‟ler OI, CaII ve FeII 'nin geniĢ absorbsiyon çizgilerini gösterirler. Maksimumdan 7 gün önce SN 1998bw'daki zayıf SiII çizgisinin geniĢliği geniĢleme hızlarının 30000 km.sn-1 olduğunu ortaya koymuĢtur (Patat ve diğ. 2001). Doğrulanan hiçbir GIP/SN'ın, H'nin varlığı ve HeI'in optik çizgilerinin (örneğin; λ6679, λ7065 ve λ7281) görülebileceği ve bizi bir Tip Ic sınıfına ait olduğunu gösteren bir fotosferik tayf alınamamıĢtır. Geç zaman nebular evreleri (en azından 1998bw için), [OI], CaII, MgI ve NaI D çizgileri gösterir (Sollerman ve diğ. 2002). Geç zamanlarda, 56Co'nun bozunumu, Tip Ib SN'lerinin ıĢık eğrisindeki sabit eksponansiyel azalmaya ve bütün bozunma enerjisinin hapsolmasının sağlanmasına götürür. SN 1998bw baĢlangıçta bundan daha hızlı azalmıĢtır, bunun nedeni muhtemel olarak gama-ıĢın kaçıĢlarıdır (McKenzie ve Schaefer 1999; Sollerman ve diğ. 2002). Çok geç zamanlarda (≳500 gün), ıĢık eğrisinde görülen bir düzleĢme, 56Co'dan farklı türden bir maddenin radyoaktif bozunumundan dolayı enerjinin daha fazla hapsolması olarak düĢünülebilir (Sollerman ve diğ. 2002), ancak bu baĢka açıklamalara da sahip olabilir. GRB 980425'in radyo emisyonu ve SN 1998bw, en azından bu izdüĢümde düĢük rölativistik değerlerde fırlatılan maddenin çok yüksek miktarda asimetrik 58 olamayacağından bahseden polarizasyon için kanıtı ortaya koyamamıĢtır (Kulkarni ve ark 1998b). SN 1998bw'nun optik ıĢığı, çekirdek çökmeli SN'lerde hesaplanan polarizasyon ile örtüĢen (Wang ve diğ. 1996; Leonard ve diğ. 2002), %0.5 seviyesinde polarizasyon için önemli kanıtlar ortaya koymuĢtur (Patat ve diğ. 2001). Bu durum, fırlatılan rölativistik olmayan maddede küresellikten sapmanın bir derecesi olduğuna iĢaret eder, ancak Patat ve diğ. (2001)'in dikkatleri çektiği gibi asimetrinin seviyesi ve görüntüleme açısı arasında bir dejenerasyon vardır. Birçok epok üzerinden GRB 030329'un ardıl ıĢımasında önemli polarizasyonlar gözlenmiĢtir, ancak zamanla SN 2003dh optik ıĢıkta baskın hale gelmiĢtir, gözlemlerin iki epoğu sadece sıradıĢı miktarda önemli polarizasyonu ortaya koymuĢtur (Greiner ve diğ. 2003a; Kawabata ve diğ. 2003). Yine de polarizasyon, SN patlama geometrisini anlamamıza dair kesinlikle kritik bir parametredir. Klose ve diğ. (2004), az bir miktar sönümlenmiĢ bakıĢ doğrultumuzdaki çizgiler için yıldızlararası gazın %1 seviyesinde yapay olarak üretildiğine iĢaret etmiĢtir. Böylece, eğer GIP/SN‟lerdeki polarizasyon algılanırsa, herhangi bir Ģeyin belirlenebilmesi mümkün olacaktır. Parlaklığın Tip Ia kadar büyük olduğu durumda, teori büyük miktarda 56Ni'nin üretilmesini gerektirir. Bu kadar çok 56Ni üretebilmek için, büyük Ģok enerjileri ve yıldız kütleleri gereklidir, en azından tek boyutlu modellerde. Yüksek enerji, tayftan elde edilen hızlı geniĢleme hızları ile örtüĢmektedir. Yüksek kütle, büyük hız ve büyük 56 52 Ni kütlesinin kombinasyon kinetik enerjilerinin ESN ~ 10 erg olduğunu gösterir. Çünkü demir çekirdeğin bir nötron yıldızına çökmesi buna ek olarak bir karadelik 53 üzerine herhangi bir yığılma, nötrinolardaki Eυ ~ 10 erg'lik bir toplam enerjinin açığa çıkmasını gerektirir, buradan da Ģu ilginç iliĢki ortaya çıkar: Eυ >> ESN ≳ Erel ≳Eγ. En basit teori, merkezi motorun daha çok girdi enerjisinin daha çok 56Ni ve rölativistik fırlatma yapacağını söylemektedir. Yerel Tip Ic SN'lerinin sayıları ile GIP oranları karĢılaĢtırılarak GIP'lara eĢlik eden SN'ler ile bir frekans sağlanmasında kullanılabilir (GIP algılansa da algılamasa da). Optik dalgaboylarında Tip Ic-BL SN'ine benzeyen SN 1998bw, bütün Tip Ic SN'lerinin ~ %5'ini ortaya koyar. ĠĢte bu durum basit olarak SN 1998bw'nun sıradıĢı doğasını sergilemektedir. Erken zamanlarda yerel Tip Ib/c SN'lerinin radyo taraması, SN 1998bw benzeri fırlatılmıĢ rölativistik madde ile SN'lerin %3'ünden daha azını ortaya koyar. Geç 59 zamanlarda, GIP'ların radyo emisyonu baĢlangıçta eksen-dıĢı yönlemiĢse, Ģokun Γ'sı 1'e yavaĢladıysa gözlenebilir olur. Yerel Tip Ib/c SN'lerinin hiç biri, büyük rölativistik enerjiler ile eksen-dıĢı jet için kanıt ortaya koymamıĢtır. Özellikle bütün Tip Ib/c SN'lerinin %10'undan daha azı, %90 güvenilirlikle sıradan eksen-dıĢı GIP'larla birlikte olurlar (Soderberg ve diğ. 2006c). Üstelik %84 güvenilirlikle Tip Ic-BL SN'lerinin sınıfının tamamı GIP'larla iliĢkili olmayabilir (Soderberg ve diğ. 2006c). 2.6.3. Tip Ib/c SN’lerinin, GIP/SN’lerin ve Klasik GIP’ların Oranları GRB 980425, XRF 020903, GRB 031203 ve GRB 060218, klasik GIP‟ların gama-ıĢın enerjilerinden 2 ile 4 kat arasında değiĢen oranlarda daha düĢük enerjilere sahiptirler. DüĢük enerjiye sahip ve SN‟lerle iliĢkili az sayıda olan sıradıĢı olarak ele alınmamaları gerekmektedir. Bu patlamalar çok sönüklerdir, kozmolojik uzaklıklardan ıĢıklarının çok da hassas olmayan gözlem aletlerimize ulaĢmaları kolay olmamaktadır. Bu durumda onların belki de Evren‟de en çok meydana gelen GIP türü olmalarını bekleyebiliriz. Aday listemizin 1. grubunda yer alan tayfsal olarak GIP/SN iliĢkileri kanıtlanmıĢ 3 aday ve bunlara ek olarak GIP/XRF iliĢkisinin görüldüğü aday, ~ 4Gpc3 ‟lük bir hacim içerisinde 9 yıl boyunca yapılan gözlemler sonunda elde edilmiĢtir. XRF 020903, bu zamana kadar gözlenen en düĢük enerjili olaydır. Bu inceleme sonunda −3 −1 ~0.1 퐺퐼푃 퐺푝푐 푦ı푙 değerinde bir gözlenme oranı elde edilmiĢtir. Gözlenme oranı, uyduların gökyüzünün ne kadarını kapladığı hesaplanarak düzeltilir. Bu iĢlemin önemli sorunu içerisinde kolayca sayılamayan farklı etkenlerin olmasıdır (örneğin, etkin görüntü alanı vs.). YayınlanmıĢ olan teknik raporlara dayanarak korunumlu bir düzeltme katsayısı elde edilmiĢtir. Bu değer 10‟dur. Yerel gözlenebilirlik oranı, Schmidt (2001) tarafından öne sürülmüĢ olan değerden (~0.5 퐺퐼푃 퐺푝푐−3푦ı푙−1) daha büyük bulunmuĢtur: ~2 퐺퐼푃 퐺푝푐−3푦ı푙−1. Guetta ve diğ. (2004) ise bu değeri ~1.1퐺퐼푃 퐺푝푐−3푦ı푙−1 olarak bulmuĢtur. 8 3 B bandı ıĢıma gücü yoğunluğu ~ 1.2* 10 L,B Mpc ‟yi Tip Ib/c SN‟lerinin yüzyılda 10 10 L,B (Capellaro, Evans ve Turatto 1999) baĢına düĢen yerel oranı 60 0.22 SN TipIb / c (Madau, Della Valle ve Panagia, 1998) ile kombine edersek 4 ~ 2.6* 10 SN TipIb / c Gpc3 .yil 1 oranını buluruz. Deneysel bir yaklaĢımla GIP/SN oranını elde etmek için sınırlı bir mesafede yer alan örneklerdeki GIP/SN‟lere ve bütün Tip Ib/c SN‟lerinin olma sıklığı hesaplanmalıdır ve bunların aynı geniĢlikte etkin olarak takip edildikleri varsayılmalıdır. Podsiadlowski ve diğ. (2004), GIP/SN oranını ~ 0.5 / 0.06 olarak bulmuĢtur. DüĢük enerjili GIP‟lar klasik GIP‟lardan daha az hüzmelenmiĢ olabilirler. DüĢük enerjili birçok ata yıldız modeli için bir problem söz konusu değildir. O halde ıĢınlama katsayısının büyük olmaması gerekmemektedir. Ardıl ıĢıma verilerinde gözlenen kırılmalar oldukça geç zamanlarda meydana gelmektedirler. Örneğin GRB 031203‟ün X-ıĢın ıĢık eğrisinde meydana gelen kırılmanın belirlenmesiyle bunun bir jete uygun olarak ~ 16 30 arasında olması beklenir. Böylece GIP/SN oranı küçülmüĢ olur. Bu da gözlemlere bakıldığında uyumlu görünmektedir. Yerel olarak bakıldığında GIP oranının uygun olay sayısının az sayıda olmasından dolayı kısıtlı olduğu dikkatleri çekmektedir. Bir çalıĢmada (Della Valle, 2006) en yakında meydana gelen (bu ~ 0.4Gpc3 ) 3 olay ele alınmıĢ ve yerel GIP/SN oranı 1 1 ~ %4 %30 arasında bulunmuĢtur ( fb 75 ve fb 500 olan ıĢınlanma katsayıları için). Burada verilen bilgiler 2006 yılına kadar elde edilen verilerden elde edilmiştir. 2.7. GIPLAR, SN’LER, XRF’LER Dar (2004)‟te GIP/XRF-SN iliĢkisinin tarihi ve bu iliĢkinin varlığına dair dolaylı ve doğrudan kanıtlar Cannon Ball Modeli çerçevesinde tartıĢılmıĢtır. Buna göre; Colgate (1959; yayınlanmamıĢ) SN patlamaları esnasında gama-ıĢınlarının üretildiğinden Ģüphelendiğini Vela uydularının 1967 yılında yaptıkları GIP keĢiflerinden önce öne süren kiĢidir. Colgate (1968 ve 1974)‟te çekirdek çökmeli SN‟lerde yıldız yüzeyinden çıkan Ģok dalgasının kırıldığını ve GIP üretebileceklerini, eğer rölatif olarak küçük kozmolojik uzaklıklarda meydana gelirlerse gözlenebileceklerini söylemiĢtir. 61 Klebesadel, Stron ve Olson (1973), keĢfi yaptıkları makalede algıladıkları ilk 13 GIP ile zamansal ve göksel konum itibariyle çakıĢan SN‟leri katalog taraması yaparak bildirmiĢlerdir. Birbiri ardına yapılan keĢifler GIP‟ların ardıl ıĢımalarının, bu sayede kozmolojik uzaklıklarda bulunan galaksilerde, ve galaksilerin yıldız oluĢumunun görüldüğü, düĢük metal bolluğu olan galaksilerde oluĢtuklarının, ilk kırmızıya kaymaların belirlenmesi GIP‟lar hakkında elde edilen bilgilerin çığ gibi büyümesine ve daha geniĢ kapsamlı tezlerin araĢtırılmasına yol açmıĢtır. Uzun süreli GIP‟ların, birçok nötron yıldızı çiftinin bulunduğu galaktik halolarda değil de SN‟lerin %90‟ının meydana geldiği yıldız oluĢumu olan bölgelerde keĢfedilmesi uzun süreli GIP‟ların büyük kütleli yıldızların ölümü ile üretilebileceklerine dair ilk gözlemsel kanıtı oluĢturmuĢtur. GIP/SN iliĢkisine dair ilk kanıt GRB 980425‟in (Galama ve diğ. 1998) SN 1998bw ile birlikte zamansal ve konumsal olarak BeppoSAX hata kutusu (Soffita ve diğ. 1998; Pian ve diğ. 1999) içerisinde z=0.0085‟te keĢfedilmeleriyle elde edilmiĢtir. Galama ve diğ. 1998 ve Iwamoto ve diğ.1998‟de GIP‟ın meydana gelmesinden -2 ya da +0.7 gün sonra SN patlamasınn meydana gelmiĢ olabileceği ıĢık eğrileri üzerinden yapılan incelemeler sonucu bildirilmiĢtir. Bu kanıt standart ateĢtopu modeli çerçevesine uymamıĢtır. Astrofizikçiler ya GRB 980425 ile SN 1998bw‟nun birbirinden fiziksel olarak farklı olaylar olduklarını ya da bu iki cismin yeni bir cisim sınıfını oluĢturduklarını düĢünmüĢlerdir (Bloom ve diğ. 1998; Woosley, Eastman ve Schmidt 1999; Hurley ve diğ. 2002; Galama 2003). Paczynski (1998a) ve Iwamoto ve diğ. (1998), bu cisimlere “hipernova” adını vermiĢlerdir. Hipernovanın anlamı kinetik enerjileri 1052 erg’i aĢan süper enerjili patlamalardır. Bu adlandırmaya örneği SN 1998bw‟nun yüksek geniĢleme hızı ve ıĢıma gücü (Patat ve diğ. 2001b) ve Kulkarni ve diğ. 1998‟in bildirdiği çok güçlü radyo emisyonundan almıĢtır. Canon Ball Modeli‟ne göre GRB 980425 ve XRF‟ler eksen dıĢı gözlenen GIP‟lardır (Dar ve DeRújula 2000a, 2003; Dado, Dar ve De Rújula 2003d). Görüntüleme açılarının büyük oluĢu çok daha düĢük etkinlik ve foton sayımları ile sonuçlanmıĢtır. Sadece rölatif olarak yakın olan XRF‟ler X-ıĢın uyduları tarafından algılanmıĢlardır. Böylece XRF‟lerin büyük bir çoğunluğunun optik ardıl ıĢıması bir SN‟den gelen algılanabilir ıĢığı içerebilirdir. SN 1998bw‟ya benzer bir SN, XRF‟ten yaklaĢık 15-20 gün sonra maksimum yaparken XRF‟in bulunduğu konumda gözlenebilir. 62 O halde tez için oluĢturduğumuz aday listesini de düĢündüğümüzde GIP/SN iliĢkisinin daha detaylı olarak GIP/XRF-SN biçiminde bir iliĢkinin bulunduğunu söylemek yanlıĢ olmayabilir. Çekidek çökmeli SN‟lerin %90‟ından fazlası yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerde meydana gelirler. Eğer uzun süreli GIP‟lar SN patlamaları ile üretilmiĢlerse, bu durumda GIP‟ların temel olarak yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerde meydana geldikleri söylenebilir. Bu durumda; i. Yerleri iyi belirlenen GIP‟lar uzak galaksilerdeki yıldız oluĢumunun olduğu bölgelerde bulunabilirler (örn; Paczynski 1998b; Holland ve Hjorth 1999). ii. GIP‟ların meydana geldiği galaksilerin mavi renkleri bunların yıldız oluĢumu olan galaksiler olduğuna iĢaret eder (Bloom, Kulkarni ve Djorgovski 2002). iii. GIP‟ların optik ardıl ıĢımaları GIP‟ların bulunduğu çevrelerin yıldız oluĢumu bölgelerindeki SN‟lerden beklendiği gibi olduğudur (Dado, Dar ve De Rújula 2003c, 2004) iv. Cannon Ball Modeli‟nde GIP/XRF-SN iliĢkisinin, GIP‟ların ve XRF‟lerin (Dar ve De Rújula 2003) ve bunların ardıl ıĢımalarının (Dado ve diğ. 2003a) basit ve evrensel tanımlamaları bu iliĢkinin varlığını destekleyen en önemli kanıttır. Sakamoto ve diğ. (2004), XRF‟lerle ilgili teorik modellere de yer verdikleri çalıĢmalarında bu cisimlerin tarafından çok yüksek kırmızıya kaymalarda gözlenen XRF‟ler olduğunu öne sürdüğünü bu durumunda GIP‟lara benzer oluĢunun birçok XRF‟în, düĢük kırmızıya kaymalarının açıklanmasını sağlayan hipotezlerle ters düĢtüğünü açıklamıĢlardır (Soderberg ve diğ.2004; Fynbo ve diğ. 2004). Mészáros ve diğ. (2002) ve Woosley ve diğ. (2003)‟e göre X-ıĢın fotonları GIP jetini çevreleyen sıcak koza tarafıdan, jet kırıldığı anda etkin olarak üretilirler ve bu eksen- dıĢı olarak gözlenen XRF benzeri olaylara sebep olur. Yamazaki ve diğ. (2002, 2003), XRF‟lerin, jetin ekseninden oldukça sapmıĢ biçimde gözlenen son derece yüksek miktarlarda hüzmelenmiĢ GIP‟ların bir sonucu olarak meydana geldiklerini teklif etmiĢlerdir. Bu modelde Eγ,peak ve Eγ,iso‟nun gözlenen düĢük değerleri rölativistik hüzmelenmenin bir sonucudur. 63 Lamb, Donaghy ve Graziani (2004), XRF‟lerin XRR‟ların ve GIP‟ların geniĢ bir aralıkta değiĢen jet açılma açılarına sahip GIP jetleri olan muhtemel bir modelde birleĢik haldeki tanımlamalarını yapmıĢtır. Dermer ve diğ. (1999), Huang ve diğ. (2002), Dermer ve Mitman (2003), XRF‟leri Γ≪300 olan Lorentz katsayılı GIP jetlerine katılan baryonik maddelere sahip “kirli ateĢtopu” modeli ile tanımlamıĢlardır. Mochkovitch ve diğ. (2003), bu senaryoyu tersten incelemiĢlerdir ve Γ≫300 Lorentz katsayılı GIP jetlerinde ve iç Ģok modelindeki çarpıĢan rölativistik kabukların Lorentz katsayıları arasındaki farklılığın XRF-benzeri olaylar üretebileceğini ortaya koymuĢtur (Sakamoto ve diğ. 2004). XRF‟lerin νFν tayfındaki maksimum tayfsal enerjisi ~25 keV ile karakterize edilir. Bu belirleme 1990’larda BeppoSAX tarafından yapılmıĢtır. GIP‟ların maksimumdaki tayfsal enerjileri ise ~250 keV ile karakterize edilir (Soderberg ve diğ. 2003) GIP/XRF iliĢkisinin dıĢ görünüĢe göre mi yoksa iç görünüĢe göre mi belirlendiği henüz tam olarak cevaplandırılamamıĢtır. Eğer GIP‟lar jet hüzmelenme ekseninden ötede gözlenen GIP‟lar ise bu durumda gama-ıĢın emisyonunun düĢük olması beklenir ve aralarındaki fark dıĢ görünüĢtür. Öte yandan XRF‟ler enerji özellikleri bakımından GIP‟lara benzeyen ama farklı bir patlama sınıfında yer alan cisimler olabilirler ve yüksek miktarlardaki ağır baryon yükü sayesinde daha düĢük enerjilere sahip olabilirler (Soderberg ve diğ. 2003). 2.8. LĠTERATÜRDE VAROLAN ĠLĠġKĠLER Costa ve diğ. (1997), van Paradjis ve diğ. (1997) ve Frail ve diğ. (1997)‟de bazı uzun süreli GIP‟ların X-ıĢın, optik ve radyo ardıl ıĢımalarının olduğunun ortaya atılması GIP‟ların anlaĢılmasında büyük bir ilerleme yaĢanmasına sebep olmuĢtur. Ardıl ıĢımaların keĢfedilmesiyle patlamaların kırmızıya kaymaları ve kırmızıya kaymalardan itibaren de meydana geldikleri mesafeler ölçülebilmiĢtir. GIP‟ların ortaya çıkan bu özellikleri onlara iki yeni potansiyel kullanım alanı önerilmesine sebep olmuĢtur. 64 Bunlardan biri tozdan bağımsız olarak evrendeki büyük kütleli yıldızların oluĢumunun iĢaretçileri olmaları (örneğin; Totani 1997; Paczynski 1998; Wijers ve diğ. 1998; Lamb ve Reichart 2000; Blain ve Natarajan 2000; Bromm ve Loeb 2002; Llyod-Ronning ve diğ. 2002; Firmani ve diğ. 2004; Yonetoku ve diğ. 2004), diğeri ise yüksek kırmızıya kaymalara kadar kozmik geniĢlemenin kaydedilebilmesine olanak sağlayan kozmolojik standart “mumlar” olmalarıdır (örneğin; Schaefer 2003; Ghirlanda ve diğ. 2004b; Dai, Liang ve Xu 2004; Firmani ve diğ. 2005; Liang ve Zhang 2005; Xu Dai ve Liang 2005). Her iki kullanım alanı da kırmızıya kayması ölçülen çok az sayıda cismin olmasından ve bunun belirlenebilmesi için derin optik/IR ya da X-ıĢın tayflarına ihtiyaç duymaktadır. Bu zorlukların üstesinden gelmek adına GIP‟ların mutlak enerjileri ve/ya da gözlenen özelliklerinin ıĢıma güçlerini birbirine bağlayan sıkı iliĢkiler büyük avantajlar sağlayabilir. Bu iliĢkiler kırmızıya kayma belirleyicisi olarak kullanılabilirler ya da z‟nin bağımsız olarak bilindiği durumlarda GIP‟ları kozmografik amaçlar için standart mum yapabilirler (Firmani ve diğ. 2006). 2.8.1. Eγ,peak – LSN,peak ĠliĢkisi Li (2006)‟da tanıtılan bu iliĢki, tayfsal olarak GIP/SN iliĢkisi kanıtlanan 4 GIP/SN‟nin GIP bileĢenlerinin maksiumdaki mutlak tayfsal gama-ıĢın enerjileri ve SN bileĢenlerinin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri arasındaki iliĢkinin log Eγ,peak - MSN,peak düzleminde incelenmesi ile geliĢmiĢtir. MSN,peak ve LSN,peak parametreleri arasında Pogson Bağıntısı kullanılarak geçiĢ yapılmıĢtır. ġekil 2.11‟de 4 GIP/SN adayı (1.grupta yer alan adaylar) için Li (2006)‟dan alınan 2 grafik görülmektedir. Grafikte verilere geçirilen fit, en küçük - χ fitidir. –MSN,peak ve logEγ,peak için hesaplanan Spearman korelasyon katsayısı r=0.997 ve buna karĢı düĢen sıfır korelasyon için olasılığın P=0.003 olduğu bulunmuĢtur. Bu verilere dayanarak –MSN,peak ve Eγ,peak arasında güçlü bir iliĢki olduğu sonucuna varmıĢtır. Ardından her iki parametredeki hataları da hesaba katarak ġekil 2.11‟de görülen en küçük-χ2 fitini elde etmiĢtir. 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = −35.38 − 1.987 푀푆푁,푝푒푎푘 (2.36) 65 ġekil 2.11. Li (2006)‟da mutlak bolometrik kadir ve logEγ,peak arasındaki iliĢki (Li, 2006). ġekil 2.11‟de 4 GIP/SN adayı (1.grupta yer alan adaylar) için Li (2006)‟dan alınan 2 grafik görülmektedir. Grafikte verilere geçirilen fit, en küçük - χ fitidir. –MSN,peak ve logEγ,peak için hesaplanan Spearman korelasyon katsayısı r=0.997 ve buna karĢı düĢen sıfır korelasyon için olasılığın P=0.003 olduğu bulunmuĢtur. Bu verilere dayanarak –MSN,peak ve Eγ,peak arasında güçlü bir iliĢki olduğu sonucuna varmıĢtır. Ardından her iki parametredeki hataları da hesaba katarak ġekil 2.11‟de görülen en küçük-χ2 fitini elde etmiĢtir. 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = −35.38 − 1.987 푀푆푁,푝푒푎푘 (2.36) 2 Bu fit için χ /dof=0.02‟dir. Bu denklemi Pogson Bağıntısını kullanarak LSN,peak cinsinden yazdığında aĢağıdaki sonuca ulaĢmıĢtır: 퐿 4.97 퐸 = 90.2 푘푒푉 푆푁 ,푝푒푎푘 (2.37) 훾 ,푝푒푎푘 1043 푒푟푔 푠푛 −1 66 Burada LSN,peak SN sistemindeki 3000-24000 Å dalgaboyu aralığında belirlenen SN‟in maksimumdaki mutlak bolometrik ıĢıma gücüdür. 2.8.2. Eγ,iso – LSN,peak ĠliĢkisi Li (2006)‟da denklem (2.37) ile Amati ve diğ. (2006)‟da güncellenen maksimumdaki mutlak tayfsal enerji ile izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi arasındaki iliĢki kullanılarak normal uzun süreli GIP‟lar için kesin sonuçlar, GIP/SN‟ler için ise üst limitler veren aĢağıdaki iliĢki elde edilmiĢtir. 퐿 10 퐸 ≲ 0.86푥1052 푒푟푔 푆푁 ,푝푒푎푘 (2.38) 훾 ,푖푠표 1043 푒푟푔 푠−1 Bu iliĢkiden itibaren Li‟nin vardığı sonuç, denklem (2.8.3)‟ün GIP/SN‟lerin izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri üzerine güçlü kısıtlamalar getireceği olmuĢtur. Buradan bulduğu bir baĢka sonuç ise logEγ,iso – logLSN,peak denklerminin eğiminin çok dik olmasının bir sonucu olarak GIP‟ların izotropik enerjilerinin çok geniĢ bir aralıkta değiĢebileceği, ancak SN‟ların maksimumdaki ıĢıma güçlerinin son derece dar bir dağılıma sahip olacaklarıdır. 2.8.3. Eγ,peak,i - Eγ,iso ĠliĢkisi F kozmolojik eylemsizlik sisteminde ölçülen tayf enerjisi 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 ve izotropik eĢdeğer yayınlanan enerji 퐸훾 ,푖푠표 arasında bir iliĢki olduğu Amati ve diğ. (2002) tarafından bulunmuĢtur. Bu korelasyon baĢlangıçta BeppoSAX uydusuyla keĢfedilen ve kırmızıya kaymaları bilinen (9‟u kesin, 3‟ü muhtemel değerler) 12 GIP‟ın WFC (2-28 keV) ve GRBM (40–700 keV) enerji aralığındaki tayflarının ortalamasının analizinden elde edilen sonuçlara dayanıyordu. Amati ve diğ. (2002)‟de kırmızıya kayma düzeltmeli tayfları Band fonksiyonu ile fitledikten sonra tayfsal parametrelerin mutlak değerlerini (yani kaynağın kozmolojik eylemsizlik sistemindeki değerlerini) elde edebilmiĢlerdir. Ayrıca standart bir kozmoloji varsayarak ve mutlak zaman integrasyonlu tayfın en iyi fitini integre ederek 1-10000 keV enerji aralığındaki toplam yayınlanan enerjiyi, izotropik emisyon varsayımı ile hesaplamıĢlardır. Ardından 퐸훾 ,푖푠표 67 ve z gibi mutlak tayfsal parametreler arasındaki iliĢki çalıĢmalarını uygulamıĢlardır. Bu çalıĢmanın ürünü olarak çıkan en önemli sonuç 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ve 퐸훾 ,푖푠표 değerleri arasında güçlü bir korelasyonun olduğuna dair kanıtların elde edilmesiydi. Kırmızıya kayma değerleri kesin olarak belirlenmiĢ 9 GIP için log퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ve log퐸훾,푖푠표 arasındaki korelasyon katsayısı 0.949 olarak belirlenmiĢtir ve bu ~ %0.005 „lik bir olma olasılığına karĢı düĢmektedir. 퐸훾,푖푠표 ‟nun fonksiyonu olarak 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ‟nin eğilimini tanımlayan en iyi güç kanununun eğimi ~ 0.5 ‟tir (Amati ve diğ. 2003). 2004 yılında bu çalıĢma Amati tarafından kırmızıya kayması bilinen 10 GIP daha eklenerek geniĢletilmiĢtir (3 adet BeppoSAX, 4 adet HETE-2, 3 adet BATSE GIP‟ı eklenmiĢtir). Bu GIP‟ların tayfsal verileri (BeppoSAX GIP‟ları için) ya da yayınlanan en iyi fit tayfsal parametreleri (BATSE ve HETE-2 GIP‟ları için) yayınlanmıĢtır. Bu çalıĢmadan bulduğu korelasyon katsayısı da bir önceki çalıĢmadan bulduğu değere benzer olduğundan ve örnek sayısının artması ile bulduğu korelasyonun büyük bir değiĢim göstermemesinden dolayı yaptığı çalıĢmanın önemi arttırmıĢtır. Lamb, Donaghy ve Graziani 2004; Sakamoto ve diğ. 2004 ve Sakamoto ve diğ. 2005a, HETE- 2 ölçümlerine dayanarak bu iliĢkiyi sadece doğrulamakla kalmamıĢlar ve aynı zamanda 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ve 퐸훾,푖푠표 iliĢkisini XRF‟lere geniĢletmiĢlerdir. Bu iliĢkinin 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 için 3 mertebe, 퐸훾,푖푠표 için ise 5 mertebeye kadar geçerli olduğn ortaya koymuĢlardır (Amati ve diğ. 2003; Amati 2006). Amati iliĢkisi 2006 yılında güncellenmiĢ ve yeniden analiz edilmiĢtir. Bu çerçevede 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾 ,푖푠표 korelasyonuna dayanarak, z ve 퐸훾,푝푒푎푘 ,표 ‟ları kesin olarak belirlenmiĢ 43 adet uzun GIP/XRF‟ler, ve/ya da E p,obs değerleri belirsiz olan 10 adet GIP, ve değerleri kesin olarak belirlenmiĢ 2 adet kısa süreli GIP ve GIP/SN‟lerden de GRB 980425‟i seçilmiĢ. Bu çalıĢma çerçevesinde standart korelasyon analizi ve güç kanunu geçirilmesine ek olarak yapılan veri analizi örnek çeĢitliliğinden dolayı bir de modelleme yapılmasına izin vermiĢtir. Yeniden yapılan bu analizde kullanılan adaylar belirli durumlar ve belirsiz durumlar olarak iki gruba ayrılmıĢtır. Toplam 56 aday kullanılmıĢtır. Adaylar BeppoSAX, HETE-2, BATSE, Konus ve Swift uyduları tarafından keĢfedilmiĢtir (Woosley ve Bloom, 2006). 68 Tablo 2.1. 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾,푖푠표 iliĢkisinin farklı aday grupları kullanılarak farklı araĢtırmacılar tarafından hesaplanan değerleri. Referans N ρ Olma Olasılığı m K 2 χν Amati ve diğ. (2002) 9 0.95 5.0*10-5 0.52 ± 0.06 105 ± 3.9 11 Amati (2003) 20 0.90 1.3*10-7 0.35 ± 0.06 118 ± 9 6.1 Ghirlanda, Ghisellini ve Lazzati (2004) 27 0.80 7.6*10-7 0.40 ± 0.05 95 ± 7 6.2 Friedman ve Bloom (2005) 29 0.88 4.9*10-10 0.50 ± 0.04 90 ± 8 9.5 Nava ve diğ. (2005) 18 0.82 3.1*10-5 0.57 ± 0.02 71 ± 2 5.2 Amati (2006); sadece GIP'lar 39 0.88 3.5*10-14 0.57 ± 0.02 76 ± 2 7.8 Amati (2006); XRF 020903 ve 050416 41 0.89 1.1*10-15 0.57 ± 0.02 77 ± 2 7.4 dahil edilince Amati (2006); 41 0.89 1.1*10-15 0.03 1 1.1 0.49 99 örnek çeĢitliliği için hesap yapıldığında 0.04 1 Tablo 2.1‟de N, göz önüne alınan olay sayısı; ρ, log( E p,i ) ve log( Eiso ) korelasyonu 2 arasındaki Spearman lineer korelasyon katsayısıdır. m, K ve 휒휈 değerleri 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ve 퐸훾,푖푠표 korelasyonuna geçirilen güç kanunu fitindeki değerlerdir: 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 = 퐾퐸훾 ,푖푠표 (2.39) 52 Bu korelasyon denkleminde퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 , keV cinsinden ve 퐸훾 ,푖푠표 , 10 erg cinsinden ifade edilmiĢtir.Tablonun birinci kısmındaki değerler üzerindeki belirsizlik 1σ‟lık güvenilirlik 2 taĢırken, ikinci kısımda %90’lık önem vardır. Tabloda yer alan bütün K ve χ değerleri Amati (2006)‟da hesaplanan değerlerdir 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾 ,푖푠표 iliĢkisinin geçerliliği GIP alanındaki birçok benzer çalıĢmayı etkileyerek 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 ve ortalama izotropik eĢdeğer ıĢıma gücü, 퐿표푟푡 ,푖푠표 , gibi diğer GIP Ģiddetinin göstergesi olan parametreler (Lamb, Donaghy ve Graziani 2004, 2005) ve maksimumdaki izotropik eĢdeğer ıĢıma gücü 퐿푖푠표 (Yonetoku ve diğ. 2004; Ghirlanda ve diğ. 2005a) arasındaki iliĢkilerin keĢfedilmesine yol açmıĢtır. Liang, Dai ve Wu (2004), gözlenen olayların önemli bir kesrinin GIP‟lar arasında 퐸훾,푖푠표 - 퐿표푟푡 ,푖푠표 iliĢkisine uyduklarını göstermiĢtir. Bütün bu iliĢkiker 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾 ,푖푠표 iliĢkisiyle aynı eğimi ve aynı dispersiyonu gösterirler (Amati, 2006) ve 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 , 퐿표푟푡 ,푖푠표 ve 퐿푖푠표 arasında güçlü bir iliĢkinin olduğunu göstermiĢtir (Lamb, Donaghy ve Graziani 2004, 2005; Ghirlanda ve diğ. 2005a ). 69 ġekil 2.12: Amati (2006)‟da kullanılan cisimlerin 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾,푖푠표 düzlemindeki durumları. ġekil 2.12‟de içi dolu daireler Swift GIP‟larına karĢı düĢmektedir. Sürekli çizgi, örnek 0.49 çeĢitliliği ile hesaplanarak elde edilen en iyi fitin güç kanunudur: 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = 55 퐸훾,푖푠표 . Noktali çizgiler 0.4 ‟lük dikey logaritmik sapmanın olduğu bölgeyi belirler. Kesikli çizgi, örnek çeĢitliliği hesaba katılmaksızın verilere fit geçirilmesiyle elde edilen en iyi 0.57 fitin güç kanunudur: 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = 77 퐸훾,푖푠표 GIP‟larla ilgili olarak bulunan korelasyonların hepsinde kullanılan örneklerin kırmızıya kayma değerlerindeki farklılıklar bir kenara bırakılmıĢtır, ancak örneklere bakıldığında kırmızıya kayma değerleri büyük bir aralıkta değiĢmektedir ( z ~ 0.1 ile z ~ 6 ). Bu gözardı ediĢin altında yatan önemli sebep ise elimizde kırmızıya kaymaları ölçülmüĢ yeterli miktarda GIP olmamasıdır. O yüzden kaçınılmaz olarak yapılan çalıĢmalarda kırmızıya kayma ile GIP evriminin nasıl etkilendiği ve seçim etkileri ihmal edilmiĢtir. Bu da ister istemez bulunan iliĢkilerin GIP‟ların gerçek fiziğini mi yansıttığı yoksa sadece yüzeysel iliĢkiler mi oldukları sorusunu gündeme getirmiĢtir. Stanek ve diğ. (2006), yakında bulunan 5 GIP‟ı kullanarak GIP‟ların izotropik enerjilerinin bulundukları galaksinin metalisiteleri ile anti korelasyon gösterdiklerini 70 bulmuĢtur (bkz. Wolf ve Podsiadlowski 2007). Uzun süreli GIP‟ların düĢük metalisiteli galaksilerde meydana gelme eğilimli olduklarına dair yığılan kanıtlar vardır (Fynbo ve diğ. 2003; Hjorth ve diğ. 2003; Le Floc‟h ve diğ. 2003; Sollerman ve diğ. 2005; Fruchter ve diğ. 2006 ; Stanek ve diğ. 2006) z ~ 0.1 ile z ~ 6 arasında yer alan cisimlerin evrilmediği düĢüncesi dar görüĢlü bir düĢünce olarak kabul edilmektedir. Çünkü metalisitenin, kozmolojik kırmızıya kayma ile güçlü bir Ģekilde evrildiği bilinen bir gerçektir (Kewley ve Kobulnicky 2005; Savaglio ve diğ. 2005). Doğal olarak GIP‟ların kırmızıya kayma ile evrilmeleri beklenir (Langer ve Norman 2006). Li (2007a), 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾,푖푠표 iliĢkisinin kozmolojik kırmızıya kaymadan ile birlikte evrilip evrilmediğini test etmiĢtir. Bunun için Amati (2006)‟da yeniden yapılan analizde kullandığı 41 uzun süreli GIP‟ı ve Amati (2007)‟de Swift gama-ıĢın uydusunun keĢfettiği 7 uzun süreli GIP‟ı alıp 48 GIP‟tan oluĢan örnek oluĢturarak incelemiĢtir. 48 adaydan oluĢan bu örneği z‟lerinin dağılımına göre 12‟li dört gruba ayırmıĢtır. Amati korelasyonu log Eiso a blog E peak Ģeklinde ifade edilmiĢtir. Amaç a ve b katsayılarının z ‟ye bağlı değiĢimlerini hesaplamaktır. Bunun için her gruba Amati denklemine göre bir fit geçirerek ortalama kırmızıya kaymaları ( z ) hesaplamıĢtır. Böylece bir değiĢim olup olmadığına bakmıĢtır. Adayların kırmızıya kayma aralığı ve ortalama kırmızıya kayma değeri 푧 = 0.1685‟tir (0.17≤z≤5.6 aralığında). 48 örnek için en küçük kareler fiti geçirildiğinde elde edilen a ve b 2 değerleri ve hata miktarı Ģu Ģekilde bulunmuĢtur: a 3.42 , b 1.78 , r 5.9 . A Grubu: 0.1 z 0.84 z 0.56 B Grubu: 0.84 z 1.3 z 1.02 C Grubu: 1.3 z 2.3 z 1.76 D Grubu: 2.3 z 5.6 z 3.40 Bu gruplara en küçük kareler fiti uygulandığı durumda elde edilen sonuçlar ise Ģöyledir: a 4.34 0.35 A Grubu: 2 2.2 b 2.28 0.16 r a 4.28 0.48 B Grubu: 2 6.7 b 2.00 0.17 r 71 a 3.66 0.41 C Grubu: 2 3.0 b 1.96 0.15 r a 3.15 0.36 D Grubu: 2 1.9 b 1.62 0.13 r Li (2007a)‟de dikkatli bakıldığında sadece B grubundaki hata miktarı cisimlerin topluca 2 incelendiği durumdakinden daha büyük ( r 5.9 ) olduğu, diğer gruplarda ise hata miktarı oldukça az olduğu bildirilmiĢtir. Buradan çıkarılan sonuç adaylar gruplansa bile dispersiyon artabiliceği olmuĢtur. Li (2007a), her gruba ait a ve b değerlerinin her grup için belirlenen z değerlerine göre değiĢimini görmek için çizilen grafikte, değerlerinin ile pozitif korelasyon gösterdiğini, b değerlerinin ise ile negatif korelasyon gösterdiği bulmuĢtur. a - ve b - noktalarından en küçük kareler fitleri geçirdiğinde a ve b‟nin ‟yi içeren denklemlerini elde etmiĢtir. 2 a 4.58( 0.36 ) 0.43( 0.17 )z ( r 0.13 ) 2 b 2.32( 0.15 )0.207( 0.066 )z ( r 0.31) Li (2007a)‟nin buradan çıkardığı sonuç “a ve b kozmolojiik kırmızıya kayma ile güçlü bir Ģekilde evrildiğidir”. Bu sonuç GIP‟ların standart uzaklık belirleme görevini tehlikeye atmıĢtır ve GIP‟ların kırmızıya kayma ile birlikte evrildiğini ortaya koymuĢtur. Daha sağlıklı sonuçlar elde edebilmek için kırmızıya kaymaları ve tayfları iyi belirlenmiĢ daha fazla sayıda GIP‟a ihtiyaç duyulmaktadır. Orijinal olarak Amati ve diğ. (2002) iliĢkisi GIP öncül emisyonu fiziğindeki çeĢitkli senaryolardaki parametreler üzerine sınırlamalar getirmek için kullanılabilir. Ayrıca GIP/XRF birleĢik modelleri ve jetler için önemli bir testtir ve farklı alt-sınıflardaki GIP‟ların (alt-enerjili GIP‟lar, kısa-süreli GIP‟lar) doğası hakkında ipuçları verirler. Ayrıca 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾,푖푠표 iliĢkisi kırmızıya kayma belirleyicisi olarak kullanılır ve GIP 72 popülasyonu sentez modelleri için gereken girdi ya da çıktılar olarak varsayılırlar (Amati 2006). 2.8.4. Eγ,peak - Eγ ĠliĢkisi GIP ateĢtoplarının hüzmelendikleri ilk kez GRB 970508 için (Waxman 1998) ve hemen ardından GRB 990123‟ün sıradıĢı büyüklükteki izotropik enerjisi için (Fruchter ve diğ.1999) teklif edilmiĢtir. Bu senaryoyu destekleyen gözlemsel kanıt, küresel durumdakinden çok daha dik olarak azalan ardıl ıĢıma ıĢık eğrisindeki akromatik kırılmadır (Rhoades 1997; Sari ve diğ. 1999). Ghirlanda ve diğ. (2004)‟te yapılan çalıĢmanın özü Ģöyledir: Haziran 2004 tarihine kadar keĢfedilen ve kırmızıya kaymaları belirlenmiĢ 40 GIP seçilmiĢtir. GIP‟ların öbül emisyonu tayfı Band fonksiyonu ile tanımlanabilir. Bu karakteristik bir Ebreak enerjisine sahip olan eksponansiyel bir kesiklilik tarafından düzgün bir Ģekilde birbirine fonksiyon ve foton tayfsal indisleri ile bağlı olan düĢük ve yüksek enerji güç kanunundan oluĢurlar. F temsilinde bu model Ģu Ģekilde ifade edilen bir maksimum enerji tanımlar: 퐸훾 ,푝푒푎푘 = (2 + 훼)퐸푏푟푒푎푘 . Kırmızıya kaymaları bilinen bütün adayların literatürden öncül emisyon tayflarına dair bilgiler araĢtırılmıĢ ve sonuç olarak kırmızıya kaymaları kesin olarak belirlenmiĢ ve 퐸훾,푝푒푎푘 değerleri yayınlanmıĢ 29 adaylık bir liste elde edilmiĢtir. Bir patlamanın kaynağın sistemindeki izotropik eĢdeğer enerjisi kendi frekansından ve zaman integrasyonlu akısından türetilebilir. Eğer jet açılma açısı bilinirse bu durumda hüzmelenme düzeltmeli enerji hesaplanabilir. Adayların izotropik enerjileri ise 1 ile 10000 keV‟lik enerji aralığı üzerinden N(E) [foton.cm-2keV -1] en iyi fit zaman integrasyonlu tayfı üzerinden integrasyon yapılarak hesaplanmıĢtır. Böyle geniĢ bir enerji aralığında yapılan integrasyon, bant-kırmızıya kayma etkisi için uygun bir düzeltmeyle Ģu Ģekilde ifade edilir: 4 2 10 4휋퐷퐿 1+푧 퐸 = 1 퐸 푁 퐸 푑퐸 (2.40) 훾 ,푖푠표 1+푧 1+푧 73 Burada DL, ıĢıma gücü uzaklığıdır. Jet açılma açısı jetin kırılma zamanı ile doğrudan iliĢkilidir, o nedenle jet kırılma zamanları elde edilmelidir. Bu parametre ardıl ıĢıma ıĢık eğrisinin geniĢ bantta modellenmesinden doğrudan ölçülebilir. Jet kırılma açısı ise Ģöyle verilmiĢtir: 1/8 푡 3/8 푛휂 휃 = 0.161 푗푒푡 ,푑 훾 (2.41) 1+푧 퐸훾 ,푖푠표 ,52 Bu ifadede n, yıldızı çevreleyen ortamdaki parçacık sayı yoğunluğu, , öncül gama- ıĢın emisyonu evresindeki kinetik enerjinin kesridir. Ġlk olarak z ve değerleri bilinen 24 aday için kaynağın sisteminde maksimumdaki enerji E p (1 z ) ve kolimasyon düzeltmeli enerji E arasındaki iliĢkiye bakılmıĢtır. Bu iliĢki aĢağıdaki gibi bulunmuĢtur. ġekil 2.13„teki içi dolu daireler, ıĢık eğrisinde jet kırılması gözlenen olaylar için 1 cos katsayısı ile kolimasyon açısı düzeltilmiĢ izotropik enerjiyi göstermektedir. Gri semboller alt ve üst limitleri karĢı düĢerler. Düz çizgi korelasyonun en iyi fitini temsil eder.. Ġçi boĢ daireler z‟leri kesin olarak belirlenen adayların izotropik enerjisine karĢı düĢmektedir. Kesikli çizgi, bu noktalara geçirilen en iyi fit ve noktalı – kesikli çizgi Amati ve diğ. (2002)‟nin bulduğu korelasyondur. Bu iki parametre arasında kuvvetli bir iliĢki bulunmuĢtur, öyle ki Spearman korelasyon katsayısı rs 0.88 „dir. Eğer bu iliĢkiden hesaplanan E p ya da E değerlerinde üst ya da alt limitleri bulunan adayları çıkarırsak korelasyon daha da kuvvetlenir: rs 0.94 . Her iki koordinat değeri için hatalar da hesaba katıldığında elde edilen en iyi fit güç kanunu modelinden Ģu ifade ortaya çıkar: E 0.7 퐸 ≅ 480 γ keV (2.42) 푝 1051 erg Ghirlanda ve diğ. (2004)‟ün bulduğu bu korelasyon güçlü olmakla beraber son derece dardır bir aralığı kapsar, ancak yine de üst ve alt limitlerde bulunan adaylar uyum gösterirler. Bu korelasyon için maksimum saçılma ~ 0.25 dex iken standart sapma da 0.1 dex‟tir. Bulunan bu korelasyonun GIP araĢtırmalarına yaptığı en önemli katkı yerel 74 mikrofiziksel süreçler tarafından ayarlanan tayfın maksimumdaki enerjisinin, jetin genel bir özelliği olan toplam gama-ıĢın enerjisi (ya da jet açılma açısı) ile belirlendiğidir. BaĢka bir deyiĢle GIP‟ların fiziğini anlamada gama-ıĢın enerjileri önemli bir rol oynamaktadır. (Ghirlanda ve diğ. 2004) ġekil 2.13 : 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 − 퐸훾 ĠliĢkisi (Ghirlanda ve diğ. 2004). 