Astronominin vahi batısı; Gama ıınlarında uzay ve INTEGRAL

Transkript

1 Astronominin vahi batısı; Gama ıınlarında uzay ve INTEGRAL GAMA IINLARI Astronomi gözleme dayalı bir bilim ve uzayın derinliklerinde parlayan kaynakları gözlemenin tek yolu ise onlardan gelen ııı incelemek. Bir astronom için ııma, genel olarak insanların gözünün görebildii ıımadan daha geni bir anlama sahip. Iık hem bir elektromanyetik dalga, hem de belirli enerjileri olan parcacıklar topluluu, bu parçacıklara foton denir. Görünür ıık tüm elektromanyetik tayfın sadece küçük bir parçası. Elektromanyetik dalgalar bilginin iletilmesi için çokça kullanılıyorlar. Mesela radyolar, telsizler ve cep telefonları görünür ııktan daha düük enerjili (dolayısıyla daha düük frekanslı, ya da daha uzun dalga boylu) elektromanyetik dalgaları kullanıyor. Röntgen filmleri ise görünür ııktan çok daha yüksek enerjili x ıınları kullanılarak oluturuluyor. Elektromanyetik dalgaların frekansları, dalga boyları ve enerjileri arasında birebir iliki var. Frekans ve dalgaboyunun çarpımı ıık hızına eit. Elektromanyetik dalganın enerjisi ise frekansıyla doru orantılı olarak artar (ekil 1 e bakınız). ekil 1. Elektromanyetik tayfda tanımlı alanlar ve özellikleri. Yeil renkte G harfi ile gösterilen küçük bölge gözümüzün görebildii dalgaboyu aralıına karılık geliyor. Gama ıını bölgesi kırmızı ile gösteriliyor. Atmosfer geçirgenlii gösterilen bölümde mavi kısım atmosferin tuttuu elektromanyetik dalgaları gösteriyor.

2 Uzaydaki bazı kaynaklar çok geni bir tayfta ııma yapabilirler. Bunun fark edilmesiyle beraber astronomi radyo, kızılötesi, x ıını astronomisi gibi dallara ayrılmıtır. Elektromanyetik dalgaları betimlemek için astronominin her dalı kendisine en uygun birimi seçer. Mesela radyo dalgaları için genelde frekans kullanılırken (MHz, saniyede 1 milyon salınım), kızılötesi, görünür ve mor ötesi için dalga boyu tercih edilir (nanometre ya da nm, metrenin milyarda biri). Daha yüksek enerjiler (frekanslar) için ise fotonların enerjisi kilo elektron-volt (kev, bir elektronu bin volt potansiyel altında hareket ettirmek için gereken enerji) birimi kullanılarak verilir. Elektromanyetik tayfın çeitli özellikleri için ekil 1 e bakınız. Gama ıınları elektromanyetik tayfın en yüksek enerjili kısmına karılık geldii gibi, astronominin de en parlak olaylarının sonucu ortaya çıkar. ekil 1 deki dalga boyları bizlere bu fotonların üretildii ya da sourulduu büyüklük hakkında da bilgi verirler. Mesela onlarca metrelik radyo dalgaları kendilerinden çok küçük atomlar tarafından sourulmadıı için Gökada nın her yerinden Dünya ya ulaabilir. Görünür ııın dalgaboyu hafif atomların çevrelerindeki elektronların yörüngelerinin büyüklüü civarındadır ve elektronlar bir yörüngeden dierine geçerken oluabilirler. Daha aır atomların yörüngeleri arasındaki geçiler ise x ıınlarını oluturabilir. Gama ıınlarının boyutu ise atom çekirdekleri büyüklüündedir ve çekirdek tepkimeleri sonucu ortaya çıkabilirler. GAMA IINLARI ASTRONOMDE NEDEN ÖNEML? Her eyden önce, gama-ıınlarını oluturan fiziksel mekanizmalar ile daha düük enerjilerdeki ıınımı oluturan fiziksel mekanizmalar birbirinden çok farklı. Gama ıınları genelde parçacıkların ıık hızına yakın hızlara ivmelenmesiyle ortaya çıkıyor. Bu da çok büyük enerjiler gerektireceinden gama ıınları çou zaman Dünya üzerindeki laboratuvarlarda elde edilemeyecek iddette patlamalar, manyetik alanlar, çekim kaynakları gerektiriyor. Halbuki, dier dalga boylarında kaynaklardan gelen ıımanın kaynaı çou zaman ııyan cismin sıcaklıı. Gama ıınlarını oluturabilecek bir kaç örnek verirsek, elektronlar ıık hızına yakın mertebeye hızlandırılırlarsa ortamdaki atom çekirdekleriyle, elektromanyetik dalgalarla (fotonlar) ve manyetik alanlarla etkileime girerek dorudan gama ıını yayabilirler. vmelendirilmi protonlar ortamdaki atom çekirdeklerine çarparak antimadde parçacıkları yaratabilir ve bu parçacıklar karıt maddeleriyle birleip belli enerjilerde gama ıınları oluturabilirler. Radyoaktif izotopların bozulmasi yıldızların merkezlerinde elementlerin nasıl olutuu hakkında bize bilgi verir. Gama enerjilerinde oluan en kuvvetli sinyallerden birisi de elektron ve antimaddesi olan pozitronun birlemesi sonucu ortaya çıkan 511 kev çizgisidir. Bu sinyal bize evrendeki antimaddenin daılımı hakkında önemli ipuçları veriyor. ekil 2 gama ıını mekanizmalarını özetlemektedir. Gama ıınlarını önemli kılan dier bir sebep ise üretilen kaynakların çeitlilii. Yakından uzaa doru gidersek, güne parlamaları, Gökadamız daki kara delikler,

