İçeriğe atla

GRB 970508

GRB 970508
Patlama tespit edildikten bir ay sonra GRB 970508'in kalıntıları
Olay türüGama ışını patlaması Bunu Vikiveri'de düzenleyin
Tarih21:24 (UTC)
8 Mayıs 1997
Süre15 saniye
AraçBeppoSAX
BATSE
Ulysses
TakımyıldızCamelopardalis Bunu Vikiveri'de düzenleyin
Sağ açıklık06s 53d 49sn[1]
Dik açıklık+79° 16′ 19.6″[1]
Uzaklık6 × 109 ışık yılı
Kırmızıya kayma0.835 ≤ z ≤ 2.3
En yüksek kadir (V)19.6
Toplam enerji çıkışı5 × 1050 erg (5 × 1043 J)
BelirtmelerGRB 970508
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam
[Vikiveri'de düzenle]

GRB 970508, 8 Mayıs 1997 günü, saat 21.42'de (UTC) tespit edilmiş bir gama-ışın patlamasıdır (kısaca GIP; GRB (gama-ışın patlamasının İngilizce kısaltmasıdır)). Bir gama-ışın patlaması, uzak galaksilerde meydana gelen ve gama ışını üreten patlamalar ve bunların yol açtığı çok parlak parıltıdır. Genelde uzun süren bir "artık parıltı" (X ışını, morötesi ışın, görünür ışık, kızılötesi ışın ve radyo dalgaları) tarafından izlenirler.

GRB 970508, İtalya-Hollanda ortak yapımı olan, X ışını astronomi uydusu BeppoSAX'ın Gama Işın Patlama Gözlemcisi tarafından tespit edildi. Astronom Mark Metzger, GRB 970508'in Dünya'dan en az 6 milyar ışık yılı uzaklıkta meydana geldiğini belirledi; bu bir gama-ışın patlaması için yapılan ilk uzaklık tespitidir.

Bu patlamaya kadar, astronomlar GIP'ların Dünya'dan ne kadar uzakta gerçekleştiğinin nasıl belirleneceği konusunda bir fikir birliğine varamamıştı. Bazı astronomlar, patlamaların Samanyolu'nda meydana geldiğini; fakat görünüşte sönük olduklarını; çünkü fazla enerjiye sahip olmadığını düşünüyordu. Bazıları ise patlamaların kozmolojik uzaklıktaki başka galaksilerde meydana geldiğini ve çok fazla enerjiye sahip olduğunu savunuyordu. Bu patlama, patlamaların kaynağının kesin olarak Samanyolu dışında olduğunu göstererek tartışmayı sonlandırdı.

GRB 970508, ayrıca radyo frekansı halinde son parıltısı gözlemlenmiş ilk patlamaydı. Radyo dalgalarının azalıp çoğalan güçlerini inceleyen astronom Dale Frail, radyo dalgalarının kaynağının neredeyse ışık hızında genişlediğini hesapladı. Bu, GIP'ların görelilikli hızda genişleyen patlamalar olduğuna ilişkin kuvvetli bir kanıt oldu.

Keşfi

Bir sanatçının çizdiği BeppoSAX'ın yörüngedeki görüntüsü

Bir gama-ışın patlaması (GIP), elektromanyetik radyasyonun en fazla enerji içeren şekli olan gama ışınlarını üreten bir tür patlamadır. GIP'lar ilk olarak 1967'de, uzaydaki nükleer patlamaları tespit etmek için kullanılan bir uzay aracı serisi olan Vela uyduları tarafından tespit edildi.[2] Genelde uzun süren bir "son parıltı" (X ışını, Morötesi ışın, Görünür ışık, Kızılötesi ışın ve radyo dalgaları) tarafından izlenirler. İlk keşfedilen GIP son parılıtısı, GRB 970228'in X ışını kalıntılarıydı.[3] Bu kalıntılar, İtalya-Hollanda ortak yapımı olan, esasen X ışınları üzerinde çalışma yapmak üzere tasarlanmış bir uydu olan BeppoSAX tarafından tespit edildi.[4]

8 Mayıs 1997 Perşembe günü UTC ile saat 21.42'de, BeppoSAX'ın Gama Işını Patlaması Gözlemcisi, yaklaşık olarak 15 saniye süren bir gama-ışını patlaması tespit etti.[5][6] Patlama aynı zamanda, Güneş üzerine çalışmak için tasarlanmış bir uydu olan Ulysses[7] ve Compton Gama Işını Gözlemevi'nde bulunan Patlama ve Geçici Kaynak Deneyi (BATSE) tarafından da gözlemlendi.[8] Patlama ayrıca, BeppoSAX'ın iki X ışını Geniş Alan Kamerası'ndan birinin görüş alanında meydana geldi. Birkaç saat içinde, BeppoSAX ekibi, patlamanın yaklaşık 10 açısal dakikalık bir çapı olan bir hata kutusunda (belli bir nokta etrafındaki, olası ölçüm hataları hesaplanarak belirlenen alan) gerçekleştiğini belirlediler.[6]