75 2.8.5. Eγ,peak - Liso ĠliĢkisi ġekil 2.14: 퐸훾,푝푒푎푘 1 + 푧 − 퐿푖푠표 arasındaki iliĢki (Yonetoku ve diğ. 2003) Bu analizi yaparken Yonetoku ve diğ. (2004), BATSE arĢivlerinden kırmızıya kaymaları bilinen 9 GIP‟ı seçmiĢler ve her birindeki en parlak maksimuma odaklanmıĢlardır. Her bir GIP için tayfsal analizler ve standart veri indirgemesi uygulamıĢlardır. Ardından arkaalan tayfından çıkararak aynı veri seri üzerinde GIP öncesi ve sonrası ortalama tayfı elde etmiĢlerdir. Ardından düzgün kırılan güç kanunu uyguladıkları bir tayfsal model adapte etmiĢlerdir. ġekil 2.14‟te her bir GIP için eylemsizlik sistemindeki izotropik ıĢıma gücü (1052 erg -1 sn ) ve maksimumdaki mutlak tayfsal enerji, Eγ,peak (1+z)‟nin fonksiyonu olarak gösterilmektedir. Adaylardan sadece biri (GRB 980703) için Eγ,peak (1+z)‟nin alt limiti vardır, çünkü β > -2‟dir. Aynı Ģeklin üzerine Amati ve diğ. (2002)‟nin elde ettiği 76 sonuçlar da çizilmiĢtir. Yonetoku ve diğ. (2004), tayfsal parametrelerin analizini yaparken maksimumdaki akıları 30-10000 keV enerji aralığına çevirmiĢlerdir. Eγ,peak (1+z) ve L arasında iyi bir pozitif iliĢki bulmuĢlardır. Ağırlıklandırma katsayıları da hesaba katıldığında doğrusal korelasyon katsayısını log [Eγ,peak (1+z)] ve log[L] için 0.957 olarak 15 serbestlik derecesi ile bulmuĢlardır. Eγ,peak-Liso iliĢkisine güç kanunu modeli uydurduklarında elde ed,ilen en iyi fitin fonksiyonu aĢağıda gösterildiği gibidir. 퐿 퐸 (1+푧) 1.94±0.19 훾 ,푖푠표 = 4.29 ± 0.15 푥10−5 훾 ,푝푒푎푘 (2.43) 1052 푒푟푔 푠푛 −1 1 푘푒푉 Bu iliĢkide hatalar 1σ aralığında kalmaktadır. Bulunan bu iliĢki Standart Sinkrotron 2 Modeli ile de uyuĢmaktadır, L∝ 퐸훾,푝푒푎푘 (örn; Zhang ve Mészáros 2002; Lloyd ve diğ. 2000). 2.8.6. Lγ,iso - Eγ,peak,i T0.45 ĠliĢkisi Firmani ve diğ. (2006)‟da takdim edilen bu iliĢki izotropik ıĢıma gücü, maksimumdaki mutlak tayfal enerji ve yüksel sinyal zaman ölçeği parametreleri arasında bulunmuĢtur. Öncül emisyonun gözlenen parametreleri arasındaki iliĢkileri çalıĢırken dikkat ettikleri bir takım kriterler olmuĢtur. Bunlar; i. Kırmızıya kayma, z; ii. Maksimumdaki akı P ve etkinlik F, bu parametrelerin mümkün olduğunca aynı enerji aralığında olması; 표푏푠 iii. νFν maksimumda gözlenen enerji, 퐸푝푘 , ve mutlak bolometrik düzeltmenin mantıklı bir Ģekilde belirlenebileceği tayfın fitlenmesi. Bu parametreyi zaman integrasyonlu tayfın kullanıldığı bütün durumlar için türetmiĢlerdir. 표푏푠 iv. 푇0.45 ve V parametreleri. Bu parametreleri mümkün olduğunca kendi kodlarını kullanarak yayınlanan ıĢık eğrileri üzerinden hesaplamıĢlardır. 표푏푠 Yüksek sinyal zaman ölçeği, 푇0.45 , Reichart ve diğ. (2001) tarafından 50-300 keV enerji aralığında belirlenen parametredir. Anlamı, arkaalan seviyesinin üzerindeki toplam sayımların en parlak %45‟lik kısmı için geçen zaman miktarıdır. Pratikte, sayımların kesri ıĢık eğrisi üzerinden elde edilir ve toplam zaman sinyalin verilen bir eĢiği geçtiği durumdur. Bu kesir 0.45 olduğunda söz konusu eĢik belirlenir ve sinyalin bu eĢiği 77 toplamda kaç saniye boyunca geçtiği hesaplanır. Varsayılan enerji aralığı eylemsizlik sistemi için 50-300 keV‟dir (Reichart ve diğ. 2001) . Firmani ve diğ. (2006), incelemelerini yaparken Ghirlanda ve diğ. (2004)‟te kullanılan GIP adaylarını ve bunlar dıĢında 7 baĢka adayı daha ekleyerek toplam 22 GIP‟tan oluĢan bir örnek ile çalıĢmıĢlardır. Firmani ve diğ. (2006) incelemelerine Liso-Eγ,peak (ya da Eγ,iso- Eγ,peak) iliĢkisi ile baĢlamıĢlardır. En baĢta amaçları baĢka öncül emisyon özelliklerinin bu iliĢkiler gibi ya da daha sıkı iliĢkiler kurup kuramayacaklarını görmek olmuĢtur. Gama-ıĢın öncül emisyonundan elde edilebilecek en geçerli bilgi ıĢık eğrisidir. Fenimore ve Ramirez- Ruiz (2000)‟de ıĢık eğrisinin “çıkıntılılığı” belirlenirken V (değiĢkenlik) parametresi kullanılmıĢtır. Bu parametre ıĢık eğrisinde bulunan bilginin bir kısmının öğrenilmesine izin vermektedir. Firmani ve diğ. (2006), öncül yüksek sinyal zaman ölçeğini kullanarak GIP‟ın eylemsizlik sisteminde Ģu büyüklüğü belirlemiĢlerdir: Φ = 퐿푖푠표 푇0.45 (2.44) 퐸푖푠표 표푏푠 Burada T0.45= 푇0.45/(1 + 푧)‟dir. Φ, gözlemcinin sisteminde, GIP‟ın eylemsizlik sisteminde ve ateĢtopunun eĢ-hareket sisteminde net bir anlamı olan bir skalerdir. Eğer 2 eĢitliğin sağ tarafını 휃푗 /퐸훾,푝푒푎푘 ile çarpar ve bölersek bu durumda Φ‟nin yüksek sinyal rejiminde yayınlanan fotonların, yayınlanan toplam foton sayısına oranı olduğu ortaya çıkar. Bu hesaplamaların ardından Firmani ve diğ (2006), Liso-Eγ,peak (ya da Eγ,iso- Eγ,peak) iliĢkisinin kalitesini T0.45, V ve Φ gibi ıĢık eğrisi hakkında kısmi bilgiler veren öncül emisyon değiĢkenleri ile nasıl iyileĢtirilebileceği olasılığını araĢtırmıĢlardır. Yaptıkları istatistiksel hesaplamalarda verilerdeki hataları hesaplamalara katmıĢlar ve temel kriterleri indirgenmiĢ χ2 değeri ile fitin iyiliğini test etmek olmuĢtur. Ardından logΦ‟nin bir fonksiyonu olarak log Eγ,peak, log Eγ,iso, logT0.45 ve logV‟nin kombinasyonlarını kullanarak çok değiĢkenli doğrusal iliĢkiler aramıĢlardır. Bu yaklaĢımla Φ ve V‟nin bu 78 parametrelerle iliĢkilerinin olup olmadığı da incelenmiĢtir. Sadece 15 adet V değerleri hassas bir biçimde ölçülen olayı kullanrak regresyon analizi yaptıklarında elde ettikleri en iyi fitin denklemi Ģöyledir: 1.5 −0.93 −0.5 퐿푖푠표 푇0.45 ġekil 2.15: log( 퐸훾,푝푒푎푘 퐸훾,푖푠표 푇0.45 ) ile 푙표푔 arasındaki iliĢki (Firmani ve diğ. 2006). 퐸푖푠표 1.51±0.25 −0.93±0.16 퐿푖푠표 푇0.45 −0.32±0.03 퐸푝푘 퐸푖푠표 = 10 2.38 2.75 x 퐸푖푠표 10 푘푒푉 10 푒푟푔 0.41±0.1 0.12±0.1 푇0.45 푉 (2.45) 100.53 푠푛 10−1.06 Bu denklem için χ2=0.62 (10 dof için) olarak hesaplanmıĢtır (Bkz. ġekil 2.15). Verilerdeki belirsizlikler regresyon analizi hesaba katılarak ġekil 2.15 üzerinde 79 iĢaretlenmiĢtir. Sarıya boyalı bölge regresyon çizgisinin 1σ‟lık güvenilirlik aralığına karĢı düĢer. Fitlemede kullanılan veriler içi boĢ daireler ile gösterilmiĢtir. Denklem (2.44)‟ten Φ‟nin üssü ile çok zayıf olarak değiĢtiği görülmektedir. Ayrıca Eγ,iso‟nun da denklemde sunulan iliĢkideki önemli bir değiĢken olmadığı görülmüĢtür, bunun sebebi denklemin her iki tarafında da aynı kuvvetle karĢımıza çıkmasıdır. Bu sebeplerden bu denklemdeki önemli değiĢkenlerin Liso, Eγ,peak ve T0.45 olduğu görülmüĢtür. 1.5 −0.5 Ġlk yaklaĢım olarak Denklem (2.45)‟ten Liso ∝ 퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 olduğu çıkarılmıĢtır. Firmani ve diğ. (2006) çok değiĢkenli regresyon analizlerine devam ederek aynı örnekler için χ2=0.67 (13 dof için) olan baĢka bir fit hesaplamıĢlardır. Buradan buldukları sonuç Eiso ve V‟nin yine denklem (2.45)‟deki iliĢki için fazla oldukları sonucuna varmıĢlardır. Daha sonra mümkün olduğunca çok veri kullanabilmek amacıyla, regresyon analizini 19 aday için hesaplamıĢlar ve aĢağıdaki gibi bir fit denklemi elde etmiĢlerdir. 퐸 1.62±0.08 −0.49±0.07 퐿 = 1052.11±0.03 훾 ,푝푒푎푘 푥 푇0.45 (2.46) 푖푠표 102.37 푘푒푉 100.46 푠푛 Bu denklem için hesaplanan en küçük-χ2 değeri 0.70 (16 dof için)‟dir. Firmani ve diğ. (2006)‟nın Liso-Eγ,peak-T0.45 arasında bulunan iliĢki oldukça sıkıdır (Bkz. ġekil 2.16). Bu iliĢki Yonetoku ve diğ. (2004)‟te bulunan iliĢkiye yapılan önemli bir düzeltmedir. Bir yerde Yonetoku iliĢkisinin güncellenmiĢ halidir. 80 1.62 −0.49 ġekil 2.16: log(퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 ) ile 푙표푔퐿푖푠표 iliĢkisi (Firmani ve diğ. 2006). 81 1.62 −0.49 ġekil 2.17: log(퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 ) ile 푙표푔퐿푖푠표 iliĢkisinde eksen-dıĢı gözlenen adayların konumları (Firmani ve diğ. 2006) ġekil (2.17)‟de 1. Grup GIP/SN adaylarından GRB 980425 ve GRB 031203 görülmektedir. Bu iki cisim bu iliĢkiye uymamaktadırlar. Watson ve diğ. (2006)‟da GRB 031203‟ün ~2 keV‟de yumuĢak bir X-ıĢın bileĢeni bulunduğu bildirilmiĢtir. Bu bileĢenin taĢıdığı etkinlik gama-ıĢınlarında taĢıdığından fazladır. Ancak maksimumdaki enerjiyi yumuĢak olan bileĢen belirler. Firmani ve diğ. (2006), söz konusu X-ıĢın bileĢenin GRB 031203 için kullandıklarında bu cismin yukarıdaki Ģekilde oklarla gösterildiği gibi iliĢkinin içerisine girdiğini bulmuĢlardır. Firmani ve diğ. (2006)‟nın buldukları bu sıkı iliĢkiden itibaren vardıkları sonuçlar Ģöyledir: i. Kırmızıya kaymaları ölçülen bütün uzun süreli GIP‟lar bu iliĢkiye uyarlar. 82 ii. Bu iliĢkinin sıkı oluĢu GIP‟lar için kozmolojiden bağımsız bir kırmızıya kayma belirleyicisi olarak kullanılmasına izin verir. iii. Standart AteĢtopu senaryosu dahilinde bu iliĢki kabaca Lorentz invaryanttır. Bu ise gözlemcinin gördüğü ateĢtopu alanı ile iliĢkili yerel eĢ-hareketli ateĢtopunun yüzey sıcaklığı ile iliĢkilidir. 2.8.7. Eγ,iso - Eγ,peak – tb ĠliĢkisi Liang ve Zhang (2005)‟te sunulan bu iliĢki kırmızıya kayma, maksimumdaki mutlak tayfsal enerji ve optik kırılma zamanları (tb) bilinen 15 GIP için hesaplanmıĢtır. Herhangi bir jet modeline bağlı kalmadan zamansal kırılmaların doğrudan optik bölgede olduğunu kabul etmiĢlerdir. Kullandıkları örnekler Ghirlanda ve diğ. (2004), Dai ve diğ. (2004) ve Xu ve diğ. (2005)‟te kullanılanlar ile aynıdır. Liang ve Zhang (2005) analizlerine Ģu Ģekilde devam etmiĢlerdir: Literatürde GRB jet modeline dayanarak Eγ,iso, 퐸′훾,푝푒푎푘 ve tb̍ arasındaki ikili iliĢkiler incelenmiĢtir (Bkz. 3/2 Rhoads 1999; Sari ve diğ. 1999). Bu senaryoya göre bu üç büyüklük Ejet∝ 퐸′훾 ,푝푒푎푘 ′ 2 iliĢkisine dönüĢür. Bu iliĢkiyi geniĢlettiklerinde 퐸훾 ,푖푠표 푡푏 ∝ 퐸′훾,푝푒푎푘 elde edilir. Eγ,iso ve tb̍ „nün indisleri bağımsız değildir ve jet modeli ile bağlıdır. Fakat jet modelinin elde edilmesi zor olduğu için bu iki parametre arasında bir iliĢki olmadığını varsayarak bütün parametreleri serbest halde kabul ettiklerinde Eγ,iso, 퐸′훾,푝푒푎푘 ve tb̍ arasında çoklu regresyon analizi yapmıĢlardır. Regresyon modelinin genel Ģeklini Ģöyle yazmıĢlardır: 퐾0 퐾1 ′퐾2 퐸푖푠표 = 10 퐸′훾,푝푒푎푘 푡푏 (2.47) Burada 퐸′훾,푝푒푎푘 = 퐸훾,푝푒푎푘 (1 + 푧) ve 푡′푏 = 푡푏 /(1 + 푧)‟tir. Küresel regresyon hesabının önemini F-testi ve Spearman korelasyon katsayısı ile ölçerek belirlemiĢlerdir. Burada yapılan hesaplamalarda Eγ,iso‟nun 퐸′훾,푝푒푎푘 ve 푡′푏 ‟nin her ikisine de bağlı olduğunu bulmuĢlardır, ancak asıl Ģeklin seçilen kozmolojiye bağlı olduğu dikkat çekmektedir. Ωm=0.28 olan düz bir Evren için bu iliĢki aĢağıdaki gibi ifade edilir: 83 퐸 퐸 1.94±0.17 −1.24±0.33 훾 ,푖푠표 = (0.85 ± 0.21) 훾 ,푝푒푎 푘 푡푏 (2.48) 1052 푒푟푔 100 푘푒푉 1 푔ü푛 2.8.8. 흉풍풂품- Lγ,iso ĠliĢkisi Bu iliĢki Norris ve diğ. (2000) tarafından, BeppoSAX ile optik ardıl ıĢımaları gözlenen ve 1999 Mayıs‟ına kadar kullanılabilir BATSE verileri olan 7 GIP kullanılarak elde edilmiĢtir. ĠliĢkinin genel formu Ģu Ģekildedir: 휏 −1.14±0.20 퐿 = 2.7푥1051 푙푎푔 (2.49) 푖푠표 0.1 푠푛 Burada Liso, gözlenen maksimumdaki ıĢıma gücüdür (Schaefer, 2001). Bu iliĢkinin temelinde gama-ıĢın enerjilerindeki puls paradigması ve GIP‟lardaki ıĢıma gücü dağılımı arasındaki bağlantı yatmaktadır. Bu bağlantıya göre puls yapılarının tayfsal evrim zaman ölçeği maksimumdaki ıĢıma gücü ile ters olarak iliĢkilidir. Bu iliĢkiyi belirlemek için iki patlama örneğinin düĢük (25-50 keV) ve yüksek (100-300 keV ve >300 keV) enerji bantları arasındaki gecikmeleri çapraz korelasyona tabî tutmuĢlardır. GRB 980425 bu iliĢkiye uymakla beraber güç kanunu iliĢkisinin birkaç yüz kat daha altında kalmıĢtır. (Norris ve diğ. 2000) ġekil 2.18‟in sol panelinde kırmızıya kaymaları bilinen GIP‟lar iĢaretlenmiĢtir. Kesikli çizgi verilere geçirilen güç kanunudur. Sağ panelde ıĢıma gücü aralığı geniĢletilerek GRB 980425 de hesaplara eklenmiĢtir, ancak güç kanunun alt kısmında kalmıĢtır (Norris ve diğ. 2000). Schaefer (2004)‟te bu iliĢkinin geçerliliği için üç önemli öngörüyü sağladığı ve geçerliliği için deneysel kanıtlar ortaya konmuĢtur. Bu iliĢkinin öneminin sadece gama- ıĢın ıĢık eğrisinden itibaren patlamaların uzaklıklarının elde edilebilmesi olduğunu vurgulamıĢtır. Bu iliĢkinin Liang-Kargatis ĠliĢkisi‟nin deneysel ve genel bir sonucu olduğunu göstermiĢtir. 84 퐿 푑퐸 = 훾 ,푝푒푎푘 (2.50) 푁 푑푡 ġekil 2.18: Tayfsal gecikme ile maksimumdaki ıĢıma gücünün değiĢimleri (Norris ve diğ. 2000). Burada N, bir patlama içerisinde bir pulstan diğerine olan bir sabittir. Bu büyüklük jet içerisindeki kütleye ve jet açılma açısına bağlıdır. Liang-Kargatis ĠliĢkisi, bir puls boyunca Eγ,peak‟in nasıl değiĢeceğini tanımlar. Gecikme ise Liang-Kargatis ĠliĢkisi‟nin somutlaĢtımasıyla beraber akı maksimum yaptıkça Eγ,peak‟in azalmasından doğar. Kısaca gecikmenin pulsun soğuması için gereken zaman ile iliĢkili olduğunu ve eğer patlama son derece parlak ise, bu durumda soğuma zamanının kısa olacağını, tam tersi durumda ise yani patlama sönük ise soğuma zamanının uzun olacağını söylemiĢtir. Bunun nasıl anlaĢılabileceğini açıklamak amacıyla da üç metot önermiĢtir. (Schaefer, 2004). 2.8.9. Lγ,iso – V ĠliĢkisi Stern, Poutanen ve Svensson (1999), GIP‟ların karmaĢıklığı ile ıĢıma gücü arasında mutlak bir iliĢki bulmuĢlardır. Ramirez-Ruiz ve Fenimore (1999), kırmızıya kaymaları bilenen 7 GIP‟ın ıĢıma güçleri ile değiĢkenliklerinin iliĢkili olduğunu göstermiĢlerdir. Kobayashi ve diğ. (2002) ve Mészáros ve diğ. (2002) standart ateĢtopu modeli 85 çerçevesinde değiĢkenlik-maksimumdaki ıĢıma gücü iliĢkisini incelemiĢlerdir. Guidorzi ve diğ. 2005, kırmızıya kaymaları bilinen 32 GIP‟lık örnek için zamansal değiĢkenlik ve maksimumdaki ıĢımagücü arasındaki iliĢkiyi incelemiĢler. Reichart ve diğ. (2001)‟in uyguladığı yöntemi kullanarak izotropik eĢdeğer maksimum ıĢıma gücünü hesapladıklarında bir iliĢkinin varolduğunu ancak eskisinden daha az geçerli olduğunu bildirmiĢlerdir. IĢınlama açısı bilinen 16 GIP için ıĢıma gücüne GIP ıĢınlama düzeltmesi yapıldığını varsaydıklarında iliĢkinin önemini yitirdiğini bulmuĢlardır. Net GIP zamansal değiĢkenliği aĢağıdaki gibi belirlenmiĢtir (Guidorzi ve diğ. 2005): 2 푁 푁 푁 2 푖=1 푗=1 푎푖푗 퐶푗 − 푗=1 푎푖푗 퐶푗 푟푗 푉 = 2 (2.51) 푓 푁 푁 푁 2 푖=1 푗 =1 푏푖푗 퐶푗 −퐵푖 − 푗=1 푏푖푗 퐶푗 푟푗 Maksimumdaki ıĢıma gücünü ise Ģöyle belirlemiĢlerdir: 2 훼−2 퐿푖푠표 = 4휋 퐷퐿 푧 (1 + 푧) 퐹푝 (2.52) 1000 1−훼 Burada Fp= 100 푁퐸′ 푑퐸′ ifadesine eĢit olup 100-1000 keV‟lik aralığında ölçülmüĢ maksimum akıdır. ġekil 2.19 : Kırmızıya kayması bilinen 25 GIP için Vf=0.45 ile Lpeak ĠliĢkisi (Li ve Paczynski, 2005) 86 ġekil 2.19‟da kırmızıya kayması bilinen 25 GIP‟ın değiĢkenlik ve maksimumdaki ıĢıma gücü arasındaki iliĢki çizilmiĢtir. Kesikli çizgiler geçirilen güç kanunu ve 1σ‟lık aralığı temsil etmektedir. Li ve Paczynski (2006), GIP ıĢık eğrilerinin değiĢkenliği için yeni bir belirleme Ģekli önermiĢlerdir. Ardından bu yöntemi kırmızıya kaymaları bilinen 25 GIP‟a uygulamıĢlardır. Buradan itibaren hesapladıkları değiĢkenlik-ıĢıma gücü iliĢkisinin önemli miktarda iyileĢtiğini ve verilerdeki saçılmanın azaldığını bildirmiĢlerdir. Buna göre yaptıkları çalıĢmada ıĢık eğrisinin değiĢkenliğini ölçmek için ilk olarak bir referans ıĢık eğrisi belirlemiĢlerdir. Referans eğrilerinin orijinal ıĢık eğrisinden daha düzgün olması gerektiğinden orijinal ıĢık eğrileri filtreler kullanılarak düzleĢtirilir. Li ve Paczynski (2006), bu iĢlemi yaparken her zaman kullanılan “box car” filtresi (hareket eden pencere) yerine Savitzky-Golay filtresini kullanmıĢlardır. Bu filtre ile daha yüksek mertebedeki bir polinom ile hareket eden pencere içerisinde altta yatan fonksiyona yakınsar. Bu filte üç sayı ile tanımlanır m (polinomun derecesi), nL (bir veri noktasının solunda kalan verilerin sayısı) ve nR (bir veri noktasının sağında kalan verilerin sayısı) Üçüncü mertebeden bir Savitzky-Golay filtresi kullanmıĢlardır. 25 GIP için elde edilen sonuçlar aĢağıdaki gibi görülmektedir. ġekilde düz çizgi en küçük-χ2 fitifir. GRB 980425, GRB 030329 ve GRB 030528 bu iliĢkiye uymamaktadır. Kesikli çizgiler iliĢkiden itibaren 1σ‟lık bölgeye karĢı düĢer. Hesaplanan iliĢkinin en küçük-χ2 fitinin 2 denklemi: 퐿 = 3.25푙표푔푉 + 59.42 „dir. Bu iliĢkinin güvenilirliği 휒 = 38.58 = 1.93‟tür. 푑표푓 20 ġekil 2.20‟de düz çizgi geçirilen fiti, kesikli çizgiler ise 1σ‟lık sapmaları temsil etmektedir. Belirgin bir Ģekilde GIP/SN adaylarından GRB 030329 ve GRB 980425‟in bu iliĢkiye uymadıkları görülmektedir. Her ikisi de farklı bir GIP türünü temsil etmektedirler. GRB 030329, klasik GIP‟lara yakın iken GRB 980425 alt enerjili GIP‟ları temsil etmektedir. Her iki cismin ortak özelliği ise bunların SN‟lerle iliĢkili olması ve Thompson ve diğ. (2007)‟nın önerdiği gibi olası bir trans-rölativistik bileĢene sahip olmaları değiĢkenliklerindeki bu farklılığı yaratıyor olabilir. 87 ġekil 2.20: Kırmızıya kayması bilienen 25 GIP için maksimumdaki ıĢıma gücü ile değiĢkenliği arasındaki iliĢki (Li ve Paczynski, 2005). 2.8.10. 흉풍풂품- Lγ,iso-Puls Süresi ĠliĢkisi Bu iliĢki Hakkila ve diğ. (2008) tarafından önerilmiĢtir. Genel olarak yapılan çalıĢmada GIP pulslarıyla ilgili olarak maksimumdaki gecikme ile maksimumdaki ıĢıma gücü arasında ortaya konan yeni bir iliĢkidir. Vardıkları genel sonuç çoklu gecikmelerin gözlendiği GIP‟ların kaçınılmaz olarak varolduğu olmuĢtur. Her pulsun kendine özgi bir gecikmesi olduğu ve gecikmenin patlamanın değil, puls evriminin bir sonucu olduğu ortaya konmuĢtur. Pulslar GIP öncül emisyonunun temel ve merkezi yapıtaĢlarıdır ve GIP fiziğinin anlaĢılmasında önemli rol oynarlar. Puls gecikmesi, puls ıĢıma gücü ve puls süresi güçlü bir iliĢki ortaya koymaktadırlar ve birçok GIP pulsunun benzer mekanizmalarla oluĢtukları sonucuna varmıĢlardır. Bu sonuç iç Ģoklar için uyumlu bulunmuĢtur. Hakkila ve diğ. (2008)‟in vardığı bir baĢka sonuç, kısa süreli pulsların 88 uzun süreli pulslardan rölatif olarak daha büyük Lorentz katsayılarındaki maddelerin çarpıĢmaları olduğudur ve büyük Lorentz katsayısı daha az baryonik madde içeren daha temiz bir ateĢtopudur. Ayrıca ateĢtopunun opasitesi bir emisyon zaman ölçeğinin olmasını gerektirir, bu yüzden temiz, yüksek genlikli bir ateĢtopunun kısa bozunumu ve kısa gecikmesi olmalıdır, öte yandan kirli, düĢük genlikli ateĢtopu uzun bir bozunum ve uzun bir gecikme üretir. 89 3. MALZEME VE YÖNTEM 3.1. ADAYLARIN SEÇĠMĠ Adayların seçerken bu adayların tayfsal olarak (doğrudan) ya da fotometrik olarak (dolaylı olarak) GIP/SN iliĢkilerinin bulunması, kırmızı kaymalarının bilinmesi, maksimumdaki tayfsal enerjilerinin (Eγ,peak) bilinmesi en önemli kriterler olmuĢtur. Yapılan ilk literatür taramalarında yaklaĢık 55 aday belirlenmiĢtir, ancak daha sonra bu çalıĢmaların yüzeysel olarak yapılmıĢ olması ve GIP/SN ikilileri hakkında dikkat çekici bir çalıĢmanın yapılmaması ve kırmızıya kayma değerlerinin olmamasından dolayı aday sayısı 55‟ten 17‟ye inmiĢtir. Çıkarılan 38 adayın önemli bir kısmı GIP/SN iliĢkisinin kanıtlanmasından sonraki dönemlerde geçmiĢe yönelik yapılan GIP katalogları (örneğin; BATSE GIP katalogları) ve SN katalogları (örneğin; ASIAGO SN katalogları) arasında yapılan olası zamansal ve konumsal çakıĢmaların belirlendiği çapraz korelasyonlarla belirlenmiĢtir. Sadece 17 adayın GIP/SN iliĢkileri doğrudan ya da dolaylı olarak belirlenmiĢ ve literatürde yer almıĢtır. Bu adayların tamamının kırmızıya kayma değerleri bilinmektedir (Bkz. Tablo 3.1). Maalesef söz konusu 17 adayın sayısı daha sonra 10 aday indirilmiĢtir. Çünkü 7 adayın (Tablo 3.1‟de 2. Kısımda yer alan adaylar) maksimumdaki gama-ıĢın enerjileri çeĢitli sebeplerle elde edilemediğinden çalıĢma dahiline alınmamıĢlardır. Adayların seçiminde kırmızya kayma ve maksimumdaki gama-ıĢın enerjilerinin seçilmesi asıl olarak hem literatürde yer alan GIP iliĢkileri ile uyumun sağlanabilmesi hem de özgün incelemelerin güvenilirliğinin ve homojenliğinin arttırılması amacıyla kullanılmıĢtır. Tablo 3.1‟in birinci kısmında yer alan 10 aday üç gruba ayrılmıĢtır. Birinci grup Tablo 3.1‟deki ilk dört adaydan oluĢmaktadır. Bu cisimler GIP/SN iliĢkisinin temelini sağlamlaĢtıran cisimlerdir. Hepsinin tayfında GIP‟tan yaklaĢık 3 ile 10 gün arasında değiĢen zamanlarda oluĢan SN karakteristiklerinin belirlenmesi ile doğrudan GIP/SN iliĢkilendirilmesi yapılmıĢtır. Tablo 3.1‟teki 5, 6 ve 7. adaylar ikinci grupta yer alan adaylardır. Bu adayların ortak özelliği hepsinin GIP/SN iliĢkisinin geç zaman ıĢık eğrilerinde gözlenen SN çıkıntıları 90 ile dolaylı olarak kanıtlanmasıdır. IĢık eğrilerinde gözlenen bu çıkıntıların SN‟ler dıĢında GIP ata yıldızlarının etrafında bulunan tozlardan bakıĢ doğrultusunda geri yansıyan ya da etrafta bulunan toz tarafından absorblanıp, bakıĢ doğrultusunda termal olarak yeniden yayınlanan ek ıĢımalar olabileceği yönünde çalıĢmalar yapılmıĢtır (Bkz. Waxman ve Draine, 2000 and Esin ve Blandford, 2000). Tablo 3.1 Literatürden bulunan kırmızıya kaymaları bilinen GIP/SN ikilileri. No GIP SN z 1 GRB 980425 SN 1998bw 0.0085 1.Grup Adaylar GIP/SN iliĢkileri 2 GRB 030329 SN 2003dh 0.1685 tayfsal olarak 3 GRB 031203 SN 2003lw 0.1055 kanıtlanmıĢ cisimler 4 GRB 060218 SN 2006aj 0.0335 2.Grup Adaylar 5 GRB 050525A SN 2005nc 0.6060 GIP/SN iliĢkileri 6 GRB 021211 SN 2002lt 1.0060 fotometrik olarak kanıtlanmıĢ cisimler 7 GRB 011121 SN 2001ke 0.3600 3.Grup Adaylar 8 XRF 020903 bir SN 0.2510 GIP/SN iliĢkisinden 9 GRB 060614 SN gözlenmemiĢ 0.1250 sapmalar göstermiĢ cisimler 10 XRO 080109 SN 2008D 0.0065 11 GRB 991021 SN 1999ex 0.0110 12 GRB 980910 SN 1999E 0.0250 13 GRB 971115 SN 1997ef 0.0117 14 GRB 971013 SN 1997dq 0.0033 15 GRB 961218 SN 1997B 0.0100 16 GRB 960221 SN 1996N 0.0047 17 GRB 970514 SN 1997cy 0.0630 Üçüncü gruptaki adaylar Tablo 3.1‟deki 8, 9 ve 10. adaylardan oluĢur. Bu adayların ortak noktası hepsinin GIP/SN iliĢkisinden bir noktada sapma göstermesidir. X-IĢın Parlaması (XRF) terimi, basit olarak GIP‟ların jet hüzmelenme ekseninden uzakta gözlenen, dolayısıyla görünür olarak yani gözlemcinin bakıĢ doğrultusuna bağlı olarak daha az ya da hiç gama-ıĢın emisyonunun alınamadığı patlamalar oldukları varsayılır (Soderberg ve diğ. 2003). GRB 060614, karanlık GIP sınıfında yer alana ancak yakınlığından dolayı GIP/SN iliĢkisinden Ģüphelenilen bir adaydır. XRF 020903, yerel evrende yer alan ve bir SN ile iliĢkili bulunan bir XRF‟tir. XRO 080109, diğer bütün GIP/SN iliĢkilerinden farklı olarak sıradıĢı tayfsal özelliklere sahip bir Tip Ic ile değil de, sıradan bir Tip Ic SN‟i ile iliĢkilidir. Ayrıca bu cisimden gama-ıĢını akısı 91 algılanmamıĢtır. Bu cisim yine de analizlere eklenmiĢtir. Çünkü GIP/SN iliĢkisine farklı bir yönden yaklaĢmaktadır. 3.2. ADAYLARIN GENEL ÖZELLĠKLERĠ 3.2.1. GRB 980425/SN 1998bw GRB 980425, 25.90915 Nisan 1998 UT‟de Compton Gama-IĢın Gözlemevi‟ndeki BATSE dedektörü ve BeppoSAX uydusunun GeniĢ Alan Kameralarından (WFC) biri ve Gama-IĢın Patlama Monitorü (GRBM) dedektörü tarafından algılanmıĢtır. ġekil 3.1 GRB 980425‟in BATSE GeniĢ Alan Dedektörü (LAD) ve BeppoSAX‟ın GeniĢ Alan Kamerası (WFC) ile algılanan ıĢık eğrileri (Kaneko ve diğ. 2007). BATSE puls profili, geniĢ ve tek pulstan ibarettir. Patlama ~5 sn içerisinde maksimum −7 −2 −1 akıya ulaĢmıĢtır 퐹푚푎푥 = 3.0 ± 0.3 푥10 푒푟푔 푐푚 푠 (24-1820 keV). Burada ~5 푠푛 boyunca kalmıĢ ve sonraki ~ 25 푠푛 boyunca arka plan ıĢınımı seviyesine 92 −6 −2 düĢmüĢtür. Patlamanın etkinliği, Eb, 4.4 ± 0.4 푥10 푒푟푔 푐푚 ‟dir. 300 keV‟in üzerinde herhangi bir emisyon algılanmamıĢtır. Patlamanın tayfı, sabit kırılma enerjili (퐸0 = 148 ± 33 푘푒푉), yüksek enerji güç kanunu foton indisi (훼 = −3.8 ± 0.7) olan, düzgün bir kırık güç kanunu olarak tanımlanmıĢtır. DüĢük enerji güç kanunu foton indisi yükselme esnasında 훽 = −1.0 ± 0.15 iken patlamanın bozunumu esnasında 훽 = −2.6 ± 0.2 olarak değiĢmiĢtir. Yani patlamanın tayfı yumuĢamıĢtır (Galama ve diğ.1998). GRB 980425 ile SN 1998bw‟nun zamansal ve uzaysal olarak çakıĢmasının olma olasılığı Galama ve diğ. (1998) tarafından ~ 10-4 olarak belirlenmiĢtir. Bu da aralarındaki iliĢkinin güvenilirliğini arttımıĢtır. GRB 980425‟in gama-ıĢınlarındaki izotropik eĢdeğer enerjisi ~1047 erg mertebesinde olduğundan düĢük enerjili GIP olarak gruplandırılmıĢtır, çünkü bu değer tipik uzun süreli GIP‟ların gama-ıĢınlarındaki izotropik eĢdeğer enerjilerinden ~ 104 kat daha küçüktür. GRB 980425, ESO 184-G82 galaksisinin spiral kollarından birinde meydana gelmiĢtir. Kırmızıya kayma değeri z=0.0085±0.0002‟dir (Tinney ve diğ. 1998). ESO 184-G82 galaksisi, aktif yıldız oluĢumunun meydana geldiği izole bir cüce galaksidir (Foley ve diğ. 2006). SN 1998bw, Galama ve diğ. (1998) tarafından BeppoSAX uydusunun WFC dedektörünün GRB 980425 için belirlediği hata kutusunun içerisinde keĢfedilmiĢtir (Soffita ve diğ. 1998). 93 ġekil 3.2. GRB 980425‟in BATSE WFC hata kutusu içerisinde yer alan SN 1998bw ve iki x- ıĢın kaynağı (Galama ve diğ. 1999). Bunun için 28.4 Nisan ve 1.3 Mayıs UT‟de ESO-NTT teleskobu ile alınan ile görüntünün kıyası yapılmıĢtır. GeniĢ çaplı yapılan tayfsal ve fotometrik gözlemler, optik ve yakın kırmızıötede, SN 1998bw‟nun belirgin bir biçimde diğer bütün süpernovalardan farklı olduğunu ortaya koymuĢtur. SN 1998bw, keĢfinden bir kaç gün sonra Sadler ve diğ. (1998) tarafından bir Tip Ib SN‟i olarak sınıflandırılmıĢ, ardından H çizgilerinin tamamının olmaması, belirgin HeI çizgisinin algılanmayıĢı ve SiII 6355Å çizgilerinin zayıflığı bu SN‟in sıradıĢı Tip Ic olarak sınıflandırılmasına sebep olmuĢtur (Patat ve Piemonte 1998). SN 1998bw, birçok bakımdan sıradıĢı doğaya sahip bir süpernovadır. Mutlak ıĢıma gücü (MV ~-19.5+5log h65) son derece yüksek olan bu patlama sıradan Tip Ic SN‟lerinden çok daha fazla enerjili bir patlama ile üretilmiĢtir. Bu yüzden bu patlama ile yayınlanan 56Ni niktarı son derece fazladır (Patat ve diğ. 1998) SN 1998bw, optik bölgede de parlak bir süpernovadır ve çok yüksek geniĢleme hızları göstermiĢtir. Erken zaman ıĢık eğrisi ve tayflarla yapılan modellemeler, SN 1998bw‟nun son derece büyük kütleli bir karbon-oksijen yıldızının patlaması ile meydana gelmiĢ olabileceğini göstermiĢtir (Iwamoto ve diğ. 1998; Woosley, Eastman ve Schmidt 1999, Sollerman ve diğ. 2000). 94 3.2.2. GRB 030329/SN 2003dh GRB 030329, HETE II uydusundaki FREGATE, WXM ve SXC dedektörleri ile 29 Mart 2003 11:14:14.67 UT‟de algılanmıĢ, son derece parlak bir gama-ıĢın patlamasıdır (Vanderspek ve diğ. 2004). Bu GIP, 25 saniyeden uzun sürmüĢtür. Vanderspek ve diğ. (2004)‟ta GRB 030329‟un GIP puls profilinin iki maksimumdan −4 -2 oluĢtuğu ve gama-ıĢın etkinliği 푆훾 = 1.2푥10 erg cm olduğu bildirilmiĢtir. −5 -2 Patlamanın X-Ģın etkinliği ise 푆푋 = 6.6푥10 erg cm ‟dir. X-ıĢınlarındaki etkinliğin, gama-ıĢınlarındaki etkinliğe oranından GRB 030329‟un X-IĢın-Zengini (XRR) bir GIP olduğu anlaĢılmıĢtır. Patlamanın ıĢık eğrilerinin analizinden ana GIP‟tan bağımsız olarak geliĢen ayrı bir yumuĢak X-ıĢını bileĢeni olduğu bulunmuĢtur. Bu bileĢenin nerdeyse tamamının 25 keV‟den daha büyük enerjilere sahip fotonlardan oluĢtuğu bulunmuĢtur ve oldukça parlaktır; 2-10 keV arasındaki etkinliği ~7x10-6 erg cm-2’dir. Patlama ıĢık eğrisinin ayrıca iki yumuĢak, non-termal X-ıĢın „iĢaretçisi‟ çıkıntılar ortaya koyduğu bulunmuĢtur. Bu durum GIP‟lar arasında çok yaygın olmayan bir özelliktir (Vanderspek ve diğ. 2004). Peterson ve Price (2003) ve Torii (2003), çok parlak (R~13m.0) ve yavaĢça sönükleĢen optik geçiĢken (OT) keĢfetmiĢlerdir. Bu OT, α= 10h 44m 50s.0 ve δ=+21° 31’ 17”.8 (J2000.0). OT‟nin çok parlak oluĢu ve çok yavaĢ bozunumu GRB 030329‟un geniĢ çaplı fotometrik incelenmesine izin vermiĢtir, dolayısıyla en iyi gözlenen ardıl ıĢımalardan biri olmuĢtur. 95 ġekil 3.3. GRB 030329‟ın HETE-2/FREGATE verilerinden 0.64 ms‟lik çözünürlük ile yeniden üretilen patlama ıĢık eğrisi (Kaneko ve diğ. 2007). Ardıl ıĢımalar X-ıĢınları (Marshall ve Swank 2003), radyo (Berger, Soderberg ve Frail, 2003), milimetrealtı (Hoge ve diğ. 2003) ve kırmızıöte (Lamb ve diğ. 2003) bölgelerde de gözlenmiĢtir. Martini ve diğ. (2003), ardıl ıĢımanın ilk optik spektroskopisini yapmıĢlardır. OT çok parlak olduğundan, patlamanın meydana geldiği galaksiye ait emisyonu bastırmıĢtır ve sadece tek bir emisyon çizgisinin gözlenmesine izin vermiĢtir Della Ceca ve diğ. (2003). GRB 030329‟un kırmızıya kayma değeri 0.1685‟tir (Greiner ve diğ., 2003). Patlama özellikleri bakımından klasik uzun süreli GIP‟lara benzemektedir. GRB 030329‟un en önemli özelliği GIP/SN iliĢkisinin resmi olarak kanıtlanmasına sebep olan cisim olmasıdır. Stanek ve diğ. (2003)‟te patlamadan bir hafta sonra alınan tayflarda (6 Nisan 2003) alınan akıların geniĢ maksimumlar yapmaya baĢladığı 96 keĢfedilmiĢ ve bunun bir süpernova karakteristiği olduğundan bahsedilmiĢtir. Aldıkları tayflarda yaklaĢık 5000Å ve 4200Å‟de geniĢ çıkıntılar görülmüĢtür. GRB 030329‟da süpernova karakteristiklerinin gözlendiği bu zamanlarda tayfın görünümü, maksimumdan bir hafta önceki sıradıĢı Tip Ic süpernovası SN 1998bw‟un görünümüne benzemiĢtir (Patat ve diğ. 2001). Takip eden birkaç gün boyunca ardıl ıĢıma soğudukça, SNözellikleri daha belirgin hale gelmiĢ ve SN maksimuma ulaĢmıĢtır. ġekil 3.3‟te GRB 030329/SN 2003dh‟ın 1.13 Nisan UT‟den (patlamanın tetiklenmesinden 2.64 gün sonra) 8.13 Nisan UT‟ye (patlamanın tetiklenmesinden 9.64 gün sonra) kadar elde edilen tayf görülmektedir. Erken zaman tayfları z=0.168‟deki galaksinin HII bölgelerinden −0.9 kaynaklanan dar emisyon çizgilerinden oluĢan bir güç kanunu sürekliliği (퐹휈 ∝ 휈 ) olarak gözlenmektedir. 5 Nisan‟dan sonra alınan tayflarda ise bir süpernovanın karakteristii olan geniĢ maksimumlar geliĢmiĢtir. Stanek ve diğ. (2003), SN bileĢenine ait tayfı elde edebilmek için ardıl ıĢımanın tayfsal eğiminin zaman içerisinde çok fazla evrilmediğini varsayarak, 4 Nisan UT‟de elde edilen ardıl ıĢımanın baskın olduğu tayftan 8 Nisan UT‟de elde edilen süpernovanın baskın olduğu tayfı çıkarmıĢlardır. Bu tayfları ġekil 3.4‟te görüyoruz. Elde ettikleri sonuç ġekil 3.5‟te sunulmuĢtur. ġekil 3.5‟te bu tayfı, SN 1998bw‟nun maksimum yapmadan bir hafta önceki ve maksimumdaki tayfları ile kıyaslamıĢlardır (Patat ve diğ. 2001). SN 2003dh olarak adlandırılan bu SN‟i ve SN 1998bw‟yu hipernova olarak bilinen Tip Ic SN‟leri SN 1997ef ve SN 2002ap ile kıyasladıklarında bu süpernovalarla tam olarak uyuĢmadıkları bulunmuĢtur. Aralarındaki en belirgin fark SN 2003dh ve SN 1998bw‟nun 4400 Å civarındaki çizgisinin SN 1997ef ve SN 2002ap‟ye oranla çok daha geniĢ olması olmuĢtur. Bu da bu iki süpernovanın geniĢleme hızlarının diğer iki olaydan son derece yüksek olduğunun bir göstergesi olmuĢtur. 97 ġekil 3.4 GRB 030329/SN 2003dh‟ın 1.13 Nisan 2003 UT ile 8.13 Nisan 2003 UT tarihleri arasında alınan tayfları (Stanek ve diğ. 2003). ġekil 3.5‟te görülen artık tayfta yaklaĢık 5000 Å ve 4200 Å (eylemsizlik sisteminde) civarında geniĢ çıkıntılar görülmektedir, bu çıkıntılar sıradıĢı Tip Ic SN‟i SN 1998bw‟nun maksimumundan bir hafta önce gözlenen tayf ile benzerdir (Patat ve diğ. 2001). Fakat SN 1998bw ile olan bu uyumluluk maksimumdayken tayfın kırmızı tarafında bozulmaktadır. 98 ġekil 3.5 GRB 030329/SN 2003dh‟ın 1.13 Nisan UT‟deki ardıl ıĢıma bakımından baskın tayfı ile 8.13 Nisan 2003 UT‟deki süpernova bakımından baskın tayfın birbirinden çıkarılmasıyla elde edilen artık süpernova tayfı. Bu tayf SN 1998bw‟nun maksimumdan bir hafta önceki ve maksimumdaki tayfları ile kıyaslanmaktadır. (Stanek ve diğ. 2003) GRB 030329‟un 15-5000 keV enerji aralığındaki etkinliği Konus-Wind tarafından 1.6푥10−4 푒푟푔 푐푚−2olarak belirlenmiĢtir (Golenetskii ve diğ. 2003). WMAP‟in belirlediği kozmolojik parametrelerle belirlenen izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi ise 52 퐸훾,푖푠표 ~1푥10 푒푟푔‟tir. 2-10 keV enerji aralığında RXTE tarafından ölçülen X-ıĢın akısı −10 −1 −2 푡 = 5 푠푎’de 퐹푋 = 1.4푥10 푒푟푔 푠 푐푚 ‟dir (Marshall ve Swank 2003). Granot ve Piran (2003)‟te GRB 030329‟un optik ıĢık eğrisi 0.45 günlük bir zaman aralığında α1 = 0.93±0.04‟den α2= 1.90±0.03 olacak Ģekilde bir dikleĢme yaptığını ortaya koymuĢlardır. Bu durumun en mümkün açıklaması olarak α zamansal indisinin bir jet kırılması yaĢayarak böyle bir değiĢim yaĢayabileceğini, bunun da ata yıldızın çevresindeki sıĢ ortamın yoğunluğunu kabaca sabit olması gerektiğiyle açıklamıĢlardır. 99 ġekil 3.6 : GRB 030329‟un ilk 10 gününe ait optik ıĢık eğrisi (Granot, Nakar ve Piran 2003) Burada GRB 030329‟un patlamanın tetiklenmesinden itibaren ilk 9 güne ait GCN raporlarında bildirilen fotometrik veriler kullanılarak çizilen ıĢık eğrisi görülmektedir. ġekilde, dikey kesikli çizgiler gözlenen 4 çıkıntının yerini iĢaretlemek için konulmuĢtur ( t~1.3-1.7 gün aralığında A, t~2.4 – 2.8 gün aralığında B, t~3.1 – 3.5 gün aralığında C ve t~4.9-5.7 gün aralığında D). Kalın kesikli çizgiler, çıkıntılardan önceki ve sonraki asimptotik bozunmanın eğimini gösterir. Ġnce çizgiler her bir tazelenmiĢ Ģokun ıĢık eğrisinin Ģematik Ģeklini temsil eder. Granot, Nakar ve Piran (2003), GRB 030329‟un jet kırılmasından sonraki bir zamanda tazelenmiĢ Ģokların meydana gelmesiyle ıĢık eğrisinde gözlenen bu çıkıntıların meydana gelebileceğinden bahsedilmektedir. TazelenmiĢ Ģok senaryosuna göre kaynaktan çok da büyük olmayan Lorentz katsayıları ile fırlatılan yavaĢ hareket eden kabuklar, gama-ıĢını emisyonunun kesilmesine sebep olan iç Ģoklardan çok sonra, geç zamanlarda oluĢan ardıl ıĢıma Ģoku tarafından yakalandıklarında meydana gelirler (Rees ve Meszaros, 1998; Kumar ve Piran 2000; Sari ve Meszaros 2000). Her bir kabuk arkadan çarpıĢarak ardıl ıĢıma Ģokunun içerisine enerji enjekte eder ve bu ardıl ıĢıma ıĢık eğrisinde yeniden parlamalara sebep olur. GRB 030329‟da bu olay meydana geldiğinde ardıl ıĢıma optik bölgede yayın yapıyordu, o yüzden gözlenen çıkıntılar optik bölgede gözlenmiĢtir. 