3 a. Madde karı madde birlemesi: Madde ve karı madde birleince kütleleri kadar enerjili (E = mc 2, m kütle, c ise ıık hızı) iki gama ıını fotonu olutururlar. Bu fotonların çounun enerjileri sabit olduundan tayfta çizgi halinde görülürler. b. Radyoaktif bozunma: Radyoaktif atom çekirdeklerinin bozunması sırasında, genelde belli enerjilerde gama ıını ortaya çıkar. c. Parçacık çarpımaları: Iık hızına yakın ivmelenmi parçacıklar çarpıtıkları zaman deiik enerjilerde gama ıını ortaya çıkarabilirler. d. Ters Compton saçılması: Düük enerjili fotonlar yüksek enerjili elektronlarla çarpıtıkları zaman, elektronun enerjisinin bir kısmını alıp kendi enerjisini yükseltebilir. Elektronların yeterince enerjisi varsa bu mekanizma sonucu gama ıınları ortaya çıkabilir.

4 e. Çekirdek birlemeleri: ki çekirdek yüksek hızlarda çarpıtıı zaman birleerek yeni bir element olutururken gama ıını fotonu salabilirler. f. Manyetik alanda ivmelenme: Yüklü parçacıklar yüksek manyetik alan çizgileri etrafında dönerken ivmelendikleri için sinkrotron ya da siklotron adı verilen bir ııma yaparlar. Bu mekanizma sonucu ortaya çıkan fotonların bir kısmı gama ıını enerjilerinde ortaya çıkar. ekil 2. Gama ıını oluturan mekanizmalardan bazıları. atarcalar ve süpernova kalıntıları, dier gökadaların merkezlerindeki aktif büyük kütleli kara delikler ile daha da uzaklarda dev yıldızların çökmesi ya da nötron yıldızlarının birlemesi sonucu ortaya çıkan gama-ıını patlamaları parçacıkların hızlanarak gama ıınlarını oluturduu merkezlerdir. Ayrıca yüksek enerjili ve küçük dalga boylu gama ıınları çok da emilmeden kalın toz ve gaz bulutlarından geçebilirler. Gama ıınları baka dalga boylarında gözlenmesi mümkün olmayan ve toz bulutlarının arkasında ya da içinde kalan cisimler hakkında bilgi edinmemizi salar. GAMA IINLARIYLA ASTRONOMNN ZORLUU Yüksek enerjili ve küçük dalga boylu olmanın avantajı olduu kadar dezavantajı da var. Gaz ve toz bulutundan geçip giden gama ıınları, ince algılayıcılardan da durmadan geçip gidebiliyorlar. Algılayıcıları çok kalın yaparsanız bu sefer elektronik gürültü ve arkaalan ııması artıyor. Ayrıca gama ıınları görünür dalga boyundaki ıık gibi mercekler ve aynalar kullanarak odaklanamıyor. Zorluk burada da bitmiyor. Dünya atmosferi gama ıınlarına geçirgen deil, dolayısıyla gözlemler