Gözlemler

New Mexico'daki Very Large Array

Patlamanın konumu kabaca belli olduktan sonra, BeppoSAX ekibinden Enrico Costa, Ulusal Radyo Astronomi Rasathanesi'nin Very Large Array'inde bulunan astronom Dale Frail ile irtibata geçti. Frail, UTC ile saat 01.30'da, patlamanın keşfinden dört saat sonra, 20 santimetrelik bir dalgaboyuyla gözlemler yapmaya başladı.[9] Frail gözlemleri için hazırlanırken, Hale teleskobu için çalışan astronom Stanislav Djorgovski'yle irtibata geçti. Djorgovski, hemen Digitized Sky Survey'den gelen yeni resimlerle eski resimleri karşılaştırdı; fakat hata kutusunda yeni bir ışık kaynağı göremedi. Djorgovski'nin Caltech gözlemevindeki bir arkadaşı olan Mark Metzger, verinin daha derin bir analizini yaptı; fakat o da yeni bir kaynak göremedi.[9]

Ertesi akşam, Djorgovski bölgeyi tekrar inceledi; fakat iki 8 ile 9 Mayıs gecesi çekilen resimleri karşılaştırınca parlaklığı değişen bir nesne göremedi.[10] Metzger parlaklığı değişen bir nesne gördü; fakat bunun bir GIP'ın kalıntısı değil, bir değişen yıldız olduğunu varsaydı. Jan van Paradijs'in liderlik ettiği Amsterdam'daki bir astronomi ekibinin üyeleri olan Titus Galama ve Paul Groot, 8 Mayıs günü WIYN Teleskobu ile 9 Mayıs günü William Herschel Teleskobu tarafından çekilen resimleri karşılaştırdı; fakat değişen bir ışık kaynağı bulamadı.[10]

Patlamanın X ışını kalıntılarının keşfinden sonra, BeppoSAX ekibi daha kesin bir konumlama sağladı. Metzger bu daha küçük olan hata kutusunda da bir değişen yıldızın var olduğunu varsaydı. Caltech ve Amsterdam ekipleri de değişken nesne konusunda bir sonuç yayımlamak konusunda duraksadı. 10 Mayıs 1997 günü, Uzay Teleskop Bilim Enstitüsü'nden Howard Bond, keşfini açıkladı.[11] Bu keşif daha sonra patlamanın görülebilir kalıntıları tarafından doğrulandı.[10]

10 Mayıs 1997 gününü 11 Mayıs 1997 gününe bağlayan gece, Metzger'in arkadaşı Charles Steidel, W. M. Keck Gözlemevi'nde değişken nesne için tayf ölçümleri yaptı.[12] Daha sonra verileri Metzger'e gönderdi. Metzger, magnezyum ve demir ile tayf çizgileri sisteminin kullanarak z = 0.8349 ± 0.0002'lik bir kırmızıya kayma tespit etti.[13][14][15] Bu, patlamanın 6 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir cisim tarafından emildiği anlamına geliyordu.[16] Patlamanın kendisinin ne kadar uzaklıkta olduğu tespit edilemese de, emen cismin Dünya ile patlama arasında olduğu kesindi ve bu nedenle, patlamanın en az 6 milyar ışık yılı uzaklıkta olduğu sonucuna varıldı.[12] Tayflarda Lyman-alfa ormanı (uzak galaksiler ve kuasarların tayflarındaki nötr hidrojenin Lyman-alfa bağlantısından yükselen tayf çizgilerinin zirve noktası) özelliklerinin yokluğu, kırmızıya kaymanın z ≤ 2.3 olarak daha kesin bir şekilde belirlenmesini sağladı.[14][15] Chicago Üniversitesi'nden Daniel E. Reichart tarafından yapılan çalışmalar ise z ≈ 1.09'luk bir kırmızıya kayma olduğunu ortaya çıkardı. Bu, astronomların bir GIP'ın kırmızıya kaymasını ölçebildikleri ilk patlamaydı.[17][18] 430-710 nm ve 350-800 nm'lik dalgaboylarında, bazı opsiyonel tayflar da Calar Alto Rasathanesi'nde ortaya çıkarıldı; fakat hiç salma çizgisi tespit edilmedi.[19]