100 Kawabata ve diğ. (2003)‟te erken ve geç zaman tayflarının karĢılaĢtırılması yapıldığında SN 2003dh‟ın kinetik enerji bakımından SN 1997ef ve SN 1998bw arasında bulunduğu belirtilmiĢtir. 3.2.3. GRB 031203/SN 2003lw ġekil 3.7: GRB 031203‟ün 1 sn çözünürlüklü INTEGRAL IBIS/ISGRI ıĢık eğrisi (Kaneko ve diğ. 2007). GRB 031203, 3 Aralık 2003 22:01:28 UT‟de INTEGRAL uydusu üzerindeki IBIS dedektörü tarafından yakalanmıĢtır. GIP profili tek pluslu olup, patlamanın süresi yaklaĢık 30 saniyedir. 20 -200 keV enerji aralığındaki maksimum akı 1.3푥10−7 erg s-1 cm-2‟dir (Gotz ve diğ. 2003; Mereghetti ve Gotz 2003). GRB 031203‟ün konumu ile örtüĢen kompakt bir galaksi Prochaska ve diğ. (2003) tarafından keĢfedilmiĢtir. Patlama 101 z=0.1055±0.0001’de meydana gelmiĢtir (Prochaska ve diğ. (2003). Bu patlamanın ardıl ıĢıması son derece zayıftır. XMM-Newton uydusu 4 Aralık 04:09:29 UT‟de patlamanın meydana geldiği bölgede 0.58 ks‟lik gözlemlere baĢlamıĢ ve 2’.5‟lık INTEGRAL hata kutusunun içerisinde kalan bölgede birçok X-ıĢın kaynağı tespit etmiĢtir (Santos-Lleo ve Calderon 2003). X-ıĢın kaynaklarından en parlak olanı gözlem süresince sönükleĢmeye baĢlamıĢ (Rodriguez- Pascual ve diğ. 2003) ve bu GRB 031203‟ün X-ıĢın ardıl ıĢıması olarak yorumlanmıĢtır. XMM-Newton ile yapılan ilk gözlemlerden elde edilen X-ıĢın görüntüleri GRB 031203‟ün ardıl ıĢıması ike geniĢleyen dairesel bir halo keĢfetmiĢledir (Bkz. ġekil 3.6). Bütün gözlem toplandığında halonun bütün bĢr halka oluĢturduğu bulunmuĢtur (Vaughan ve diğ. 2003), ancak gözlemler ardıĢık zaman aralıklarına bölündüğünde birbirinden farklı halkaların gözlem boyunca geniĢlediği bulunmuĢtur. GeniĢleyen bu halonun sebebinin patlamanın ya da ardıl ıĢımanın, Dünya‟dan ~ 1 kpc uzaktaki Galaktik toz grenleri tarafından saçılması olabileceği düĢünülmektedir Bu halonun gözlenmesi patlama olduktan hemen sonra X-ıĢını akısının erken evrelerdeyken (dolaylı olarak) ölçülmesine izin vermiĢtir. (Vaughan ve diğ. 2003). GRB 031203‟ün izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi oldukça düĢüktür : 49 퐸훾,푖푠표 ~3푥10 erg (20-2000 keV) (Watson ve diğ. 2004; Prochaska ve diğ. 2004). Bu değer normal GIP‟ları için belirlenen standart GIP enerjisinin, ~ 2푥1051 erg (Frail ve diğ. 2001; Bloom, Frail ve Kulkarni 2003), çok altındadır. Sadece GRB 980425 ve XRF 020903 GRB 031203‟ten daha az enerjilidir. Bazı kaynaklarda GRB 031203, XRF olarak da nitelendirilmiĢtir. 102 ġekil 3.8 : XMM-Newton tarafından GRB 031203‟ün etrafında gözlenen geniĢleyen X-ıĢın halkaları (Cobb ve diğ. 2004). Patlamanın kırmızıya kaymasının düĢük olması, olası SN iliĢkilerinin keĢfedilmesine yönelik çalıĢmalar için uygun bir zemin hazırlamıĢtır. Cobb ve diğ. (2004) açıklık teleskoları kullanarak tetiklemeden 5 saat sonrasından birkaç ay sonrasına kadar düzenli olarak alanı gözlemiĢler ve patlamanın meydana geldiği galaksinin parlaklığında meydana gelen artıĢtan bunun bir SN‟e ait olabileceğini düĢünmüĢlerdir (Bailyn ve diğ. 2003). SN‟in hem tayfsal (Tagliaferri ve diğ. 2004a) olarak hem de fotometrik (Bersier ve diğ. 2003) olarak kanıtlanmasıyla baĢka gruplar tarafından da gözlenmesiyle varlığı kanıtlanmıĢ ve SN 2003lw olarak adlandırılmıĢtır (Tagliaferri ve diğ. 2004b). Cobbs ve diğ. (2003)‟te GRB 031203‟ün ıĢık eğrisi SN 1998bw ve SN 2003dh ile karĢılaĢtırılmıĢ ve SN 1998bw‟nün SN 2003lw‟dan daha önce maksimuma ulaĢtığı görülmüĢtür. Bu iki süpernovanın ıĢık eğrileri birbirlerine hiç benzememektedir. Yerel Tip Ic SN‟lerinin yükselme ve alçalma zamanlarında ve parlaklık dağılımlarında geniĢ çeĢitlilikler gösterdiği bilinmektedir (örn; Mazzali ve diğ. 2002), bu sebepten farklılıkların GIP‟larla iliĢki olan SN‟lere ait olabileceği düĢünülmüĢtür. GIP‟larla iliĢkili SN‟ler söz konusu olduğunda kafa karıĢtırıcı bir baĢka özelliğin de maksimumdaki parlaklıkların birbirlerine çok yakın değerlerde olmasıdır. Maksimumdaki parlaklık kabaca sentezlene 56Ni miktarını belirlediğinden, bu eğilim GIP‟larla iliĢkili SN‟lerde sentezlenen 56Ni için düzenleyici bir mekanizma olduğuna iĢaret etmektedir. Belki de bu öncül patlama evresinde yayınlanan enerjinin görünür 103 düzenlenmesiyle de iliĢkilidir (Frail ve diğ. 2001). SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü, GIP tetiklendikten birkaç saat sonra ardıl ıĢımanın ıĢıma gücünden çok daha büyük olmuĢtur. Bu durum GRB 030329 ile tam bir zıtlık içerisindedir, çünkü GRB 030329‟da patlamanın tetiklenmesinden 5 saat sonra ardıl ıĢıma süpernovanın maksimum ıĢıma gücünden 5 kadir daha parlak gözlenmiĢtir (Lipkin ve diğ. 2004). Bir baĢka dikkate değer not ise GRB 031203‟ün GIP‟ına ait etkinlik (ıĢıma gücü uzaklığı için düzeltilmiĢ) GRB 030329‟unkinden 2 mertebe daha küçüktür (Ricker 2003; Mereghetti ve Gotz 2002). GRB 031203, patlama özellikleri bakımında GRB 980425‟e oldukça benzemektedir. Zaman profili ve enerji tayfı son derece normaldir. Bir baĢka ortak özellikleri de fırlattıkları rölativistik maddelere aktarılan enerji bütün açılarada çalıĢılan bütün GIP‟lardaki değerlerden çok daha düĢük mertebelidir. Öte yandan Ramirez-Ruiz ve diğ. (2005), bu iki cismin doğasının düĢük enerjili olmadığı sadece tipik ve güçlü jetleri olan bir GIP‟ın eksen dıĢı gözlenmesi modeli ile daha iyi uyuĢtuğunu öne sürmüĢlerdir. 3.2.4. GRB 060218/SN 2006aj GRB 060218 Swift uydusu üzerindeki Patlama Alarmı Teleskobu (BAT) tarafından 18.149 ġubat 2006 UT‟de keĢfedilmiĢtir. Patlamanın süresi anormal derecede uzundur (T90~2100±100 sn). Patlamanın akısı yavaĢça 431±60 s‟ye yükselerek burada maksimum yapmıĢtır. Tayfın tamamı foton indisi 2.5±0.1 olan basit bir güç kanunu modeli ile fitlenmiĢtir. Etkinlik, yumuĢak X-ıĢın fotonlarınca baskın olduğundan bu patlama aynı zamanda XRF olarak da sınıflandırılmıĢtır. Swift, kendiliğinden yavaĢlayarak yeni keĢfedilen patlamaya yöneldiğinde X-ıĢın Teleskobu (XRT) ve Ultraviyole/(Optik Teleskop (UVOT), patlamanın tetiklenmesinden 159 sn sonra veri toplamaya baĢlamıĢtır. ġekil 3.8‟de Swift BAT (15-350 keV) ve XRT (0.2-10 keV) verilerinden oluĢan ıĢık eğrileri görülmektedir. Swift‟in keĢfinden kısa bir süre sonra optik ardıl ıĢımaya ve altta yatan galaksiye ait düĢük çözünürlüklü tayflardaki güçlü emisyon çizgilerinden kırmızıya kayma değeri belirlenmiĢtir (z=0.0335). Kırmızıya kaymadan izotropik eĢeğer gama-ıĢın enerjisi hesaplanmıĢ ve 1-10000keV enerji aralığına geniĢletilmiĢtir (6.2x1049 erg). Bu değer 104 GRB 030329/SN 2003dh‟ın izotropik enerjisinden 2 mertebe daha düĢüktür ve GRB 031203‟ün izotropik enerjisi ile kıyaslanabilir seviydedir. GRB 980425‟inkinden ise 2 +0.4 mertebe daha büyüktür.Bu GIP‟ın maksimumdaki tayfsal enerjisi 4.9−0.3 keV‟dir. ġekil 3.9 : GRB 060218‟in Swift BAT ve XRT verilerinden oluĢturulan ıĢık eğrileri (Kaneko ve diğ. 2007) Yükselen süpernovaya dair tayfsal kanıtlat patlamadan 3 gün sonra elde edilmiĢtir. Tayfra Tip Ic SN‟leriyle örtüĢen geniĢ emsisyon özellikleri gözlenmiĢtir (bu da hidrojen çizgilerinin yokluğu anlamına gelir). Bu süpernova SN 2006aj olarak adlandırılmıĢtır. GeniĢ emisyon özellikleri, diğer GIP/SN‟lerde gözlenen büyük geniĢleme hızlarına iĢaret eder (Soderberg ve diğ. 2006; IAUC 8674). 105 GRB 060218, gecikmiĢ non-termal X-ıĢın emisyonu göstermiĢtir. Bu akı daha sonra sönükleĢmiĢ ve yerine yumuĢak, parlaklaĢan, optikçe kalın termal (yaklaĢık 2 milyon derece) bir bileĢenler geniĢlemiĢ ve zamanla optik/UV bantlara kaymıĢtır. Campana ve diğ. (2006)‟ya göre bu bileĢenin sebebi, ata yıldızın etrafında bulunan yoğun rüzgarın içerisine giren çok düĢük rölativistik hızlarda hareket eden Ģok kırılmasıdır. ġekil 3.10 : GRB 060218‟in Swift BAT, XRT ve UVOT ile alınan verilerinden elde edilen erken zaman ıĢık eğrileri (patlamanın tetiklemesinden sonraki ilk 3000 saniye) (Campana ve diğ. 2006) 106 ġekil 3.11 : GRB 060218‟in Swift XRT ve UVOT teleskopları ile alınmıĢ geç zaman ıĢık eğrileri. (Campana ve diğ. 2006) ġekil 3.10‟de üst panelde 3-10 keV enerji aralığında XRT ile elde edilen ıĢık eğrisi görülmektedir (boĢ siyah daireler). Alttaki panelde ise UVOT‟a ait her bir filtre ile alınan akılardan oluĢturulan ıĢık eğrisi görülmektedir. Her renk farklı bir filtreyi temsil etmektedir. Mavi noktalar U (345 nm), yeĢil noktalar B (439 nm), kırmızı noktalar V (544 nm), açık mavi UVW1 (251 nm), magenta UVM1 (217nm) ve sarı UVW2 (188nm). Bu grafik oluĢturulurken spesifik akılar FWHM‟leri ile çarpılmıĢtır (sırasıyla, 75, 98, 88, 70, 51, 56 nm). Ayrıca veriler sinyal gürültü oranını arttırmak amacıyla üstüste bindirilmiĢtir. UV bandında ıĢık eğrisi yaklaĢık 30 ks civarında maksimum yapmıĢtır ve bunun nedeninin yıldızın dıĢ yüzeyinden ve yıldızı çevreleyen yoğun yıldız rüzgarından kaynaklanan Ģok kırılması olduğu desteklenmektedir. Öte yandan optik bantlar yaklaĢık 800 ks civarında maksimuma ulaĢmıĢtır ve bunun sebebinin ise SN ile fırlatılan maddelerdeki radyoaktif ısınma olduğu desteklenmektedir (Campana ve diğ. 2006). GRB 060218‟in tayfında da Tip Ic süpernovasının bir belirtisi olarak geliĢmekte olan Si II çizgisi ve hiçbir H çizgisi gözlenmemiĢtir. Buradan bu cismin de büyük kütleli, 107 muhtemelen bir WR ailesinden bir yıldızdan kaynaklandığı düĢünülmektedir. Bu tip yıldızlar patlamadan önce H ve He zarflarını fırlatmıĢlardır (Mirabal ve diğ. 2006). GRB 060218 Amati ĠliĢkisi‟ne uyan, sahip olduğu düĢük izotropik enerji değerinin GRB 980425‟e benzemesinden ve ardıl ıĢıma ıĢık eğrilerinde akromatik kırılmaların gözlenmesinden dolayı alt enerjili GIP‟ların varlığı için bir kanıt oluĢturmaktadır (Amati ve diğ. 2006b). 3.2.5. GRB 050525A/SN 2005nc GRB 050525A Swift uydusunun (Gehrels ve diğ. 2004) BAT teleskobu tarafından 25 Mayıs 2005 00:02:53.26 UT‟de tetiklenen bir patlamadır (Band ve diğ. 2005). Patlamanın tetiklenmesinden 75 saniye sonra Swift üzerindeki diğer teleskoplar XRT ve UVOT takip gözlemlerine baĢlamıĢtır. GRB 050525A oldukça parlak bir patlama olarak gözlenmiĢ, öyle ki BAT‟in bütün enerji bantlarında ölçümler alınabilmiĢtir (Blustin ve diğ. 2005). GRB 050525A‟nın GIP profili iki ana maksimumdan oluĢmuĢtur, ancak bu iki maksimum içerisinde daha küçük birçok tepecik gözlenmiĢtir. Patlamanın toplam süresi ~12s‟dir ancak T90 değeri 8.8±0.5 s‟dir. Bu patlamadan 2800 saniye sonra GRB 050525A‟dan bağımsız baĢka bir patlama INTEGRAL uydusundaki IBIS dedektörü tarafından tetiklenmiĢtir. (Mereghetti ve diğ. 2005). Bu sebepten adına “A” harfi eklenmiĢtir. GRB 050525A ayrıca Konus-Wind (Golenetskii ve diğ. 2005) ve INTEGRAL (Gotz ve diğ. 2005) tarafından da algılanmıĢlardır. Golenetskii ve diğ. (2005), Konus-Wind‟in 20 keV ile 1 MeV aralığında bütün patlamanın tayfına eksponansiyel kesikli bir güç kanunu geçirmiĢ ve β=-0.10±0.05 ve Ep=84.1±1.7 keV olarak bulmuĢlardır. Bu değerler Swift ile hesaplanan değerlerle uyuĢmaktadır: +0.11 +3.9 β=0.01−0.12 ve Ep=78.8−3.1 keV, patlamanın tamamı için kesikli güç kanunundan bulunan değerler (Blustin ve diğ. 2005). Enerji ve zaman üzerinden integre edilen tayfsal fitlerden bulunan etkinlik S(15-350 keV) = (2.01±0.05)x10-5 erg cm-2 ve maksimumdaki akı P(15-350 keV)=47.7±1.2 foton cm-2 s-1‟dir. GRB 050525A‟da gözlenen kırmızıya kayma z=0.606‟dır ve tayfsal fitlerden hesaplanan izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi ve izotropik ıĢıma gücü sırasıyla 2.3x1052 erg ve 7.8x1051 erg s-1‟dir -1 -1 (Ωm=0.3, ΩΛ=0.7 ve H0=70 km s Mpc ). 108 GRB 050525A‟nın X-ıĢın akısının gama-ıĢınlarındaki etkinliğe oranı bu patlamanın Swift öncesinde gözlenen uzun süreli patlamalar sınfında olan tipik bir patlama olduğunu ortaya koymuĢtur (Roming ve diğ. 2005; Blustin ve diğ. 2005). ġekil 3.12 GRB 050525A‟nın Swift BAT ve XRT‟nin belirlediği konumu. Ok ile gösterilen bölge optik ardıl ıĢımanın saptandığı bölgedir (Blustin ve diğ. 2005). Patlamanın baĢlangıcındaki ilk dört saate ait X-ıĢın ardıl ıĢıma akısı basit bir güç kanunu ile bozunurken, optik bölgedeki zamansal özelliklerin daha karmaĢık ve aynı zaman aralığında önemli bir düzleĢme gösterdiği rapor edilmiĢtir. Bu durum Blustin ve diğ. (2005) tarafından dik bir ters Ģok bileĢeninin X-ıĢınlarından görülen ileri Ģokun optik bölgedeki daha düz olarak açığa çıkıĢının bir kombinasyonu olarak yorumlanmıĢtır. X-ıĢın ve opyik/UV çokludalgaboyu tayfsal fitleri ileri Ģoktaki elektronların serinleme frekansının patlamadan 25000 sn sonra optik bölgeye doğru kaydığına iĢaret eder. Blustin ve diğ. (2005)‟te ayrıca patlamanın tetiklenmesinden yaklaĢık 13000-14000 sn (~0.15 gün sonra), X-ıĢın ve optik/UV verilerinin her ikisinde de zamansal evrimlerde bir kırılma olduğu bulunmuĢtur. Bu kırılmanın akromatik olduğu tespit edilmiĢtir. Kırılmanın akromatik olması söz konusu jet kırılmasının, yavaĢlayan rölativistik akıĢın ıĢınlanma açısının jetin hüzmelenme açısına yaklaĢtığı zaman meydana geldiğine iĢaret eder (Sari ve diğ. 1999). 109 Blustin ve diğ. (2005)‟te bahsedilen en önemli sonuçlardan biri de genel olarak elde edilen bütün verilerin atayıldızın etrafında güçlü yıldız rüzgarlarını destekleyen modelle uyuĢmadığı, hatta bu durumun ayrıca XRT-UVOT birleĢik tayfından elde edilen tayfsal kırılma enerjisi (serinleme kırılması ile uyumludur) ile zamanın azalma göstermesiyle desteklendiği, çünkü yıldız rüzgarı modelinde serinleme frekansı artar. Blustin ve diğ. (2005) ateĢtopunun baĢlangıçta rüzgarlı olan bir ortamdan çıkıp, bir rüzgar Ģokundan geçerek daha sonra ISM ortamına girebileceği olasılığı üzerinde durmuĢtur. Bunu destekleyen kanıt olarak TAROT verilerinde ~2000 sn sonra açığa optik yeniden parlamayı öne sürmüĢlerdir. ġekil 3.13 : GRB 050525A‟nın 15-25 keV (düz çizgi), 25-50 keV (nokta), 50-100 keV (kısa kesikli çizgi) ve 100-350 keV (uzun kesikli çizgi) bantlarındaki BAT ıĢık eğrisi (Blustin ve diğ. 2005). 110 GRB 050525A‟nın parlak oluĢu ardıl ıĢımaların optikten (örn; Klotz ve diğ. 2005), radyo (Cameron ve Frail 2005) bölgeye kadar geniĢ bir kitle tarafından incelenmesine izin vermiĢtir. ġekil 3.11‟de Mayıs 2005‟ten Eylül 2005‟e kadar VLT ve TNG teleskoplarıyla elde edilen bütün optik ardıl ıĢıma verileri görülmektedir. Bu veriler patladan birkaç saat sonradan 100 gün sonraya kadar alınan bütün verilerden elde edilmiĢtir. Fotometrik veriler (gözlemciye göre) patlamadan 5 gün sonra (R~24m.0’de) baĢlayan ve 20 gün sonra sona eren bir yükselme ortaya koymuĢlardır (Della Valle ve diğ. 2005). Buyükselmenin en muhtemel sebebi olarak bir SN‟in katılımı düĢünülmültür. ġekil 3.11‟de içi dolu daireler Della Valle ve diğ. (2005)‟in yaptığı TNG ve VLT gözlemlerinden elde edilen verileri, kareler Klotz ve diğ. (2005)‟ten elde edilen verileri temsil etmektedir. ġekil 3.14 : GRB 050525A‟nın R bandı ıĢık eğrisi. (Della Valle ve diğ. 2005) 111 Kareler fite dahil edilmemiĢlerdir. Noktalı, kesikli ve noktalı-kesikli çizgiler sırasıyla ardıl ıĢıma, patlamanın meydana geldiği galaksi ve SN katılımlarını temsil ederler. ġekildeki düz kalın çizgi SN 1998bw kullanılarak elde edilen Ģablonu temsil eder (Della Valle ve diğ. 2005). Bu yükselmeye ait en mümkün senaryonun bir SN‟e ait olması, söz konusu SN‟in zamansal ve konumsal olarak SN 2005nc olduğunun belirlenmesine sebep olmuĢtur. SN yükselmesinin dairesel Ģekilli olması GIP‟tan yaklaĢık 10-12 gün sonra B bandında maksimuma ulaĢması anlamına gelmektedir SN 1998bw ile kıyaslandığında GRB 0505025A‟nın çok daha hızlı yükseldiği, ancak çok daha geniĢ ve uzun süreli bir maksimumu olduğu ile karakterize edilmiĢtir (Della Valle ve diğ. 2005). Maeda ve diğ. (2005), kutup eksenlerinin yakının gözlendiği takdirde asimetrik SN‟lerin maksimumlarının daha erken olacağını ortay koymuĢlardır. GRB 050525A, on-axis olarak yani kutup ekseninden gözlenen bir olaydır (Yamazaki ve diğ. 2003), o yüzden SN 2005nc‟nin SN 1998bw‟ya oranla daha erken maksimuma ulaĢması beklenir. 3.2.6. GRB 021211/SN 2002lt GRB 021211 11.471227 Aralık 2002 UT’de HETE-2 uydusu üzerinde bulunan FREGATE, WXM ve SXC aletleri tarafından yakalanmıĢtır (Crew ve diğ. 2002). Patlamanın süresi rölatif olarak uzundur (≥5.7sn, 8-40 keV bandında). GIP profili maksimum akısı 8x10-7 erg cm-2 olan tek bir pulstan ibarettir ve etkinliği ~106 erg cm-2‟dir. ġekil 3.15‟te GRB 021211‟in HETE-2 üzerindeki dedektörlerle elde edilen verilerden oluĢturulan, farklı enerji aralıklarındaki zamansal geliĢimi görülmektedir. (Crew ve diğ. 2002). Patlamanın süresi enerjinin artıĢı ile azalmıĢtır ve patlamanın tayfı sertten yumuĢağa doğru evrilmiĢtir; bu durum tipik uzun süreli GIP‟larda görülen bir özelliktir. Bu patlama, yumuĢak bir tayfa sahip ve maksimum enerjis Epeak≈45 keV olan bir X-ıĢın zengini GIP‟tır. Ayrıca tayfında bir de yumuĢak kuyruk vardır. Patlamanın genel olarak yapısı hızlı yükselen ve eksponansiyel olarak bozunan (FRED) türdendir ve gözlemin yapıldığı bütün aletlerin her enerji bandında rölatif olarak herhangi bir özellik yakalanmamıĢtır. Patlamanın X-ıĢınlarındaki etkinliği −6 −2 (2-30 keV enerji bandında) 푆푥 = (1.3 ± 0.05)푥10 푒푟푔 푐푚 iken gama-ıĢınlarındaki −6 −2 etkinliği (30-400 keV) 푆훾 = 1.36 ± 0.05 푥10 푒푟푔 푐푚 ‟dir. X-ıĢınlarındaki etkinliği, gama-ıĢınlarındaki etkinliğe oranı 0.63‟tür ve değer bize bu patlamanın X-IĢın 112 Zengini bir GIP olduğunu söyler. Patlamanın kırmızıya kayması z=1.004±0.002 (Della Valle ve diğ. 2003) olarak ölçülmüĢtür. 30-400 keV enerji aralığında gözlenen etkinlik ve ölçülen bu kırmızıya kayma değeri kullanıldığında izotropik eĢdeğer gama-ıĢın 51 enerjisi 퐸훾,푖푠표 ~6.1푥10 푒푟푔 olarak belirlenmiĢtir (kozmolojik model olarak, Ωm=0.3, -1 -1 ΩΛ=0.7 ve H0=65 km s Mpc kullanılmıĢtır). Bu değer Bloom, Frail ve Sari 52 (2001)‟deki kozmolojik K-düzeltmesi yapıldığında 퐸훾 ,푖푠표 ~1.2푥10 푒푟푔‟e dönüĢür (Pandey ve diğ. 2003) ġekil 3.15 : GRB 021211‟in HETE-2 FREGATE puls profili (Crew ve diğ. 2003) 113 Erken zaman optik ardıl ıĢıması patlamadan 90, 108 ve 143 sn sonra RAPTOR, KAIT ve Super-LOTIS robotik teleskopları tarafından algılanmıĢtır. Bu durum GRB 021211‟in optik ardıl ıĢıması dakikalar içerisinde gözlenen ikinci GIP olarak ve erken zamanlarda elde edilmiĢ filtreli ölçümleri (patlamadan 143sn sonra baĢlamıĢ) ve renk bilgileri (patlamdan 38 dk sonra baĢlamıĢ) olan ilk GIP olarak ayrıcalıklı bir yere sahip olmasına sebep olmuĢtur (Nysewander ve diğ. 2005). GRB 021211‟in optik ardıl ıĢıması en baĢlarda ters Ģoktan dolayı çok hızlı bir Ģekilde sönükleĢmiĢtir. Ġlk 20 dakika içerisinde 14 kadirden daha parlak iken 19 kadirden daha sönük değerlere düĢmüĢtür ve 1. günün sonunda 23 kadire ulaĢmıĢtır. Ġstatistiksel olarak Reichart ve Yost (2003), patlamadan 18 saat sonra yapılan optik gözlemlerde 20< R< 23.5 aralığında bulunan kadirlerdeki patlamaların “optikçe karanlık” olarak nitelendirildiğini ortaya koymuĢtur. Eğer HETE-2‟nin WXM dedektörü ve WXM ve SXC‟nin iyileĢtirilmiĢ yer belirlemesi hızlı bir Ģekilde yapılamasaydı GRB 021211 de “optikçe karanlık” olarak sınıflandırılabilirdi (Dado ve diğ. 2003b). Ancak son anda “karanlık bir GIP” olmaktan kurtulan GRB 021211‟in Cannon Ball modeline göre ardıl ıĢımasında SN 1998bw‟ya benzer bir SN‟in olması beklenmiĢtir, ayrıca geçirilen fitler de patlamanın meydana geldiği galaksin “renginin” de beklenen parametreler dahilinde olduğunu ortaya koymuĢtur (Dado ve diğ. 2003b). ġekil 3.16, Della Valle ve diğ. (2003) (mavi karolar), Li ve diğ. (2003), Fox ve diğ. (2003), Vreeswijk ve diğ. (2002) (içi dolu daireler) ve HST verilerini (içi boĢ daireler) kullanarak GRB 021211‟in optik ardıl ıĢımasının R bandındaki ıĢık eğrisini oluĢturmuĢlardır. Noktalı ve noktalı-kesikli çizgiler, sırasıyla, ardıl ıĢıma ve galaksinin katılımlarını temsil etmektedir. Kesikli yeĢil çizgi SN 1994I‟nın z=1.006‟daki, AV=2 ile yeniden kızartılmıĢ ıĢık eğrisidir (Della Valle ve diğ. 2003). Patlamanın keĢfinden yaklaĢık 7-10 gün sonra HST‟nin BVIH bantlarında (Fruchter ve diğ. 2002) ve 30-35 gün aralığında VLT-UT4, R bandı ıĢık eğrisinde bir yükselme görülmüĢtür (Testa ve diğ. 2003). Bu yükseliĢin sebebi SN bileĢeninin varlığına bağlanmıĢtır. 114 ġekil 3.16 : GRB 021211‟in optik ardıl ıĢımasının R bandındaki ıĢık eğrisi (Della Valle ve diğ. 2003) Della Valle ve diğ. (2003)‟ün yaptığı tayfsal analizlerde gözlenen çıkıntıın tayfında geniĢ bir absorbsiyon özelliği belirlemiĢlerdir (FWHM~150Å). Bu özellik Ca II H+K dubletidir (~15000 km/sn kadar maviye kaydırılmıĢtır). Bu çizginin GRB 021211‟in ardıl ıĢımasında gözlenen yeniden parlamanın bir SN‟e ait olduğuna iĢaret ettiği sonucuna varılmıĢtır (0306298). ĠliĢkili olduğu düĢünülen süpernovanın tayfsal ve fotometrik davranıĢının SN 1994I‟ya benzer olduğunu varsayarak Della Valle ve diğ. (2003), elde ettikleri verilerden SN ve GIP patlamasının nerdeyse aynı anda ya da en fazla birkaç gün ara ile meydana geldiklerini öne sürmüĢlerdir. 115 ġekil 3.17 : Çıkıntıya ait tayfın benzer epoklardaki SN 1994I‟nın tayfı ile kıyaslanması (Della Valle ve diğ. 2003) GRB 021211 ve SN arasındaki zamansal çakıĢmaya baktıklarında 10-12 gün mertebesinde kısa yükselme zamanları ile karĢılaĢmıĢlardır (tıpkı Iwamoto ve diğ. 1994‟te SN 1994I için gözlendiği gibi). GRB 021211 ile iliĢkili bulunan SN‟in daha sonra SN 2002lt olduğu belirlenmiĢtir ve bu SN‟in en iyi SN 1994I‟nın tayfı ile uyumlu olduğu bulunmuĢtur. Dolayısıyla bu SN‟in tipinin Tip Ic olduğu belirlenmiĢtir, ancak SN 1998bw benzeri bir SN değildir. 116 3.2.7. GRB 011121/SN 2001ke ġekil 3.18: GRB 011121‟in 25-150 keV enerji aralığında Konus-Wind tarafından gözlenen zamansal evrimi (Price ve diğ. 2002) GRB 011121, 21 Kasım 2001 18:47:21 UT’de Ġtalya-Hollanda ortak uydusu BeppoSAX tarafından keĢfedilmiĢ ve konumu belirlenmiĢtir (Piro, 2001). Patlamanın meydana geldiği bölge daha sonra Interplanetary Network (IPN) tarafından iyileĢtirilmiĢ ve Wyrzykowski, Stanek ve Garnavich (2001), optik ardıl ıĢımayı belirlemiĢtir. Ardıl ıĢımalar ayrıca kırmızıöte (Price ve diğ. 2001) ve radyo (Subrahmanyan ve diğ. 2001) bölgelerde de keĢfedilmiĢtir. Optik ardıl ıĢıma oldukça parlaktır (푅 ≈ 19푚 . 1). Kaynak gözlemlerin ilk 3 saatinde yaklaĢık 0.5 kadir sönükleĢmiĢtir. Bu durum GRB 011121‟in bir SN bileĢeni olabileceği yönünde Ģüpheler uyandırmıĢtır (Garnavich ve diğ. 2002). Infante ve diğ. (2001), ardıl ıĢımanın tayfsal analizlerinden belirlenen emisyon çizgilerinden patlamanın meydana geldiği galaksinin kırmızıya kayma değeri belirlenmiĢtir, z=0.36. Kırmızıya kayma değerinin düĢük olması araĢtırmacıları olası SN bağlantılarını aramaya itmiĢtir. Bu doğrultuda Price ve diğ. (2001), HST ile çok renkli ve çok epoklu GeniĢ Alan Gezegensel Kamera 2 ile gözlemler baĢlatmıĢlar. 117 Garnavich ve diğ. (2002), HST gözlemlerinin ilk epoğunda R bandında alınan akıda, erken yer-tabanlı optik ardıl ıĢımanın güç kanunu bozunumunun geniĢletilmesiyle önemli bir artma gözlemiĢler ve bunu altta yatan SN‟in katılımına bağlamıĢlardır. Bloom ve diğ. (2002) ve Price ve diğ. (2002)‟de dört epoklu çok-renkli HST ıĢık eğrileri ortaya konmuĢ ve veriler SN 1998bw (Galama ve diğ. 1998) benzeri ama 2/3 kadir daha sönük bir SN‟in varlığına iĢaret etmiĢlerdir. GRB 011121‟in IPN‟de bulunan birçok uzay aracı tarafından yakalanmıĢtır: Ulysses, BeppoSAX, HETE-2, Mars Odyssey (yüksek enerjili nötron dedektörü) ve Konus- Wind. Ulysses verilerinden belirlenen T90 süresi 28sn‟dir, dolayısıyla GRB 011121, uzun süreli GIP kategorisine girmektedir. 25-100 keV enerji aralığında patlamanın maksimum akısı 0.25sn üzerinden 2.4x10-6 erg cm-2 sn-1 ve etkinliği ise 2.4x10-5erg cm-2 dir (Price ve diğ. 2002). Buradan itibaren Bloom ve diğ. (2001), 20-2000keV enerji 52 bandına karĢı düĢen izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisini 퐸훾 ,푖푠표 2.7푥10 푒푟푔 olarak -1 -1 hesaplamıĢtır (Ωm=0.3, ΩΛ=0.7 ve H0=65 km s Mpc ). X-ıĢınlarındaki etkinliği gama- ıĢınlarındaki etkinliğe oranı 0.14‟tür (푆2−26 푆40−700 = 0.14 ve 퐹2−26 퐹40−700 = 0.08). GRB 011121 BeppoSAX ile gama ve X-ıĢınlarında gözlenen en parlak ikinci GIP‟tır (Piro ve diğ. 2005) R bandında gözlenen optik ardıl ıĢımanın ıĢık eğrisi, patlamadan sonraki 2.5 gün boyunca herhangi bir kırılma belirtisi göstermemiĢtir. Price ve diğ. (2001)‟in yaptığı radyo gözlemler kırılmanın daha geç bir zamanda meydana geldiğine iĢaret etmiĢtir. Garnavich ve diğ. (2002) optik ıĢıma eğrisinin güç-kanunu bozunumu indisinin kırılma öncesi ölçülen güç kanunu indislerinden yüksek olduğunu, ancak indisin değerinin kırılma sonrası bozunum oranları için tipik bir değer olduğunu öne sürmüĢtür. Ayrıca gözlenen α=1.72 ve β=0.66 indislerinin bir jet tarafından ĢoklanmıĢ homojen yoğunluklu ortam için en iyi fiti sağlarken, ISM içerisine giren izotropik Ģok (Sari, Piran ve Halpern 1999) için zayıf kalan bir fit olduğunu öne sürmüĢlerdir. Stanek ve diğ. (2001), bu optik ardıl ıĢımanın kırılma sonrası gözlendiğini ve bunun da patlamadan sonraki 10 saat içerisinde indisin değiĢmesine sebep olduğunu öne sürmüĢtür. Erken kırılmanın anlamı jet kırılma açısının daha küçük olması (θ< 3°) ve yayınlanan 118 enerjinin standart patlamalardan 10 kat daha düĢük olması anlamına gelmektedir. Garnavich ve diğ. (2002) bu sonucu, eğer kırılma 2.5 günden sonra oluĢtuysa, o halde GRB 011121‟de dik ıĢık eğrisi bozunumu ve düz tayfsal indisler homojen yoğunluklu gaz yerine katmanlardan oluĢan bir ortamın içerisine giren bir patlama ile daha iyi uymaktadır Ģeklinde yorumlamıĢlardır. ġekil 3.19 : GRB 011121‟in Magellan “Classic Cam” ile alınan kırmızıöte görüntüsü. Görüntü 20” lik bir bölgeyi kapsamaktadır ve optik ardıl ıĢıma ile SN‟in konumları 0”.5 yarıçapında bir daire ile gösterilmektedir. Garnavich ve diğ. (2002b), GIP‟tan 13 gün sonra ardıl ıĢımanın R bandındaki ıĢık eğrisinde artık bir akı gözlemiĢler ve dikkatleri bu yöne çekmiĢlerdir. Bu artık akının sebebinin altta yatan SN‟e bağlı olabileceğini öne sürmüĢlerdir. Bu keĢifleri patlamanın meydana geldiği galaksinin parlaklık dağılımındaki belirsizlikler sebebiyle HST verileri gelene kadar kesinlik kazanmamıĢtır. ġekil 3.20‟den akıda meydana gelen bu artıĢ görülebilir (Bloom ve diğ. 2002). ġekilde üçgenler F555W, F702W, F814W ve F850LP filtreleri ile yapılan ve patlamanın meydana geldiği galaksinin ıĢık katkısına göre düzeltilmiĢ HST fotometrisi verileri, karolar literatürden alınan yer-tabanlı ölçümler (Olsen ve diğ. 2001; Stanek ve Wyrzykowski 2001), Kesikli çizgi, optik ardıl ıĢımaya geçirilen fit, noktalı çizgi GRB 011121‟in kırmızıya kaymasındaki SN Ģablonundan beklenen akıdır. ġablon için seçilen 119 akı değeri önalan sönümlemesi için düzeltilmiĢ ve %55 sönükleĢtirilerek verilere fit olarak geçirilmiĢtir. Düz çizgi, ardıl ıĢıma ve SN bileĢenlerinin toplamıdır. ġekil 3.20 : GRB 011121‟in ardıl ıĢıma ve orta-zaman çıkıntısının (SN yükselmesinin) ıĢık eğrisi (Bloom ve diğ. 2002) Süpernovanın HST fotometrisinin ilk epoğuna bakıldığında SN katılımının oldukça mavi olduğu görülmüĢtür. BaĢlangıçta SN renginin OA ile aynı olması beklenmiĢtir ve bu varsayım kızarmadan bağımsız yapılmıĢtır. Bir Tip Ic SN‟inin güç kanunu tayfının büyük bir kısmı ile kıyaslandığında oldukça kırmızı olması beklenir. Ancak Garnavich ve diğ. (2002)‟nin elde ettiği tayfta SN 1998bw ile kıyaslandığında SN 2001ke‟de büyük UV akıları görülmüĢtür. “Kırmızı çıkıntı” bir süpernova karakteristiği olarak bilinse de, bu çıkıntı SN 2001ke için gerçekte “mavidir”. HST fotometrisinin geç zamanlarında süpernova maksimumu geçtikten sonra kızarmıĢtır. Garnavich ve diğ. 120 (2002)‟de SN 2001ke‟nin renklerinin aslında bir Tip IIn süpernovası olayına daha çok benzediği öne sürmüĢtür. Tip IIn SN‟leri yıldızı çevreleyen gaz ortam ile etkileĢirler ve tayflarında dar ve orta geniĢliklerde hidrojen emisyon çizgileri oluĢur (Schlegel ve diğ. 1990). Bunun için SN 2001ke‟nin tayfsal enerji dağılımını yakında bulunan bir Tip IIn süpernovası SN 1998S ile kıyaslamıĢlardır. Ġlk HST epoğu maksimum yakınlarında SN 1998S‟nin tayfsal enerji dağılımına (SED) benzerdir ve süpernovalar birkaç gin içerisinde kızarmıĢtır. SN 1998S erken zaman tayflarında Wolf-Rayet özellikleri göstermiĢtir ve çok büyük kütleli bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi sonuvunda oluĢmuĢtur (Lentz ve diğ. 2001). Garnavich ve diğ. (2002), SN 1998S ve SN 2001ke‟nin birbirinin aynı SN‟ler olmadıklarını ancak renk evrimleri birbirine benzediği için etraflarında bulunan ortam hakkında bir bilgi verdiği için seçmiĢlerdir. Bu durum yıldızın etrafındaki katmanlardan oluĢan gaz dağılımından geçtiği düĢünülen optik ardıl ıĢımanın davranıĢı ile de uyum içerisinde gözlenmiĢtir. SN 1998S‟in tayfı, SN 2001ke‟nin tayfından çok daha yavaĢ evrilmiĢtir ve bu durum Tip II SN‟lerinin büyük hidrojen zarfları olmasından dolayı normaldir. Öte yandan Bloom ve diğ (2002) ve Garnavich ve diğ. (2002), SN 1998bw‟nun ıĢık eğrisinin SN 2001ke ile uyuĢmadığını vurgulamıĢlardır. SN 1998bw‟ya z=0.362 için zamansal gecikme düzeltmesi yapıldıktan sonra, SN 2001ke ile GIP‟ın baĢladığı zaman ile baĢladıklarını varsayarak tayfsal davranıĢları kıyaslandığında SN 2001ke‟nin 5000 Å civarında %40 daha hızlı geliĢtiğini görmüĢlerdir. SN 2001ke, yıldızın etrafındaki maddelerle etkileĢen bir Tip Ib/c SN‟i olabilir. Yine de bir Tip IIn SN‟i olabileceğine dair iĢaretler de bulunmaktadır. SN 2001ke ile ilgili bir baĢka ilginç nokta da SN 1998bw‟nun R bandındaki ıĢık eğrisi z=0.362‟ye dönüĢtürüldüğünde gözlemlerde SN 2001ke için bulunan maksimumdaki parlaklık değerinden sadece 1.3 kadir daha sönük bir değer elde edilmiĢ olmasıdır. Garnavich ve diğ.(2002)‟de R bandı için kullanılan sönükleĢme miktarı (1.13±0.18) SN 2001ke ile SN 1998bw‟nun mutlak görsel parlaklıklarının birbirine çok benzediğini hesaplamıĢlardır (푀푉,1998푏푤 = −19.35 ve 푀푉,2001 푘푒 = −19.2 ± 0.2). SN 2001ke‟nin ıĢık eğrisine bakıldığında süpernovanın eylemsizlik sisteminden GIP‟tan 10-12 gün sonra maksimuma ulaĢtığı görülürken, SN 1998bw‟nın GIP‟tan iki haftadan daha uzun bir süre sonra maksimuma ulaĢtığı görülmüĢtür (Garnavich ve diğ. 2002) 121 Greiner ve diğ. (2003), ardıl ıĢıma ıĢık eğrisinde patlamadan 1.3 gün sonra bir kırılma olduğunu tespit etmiĢlerdir ve bu jet açılma açısının 9° olduğuna iĢaret etmektedir. Ġlk dört gün boyunca akromatik kırılma meydana gelmiĢtir. (Bkz. ġekil 3.21). ġekil 3.21 : GRB 011121‟in Rc bandı ıĢık eğrisi görülmektedir. Verilere Bloom ve diğ. (2002)‟nin HST verileri de eklenmiĢtir (Greiner ve diğ. 2003) 3.3. SIRADIġI ADAYLARIN GENEL ÖZELLĠKLERĠ 3.3.1. XRF 020903 3 Eylül 2002 10:05:37.96 UT‟de HETE-2 uydusundaki WXM ve SXC (Villasenor ve diğ. 2003) 0.5-10 keV enerji aralığında bir XRF keĢfetmiĢlerdir (Ricker ve diğ. 2002). Soderberg ve diğ. (2002, GCN 1554), 5 m‟lik Palomar teleskobunu kullanarak SXC+WXM‟in belirlediği bölgede α=22h48m42s.34 ve δ= - 20°46’ 09”.3 koordinatlarında bulunan bir optik geçiĢken keĢfetmiĢlerdir. KeĢfedilen bu optik geçiĢkenin XRF‟in tetiklenmesinden sonraki 7 ve 24 gün arasında ~0.3 ile 0.4 kadir arasında bir parlaklık artıĢı gösterdiği bildirilmiĢ ve bu artıĢın sebebinin XRF 020903 ile iliĢkili bir süpernova bileĢeninden kaynaklanabileceği bildirilmiĢtir. 122 ġekil 3.22 : XRF 020903‟ün dört WXM enerji aralığındaki ıĢık eğrisi: 2 - 5 keV, 5 - 10 keV, 10 -25 keV ve 2-25 keV(Sakamoto ve diğ. 2004). ġekil 3.22‟de XRF 020903‟ün WXM‟in dört enerji bandında elde edilen ıĢık eğrileri görülmektedir. IĢık eğrisi 1 sn‟lik binlerle oluĢturulmuĢtur. Dikine noktalı çizgiler patlama ıĢık eğrisinin 0-8 sn ve 8-13 sn zaman aralıklarında gözlenen iki maksimumunu temsil etmektedir. Patlamanın zamansal geliĢimine bakıldığında 2-5 keV ve 5-10 keV enerji bantlarında iki maksimumu olduğu görülmektedir. 10 keV‟nin üzerinde dikkate değer akı alınmamıĢtır. Enerji düĢtükçe patlamanın T90 süreleri uzamıĢtır (Sakamoto ve 123 diğ. 2004). Bu eğilim uzun süreli GIP‟larda da gözlenmektedir (Fenimore ve diğ. 1995). 2-5 keV bandındaki maksimum, 5-10 keV aralığındaki maksimumdan daha serttir. Bu XRF‟in maksimumdaki enerjisi son derece düĢüktür (Epeak~5 keV) ve etkinlikleri 7.2푥10−8 erg cm-2‟dir. XRF 020903, HETE-2‟nin keĢfettiği en yumuĢak tayfa sahip patlamadır. X-ıĢınlarındaki etkinliğin, gama-ıĢınlarındaki etkinliğe oranı 푙표푔 푆푋 푆훾 = 4.3‟tür (Sakamoto ve diğ. 2003). XRF 020903, z=0.251‟de gözlenmiĢtir (Soderberg ve diğ. 2003) ve X-ıĢınlarındaki etkinliğinden izotropik gama-ıĢın enerjisi 1.1푥10 49erg olarak hesaplanmıĢtır. Bu değer GIP‟ların izotropik enerji değerlerin 3 ile 6 mertebe arasında daha düĢüktür (Frail ve diğ. 2001). Ancak Sakamoto ve diğ. (2004), gözlenen maksimumdaki enerjinin düĢük olması dıĢında XRF 020903‟ün özelliklerinin uzun- süreli GIP‟ların özelliklerine çok benzediği sonucuna ulaĢmıĢlardır. ġekil 3.23‟te XRF 020903‟ün R bandındaki ıĢık eğrisi görülmektedir. ġekilde siyah kareler Bersier ve diğ. (2006)‟nın yer-tabanlı gözlemlerinden elde ettiği verileri, içi boĢ üçgenler Soderberg ve diğ. (2004)‟ün 5 m‟lik Palomar teleskobu ile elde ettiği verileri (patlamanın meydana geldiği galaksinin akısının çıkarılmasından sonra), içi boĢ altıgenler patlamadan 95 gün sonrasına ait HST F606W ölçümlerinin R bandına dönüĢtürülmüĢ verileri temsil etmektedir. Küçük siyah kareler ise SN 1998bw‟nın kızarma (Patat ve diğ. 2001), kırmızıya kayma (kozmolojik zaman gecikmesi hesaba katılarak) düzeltildiği ve 0.8 kadir sönükleĢtirildiği durumdaki V-bandı ıĢık eğrisidir. Düz çizgi, -1.87 güç kanunu indisi (kesikli çizgi) ve SN 1998bw‟nun 0.8 kadir kaydırıldığı durumun toplamıdır (Bersier ve diğ. 2006). XRF 020903‟ün optik ardıl ıĢıması patlamanın tetiklenmesinden ~30 gün sonrasına kadar oldukça parlak kalmıĢtır. Geç zamandaki ıĢık eğrisinin evrimi, 0.8 kadir sönküleĢtirilmiĢ olan SN 1998bw‟nun ıĢık eğrisine iyi uyum göstermiĢtir. XRF 020903‟ün tayfsal enerji dağılımı patlamanın eylemsizlik sisteminde 31 gün sonra çok kırmızı olarak gözlenmiĢtir. Bu kızarmanın varlığının ve tayfsal enerji dağılımının eğrisel oluĢunun en uygun olarak bir SN katılımı ile açıklanabileceği düĢünülmektedir. (Bersier ve diğ. 2006). Özetle, R bandı ıĢık eğrisinde gözlenen çıkıntının parlaklığı, oluĢma zamanı ve 38. günde gözlenen tayfsal enerji dağılımı, bir SN katılımı yapıldığında tamamen açıklanabilmektedir. Buna ek olarak 24.6. gündeki optik ardıl ıĢımanın tayfının SN 1998bw‟nun tayfına benzemesi XRF 020903‟ün çekirdek çökmeli bir SN ile iliĢkili olduğu fikrini güçlendirmektedir. 