uydularla yapılmak zorunda. Parlak gama ıını patlamaları hariç, astronomik kaynaklar çok az gama ıını üretebiliyorlar. Buna karılık uzayda her yönden gelen yüklü parçacıklar uyduya çarpıp çok miktarda gamaıınları üretiyorlar. Uyduda oluan gama ıınları astronomik kaynakla bir ilgisi olmadıı için uydusal arkaalan ıınımını oluturuyorlar. Bunun dıında uzayın her yönünden gelen ve yine bakılan kaynakla ilgisi olmayan bir evrensel arkaalan var. Kaynaktan gelen gerçek sinyalle arkaalandaki gürültüyü birbirinden ayırmak için bir kaynaa günlerce bakmak gerekebiliyor. Bu da belli zamanda gözlenebilir kaynak sayısını düürüyor.

5 KODLANMI MASKE TEKN Alıılagelmi tekniklerle gama ıınlarını odaklayamıyorsak kaynakları nasıl görüntülüyebiliyoruz. Bir baka deyile hangi gama ıını fotonunun (gama ıını kaynakları çok sönük olduu için algılayıcılarda fotonlar tek tek sayılır ve enerjileri kaydedilir) hangi kaynaktan geldiini, uzayda hangi yönden geldiini nasıl buluyoruz? Bu i için kullanılan en yaygın yöntem kodlanmı maske teknii [1]. ekil 3 de örnei görülen maskeler üzerlerine özel geometrik ekiller ilenmi ince ya da kalın metal parçalarıdır. Gama ıınlarının bazıları maskedeki boluklardan geçerek algılayıcı yüzeyine düüyorlar. Bazıları ise maskenin metal kısmına çarpıp emiliyorlar. Sonuç olarak algılayıcı yüzeyinde maskenin bir gölgesi oluuyor, gölgenin ekli de fotonların geldii yöne balı. Tabii ki i biraz daha karıık, çünkü kodlanmı maskelerin görü alanı genelde geni ve bu yüzden deiik pozisyonlardaki ve parlaklıklardaki birçok kaynaın gölgesi aynı anda yüzeye düüyor. Eer maskenin geometrik kodlanması akıllıca yapılmısa, matematiksel dönüümler kullanılarak her bir kaynaın yeri ve parlaklıı tespit edilebiliyor. ekil 3. Kodlanmı maske teknii. Deiik açılardan gelen ve deiik parlaklıa sahip kaynaklar algılayıcı yüzeyi üzerine maskenin gölgesini düürürler. Bu gölge ve matematiksel dönüümler kullanarak kaynakların yeri ve parlaklıklarını çıkarmak mümkün. INTEGRAL Avrupa Uzay Ajansı ESA aırlıklı bir uydu olan INTEGRAL (INTErnational Gamma- Ray Astrophysics Laboratory, Uluslararası Gama-ıını Astrofizii Laboratuvarı) 2002 yılında fırlatıldı. Üzerinde iki ana gama-ıını sistemi, iki de daha düük enerjilerde çalıan yardımcı sistem bulunuyor. imdi bu ana sistemlere ayrıntısıyla bakalım:

6 ekil 4. INTEGRAL uydusunu oluturan parçalar. IBIS: nce (1.6 cm) kodlanmı maskenin altında iki algılayıcı yüzeyinden oluuyor. Özellikle düük gama ıını enerjilerinde görüntüleme yapmak üzere tasarlandı. Üstte kev aralıında çalıan ve özellikle yakın kaynakları birbirinden ayırabilen ISGRI algılayıcısı, altta ise 200 kev üzerinde çalıan PICSIT algılayıcısı bulunuyor. ISGRI birbirine 2 açı dakikası (derecenin otuzda biri) uzaklıktaki kaynakları birbirinden ayırabiliyor, bir baka deyile görüntüleme çözünürlüü yüksek. ekil 5. Sol: IBIS algılayıcısının mühendislik çizimi. Üstte düük enerjili ııma için tasarlanmı ISGRI, altta ise ISGRI de durdurulmadan geçen yüksek enerjili ııma için PICSIT. Sa: IBIS algılayıcısının maskesi.

7 SPI: Kalın (3 cm) kodlanmı maskenin altında gene kalın Germanyum algılayıcılardan oluuyor. Yüksek enerjilerde nükleer çizgileri birbirinden ayırmak için tasarlanmıtır. 20 kev 10,000 kev enerji aralıında çalıır ve aralarında sadece 2 kev olan nükleer çizgileri birbirinden ayırdedebiliyor. Buna karılık açısal olarak en fazla birbirine bir kaç derece yakınlıktaki cisimleri ayırdedebiliyor. Yani görüntüleme çözünürlüü düük ama enerji çözünürlüü yüksek. ekil 6: Sol: 19 yarıiletken Ge SPI algılıyıcıları. Yüksek enerjilerde çalıması için kalın tasarlanmılardır. Sa: SPI maskesi. Gene yüksek enerjileri durdurabilmek için tasarlanmıtır. Burada gösterilmeyen, ama sistemi tamamlayan bir soutucu sistemi, veto sistemi ve koruyucusu da vardır. JEM-X ve OMC: JEM-X düük enerjili X-ıınlarında (3-10 kev) çalıan küçük bir sistemdir. Daha ince kodlanmı maske kullanıyor. OMC ise küçük bir optik teleskop. Bunlar ana sistemleri tamamlayıcı nitelikte. INTEGRAL, kaynakları uzun süreler boyunca gözlemek zorunda olduu için basık bir yörüngeye oturtulmutur. ekil 7. Integral uydusunun yörüngesi. Ortadaki mavi küre Dünya yı, etrafını saran simit ise Dünya nın manyetik alanının güçlü olduu kısımları gösteriyor. Integral in basık yörüngesi çou zaman Dünya dan uzak olduu için kaynakları kesintisiz gözleyebiliyor. Fakat bunun dezavantajı da dünyanın manyetik alan emsiyesinin dıında kalması, yani yüksek enerjilerdeki yüklü parçacıklara daha fazla maruz kalması. INTEGRAL IN BAARILARI