Patlamanın tespitinden beş gün sonra, 13 Mayıs günü, Dale Frail, Very Large Array ile yaptığı gözlemlere devam etti.[20] Patlamanın konumuna ilişkin 3.5 santimetrelik bir dalgaboyuyla gözlemler yaptı ve güçlü bir sinyal aldı.[20] 24 saat sonra, sinyal önemli derecede güçlendi ve Frail, 6 ile 21 cm'lik dalgaboylarında da sinyal tespit etti.[20] Bu, bir GIP'ın kalıntılarının ilk doğrulanmış gözlemiydi.[20][21][22]

İlerleyen bir ay boyunca, Frail, radyo kaynağının gücünün günden güne önemli ölçüde azalıp çoğaldığını; fakat ortalama olarak arttığını gözlemledi. Değişkenlikler bütün dalgaboylarında aynı zamanda olmuyordu. Princeton Üniversitesi'nden Jeremy Goodman, bunu, radyo dalgalarını Samanyolu'ndaki yıldızlararası plazmanın bükmesiyle açıkladı.[21][23] Böyle radyo kırpışmaları (bir nesnenin radyo parlaklığındaki ani değişimler), sadece radyo kaynağının görünürde 3 mikroarksaniyelik bir çapı olduğunda meydana gelir.[23]

Özellikleri

40-700 keV'de çalışan BeppoSAX'ın Gama Işın Patlaması Gözlemcisi, değişkenliği (1,85 ± 0,3) × 10−6 erg/cm2 (1.85 ± 0.3 nJ/m2) olarak ölçtü. Geniş Alan Kamerası (2-26 keV) ise değişkenliği (0.7 ± 0.1) × 10−6 erg/cm2 (0,7 ± 0,1 nJ/m2) olarak ölçtü.[24] BATSE (20-1000 keV) ise değişkenliği (3,1 ± 0,2) × 10−6 erg/cm2 (3,1 ± 0,2 nJ/m2) buldu.[8]

Patlamadan beş saat sonra, patlamanın kadri U bandında (tayfın morötesi bölümü) 20,3 ± 0,3 ve R bandında (tayfın kırmızı bölümü) 21,2 ± 0,1 idi.[19] Kalıntılar, iki banttaki parlaklıklarının da zirvesine patlamadan iki gün sonra ulaştı. 11 Mayıs günü saat 02.13'te (UTC), U bandındaki parlaklık 19,6 ± 0,3 olarak, R bandındaki parlaklık ise 10 Mayıs günü UTC ile saat 20.55'te 19,8 ± 0,2 olarak ölçüldü.[19]

Kitt Peak Ulusal Rasathanesi'nden bir astronom olan James E. Rhoads, patlamayı inceledi ve kuvvetli bir biçimde ışın saçmadığını belirledi.[25] Frail ve arkadaşları tarafından yapılan daha fazla inceleme, patlamada açığa çıkan toplam enerji miktarının 5×1050 erg (5×1043 J) olduğunu ortaya çıkardı. Rhoads ise açığa çıkan toplam gama ışını enerjisinin 3×1050 erg (3×1043 J) olduğunu buldu.[26] Bu, patlamada açığa çıkan gama ışını ve hareket enerjisinin karşılaştırılabilir olduğunu ortaya çıkardı ve gama ışını üretiminde nispeten verimsiz olan GIP modellerini devre dışı bıraktı.[26]

Uzaklık ölçeği ve ışıma modeli

Bu patlamadan önce astronomlar GIP'ların Dünya'dan ne kadar uzakta meydana geldiği konusunda bir fikir birliğine varamamışlardı. Patlamaların eşyönlü dağılımı, onların Samanyolu diskinde meydana gelmediklerini ortaya koysa da, bazı astronomlar patlamaların Samanyolu'nun etrafında meydana geldiğini ve az miktarda enerji içerdiğini öne sürüyorlardı. Bazıları ise patlamaların kozmolojik uzaklıklarda meydana geldiğini ve çok fazla enerji içerdiklerinden dolayı tespit edilebildiklerini söylüyordu. GRB 970508'in uzaklık ölçümü ve toplam enerji hesaplaması, kesin olarak ikinci teorinin doğruluğunu kanıtladı ve anlaşmazlığı bitirdi.[27]

Mayıs ayı boyunca radyo kırpışmaları giderek güçsüzleşti ve en sonunda tamamen ortadan kayboldu. Bu, radyo kaynağının patlama tespit edildikten sonraki süre boyunca iyice dağıldığı anlamına geliyordu. Bilinen uzaklığı ve kırpışmalar sona erene kadar geçen zamanı dikkate alarak hesaplamalar yapan Frail, radyo kaynağının neredeyse ışık hızında patladığını buldu.[28] Bazı teoriler göreli olarak genişleyen bir ateş topundan bahsederken, bu patlama, böyle bir teoriye ilişkin ilk güçlü kanıt oldu.[29][30]