124 ġekil 3.23 : XRF 020903‟ün R bandı ıĢık eğrisi (Bersier ve diğ. 2006). ġekil 3.24‟te XRF 020903‟ün tayfsal patlamanın tetiklenmesinden 0.68 ve 38.63 gün sonraki tayfsal enerji dağılımları görülmektedir. Siyah noktalar önalan kızarması için düzeltilmiĢtir. T=0.68 gündeki düz çizgi bir güç kanunu fitidir. BoĢ kareler iki yerel süpernovaya ait UBVR verileridir. SN 1998bw (30.7 gün) ve SN 1993J (30.3 gün). Bu iki SN (Patat ve diğ. 2001; Richmond ve diğ. 1996a) z=0.25’e uygun olarak kırmızıya kaymaları düzeltilmiĢ ve kızarmaları için düzeltmeler yapılmıĢtır (Bersier ve diğ. 2006) 125 ġekil 3.24 : XRF 020903‟ün 0.68 ve 38.66. gündeki tayfsal enerji dağılımlarının H ve He zarflarından kurtulmuĢ Tip Ic SN‟leri SN 1998bw ve SN 1993J‟nin tayfsal enerji dağılımları ile kıyası (Bersier ve diğ. 2006). 3.3.2. GRB 060614 GRB 060614, 14 Haziran 2006 12:43:48 UT’de Swift BAT‟ın keĢfettiği bir GIP‟tır (Parsons ve diğ. 2006). BAT bu patlamanın gama-ıĢınlarını 120 sn boyunca yakalamıĢtır, ve patlama bu süre boyunca güçlü değiĢkenlikler ortaya koymuĢtur, bu durum daha sonra Konus-Wind uyduları ile doğrulanmıĢtır (Golenetskii ve diğ. 2006). XRT ve UVOT, tetiklemeden sırasıyla 91 ve 101 sn sonra patlamanın konuma yönelerek gözlemlere baĢlamıĢlardır. Ardıl ıĢıma emisyonu 30 günden daha uzun bir süre gözlenmiĢtir (Mangona ve diğ. 2007). BAT‟in “mask” ağırlıklandırılmıĢ ıĢık eğrisi baĢlangıçtaki ~5 sn‟lik seriler halinde sert, parlak pikler ve bunları takiben daha sönük, daha yumuĢak ve son derece değiĢken 126 öncül emisyondan oluĢan, çoklu-pik gösteren bir profil ortaya koymuĢtur (Mangona ve diğ. 2007). Bu GIP‟ın zamansal ve tayfsal özelliklerinde gözlenen bu evrim, uzun yumuĢak kuyrukları olan birkaç kısa patlamada gözlenen durumdan farklıdır (Berger ve diğ. 2005; Fox ve diğ. 2005). Bu da bu olayın hangi kaynaktan beslenerek oluĢtuğu konusunda problemler yaĢanmasına sebep olmuĢtur. Bu olayın gama-ıĢın özellikleri, uzun-süreli GIP‟ların alt grubu olan SN‟lerle iliĢkili GIP‟ların özelliklerine benzerdir (Gal-Yam ve diğ. 2006). GRB 060614, GIP‟ların uzun ve kısa süreli olarak ayrıldığı genel sınıflandırmaya Ģüp HeI le bakılmasına sebep olmuĢtur. Uzun bir GIP olarak kırmızıya kayması z=0.125‟tir (Price ve diğ. 2006), buna rağmen altta yatan SN‟e dair araĢtırmalar baĢarısız olmuĢtur. Olası SN‟in SN 1998bw‟dan yüz kat sönük hatta klasik bir Tip Ic‟den bile daha sönük olan limitlerde bulunmasıdır (Gal-Yam ve diğ. 2006; Fynbo ve diğ. 2006; Della Valle ve diğ. 2006). Gal-Yam ve diğ. 2006‟da söz konusu SN‟in mutlak görsel parlaklığının -4 푀푉 ~ − 12.6 ve üretilebilecek 56Ni kütlesinin üst limitinin de ~8x10 M olabileceği öne sürülmüĢtür. O halde bu olay, SN‟siz kolapsar benzeri bir olay ya da çok daha enerjili bir kaynaĢma olayı ya da üçüncü tür bir GIP. Öncül emisyon analizlerinden GRB 060614‟ün tayfsal gecikme sürelerinin çok kısa olduğu bulunmuĢtur ve bu durum tipik kısa süreli GIP‟larla uyumludur (Yi ve diğ. 2005; Norris ve Bonnell 2006). Öte yandan patlama sürelier ele alındığında bu cisim uzun süreli GIP kategorisine girmektedir (T90~100 sn – BAT enerji aralığında). GRB 060614‟ün, gama-ıĢınlarındaki izotropik eĢdeğer enerjisine 50 49 (퐸훾,푖푠표 ~8.4푥10 푒푟푔) bakıldığında GRB 050709 (퐸훾,푖푠표 ~2.8푥10 푒푟푔) ve GRB 50 050724 (퐸훾 ,푖푠표 ~10 푒푟푔) gibi tipik kısa süreli GIP‟lardan daha enerjilidir, ancak bu enerji tipik uzun süreli GIP‟lardan daha düĢüktür (~1052 erg ya da daha yüksek) (Zhang ve diğ. 2006). GRB 060614‟ün gama-ıĢınlarındaki etkinliği 15-150 keV enerji aralığında −5 -2 푆훾 = (2.17 ± 0.04)푥10 erg cm ‟dir (Gehrels ve diğ. 2006), bu enerji aralığında gözlenen T90=102±5 sn‟dir (Barthelmy ve diğ. 2006). Zhang ve diğ. (2006), GRB 060614‟ün hangi sınıfa ait bir GIP olduğunu belirlemek için 1/2 yeni bir sınıflama metodu geliĢtirmiĢlerdir. Buna göre, 퐸푝 ∝ 퐸푖푠표 iliĢkisinin geçerli 127 olduğu varsayımı altında ve GRB 060614‟ün çok küçük tayfsal gecikmeleri, bir SN iliĢkisi olmamasına dayanarak bu cismin kısa süreli sert patlamalardan biraz daha enerjili bir patlama olduğunu öne sürmüĢlerdir. Sadece zamana bağlı yapılan GIP sınıflamasında “uzun” ve “kısa” sınıfları bulunmaktadır. Zhang ve diğ. (2006)‟da önerilen sınıflamada “Tip I” ve Tip II” olarak iki sınıf önerilmiĢtir. Tip I GIP‟ları eski yıldız popülasyonları ile iliĢkilidirler (tıpkı Tip Ia SN‟leri gibi) ve bunların oluĢabileceği en mümkün kaynkalar kompakt kaynaĢan yıldızlardır. Gözlemsel olarak Tip I GIP‟larının genel olarak kısa ve rölatif olarak sert, ancak bir de yumuĢak emisyon kuyrukları vardır. Bunların tayfsal gecikmeleri kısa ve ıĢıma güçleri kısadır, o yüzden gecikme-ıĢıma gücü diyagramının alt kısımlarında yer alırlar (Gehrels ve diğ. 2006). SN‟lerle iliĢkili değillerdir ve erken ya da geç tipten galaksilerde yıldız oluĢumunun düĢük olduğu bölgelerde bulunurlar. Tip II GIP‟ları ise, genç yıldız popülasyonlarının olduğu bölgelerle iliĢkili olup, büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesiyle (Tip II ya da Tip Ib/c SN‟leri) üretilirler. Gözlemsel olarak uzun süreli ve rölatif olarak yumyĢak patlamalardır. Bunlar düzensiz galaksilerdeki yıldız oluĢumu olan bölgelerde yer alırlar. Zhang ve diğ. (2006)‟nın oluĢturduğu bu sınıflamaya göre GRB 060614, bir Tip I GIP‟ıdır. BATSE ve Konus-Wind patlamalarının bir kısmının GRB 060614‟e benzer özellikler gösterdiği de tespit edilmiĢtir. Zhang ve diğ. (2006), bir adım daha giderek gelecekte eliptik galaksilerde de GRB 060614-benzeri cisimlerin gözlenebileceği öngörüsünü yapmıĢlardır. Gal-Yam ve diğ. (2006), GRB 060614‟ün tipik uzun (yani yeni oluĢan BH üzerine düĢen maddelerce güçlendiğilen SN‟lerle iliĢkili GIP‟lar) ve tipik kısa GIP‟lardan (yani birbiriyle kaynaĢan kompakt çift yıldızlardan üretilen(?) GIP‟lar) farklı bir mekanizmaya sahip üçüncü bir GIP türü olabileceğini önermiĢtir. Bilinen diğer iki mekanizma kolapsarlar ve kaynaĢan çiftlerdir, GRB 060614 ile önerilen yeni tür de hesaba katıldığında bu üç farklı sürecin benzer yüksek-enerji süreçleri ile sonuçlanan olaylar olmaları beklenmektedir. Birbirinden fiziksel olarak farklı üç değiĢik yoldan baĢlayıp aynı sonuca ulaĢan (örneğin bir BH üzerine yığıĢma) mekanizmalar olabilir. Kısa ve uzun GIP‟larda gözlenen benzerlikler bu yolda bir eğilim olabileceğine iĢaret etmektedirler (Gal-Yam ve diğ. 2006). Gal-Yam ve diğ. (2006), Della Valle ve diğ. (2006) ve Fynbo ve diğ. (2006), GRB 060614‟ün optik ardıl ıĢımasın en dip sınırlarına kadar SN‟in olası iĢaretçilerini 128 incelemiĢler ve herhangi bir iĢarete rastlayamadıklarını bildirmiĢlerdir. Her üç grup da bu cismin parlak SN‟lerle iliĢkili olmayan üçüncü bir GIP sınıf olduğunu öne sürmüĢtür. Dado ve diğ. (2006), bu gruplardan daha farklı olarak GRB 060614‟ün optik ardıl ıĢımasında olması beklenen SN bileĢeninin neden gözlenemeyeceğine yönelik üç alternatif açıklama geliĢtirip bunları tartıĢmıĢlardır. Genel olarak GRB 060614‟ün optik ardıl ıĢımasında ne SN 1998bw-benzeri kökenli bir patlama olabileceğini dıĢlayarak ne de üçüncü türden bir GIP olabileceğini sağlayan kanıtları sağladığına dikkatleri çekerek incelemelerini yapmıĢlardır. Önerilen alternatif açıklamalar Ģöyledir: i. Pastorelle–Benzeri SN: GIP, çok sönük bir GIP tarafından üretilmiĢ olabilir. Pastorello ve diğ. (2004), z=0.125‟teki bir cüce galaksinin eteklerinde bulunan ve GIP‟ın gökyüzündeki konumuna (Della Valle ve diğ. 2006) yakın bir SN gözlemiĢtir. HST limitleri ile uyuĢması için (Gal-Yam ve diğ. 2006), patlamanın meydana geldiği galaksinin SN‟i ~5 kat sönükleĢtirmesi gerekmektedir. Bu durum Swift verileri ile desteklenmiĢtir (Mangano ve diğ. 2006). GIP düĢük izotropik enerjisi ve maksimum ıĢıma gücü SN‟deki fotonların rölatif düĢük yoğunluğunun bir sonucu olabilir. CB modelinde bu fotonlar, SN patlamasında fırlatılan CB‟lerin jetinde bulunan elektronlarca Compton yukarı-saçılmasına maruz kalırlar ve dar bir gama-ıĢın hüzmesi oluĢur (Shaviv ve Dar 1995; Dar ve De Rujula 2004). ii. Moleküler Bulut İçerisinde SN Işığının Güçlü Bir Şekilde Sönümlenmesi: GIP z=0.125’te varsayılan galaksideki yoğun bir moleküler bulut içerisinde oluĢmuĢtur. GIP‟ın EUV ve yumuĢak X-ıĢınları toz tarafından yokedilmiĢtir. CB modelinde bu durum sadece jet ekseni boyunca uzanan son derece dar bir koninin içerisinde meydana gelebilir. Gözlemci doğrultusundaki SN ıĢığının büyük bir çoğunluğu bu koninin dıĢarısında hareket etmiĢ ve bu esnada büyük kolon yoğunluklu toz tarafından toz sönümlemesine maruz kalmıĢ olabilir. 129 ġekil 3.25 :GRB 060614‟ün değiĢik enerji aralıklarında elde edilen patlama ıĢık eğrileri (Zhang ve diğ. 2006) 130 iii. Sahte Galaksi: GIP, z~2‟deki bir SN patlaması ile üretilen normal bir GIP olabilir, bu da SN‟in gözlenme sınırının ötesindedir. GRB 060614‟ün z=0.125’te bulunan bir galaksi ile aynı konumda olma olasılığı Schaefer ve Xiao (2006) ve Cobb ve diğ. (2006) tarafından savunulsa da Gal-Yam ve diğ. (2006) ve Gehrels ve diğ. (2006) bu durumu tartıĢılmaktadır. Dado ve diğ. (2006), bu üç olasılığı incelemiĢler ve Ģu sonuçlara varmıĢlardır: SN ıĢığının moleküler bulut içerisindeki toz tarafından sönümlenmesi pek mümkün bir sonuç değildir, GIP‟ın büyük kırmızı kaymada meydana gelip, SN‟in de gözlenme limitleri içerisinde olmadığı için gözlenememesi uyumlu sayılabilecek bir sonuç olsa da tam olarak kabul edilebilir bir durum değildir, Pastorella-benzeri bir SN‟in varlığı ise diğer iki olasılık yanında en doğal görünen sonuçtur. Dado ve diğ. (2006), üçüncü sonucun eğer yapılmıĢ olsaydı çok uzun dalgaboyu radyo gözlemlerinden netleĢtirilebileceğini vurgulamıĢlardır. 3.3.3. XRO 080109/SN 2008D XRO 080109, 9.56 Ocak 2008 UT‟de Swift XRT tarafından NGC 2770 galaksisinde son derece parlak bir X-ıĢın geçiĢkeni olarak keĢfedilmiĢtir. Maksimumdaki sayım oranı 6.2 sayım/sn (0.3-10 keV) ile yaklaĢık 400 sn sürmüĢtür. XRO 080109, NGC 2770‟in merkezinden 9 kpc uzaklıkta, spiral bir kolda bulunmaktadır. UVOT ile birlikte eĢ-zamanlı olarak yapılan gözlemlerde herhangi bir ardıl ıĢıma bulunmamıĢtır. Öte yandan, UVOT gözlemleri baĢladıktan 85 dk sonra parlaklığı U=19.80±0.25 kadir olan tesadüfi bir kaynak ortaya çıkmıĢtır. Bu XRO 080109‟a ait en erken ortaya çıkan UV/optik ardıl ıĢımadır. Ocak 7.30 UT‟den önceki XRT ve UVOT gözlemlerinde bölgede bu konumda, X-ıĢınlarındaki sayım sayısı ≲ 10−3 sayım sn-1 ve 푈 ≳ 20.3 kadir limitine kadar, varolan baĢka bir kaynak bulunamamıĢtır. XRO 080109‟un X-ıĢın ıĢık eğrisi XRT gözlemi esnasında emisyonun çoktan yükselmeye baĢladığına iĢaret etmektedir (Bkz. ġekil 3.26). Patlamanın zamansal profili hızlı yükselen ve eksponansiyel olarak bozunan (FRED modeli) niteliktedir. 131 Soderberg ve diğ. (2008), XRO 080109‟un tayfsal analizini yaptıklarında yumuĢak bir tayf ile karĢılaĢmıĢlardır (en iyi fitin foton indeksi: 훤 = 2.3 ± 0.3). Buna ek olarak patlama boyunca maksimumda 훤 = 1.70 ± 0.25 olup 400 sn sonra 훤 = 3.20 ± 0.35 olan bir tayfsal yumuĢama gözlemlemiĢlerdir. ġekil 3.26 : XRO 080109‟ün 0.3-10 keV enerji aralığındaki ıĢık eğrisi (Soderberg ve diğ. 2008) XRO 080109, öte yandan Swift BAT‟in de görüĢ alanı içerisinde bulunmuĢtur. BAT (15-150 keV) patlamadan 30 dk önceden baĢlayarak ve patlama boyunca devam ederek gözlemlerine devam etmiĢ, ama gama-ıĢınlarında herhangi bir ıĢınım alamamıĢtır. 1-σ −10 -2 -1 akı limitinde 퐹훾 ≲ 1.1푥10 erg cm sn (patlamadan 70-1200 sn önce) ve 퐹훾 ≲ 8.7x10−11 erg cm-2 sn-1 (patlamadan 0-1000 sn sonra). Patlamanın süresi üzerinden −8 -2 integrasyon yapıldığında son limit, 3σ‟lık akı limitinde, 푓훾 ≲ 8푥10 erg cm ‟lik bir etkinliğe eĢdeğer bulunmuĢtur. Bu sonuca dayanarak XRO 080109‟un bir GIP olmadığı sonucuna ulaĢılmıĢtır. X-ıĢın tayfının BAT enerji aralığına geniĢletilmesiyle öngörülen etkinlik 3푥10−8 erg cm-2 bulunmuĢtur, bu değer gözlenen üst limitin 3 kat altındadır. 43 -1 XRO 080109‟un soğurulmamıĢ maksimum X-ıĢın ıĢıma gücü 퐿푋,푝 ≈ 6.1푥10 erg sn −7 -2 46 iken etkinliği 퐹푋 ≈ 2.0푥10 erg cm ‟dir ve bu 퐸푋 = 2푥10 erg‟e denktir. Maksimum ıĢıma gücü, GüneĢ kütleli bir cismin Eddington ıĢıma gücünden 4 mertebe daha büyük, ULX patlamalarından 2 mertebe daha parlak ve Tip I XRB‟lerinden 3 132 mertebe daha parlaktır. GIP‟lar ve XRF‟le ile kıyaslandığında EX, 3 mertebe daha sönüktür. Özetle XRO 080109, bütün bilinen X-ıĢın geçiĢkenlerinden farklıdır. ġekil 3.27: XRO 080109/SN 2008D‟nin optik tayfları (Soderberg ve diğ. 2008). XRO 080109‟un optik tayfları yer-tabanlı gözlemlerle elde edilmiĢtir. Soderberg ve diğ. (2008), 8 m‟lik Gemini North Teleskobu‟nu kullanarak patlamdan 1.84 gün sonra optik geçiĢkenin tayfsal analizini yapmıĢlardır (Bkz. ġekil 3.27). Tayf genel olarak NGC 2770‟e ait NaI λλ5890, 5896 soğurma çizgileri ile düzgün bir süreklilik ile karakterize edilir, bu da XRO‟nın uzaklığına bir alt limit koyar. Daha önemlisi 5700Å yakınındaki 133 geniĢ bir soğurma özelliğine dikkatleri çekmiĢlerdir, çünkü bu özellik yükselmekte olan SN bileĢeninin habercisidir. Yapılan ardıĢık gözlemler bu belirlemenin doğruluğuna iĢaret etmiĢtir (Malesani ve diğ. 2008; Page ve diğ. 2008). Bu cisim bir Tip Ib/c SN‟i olarak sınıflandırılmıĢtır (Li ve diğ. 2008; Page ve diğ.2008). Erken, nerdeyse özelliksiz tayf SN 2008D‟nin patlama günleri içerisinde gözlemlendiğine iĢaret etmektedir, bu yüzden Soderberg ve diğ. (2008), SN‟in patlama zamanını kendileri adapte etmiĢlerdir. ġekil 3.37‟de patlamadan 1.7’den baĢlayıp 21 gün sonraya kadar devam eden optik tayflar görülmektedir. Soderberg ve diğ. (2008) ayrıca SN tayfının özelliksiz süreklilik halinden geniĢ soğurma çizgili haline gelerek ve sonunda güçlü soğurma özellikleri olan bir tayfa doğru değiĢtiğini ortaya koymuĢlardır. Dahası, elde ettikleri tayflarda patlamadan birkaç gün sonra güçlü HeI çizgileri kendilerini belli etmiĢtir. Buradan çıkan en önemli sonuç SN 2008D‟nin He bakımından zengin bir Tip Ib/c SN‟i olduğudur. Bu durum hiçbir GIP/SN‟de görülmemiĢtir. SN 2008D‟nin mutlak görsel kadiri 푀푉 ≈ −16.7 kadirdir ve bu değer onu SN Tip Ib/c dağılımının alt ucuna yerleĢtirmiĢtir. 3.4 EKSEN-DIġI (OFF-AXIS) GÖZLENEN GIP’LAR Bir GIP olayı yakalandığında eğer cisim tam kutup eksenine dik değil de farkedilir miktarda bir açı ile gözleniyorsa, bu adaylara “eksen-dıĢı (off-axis)” adaylar denir. GRB 980425 ve GRB 031203 bu özelliğe sahip olan ve bu tezde incelenen GIP/SN adaylarından ikisidir. (Amati 2006b; 0607148) GRB 980425 sadece GIP/SN iliĢkisinin gözlendiği ilk örnek olmakla kalmayıp aynı zamanda sıradıĢı özellikler de ortaya koymuĢ bir cisimdir. Kırmızıya kayma değeri 0.0085 olup kırmızıya kaymaları bilinen GIP‟ların (~0.1 ĠliĢkisi ile tamamen uyuĢmamaktadır (Bkz. ġekil 2.12) . Bu iliĢki sadece GIP olaylarının fiziği, jetlerin yapısı ve GIP/XRF birleĢik senaryolarına dair birçok önemli bilgiyi vermekle kalmaz ayrıca GIP‟ların çeĢitli alt sınıflarının araĢtırılmasında da kullanılmaktadır (örn; Amati 2006). GRB 980425‟ten farklı olarak bir de GRB 031203 de Eγ,peak ve Eγ,iso değerleri bakımından bu iliĢkiye uyumsuzluk göstermektedir. Bu da bu cismi ikinci uyumsuz cisim yapmaktadır. Her iki cisim de yakınlarda bulunan ve mutlak olarak sönük GIP‟lardan oluĢan bir sınıfın varlığına iĢaret ediyor olabilirler. Sahip oldukları özellikler standart GIP‟larla kıyaslandığında sıradıĢı görünmektedir. (Amati 2006b) Soderberg ve diğ. (2004), GRB 031203‟ün GRB 980425 gibi eksen-dıĢı gözlenen son derece hüzmelenmiĢ bir patlama olduğuna dair yaptıkları radyo ve X-ıĢın ardıl ıĢıma analizelerinden bir kanıt bulamadıklarını bildirmiĢtir. Bununla beraber bu iki olayın Ģu bakımlardan benzerlikler gösterdiklerini ortaya koymuĢlardır: i. Jetlere dair bir kanıtları yoktur (Kulkarni ve diğ. 1998) ii. Kozmolojik GIP‟larla kıyaslandığında basit gama-ıĢın ıĢık eğrileri vardır (Pian ve diğ. 2000; Sazanov ve diğ.2004) iii. Eγ,peak - Eγ,iso ĠliĢkisi‟ne (Amati ve diğ. 2002) uymazlar . iv. Liso – τlag ĠliĢkisi‟ne uymazlar (Norris ve diğ. 2002) 0412145‟te GRB 031203‟ün eksen-dıĢı olarak yorumlanabilmesi için gözlenen açılma açısının (θobs), baĢlangıçtaki jetin açıklığının (θ0) yaklaĢık 2 katı civarında olması gerektiği vurgulanmıĢtır. Yamazaki ve diğ. (2004) ise GRB 980425‟in yarım açılma açısının 10° ≤ Δ≤30° aralığında olması gerektiğini öne sürmüĢlerdir. Ġzotropik eĢdeğer enerjileri GRB 030329 ve GRB 060218‟den daha düĢük olan GRB 980425 ve GRB 031203‟ün E p,i - Eiso düzleminden sapma göstermesine yönelik olarak Ghisellini ve diğ. (2006)‟nın yaptığı çalıĢmalarda bu durumun olası sebepleri Ģu Ģekilde listelenmiĢtir: 1. Bu iki patlama Ramirez ve Ruiz (2005)‟in teklif ettiği gibi “off-axis” olaylar oldukları için bu ayrım meydana gelmiĢtir. 135 2. Bu iki patlamadan görüdüğümüz ıĢınım bir Thomson saçılma ekranında geçmiĢtir. 3. Bu patlamaların gerçek öncül emisyonu rölatif olarak güçlü olan sertten yumuĢağa doğru olan bir tayfsal evrimden dolayıdır ve gördüğümüz kısım sadece çok daha uzun süreli bir emisyonun en sert, kısa süreli kısmıdır. ġimdi bu üç öneriyi tek tek inceleyelim: Birinci öneriye göre bu patlamaların off-axis olmalarından dolayı Amati iliĢkisine uymadıkları öne sürülmüĢtür. Birinci gruptaki diğer iki adaya baktığımızda bunların Amati iliĢkisine uyduklarını ve on-axis olduklarını görüyoruz. O nedenle birçok astrofizikçi bu duruma oldukça sıcak bakmaktadır ve diğer iki senaryodan bu sebeple daha popülerdir. Bu öneri Ģu Ģekilde postüle edilmiĢtir: Bu iki GIP aslında jet açılma açısı j ‟nin iki katı olan bir görüntüleme açısında gözlenen normal GIP‟lardır (Ramirez-Ruiz ve diğ. 2005). Bu fikrin çekiciliği, homojen jet senaryosu dahilinde, böyle GIP‟ların varolması zorunluluğudur ve verilen katı açı oranlarına göre “normal” GIP‟lardan önemli miktarda az olmaları beklenmektedir. Tabii ki, eksen-dıĢı gözlem yapanların aldığı ıĢınım da yeniden-ıĢınlama sonucunda güçlü bir Ģekilde sönükleĢmiĢ olur. Yine de gözlenebilir olan bu uyumsuz cisimlerin gerçek sayısının belirlenmesi, maksimumdaki enerji E p ve toplam zaman integrasyonlu akının, görüntüleme açısı , jet açıklığı j ve Lorentz katsayısı ‟ya nasıl bağlı olduklarının belirlenmesiyle ilgilidir. Ġkinci öneri Ģu Ģekilde postüle edilmiĢtir: BakıĢ doğrultumuz boyunca bir miktar maddenin saçıldığıdır. Bu düĢünceyi ilk öne sürenler Brainerd (1994), Brainerd ve diğ. (1998) ve daha sonra Barbiellini ve diğ. (2004)‟tür. Bu senaryoya göre gözlemci saçılma ekranını delecek Ģekilde yayınlanan akıyı almaktadır. Alınan akı, olayda açığa çıkandan çok daha sönük olabilir ve kesiĢme esnasında saçılma ekranı, yayınlanan tayf üzerinde önemli bir modifikasyon yaparak onu daha yüksek bir maksimuma çıkarıp tayfı daha sert bir hale getirebilir. O halde uyumsuz ikilinin tayfı daha yumuĢak ve daha parlıktır ve böylece muhtemelen Amati iliĢkisiyle uyumlu olurlar! 136 Üçüncü öneri tayfsal evrime dayanır. GRB 031203, INTEGRAL uydusu ile gözlenmiĢtir ve gözlemsel olarak INTEGRAL‟in bu cismi gözlerken aslında daha karmaĢık olan bir olayın sadece bir kısmını gözlediğine dair güçlü bir gözlemsel kanıt vardır: 20 keV’in üzerinde yüksek enerjili bir emisyon gözlenmesinden baĢka, düz bir tayfa sahip olduğu ve ~ 30 sn sürdüğü gözlenmiĢtir, ancak daha yumuĢak enerjilerde daha uzun süren (yani bir kaç yüz saniyeden daha uzun) önemli bir emisyon olmalıdır. Bu sonuç, Galaksimiz‟deki toz katmanları tarafından saçılmıĢ ve kaynağın etrafında zamanala değiĢerek geniĢleyen halkalar üreten X-ıĢın akılarından çıkarılmıĢtır (Vaughan ve diğ. 2004). Bu bileĢenin akısı, 20 keV‟lik akıyı aĢabilir ve bu da öncül emisyona ait olduğu fikrini desteklemektedir. YumuĢak ve sert bileĢenlerin birleĢik maksimum frekansları her ne kadar belirsiz olsa da, 3 – 10 keV aralığında olacaktır ve bu da GRB 031203‟ü Amati korelasyonu ile uyumlu yapar. GRB 060218‟in öncül emisyonu yaklaĢık 3000 sn (Bartehelmy ve diğ. 2006) sürmüĢtür ve bu sayede Swift üzerindeki XRT dedektörü ile büyük bir çoğunluğu takip edilmiĢtir. Bu patlamanın yüksek ve düĢük enerjili tayfsal bileĢenleri doğrudan elde edilmiĢtir. GRB 060218‟in XRT ve BAT dedektörlerinin birleĢik tayflarına uygulanan tayfsal fit geçirme iĢlemlerinden elde edilen maksimum frekansı Amati iliĢkisiyle çok iyi bir uyum göstermiĢtir. GRB 060218, birçok bakımdan GRB 031203‟e benzemektedir (tabii farklılıkları da vardır), dahası GRB 060218‟in mutlak bolometrik izotropik yayınlanan enerjisi GRB 031203 ile hemen hemen aynıdır, o nedenle bu iki olay aslında birbirinin ikizidir Ģeklinde yorumlar yapılmıĢtır. GRB 980425 için de bu senaryo geçerli olabilir, yani bir yanda BATSE ile öte yanda BeppoSAX uydusunun WFC ve GRBM algılayıcıları ile gözlenen öncül emisyon, aslında daha karmaĢık bir hikayenin sadece bir kısmı olabilir. Eğer bu iki GIP gerçekten de uyumsuz örnekler değillerse bu durumda Amati iliĢkisi daha da güçlü bir iliĢkidir demek olur. 137 ġekil 3.28: GRB 031203 ve GRB 980425‟in maksimumdaki tayfsal enerjilerinin, hüzmelenme düzeltmeli enerjileri arasındaki iliĢkiye uyumları (Ghisellini ve diğ. 2006) ġekil 3.28‟de öncül emisyon boyunca yayınlanan E p ile izotropik eĢdeğer enerji arasındaki iliĢki görülmektedir. Mavi ve yeĢil semboller Amati ve diğ. 2002‟de elde edilen Amati ĠliĢkisini temsil eder. Kolimasyon düzeltmeli enerji E ‟nın konik olduğu varsayılmıĢtır (kırmızı artılar Ghirlanda ĠliĢkisini temsil ediyorlar, Ghirlanda ve diğ. (2004)), ancak burada yıldızın çevresindeki ortamın yoğunluk profili, ata yıldızdan kaynaklanan yıldız rüzgarına uygun olarak n r 2 olarak seçilmiĢtir (bkz. Nava ve diğ. 2006). ġekilde görülen mavi noktalar jet açılma açıları kesin olarak belirlenmiĢ 19 GIP‟ı, yeĢil noktalar ise jet açılma açıları kesin olarak belirlenememiĢ olan patlamalardır (Amati 2006‟dan alınmıĢlardır). Ġçi boĢ daireler Amati ĠliĢkisi‟ne uymayan birinci gruptaki GRB 980425 ve GRB 031203‟ü temsil etmektedir. Ancak bu iki GIP, gördüğümüz ıĢınım ġekil 4‟teki gibi bir saçılma ekranından geçen ıĢınım olarak varsayıldığı takdirde noktalı çizgi ve yeĢil ile dolu daireler ile uyuĢmaktadır. Saçılma ekranı olmadığı takdirde bu iki patlama XRR‟lar ile XRF‟ler arasında görünürlerdi. 138 Dahası, eğer jet açılma açıları gösterildiği gibi 9 ve 11 olsaydı, Ghirlanda ĠliĢkisi (“rüzgar” durumunda geçerli olan yoğunluk profili için düz çizgi ile gösterilmektedir) ile de uyumlu yapılabilirlerdi. j ~ 21 için GRB 060218 Ghirlanda ĠliĢkisi ile uyumlu olurdu. Alternatif olarak Ģeklin üzerinde 3. etki olan tayfsal evrim etkisi de gösterilmiĢtir. Eğer bunlar sert gama-ıĢın bandından yumuĢak X-ıĢın bandına doğru evrilen daha uzun bir patlamanın küçük bir kesri iseler, her iki aday Amati ĠliĢkisi‟ne uydurulabilir (kısa kesikli çizgi ve içi mavi dolu daireler). Bu halde GRB 980425 ve GRB 031203‟ün sırasıyla 34 ve 13 ‟lik açılar ile Ghirlanda ĠliĢkisi ile uyumlu olması beklenir. ġekil 3.29: Farklı Thomson optik derinlikleri için yayınlanan tayflar. ġekil 3.29„da Thomson optik derinliği T ‟nin farklı değerleri için yayınlanan tayf. Olayın tayfında E p 511keV , 0.5 ve 2 ‟dir. ‟nın seçilen değeri serinleyen elektronlar tarafından üretilen en sert sinkrotron eğimine karĢı gelmektedir. Kesikli 1 çizgi, E 3 , düĢük enerjili kesilme ile dağılan elektronlar tarafından üretilen mümkün olan en sert sinkrotron eğimidir ve serinlemenin burada bir etkisi yoktur. Daha sert tayfların standart sinkrotron yorumlaması ile bağdaĢması zordur (Ghirlanda, Celotti ve Ghisellini 2003). 139 Bu üç modelin bazı sakıncaları olduğu bulunmuĢtur. Eğer sadece GRB 980425 ve GRB 031203‟ün enerjileri çok büyük olsaydı (tıpkı on-axis bir gözlemcinin göreceği gibi) off-axis görüntüleme modeli bu iki patlamayı Amati ĠliĢkisi ile uyumlu hale getirebilirdi. Bu tip patlamaların düĢük kırmızıya kayma değerlerinde bulunmaları beklenmemektedir ve o sebepten ötürü bu modele göre iki patlamanın görünüĢ itibariyle bu iliĢkiye uymadıkları fikri hala açıklığa kavuĢmamıĢ oluyor. Önerilen ikinci modelin temel problemi ise neden bu patlamaların kalın ve yoğun maddeler ile çevrildiği ve diğer patlamalarda ise bu durumun gözlenmemesi ile ilgilidir. Bu duruma verilecek parçalı da olsa belirgin bir seçim etkisi ile ilgili bir cevap verilmiĢtir: Uzaktaki patlamalar eğer etrafları madde ile çevrilmiĢse sadece küçük bir T değeri ile gözlenirler, aksi takdirde bunlar algılama eĢiğinin altında kalırlar. T ~ 1 olduğunda gözlenen fotonların yarısı, saçılma bulutunu etkilenmeden geçeceklerdir. Hızlı bir değiĢkenlik olsaydı bile alınan akı yayınlanan fotonlarca baskın olacağından dolayı anlaĢılmazdı, baĢka bir deyiĢle saçılmıĢ fotonlar daha uzun bir yol izleyerek daha geç zamanda ulaĢırlardı ve zamanla daha da seyrekleĢmiĢ olurlardı. Bu modelin baĢka problemleri de vardır. Bunlardan en ciddi olanı ise patlamanın olduğu bölgenin civarında kalın bir ekranın var varsa patlamaların ve süpernova ile fırlatılan maddelerin bu ekran ile doğrudan çarpıĢmalarıyla bu ekranın varlığını belirten iĢaretler oluĢurdu. Diğer iki model arasında en umut verici model üçüncü modeldir. GRB 060218, diğer iki patlamanın incelenmesinde adeta bir rehber özelliği taĢımaktadır. Çünkü daha önceden de bahsettiğimiz gibi enerji değerleri bakımından GRB 031203 ile kardeĢ gibi oldukları bulunmuĢtur. Ayrıca bu üç patlamanın parlaklıkları çok düĢüktür ve XRR ve XRF‟ler dahil diğer patlamalardan çok daha uzun sürmüĢlerdir (bkz. Lamb, Donaghy ve Graziani 2005). GRB 980425 ve GRB 031203‟te bulunan sert ve yumuĢak bileĢenlerin her ikisi de tayflarının zamanla evrilmesinin bir sonucudur, ancak bu iki ayrı bileĢenin varlığından çok iki ayrı emisyon mekanizmanın varlığından dolayıdır. Genel bir sonuç çıkarılırsa, üçüncü modele ve mutlak özelliklerine (gerçek mutlak bolometrik ve zaman integrasyonlu enerjilere) dayanarak GRB 980425 ve GRB 031203‟ün görünüşte uyumsuz oldukları sonucuna ulaĢılmıĢtır. Yani aslında bu iki patlama Amati korelasyonu ve dolayısıyla Ghirlanda korelasyonuna uymaktadırlar. Jet 140 açılma açıları normal GIP‟lar için bulunan ortalama değerden daha büyük olmasına rağmen jet açılma açıları aslında o kadar da uç değerlerde değildir. Amati ĠliĢkisine klasik patlamaların yanı sıra daha sönük ve ortalamadan daha uzun süreli patlamaların da uyması, bulunan bu iliĢkinin aslında çok kuvvetli bir iliĢki olduğunu da ortaya koyuyor. Bir baĢka sonuç ise GRB 980425 ve GRB 031203‟ün aslında klasik GIP‟lardan farklı bir sınıf oluĢturmadıklarını ortaya koymasıdır. 3.5. ĠNCELEME YÖNTEMĠ GIP/SN iliĢkisi bulunan adayların optik-ıĢın ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki olası iliĢkileri incelemek üzere yapılan literatür taramalarının genel sonucu olarak üç gruba ayrılmıĢ 10 adaylık bir GIP/SN grubu oluĢturuldu. Bu gruplarda yer alan adaylar ve grupların nasıl belirlendiği bu bölüm içerisinde açıklanmıĢtır. Ayrıca GIP parametreleri arasında çok sayıda iliĢkinin de bazı araĢtırmacılar tarafından farklı GIP grupları kullanılarak belirlendiği Bölüm 2.7‟da anlatılmıĢtır. GIP‟larla ilgili bulunan bu iliĢkilerin büyük bir kısmı gama ıĢın-gama ıĢın özellikleri arasında elde edilmiĢtir. GIP/SN iliĢkisi kanıtlanan cisimlerin optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki iliĢkilerin temeli Li (2006)‟da atılmıĢtır. Burada GIP/SN iliĢkileri tayfsal olarak doğrulanan dört adayın GIP bileĢenine ait gama-ıĢın enerjileri (gama-ıĢın parametresi) ile SN bileĢenine ait maksimumdaki ıĢıma gücü (optik-ıĢın parametresi) arasında kurulan iliĢkinin iskeleti baz alınmıĢtır. Li (2006), yaptığı çalıĢmada GIP literatüründe temel sayılan Amati (2006) iliĢkisini parametreler arasında geçiĢler yapmak amacıyla kullanmıĢtır. Yapılan ilk çalıĢma Li (2006)‟da sunulan iliĢkileri çıkıĢ noktası olarak kullanıp, literatürde yer alan diğer gama-gama iliĢkilerinin aralarındaki geçiĢleri kullanarak optik ıĢın – gama ıĢın iliĢkileri elde edilmiĢtir. Bulunan iliĢkiler birbirleriyle sadece matematiksel olarak bağlıdır ve tamamı SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü ve GIP‟ın gama-ıĢınlarındaki enerji parametrelerinden biri ya da ikisi ile iliĢkilendirilmiĢtir. 141 Gama-ıĢın parametreleri Ģunlardır: νFν tayfının maksimumdaki tayfsal enerjisi, Eγ,peak, jet kırılma zamanı, tb, yüksek sinyal zaman ölçeği, T0.45, izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi, Eγ,iso, hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjisi, Eγ, jetin açılma açısı, θjet, gama-ıĢınlarındaki izotropik ıĢıma gücü, Lγ,iso, Optik-ıĢın parametreleri Ģunlardır: SN‟in maksimumdaki mutlak bolometrik mutlak kadiri, MSN,peak, SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü, LSN,peak, SN‟lerin mutlak görsel 56 kadirleri, MV, fırlatılan Ni kütlesi, MNi, fırlatılan maddelerin kütlesi, Mej. Elde edilen saf matematiksel denklemlerin kalitesi bu denklemler üzerinde adaylara ait optik ıĢık parametreleri konarak, bir de bilinen gama-ıĢın parametrelerini kullanarak maksimumdaki SN ıĢıma güçlerinin hesaplanması ile test edilmiĢ, sonuçlara elde edilen verilerin gerçek veriler ve birbirleriyle kıyaslanmasıyla ulaĢılması hedeflenmiĢtir. Ġkinci aĢamada daha gerçekçi olarak adaylara ait gözlemsel ve hesaplanan optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki parametrik iliĢkilerin elde edilmesi ve olası eğilimlerin, adayların bağlı bulundukları aday gruplarının davranıĢlarının da göz önüne alınarak fit denklemleri ve bu denklemlerin güvenilirliklerin test edilmesi biçiminde devam etmiĢtir. 142 4. BULGULAR 4.1. GIP/SN’LERĠN OPTĠK VE GAMA-IġIN ÖZELLĠKLERĠ ARASINDA HESAPLANAN ĠLĠġKĠLER Li (2006)‟da GIP/SN iliĢkileri tayfsal yollardan kanıtlanan 1. gruptaki adaylar kullanılarak GIP‟ların maksimumdaki mutlak tayfsal enerjileri ile SN‟lerin maksimumdaki ıĢıma güçleri ve GIP‟ların izotropik gama-ıĢın enerjileri ile SN‟lerin maksimumdaki ıĢıma güçleri arasında iki temel iliĢki elde edilmiĢtir (Bkz. Bölüm 2.7.1 ve 2.7.2). Ġzotropik gama-ıĢın enerjileri ve maksimumdaki mutlak tayfsal enerjiler arasında Amati ve diğ. (2002)‟nin keĢfetmiĢ olduğu bir iliĢki vardır. (Bkz. Bölüm 2.7.3). Li (2006), dört adaya ait log Eγ,peak değerleri ile –MSN,peak değerlerini bu düzleme yerleĢtirmiĢ ve en iyi doğrusal fitin denklemini elde etmiĢtir: 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 = −35.38 − 1.987 푀푆푁,푝푒푎푘 (4.1) MSN,peak ile LSN,peak arasında Pogson Bağıntısı ile bir geçiĢ yaptıktan sonra Li (2006) Eγ,peak ve LSN,peak arasında aĢağıdaki iliĢkiyi bulmuĢtur: 퐿 4.97 퐸 = 90.2푘푒푉 푆푁 ,푝푒푎푘 (4.2) 훾 ,푝푒푎푘 1043 푒푟푔 푠−1 Amati ve diğ. (2002)‟de Eγ,peak,i ile Eγ,iso arasında bulunan iliĢki Amati (2006)‟da en geniĢletilmiĢ hali ile sunulmuĢtur. 퐸 0.49 퐸 = 97 푘푒푉 훾 ,푖푠표 (4.3) 훾 ,푝푒푎푘 1052 푒푟푔 143 Li (2006), bu iliĢkiden faydalanarak Eγ,peak,i yerine Eγ,iso parametresini (4.2) denklemine yerleĢtirebilmiĢtir. Bu durumda aĢağıdaki denklem ortaya çıkmıĢtır: 퐿 10 퐸 ≲ 0.86푥1052 푒푟푔 푆푁 ,푝푒푎푘 (4.4) 훾 ,푖푠표 1043 푒푟푔 푠−1 Li (2006)‟ya göre bu denklem klasik uzun süreli GIP‟ların LSN,peak parametresi için bir eĢitlik iken, GIP/SN‟lerin LSN,peak parametresi için bir üst limit vermektedir. Eγ,iso‟ya dayalı bütün hesaplamalar bu durumdan etkilenecektir. AĢağıdaki kısımlarda hesaplanan optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki iliĢkilerin tamamı GIP‟lara ait bir enerji özelliği ile SN‟lere ait maksimumdaki ıĢıma gücü arasında belirlenen iliĢkilerdir. 10 örnekten oluĢan GIP/SN grubundaki adayların tamamına ait kırmızıya kayma, maksimumdaki gözlenen tayfsal enerjiler, izotropik gama-ıĢın enerjileri ve maksimumdaki görsel kadir bilinmektedir. Öte yandan örneklerin sadece bir kısmının SN‟in üretmiĢ olması beklenen 56Ni kütlesi, fırlatılan maddelerin kütlesi, hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjileri, jet kırılma zamanları, jet açılma açıları, GIP‟ın izotropik ıĢıma gücü verileri mevcuttur. Sayılan bu parametrelerin eksik oluĢu da incelemelerin yer yer sınırlandırılarak yapılacağının göstergesidir. Literatürden alınan her bir iliĢkinin elde edildiği kozmolojik evren modelleri farklılıdır. Bu farklılıklar Ekler Bölümü‟nde tablo halinde sunulmuĢtur. Adayların genelinin yerel evrende (z<1) yer almalarından dolayı kozmolojik değiĢimlerden fazla etkilenmemesidir. GIP‟ların gama-ıĢın ve optik özellikleri arasında Bölüm 2.7‟da bahsedilen iliĢkilerin bazılarını kullanarak GIP/SN‟ler için geçerli olabilecek bir takım matematiksel iliĢkiler elde edilmiĢtir. ġimdi bu iliĢkileri inceleyelim. 