8 Fırlatıldıından bu yana INTEGRAL Gama-ıını astronomisinin cevap verilememi sorularına yanıt buldu, bununla kalmayıp daha önce varlıı bilinmeyen yeni bir sınıf astronomik kaynaın varlıını belirledi, ve kaynakların daha önce bilinmeyen özelliklerinin ortaya çıkmasını saladı. imdi hem gama ıını kaynaklarına tek tek bakalım, hem de INTEGRAL ın baarılarına deinelim. ekil 8. ISGRI nin bulduu tüm kaynaklar ve Gökadamızın merkezindeki kaynaklar. 1. Gökada nın merkezindeki arkaalanın noktasal kaynaklara ayrılması: Gama ıını astronomisinin cevaplanamamı en önemli sorularından biri Gökadanın merkezinde görülen arkaalan ıınımının kaynaıydı. Bu konuda iki alternatif söz konusu, birincisi nokta kaynaklar (özellikle çift yıldız sistemleri), ikincisi ise homojen daılmı bir kaynak (mesela gaz). F. Lebrun ve arkadaları, INTEGRAL in ISGRI algılayıcısının açısal ayırma özelliini kullanarak Gökada merkezindeki ıımanın noktasal kaynakların bir toplamı olduunu gösterdi. Yandaki ekilde INTEGRAL in imdiye kadar gözledii 420 kaynaı ve Gökadamız ın merkezinin yakın çekimi görünüyor. ekil 9. Etrafı gaz ve tozla çevrili yüksek kütleli yıldız ve çevresinde dönen karadelik ya da nötron yıldızı. 2. Yeni kaynakların kefi: Gama ıınlarının en önemli özelliklerinden birisi gaz ve toz bulutlarının arasından geçebilmesi. Bu, iyi çözünürlükle birleince, özellikle Gökada merkezine yakın yeni bir kuak kaynaklar INTEGRAL tarafından ortaya çıkarıldı. Bu kaynaklar aslında birer çift yıldız sistemi. Yıldızlardan bir tanesi nötron yıldızı ya da kara delik. Nötron yıldızları ve kara delikler yüksek kütleli yıldızların evrimlerinin sonucu ortaya çıkarlar. Dieri ise genç, yüksek kütleli bir yıldız. Genç yıldızdan kara delik ya da nötron yıldızına kütle aktarılıyor ve bu kütle aktarımı sırasında ortaya çıkan yüksek sıcaklıklardaki elektronlar Compton saçılması yöntemiyle gama-ıınlarının ortaya çıkmasını salıyorlar. Fakat genç yıldızdan kaynaklanan yıldız rüzgarı tüm sistemin kalın bir gaz ve toz bulutu içinde bırakıyor. Bu da düük enerjili fotonların sistemden çıkmasını, dolayısıyla bizim bu sistemi farketmemizi engelliyordu, ta ki INTEGRAL bakana kadar.

9 ekil 10. Garip X-ıını Atarcalarında (GXA) yüksek enerjili ıınımın kefi. 4U kodlu GXA, ekilde görüldüü gibi düük enerjilerde parlak baka bir kaynaktan sadece 6 açı dakikası uzaklıkta. Daha önceki ayırma gücü düük algılayıcılarla yapılan gözlemlerde yüksek enerjilerdeki tüm ıımanın bu kaynaktan geldii düünülüyordu. ISGRI, 2 açı dakikalık çözünürlüü sayesinde yüksek enerjili ıımanın sanılanın aksine GXA dan kaynaklandıını tespit etti (den Hartog, Kuiper, Hermsen 2004). 3. Garip X-ıını Atarcalarında (GXA) ve Yumuak Gama ıını Tekrarlayıcıları ndan (YGT) gelen yüksek enerji ıımasının kefi: GXA lar ve YGT ler Gökadamız da genel atarca ııma özelliklerine uymayan iki deiik sınıf atarca. Madde akıını besleyebilecek bir çift yıldız sistemine dahil deiller, yaydıkları enerji de sadece dönmelerinden dolayı yayabilecekleri enerjilerden çok daha yüksek. Arada sırada düük gama ıınlarında patlama yapan bu kaynakların durgun tayfları çok yumuak, yani bir kaç kev den 10 kev civarına çıkıldıında bu sistemlerden çok az foton geliyor. Parlama özellikleri ve yavalama özelliklerine bakarak bu atarcaların Gauss mertebesinde, yani normal atarcaların 1000 katı büyüklükte yüzey manyetik alanlara sahip olduu düünülüyor. O yüzden bunlara manyetar da deniyor. Bu manyetik alanın büyüklüünü öyle görebiliriz, Dünya nın yüzey manyetik alanı sadece 0.5 Gauss. Dünya laboratuvarlarında üretilebilen en büyük manyetik alan 10 8 Gauss, yani manyetar yüzeyinden 10 milyon kez daha küçük bir alan! INTEGRAL 2002 yılında bu kaynaklardan birisinin 20 kev üzerinde ııma yaptıını gördüünde astronomi dünyasında büyük bir sürpriz oldu. Halâ tam olarak ıımanın kaynaı anlaılamamı olsa da, yüksek manyetik alanlarla bir ilgisi olduu düünülüyor. INTEGRAL dünya laboratuvarlarında elde edilemeyecek yerçekimi kuvveti ve manyetik alanlarda teorik çalımaları sınamamıza yardım ediyor!