Ev sahipliği yapan galaksi

Patlamaya ev sahipliği yapan galaksi (Ağustos 1998)

GRB 970508'in kalıntıları, parlaklıklarının en fazla olduğu döneme patlamanın tespitinden 19.82 gün sonra ulaştı. Daha sonra 100 gün boyunca zayıfladı.[31] En sonunda, kalıntılar tamamen ortadan kayboldu ve patlamaya ev sahipliği yapan galaksi ortaya çıktı. Bu, halen yıldız üretmekte olan, cüce bir galaksiydi ve kadri V = 25.4 ± 0.15 idi.[31][32] Galaksi, üstel bir diske ve 0.70 ± 0.07'lik bir eliptikliğe sahipti.[31] GRB 970508'in görünür kalıntılarının kırmızıya kayması olan z = 0.835, ev sahipliği yapan galaksinin kırmızıyla kayması olan z = 0.83 ile uygundu. Bu ise, önceden gözlemlenmiş GIP'ların aksine, bu patlamanın bir etkin çekirdekli galakside oluştuğu ihtimalini ortaya koydu.[31]

Notlar

  1. ^ a b Djorgovski 1997
  2. ^ Schilling 2002, sf. 12-16
  3. ^ Costa 1997
  4. ^ Schilling 2002, sf. 58-60
  5. ^ Pedersen 1997
  6. ^ a b Schilling 2002, sf. 115-116
  7. ^ Pian 1998
  8. ^ a b Kouveliotou 1997
  9. ^ a b Schilling 2002, sf. 116-117
  10. ^ a b c Schilling 2002, sf. 118-120
  11. ^ Bond 1997
  12. ^ a b Schilling 2002, sf. 121-123
  13. ^ Varendoff 2001, sf. 383
  14. ^ a b Metzger 1997a
  15. ^ a b Metzger 1997b
  16. ^ Katz 2002, sf. 148
  17. ^ Schilling 2002, sf. 120
  18. ^ Reichart 1998
  19. ^ a b c Castro-Tirado 1998
  20. ^ a b c d Schilling 2002, sf. 124
  21. ^ a b Katz 2002, sf. 147
  22. ^ NRAO 1997
  23. ^ a b Schilling 2002, sf. 125
  24. ^ Galama 1998
  25. ^ Rhoads 1999
  26. ^ a b Paczyński 1999, sf. 2
  27. ^ Schilling 2002, sf. 123
  28. ^ Waxman 1998
  29. ^ Schilling 2002, sf. 126
  30. ^ Piran 1999, sf. 23
  31. ^ a b c d Fruchter 2000
  32. ^ Bloom 1998

Kaynakça

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Süpernova</span> Büyük Yıldızların Ölümü

Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.

<span class="mw-page-title-main">Galaksi merkezi</span>

Gökada merkezi, Samanyolu Gökadası'nın dönüş merkezidir. Dünya'dan uzaklığı, Samanyolu'nun parlak noktası; Yay, Yılancı ve Akrep takımyıldızları yönünde, 25,000 ışık yılı dir. Samanyolu'nun gökada merkezinde, Sagittarius A* süper büyük kütleli kara delik olduğu şüphesi vardır.

<span class="mw-page-title-main">Kuasar</span> Gazca zengin, çok yüksek enerjili astronomik cisim

Kuasar, kütlesi milyonlarca ila on milyarlarca güneş kütlesi arasında değişen, bir gaz diski ile çevrili bir süper kütleli kara delik tarafından desteklenen son derece parlak bir aktif galaksi çekirdeğidir (AGN). Kara deliğe doğru düşen diskteki gaz sürtünme nedeniyle ısınır ve elektromanyetik radyasyon şeklinde enerji açığa çıkarır. Kuasarların ışıma enerjisi muazzamdır; en güçlü kuasarlar, Samanyolu gibi bir galaksiden binlerce kat daha fazla parlaklığa sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Süpernova kalıntısı</span> patlamadan arta kalanlar

Süpernova kalıntısı (SNR) süpernova yıldızının dev patlamasıyla oluşmuş bir yapıdır. Süpernova kalıntısı, genişleyen bir şok dalgasıyla sınırlanır ve patlama sonucu ortaya çıkan, genişleyen malzemeden oluşur.

<span class="mw-page-title-main">Kataklizmik değişen yıldızlar</span>

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.