4.1.1. Lγ,iso – LSN,peak ĠliĢkisi 4.97 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,peak ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 iliĢkisi (denklem 4.2) ve Yonetoku ve diğ. (2004)‟te tanıtılan Lγ,iso ∝ Eγ,peak iliĢkisi bulunmaktadır: 144 퐿 퐸 1.94±0.19 훾 ,푖푠표 = 4.29 ± 0.15 푥10−5 훾 ,푝푒푎푘 (4.5) 1052 푒푟푔 푠푛 −1 1 푘푒푉 EĢitliğin sağ tarafında gösterilen Eγ,peak parametresi νFν tayfının maksimumda gözlenen tayfsal enerjisidir. Amati ve diğ. (2002), Eγ,peak - Eγ,iso iliĢkisini ilk oluĢturduklarında kullandıkları maksimum tayfsal enerji gözlenen değil, mutlak tayfsal enerji idi ve bu değer gözlenen değerin (1+z) katsayısı ile kozmolojik düzeltme yapılarak elde edilen hali idi. Bu durumda Yonetoku ve diğ. (2004)‟te tanıtılan iliĢki aslında Lγ,iso ve Eγ,peak (yani maksimumdaki mutlak tayfsal enerji) arasındaki iliĢkidir. (4.2) ve (4.5)‟teki denklemleri birleĢtirildiğinde GIP‟ın izotropik ıĢıma gücü, Lγ,iso ve SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü, LSN,peak, arasındaki Ģu gama ıĢın – optik ıĢın bağıntısı elde edilmiĢtir: 퐿 퐿 9.64 훾 ,푖푠표 = 0.266 푆푁 ,푝푒푎푘 (4.6) 1052 푒푟푔 푠푛 −1 1043 푒푟푔 푠푛 −1 4.1.2. Eγ – LSN,peak ĠliĢkisi 4.97 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,peak ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 iliĢkisi (denklem 4.2) 0.7 ve Ghirlanda ve diğ. (2004)‟te Eγ,peak ∝ 퐸훾 iliĢkisi tanıtılmıĢtır: 퐸 0.7 퐸 = 480 푘푒푉 훾 (4.7) 훾 ,푝푒푎푘 1051 푒푟푔 (4.2) ve (4.7) denklemleri birleĢtirildiğinde GIP‟ın hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjisi ile SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü arasında Ģu iliĢki elde edilir: 퐸 퐿 7.1 훾 = 0.09 푆푁 ,푝푒푎푘 (4.8) 1051 푒푟푔 1043 푒푟푔 푠푛 −1 145 4.1.3. Eγ,peak T0.45 – LSN,peak ĠliĢkisi Bu iliĢkinin temelinde denklem (4.6) ve Firmani ve diğ. (2006)‟da tanıtılan 퐿훾,푖푠표 ∝ 1.62 −0.49 퐸훾,푝푒푎푘 푇0.45 iliĢkisi vardır: 퐿 퐸 1.62±0.08 −0.49±0.07 훾 ,푖푠표 = 1.28 훾 ,푝푒푎푘 푇0.45 푒푟푔 푠푛−1 (4.9) 1052 푒푟푔 푠푛 −1 102.37 푘푒푉 1 푠푛 Firmani ve diğ. (2006)‟daki denklem 1052 erg sn-1‟e bölünerek (4.9) denklemindeki haline dönüĢtürülmüĢtür. (4.6) ve (4.9) denklemleri birleĢtirildiğinde GIP‟ın νFν tayfının maksimumdaki mutlak tayfsal enerjisi, GIP‟ın gama-ıĢınlarındaki mutlak yüksek sinyal zaman ölçeği ile SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü arasında Ģu iliĢki elde edilir: 퐿 퐸 0.17 −0.05 푆푁 ,푝푒푎푘 = 1.18 훾 ,푝푒푎푘 푇0.45 (4.10) 1043 푒푟푔 푠푛 −1 102.37 푒푟푔 100.46 푠푛 4.1.4. Lγ,iso – LSN,peak T0.45 ĠliĢkisi 4.97 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,peak ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 iliĢkisi vardır: 퐿 퐸 1.62±0.08 −0.49±0.07 훾 ,푖푠표 = 1.28 훾 ,푝푒푎푘 푇0.45 푒푟푔 푠푛−1 1052 푒푟푔 푠푛 −1 102.37 푘푒푉 1 푠푛 (4.2) ve (4.9) denklemleri birleĢtirildiğinde GIP‟ın νFν tayfının maksimumdaki mutlak tayfsal enerjisi, GIP‟ın gama-ıĢınlarındaki mutlak yüksek sinyal zaman ölçeği ile SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü arasında Ģu iliĢki elde edilir: 퐿 퐿 8.05 −0.49 훾 ,푖푠표 = 0.27 푆푁 ,푝푒푎푘 푇0.45 (4.11) 1052 푒푟푔 푠푛 −1 1043 푒푟푔 푠푛 −1 1 푠푛 146 4.1.5. Eγ,iso – tb – LSN,peak ĠliĢkisi 4.97 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,peak ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 iliĢkisi (denklem 4.2) 1.94 −1.24 ve Liang ve Zhang (2005)‟te tanıtılan 퐸훾,푖푠표 ∝ 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 푡푏 iliĢkisi vardır: 퐸 퐸 1.94±0.17 −1.24±0.33 훾 ,푖푠표 = (0.85 ± 0.21) 훾 ,푝푒푎푘 푡푏 (4.12) 1052 푒푟푔 100 푘푒푉 1 푔ü푛 (4.12) ve (4.2) denklemleri birleĢtirildiğinde izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi, jet kırılma zamanı ve SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü arasında Ģu iliĢki elde edilir: 퐸 퐿 9.64 −1.24 훾 ,푖푠표 = 0.69 푆푁 ,푝푒푎푘 푡푏 (4.13) 1052 푒푟푔 1043 푒푟푔 푠푛 −1 1 푔ü푛 4.1.6. Eγ,peak – tb – LSN,peak ĠliĢkisi 10 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,iso ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 iliĢkisi (denklem 4.4) ve 1.94 −1.24 Liang ve Zhang (2005)‟te tanıtılan 퐸훾,푖푠표 ∝ 퐸훾,푝푒푎푘 푡푏 iliĢkisi vardır (denklem 4.12). Bu iki denklem birleĢtirildiğinde elde edilen iliĢki Ģöyledir: 퐸 퐿 5.15 6.4 훾 ,푝푒푎푘 = 1.01 푆푁 ,푝푒푎푘 푡푏 (4.14) 100푘푒푉 1043 푒푟푔 푠푛 −1 1 푔ü푛 4.1.7. LSN,peak – tb ĠliĢkisi 4.97 Bu iliĢkinin temelinde Li (2006)‟da elde edilen Eγ,peak ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 (denklem 4.2) ve Eγ,peak 10 ∝ 퐿푆푁,푝푒푎푘 (denklem 4.4) iliĢkileri ile Liang ve Zhang (2005)‟te tanıtılan 퐸훾 ,푖푠표 ∝ 1.94 −1.24 퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 푡푏 (denklem 4.12) iliĢkisi vardır. Bu denklemler birleĢtirildiğinde Ģu iliĢki elde edilir: 퐿 −3.46 푆푁 ,푝푒푎푘 = 0.552 푡푏 (4.15) 1043 푒푟푔 푠푛 −1 1 푔ü푛 147 4.1.8. LSN,peak – tb – Lγ,iso ĠliĢkisi Bu iliĢkinin temelinde denklem (4.12) ve denklem (4.6) iliĢkileri vardır. Bu iki denklem birleĢtirildiğinde elde edilen iliĢki Ģöyledir: 0.13 퐿 퐿 0.11 푆푁 ,푝푒푎푘 = 1.17 훾 ,푖푠표 푡푏 (4.16) 1043 푒푟푔 푠푛 −1 1052 푒푟푔 푠푛 −1 1 푔ü푛 4.1.9. Matematiksel ĠliĢkilerin Tutarlılığı ve Hesaplanan Parametrelerin Farklılıkları LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.2) denklemi kullanılarak hesaplanan maksimumdaki mutlak tayfsal enerjiler (Eγ,peak,4.2) ve bulunan değerlerle gerçek değerlerin kıyası Tablo 4.1‟de verilmiĢtir: Tablo 4.1: Denklem (4.2)‟den hesaplanan maksimumdaki mutlak tayfsal enerjiler ve gerçek değerler ile kıyası -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ,peak,i (keV) Eγ,peak,(4.2) (keV) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 55 136 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 79 71.7 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 159 39.6 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 4.9 1280 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 793 1290000 XRF 020903 1.14E+43 0.12 171 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 3.37 11 Tablo 4.1‟de görülen 7 GIP/SN adayına ait maksimumdaki gerçek tayfsal enerjiler ve denklem (4.2)‟den hesaplanan mutlak tayfsal enerjilere bakıldığında hesaplanan değerlerin gerçek değerlerden oldukça saptıkları görülmüĢtür. En küçük sapma GRB 030329/SN 2003dh‟ta (7.3 keV’lik bir değiĢim) ve en büyük fark GRB 011121‟de (1.29x106 keV'lik bir değiĢim) görülmüĢtür. Li (2006)‟da takdim edilen bu iliĢki 1. grupta yer alan adaylar üzerinden belirlenmiĢtir. 148 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.4) denklemi kullanılarak hesaplanan izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri (Eγ,iso,(4.4)) ve bulunan değerlerle gerçek değerlerin kıyası Tablo 4.2‟de verilmiĢtir: Tablo 4.2: Denklem (4.4)‟ten hesaplanan izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri ve gerçek değerler ile kıyası -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ,iso (erg) Eγ,iso,(4.4) (erg) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 9.00E+47 1.97E+52 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 1.70E+52 5.43E+51 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 9.00E+49 1.64E+51 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 5.90E+49 1.80E+54 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 9.90E+52 1.24E+50 XRF 020903 1.14E+43 2.80E+49 3.12E+52 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 1.30E+46 1.97E+60 Tablo (4.2)‟de denklem (4.4) ile hesaplanan izotropik enerji değerleri ile 7 GIP/SN adayının gama-ıĢınlarındaki izotropik enerjileri arasında muazzam farklılıklar vardır. Li (2006)‟da bu iliĢkini klasik GIP‟ları için kesin değerler, düĢük (alt) enerjili GIP‟lar için ise bir üst limit verdiği bildirilmiĢtir. Bu durumda GRB 030329 ve GRB 011121 için ölçülen değerler ile hesaplanan değerler önemli miktarda azalmalar göstermiĢ olduğundan ve XRO 080109‟un hesaplanan değeri de son derece yüksek olduğundan bulunan bu iliĢkinin aday grubunu tam olarak temsil edemediği görülmektedir. LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için, (4.6) denklemi kullanılarak hesaplanan izotropik ıĢıma güçleri (Lγ,iso,(4.6)) ve bulunan değerler ile gerçek değerlerin kıyası Tablo 4.3‟te verilmiĢtir: 149 Tablo 4.3: Denklem (4.6)‟ten hesaplanan izotropik ıĢıma güçleri ve gerçek değerler ile kıyası -1 -1 -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Lγ,iso (erg sn ) Lγ,iso,(4.6) (erg sn ) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 1.30E+47 5,92E+51 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 1.70E+51 1,71E+51 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 2.80E+47 5,39E+50 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 5.00E+47 4,59E+53 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 - 4,49E+49 XRF 020903 1.14E+43 2.40E+51 9,23E+51 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 - 3,05E+59 Tablo 4.3‟te yer alan izotropik gama-ıĢın ıĢıma gücü değerlerine bakıldığında GRB 030329 için hesaplanan değer ile gerçek değerin nerdeyse tam olarak aynı ve GRB 011121 için ise çok yakın bulunduğu görülmektedir. DüĢük enerjili GIP‟lar için ise hesaplanan (4.6) iliĢkisi mantıklı sonuçlar vermemektedir. Dolayısıyla bu cisimler bu iliĢkiye uymamaktadırlar. Denklem (4.6)‟dan hesaplanan izotropik ıĢıma gücü değerleri ile gerçek izotropik ıĢıma gücü değerleri Tablo 4.3‟te kıyaslanmaktadır. LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.8) denklemi kullanılarak hesaplanan hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjileri (Eγ,(4.8)) ve bulunan değerlerle, gerçek değerlerin kıyası Tablo 4.4‟te verilmiĢtir: Tablo 4.4 : Denklem (4.8)‟ten hesaplanan hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjileri. -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ (erg) Eγ,(4.8) (erg) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 - 1,64E+51 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 3,00E+49 6,56E+50 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 - 2,80E+50 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 - 4,04E+52 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 > 1,2E+51 4,49E+49 XRF 020903 1.14E+43 - 2,27E+51 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 - 7,85E+56 150 Tablo 4.4‟e bakarak adayların hüzmelenme düzeltmeli enerjileri hakkında pek fazla bir Ģey söyleyemeyiz. Adaylara ait bilinen hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjilerinin sınırlı oluĢu ve hesaplanan değerlerle kıyaslama yapıldığında GRB 030329‟a ait bulunan değer, gerçek değere yakın olsa da GRB 011121‟e ait hesaplanan değer, gerçek değerden uzaktır. Görülen en önemli ayrıntı burada da XRO 080109‟un değerleri son derece büyük bulunmuĢtur. LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.10) denklemi kullanılarak hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği (T0.45,(4.10)) Tablo 4.5‟te verilmiĢtir: Tablo 4.5 : Denklem (4.10)‟dan hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri. -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ,peak (keV) T0.45,(4.10) (sn) GRB980425/SN 1998bw 1,09E+43 55 3,77E-02 GRB 030329/SN 2003dh 9,55E+42 79 1,70E+00 GRB 031203/SN 2003lw 8,47E+42 159 2,02E+02 GRB 060218/SN 2006aj 1,71E+43 4,9 1,22E-09 GRB 011121/SN 2001ke 6,55E+42 793 8,26E+06 XRF 020903 1,14E+43 0,12 1,13E-06 XRO 080109/SN 2008D 6,85E+43 3,37 3,38E-27 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.11) denklemi kullanılarak hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği (T0.45,(4.11)) Tablo 4.6‟da verilmiĢtir: Tablo 4.6 : Denklem (4.11)‟dan hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri -1 -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Lγ,iso (erg sn ) T0.45, (4.11) (sn) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 1.30E+47 2,56E+09 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 1.70E+51 1,22E+00 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 2.80E+47 9,01E+06 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 5.00E+47 2,72E+11 XRF 020903 1.14E+43 2.40E+51 1,07E+01 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.13) denklemi kullanılarak hesaplanan jet kırılma zamanları (tb,(4.13)) Tablo 4.7‟de verilmiĢtir: 151 Tablo 4.7‟de denklem (4.10) ve denklem (4.11)‟den hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçekleri görülmektedir. Tablo 4.7 : Denklem (4.10) ve denklem (4.11)‟den hesaplanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerlerinin kıyaslanması. L E L T T GIP/SN SN,peak γ,peak,i iso 0.45,(4.10) 0.45, (4.11) (erg sn-1) (keV) ( erg sn-1) (sn) (sn) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 55 1.30E+47 3,77E-02 2,56E+09 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 79 1.70E+51 1,70E+00 1,22E+00 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 159 2.80E+47 2,02E+02 9,01E+06 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 4.9 5.00E+47 1,22E-09 2,72E+11 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 793 - 8,26E+06 1,07E+01 XRF 020903 1.14E+43 3.37 2.40E+51 1,13E-06 2,56E+09 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 0.12 - 3,38E-27 1,22E+00 Tablo 4.7‟de kıyaslanan yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri genel olarak uyumsuzluklar ortaya koymaktadır. Sadece denklemlerden hesaplanan GRB 030329‟a ait yüksek sinyal zaman ölçeği değerleri birbirine çok yakındır. Bunların dıĢında kalan değerler arasındaki farklar çok yüksektir (~1027 katlık farklar bulunmaktdır). Tablo 4.8 : Denklem (4.13)‟ten hesaplanan jet kırılma zamanları. -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ,iso (erg) tb,(4.13) (gün) GRB980425/SN 1998bw 1,09E+43 9,00E+47 2,59E+03 GRB 030329/SN 2003dh 9,55E+42 1,70E+52 3,38E-01 GRB 031203/SN 2003lw 8,47E+42 9,00E+49 9,12E+00 GRB 060218/SN 2006aj 1,71E+43 5,90E+49 2,96E+03 GRB 011121/SN 2001ke 6,55E+42 9,90E+52 0,00E+00 XRF 020903 1,14E+43 2,80E+49 0,00E+00 XRO 080109/SN 2008D 6,85E+43 1,30E+46 4,33E-03 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.14) denklemi kullanılarak hesaplanan jet kırılma zamanları (tb,(4.14)) Tablo 4.9‟de verilmiĢtir: 152 Tablo 4.9 : Denklem (4.14)‟ten hesaplanan jet kırılma zamanları. -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Eγ,peak (keV) tb,(4.14) (gün) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 55 1,18E+00 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 79 1,00E+00 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 159 8,15E-01 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 4.9 2,47E+00 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 793 0,00E+00 XRF 020903 1.14E+43 3.37 0,00E+00 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 0.12 5,15E-01 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.15) denklemi kullanılarak hesaplanan jet kırılma zamanları (tb,(4.15)) Tablo 4.10‟de verilmiĢtir: Tablo 4.10 : Denklem (4.15)‟ten hesaplanan jet kırılma zamanları. -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) tb,(4.15) (gün) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 1,22E+00 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 1,17E+00 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 1,13E+00 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 1,39E+00 GRB 011121/SN 2001ke 6.55E+42 1,05E+00 XRF 020903 1.14E+43 1,23E+00 XRO 080109/SN 2008D 6.85E+43 2,07E+00 LSN,peak parametreleri bilinen GIP/SN adayları için (4.16) denklemi kullanılarak hesaplanan jet kırılma zamanları (tb,(4.16)) Tablo 4.10‟da verilmiĢtir: Tablo 4.11 : Denklem (4.16)‟dan hesaplanan jet kırılma zamanları. -1 -1 GIP/SN LSN,peak (erg sn ) Lγ,iso (erg sn ) tb,(4.16) (gün) GRB980425/SN 1998bw 1.09E+43 1.30E+47 7,70E+03 GRB 030329/SN 2003dh 9.55E+42 1.70E+51 9,39E-01 GRB 031203/SN 2003lw 8.47E+42 2.80E+47 5,94E+02 GRB 060218/SN 2006aj 1.71E+43 5.00E+47 7,93E+04 XRF 020903 1.14E+43 2.40E+51 2,70E+00 153 Tablo 4.12 : Denklemler (4.13), (4.14), (4.15) ve (4.16)‟dan hesaplanan jet kırılma zamanları. GIP/SN tb,(4.13) (gün) tb,(4.14) (gün) tb,(4.15) (gün) tb,(4.16) (gün) GRB980425/SN 1998bw 2,59E+03 1,18E+00 1,22E+00 7,70E+03 GRB 030329/SN 2003dh 3,38E-01 1,00E+00 1,17E+00 9,39E-01 GRB 031203/SN 2003lw 9,12E+00 8,15E-01 1,13E+00 5,94E+02 GRB 060218/SN 2006aj 2,96E+03 2,47E+00 1,39E+00 7,93E+04 GRB 011121/SN 2001ke - - 1,05E+00 - XRF 020903 - - 1,23E+00 2,70E+00 XRO 080109/SN 2008D 4,33E-03 5,15E-01 2,07E+00 - Tablo 4.12‟de (4.13), (4.14), (4.15) ve (4.16) denklemlerinden hesaplanan jet kırılma zamanlarının kıyaslamaları görülmektedir. (4.13)‟ten ve (4.16)‟dan hesaplanan değerler kendi içinde önemli değiĢkenlikler gösterirken, (4.14)‟ten hesaplanan değerler daha dar bir aralıkta dağılmaktadır. Denklem (4.15)‟ten hesaplanan değerler ortalama ~1,2 gün civarındadır. 154 Tablo 4.13: GIP/SN adaylarının Pogson Bağıntısı (0), denklemler (4.2), (4.4), (4.6), (4.10) ve (4.11)‟den belirlenen LSN,peak değerleri. GIP/SN LSN,peak,0 LSN,peak,4.2 LSN,peak,4.4 LSN,peak,4.6 LSN,peak,4.10 LSN,peak,4.11 GRB 980425 SN 1998bw 1.09E+43 9.05E+42 4.00E+42 3,57E+42 8,79E+42 3,29E+42 GRB 030329 SN 2003dh 9.55E+42 9.74E+42 1.07E+43 9,55E+42 3,22E+42 1,04E+43 GRB 031203 SN 2003lw 8.47E+42 1.12E+43 6.34E+42 3,87E+42 4,94E+42 3,53E+42 GRB 060218 SN 2006aj 1.71E+43 5.57E+42 6.08E+42 4,11E+42 - - GRB 050525A SN 2005nc - 1.07E+43 1.10E+43 1,12E+43 9,31E+41 1,19E+43 GRB 021211 SN 2002lt - 1.01E+43 1.02E+43 1,12E+43 1,12E+41 1,12E+43 GRB 011121 SN 2001ke 6.55E+42 1.55E+43 1.28E+43 - - - XRF 020903 1.14E+43 5.16E+42 5.64E+42 9,89E+42 - - GRB 060614 - 9.05E+42 8.84E+42 - 7,76E+37 - XRO 080109 SN 2008D 6.85E+43 2.64E+42 2.62E+42 - - - Tablo 4.13‟te bütün GIP/SN adaylarının bilinen gama-ıĢın parametreleri (4.2), (4.4), (4.6), (4.10) ve (4.11) denklemlerinde yerleĢtirilerek GIP/SN adaylarının büyük bir çoğunluğu için SN bileĢenlerinin maksimumdaki ıĢıma gücü değerleri elde edilmiĢtir. LSN,peak,0 parametresi ise Ek-2‟de açıklanan Pogson Bağıntısı ile hesaplanan ıĢıma gücü değerleri olup, cisimlerin gerçek maksimumdaki ıĢıma gücü değerlerine karĢı düĢmektedir. Tablodaki değerlere bakıldığında (4.10) denklemi üzerinden hesaplanan değerlerin hesaplanan diğer ıĢıma gücü değerlerine göre daha düĢük olduğu görülmektedir. Bunun sebepleri arasında bu parametrenin daha önceden hesaplandığımız (4.6) denklemi ve literatürden alınan (4.9) denklemi ile hesaplanan bir parametre olması olabilir. GRB 030329‟un (4.6) denkleminden hesaplanan maksimumdaki ıĢıma gücü değeri ile Pogson Bağıntısı‟ndan hesaplanan değer birbiriyle aynı bulunmuĢtur. Denklemler (4.2) ve (4.4) literatürden alınan iliĢkilerdir, bu yüzden bunlardan belirlenen değerler diğerlerinden kesikli çizgiler kullanarak ayrılmıĢtır. 155 4.2. GIP/SN’LERĠN OPTĠK VE GAMA-IġIN ÖZELLĠKLERĠ ARASINDAKĠ PARAMETRĠK ĠLĠġKĠLER Bu bölümde 10 GIP/SN adayının Bölüm 4.1‟de bahsedilen optik ve gama-ıĢın özelliklerinin davranıĢları, adaylara ait verilerin grafikler halinde sunulup, verilere geçirilen doğrusal fitlerin denklemleri belirlenmiĢtir. Ayrıca her bir fit denkleminin kalitesi Spearman korelasyon katsayıları hesaplanarak test edilmiĢtir. Fit denklemleri daha sonra GIP/SN adaylarının eksik parametrelerinin belirlenmesi amacıyla kullanılmıĢ ve bulunan sonuçlar tablolar halinde sunulmuĢtur. Adayların genel özellikleri Ek I‟de tablolar gösterilmiĢtir. 4.2.1. -MSN,peak ile logEγ,iso ĠliĢkisi Tablo 4.14 : 7 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP‟ların izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri. GIP/SN - MSN,peak (kadir) log Eγ,iso (erg) GRB 980425/SN 1998bw 18.65 4.73E+01 GRB 030329/SN 2003dh 18.79 5.13E+01 GRB 031203/SN 2003lw 18.92 4.96E+01 GRB 060218/SN 2006aj 18.16 4.85E+01 GRB 011121/SN 2001ke 19.2 5.23E+01 XRF 020903 16.6 4.94E+01 XRO 080109/SN 2008D 16.65 5.22E+01 ġekil 4.1‟de 7 GIP/SN adayının SN bileĢeninin maksimumdaki mutlak bolometrik kadiri ile logaritmik olarak ölçeklendirilmiĢ izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri arasındaki iliĢki görülmektedir. Bu iliĢki 7 adaya dayanarak elde edilmiĢ olmakla beraber cisimlerin belirli bir eğilimi takip ettikleri görülmektedir. Geçirilen doğrusal fitin denklemi aĢağıdaki gibidir: 156 log 퐸훾 ,푖푠표 = 2.22226 (−푀푆푁,푝푒푎푘 ) − 8.83747 (4.17) Verilere geçirilen bu fitin güvenilirliği oldukça düĢüktür. Hesaplanan Spearman Msn,peak vs. log Egama,iso korelasyon katsayısı 0.80‟dir. Denklem (4.17)‟deki iliĢki, Li (2006)‟da tanıtılan birinci grupta yer alan 4 GIP/SN için hesaplanan iliĢkinin daha geniĢ çaplı adaylara uygulanmıĢ halini temsil etmektedir. -20.00 -19.00 -18.00 -17.00 -16.00 56.00 54.00 log Egama,iso = 2.22226* (-Msn,peak) + 8.83747 GRB 011121/SN 2001ke 52.00 GRB 030329/SN 2003dh 52.00 ) g r e GRB 060218/SN 2006aj 2 5 GRB 031203/SN 2003lw ^ 0 XRF 020903 1 ( 48.00 50.00 o s GRB 980425/SN 1998bw i , a m a g XRO 080109/SN 2008D E g o l 44.00 48.00 40.00 46.00 16.00 17.00 18.00 19.00 20.00 - Msn,peak (kadir) ġekil 4.1 : -MSN,peak – log Eγ,iso grafiği. 157 4.2.2. -MSN,peak ile log Eγ,peak ĠliĢkisi log Egama,peak,i = 1.39482 * (- Msn,peak) - 24.4077 GRB 011121/SN 2001ke GRB 031203/SN 2003lw 2.00 GRB 030329/SN 2003dh ) V GRB 980425/SN 1998bw e k ( i , k a e GRB 060218/SN 2006aj p , a m XRF 020903 a g 0.00 E g o l XRO 080109/SN 2008D -2.00 16.00 17.00 18.00 19.00 20.00 - Msn,peak (kadir) ġekil 4.2 : - MSN,peak – log Eγ,peak,i ĠliĢkisi Tablo 4.15 : 7 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP‟ların maksimumdaki mutlak tayfsal enerjileri GIP/SN - MSN,peak (kadir) log Eγ,peak (keV) GRB 980425/SN 1998bw 18.65 1.740363 GRB 030329/SN 2003dh 18.79 1.897627 GRB 031203/SN 2003lw 18.92 2.201397 GRB 060218/SN 2006aj 18.16 0.690196 GRB 011121/SN 2001ke 19.2 2.899273 XRF 020903 18.6 0.52763 XRO 080109/SN 2008D 16.65 -0.92082 158 ġekil 4.2‟de 7 GIP/SN adayının mutlak bolometrik kadirleri ile logaritmik ölçekte maksimumdaki tayfsal enerjilerinin değiĢimi görülmektedir. Geçirilen doğrusal fitin denklemi Ģöyledir: log 퐸훾 ,푝푒푎푘 ,푖 = 1.39482(−푀푆푁,푝푒푎푘 ) − 24.4077 (4.18) Genel olarak verilerin gösterdiği bir eğilim vardır. Bu eğilimin kalitesini görmek için Spearman korelasyon katsayısını hesapladığımızda sonuç 0.92‟dir. Adayların çeĢitliliğine rağmen bulunan bu iliĢki iyi bir iliĢkidir. Yine de daha büyük sayıdaki örneklerle test edilmelidir. GRB 011121/SN 2001ke ve XRF 020903 geçirilen doğrusal fitten en çok sapma gösteren cisimlerdir. 4.2.3. -MSN,peak ile log Lγ,iso ĠliĢkisi Tablo 4.16 : 5 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP‟ların izotropik ıĢıma güçleri. GIP/SN - MSN,peak (kadir) log Liso (keV) GRB 980425/SN 1998bw 18.65 4.7114E+01 GRB 030329/SN 2003dh 18.79 5.1230E+01 GRB 031203/SN 2003lw 18.92 4.7447E+01 GRB 060218/SN 2006aj 18.16 4.7699E+01 XRF 020903 18.60 5.1380E+01 ġekil 4.3‟e bakıldığında adaylar arasında belirgin bir iliĢkinin olmadığı görülmektedir. Aday sayısının son derece kısıtlı olduğunu unutmayarak ve üzerine bu adayların temel özelliklerinden varsayımlar yaparak grafik üzerinde dikkatleri çeken bir durumu ortaya koymak gerekir. GRB 060218/SN 2006aj bazı kaynaklarda tayfsal sertlik oranına bakılarak XRF sınıfından bir cisim olarak vurgulanmıĢtır. BaĢka bir deyiĢle X-ıĢını bakımından zengin bir patlama olarak gözlenmiĢtir. Benzer Ģekilde GRB 030329/SN 159 2003dh da XRR yani X-ıĢın zengini GIP olarak sınıflandırılmıĢtır. XRF 020903 ise bir XRF‟tir. Bu üç cismin on-axis, yani kutuptan gözlendiği bilinmektedir. Bu cisimler diyagramda daha dik bir eğime sahip bir doğru üzerinde bulunmaktadır. Öte yandan GRB 031203/SN 2003lw ve GRB 980425/SN 1998bw off-axis olarak gözlenen adaylardır, yani tam kutup ekseninden değil de bir miktar açı ile gözlenmiĢlerdir. Bir baĢka önemli nokta da GRB 031203‟ün tayfsal sertlik oranına bakıldığında bu cismin XRF olarak da nitelendirilebileceği görülmüĢtür. Ancak off-axis olması onun ġekil 4.3‟te böyle bir görünüm kazanmasına sebep olmuĢ olabilir. Yine de bunun kesin bir sonuç olmadığını belirtmek gerekir, sadece olası bir gidiĢatı vurgulamak amacıyla öne sürülmüĢtür. 18.00 18.40 18.80 52.00 52.00 XRF 020903 GRB 030329/SN 2003dh 51.00 51.00 ) 1 - ^ n s 50.00 50.00 g r e ( o s i L g 49.00 49.00 o l 48.00 48.00 GRB 060218/SN 2006aj GRB 031203/SN 2003lw GRB 980425/SN 1998bw 47.00 47.00 18.00 18.20 18.40 18.60 18.80 19.00 - Msn,peak (kadir) ġekil 4.3 : - MSN,peak – log Liso ĠliĢkisi 160 4.2.4. -MSN,peak ile T90 ve -MSN,peak – T0.45 ĠliĢkisi 16.00 17.00 18.00 19.00 20.00 2500.00 2500.00 GRB 060218/SN 2006aj 2000.00 2000.00 1500.00 1500.00 ) n s ( 0 9 T 1000.00 1000.00 500.00 500.00 XRO 080109/SN 2008D GRB 030329/SN 2003dh GRB 031203/SN 2003lw GRB 980425/SN 1998bw 0.00 GRB 011121/SN 2001ke 0.00 16.00 17.00 18.00 19.00 20.00 -Msn,peak (kadir) ġekil 4.4 : - MSN,peak – T90 ĠliĢkisi Tablo 4.17 : 6 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP‟ların T90 süreleri. GIP/SN - MSN,peak (kadir) T90 (sn) GRB 980425/SN 1998bw 18.65 23 GRB 030329/SN 2003dh 18.79 23 GRB 031203/SN 2003lw 18.92 30 GRB 060218/SN 2006aj 18.16 2100 GRB 011121/SN 2001ke 19.2 28 XRO 080109/SN 2008D 16.65 400 161 8.00 GRB 980425/SN 1998bw ) n s ( i g e 7.00 ç l Ö n a m a Z l a y n i S 6.00 k e s k ü Y GRB 031203/SN 2003lt GRB 030329/SN 2003dh 5.00 -19.00 -18.90 -18.80 -18.70 -18.60 Msn,peak (kadir) ġekil 4.5 : - MSN,peak – T0.45 ĠliĢkisi Tablo 4.18 : 3 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ve GIP‟ların T0.45 süreleri. GIP/SN - MSN,peak (kadir) T0.45 (sn) GRB 980425/SN 1998bw 18.65 8 GRB 030329/SN 2003dh 18.79 5 GRB 031203/SN 2003lw 18.92 5 ġekil 4.4 ve ġekil 4.5‟ten elde edilen tek sonuç, GIP/SN‟ler için, GIP‟ların zamansal özellikleri ve SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik mutlak kadirleri arasında bir iliĢkinin bulunmadığıdır. Eldeki veri sayısının son derece az olması sağlıklı bir sonuca ulaĢılmasını engellemektedir. 162 4.2.5. -MV - logEγ,iso, -MV - logEγ,peak ve -MV - logLiso ĠliĢkileri 56.00 GRB 011121 GRB 050525A 52.00 GRB 021211 GRB 030329 GRB 060614 ) g r e GRB 060218 ( GRB 031203 o s i XRF 020903 , a 48.00 GRB 980425 m a g E g o l XRO 080109 44.00 40.00 12.00 14.00 16.00 18.00 20.00 22.00 -Mv (kadir) ġekil 4.6 : - MV – log Eγ,iso ĠliĢkisi 163 Tablo 4.19 :10 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP‟ların izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri. GIP/SN - MV (kadir) log Eγ,iso (erg) GRB 980425/SN 1998bw 19.5 4.73E+01 GRB 030329/SN 2003dh 19.8 5.13E+01 GRB 031203/SN 2003lw 19.75 4.96E+01 GRB 060218/SN 2006aj 18.76 4.85E+01 GRB 050525A/SN 2005nc 19.40 5,24E+01 GRB 021211/SN 2002lt 19.00 5,20E+01 GRB 011121/SN 2001ke 19.2 5.23E+01 XRF 020903 18.90 4,94E+01 GRB 060614 13.00 5,14E+01 XRO 080109/SN 2008D 16.7 5.22E+01 4.00 GRB 011121 GRB 031203 GRB 050525A ) 2.00 V GRB 060614 GRB 021211 GRB 030329 e k ( GRB 980425 k a e p , GRB 060218 a m a g XRF 020903 E g 0.00 o l XRO 080109 -2.00 12.00 14.00 16.00 18.00 20.00 22.00 -Mv (kadir) ġekil 4.7 : - MV – log Eγ,peak ĠliĢkisi 164 Tablo 4.20 : 10 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP‟ların maksimum tayfsal enerjileri. GIP/SN - MV (kadir) log Eγ,peak (keV) GRB 980425/SN 1998bw 19.50 1.74E+00 GRB 030329/SN 2003dh 19.80 1.90E+00 GRB 031203/SN 2003lw 19.75 2.20E+00 GRB 060218/SN 2006aj 18.76 6.90E-01 GRB 050525A/SN 2005nc 19.40 2.10E+00 GRB 021211/SN 2002lt 19.00 1.97E+00 GRB 011121/SN 2001ke 19.20 2.90E+00 XRF 020903 18.90 5.28E-01 GRB 060614 13.00 1.74E+00 XRO 080109/SN 2008D 16.70 -9.21E-01 ġekil 4.7‟de Bütün GIP/SN adaylarının mutlak görsel kadirleri ile logaritmik ölçekte maksimumdaki tayfsal enerjileri arasındaki iliĢki sunulmaktadır. Aday çeĢitliliği de göz önünde bulundurulduğunda genel olarak bir eğilim olduğu görülmektedir. Yalnızca GRB 060614 iliĢkiden bir sapma göstermiĢtir. Bu da SN bileĢeninin gözlenmemesi ve olası SN için belirlenen üst limitin hesaba katıldığı düĢünülünce beklenen bir davranıĢtır. 165 54.00 GRB 050525A 52.00 GRB 021211 XRF 020903 GRB 030329 ) n s / g r 50.00 e ( o s i L g o l 48.00 GRB 060218 GRB 031203 GRB 980425 46.00 16.00 18.00 20.00 22.00 -Mv (kadir) ġekil 4.8 : - MV– logLiso ĠliĢkisi Tablo 4.21 : 7 GIP/SN adayına ait SN‟lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ve GIP‟ların maksimum tayfsal enerjileri. -1 GIP/SN - MV (kadir) log Liso (erg sn ) GRB 980425/SN 1998bw 19.5 4.71E+01 GRB 030329/SN 2003dh 19.8 5.12E+01 GRB 031203/SN 2003lw 19.75 4.74E+01 GRB 060218/SN 2006aj 18.76 4.77E+01 GRB 050525A/SN 2005nc 19.4 5.19E+01 GRB 021211/SN 2002lt 19 5.19E+01 XRF 020903 18.9 5.14E+01 166 ġekil 4.8‟de 7 GIP/SN adayının SN‟lerinin mutlak görsel kadirleri ve logaritmik ölçekteki GIP‟larının ıĢıma güçleri arasında bir eğilim görülmemektedir. Az sayıdaki aday ve verilerin saçılması bu anlamda bu durumu desteklemektedir. Öte yandan mutlak görsel kadirlerin çok daha dar bir aralıkta değiĢirken, izotropik ıĢıma güçleri çok daha geniĢ bir aralıkta değiĢmektedir. 4.2.6. MNi - logEγ,iso, MNi - logEγ,peak ve MNi - logLiso ĠliĢkileri 0.00 0.20 0.40 0.60 54.00 54.00 GRB 030329/SN 2003dh 52.00 52.00 ) GRB 060614 g r e ( o s i , a GRB 031203/SN 2003lw m GRB 060218/SN 2008D a 50.00 50.00 g E g o l GRB 980425/SN 1998bw 48.00 48.00 XRO 080109/SN 2008D 46.00 46.00 0.00 0.20 0.40 0.60 Radyoaktif Nikel Kütlesi (Mgünes) ġekil 4.9: - MNi– log Eγ,iso ĠliĢkisi 167 ġekil 4.9‟da 6 GIP/SN adayının SN‟lerinin radyoaktif nikel kütlelerinin, GIP‟ların izotropik eĢdeğer enerjileri arasındaki iliĢki görülmektedir. Veriler saçılmıĢ haldedir, bu durumda olası herhangi bir iliĢkiden bahsetmemiz mümkün değildir. Tablo 4.22 : 6 GIP/SN adayına ait SN‟lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP‟ların izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri. 푴 (M ) log Eγ,iso (erg) GIP/SN 푵풊 GRB 980425/SN 1998bw 0.43 47.95424 GRB 030329/SN 2003dh 0.35 52.23045 GRB 031203/SN 2003lw 0.55 49.95424 GRB 060218/SN 2006aj 0.2 49.77085 GRB 060614 0.0008 51.39967 XRO 080109/SN 2008D 0.05 46.11395 4.00 log Egama,peak = 4.07835 * M(Ni) + 0.0724253 log Egama,peak = 6.15806 * M(Ni) - 0.824195 GRB 031203/SN 2003lw ) V 2.00 GRB 030329/SN 2003dh e GRB 060614 k ( i GRB 980425/SN 1998bw , k a e p , a GRB 060218/SN 2006aj m a g E g 0.00 o l XRO 080109/SN 2008D -2.00 0.00 0.20 0.40 0.60 Radyoaktif Nikel Kütlesi (Mgünes) ġekil 4.10: 6 GIP/SN adayının MNi– log Eγ,peak ĠliĢkisi 168 Tablo 4.23 : 6 GIP/SN adayına ait SN‟lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP‟ların maksimumdaki tayfsal enerjileri. 푴 (M ) log Eγ,peak (erg) GIP/SN 푵풊 GRB 980425/SN 1998bw 0.43 1.740363 GRB 030329/SN 2003dh 0.35 1.897627 GRB 031203/SN 2003lw 0.55 2.201397 GRB 060218/SN 2006aj 0.2 0.6901961 GRB 060614 0.0008 1.740363 XRO 080109/SN 2008D 0.05 -0.9208187 ġekil 4.10‟de 6 GIP/SN adayının SN‟lerinin radyoaktif nikel kütleleri ve logaritmik ölçekte maksimumdaki mutlak tayfsal enerjileri arasındaki iliĢki görülmektedir. GRB 060614, 6 GIP/SN adayı arasında en çok sapma gösteren cisimdir. GRB 060614 haricindeki 5 GIP/SN için geçirilen fitin (mavi fit) denklemi Ģöyledir: 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = 6.15806 푀 푁 푖 − 0.824195 (4.19) Bu fitin güvenilirliğini test etmek için Spearman korelasyon katsayısı hesaplandığında 0,94 olduğu bulunmuĢtur. Öte yandan sadece birinci grupta yer alan adaylar için doğrusal fit geçirildiğinde (mor renkli fit) elde edilen denklem Ģöyledir: 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 ,푖 = 4.07835 푀 푁 푖 + 0.0724253 (4.20) Bu fit denklemi için hesaplanan korelasyon katsayısı 0,91‟dir. Buradan çıkan ilginç sonuçlardan biri aday sayısı azaldıkça fit denkleminin güvenilirliğinin 1‟e daha yaklaĢması gerekirken biraz daha uzaklaĢmasıdır. Bir diğeri de XRO 080109‟un GIP/SN iliĢkisinin daha düĢük enerjilere uzayan bir kolu olabileceği yönünde Ģüphelere sebep olan doğrusal fiti güçlendirici etkisidir. Bu cismin klasik GIP‟lardan alt enerjili GIP‟lara, alt enerjili GIP‟lardan XRF‟lere ve daha düĢük enerjilere uzanan iliĢkinin gözlenen en alt kısmında yer aldığı düĢünülebilir. 169 Y = 0.140861 * X + 1.36992 4.00 ) V e k ( GRB 031203/SN 2003lw k 2.00 a GRB 060614 GRB 980425/SN 1998bw e p , GRB 030329/SN 2003dh a m a g E GRB 060218/SN 2006aj g o l 0.00 XRO 080109/SN 2008D -2.00 -4.00 -3.00 -2.00 -1.00 0.00 log M(Ni) (Günes Kütlesi) ġekil 4.11: log 푀 푁 푖– logEγ,peak ĠliĢkisi. Tablo 4.24: 6 GIP/SN adayına ait logaritkmik olarak ortalama radyoaktif nikel kütleleri ve maksimumdaki tayfsal enerjiler. log 푴 (M ) log Eγ,peak (erg) GIP/SN 푵풊 GRB 980425/SN 1998bw -0.366531544 1.740363 GRB 030329/SN 2003dh -0.455931956 1.897627 GRB 031203/SN 2003lw -0.259637311 2.201397 GRB 060218/SN 2006aj -0.698970004 0.6901961 GRB 060614 -3.096910013 1.7403627 XRO 080109/SN 2008D -1.301029996 -0.9208187 170 ġekil 4.11‟de 6 GIP/SN adayına ait logaritmik ölçekteki radyoakftif nikel kütlelerinin logaritmik ölçekteki maksimum tayfsal enerjileri arasındaki değiĢim görülmektedir. Böyle bir iliĢkinin varlığı Li (2008)‟de bahsedilmiĢtir. Bununla beraber GRB 060614‟ün bu iliĢkiye uyumu bu çalıĢamada test edilmiĢtir. GRB 060614‟ün SN bileĢeninin hüç bir Ģekilde gözlenenmemesi, ama z=0.1250 gibi düĢük bir kırmızıya kayma değerinde yer alması kaçınılmaz olarak olası SN‟in ıĢıma gücü ve dolayısıyla fırlatmıĢ olabileceği radyoaktif nikel kütlesi üzerine üst limitler getirilmesine sebep olmuĢtur. ġekil 4.11‟e bakıldığında bu cismin bu iliĢkiye hiçbir surette uymadığını ortaya koymuĢtur. Bu cismi göz ardı ederek geriye kalan 5 GIP/SN adayının eğilimlerine uygun bir doğrusal fit geçirildiğinde (kesikli çizgi) elde edilen fit denklemi Ģöyledir: 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 = 3.0366 푙표푔푀 푁 푖 + 2.79357 (4.21) Bu fit için yapılan Spearman korelasyon katsayısı hesabında rs=0.989 olarak bulunmuĢtur. 56Ni kütleleri, ıĢık eğrisi modellerinden belirlenen 4 GIP/SN, 1 XRO/SN ve olası SN bileĢeninin 56Ni kütlesi için üst limit belirlenen GRB 060614 için logaritmik izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisinin değiĢimi ġekil 4.9‟daki gibi bulunmuĢtur. Hesaplamalarda kullanılan kütleleri ortalama değerlerdir. ġekil 4.12‟te birinci gruptaki 4 GIP/SN adayının 56Ni kütlelerinin, GIP‟ların izotropik ıĢıma güçleri ile olan iliĢkisi çizilmiĢtir. Ancak dört veriden oluĢan grafikte GRB 030329‟un gama-ıĢınlarında gözlenen ıĢıma gücünün klasik uzun süreli GIP‟larla aynı mertebeden oluĢu (~1051) ve diğer üç adayın bu anlamda alt-enerjili GIP‟lar sınıfına girmesi grafikteki dağınık görüntüye yol açmıĢtır. Öte yandan klasik uzun süreli GIP‟lardaki SN bileĢenleri gözlenemediği halde GRB 030329‟un SN bileĢeninin olması (kesin kanıtın sağlandığı ilk aday) onun alt enerjili GIP‟larla aynı statüde incelenmesine sebep olmuĢtur. Bu sebepten GIP/SN iliĢkisi için en önemli adaylardan biridir. Belki de bu görünüm daha büyük sayıda örnek kullanıldığında daha geniĢ bir cisim grubunun alt enerjili kolunu oluĢturuyor olabilir. Sonuç olarak bu iki parametre arasında bir iliĢki hakkında bir Ģey söylenemez. 