10 ekil 11. SGR kodlu YGA nın süper patlaması sırasında SPI veto algılayıcısı ile belirlenmi ıık erisi. nip çıkan tepeler nötron yıldızının kendi etrafında dönme periyoduna karılık geliyor. 4. YGA süper patlaması: Yüksek manyetik alana sahip YGA lar düük gama ıınlarında yaptıkları patlamalar dıında, nadiren de olsa, çok kuvvetli patlamalar yapabiliyorlar. Süper patlama denilen bu patlamalardan bir tanesi 27 Aralık 2004 tarihinde yaandı. SGR kodlu kaynakta yaanan patlama o kadar kuvvetliydi ki o sırada kaynaa göre Dünya nın önünde yer alan tüm uydu gözlemevleri kendilerini korumak için elektronik sistemlerini kapatmak zorunda kaldılar. Dünya nın arkasında kalanlar da Ay yüzeyinden yansıyan gama ıınlarını kaydettiler. INTEGRAL uydusuna ise bu patlama maskenin olduu ön taraftan deil, ama yan taraftan geldi. Buna ramen patlamanın ilk kısmında elektronik devreler kendisini kapattı. SPI sistemine maskeden deil de kenarlardan gelen ıımayı ayırmak için düzenlenen veto algılayıcısı patlamayı kaydetti (ekil 11 e bakınız). SPI ile yapılan çalımalar patlamanın iddetinin, ilk tepede Joule, daha sonra kuyrukta Joule olduunu göstermitir. Dünyadaki en iddetli nükleer bombaların yaydıı enerjinin Joule olduunu düünürsek bu patlamanın iddetinin büyüklüünü daha iyi anlayabiliriz.

11 ekil 12. Gökadamız ın merkezindeki gama ıını kaynaı, ve çevresindeki dier kaynaklar. INTEGRAL den önce Gökada merkezi tek bir kaynak gibi gözüküyordu. 5. Gökadamız ın merkezini örenmek: INTEGRAL özellikle Gökada merkezine yakın birçok kefedilmemi çift yıldız sistemi buldu. Bununla da kalmadı, Gökada nın merkezinde olduu düünülen yüksek kütleli kara delii (3 milyon güne kütlesi) hem gama ıınlarında gözlemledi, hem de tarihi hakkında bize bilgi verdi. ekil 12 de hem Gökadamız ın merkezindeki kara delik kaynaını (Sgr A*), hem de yanıbaındaki Sgr B2 kaynaının ISGRI ile elde edilmi görüntüsü var. Gökadamız ın merkezindeki kara delik etkin bir kaynak deil. Baka gökadaların merkezlerindeki kara delikler bizimkinden 1000 kat ya da daha fazla parlak olabiliyorlar. Bunlara etkin gökada çekirdekleri deniyor. Ama bu bizim merkezin geçmite de hep duraan olduu anlamına gelmiyor. Sgr B2 bir moleküler hidrojen bulutu. Bu buluttan gelen ıımanın özellikleri bir süre önce çok parlak bir kaynak tarafından ısıtıldıını gösteriyor. Gökada merkezinden 350 ıık yılı uzaklıktaki bu bulut bize Gökada nın merkezinin daha sadece 350 yıl önce imdikinden kat be kat daha parlak olduunu gösteriyor. 6. Gökadaların merkezlerindeki yüksek kütleli kara deliklerden bahsetmiken, ekil 13. Etrafı tozla çevrilmi aktif gökada çekirdeinin temsili resmi. INTEGRAL yeni birçok böyle kaynak buldu. Bu kaynaklar kozmik gama ıını arkaalanı için kilit görevi görüyorlar. imdiye kadar, Gökadamız ın merkezinde olduu gibi, kozmik arkaalanın da nokta kaynaklardan olutuu, bu nokta kaynaklarının çounun da toz bulutlarının arkalarında