171 0.10 0.20 0.30 0.40 0.50 0.60 52.00 52.00 GRB 030329/SN 2003dh 51.00 51.00 ) 1 - ^ m c 50.00 50.00 g r e ( o s i L g 49.00 49.00 o l 48.00 48.00 GRB 060218/SN 2006aj GRB 031203/SN 2003lw GRB 980425/SN 1998bw 47.00 47.00 0.10 0.20 0.30 0.40 0.50 0.60 Radyoaktif Nikel Kütlesi (Mgünes) ġekil 4.12: 4 GIP/SN adayının 푀 푁 푖 – log Liso ĠliĢkisi Tablo 4.25 : 4 GIP/SN adayına ait SN‟lerin radyoaktif 56Ni kütleleri ve GIP‟ların izotropik ıĢıma güçleri. -1 푴 (M ) log Liso (erg sn ) GIP/SN 푵풊 GRB 980425/SN 1998bw 0.43 1.740363 GRB 030329/SN 2003dh 0.35 1.897627 GRB 031203/SN 2003lw 0.55 2.201397 GRB 060218/SN 2006aj 0.2 0.6901961 172 5. TARTIġMA VE SONUÇ 5.1. ADAYLARIN ÖZELLĠKLERĠ ÜZERĠNE Tezin genel amacı GIP/SN iliĢkisi gözlenmiĢ cisimlerin optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki olası iliĢkileri incelemek, bu iliĢkilerin adaylar üzerine getirebileceği olası kısıtlamaları araĢtırmak ve bu iliĢkinin geleceği üzerine çıkarımlarda bulunmaktı. Bu doğrultuda yapılan incelemelerde merkeze literatür taraması ile belirlenen son derece kısıtlı sayıdaki cisimler yerleĢtirildi. Bu cisimlerin bazıları GIP/SN iliĢkisi için mükemmel adaylar konumunda iken (GRB 030329/SN 2003dh, GRB 060218/SN 2006aj, GRB 980425/SN 1998bw, GRB 031203/SN 2003lw) bazıları ise farklı görünümlerle GIP/SN iliĢkisine çeĢitlilik katan adaylardır (XRF 020903, XRO 080109, GRB 060614). Adayları birbirinden ayıran belirleyici özellikleri özetleyecek olursak GRB 980425/SN 1998bw ve GRB 031203/SN 2003lw enerji değerleri bakımından yeterli değerlere sahip olmadıkları gibi klasik uzun süreli GIP‟ların ve aday listesindeki GIP‟ların uydukları bazı temel iliĢkilere (örneğin; Eγ,peak,i - Eγ,iso ĠliĢkisi (Amati ve diğ. 2002) uymamaktadırlar. Yapılan araĢtırmalar bu adayların emisyonlarının tam kutup ekseni doğrultusundan değil bir miktar açı ile gözlendiğini ortaya koymuĢtur. Bu adaylara literatürde “off-axis” (eksen-dıĢı) adaylar denilmektedir. GRB 030329, özellikle optik bölgede ardıl ıĢıması çok parlak olan ve en iyi gözlenmiĢ ardıl ıĢımaya sahip bir GIP‟tır. Bununla beraber sahip olduğu enerji değerleri de klasik uzun süreli GIP‟ların alt limit değerindedir ve GRB 980425, GRB 031203 ve GRB 060218 gibi düĢük enerjili GIP‟lar statüsünde sayılmamaktadır. Bununla beraber bu dört cismin GIP/SN iliĢkisi tayflarında 1-2 hafta arasında değiĢen sürelerde sıradıĢı Tip Ic SN‟lerinin özellikleri belirdiğinden, bunlar aday listesindeki çekirdek grubu oluĢturmaktadır. GRB 050525A, GRB 021211 ve GRB 011121‟in geç zaman ıĢık eğrilerinde gözlenen yeniden parlamalar, bu cisimlerin SN bileĢenlerine sahip olduklarını ortaya koymuĢtur. GRB 060614, optik 173 bölgede son derece sönük gözlenen bir GIP‟tır. Enerji özelliklerine bakıldığında tıpkı SN‟lerle iliĢkili olduğu bulunan GIP‟lara benzemektedir ve buradan yola çıkarak gözlenemeyen SN bileĢeninin neden gözlenemediği ya da varsa olası parlaklık ve enerji üst limitleri belirlenmiĢtir (Bkz. Bölüm 3.2.7). XRF 020903 bir X-ıĢın parlaması olarak sıradıĢı özellikli bir SN ile iliĢkili bulunan ilk cisimdir. XRO 080109 ise bir GIP özelliği taĢımadığı halde tayfında klasik bir Tip Ic SN‟i özellikleri taĢıyarak GIP/SN iliĢkisinin sınırları üzerine yeni bir çeĢitlilik eklemiĢtir. Adayların ortak özelliklerine bakıldığında tamamının yerel evrende (z < 0.1) meydana gelen olaylar olmadıklarını vurgulamak gerekir. Öte yandan bu değerler kullanılan parametreler üzerinde çok önemli kozmolojik düzeltmeler yapılmasına sebep olmamaktadır. En yüksek kırmızıya kayma GRB 021211‟indir, z=1.006. En düĢük değerler GRB 980425 (z=0.0085) ve XRO 080109‟a aittir (z=0.0065). Kırmızıya kayma dağılımları ġekil 5.1‟deki gibidir. 1,2000 1,0060 1,0000 0,8000 0,6060 0,6000 0,4000 0,3600 0,2510 0,1685 0,2000 0,1055 0,1250 0,0085 0,0335 0,0065 0,0000 ġekil 5.1: GIP/SN adaylarının kırmızıya kayma dağılımı. Bu olayların rölatif olarak düĢük olan kırmızıya kayma değerleri SN bileĢeninin de henüz algılanabildiği aralıktadır. Bu yüzden düĢük kırmızıya kaymada yakalanan GIP, 174 XRF ve XRO‟ların eğer optik ardıl ıĢımaları da gözlenebilecek kadar parlaksa hemen SN bileĢeninin varlığına dair araĢtırmalar baĢlatılır. Bu cisimlerin X-ıĢını özelliklerine bakıldığında GRB 030329‟un ve GRB 021211‟in bir XRR olduğu, GRB 031203 ve GRB 060218‟in bir XRF olarak nitelendirilebileceği bulunmuĢtur. Öte yandan XRF 020903 tamamen XRF olarak gözlenmiĢtir. XRO 080109 ise bir X-ıĢın patlaması olarak gözlenmiĢtir ve gama-ıĢınlarında herhangi bir etkinlik alınamamıĢtır. Eγ,peak - Eγ,iso ĠliĢkisi (Amati ve diğ. 2002), GIP‟ların maksimumdaki tayfsal gama-ıĢın enerjileri ile GIP‟ların maksimumdaki izotropik gama-ıĢın enerjileri arasında bulunan bir iliĢkiydi (Bkz. Bölüm 2.7.3). Tezde kullanılan 10 GIP/SN adayının bu düzlemdeki konumları ġekil 5.4‟teki gibidir. Bu iliĢkinin iki uyumsuz örneği GRB 980425 ve GRB 031203 kırmızı renkli olarak gösterilmiĢtir. Geriye kalan 8 aday üzerinden geçirilen doğrusal fitin denklemi 푙표푔퐸훾,푝푒푎푘 = 0.521515 푙표푔 퐸훾,푖푠표 + 1.99227 Ģeklindedir. Eğer bu denklemi düzenlersek elde edilen iliĢki Ģu hale gelir: 퐸 0.521 퐸 = 97.7 푘푒푉 훾 ,푖푠표 훾 ,푝푒푎푘 1052 푒푟푔 8 GIP/SN için elde edilen bu denklem Amati (2006)‟da bulunan denklem ile hemen hemen aynıdır (Bkz. Bölüm 2.7.3) Böylece GIP/SN adayları da bu iliĢkinin güçlü bir iliĢki olduğunu desteklemektedir. Amati ve diğ. (2007)‟de GRB 060218, GRB 980425 ve GRB 031203‟ün klasik uzun süreli GIP‟lardan farklı bir alt sınıf oluĢturdukları ortaya konmuĢtur. Yapılan tez çalıĢmasında bu cisimlere uygulanan analizlerde bulunan sonuçlar her zaman bu cisimlerin farklı doğalarını destekler niteliktedir. Çünkü denklemlerden hesaplanan değerler her zaman gözlenen değerlerden ya daha yüksek ya da daha düĢük bulunmuĢtur. O halde bu cisimlerin doğalarında bulunan bir özellik bulunan sonuçlara etkiyor olmalıdır. 175 6.00 log Egama,peak = 0.521515 * logEgama,iso + 1.99227 4.00 ) V e GRB 011121 k ( i , k GRB 031203 a GRB 050525A e GRB 021211 p 2.00 GRB 980425 , GRB 060614 a GRB 030329 m a g GRB 060218 E g XRF 020903 o L 0.00 XRO 080109 -2.00 -6.00 -4.00 -2.00 0.00 2.00 Log Egama,iso (erg) ġekil 5.2: 10 GIP/SN adayının Eγ,peak - Eγ,iso ĠliĢkisi‟ne uyumları. Denklemlerin tam olarak iĢlemediği diğer bir cisim grubu da son grupta yer alan XRF 020903 ve XRO 080109‟dur. Li (2008), XRO 080109‟un aslında XRF‟lerin daha yumuĢak tayfa sahip bir türü olduğunu savunmuĢtur. Ancak bu konu kesinleĢmediği için burada keĢfi yapan ekibin verdiği adlandırma kullanılmıĢtır. GRB 980425, GRB 031203 ve GRB 060218‟de de önemli miktarda X-ıĢın akısı algılanmıĢtır, hatta bazı kaynaklarda bu cisimler birer XRF olarak incelenmiĢtir (örneğin; Thomsen ve diğ. 2004; Sollerman ve diğ. 2006; Waxman, E., 2004). Genel olarak gözlenen GIP dıĢ akıĢları (yani jetler) rölativistiktir, ancak Thompson ve diğ. (2007), birinci grupta bulunan bu üç alt-enerjili GIP/SN‟in düĢük gama-ıĢın enerjilerinin sebebini, yapılarında bulunan “trans-rölativistik” bir dıĢ akıĢın (Γ~1) varlığını kanıt göstermiĢtir. GRB 030329 gibi parlak olan GIP‟larda da bu bileĢenin varolabileceği öne sürülmüĢtür. Hatta genel olarak SN‟lerle iliĢkili bütün GIP‟ların rölativistik jet ile birlikte böyle bir trans- rölativistik bileĢenin değiĢik kombinasyonuna sahip olabileceği yönünde bir genelleĢtirme yapılmıĢtır. DıĢ akıĢta hangi bileĢenin daha baskın olacağının ise non- termal gama-ıĢın emisyonuna değiĢik oranlarda katılan bu iki bileĢenin rölatif 176 Ģiddetlerinin belirleyeceği biçiminde açıklanmıĢtır. GIP‟ların gözlenen öncül emisyon özellikleri kullanılarak yapılan iliĢki analizlerinde GIP dıĢ akıĢlarının sadece rölativistik olduğu varsayılarak hesaplamalar yapılmıĢtır. Bu durum aday listesinde yer alan cisimlerin %50‟sinin neden hesaplamalarda uyumsuzluk gösterdiğini açıklayabilir. 5.2 OPTĠK VE GAMA-IġIN ÖZELLĠKLERĠNĠN ANALĠZLERĠNDEN ELDE EDĠLEN SONUÇLAR Literatürden bulunan 10 iliĢkiden 5‟ini kullanarak (denklemler (4.2), (4.4), (4.5), (4.7) ve (4.12)) yeni 8 adet matematiksel iliĢki elde edilmiĢtir. Bu iliĢkilerin her biri GIP/SN‟lerin GIP bileĢenine ait bir gama-ıĢın özelliğini (Eγ,peak, Eγ,iso, Lγ,iso vs.) ve SN bileĢenine ait LSN,peak değerine bağlamaktadır. Bu iliĢkilerden (4.6), (4.8), (4.11), (4.13) ve (4.14), literatürden bulunan iliĢkiler kullanılarak elde edilmiĢtir. Öte yandan denklem (4.10) ve (4.16)‟nın eldesi için (4.6) denklemi de hesaplara eklenmiĢtir. Ayrıca yapısal olarak(4.15) ve (4.16) denklemleri (4.13) ve (4.14) denklemlerini kapsamaktadırlar. Elde edilen bu matematiksel iliĢkilerle ilgili olarak çıkarılan en önemli sonuç bu iliĢkilerin sadece klasik GIP bileĢenli GIP/SN adayları için daha gerçekçi sonuçlar verdiği ve düĢük enerjili GIP‟ların ise iliĢkilere uyum göstermediğidir. 10 GIP/SN adayının optik ve gama-ıĢın özellikleri arasında saf parametrik iliĢkiler incelendiğinde varılan en genel sonuç maksimumdaki mutlak tayfsal enerji ile iliĢkilendirilen optik parametreler arasında uyumluluk gösteren sonuçlar bulunmasıdır. Öte yandan izotropik gama-ıĢın enerjisi ve izotropik ıĢıma gücünü içeren parametre iliĢkileri saçılmalar göstermiĢtir. 177 8,00E+43 7,00E+43 6,00E+43 5,00E+43 Pogson Bağıntısı'ndan 4,00E+43 Denklem (4.2)'den Denklem (4.4)'den 3,00E+43 Denklem (4.6)'dan 2,00E+43 Denklem (4.10) Denklem (4.11)'den 1,00E+43 0,00E+00 ġekil 5.3: Saf matematiksel denklemler kullanılarak 10 GIP/SN adayının SN bileĢenlerinin maksimumdaki ıĢıma gücü değerlerinin kıyaslanması. Saf matematiksel iliĢkilerin elde edilmesi ve geçerliliklerinin test edilmesinden sonra GIP/SN adaylarının optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki olası iliĢkiler araĢtırılmıĢtır. Ġlk olarak SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ile GIP‟ların izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjileri, maksimumdaki mutlak tayfsal enerjileri ve izotropik ıĢıma güçleri arasındaki iliĢkiler incelenmiĢtir (Bkz. §4.2.1, 4.2.2 ve 4.2.3). log Eγ,iso ve -MSN,peak arasında %80 iyilikte bir iliĢki olduğunu bulunmuĢtur. Bu iliĢki 7 GIP/SN adayı için elde edilmiĢtir. GRB 980425 bu iliĢkiden en çok sapmayı gösteren aday olmakla beraber, GRB 011121 ve GRB 030329 hemen ardından takip etmektedirler. log Eγ,peak ve -MSN,peak için parametrelerin dağılımına bakıldığında %92 iyiliğe sahip bir fit elde edilmiĢtir. XRF 020903 ve GRB 011121 bu iliĢkiden sapmalar gösteren en önemli adaylardır. ĠliĢkinin denklemi 푙표푔퐸훾 ,푝푒푎푘 = 1.40 −푀푆푁,푝푒푎푘 − 24.41‟dir. Ġzotropik ıĢıma gücü ve SN‟lerin mutlak bolometrik kadirleri arasında matematiksel olarak herhangi bir iliĢki bulunamamıĢtır. Çünkü verilerin tamamı saçılmıĢtır. Öte yandan ġekil 4.3‟teki verilerin sayısı az olsa da belirli bir dağılımın olduğundan Ģüphelenilmektedir. GRB 980425 ve GRB 031203 tablonun en parlak ama en düĢük enerjili kısmında yer alırlarken GRB 060218, GRB 030329 ve XRF 020903 178 sanki belli bir doğrultu üzerinde yer alıyorlarmıĢ gibi görünmektedirler. Bu cisimlerin böyle bir yönelimi Amati ve diğ. (2002) iliĢkisinde de izledikleri bilindiğine göre log Liso ve -MSN,peak ĠliĢkisi, bu iliĢkinin bir benzeri olabilir. Sonuçta bu iki parametreyi birbiriyle birleĢtirirken kullanılan geçiĢ iliĢkilerinden biri de Amati (2006) iliĢkisi olmuĢtur. Amati ve diğ. (2002, 2004) ve Amati (2006)‟ya göre buldukları iliĢkiye uyan adaylar eksen-üzerinde gözlenen adaylardır. GRB 980425 ve GRB 031203 ise eksen- dıĢı cisimler oldukları için bu iliĢkiye uyum göstermezler. Aday sayısının az olması bu grafiğin Ģu Ģekilde yorumlanabilmesine de izin vermektedir: Eğer izotropik ıĢıma gücü, izotropik enerjinin de bir göstergesi ise, o halde adayların bu dağılımından GIP özellikleri arasındaki ayrım görülür. Çünkü grafiğin alt kısmında yer alan 3 GIP, düĢük enerjili GIP sınıfında iken üst kısmında yer alan GRB 030329, klasik uzun süreli GIP‟ların alt sınırında yer almaktadır. Tabii XRF 020903‟ün izotropik enerjisinin de GRB 030329 ile aynı seviyede olması durumu yeniden karmaĢık bir hale sokmaktadır. Ġkinci olarak, SN‟lerin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ile patlamanın gama-ıĢınlarında yayınladığı enerjinin %90‟ının kaydedildiği süre (T90) ile yüksek sinyal zaman ölçeği (T0.45) arasındaki olası iliĢkiler incelenmiĢtir. -MSN,peak ile T90 arasındaki dağılıma bakıldığında (Bkz. ġekil 4.4) verileri ilginç bir Ģekilde saçılmıĢ 6 GIP/SN adayı görülmüĢtür. Swift ile gözlenen GIP/SN‟ler GRB 060218 ve XRO 080109 en büyük sapmaları gösteren cisimlerdir ve bu iki cismin T90 süreleri son derece uzundur, sırasıyla ~2100 sn ve ~400 sn. Grafikte XRO 080109 için hesaplanan T90 bu cisim için X-ıĢınlarında alınan emisyonun %90’ını temsil etmektedir. O halde bu adayı analizin dıĢında tutabiliriz. Öte yandan MSN,peak parametresi bilinmediği için bu analize eklenmeyen ama Swift ile gözlenen bir baĢka GIP/SN GRB 050525A‟nın T90 değeri 8.8 sn‟dir. Eğer bu cismin ortalama bir MSN,peak değeri (~ -18.7 kadir), olduğu varsayılsaydı bu durumda grafiğin alt kısmında yer alan diğer 4 aday ile aynı bölgede yer alacaktır. Genel olarak bakıldığında T90 parametresi GIP‟ın ölçülen gama-ıĢın emisyonunun %90‟ının kaç saniye boyunca alındığını söyler. GIP‟ın yayılma yönü SN‟e dik doğrultudadır, kutup ekseni doğrultusunda hüzmelenmiĢ jetler biçiminde yayılır. Bu yayılma süresince gama-ıĢın fotonlarının üretilmesine sebep olan fotonlar ile SN‟in MSN,peak parametresi arasında fiziksel bir bağlantının olması düĢük bir olasılıktır. Çünkü GIP esnasında fırlatılan maddeler rölativistik (ve trans-rölativistik 휗~0.3푐; Dai ve diğ. 2005) hızlarda (휗~푐, Meszaros ve Zhang, 2004) hareket ederlerken, SN 179 esnasında fırlatılan maddeler ~3x104 km/sn mertebesindeki hızlarda ya da altındaki hızlarda hareket ederler (Turatto, 2003). Dolayısıyla birbirlerini etkileyemezler. ġekil 4.5‟te MSN,peak ve T0.45 arasında çizilen grafikte verilerin saçıldığı ve bu iki parametre arasında herhangi bir iliĢki bulunmadığı görülmektedir. Yüksek sinyal zaman ölçeği GIP‟ın öncül emisyon ıĢık eğrisindeki değiĢkenliği temsil eden bir parametredir. SN‟in maksimumdaki mutlak bolometrik kadiri ise GIP‟ların tayfında en erken bir gün sonra dolayısıyla geç zamanlarda beliren SN‟in ıĢıma gücünün bie göstergesidir. Bu iki bileĢen arasında bir iliĢkinin olmaması bu nedenle ĢaĢırtıcı değildir. Üçüncü olarak, SN‟lerin maksimumdaki mutlak görsel kadirleri ile GIP‟ların Eγ,iso Eγ,peak ve Liso parametreleri arasındaki iliĢkiler incelenmiĢtir. ġekil 4.6‟da –MV ile log Eγ,iso arasındaki iliĢki 10 GIP/SN adayı için çizilmiĢtir. Grafiğe bakıldığında GRB 060614 dıĢındaki 9 cismin belirli bir eğilimi takip ettiği görülmektedir. Bununla beraber XRO 080109 bu düzlemdeki en düĢük enerjili cisimdir ve grafiğin sol altında yer alır. Geriye kalan 8 GIP/SN ise 1047 erg ile ~1053 erg‟lik bir izotropik enerji aralığına ve – 18.6 ile – 19.8‟lk bir mutlak bolometrik kadir aralığında kümelenmiĢlerdir. –MV ile log Eγ,peak arasındaki iliĢki 10 GIP/SN adayı için ġekil 4.7‟de sunulmuĢtur. Verilerin dağılımı ġekil 4.6‟daki iliĢkiyle benzerdir. Yine GRB 060614 son derece sapmıĢ bir haldedir ve XRO 080109 sol altta, düĢük enerjili bölgededir. GRB 011121‟in hata barları son derece büyüktür. ġekil 4.8‟de –MV ile log Liso arasındaki iliĢki 1. Grupta yer alan adaylar için çizilmiĢtir. Verilerin büyük oranda saçıldığı görülmektedir ve buradan bu iki parametre arasında bir iliĢki olmadığı sonucu çıkarılmıĢtır. Öte yandan daha önce de bahsedildiği gibi veri sayısının az olması bir yana bırakılırsa alt enerjili GIP‟lar ile klasik uzun süreli GIP‟lar birbirlerinden ayrılmıĢlardır. 56 Son olarak, SN esnasında fırlatılan Ni kütlesi ile GIP‟ların Eγ,iso Eγ,peak ve Liso parametreleri arasındaki iliĢkiler incelenmiĢtir. 6 GIP/SN adayı için 푀 푁 푖 – log Eγ,iso iliĢkisi ġekil 4.9‟da görülmektedir. Veriler son derece saçılmıĢtır. O halde bu iki parametre arasında matematiksel bir iliĢki bulunmamaktadır. Radyoaktif nikel patlama 180 esnasında 56Co‟ya bozunarak açığa önemli miktarda gama fotonu çıkmasına sebep olmaktadır, ardından 56Co bozunarak demire dönüĢür. Bu esnada da açığa çok sayıda gama fotonu çıkar. Açığa çıkan bu fotonlar doğrudan doğruya bu cisimlerden alınan enerjiye katkıda bulunurlar. 푀 푁 푖 – log Liso iliĢkisi ġekil 4.12‟de sunulmuĢtur. Az sayıdaki veri (4 GIP/SN) saçılmıĢtır. Bu kadar az sayıdaki veriye rağmen önemli miktarda saçılmanın olması bu iki parametre arasında bir iliĢkinin varlığı ve yokluğu hakkında bir yorum yapılmasına izin vermemektedir. Yine de kaçınılmaz olarak alt enerjili GIP‟lar ile klasik GIP‟ın birbirinden bariz bir Ģekilde ayrıldığını vurgulamak gerekir. 푀 푁 푖 – log Eγ,peak arasındaki ġekil 4.10‟da görülmektedir. Veriler saçılmıĢ bir görünüme sahip olsa da bir takım eğilimlerin varlığı saptanmıĢtır. GRB 060614, en büyük sapmayı gösteren cisimdir. 56Ni kütlesi SN‟in bir özelliği olup ıĢık eğrilerinin teorik modellemelerinden hesaplanan bir parametredir. GRB 060614‟ün optik bölgede sönük oluĢu ve SN bileĢeninin gözlenmemesi üzerine yapılan çalıĢmalarda sahip olabileceği SN‟in özellikleri üzerine bir takım üst sınırlar getirilmiĢtir. GRB 060614‟ün 56Ni kütlesi için kullanılan değer de bu üst limit değeridir, buna rağmen büyük oranda sapma göstermiĢtir. Bu verinin güvensizliğini hesaba katarak geriye kalan 5 GIP/SN adayı için yeniden bir doğrusal fit geçirildiğinde (mavi fit) iliĢkinin %94 oranında iyi bir iliĢki olduğu bulunmuĢtur. Ardından GIP/SN iliĢkisi tayfsal olarak kanıtlanan GIP/SN‟ler için sonucun ne olacağını görmek için XRO 080109‟u da elediğimizde mor renkle gösterilen doğrusal fit çizilmiĢtir. Bu fite göre elde edilen iliĢki %91 oranında bir gerileme gözlenmiĢtir. Bu da bulunan ilginç bir sonuçtur. Aday sayısı azaldığı halde iliĢki kuvvetlenmemiĢtir. ġekil 4.11‟de 6 GIP/SN adayı için log 푀 푁 푖 - log Eγ,peak arasındaki iliĢki ortaya konmuĢtur. Daha önceden bahsedildiği gibi bu iliĢkinin varlığı Li (2007)‟de ilk kez ortaya konmuĢtur. GRB 060614‟ün sapmıĢ olmasından dolayı bu cismi gözardı ederek geriye kalan 5 GIP/SN için geçirilen doğrusal fitin iliĢkiyi %99 oranında temsil ettiği bulunmuĢtur. 181 5.3. GENEL SONUÇLAR Tez çalıĢmasının iskeletini Li (2006)‟da yapılan analizler oluĢturmuĢtur. Genel olarak optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki iliĢkilerin belirlenmesinde Li (2006)‟da kullanılan yöntem geniĢletilmiĢtir. Li, makalesinde tayfsal olarak GIP/SN iliĢkisi kanıtlanmıĢ dört GIP/SN‟in optik ve gama-ıĢın özellikleri arasında bulduğu gözlemsel iliĢkiyi (maksimumdaki tayfsal enerji ile mutlak bolometrik kadir iliĢkisi), Amati ve diğ. (2002)‟de öne sürülen gama ve gama-ıĢın özellikleri arasında bulunan iliĢkiyi (maksimumdaki mutlak tayfsal enerji ve izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi iliĢkisi) geçiĢ için kullanarak diğer gama-ıĢın parametreleri ile optik-ıĢın parametresini iliĢkilendirmiĢtir (izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi ile mutlak bolometrik kadir iliĢkisi). Tezdeki genel amaç GIP/SN iliĢkileri kanıtlanan ya da belli bir dereceye kadar iliĢkilerin olduğu düĢünülen ya da egzotik iliĢkiler sergileyen (yani bileĢenler XRF, XRO olabileceği gibi GIP olupta SN‟i olması gereken ama SN‟i gözlenememiĢ) cisimlerin gözlenen ya da hesaplanan gama-ıĢın ve optik-ıĢın parametreleri arasındaki iliĢkileri hesaplamak, bu iliĢkilerin GIP/SN adayları üzerindeki olası kısıtlamalarını belirlemekti. Buna ek olarak literatürden bulunan GIP parametreleri arasındaki iliĢkiler de incelenmiĢ ve 10 temel adayın bu iliĢkilere verdikleri tepkiler analiz edilmiĢtir. GIP/SN adaylarının optik ve gama-ıĢın özelliklerinin incelendiği parametrelerin genel bir analizini yapıldığında en sağlıklı sonuçların νFν tayfının maksimumdaki gama-ıĢın enerjisi (Eγ,peak) ile iliĢkilendirilmeler yapıldığında elde edildiği bulunmuĢtur. 7 GIP/SN için bu parametre SN bileĢenlerinin maksimumdaki mutlak bolometrik kadirleri ile iliĢkilendirildiğinde %92 güvenilirliğe sahip bir iliĢki elde edilmiĢtir. 5 GIP/SN için ortalama radyoaktif nikel kütlesi için iliĢkilendirildiğinde ise %94 güvenilirliğe sahip bir iliĢki elde edilmiĢtir. Aynı iliĢki nikel kütlelerinin logaritması alınarak incelendiğinde ise %99 güvenilirliğe ulaĢılmıĢtır. Ġzotropik ıĢıma gücü ile iliĢkilendirilen parametreler arasındaki iliĢkilere uygun olarak adayların dağılımları klasik uzun süreli GIP‟lar ile alt-enerjili GIP‟ların farklı 182 bölgelerde yığılması ile sonuçlanmıĢtır (Bkz. ġekiller 4.3, 4.8 ve 4.12). Ġzotropik ıĢıma gücü de izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi gibi adayların enerji rezervuarı ve ait olduğu cisim grubu hakkında bilgi vermektedir. Ġzotropik eĢdeğer enerjileri, üç optik parametreye göre (MSN,peak, MV ve 푀 푁 푖 ) ayrı ayrı incelediğinde genel olarak adayların her bir diyagramda aynı eğilimi gösterdiği görülmüĢtür. GRB 060614, nerdeyse bütün iliĢkilerde olduğu gibi, sapmıĢtır ve XRO 080109 ise hep en düĢük enerjili tarafta en alt uçta yer almıĢtır. Diğer GIP/SN adayları ise grafiğin sağ üst kısımlarında kümelenmiĢlerdir (Bkz. ġekiller 4.1, 4.6, 4.9). XRO 080109, hesaplanan bütün iliĢkilerde en uç sonuçları vermektedir. Swift gama-ıĢın uydusu ile keĢfedilen bu patlama, gama-ıĢınlarında akısının alınamaması sonucu bir X- ıĢın patlaması olarak değerledirilmiĢtir. Dolayısıyla bu cisim bir GIP değildir. Elde ettiğimiz sonuçlar bu cismin GIP olmadığını desteklemektedir. Bu cismin daha düĢük enerjili yapısı onun varolan bazı iliĢkilerin daha düĢük enerjilerdeki kuyruğu olarak yorumlanmasına sebep olmuĢtur. Örneğin; Amati ĠliĢkisi (Eγ,peak - Eγ,iso), ayrıca ġekiller 4.1, 4.2, 4.6, 4.7, 4.10 ve 4.11. GRB 060614‟ün SN bileĢeni gözlenmediği halde olası SN‟in çok sönük olabileceği varsayılarak optik bölgedeki ıĢıma özelliklerine getirilen üst limitlerden itibaren 56 -4 belirlenen Ni kütlesi hesaplamalara katılmıĢtır (~8x10 M; Galyam ve diğ. 2006). XRO 080109 doğası itibariyle bir GIP‟tan çok bir XRF‟e daha yakın bir cisimdir ve iliĢkili olduğu SN‟in türü sıradan bir Tip Ic SN‟idir. XRF‟lerin GIP‟larla bağlantılı oldukları bilinmektedir (Bkz. Bölüm 2.7). Bu sebepten grafiklerin alt ucunda yer alması mantıklıdır. XRF 020903, bir XRF olarak grafiklerde hem düĢük enerjili hem de klasik enerjili GIP‟lar arasında gidip gelmiĢtir. Bir XRF olarak GIP‟lardan daha düĢük izotropik enerjiye sahip olması ve gözlenen diğer XRF‟lerden farklı olarak bir SN ile iliĢkilendirilmesi ve alt enerjili GIP‟lardan daha yüksek izotropik enerjiye sahip olması, bu cismin neden böyle hareketli davrandığı açıklayabilir. 183 GRB 050525A ve GRB 021211 sadece mutlak görsel kadileri bakımından incelenebilmiĢtir. Bu cisimler klasik uzun süreli GIP‟lar oldukları için saf matematiksel iliĢkilerde hesaplanan değerler ile parametrelerin gerçek değerleri birbirine yakın bulunmuĢtur. Bu iki cismin optik-ıĢın özelliği olarak sadece maksimumdaki görsel mutlak kadirleri bilinmektedir. GRB 011121 en çok incelenen cisimler arasında yer alan ve GIP/SN iliĢkisi fotometrik olarak geç zaman ıĢık eğrilerinde gözlenen çıkıntılardan itibaren keĢfedilmiĢtir. Ġncelemelere dahil edildiği bütün iliĢkilere uyumludur (Bkz. ġekiller 4.1, 4.2, 4.6 ve 4.7). Maksimumdaki tayfsal enerjisinin ve izotropik eĢdeğer enerjisinin diğer GIP/SN‟ler arasında en yüksek olması 4.2, 4.6 ve 4.7 iliĢkilerinde en parlak olan cisim olarak en üstlerde yer almasına sebep olmuĢtur. Bu cisme ait izotropik ıĢıma gücü bilgisi bulunamadığından incelemelere eklenememiĢtir. GRB 030329, GIP/SN iliĢkisinin varlığının en geçerli tayfsal ve fotometrik kanıtlarını ortaya koyan en temel GIP/SN adayıdır. Bu cisim klasik uzun-süreli GIP‟ların enerjilerinin alt sınırındadır ve bu cisimlerin uyduğu iliĢkilerin tamamına uyum sağlamıĢtır. Alt enerjili GIP‟ların bir GIP alt sınıfı olduğunun kanıtı olan GRB 060218, izotropik ıĢıma gücüne dair iliĢkiler dıĢında izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi ve maksimumdaki tayfsal enerji ile iliĢkilendirilen optik parametreleri iliĢkilere uyum sağlamıĢtır. GRB 980425 ve GRB 031203, alt enerjili ve eksen-dıĢı gözlenen, baĢta Amati ĠliĢkisi olmak üzere bir çok gama-ıĢın-gama-ıĢın iliĢkisine uyum sağlamayan cisimlerdir. Optik ve gama-ıĢın parametreleri arasında kurulan iliĢkilerde ise tıpkı GRB 060218 gibi sadece izotropik ıĢıma gücü ile kurulan iliĢkilerde klasik GIP bileĢenli GIP/SN‟lerden ayrılmıĢtır. Tez çalıĢmasında GIP/SN iliĢkisi gözlenen 10 cisim ikilisinin optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki iliĢkiler iki farklı yöntem ile incelenmiĢtir. Bunlardan biri Li (2006)‟da önerilen MSN,peak ile Eγ,peak iliĢkisi ve Amati (2006)‟da yeniden incelenip 184 geliĢtirilen Eγ,peak ve Eγ,iso iliĢkisinin birleĢimini model olarak kullanıldığı saf matematiksel iliĢkilerin hesabı idi. Li (2006)‟da gözlemsel olarak ölçülen optik ve gama-ıĢın özellikleri arasında bir iliĢki bulunmuĢtur. Amati (2006) iliĢkisi ise tamamen gama ıĢın parametreleri arasında belirlenmiĢtir. Literatürden GIP‟ların gama-ıĢın ve zamansal parametreleri arasında yaklaĢık 7 adet baĢka iliĢkiler de bulunmuĢtur. Li (2006)‟da bir de MSN,peak ile Eγ,peak iliĢkisi ile Amati (2006) iliĢkisi birleĢtirilerek MSN,peak ile Eγ,iso arasında bir iliĢki geliĢtirilmiĢtir. MSN,peak parametresi ile LSN,peak yani SN‟in maksimumdaki ıĢıma gücü arasında Pogson Bağıntıları aracılığı ile bir geçiĢ yapılmıĢtır. Buradan itibaren LSN,peak ile Eγ,peak arasında elde edilen iliĢki ile literatürden bulunan 7 iliĢkideki Eγ,peak değerleri LSN,peak cinsinden yazılmıĢ ve bütün bu iliĢkiler LSN,peak ile iliĢkilendirilmiĢtir. Böylece elimizde toplam 8 adet optik ve gama-ıĢın parametresi arasında olası iliĢkiler ifade eden denklem elde edilmiĢtir. Aday listesinde bulunan 10 adayın tamamı bu iliĢkilerin orijinalleri elde edilirken farklı oranlarda kullanılmıĢlardır. Ardından iki parametreli iliĢkilerde LSN,peak değerleri bilinen ve üç parametreli iliĢkilerde LSN,peak ve Eγ,peak, Eγ,iso, Liso değerleri bilinen adayların olası Liso, T0.45, tb, Eγ,peak ve Eγ,iso, parametreleri hesaplanmıĢtır. Bulunan değerler gerçek değerlerle ve kendi içlerinde kıyaslanmıĢlardır. Bir de bu hesabın tam tersi olarak LSN,peak değerleri Liso, T0.45, tb, Eγ,peak ve Eγ,iso‟ları bilinen GIP/SN‟ler için yapılmıĢtır. Böylece iki yönlü olarak bulunan iliĢkilerin geçerlilikleri test edilmiĢtir. Ġkinci olarak 10 GIP/SN adayının optik ve gama- ıĢın parametreleri eĢleĢtirilip olası eğilimler incelenmiĢ, kuvvetli görülenler üzerinde doğrusal fitler geçirilmiĢ ve bu iĢlem sonunda 5 fit denklemi elde edilmiĢtir. Bütün tez çalıĢmasında 8‟i saf matematiksel iliĢki 5‟i fit denklemi olmak üzere toplam 13 denklem üretilmiĢtir. Optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki olası eğilimlerin görülebilmesi adına 13 grafik çizilmiĢtir. Bu grafiklerin sadece 4‟ünde dikkate değer eğilimler gözlenmiĢ ve bunların fit denklemleri elde edilmiĢtir (-MSN,peak – log Eγ,iso , -MSN,peak – log Eγ,peak, 푀 푁 푖 - log Eγ,peak ve log 푀 푁 푖 - log Eγ,peak iliĢkileri). Grafiklerin ikisinde ise (Bkz. ġekiller 4.6 ve 4.7) cisimlerin kümelendiği ve bir adayın verilerindeki üst limitlerden dolayı önemli bir miktar saçıldığı görülürken, bir adayın ise doğasından dolayı düĢük enerjili rejimde kaldığı gözlenmiĢtir. Optik ıĢın parametreleri maksimumdaki mutlak bolometrik kadir, maksimumdaki görsel kadir ve 56Ni kütlesi birbirleriyle iliĢkili parametrelerdir, dolayısıyla grafiklerin birbirine benzer desenler çizmesi beklenen bir sonuçtur. Çizilen 12 grafiğin 8’i tamamen bu teze özgü olarak elde edilmiĢtir. Geriye kalan 4 grafik ise Li (2006) ve Li (2008)‟de birinci grupta yer alan 4 185 GIP/SN ve XRO 080109‟u kullanarak hesaplanan iliĢkilerdir. Bu anlamda tam olarak özgün değillerdir. Özgünlükleri ise aday sayısının çoğaltılarak incelemelerin yeniden yapılmasından kaynaklanmaktadır. Li (2006), tez çalıĢmalarının henüz baĢlamıĢ olduğu dönemlerde yayınlamıĢtır. Buraya kadar yapılan çalıĢmalardan öğrenilen Ģey GIP/SN‟lerin gama-ıĢın parametrelerinden Eγ,peak, gözlemsel bir parametre olarak kilit bir büyüklüktür. Eğer bu parametre bilinirse, tez içerisinde bahseden iliĢkiler kullanılarak özellikle klasik GIP‟lı cisimlerin optik-ıĢın parametrelerine yönelik kısıtlamalar getirilebilir. Ancak iliĢkilerin alt enerjili GIP‟lar için kullanıĢlılığı yoktur. Liso gözlemsel verilerden itibaren hesaplanan bir parametredir. Bu parametre daha fazla GIP kullanılarak ve yeni GIP/SN adaylarının keĢfedilmesiyle birlikte yeniden analiz edilmelidir. Çünkü bazı belirgin sınıflara ayırıcı iĢaretler gözlenmiĢ ve yer yer bu fikir vurgulanmıĢtır. Eγ,iso parametresi de gözlemlerden itibaren hesaplamalar yoluyla elde edilen bir parametredir. Eγ,iso, izotropik eĢdeğer enerjilerin klasik ve alt-enerjili GIP‟lar ve XRF‟lerin kümelenme gösterdiği bir portre sunmuĢtur. Optik-ıĢın özelliklerinden MSN,peak gözlemsel bir parametredir. Dolayısıyla en güvenilir parametrelerden biridir. Optik ve gama-ıĢın özellikleri arasında köprü kurulmasında önemli bir rolü vardır. Genel olarak Eγ,peak‟ten sonraki en önemli büyüklüktür. SN bileĢenleri için bu parametre belirlenmelidir. 10 GIP/SN adayı için GRB 060614 (SN bileĢeni gözlenmediğinden, sadece olası SN için üst limit değerleri hesaplandığından dolayı) ve XRO 080109 hariç (normal Tip Ic SN‟i olduğundan dolayı) son derece dar bir değer aralığında ölçülmüĢtür. MV parametresi çok güvenilir sonuçlar sunmak yerine sadece genel bir eğilimin olabileceğine iĢaret etmiĢtir. Bu parametre de gözlemsel bir parametredir. Radyoaktif Nikel kütlesi, MNi, SN ıĢık eğrisinin teorik modellemelerinden itibaren belirlenen bir model parametresidir, bu yüzden modellemenin kalitesine bağlı olarak değiĢebilir. Ġncelemelerde bu değeri literatürde verilen değerlerin ortalaması olarak ele alınmıĢtır. Literatüre bakıldığında tezde incelenen aday grubunun tamamını özel olarak inceleyen bir çalıĢma yoktur. Burada değerlendirilen adayların %90‟ı bir SN ile kesin olarak iliĢkilidir, öte yandan bazı adayların iliĢkileri daha sıkı fiziksel kanıtlara sahip iken (1. Gruptaki adaylar ve XRO 080109), bazıları daha serbest iliĢkiler içerisindedir (2. Gruptaki adaylar), kimi adaylar ise baĢka açılardan bu iliĢkiyi zenginleĢtirmektedir (3. Gruptaki adaylar). Bu çalıĢmadan elde edilen en önemli sonuçlardan maksimumdaki tayfsal enerji değerlerinin 186 hassas olarak belirlenmesinin optik ve gama-ıĢın özellikleri arasındaki iliĢkilerin kalitesini belirleyici rolü olduğudur. Bir diğer önemli sonuç ise 56Ni kütlesi ile bu parametrenin oldukça uyumlu bir davranıĢ sergilediği olmuĢtur. Bu iliĢkilerin geliĢtirilebilmesi için GIP/SN adaylarının sayısının artması beklenmelidir. Bununla beraber incelemeler geniĢletilerek yeni aday grupları oluĢturulmalıdır. Bu gruplardan birinde SN bileĢenleri gözlenmemiĢ klasik GIP‟lar, birinde klasik GIP‟larla iliĢkili GIP/SN‟ler, birinde eksende gözlenen alt enerjili GIP/SN‟ler, birinde eksen-dıĢı gözlenen alt enerjili GIP/SN‟ler, birinde XRF/SN‟ler, birinde sadece XRF‟ler ve birinde de düĢük enerjili SN iliĢkisi gözlenen XRF‟ler yer almalıdır. Her biri ortak bir kozmolojik evrene normalize edilmelidir. Her bir cismin kırmızıya kaymaları, gama ve X-ıĢınlarındaki etkinlikleri bilinmelidir. Bu sayede enerji değerleri elde edilebilir. 187 KAYNAKLAR AMATI, L., FRONTERA, F., TAVANĠ ve diğ., 2002, Intrinsic Spectra and Energetics of BeppoSAX Gamma-Ray Bursts with Known Reshifts, Astronomy and Astrophysics Letters, 390, 81. AMATI, L., 2003, Intrinsic Spectra and Energetics of Cosmological Gamma-Ray Bursts, Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics Supplements, 455, 460. AMATI, L., 2006a, The Ep,i – Eiso Correlation in GRBs: Updated Observational Status, Re-Analysis and Main Implications, astro-ph/0601553. AMATI, L., 2006b, On the Consistency Of Peculiar GRBs 060218 and 060614 With the Ep,i-Eiso Correlation, astro-ph/0607148. AMATI, L., 2007, Swift GRBs and the Ep,i – Eiso Correlation, astro-ph/0611189. ARNETT, W. D., BAHCALL, J. N., KIRSHNER, R. P. ve WOOSLEY, S. E., 1989, Supernova 1987A, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Letters, 27, 629. BAILYN, C., van DOKKUM, P., BUXTON, M. ve diğ. 2003, GRB 031203: SMARTS Optical Monitoring, GCN Circular Reports, 2486. BAND, D., 1993, BATSE Observations of Gamma-Ray Burst Spectra.I. Spectral Diversity, Astrophysical Journal Letters, 413, 281. BAND, D., CUMMINGS, J., PERRI, M. ve diğ., 2005, GRB 050525: Swift Detection of a Bright, Possibly Short Burst, GCN Circular Reports, 3466. BARBIELLINI, G., CELOTTI, GHIRLANDA, G. ve diğ., 2004, Compton Tails In Long-Duration Gamma-Ray Bursts, GRB Circular Reports, 5256. BARING, M. G. ve HARDING, A. K., 1997, The Escape of High-Energy Photons From Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 491, 663. BARTHELMY, S., BARBĠER, L., CUMMĠNGS, J., ve diğ., 2006, GRB 060614: Swift- BAT Refined Analysis, GRB Circular Reports, 5256. 188 BAUMGARTE, T. W., SHAPIRO S. L. ve SHIBATA, M., 2000, On the Maximum Mass of Differentially Rotating Neutron Stars, Astrophysical Journal Letters, 528, 29. BELOBORODOV, A., STERN, B. ve SVENSSON, R., 2000, Power Density Spectra of Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 535, 158. BERGER, E., DIRECKS, A., FRAIL, D. A., KULKARNI, S. R. ve diğ., 2001, GRB 000418: A Hidden Jet Revealed, Astrophysical Journal Letters, 556, 556. BERGER, E., KULKARNI, S. R., FRAIL, D. A. ve SODERBERG, A. M., 2003a, A Radio Survey of Type Ib and Ic Supernovae: Searching for Engine-Driven Supernovae, Astrophysical Journal Letters, 599, 408. BERGER, E., KULKARNI, S. R., POOLEY, G., ve diğ., 2003b, A Cosmic Origin for Cosmic Explosions Inferred From Calorimetry of GRB 030329, Nature Magazine, 426, 154. BERGER, E., PRICE, P. A., CENKO, S. B. ve diğ., 2005, The Afterglow and Elliptical Host Galaxy of the Short Ray Burst GRB, Nature Magazine, 438, 988. BERSIER, D., FRUCHTER, A. S., STROLGER, L. G., ve diğ., 2006, Evidence For a Supernova Associated with X-Ray Flash 020903, astro-ph/0602163. BERSIER, D., RHOADS, J., FRUCHTER, A. ve diğ., 2004, GRB 031203, Possible Supernova, GCN Circular Reports, 2544. BJORNSSON, G., HJORTH, J., JAKOBSSON, P. ve diğ., 2001, The Jet and the Supernova In GRB 990712, Astrophysical Journal Letters, 552, 121. BLAIN, A. W. ve NATARAJAN, P., 2000, Gamma-Ray Bursts and the History of Star Formation, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 312, 35. BLANDFORD, R. ve EICHLER, D., 1987, Particle Acceleration at Astrophysical Shocks - a Theory of Cosmic-Ray Origin, Physics Reports, 154, 1. BLINNIKOV, S. I, NADYOZHIN, D. K., WOOSLEY, S. E., ve SOROKINA, E. I., 2002, Shock Breakouts In SNe Ib/c, Proceedings of the 11th Workshop on Nuclear Astrophysics, 11-16 ġubat 2006, Tegernsee, Almanya, MPA, 144-147. BLOOM, J. S., KULKARNĠ, S. R., HARRISON, F. ve diğ., 1998, Expected Characteristics of the Subclass of Supernova Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 506, 105. BLOOM, J.S., KULKARNĠ, S. R., DJORGOVSKĠ, S. G. ve diğ., 1999, The Unusual Afterglow of GRB 980326: Evidence for the Gamma-Ray Burst/Supernova Connection, Nature Magazine, 401, 453. BLOOM, J. S., FRAIL, D., SARI, R., 2001, The Prompt Energy Release of Gamma- Ray Bursts Using a Cosmological k-Correction, Astronomical Journal, 121, 2879. 189 BLOOM, J. S., 2002, HST Imaging of the Afterglow and Host of GRB 011121, GCN Circular Reports, 1260. BLOOM, J. S., KULKARNI, S. R. ve DJORGOVSKI, S. G., 2002a, The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts From Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of Progenitors. Astronomical Journal Letters, 123, 1111. BLOOM, J. S., KULKARNI, S. R., PRICE, P. A. ve diğ., 2002b, Detection of a Supernova Signature Associated with GRB 011121, Astrophysical Journal Letter, 572, 45-49. BLOOM, J.S., 2003, Toward an Understanding of the Progenitors of Gamma-Ray Bursts, Thesis (PhD), California Institute of Technology. BLOOM, J. S., FRAIL, D. A. ve KULKARNI, S. R., 2003, Gamma-Ray Burst Energetics and the Gamma-Ray Burst Hubble Diagram: Promises and Limitations, Astrophysical Journal Letters, 594, 674. BLOOM, J.S., PROCHASKA, J. X., POOLEY, D. ve diğ., 2006, Closing In On a Short-Hard Burst Progenitor: Constraints From Early-Time Optical Imaging and Spectroscopy of a Possible Host Galaxy of GRB 050509B, Astrophysical Journal Letters, 638, 354. BLUSTIN, A. J., BAND, D., BARTHELMY, S. ve diğ., 2005, Swift Panchromatic Observations of the Bright Gamma-Ray Burst GRB 050525A, Astrophysical Journal Letters, 637, 901. BÖTTCHER, M. ve DERMER, C. D., 2000, A New Approach to Statistics of Cosmological Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 529, 635. BRAINERD, J. J., 1994, Producing the Universal Spectrum of Cosmological Gamma- Ray Bursts with the Klein-Nishina Cross Section, Astrophysical Journal Letters. 428, 21. BRANCH, D., LIVIO, M., YUNGELSON, L. R., ve diğ., 1995, In Search of the Progenitors of Type Ia Supernovae, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 1019. BRINERD, J. J., PREECE, R. D., BRIGGS, M. S. ve diğ., 1998, Using BATSE Observations to Test the Compton Attenuation Spectral Theory of Cosmological Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters. 501, No. 325. BROMM, V. ve LOEB, A., 2002, The Expected Redshift Distribution of Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 575, 111. BROWN, G. E. ve BETHE, H. A., 1994, A Scenario for a Large Number of Low-Mass Black Holes in the Galaxy, Astrophysical Journal Letters, 423, 659. 190 CAMERON, P. B. ve FRAIL, D. A., 2005, GRB050525A: Radio Observations, GCN Circular Reports, 3495. CAMPANA, S., MANGANO, V., BLUSTIN ve diğ., 2006, The Shock Break-Out of GRB 060218/SN 2006aj, astro-ph/0603279. CAPPELLARO, E., EVANS, R. ve TURATTO, M., 1999, A New Determination of Supernova Rates and a Comparison with Indicators for Galactic Star Formation, Astronomy and Astrophysics Letters, 351, 459. CASTRO-TIRADO, A. J., SOKOLOV, V. V., GOROSABEL, J. ve diğ., 2001, The Extraordinarily Bright Optical Afterglow of GRB 991208 and Its Host Galaxy, Astronomy and Astrophysics Letters, 370, 398. CAVALLO, G., REES, M. J., 1978, A Qualitative Study of Cosmic Fireballs and Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 359. CHEVALIER, R. A. ve LI, Z. Y., 1999, Gamma-Ray Burst Environments and Progenitors, Astrophysical Journal Letters, 520, 29. CHRISTENSEN, L., HJORTH, J., GOROSABEL, J., 2004, UV Star Formation Rates of GRB Host Galaxies, Astronomy and Astrophysics Letters, 425, 913. CLAYTON, D. D., COLGATE, S. A. ve FISHMAN, G. J., 1969, Gamma-Ray Lines From Young Supernova Remnants, Astrophysical Journal Letters, 155, 75. COBB, B. E., BAILYN, P.G., van DOKKUM, P. G., BUXTON, M.M ve BLOOM, J. S., 2004, The Supernova Associated with GRB 031203: SMARTS Optical- Infrared Light Curves From 0.2 to 92 Days, Astrophysical Journal Letters, 608, 93. COBB, B. E., BAILYN, P.G., van DOKKUM, P. G. ve NATARAJAN, P., 2006, Could GRB 060614 and Its Presumed Host Galaxy Be a Chance Superposition?, Astrophysical Journal Letters, 651, 85. COLGATE, S. A., 1968, Prompt Gamma Rays and X-rays From Supernovae. Canadian Journal of Physics, 19-30 Haziran 1967, Calgary, Alberto, 46, 476. COLGATE, S. A., 1974, Early Gamma-Rays From Supernovae, Astrophysical Journal Letters, 187, 333. COSTA, E., FRONTERA, F., HEISE, J. ve diğ., 1997, Discovery of an X-Ray Afterglow Associated with the Gamma-Ray Burst of 28 February 1997, Nature Magazine, 387, 783. COURSEY, B., 2001, Glossary of Radiation Physics for Radiation Therapy [online], Physics Laboratory Ionizing Radiation Division, National Institute of Standards and Technology, www.physics.nist.gov/Divisions/Div846/Glossary/glossary.html [Ziyaret Tarihi: 18.11.2006]. 191 COVINA, S., MALESANI, D., ISRAEL, G. L. ve diğ., 2006, Optical Emission From GRB 050709: A Short/Hard GRB In a Star-Forming Galaxy, Astronomy and Astrophysics Letters, 447, 5. CREW, G. B., VILLASENOR, J., VANDERSPEK, R. ve diğ., 2002, GRB021211 (=H2493): A Bright, Long GRB Localized by HETE-2 in Near-Real Time. GCN Circular Reports, 1734. CREW, G. B., LAMB, D. Q., RICKER, G. R. ve diğ., 2003, HETE-2 Localization and Observation of the Bright, X-Ray Rich Gamma-Ray Burst GRB 021211. . Astrophysical Journal Letters. Letters, 599, 387 DADO, S. ve DAR, A., 2005, The Double Peak Spectral Density of Gamma-Ray Bursts and the True Identity of GRB 031203, Astrophysical Journal Letters, 627, 109. DADO, S., DAR, A. ve DE R'UJULA, A., 2002a, On the Optical and X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts, Astronomy and Astrophysics Letters, 388, 1079. DADO, S., DAR, A., ve DE RUJULA, A., 2003b, What We Learn From the Afterglow of GRB 021211, astro-ph/0302429. DADO, S., DAR, A. ve De Rujula, A., 2003c, The Supernova Associated with GRB 030329, Astrophysical Journal Letters, 594, 89. DADO, S., DAR, A. ve DE R'UJULA, A., 2003d, On the Radio Afterglow of Gamma- Ray Bursts, Astronomy and Astrophysics Letters, 401, 243. DADO, S., DAR, A. Ve DE RUJULA, A., 2006, On the ``Canonical Behavior'' of the X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts Observed with Swift's XRT, Astrophysical Journal Letters, 646, 21. DADO, S., DAR, A., DE RUJULA, A. ve PLAGA, R., 2006, Long Gamma-Ray Bursts Without Visible Supernovae: A Case Study of Redshift Estimators and Alleged Novel Objects, astro-ph/0611161. DAI, Z. G., LIANG, E. W. ve XU, D., 2004, Constarining Ωm and Dark Energy with Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 612, 101. DAIGNE, F. Ve MOCHKOVITCH, R., 1998, Gamma-Ray Bursts From Internal Shocks In a Relativistic Wind: Temporal and Spectral Properties, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 296, 275 DAIGNE, F. ve MOCHKOVITCH, R., 2000, The Expected Thermal Precursors of Gamma-Ray Bursts In the Internal Shock Model, Astronomy and Astrophysics Letters, 358, 1157. 192 DAR, A., KOZLOVSKY, B, NUSSINIV, S. ve RAMATY, R., 1992, Gamma-Ray Bursts and Cosmic Rays From Accretion-Induced Collapse, Astrophysical Journal Letters, 388, 164. DAR, A. ve DE R'UJULA, A., 2000a, A Cannonball Model of Gamma-Ray Bursts: Superluminal Signatures, astro-ph/0008474. DAR, A. ve DE RUJULA, 2000b, The Cannonball Model of Gamma-Ray Bursts: Spectral and Temporal Properties of the Gamma-Rays, astro-ph/0012227. DAR, A. ve DE RUJULA, A., 2003, SNe Ia As the Possible Progenitors of Short Duration of Short Duration GRBs, GCN Circular Reports, 2174. DAR, A. ve De R'UJULA, A., 2004, Towards a Complete Theory of Gamma-Ray Bursts, Physics Reports, 405, 203. DAR, A., 2004, The GRB/XRF-SN Association, astro-ph/0405386. DAR, A. ve DE RUJULA, 2006, The Vicissitudes of "Cannonballs": A Response to Criticisms by A. M. Hillas and a Brief Reviews of Our Claims, astro-ph/0611369. DAR, A., 2006, Fireball and Cannonball Models of Gamma-Ray Bursts Confront Observations, Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics Letters 6, Supplemental, 1, 301. DE RUJULA, A., 1987, May a Supernova Bang Twice?, Physics Letters, 193, 514. DE RUJULA, A., 2002, GRBs In the Cannonball Model: an Overview, New Views on Microquasars: the Fourth Microquasars Workshop, 27 Mayıs-1 Haziran 2002, Institut d'Etudes Scientifiques de Cargèse, Corsica, Fransa, Basım Yeri: Center for Space Physics: Kolkata (Hindistan), 185. DELLA CECA, R., MACCACARO, T., FUGAZZA, D., ve diğ., 2003, GRB030329: Optical Spectroscopy with the TNG. GCN Circular Reports, 2015. DELLA VALLE, M., MALESANI, D., BENETTI, S. ve diğ., 2003b, Evidence for Supernova Signatures in the Spectrum of the Late-time Bump of the Optical Afterglow of GRB021211. astro-ph/0306298. DELLA VALLE, M., MALESANI, D., BENETTI, S., ve diğ. 2003b, SN 2002lt and GRB 021211: A SN/GRB Connection at z=1, astro-ph/03122364. DELLA VALLE, M., CHINCARINI, G., PANAGIA, G. ve diğ., 2006a, An Enigmatic Long-Lasting Gamma-Ray Burst Not Accompanied by a Bright Supernova, Nature Magazine, 444, 1050. DELLA VALLE, 2006b, Supernova and GRB Connection: Observations and Questions, astro-ph/0604110. 193 DELLA VALLE, M., MALESANI, D., BLOOM, J.S. ve diğ., 2006c, Hypernova Signatures In the Late Rebrightening of GRB 050525A, astro-ph/0604109. DELLA VALLE, M., 2006, Supernovae and Gamma Ray Bursts. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics Letters Supplement Series, 1, 315. DELLA VALLE, M., 2007, Supernovae and Gamma-Ray Bursts. RevMexAA (Serie de Conferencias), 30, 104. DEPAGNE, E., HILL, V., SPITE, ve diğ. 2002, First Stars I. The Extreme r-element Rich, Iron Poor Halo Giant CS 31082-001. Implications for the r-process Site(s) and Radioactive Cosmochronology, Astronomy and Astrophysics Letters, 387, 560. DERMER, C. D., BÖTTCHER, M. ve CHIANG, J., 1999a, The External Shock Model of Gamma-Ray Bursts: Three Predictions and a Paradox Resolved, Astrophysical Journal Letters, 515, No. 49-52. DERMER, C. D., CHIANG, J. ve BÖTTCHER, M., 1999b, Fireball Loading and the Blast Wave Model for Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 513, 656. DERMER, C. D. ve MITMAN, K. E., 2003, Gamma-Ray Bursts In the Afterglow Era, astro-ph/0301340. DJORGOVSKI, S. G., KULKARNĠ, S. R., BLOOM, J. S., GOODRICH, R., FRAIL, D. A., PIRO, L. Ve PALAZZI, E., 1998, Spectroscopy of the Host Galaxy of the Gamma-Ray Burst 980703, Astrophysical Journal Letters, 508, 117. DONAGHY, T.Q., LAMB, D. Q., SAKAMOTO, T. ve diğ., 2006, HETE-2 Localizations and Observations of Four Short Gamma-Ray Bursts: GRBs 010326B, 040802, 051211 and 060121, astro-ph/0605570. DRENKHAHN, G. ve SPRUIT, H. C., 2002, Efficient Acceleration and Radiation in Poynting Flux Powered GRB Outflows. Astronomy and Astrophysics Letters, 391, 1141-1153. DUNCAN, R. C., SHAPIRO, S. L. ve WASSERMAN, I., 1986, Neutrino Driven Winds From Young, Hot Neutron Stars, Astrophysical Journal Letters, 309, 141. EICHLER, D., LIVIO, M., PIRAN, T., SCHRAMM, D. N., 1989, Nucleosynthesis, Neutrino Bursts and Gamma-Rays From Coalescing Neutron Stars, Nature Magazine, 340, 126. ESIN, A. A. ve BLANDFORD, R., 2000, Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 534, 151. FELIX, R., 2005, Is Thermal Emission IN Gamma-Ray Bursts Ubiquitous?, Astrophsical Journal Letters, 625, 95. 194 FENIMORE, E. E., EPSTEĠN, R. I., HO, C., 1993, The Escape of 100 MeV Photons From Cosmological Gamma-ray Bursts, Astronomy and Astrophysics Letters, 97, 59. FENIMORE, E. E., in't ZAND, J. J. M., NORRIS, J. P., ve diğ., 1995, Gamma-Ray Burst Peak Duration as a Function of Energy, Astrophysical Journal Letters. Letters, 448, 101. FENIMORE, E. E., MADRAS, C. D. ve NAYAKSHIN, S., ve diğ., 1996, Expanding Relativistic Shells and Gamma-Ray Burst Temporal Structure. . Astrophysical Journal Letters, 473, 998. FENIMORE, E. E. ve RAMIREZ-RUIZ, E., 2000, Redshifts For 220 BATSE Gamma- Ray Bursts Determined by Variability and the Cosmological Consequences, astro- ph/0004176. FĠLĠPPENKO, A. V., 1997, Optical Spectra of Supernovae, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Letters, 35, 309. FĠRMANĠ, C., AVILA-REESE, V., GHISELLINI, G., TUTUKOV, V., 2004, Formation Rate, Luminosity Function, Jet Structure, and Progenitors for Long Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 611, 1033. FĠRMANĠ, C., GHISELLINI, G., GHIRLANDA, G. ve AVILA-REESE, V., 2005, A New Method Optimized to Use Gamma-Ray Bursts as Cosmic Rulers, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 360, 1. FĠRMANĠ, C., GHĠSELLĠNĠ, G., AVILA-REESE, V. ve GHIRLANDA, G., 2006, Discovery of a Tight Correlation Among the Prompt Emission Properties of Long Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 370, 185. FOX, D. B., FRAIL, D. A., PRICE, P. A., KULKARNI, S. R. (ve 32 yazar daha), 2005, The Afterglow of GRB 050709 and the Nature of Short Hard Gamma-Ray Bursts. Nature Magazine, 437, 845. FRAIL, D., KULKARNI, S. R., NICASTRO, L. ve diğ., 1997, The Radio Afterglow From the Gamma-Ray Burst of 8 May 1997, Nature Magazine, 389, 261 FRAIL, D.A., KULKARNI, S. R., SARI, R. ve diğ., 2000, The Radio Afterglow From GRB 980519: A Test of the Jet and Circumstellar Models, Astrophysical Journal Letters, 534, 559. FRAIL, D. A., KULKARNĠ, S. R., SARI, R. ve diğ., 2001, Beaming In Gamma-Ray Bursts: Evidence For a Standard Energy Reservoir, Astrophysical Journal Letters, 562, 55. FRONTERA, F., AMATI, L., COSTA, E. ve diğ., 2000, Prompt and Delayed Emission Properties of Gamma-Ray Bursts Observed with BeppoSAX, Astrophysical Journal Letters Supplement Serries, 127, 59. 195 FRUCHTER, A. S., THORSETT, S. E., METZGER, M. R. ve diğ., 1999, Hubble Space Telescope and Palomar Imaging of GRB 990123: Implications for the Nature of Gamma-Ray Bursts and Their Hosts, Astrophysical Journal Letters, 519, 13. FRUCHTER, A., VREESWIJK, P., HOOK, R., PIAN, E., 2000, GRB 990712:Late Time HST/STIS Observations, GCN Circular Reports, 752. FRUCHTER, A. S., 2002, GRB 021211: Probable Host and Underlying Supernova, GCN Circular Reports, 1781. FRUCHTER, A., LEVAN, A. J., STROLGER, L. ve diğ., 2006, Long Gamma-Ray Bursts and Core-Collapse Supernovae Have Different Environments, Nature Magazine, 441, 463. FRYER, C. L., 1999, Mass Limits for Black Hole Formation, Astrophysical Journal Letters, 522, 413. FRYER, C. L., WOOSLEY, S. E., HARTMANN, D. H., 1999, Formation of Black Hole Accretion Disk Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 526, 152. FUSRAP Maywood Superfund Site, 1998, Glossary [online], US Army Corps of Engineering, http://www.fusrapmaywood.com/factsheet/gloss.htm [Ziyaret Tarihi: 18.11.2006]. FYNBO, J. P., SOLLERMAN, J., HJORTH, J. ve diğ., 2004, On the Afterglow of the X-Ray Flash of 2003 July 23: Photometric Evidence for an Off-Axis Gamma-Ray Burst with an Associated Supernova?, Astrophysical Journal Letters, 609, 962. FYNBO, J. P .U, WATSON, D., THÖNE, C. C. ve diğ. 2006a, No Supernovae Associated with Two Long-Duration Gamma-Ray Bursts, Nature Magazine, 444, 1047-1049. FYNBO, J. P. U., THOENE, C. C., JENSEN, B. L. ve diğ. 2006b, GRB060614 Detection of the Host Galaxy But No Supernova Emission, GCN Circular Reports, 5277. GALAMA, T. J., VREESVIJK, P. M., VAN PARADJIS, J. ve diğ., 1998, An Unusual Supernova In the Error Box of 25 April 1998, Nature Magazine, 395, 670. GALAMA, T. J., VREESWIJK, P. M., VAN PARADIJS, J. ve diğ., 1999, On the Possible Association of SN 1998bw and GRB 980425, Astrophysical Journal Letters Supplement Series, 138, 465-466. GALAMA, T. J., TANVIR, N, VREESWIJK, P. M., ve diğ., 2000, Evidence For a Supernova In Reanalyzed Optical and Near-Infrared Images of GRB 970228, Astrophysical Journal Letters, 536, 185. GAL-YAM, A., FOX, D. B., PRICE, P. A., ve diğ., 2006, The Gamma-Ray Burst GRB 060614 Requires a Novel Explosive Process, astro-ph/0608257. 196 GARNAVICH, P. M., STANEK, K. Z., WYRZYKOWSKI, L., ve diğ., 2002a, Discovery of the Low Redshift Optical Afterglow of GRB 011121 and Its Progenitor Supernova 2001ke, astro-ph/0204234. GARNAVICH, P. M., HOLLAND, S. T., JHA, S. ve diğ. 2002b, GRB011121, Possible Supernova Association, GCN Circular Reports, 1273. GEHRELS, N., CHINCARINI, G., GIOMMI, P. ve diğ., 2004, The Swift Gamma-Ray Burst Mission, Astrophysical Journal Letters, 611, 1005. GEHRELS, N., NORRIS, J. P., BARTHELMY, S. D., ve diğ. 2006, A New γ-ray Burst Classification Scheme from GRB060614, Nature Magazine, 444, 1044. GEHRELS, N., NORRIS, J. P., MANGANO, V., ve diğ., 2006, Swift Detects a Remarkable Gamma-Ray Burst, GRB 060614, That Introduces a New Classification Scheme, astro-ph/0610635. GERMANY, L., REISS, D. J., SADLER, E. M. ve diğ. 2000, SN 1997cy/GRB 970514: A New Piece in the Gamma-Ray Burst Puzzle?, Astrophysical Journal Letters. 533, 320-328. GHIRLANDA, G. CELOTTI, A. Ve GHISELLINI, G., 2003, Extremely Hard GRB Spectra Prune Down the Forest of Emission Models. Astronomy and Astrophysics Lettersi, 406, 879. GHIRLANDA, G., GHISELLINI, G., LAZZATI, D., 2004, The Collimation-Corrected GRB Energies Correlate with the Peak Energy of Their νFν Spectrum, Astrophysical Journal Letters, 616, 331. GHIRLANDA, G., GHISELLINI, G., FIRMANI, C. ve diğ., 2005, The Peak Luminosity-The Peak Energy Correlation, astro-ph/ 0502488. GHIRLANDA, G., GHISELLINI, G., LAZZATI, D., 2004b, Gamma-Ray Bursts: New Rulers to Measure the Universe, Astrophysical Journal Letters, 613, 13. GHIRLANDA, G., GHISELLINI, G., FIRMANI, C., NAVA, L., TAVECCHIO, F., LAZZATI, D., 2006, Cosmological Constraints with GRBs: Homogeneous Medium vs Wind Density Profile, Astronomy and Astrophysics Letters, 452, 839. GHISELLINI, G., GHIRLANDA, G. MEREGHETTI, S. ve diğ., 2006, Are GRB 980425 and GRB 031203 Real Outliers or Twins of GRB 060218?, astro- ph/0605431. GOLENETSKII, S., MAZETS, E., PAL'SHIN, V., ve diğ. 2003, GRB030329a: detection by Konus-Wind, GCN Circular Reports, 2026. GOLENETSKII, S., APTEKAR, R., MAZETS, E., ve diğ., 2005, Konus-Wind Observation of GRB 050525, GCN Circular Reports, 3474. 197 GOLENETSKII, S., APTEKAR, R., MAZETS, E., ve diğ., 2006, Konus-Wind Observation of GRB 060614, GCN Circular Reports, 5264, 1 GOODMAN, J., 1986, Are Gamma-Ray Bursts Optically Thick?, Astrophysical Journal Letters, 308, L47 GOODMAN, J., DAR, A., NUSSINOV, S., 1987, Neutrino Annihilation In Type II Supernovae. Astrophysical Journal Letters. Letters, 314, 7. GOTZ, M., MEREGHETTI, S., BECK, M., ve diğ. 2003, GRB 031203: A Long GRB Detected with INTEGRAL, GCN Circular Reports, 2459. GOTZ, M., MEREGHETTI, S., MOWLAVI, N., ve diğ., 2005, INTEGRAL Detection of GRB 050525, GCN Circular Reports, 3472. GRANOT, J., NAKAR, E. ve PIRAN, T., 2003, The Variable Light Curve of GRB 030329: The Case for Refreshed Shocks, astro-ph/0304563. GREINER. KLOSE, S, REINSCH, K. ve diğ., 2003a, Evolution of the Polarization of the Optical Afterglow of the Gamma-Ray Burst GRB 030329, Nature Magazine, 426, 157-159. GREINER, J., KLOSE, S., SALVATO, M. ve diğ., 2003b, GRB 011121: A Collimated Outflow Into Wind-Blown Surroundings, Astrophysical Journal Letters, 599, 1223. GREINER, J., PEIMBERT, M., ESTABAN, C. ve diğ., 2003c, Redshift of GRB 030329, GCN Circular Reports, 2020. GUETTA, D., PERNA, R., STELLA, L. ve VIETRI, M., 2004, Are All Gamma-Ray Bursts Like GRB 980425, GRB 030329, and GRB 031203?, Astrophysical Journal Letters, 615, 73. GUETTA, D., SPADA, M., WAXMAN, E., 2001, On the Neutrino Flux From Gamma- Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 555, 101. GUIDORZI, C., FRONTERA, F., MONTANARI, E. ve diğ. 2005, The Gamma-Ray Burst Variability-Peak Luminosity Correlation: New Results. Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 363, 315. HAKKĠLA, J., GĠBLĠN, T., NORRIS, J. P., FRAGILE, P. C. ve BONNELL, J. T., 2008, Correlations Between Lag, Luminosity, and Duration In Gamma-Ray Burst Pulses, Astrophysical Journal Letters, 677, 81. HEGER, A. ve WOOSLEY, S. E., 2002, The Nucleosynthetic Signature of Population III. Astrophysical Journal Letters, 567, 532. HOFFMAN, W., 2005, Astrophysics with H.E.S.S [online], Max-Planck-Institut für Kernphsik, http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/public/physics/hessp.htm [Ziyaret Tarihi: 20.11.2006] 198 HOGE, J. C., MEĠJERĠNK, R., TĠLANUS, R. P. J. ve diğ., 2003, GRB 030329: Sub- Millimeter Detection, GCN Circular Reports, 2088. HOLLAND, S. ve HJORTH, J., 1999, Star Forming Regions Near GRB 990123, Astronomy and Astrophysics Letters, 344, 67. HORV'ATH, I., 1998, A Third Class of Gamma-Ray Bursts?, Astrophysical Journal Letters, 508, 757. HUANG, Y. F., DAI, Z. G. ve LU, T., 2002, Failed Gamma-Ray Bursts and Orphan Afterglows, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 332, 735. HUBBLE NEWS RELEASE ARCHIVE, 10 Mayıs 2006, Hubble Finds that Earth is Safe From One Class of Gamma-Ray Bursts (online), Hubblesite Newscenter, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/20/full/, [Ziyaret Tarihi: 22.11.2006] HURLEY, K., SARI, R. ve DJORGOVSKI, S. G., 2003, Compact Stellar X-Ray Sources, astro-ph/0211620. INFANTE, L., GARNAVICH, P. M., STANEK, K. Z. ve WYRZYKOWSKI, L., 2001, GRB011121: Possible Redshift, Continued Decay, GCN Circular Reports,1152. IWAMOTO, K., MAZZALI, P. A., NOMOTO, K. ve diğ. 1998, A Hypernova Model For the Supernova Associated with the Gamma-Ray Burst of 25 April 1998. Nature Magazine, 395, 672. IWAMOTO, K., NOMOTO, K., MAZZALI, P. A. ve diğ. 2003, SN1998bw and Hypernovae. Lecture Notes in Physics, 598, 243. JAUNSEN, A. O., HJORTH, J., BJORNSSON, G. ve diğ. 2001,The Jet and Circumburst Stellar Wind of GRB 980519, Astrophysical Journal Letters, 546, 127. KANEKO, Y., RAMIREZ-RUIZ, E., GRANOT, J. ve diğ., 2007, Prompt and Afterglow Emission Properties of Gamma-Ray Bursts with Spectroscopically Identified Supernovae, Astrophysical Journal Letters, 654, 385. KATZ, J., 1994, Low-Frequency Spectra of Gamma-Ray Bursts. Astrophysical Journal Letters, 432, 107. KAWABATA, K. S., DENG, J., WANG, L. ve diğ. 2003, On the Spectrum and Spectropolarimetry of Type Ic Hypernova SN 2003dh/GRB 030329. Astrophysical Journal Letters, 593, 19. KEWLEY, L., KOBULNICKY, H. A., 2005, Metallicity of Star-Forming Galaxies, Starbursts: From 30 Doradus to Lymann Break Galaxies, 6-10 Ekim 2004, Cambridge, BirleĢik Krallık, Astrophysics & Space Library, 329, Springer, 307. 199 KIPPEN, R. M., WOODS, P. M., HEISE, J., in'T ZAND, J., PREECE, R. D., BRIGSS, M. S., 2001, BATSE Observations of X-Ray Transients Detected by BeppoSAX- WFC, Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era: Proceedings of the International Workshop, 17-20 Ekim 2000, Roma, Ġtalya, Springer, 22. KLEBESADEL, R. W., STRONG, I. B., OLSON, R. A., 1973, Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin, Astrophysical Journal Letters,182, 85. KLOSE, S. PALAZZI, E., MASETTI, N. ve diğ., 2004, Prospects For Multiwavelength Polarization Observations of GRB Afterglows and the Case GRB 030329, Astronomy and Astrophysics Letters, 420, 899. KLOTZ, A., BOER, M., ATTEIA, J. L. ve diğ., 2005, Early Re-brightening of the Afterglow of GRB 050525A, Astronomy and Astrophysics Letters, 439, 35. KOBAYASHI, S., PIRAN, T. ve SARI, R., 1997, Can Internal Shocks Produce the Variability in Gamma-Ray Bursts?, Astrophysical Journal Letters, 490, 92 KOBAYASHI, S., PIRAN, T. ve SARI, R., 1999, Hydrodynamics of a Relativistic Fireball: The Complete Evolution, Astrophysical Journal Letters, 513, 669. KOBAYASHI, S., RYDE, F. ve MACFADYEN, A., 2002, Luminosity and Variability of Collimated Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 577, 302. KOUVELIOTOU, C., MEEGAN, C. A., FISHMAN, G. J. ve diğ., 1993, Identification of Two Classes of Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 413, 101. KRANE, K. S., 2001, Nükleer Fizik 1. Cilt, Palme Yayıncılık, Ankara, 0-471-80553-X KROLIK, J. H., ve PIER, E. A., 1991, Relativistic Motion in Gamma-Ray Bursts. Astrophysical Journal Letters, 373, 270. KULKARNI, S. R., BLOOM, J. S., FRAIL, D. A ve diğ., 1998, Supernova SN 1998bw in ESO 184-G82, IAU Circulars, 6903. KUMAR, P. Ve PIRAN, T., 2000, Energetics and Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters,. 535, No. 152. LAMB, D. Q. ve REICHART, D. E., 2000, Gamma-Ray Bursts as a Probe of the Very High Redshift Universe, Astrophysical Journal Letters, 536, 1. LAMB, D. Q., DONAGHY, T. Q. ve GRAZIANI, C., 2003a, A Unified Jet Model of X-Ray Flashes, X-Ray-Rich Gamma-Ray Bursts, and Gamma-Ray Bursts: I. Power-Law-Shaped Universal and Top-Hat-Shaped Variable Opening-Angle Jet Models, Astrophysical Journal Letters, 620, 355. LAMB, D. Q., YORK, D., BARENTINE, B. ve diğ., 2003b, Energetics and Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts, GCN Circular Reports, 2040. 200 LAMB, D. Q., DONAGHY, T. Q. ve GRAZIANI, C., 2003c, Gamma-Ray Bursts As a Laboratory For the Study of Type Ic Supernovae, astro-ph/0309463. LAMB, D. Q., RICKER, G. R, LAZZATI, D., GHIRLANDA, G. ve diğ., 2005, A Gamma-Ray Burst Mission to Investigate the Properties of Dark Energy, astro- ph/0507362. LANGER, N. ve NORMAN, C. A., 2006, On the Collapsar Model of Long Gamma- Ray Bursts:Constraints from Cosmic Metallicity Evolution, Astrophysical Journal Letters, 638, 63. LATTIMER, J. M. ve PRAKASH, M., 2001, Neutron Star Structure and the Equation of State, Astrophysical Journal Letters, 550, 426. LAZZATI, D., COVINO, S., GHISELLINI, G. ve diğ., 2001, The Optical Afterglow of GRB 0009111: Evidence For an Associated Supernova?, Astronomy and Astrophysics Letters, 378, 996. LE FLOC'H, E., DUC, P.A., MIRABEL, I. F. ve diğ., 2003, Are the Hosts of Gamma- Ray Bursts Sub-Luminous and Blue Galaxies?, Astronomy and Astrophysics Letters, 400, 499 LENTZ, E. J., BARON, E., LUNDQVIST, P. ve diğ., 2001, Analysis of Type IIn SN 1998S: Effects of Circumstellar Interaction on Observed Spectra, Astrophysical Journal Letters, 547, 406. LEONARD, D. C., FILIPPENKO, A. V., CHORNOCK, FOLEY, R. J., 2002, Photospheric-Phase Spectropolarimetry and Nebular-Phase Spectroscopy of the Peculiar Type Ic Supernova 2002ap, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 114, 1333. LIANG, E. ve ZHANG, B., 2005, Model-independent Multivariable Gamma-Ray Burst Luminosity Indicator and Its Possible Cosmological Implications, Astrophysical Journal Letters, 633, 611. LITHWICK, Y. ve SARI, R., 2001, Lower Limits on Lorentz Factors in Gamma-Ray Bursts. Astrophysical Journal Letters, 555, 540. Li, L. ve PACZYNSKI, B., 2006, Improved Correlation Between the Variability and Peak Luminosity of Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 366, 219. LĠ, L., 2006, Correlation Between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 372 (3), 1357-1365. LĠ,L., 2006b, Shock Break-Out In Type Ib/c Supernovae and Application to GRB 060218/SN 2006aj, astro-ph/0605387. 201 LĠ, L., 2007a, Variation of the Amati Relation with Cosmological Redshift: A Selection Effect or an Evolution Effect?, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 379, 55. LĠ, L., 2008, The X-Ray Transient 080109 in NGC 2770: an X-Ray Flash Associated with a Normal Core-Collapse Supernova, astro-ph/0803.0079v1. LĠ, W. ve FĠLĠPPENKPO, A. V., 2008, Supernova 2008D in NGC 2770, Central Bureau Electronic Telegrams, 1202. LĠ, W., FĠLĠPPENKO, A. V., CHORNOCK, R. ve diğ., 2003, SN 2002cx: The Most Peculiar Known Type Ia Supernova, Publications of the Astronomical Society of the Pacific,115, 453. LĠPKĠN, Y. M., OFEK, E. O., GAL-YAM, A. ve diğ., 2004, The Detailed Optical Light Curve of GRB 030329, Astrophysical Journal Letters, 2004, 606, 381. LLYOD, N. M., PETROSIAN, V. ve MALLOZZI, R. S., 1999, Cosmological Versus Intrinsic: The Correlation Between Intensity and the Peak of the νFν Spectrum of Gamma-Ray Bursts, astro-ph/9908191. LLYOD-RONNING, N. ve RAMIREZ-RUIZ, E., 2002, On the Spectral Energy Dependence of Gamma-Ray Burst Variability, Astrophysical Journal Letter, 576, 101. LYUTIKOV, M. ve BLACKMAN, E. G., 2001, Gamma-Ray Bursts From Unstable Poynting-Dominated Outflows, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 312, 177. LYUTIKOV, M. ve BLANDFORD, R., 2003, Gamma-Ray Bursts as Electromagnetic Outflows, astro-ph/0312347. MACFADYEN, A. ve WOOSLEY, S. E., 1999, Collapsars: Gamma-Ray Bursts and Explosions in Failed Supernovae, Astrophysical Journal Letters, 524, 262. MACFADYEN, A., WOOSLEY, S. E. ve HEGER, A., 2001, Supernovae, Jets and Collapsars, Astrophysical Journal Letters, 550, 410. MADAU, P., DELLA VALLE, M. ve PANAGIA, N., 1998, On the Evolution of the Cosmic Supernova Rates, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 297, 17. MAEDA, K., NAKAMURA, T., NOMOTO, K. ve diğ., 2002, Explosive Nucleosynthesis In Aspherical Hypernova Explosions and Late-Time Spectra of SN 1998bw, Astrophysical Journal Letters, 565, 405. MALESANI, D., HJORTH, J., JAKOBSSON, P. ve diğ., 2008, Transient in NGC 2770: Spectroscopic Evidence for a SN, GCN Circular Reports, 7286. 202 MANGANO, V., HOLLAND, S. T., MALESANI, D., ve diğ., 2007, Swift Observations of GRB 060614: an Anomalous Burst With a Well Behaved Afterglow, astro-ph/0704.2235v1. MARSHALL, F. E. ve SWANK, J. H., 2003, RXTE Detection of GRB 030329 Afterglow, GCN Circular Reports, 1996. MARTINI, P., GARNAVICH, P. M. ve STANEK, K. Z., 2003, GRB 030329, Optical Spectroscopy, GCN Circular Reports, 2013. MAZZALĠ, P. A., DENG, J., MAEDA, K. ve diğ., 2002, The Type Ic Hypernova SN 2002ap, Astrophysical Journal Letters, 572, 61. McKENZIE, E. H. ve SCHAEFER, B. E., 1999, The Late-Time Light Curve of SN 1998bw Associated with GRB 980425, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 111, 964-968. MEREGHETTI, S. ve GOTZ, D., 2003, GRB 031203: Further Analysis of INTEGRAL Data, GCN Circular Reports, 2460. MEREGHETTI, S., GOTZ, D., MOWLAVI, N. ve diğ., 2005, GRB 050525B: INTEGRAL Shows It is Unrelated to GRB050525A, GCN Circular Reports,. 3477. MESZAROS, P. ve REES, M. J., 1992, Tidal Heating and Mass Loss In Neutron Star Binaries - Implications for Gamma-Ray Burst Models, Astrophysical Journal Letters. Letters, 397, 570. MESZAROS, P. ve REES, M. J., 1993, Relativistic Firaballs and Their Impact on External Matter - Models for Cosmological Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 405, 278. MESZAROS, P., LAGUNA, P. ve REES, M. J., 1993, Gasdynamics of Relativistically Expanding Gamma-Ray Burst Sources - Kinematics, Energetics, Magnetic Fields, and Efficiency, Astrophysical Journal Letters, 415, 181 MESZAROS, P. ve REES, M. J., 1994, Delayed GeV Emission From Cosmological Gamma-Ray Bursts - Impact of a Relativistic Wind on External Matter, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 269, 41. MESZAROS, P., REES, M. J. ve PAPATHANASSIOU, H, 1994, Spectral Properties of Blastwave Models of Gamma-Ray Burst Sources, Astrophysical Journal Letters, 432, 181. MESZAROS, P. ve REES, M. J., 1997, Poynting Jets From Black Holes and Cosmological Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 482, 29-32. 