12 saklanan aktif gökada çekirdekleri olduu düünülüyordu. Ama INTEGRAL bu kaynaklardan yeterince bulamadı. Yani kozmik gama ıını arkaalanı hala çözümü bekleyen bir problem olarak karımızda duruyor. ekil 14. Gökadamız daki karıt maddenin SPI ile ölçülmü daılımı. Karıt maddenin çou merkezin etrafındaki ikin bölge de younlamıtır. (Knodlseder 2005) 7. Gökadamız daki karıt maddenin daılımı. Elektronların ve karı-maddesi olan pozitronların birlemesi sonucu 511 kev enerjisinde fotonlar oluur. SPI algılayıcısı, Gökadamız daki 511 kev fotonlarının daılımına bakarak karıt maddenin kaynaklarını aramaktadır. lk belirlemeleri karıt maddenin sadece merkezde deil, diskte deil ama merkezin çevresindeki ikin bölge olarak adlandırılan kısımda olduunu bulmutur. Bu aırtıcı sonuç olası karıt madde kaynaklarını sınırlamıtır. Son gelimeler ise, az da olsa, diskten de gelen bir sinyal olduu yolundadır. Bu, özellikle kara delik içeren çift yıldız sistemlerini ciddi bir karıt madde kaynaı olasılıı olarak ön plana çıkarmaktadır.

13 ekil 15. Gama ıını patlamasının artistik betimlenmesi. 7. INTEGRAL ve gama-ıını patlamaları. Gama-ıını patlamaları (GIP) evrenin en iddetli patlamalarıdır. Patlamaların kaynaı olarak iki ayrı görü vardır, dev bir yıldızın çökmesi (hipernova), ya da iki nötron yıldızının birbiriyle kaynaması. Patlamaların enerjisi Joule ile Joule arasındadır (bir megatonluk nükleer patlamanın Joule olduunu bir kez daha hatırlatalım). Evrendeki çok uzak galaksilerde meydana gelen bu patlamalarda, enerjinin büyük kısmı gama ıınlarıyla yayılır. GIPlar bazen ans eseri INTEGRAL in görü alanı içerisinde oluyor ve detaylı incelenebiliyor. Bazen de kenardan uyduya çarpıyorlar. Bu sefer de veto düzeneini kullanarak yaklaık enerjileri, ve baka uydulardan gelen verileri kullanarak patlamanın yönü tespit edilebiliyor. INTEGRAL günde ortalama bir GIP tespit ediyor ve uzaydaki ve yerdeki dier gözlemevlerini uyararak patlamanın her evresinin incelenmesini salıyor. ans eseri görü alanı içine düen bir GIP, GRB , dierlerinden ayrılıyor, çünkü bu imdiye kadar incelenmi en düük enerjili, ve bize en yakın gama ıını patlaması. Tipik patlama enerjilerinden bin kat daha az enerjiye sahip olan bu patlama yepyeni bir GIP ailesinin bulunmu ilk üyesi olabilir. Üstelik çok yakınımızda bulunduuna göre, dier tiplere göre çok daha sık oluan bir GIP türü olmalı. Bu sönük GIPlar bizim onları kefetmemizi bekliyor. SONUÇ Yukarıda verilen örnekler INTEGRAL ın baardıklarının sadece bir kısmı. INTEGRAL her gün gözlemlerine devam ediyor ve evrenin en iddetli patlamaları, en yüksek manyetik alanları, en kuvvetli kütle çekimleri hakkında bize ipuçları vermeye, Dünya laboratuvarlarında test edemeyeceimiz teorilere gözlemsel anlamda ıık tutmaya devam ediyor.

14 Emrah Kalemci, Avrupa Komisyonu 6. Çerçeve Uluslar arası Geri-kaynaım Programı MIRG-CT kodlu proje ile desteklenmektedir. EK Ali Alpar, Defne Üçer ve Iıl Erdeve ye teekkür eder. Kaynakça [1] [2] [3] Lebrun ve ark., Nature, (2004), 428, 293 [4] [5] den Hartog ve ark., Astronomer s Telegram # 293 [6] [7] [8] [9] [10] Knodlseder ve ark., Astronomy and Astrophysics, (2005), 441, 513 [11] [12]