203 MESZAROS, P., REES, M. J., 2000, Steep Slopes and Preferred Breaks in Gamma-Ray Burst Spectra: The Role of Photospheres and Comptonization, Astrophysical Journal Letters, 530, 292. MESZAROS, P. RAMIREZ-RUIZ, E., REES, M. J. ve ZHANG, B., 2002, X-Ray-Rich Gamma-Ray Bursts, Photospheres, and Variability, Astrophysical Journal Letters, 578, 812. MESZAROS, P., 2002, Theories of Gamma-Ray Bursts, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Letters, 40, 137 MIRABAL, N., HALPERN, J. P., AN, D., THORSTENSEN, J. R., TERNDRUP, D. M., 2006, GRB 060218/SN 2006aj: A Gamma-Ray Burst and Prompt Supernova at z=0.0335, Nature Magazine, 442, 1011-1013. MOCHKOVITCH, R. DAIGNE, F., BARRAUD, C. ve ATTEIA, J. L., 2003, ASP Conference Series, astro-ph/0303289. MUKHERJEE, S, FEIGELSON, E. D., JOGESH, B. ve diğ., 1998, Three Types of Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 508, 314. NARAYAN, R., PACZYNSKI, B. ve PIRAN, T., 1992, Gamma-Ray Bursts As the Death Throes of Massive Binary Stars, Astrophysical Journal Letters, 395, 83. NAVA, L., GHISELLINI, G., GHIRLANDA, G., ve diğ. 2005, On the Interpretation of Spectral-Energy Correlations In Long Gamma-Ray Bursts, astro-ph/0511499 NORRIS, J. P., MARANI, G. F. ve BONNELL, J. T., 2000, Connection Between Energy-Independent Lags and Peak Luminosity In Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 534, 248-257. NORRIS, J. P. ve BONNELL, J. T., 2006, Short Gamma-Ray Bursts with Extended Emission, Astrophysical Journal Letters, 643, 266. NYSEWANDER, M. C., REICHART, D. E., PARK, H. S. ve diğ., 2005, Early Time Chromatic Variations In the Wind-Swept Medium of GRB 021211 and the Faintness of Its Afterglow, astro-ph/0505474. OLSEN, K.,BROWN, M., SCHOMMER, R. ve STUBBS, C., 2001, GRB 011121, GCN Circular Reports, 1157. OZDEMIR, S., GÜROL, B. ve DEMĠRCAN, O., 2005, Astronomi ve Astrofizik, Asil Yayın Dağıtım, Ankara, 975-9091-30-5 PACZYNSKI, B., 1986, Gamma-Ray Bursters at Cosmological Distances, Astrophysical Journal Letters, 308, L43 PACZYNSKI, B., 1991, On the Galactic Origin of Gamma-Ray Bursts, Acta Astronomica, 41-3, 157-166 204 PACZYNSKI, B., 1998a, Gamma-Ray Bursts as Hypernovae, American Institute of Physics, 428, 783. PACZYNSKI, B., 1998b, Are Gamma-Ray Bursts In Star Forming Regions?, Astrophysical Journal Letters, 494, 45. PAGE, K. L., IMMLER, S., BEARDMORE, A. P. ve diğ., 2008, Observations of an X- Ray Transient in NGC 2770, GCNR, 110, 1. PANAITESCU, A., MESZAROS, P., 1998, Radiative Regimes in Gamma-Ray Bursts and Afterglows, Astrophysical Journal Letters, 501, 772. PANDEY, S. B., ANUPAMA, G. C., SAGAR, R., ve diğ., 2003, The Optical Afterglow of the Not So Dark GRB 021211, astro-ph/0304481. PARSONS, A. M., CUMMINGS, J. R., GEHRELS, N. ve diğ. 2006, Short Hard GRB 040322, GCN Circular Reports, 5252. PATAT, F. ve PIEMONTE, A., 1998, Supernova 1998bw in ESO 184-G82, IAU Circulars, 6918. PATAT, F., AUGUSTEIJN, T., BÖHNHARDT, H. ve diğ., 2000, SN 1998bw: Four Months of Observations at ESO, Mem. Soc. Astron. Ital, 71-2, 307-315. PATAT, F., CAPPELLARO, E., DANZINGER, J. ve diğ., 2001, The Metamorphosis of SN 1998bw. Astrophysical Journal Letters, 555, 900-917. PETERSON, B. A. ve PRICE, P. A., 2003, GRB 030329: Optical Afterglow Candidate. GCN Circular Reports, 1985. PIAN, E., AMATI, L, ANOTNELLI, L. A. ve diğ., 1999, BeppoSAX Detection and Follow-Up of GRB 980425, Astronomy and Astrophysics Letters Supplement Series, 138, 463. PIRAN, T., SHEMI, A. ve NARAYAN, R., 1993, Hydrodynamics of Relativistic Fireballs, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 263, 861. PIRAN, T., 2005, The Physics of Gamma-Ray Bursts, Reviews of Modern Physics, 76, No. 1143. PIRO, l., COSTA, E., FEROCI, M. ve diğ., 1999, Iron Line Signatures in X-Ray Afterglows of GRB by BeppoSAX, Astrophysical Journal Letters, 514, 73. PIRO, L., GARMIRE, G., GARCIA, M. ve diğ., 2000, Observation of X-Ray Lines From a Gamma-Ray Burst (GRB 991216): Evidence of Moving Ejecta From the Progenitor, Science Magazine, 290, 955. PIRO, L., 2001, GRB011121: BeppoSAX-WFC Refined Positions, GCN Circular Reports, 1147. 205 PIRO, L., DE PASQUALE, M., SOFFITA, P., LAZZATI, D., ve diğ., 2005. Astrophysical Journal Letters, 623, 314-324. PODSIADLOWSKI, P., MAZZALI, P., NOMOTO, K., LAZZATI, D. ve CAPPELLARO, E., 2004, The Rates of Hypernovae and Gamma-Ray Bursts: Implications for Their Progenitors, Astrophysical Journal Letters, 607, 17. PREECE, R. D., 2000, Evidence For Blackbody Emission In Gamma-Ray Burst Spectra, Bulletin of the American Astronomical Society, 32, 1231. PRICE, P. A., FOX, D. W., BLOOM, J. S. Ve KULKARNI, S. R., 2001b, GRB 011121 J-Band Astrometry, GCN Circular Reports, 1155. PRICE, P. A., BERGER, E., REICHART, D. E. ve diğ., 2002, GRB 011121: A Massive Star Progenitor, Astrophysical Journal Letters, 572, 51-55. PROCHASKA, J. X., BLOOM, J. S., CHEN, H. ve diğ., 2004, GRB 031203: Magellan Spectrum of Possible GRB Host, GCN Circular Reports, 2482. PROCHASKA, J. X., BLOOM, J. S., CHEN, H. ve diğ., 2004, The Host Galaxy of GRB 031203: Implications of Its Low Metallicity, Low Redshift, and Starburst Nature, Astrophysical Journal Letters, 611, 200. QIAN, Y. Z. ve WOOSLEY, S. E., 1996, Nucleosynthesis In Neutrino Driven Winds I: The Physical Conditions, Astrophysical Journal Letters, 471, 331. RAMIREZ-RUIZ, E., DRAY, L. M., MADAU, P. ve TOUT, C. A., 2001, Winds From Massive Stars: Implications For the Afterglows of Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 327, 829. RAMIREZ-RUIZ, E., GRANOT, J., KOUVELIOTOU, C. ve diğ., 2005, An Off-Axis Model of GRB 031203, Astrophysical Journal Letters, 625, 91. REES, M. J. ve MESZAROS, P., 1994, Unsteady Outflow Models for Cosmological Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 430, 93. REES, M. J. Ve MESZAROS, P., 1998, Refreshed Shocks and Afterglow Longevity in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 485, 207. REEVES, J. N., WATSON, D., OSBORNE, J. P. ve diğ., 2002, The Signatures of Supernova Ejecta In the X-Ray Afterglow of the Gamma-Ray Burst 011211. Nature Magazine, 416, 512. REICHART, D. E., 1999, GRB 970228 Revisited: Evidence For a Supernova In the Light Curve and Late Spectral Energy Distribution of the Afterglow, Astrophysical Journal Letters, 521, 111. 206 REICHART, D. E., 2001, Light Curves and Spectra of Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts and Their Afterglows: Continued Evidence That GRB 970228 Is Associated with a Supernova, Astrophysical Journal Letters, 554, 643. REICHART, D. E., LAMB, D. Q., FENIMORE, E. E. ve diğ., 2001, A Possible Cepheid-like Luminosity Estimator for the Long Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 552, 57. REICHART, D. E. ve YOST, S. A., 2001, Turning to the Dark Side: Evidence for Circumburst Extinction of Gamma-Ray Bursts with Dark Optical Afterglows, astro-ph/0107545. RHOADS, J. E., 1997, How to Tell a Jet from a Balloon: A Proposed Test for Beaming in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 487, 1. RICHMOND, M. W., TREFFERS, R. R., FĠLĠPPENKO, A. V. ve PAIK, Y., 1996a, UBVRI Photometry of SN 1993J in M81: Days 3 to 365, Astronomical Journal, 112, 732. RICKER, G. R., 2003, GRB 030329, IAU Circulars, 8101. RODRIGUEZ-PASCUAL, P., SANTOS-LLEO, M., GONZALES-RIESTRA, R. ve diğ., 2003, XMM-Newton Observation of GRB031203, GCN Circular Reports, 2474. ROMING, P. W. A., SCHADY, P., FOX, D. B., ve diğ., 2005, Very Early Optical Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Evidence for Relative Paucity of Detection, astro-ph/0509273 SADLER, E. M., STATHAKIS, R. A., BOYLE, B. J. ve EKERS, R. D., 1998, Supernova 1998bw in ESO 184-G82, IAU Circulars, 6901. SAHU, K. C., VREESWIJK, P., BAKOS, G. ve diğ., 2000, Discovery of the Optical Counterpart and Early Optical Observations of GRB 990712, Astrophysical Journal Letters, 540, 74. SAKAMOTO, T., TAKAHASHI, D., KAWAI, N. ve diğ., 2003, X-Ray Bursts Observed by the HETE-2 Satellite, American Institute of Physics, 662, 94-96. SAKAMOTO, T., LAMB, D. Q., GRAZIANI, C. ve diğ., 2004, High Energy Transient Explorer 2 Observations of the Extremely Soft X-Ray Flash XRF 020903, Astrophysical Journal Letters, 602, 875. SAKAMOTO, T., LAMB, D. Q., KAWAI, N. ve diğ., 2005, Global Characteristics of X-Ray Flashes and X-Ray Rich Gamma-Ray Bursts Observed by HETE-2. Astrophysical Journal Letters, 629, 311. SANTOS-LLEO, M. ve CALDERON, P., 2003, GRB 031203 XMM-Newton Observation, GCN Circular Reports, 2464. 207 SARI, R., NARAYAN, R., PIRAN, T., 1996, Cooling Timescales and Temporal Structures of Gamma-Ray Bursts, 1996, Astrophysical Journal Letters, 473, 204. SARI, R. ve PIRAN, T., 1997, Variability in Gamma-Ray Bursts: A Clue, Astrophysical Journal Letters, 485, 207. SARĠ, R., PĠRAN, T. ve HALPERN, J. P., 1999, Jets in Gamma-Ray Bursts. Astrophysical Journal Letters, 519, 17. SARI, R. ve PIRAN, T., 1999, GRB 990123: The Optical Flash and the Fireball Model, Astrophysical Journal Letters, 517, 109 SARI, R. ve MESZAROS, P., 2000, Impulsive and Varying Injection in Gamma-Ray Burst Afterglows, Astrophysical Journal Letters, 535, 33. SCHAEFER, B. E., 2001, Explaining the Gamma Ray Burst Lag/Luminosity and Variability/Luminosity Relations, astro-ph/0101462. SCHAEFER, B. E., 2003, Explaining the Gamma-Ray Burst Epeak Distribution. Astrophysical Journal Letters, 583, 67. SCHAEFER, B. E., 2004, Explaining the Gamma-Ray Burst Lag/Luminosity Relation, Astrophysical Journal Letters, 602, 306-311. SCHAEFER, B. E. ve XIAO, L., 2006, GRB060614 is at High Redshift, So No New Class of Gamma-Ray Bursts is Required, astro-ph/0608441. SCHLEGEL, E. M., 1990, A New Subclass of Type II Supernovae?, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 244, 269. SCHMIDT, M., 2001, Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts Derived Without Benefit of Redshifts, Astrophysical Journal Letters, 552, 36. SHAO, L. ve DAI, Z. G., 2005, A Reverse-Shock Model for the Early Afterglow of GRB 050525A, astro-ph/0506139. SHAPIRO, S. L., 2000, Differential Rotation In Neutron Stars: Magnetic Breaking and Viscous Damping, Astrophysical Journal Letters, 544, 397. SHAVIV, N. J. ve DAR, A., 1995, Gamma-Ray Bursts from Minijets, Astrophysical Journal Letters, 447, 863. SHEMI, A., PIRAN, T., 1990, The Appearance of Cosmic Fireballs, Astrophysical Journal Letters, 365, 155. SODERBERG, A. M., PRICE, P. A., FOX, D. W. ve diğ., 2002, XRF 020903: Supernova, GCN Circular Reports, 8674. 208 SODERBERG, A. M., KULKARNI, S. R., BERGER, E. ve diğ., 2004, A Redshift Determination for XRF 020903: First Spectroscopic Observations of an X-Ray Flash, Astrophysical Journal Letters, 606, 994. SODERBERG, A. M., NAKAR, E., BERGER, E. ve KULKARNI, S. R, 2006, Late- Time Radio Observations of 68 Type Ibc Supernovae: Strong Constraints on Off- Axis Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 638, 930-937. SODERBERG, A. M. ve BERGER, E., 2006, GRB 060218 = Supernova 200aj, IAU Circulars, 8674. SODERBERG, A. M., BERGER, E., PAGE, K. L. ve diğ., 2008, Nature Magazine, 453, 469. SOFFITA, P. ve diğ., 1998, GRB 980425, IAU Circulars, 6884. SOKOLOV, V. V., 2001, On the GRB Progenitors: Possible Consequences For Supernovae Connection with Gamma-Ray Bursts, Bulletin of the Special Astrophysical Observatory, 51, 38-47. SOLLERMAN, J., KOZMA, C., FRANSSON, C. ve diğ., 2000, SN 1998bw @ Late Phases, astro-ph/0006406. SOLLERMAN, J., HOLLAND, S. T., CHALLIS, P. ve diğ., 2002, SN 1998bw - the Final Phases, Astronomy and Astrophysics Letters, 386, 944-956. SOLLERMAN, J., ÖSTLĠN, G., FYNBO, J. P. U. ve diğ., 2005, On the Nature of Nearby GRB/SN Host Galaxies, New Astronomy, 11-2, 103-115. SOLLERMAN, J., JAUNSEN, A. O., FYNBO, J. P. U., 2006, Supernova 2006aj and the Associated X-Ray Flash 060218, astro-ph/0603495. SPADA, M., PANAITESCU, A. ve MESZAROS, P., 2000, Analysis of Temporal Features of Gamma-Ray Bursts In the Internal Shock Model, Astrophysical Journal Letters, 537, 824. STANEK, K. Z., MATHESON, T., GARNAVICH, P. M. ve diğ., 2003, Spectroscopic Discovery of the Supernova 2003dh Associated with GRB 030329, Astrophysical Journal Letters, 591, 17. STANEK, K. Z., GNEDIN, O. Y., BEACOM, J. F. ve diğ., 2006, Protecting Life in the Milky Way: Metals Keep the GRBs Away, Acta Astronomica, 56, 333-345. STERN, B., POUTANEN, J. ve SVENSSON, R., 1999, A Complexity-Brightness Correlation in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 510, 312. SUBRAHMANYAN, R., KULKARNI, S. R., BERGER, E. ve FRAIL, D. A., 2001, GRB 011121: Radio Observations, GCN Circular Reports, 1156. 209 SWIFT DATA CENTER, 2008, Gamma-Ray Bursts, http://www.swift.ac.uk/images/fireball.jpg , [Ziyaret Tarihi: 28.05.2008]. TAGLIAFERRI, G., MALESANI, D., CHINCARINI, G. ve diğ., 2003, GRB 031203: Spectoscopic Evidence for a 1998bw-like SN, GCN Circular Reports, 2545. TAGLIAFERRI, G., COVINO, S., FUGAZZA, D. ve diğ., 2004, Supernova 2003lw and GRB 031203, IAU Circulars, 8308. TANYEL, B., 1978, Çekidek Fiziği I (ders notları), Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü. TESTA, V., FUGAZZA, D., DELLA VALLE, M. ve diğ., 2002, GRB 021211: R-Band Observations at Late-Time, GCN Circular Reports, 1821. THOMPSON, C.,1994, A Model of Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 270, 480. THOMPSON, T. A., CHANG, P. ve QUATAERT, E., 2004, Magnetar Spin-Down, Hyperenergetic Supernovae and Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 611, 380-393. THOMPSON, C., MESZAROS, P. ve REES, M. J., 2007, Thermalization in Relativistic Outflows and the Correlation Between Spectral Hardness and Apparent Luminosity in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 666, 1012. THOMSEN, B., HJORTH, J., WATSON, D., ve diğ. 2004, The Supernova 2003lw Associated with X-Ray Flash 031203, astro-ph/0403451. TINNEY, C., STATHAKIS, R., CANNON, R. ve diğ., 1998, GRB 980425, IAU Circulars, 6896. TORII, K., 2003, GRB 030329: OT Candidate, GCN Circular Reports, 1986. TOTANI, T., 1997, Cosmological Gamma-Ray Bursts and Evolution of Galaxies, Astrophysical Journal Letters, 486, 71. TURATTO, M., 2003, Classification of Supernovae, astro-ph/0301107. TURATTO, M., BENETTI, S. ve PASTORELLO, A., 2007, Supernova Classes and Subclasses, American Institute of Physics Conference Proceedings, 937, 187-197. USOV, V. V., 1992, Millisecond Pulsars with Extremely Strong Magnetic Fields as a Cosmological Source of Gamma-Ray Bursts. Nature Magazine, 357, 472-474. VAN PARADIJS, J., GROOT, P. J., GALAMA, T. ve diğ., 1997, Transient Optical Emission from the Error Box of the γ-ray Burst of 28 February 1997, Nature Magazine, 386, 686. 210 VANDERSPEK, R., SAKAMOTO, T., BARRAUD, C., ve diğ., 2004, HETE Observations of the Gamma-Ray Burst GRB 030329: Evidence for an Underlying Soft X-Ray Component, Astrophysical Journal Letters, 617, 1251. VAUGHAN, S., WILLINGALE,, R., O'BRIEN, P. T. ve diğ., 2003, GRB 031203: Discovery of a Dust Echo, GCN Circular Reports, 1986. VIETRI, M. ve STELLA, L., 1998, A Gamma-Ray Burst Model with Small Baryon Contamination, Astrophysical Journal Letters, 507, 45. VIETRI, M. ve STELLA, L., 1999, Supranova Events From Spun-up Neutron Stars: An Explosion In Search of an Observation, Astrophysical Journal Letters, 527, 43. VILLASENOR, J. , CREW, G., MONELLY, G. ve diğ., 2003, First Year Operations of the HETE Burst Alert Network, American Institute of Physics, 662, 107-110. VILLASENOR, J. S., LAMB, D. Q., RICKER, G. R. ve diğ., 2005, Discovery of the Short Gamma-Ray Burst GRB 050709, Nature Magazine, 437, 855. WANG, L., WHEELER, J. C., LĠ, Z. ve CLOCCHIATTI, A., 1996, Broadband Polarimetry of Supernovae: SN 1994D, SN 1994Y, SN 1994ae, SN 1995D, and SN 1995H, Astrophysical Journal Letters, 467, 435. WATSON, D., HJORTH, L., JAKOBSSON, P. ve diğ., 2004, A Very Low Luminosity X-Ray Flash: XMM-Newton Observations of GRB 031203, Astrophysical Journal Letters, 605, 101. WATSON, D., VAUGHAN, S. A., WILLINGALE, R. ve diğ., 2006, The Soft X-Ray Blast in the Apparently Subluminous GRB 031203, Astrophysical Journal Letters, 636, 381. WAXMAN, E. ve DRAINE, B. T., 2000, Dust Sublimation by Gamma-Ray Bursts and Its Implications, Astrophysical Journal Letters, 537, 796. WAXMAN, E., 2004, Does the Detection of X-Ray Emission From SN 1998bw Support Its Association with GRB 980425?, astro-ph/0401551. WAXMAN, E., KULKARNĠ, S. R., FRAIL, D. A., 1998, Implications of the Radio Afterglow from the Gamma-Ray Burst of 1997 May 8, Astrophysical Journal Letters, 497, 288. WHEELER, J. C., YĠ, I., HÖFLICH, P. ve WANG, L., 2000, Asymmetric Supernovae, Pulsars, Magnetars and Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 537, 810-823. WIJERS, R. A. M. J., BLOOM, J. S., BAGLA, J. S. ve NATARAJAN, P., 1998, Gamma-ray Bursts from Stellar Remnants - Probing the Universe at High Redshift, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 249, 13. 211 WOLF, C.ve PODSIADLOWSKI, P., 2007, The Metallicity Dependence of the Long- Duration Gamma-Ray Burst Rate From Host Galaxy Luminosities, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 375, 1049. WOODS, E. ve LOEB, A., 1995, Empirical Constraints on Source Properties and Host Galaxies of Cosmological Gamma-Ray Bursts, 453, 583. WOOSLEY, S. E., WEAVER, T. A., 1986, The Physics of Supernova Explosions, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Letters, 24, 205. WOOSLEY, S. E., 1993, Gamma-Ray Bursts From Stellar Mass Accretion Disks Around Black Holes, Astrophysical Journal Letters, 405, 273-277. WOOSLEY, S. E., EASTMAN, R. G. ve SCHMIDT, B. P., 1999, Gamma-Ray Bursts and Type Ic Supernova SN 1998bw, Astrophysical Journal Letters, 516, 788. WOOSLEY, S. E., HEGER, A. ve WEAVER, T. A., 2002, The Evolution and Explosion of Massive Stars, Reviews of Modern Physics, 74, 1015-1071. WOOSLEY, S. E., ZHANG, W. ve HEGER, A., 2003, The Central Engines of Gamma- Ray Bursts, American Institute of Physics, 662, 185-192. WOOSLEY, S. E. ve BLOOM, J. S., 2006, The Supernova-Gamma-Ray Burst Connection, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Letters, 44, 507-562. WU, X. F., DAI, Z. G. ve LIANG, W., 2004, Jet Break Time-Flux Density Relationship and Constraints On Physical Parameters of Gamma-Ray Burst Afterglows, astro- ph/0407442. WYRZYKOWSKI, L., STANEK, K. Z. ve GARNAVICH, P. M., 2001, GRB011121: Possible Optical Counterpart, GCN Circular Reports, 1150. XU, D., DAI, Z. G. ve LIANG, E. W., 2005, Can Gamma-Ray Bursts Be Used to Measure Cosmology? A Further Analysis, Astrophysical Journal Letters, 633, 603. YAMAZAKI, R., IOKA, K. ve NAKAMURA, T., 2002, X-Ray Flashes from Off-Axis Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 517, 31. YAMAZAKI, R., IOKA, K. ve NAKAMURA, T., 2003, Cosmological X-Ray Flashes in the Off-Axis Jet Model, Astrophysical Journal Letters, 593, 941. YAMAZAKI, R., YONETOKU, D. ve NAKAMURA, T., 2003b, An Off-Axis Jet Model For GRB 980425 and Low-Energy Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal Letters, 594, 79. YĠ, T. F., LIANG, E. W., QĠN, Y. P. ve LU, R. J., 2006, On the Spectral Lags of the Short Gamma-Ray Bursts, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 367, 1751. 212 YONETOKU, D., MURAKAMI, T., NAKAMURA, T, YAMAZAKI, R., INOUE, A. K., IOKA, K., 2004, Gamma-Ray Burst Formation Rate Inferred from the Spectral Peak Energy-Peak Luminosity Relation, Astrophysical Journal Letters, 593, 941. ZHANG, B. ve MESZAROS, P., 2002, An Analysis of Gamma-Ray Burst Spectral Break Models, Astrophysical Journal Letters, 581, 1236. ZHANG, B., KOBAYASHI, S.ve MESZAROS, P., 2003, Gamma-Ray Burst Early Optical Afterglows: Implications for the Initial Lorentz Factor and the Central Engine, Astrophysical Journal Letters, 595, 950. ZHANG, B. ve MESZAROS, P., 2004, Gamma-Ray Bursts: Progress, Problems & Progress, IJMPA, 19, 2385 ZHANG, B., FAN, Y. Z., DYKS, J. ve diğ., 2006, Physical Processes Shaping Gamma- Ray Burst X-Ray Afterglow Light Curves: Theoretical Implications from the Swift X-Ray Telescope Observations, Astrophysical Journal Letters, 642, 354. ZHANG, B., ZHANG, B., LIANG, E., GEHRELS, N., BURROWS, D. ve MESZAROS, P., 2006, Making a Short Gamma-Ray Burst From a Long One: Implications For the Nature of GRB 060614, astro-ph/0612238. 213 EKLER EK – I. ADAYLARIN ÖZELLĠK TABLOLARI Tablo Ek-1.1 : Saf matematiksel iliĢkilerin belirlendiği standart kozmoloji. Seçilen Λ soğuk karanlık madde modelleri (ΛCDM). ĠliĢki H0 Ωm ΩΛ Referans -1 -1 -3 -3 (km sn Mpc ) (gr cm ) (gr cm ) 푬휸,풑풆풂풌,풊 − 푬휸,풊풔풐 65 0.3 0.7 Amati (2006) 푬휸,풑풆풂풌,풊 − 푴푺푵,풑풆풂풌 72 0.3 0.7 Li (2006) 푬휸,풊풔풐 − 푳푺푵,풑풆풂풌 72 0.3 0.7 Li (2006) 푬휸,풑풆풂풌,풊 − 푬휸 70 0.3 0.7 Ghirlanda ve diğ. (2004) 푬휸,풊풔풐 − 푬휸,풑풆풂풌,풊푻ퟎ.ퟒퟓ 70 0.3 0.7 Firmani ve diğ. (2006) 푬휸,풊풔풐 − 푬휸,풑풆풂풌,풊풕풃 71.3 0.28 0.72 Liang ve Zhang (2005) 푳풊풔풐 − 푬휸,풑풆풂풌,풊 72 0.32 0.68 Yonetoku ve diğ. (2004) 214 Tablo Ek-1.2: 10 GIP/SN adayının keĢif tarihleri ve keĢiflerin yapıldığı uydular GIP/SN Keşif Tarihi (UT) Keşfeden Uydu ve Dedektör GRB 980425/SN 1998bw 25.90915 Nisan 1998 BeppoSAX – WFC, GRBM CGRO – BATSE GRB 030329/SN 2003dh 29 Mart 2003 HETE II – FREGATE, WXM, SXC 11:14:14.67 GRB 031203/SN 2003lw 3 Aralık 2003 INTEGRAL – IBIS 22:01.08 GRB 060218/SN 2006aj 18.149 ġubat 2006 Swift – BAT GRB 050525A/SN 2005nc 25 Mayıs 2005 Swift – BAT 00:02:53 GRB 021211/SN 2002lt 11 Aralık 2002 HETE II – FREGATE, WXM, SXC 11:18:34 GRB 011121/SN 2001ke 21 Kasım 2001 BeppoSAX, HETE II, 18:47:21 Mars Odyssey, Konus Wind XRF 020903 3 Eylül 2002 HETE II – FREGATE, WXM 10:05:28 GRB 060614 14 Haziran 2006 Swift – BAT 12:43:48 XRO 080109/SN 2008D 9.56 Ocak 2008 Swift – XRT 215 Tablo Ek-1.3 : 10 GIP/SN adayının kırmızıya kayma, ardıl ıĢıma, süpernova tipi, GIP puls profili ve GIP‟ın eksende ya da eksen dıĢı gözlendiği bilgisi. GIP/SN z Ardıl ışımalar SN Tipi GIP puls profili Eksende/Eksendışı GRB 980425/SN 1998bw 0.0085 X-ıĢın, optik, radyo Tip Ic Pec Tek pulslu Eksen dıĢı GRB 030329/SN 2003dh 0.1685 X-ıĢın, Optik, radyo, Tip Ic Pec Çift pulslu Eksende milimetrealtı, kızılötesi GRB 031203/SN 2003lw 0.1055 X-ıĢın, optik,UV, radyo Tip Ic Pec Tek pulslu Eksen dıĢı GRB 060218/SN 2006aj 0.0335 X-ıĢın, optik,UV, radyo Tip Ic Pec Tek pulslu Eksende GRB 050525A/SN 2005nc 0.6060 X-ıĢın, optik,UV, radyo Tip Ic Pec Çok pulsu Eksende GRB 021211/SN 2002lt 1.0060 X-ıĢın, optik,UV, radyo Tip Ic Pec Tek pulslu Eksende GRB 011121/SN 2001ke 0.3600 X-ıĢın, optik,UV, radyo Tip Ic Pec Tek pulslu Eksende XRF 020903 0.2510 X-ıĢın, optik,UV, radyo yok Çift pulslu Eksende GRB 060614 0.0125 X-ıĢın, radyo yok Çok pulslu Eksende XRO 080109/SN 2008D 0.0065 X-ıĢın, optik,UV, radyoa Tip Ic Tek pulslu Eksende 216 Tablo Ek-1.4: 10 GIP/SN adayının tayfsal özellikleri ve patlama türleri. GIP/SN Etkinlikler (X/γ) (erg cm-2) Etkinlik Oranları (X/γ) Referanslar GRB/XRF/XRR/XRO −6 GRB 980425/SN 1998bw 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = 1.99푥10 0.58 Kaneko ve diğ. (2007) −6 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 3.41푥10 0.34±0.036 Yamazaki ve diğ. 푆푋 2 − 50 푘푒푉 (2003) GRB 푆훾 30 − 400 푘푒푉 0.28±0.05 Frontera ve diğ. (2000) 푆푋 2 − 10 푘푒푉 = 0.78 ± 0.02 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 2.8 ± 0.5 −5 GRB 030329/SN 2003dh 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = 6.71푥10 0.56 Kaneko ve diğ. (2007) −4 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 1.20푥10 −5 0.33 Resmi ve diğ. (2005) XRR+GRB 푆푋 7 − 30 푘푒푉 = 5.5푥10 −4 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 1.20푥10 −7 GRB 031203/SN 2003lw 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = 8.46푥10 0.49 Kaneko ve diğ. (2007) −6 XRF 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 1.74푥10 −5 GRB 060218/SN 2006aj 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = 1.09푥10 3.54 Kaneko ve diğ. (2007) −6 XRF 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = 3.09푥10 GRB 050525A/SN 2005nc 푆푎푦ı푚 0.3 − 2 푘푒푉 Sayım Oranı Blustin ve diğ. (2005) 푆푎푦ı푚 2 − 10푘푒푉 1.35±0.15 GRB −5 Sγ(15 – 350 keV) =(2.01 ± 0.05)푥10 −6 GRB 021211/SN 2002lt 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = (1.36 ± 0.05)푥10 0.63 Crew ve diğ. (2003) −6 XRR+GRB 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = (2.17 ± 0.15)푥10 GRB 011121/SN 2001ke 푆 2 − 26 푘푒푉 0.14 Piro ve diğ. (2004) 푋 GRB 푆훾 40 − 700 푘푒푉 +2.5 −8 XRF 020903 푆푋 2 − 30 푘푒푉 = (8.2−2.3)푥10 0.70 Barnaud ve diğ. (2002) +4.2 −8 XRF – Tip I XRB 푆훾 30 − 400 푘푒푉 = (1.6−1.3)푥10 −5 GRB 060614 Sγ(15 – 150 keV) =(2.17 ± 0.04)푥10 Barthelmy ve diğ. 2006 GRB XRO 080109/SN 2008D 푆 15 − 150 푘푒푉 ≲ 8.7푥10−8 Sayım oranı Soderberg ve diğ. 2008 훾 XRO (üst limit - 3σ) 6.2 (3-10keV) 217 Tablo Ek-1.5: GIP/SN adaylarının optik-ıĢın parametreleri: Sırasıyla mutlak bolometrik kadir, mutlak görsel kadir, fırlatılan toplam 56Ni kütlesi ve fırlatılan maddelerin toplam kütlesi. GIP/SN Mbol MV 퐌퐍퐢 (퐌⨀) Mej (퐌⨀) Referanslar GRB 980425/SN 1998bw Li (2006), Amati (2006) -18.65±0.20 -19.5 0.38-0.48 10±1 GRB 030329/SN 2003dh Li (2006), Amati (2006) -18.79±0.23 -19.8 0.25-0.45 8±2 GRB 031203/SN 2003lw Li (2006), Amati (2006) -18.92±0.20 -19.75 0.45-0.65 13±2 GRB 060218/SN 2006aj Li (2006), Amati (2006) -18.16±0.20 -18.76 0.2±0.04 2±0.2 GRB 050525A/SN 2005nc Amati (2006) Yok -19.4 Yok Yok GRB 021211/SN 2002lt Amati (2006), Della Valle ve -18.8±0.4 -19 Yok Yok diğ. (2003b) GRB 011121/SN 2001ke Garnavich ve diğ. (2002a) -19.2±0.2 -19.2 Yok Yok XRF 020903 Amati (2006) Yok -18.9 Yok Yok GRB 060614 Amati (2006) Yok -13 Yok Yok XRO 080109/SN 2008D Li (2008), Soderberg ve diğ. -16.65±0.23 16.7 0.05 2.6 (2008) 218 Tablo Ek-1.6: 10 GIP/SN adayının gama-ıĢın özellikleri: Sırasıyla patlamanın gama-ıĢınlarından %90‟ının kaydedildiği süre, yüksek sinyal zaman ölçeği, izotropik eĢdeğer gama-ıĢın enerjisi, maksimumdaki tayfsal enerji, hüzmelenme düzeltmeli gama-ıĢın enerjisi ve izotropik ıĢıma gücü. E 푬 (ퟏퟎퟓퟐ풆풓품) γ,peak -1 GIP/SN T90 (s) T0.45 (s) 휸,풊풔풐 퐄후 (erg) Lγ,iso (erg s ) Referanslar (keV) GRB 980425/SN 1998bw 23.3±1.4 7.5 0.00009±0.00002 55 ± 21 yok 1.30E+47 Li (2006), Norris (2003), Firmani ve diğ. (2006) Li (2006), Ghirlanda ve diğ. (2005), Firmani ve GRB 030329/SN 2003dh 23 5 1.7±0.2 79±3 5E+48 1.70E+51 diğ. (2006) Li (2006), Ghirlanda ve diğ. (2005), Firmani ve GRB 031203/SN 2003lw 30 5 0.009±0.004 159±51 yok > 2.80E+47 diğ. (2006) GRB 060218/SN 2006aj 2100±100 yok 0.0059±0.0003 4.9±0.4 yok 5.00E+47 Li (2006), Mirabal, (2006), Amati (2006) Ghirlanda ve diğ. (2005), Firmani ve diğ. (2006) GRB 050525A/SN 2005nc 8.8±0.5 2.09 2.3 127±5.5 0.8E+52 7.80E+51 Amati (2006), Firmani ve diğ. (2006) Ghirlanda ve diğ. (2005) GRB 021211/SN 2002lt 2.41 0.81 1.1±0.13 94±19 >1.2E+51 7.60E+51 Amati (2006), Firmani ve diğ. (2006) GRB 011121/SN 2001ke 28 yok 9.9±2.2 793±533 yok yok Amati (2006) XRF 020903 yok yok 0.0028±0.0007 3.37±1.79 yok < 2.40E+51 Amati (2006) GRB 060614 102±5 16.61 0.251±0.1 55±45 yok yok Amati (2006), Mangano ve diğ. (2007) 0.0000013+0.0000015 XRO 080109/SN 2008D k −0.000007 0.23 400 yok 0.12−0,089 yok yok Li (2008), Soderberg ve diğ. (2008) 219 EK - II. Mbol – Lbol ĠLĠġKĠSĠ Özdemir ve diğ. (2005)‟ten alınan bilgilere göre yıldızlara ait ilk parlaklık ölçeği ≳ 2000 yıl önce Hipparchus tarafından tanımlanmıĢtır. Daha sonra Batlamyus bu ölçeği düzenleyerek çıplak gözle görülen yıldızları 6 sınıfa ayırmıĢtır. Buna göre parlaklık sınıfı 1 olan yıldızlar, parlaklık sınıfı 6 olan yıldızlardan daha parlaktırlar. Bu temele dayanarak 1856 yılında N. R. Pogson, 1. kadirden bir yıldızın 6. Kadirden olan bir yıldızdan 100 kat daha parlak olduğunu hesaplamıĢtır. Bu sonuç daha önce William Herschel tarafından da bulunduğundan, Pogson‟un bu sonucu onun bulgusunu desteklemiĢtir. 1. Ġle 6. kadir arasında 5 kadirlik bir fark ve 100 katlık bir azalma meydana geldiğinden, 1 kadir farkının 1001/5 = 2.512 çarpanı kadar olduğu hesaplanmıĢtır. Buradan itibaren görünür kadirleri m1 ve m2 ve görünür parlaklıkları (akıları) I1 ve I2 olan iki yıldız arasındaki parlaklık farkı Ģöyle ifade edilmiĢtir. Ġki kadir arasındaki fark 1001/5‟lik bir parlaklık oranına eĢit olduğu için , 퐼 2 = 100(푚1−푚2)/5 퐼1 olarak ifade edilmiĢtir. Bu ifade 10 tabanına göre logaritma alınarak düzenlenerek genel ifade Ģöyle yapılmıĢtır: 퐼2 푚1 − 푚2 = 2.5 푙표푔 퐼1 Yıldızlar için görünür kadir üzerinden belirlenen parlaklık oranları sağlıklı sonuçlar vermez ve yüzeysel bir değerdir. Çünkü adından da anlaĢılacağı gibi görünür kadir gözlemcinin bulunduğu sistemden gözlemlediği kadirdir. Bir yıldızın tüm yapısı için daha anlamlı bir kadir değeri vardır. Bu değer yıldızın bütün dalgaboylarında saldığı toplam enerjiyi verir. Atmosfer dıĢındaki bir gözlemci yıldızdan birim dalgaboyu -2 aralığında gelen ıĢınımın akısı Lλ (W.m Å)‟dür. Buradan bolometrik akı Ģu Ģekilde tanımlanır: 푥 퐼푏표푙 = 퐼 휆 푑휆 0 220 Bir yıldızın görünen mutlak kadiri ile bolometrik parlaklılığı arasındaki iliĢki Ģöyledir: 푚푏표푙 = −2.5푙표푔퐼푏표푙 + 푠푎푏푖푡 Burada “sabit” keyfi bir sıfır noktası olarak tanımlanmıĢtır. Bir yıldızın parlaklığı (akısı) ve ıĢıma gücü arasında Ģöyle bir iliĢki vardır: 2 퐿⋆ = 4휋푅⋆ 퐼⋆ Bir yıldızın mutlak bolometrik kadiri, yıldızın 10 pc uzaklıkta olsaydı sahip olacağı parlaklığın ne olacağı varsayılarak belirlenir ve bu parametre “Mbol” olarak ifade edilir. Genel olarak bir yıldızın mutlak bolometrik kadiri biliniyorsa, o yıldızın ıĢıma gücünü GüneĢ‟in mutlak bolometrik kadiri ve bolometrik ıĢıma gücünü kullanılarak Pogson Bağıntısı ile aynı formda yazılabilir: 퐿⋆ 푀푏표푙 ,⊙ − 푀푏표푙 ,⋆ = 2.5푙표푔 퐿⊙ Tez çalıĢması dahilinde bu iliĢkiyi GIP/SN iliĢkisi gösteren Tip Ib/c SN‟leri için uyarladığında GüneĢ‟in mutlak bolometrik kadiri yerine bu parametreleri bilinen 5 GIP/SN adayının (birinci gruptaki dört aday ve GRB 011121‟in) mutlak bolometrik kadirlerinin ortalamasını alındı ve Tip Ib/c SN‟lerinin ortalama bolometrik ıĢıma gücü değerlerini kullanıldı ve eĢitlik Ģu hale geldi: 퐿 −18푚 . 74 − 푀 = 2.5푙표푔 푆푁 ,푏표푙 푆푁,푏표푙 1043 푒푟푔 푠푛 −1 Buradan itibaren MSN,bol parametreleri bilinen GIP/SN‟lerin SN bileĢenlerinin LSN,bol parametreleri hesaplanmıĢtır (Bkz. Tablo 4.11, 2. Kolon, LSN,bol,0). 221 EK – III. KISALTMALAR Å : Angström AB : Astronomik Birim α : Rektasansyon (Göksel Ekvatoral Boylam) BAT : Patlama Alarm Teleskobu BATSE : Patlama ve GeçiĢken Kaynağı Deneyi BeppoSAX : Ġtalya ve Hollanda ortak yapımı gama-ıĢın uydusu BH : Karadelik (Black Hole) CB : Cannonball δ : Deklinasyon (Göksel Ekvatoral Enlem) γ : Foton dex : Dekaeksponansiyel EUV : Extreme Ultra-Violet FRED : Hızlı Yükselen Eksponansiyel Bozunan (Fast Rise Exponential Decay) FREGATE : Fransız Gama-IĢın Teleskobu FWHM : Yarı Yükseklikteki Tam GeniĢlik G : Gauss GCN : Gama-IĢın Patlamaları Koordinasyon Merkezi GIP : Gama-IĢın Patlaması Gpc : Giga Parsek (109 pc; 1pc=260265 AB) GRB : Gama-IĢın Patlaması GRBM : Gama-IĢın Patlaması Monitörü HETE-2 : Yüksek Enerjili GeçiĢken KaĢifi (High Energy Transient Explorer-2) HST : Hubble Uzay Teleskobu IBIS : INTEGRAL‟de bulunan görüntüleme aleti. ICC : Ters Compton Felaketi (Inverse Compton Catastrophe) INTEGRAL : Uluslar Arası Gama-IĢın Astrofiziği Laboratuarı IPN : Gezegenler Arası Ağ (Inter Planetary Network) ISM : Yıldızlararası Madde (Interstellar Medium) keV : Kilo Elektron Volt (103 eV) LAD : GeniĢ Alan Dedektörü 222 MeV : Milyon (mega) Elektron Volt (106 eV) Mpc : Megaparsek OT : Optik GeçiĢken SED : Tayfsal Enerji Dağılımı SN : Süpernova SSM : Sinkrotron ġok Modeli SXC : YumuĢak X-ıĢın Kamerası Swift : Gama-IĢın Patlaması Misyonu TeV : Terra Elektron Volt (109 eV) Tip Ic-BL : GeniĢ Tayfsal Çizgili Tip Ic SN‟i Tip II : Kataklismik değiĢen yıldızların bazılarında (yıldızların kütleleri 9M) meydana gelen, çekirdek çökmeli süpernova türü TNG : Next Generation Telescope UV : Ultra-Viole (Mor ötesi) VLT : Very Large Telescope WFC : GeniĢ Alan Kamerası WMAP : Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Uydusu WR : Wolf-Rayet WXM : GeniĢ Alan X-ıĢın Monitörü XRB : X-ıĢın Patlaması (XRO‟dan daha Ģiddetlidirler). XMM-Newton: X-IĢın Çoklu-Ayna Misyonu (X-Ray Multi-Mirror Mission) XRF : X-IĢın Parlaması XRO : X-IĢın Patlaması 223 ÖZGEÇMĠġ Adı-Soyadı: Özgecan Önal Akademik Derecesi: Astronom Doğum Tarihi ve Yeri: 27.12.1982 - Bandırma Adres: Ġstiklal Mah. MithatpaĢa Cad. Kazancilar Apt. No:54/8 Ümraniye -ĠSTANBUL E-posta Adresi: [email protected] EĞĠTĠM Lisans: Ġstanbul Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü – 17 Eylül 2001‟den 15 Haziran 2005‟e kadar (Anadal) Lisans: Ġstanbul Üniversitesi, Fen Fakültesi, Fizik Bölümü – 12 Ekim 2002‟den 29 Mart 2006‟ya kadar (Çift Anadal) YAYINLAR A. Yurtiçi Yayınlar 1. ÖNAL, Ö., SAYGAÇ, A. T., 2004, “Gezegensel Halkalar” (poster), XIV. Ulusal Astronomi Kongresi ve III.Ulusal Astronomi Öğrenci Kongresi, 31 Ağustos – 4 Eylül 2004, Erciyes Üniversitesi Fen - Edebiyat Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Kayseri. 2. ÖNAL, Ö., SAYGAÇ, A. T. (danıĢman), 2005, “Kataklismik DeğiĢenler: Bağıntıların Dili”, Tez (Diploma), İstanbul Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü. 224 3. ÖNAL, Ö., SAYGAÇ, A. T ve DELLA VALLE, M., 2006, “Süpernovalarla ĠliĢkili Gama-IĢın Patlamalarının Optik ve Gama-IĢın Özellikleri Arasındaki ĠliĢkiler” (Sözlü Bildiri), XV. Ulusal Astronomi Kongresi, 28 Ağustos – 1 Eylül 2006, Ġstanbul Kültür Üniversitesi, Ġstanbul. 4. ÖNAL, Ö., SAYGAÇ, A. T., 2006, “Cassini-Huygens Misyonu” (poster), IV. Ulusal Astronomi Öğrenci Kongresi, 28 Ağustos – 1 Eylül 2006, Ġstanbul Kültür Üniversitesi, Ġstanbul. B. YurtdıĢı Yayınlar 1. KHAMĠTOV, I., SAYGAC, A. T., ASLAN, Z., KIZILOGLU, Ü., GOGUS, E., ALĠS, S., ONAL, O. BURENĠN, R., PAVLĠNSKY, M., SUNYAEV, R., BĠKMAEV, I., SAKHĠBULLĠN, N., 2006, “GCN GRB Observation Report: GRB 060605: RTT150 optical observations, NASA GSFC GCN Circular Reports, 5235. 2. KHAMĠTOV I., SAYGAC A. T., ASLAN Z., KĠZĠLOGLU U., GOGUS E., ALĠS S., ONAL O., BURENĠN R., PAVLĠNSKY M., SUNYAEV R., BĠKMAEV I., SAKHĠBULLĠN N., 2006, "GRB 060605: RTT150 Optical Observations" 2006 , NASA GSFC GCN Circular Reports, 5224, 1, 2006 , 5224. 3. KHAMĠTOV I., ULUC K., ASLAN Z., KIZILOĞLU U., GOGUS E., SAYGAC A. T., ONAL O., BURENĠN R., PAVLĠNSKY M., SUNYAEV R., BĠKMAEV I., SAKHĠBULLĠN N., 2006, "GCN GRB Observation Report: GRB060111B RTT150 Optical Observations" 2006 , NASA GSFC GCN Circular Reports , 4494. 4. KHAMĠTOV I., ULUC K., ASLAN Z., KIZILOĞLU U., GOGUS E., SAYGAC A. T., ONAL O., BURENĠN R., PAVLĠNSKY M., SUNYAEV R., BĠKMAEV I., SAKHĠBULLĠN N., 2006, "GCN GRB Observation Report: GRB060111B RTT150 Possible Host Galaxy" 2006 , NASA GSFC GCN Circular Reports , 4493. 225 5. ÖNAL, Ö., BEARDMORE, A., MARKWARDT, C., PAGE, K. L., IBRAHĠM, A., 2008, “Swift BAT and XRT Analysis of GRB 050525A”, COSPAR Capacity Building Workshop on Space Astrophysics, ÇalıĢtay Projesi.