<span class="mw-page-title-main">Cassiopeia A</span> Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan süpernova kalıntısı

Cassiopeia A, Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan süpernova kalıntısı ve 1 GHz.'de 2720 Jy akı ile gökyüzünün en parlak gök bilimsel radyo kaynağı. Süpernova, Samanyolu'na 11,000 ışık yılı (3.4kpc) uzaklıkta oluşmuştur. Süpernovadan uzaklaşan bulut ve malzeme, şu an yaklaşık olarak 10 ışık yılı mesafeye ulaşmıştır. Radyo parlaklığı çok berrak olmasına rağmen optik olarak çok soluktur ve ancak uzun süreli pozlama fotoğraflarında görülebilir.

<span class="mw-page-title-main">W49B</span>

W49B, süpernova sonucu oluşmuş bir bulutsudur. Ayrıca gama-ışın patlaması kalıntısı olduğu düşünülüyor ki öyleyse ilk bulunan gama-ışını patlaması kalıntısıdır.

<span class="mw-page-title-main">Gama ışını patlaması</span>

Gama ışını patlamaları (GIP), önceden öngörülemeyen zamanlarda ve uzay konumlarında, oldukça kısa süreler içinde meydana gelen, çoğunlukla yüksek enerjili (≥100KeV) fotonların atımlarıyla oluşan patlama olaylarıdır.

Dale Frail, Socorro, New Mexico'da bulunan Ulusal Radyo Gökbilim Gözlemevi'nde çalışan Kanadalı gök bilimci.

<span class="mw-page-title-main">GRB 970228</span>

GRB 970228, 28 Şubat 1997 günü UTC ile saat 02.58'de gerçekleşmiş bir gama-ışın patlamasıydı (GIP). Bu, kalıntıları gözlemelenmiş ilk GIP'tı. Patlamanın ışık eğrisinde birkaç farklı zirve vardı ve yaklaşık 80 saniye sürdü. Bu patlamanın ışık eğrisindeki özellikler, bir süpernovanın meydana gelmiş olabileceği ihtimalini ortaya koydu. Patlama, kırmızıya kayması z = 0,695 olan bir galakside gerçekleşti. BeppoSAX tarafından tespit edildi.

<span class="mw-page-title-main">Hipernova</span> devasa yıldızların ölümü

Hipernova, süpernovadan yüzlerce kat güçlü olan yıldız ölüm şeklidir. Ölmekte olan yıldızın kutup bölgelerinde az olan basınç, patlamanın her yöne yayılması yerine kutupsal olarak iki yönlü ve daha yoğun olmasına sebep olur. Bu tür patlamada, patlama yönünde olan uzak cisimler büyük zarar görürken yakın olduğu halde patlama doğrultusunda olmayanlarsa az bir etkiye maruz kalırlar. Etkisi yıllarca sürebilir. Çok fazla radyasyon ve ışık yayar. Güneş'ten onlarca kat daha parlak olabilirler. Sönünce hiçbir etkisi kalmaz, ancak sönünceye kadar enerji yaymaya devam ederler.

<span class="mw-page-title-main">SNR B0525-66.1</span>

SNR B0525-66.1 Kılıçbalığı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 170.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir süpernova kalıntısıdır. Büyük Macellan Bulutu içinde yer alan ve yaşı 5.000 yıl olarak tahmin edilen bulutsu, δ Doradus yıldızının 2 derece batısında yer alır. Patlama enerjisinin ortalama bir süpernova patlamasının hemen hemen iki katı olduğu tahmin edilmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Gama ışını astronomisi</span>

Gama-ışını astronomisi, foton enerjileri 100 keV'den yüksek olan elektromanyetik radyasyonun en yüksek enerjili formu olan gama ışınlarının astronomik gözlemleridir. 100 keV altı radyasyonlar X-ışınları olarak sınıflandırılır ve X-ışını astronomisinin konusudur. Astronomik literatür genelde “gama-ışınlarını” sıfat olarak kullanıldığı zaman tire ile, isim olarak kullanıldğında “gamma ray” şeklinde tiresiz yazar.

Başlangıç kara delikleri, büyük bir yıldızın kütle çekimsel çöküşünden oluşan kara delikler değil; evrenin başlangıçtaki genişlemesi esnasında aşırı yoğun bir maddeden oluşmuş olan varsayımsal kara deliklerdir. Büyük Patlama Modeli'ne göre, Büyük Patlamanın ilk anlarında basınç ve sıcaklık aşırı derece yüksekti. Bu şartlar altında, maddenin yoğunluğundaki küçük dalgalanmalar yerel bölgelerde kara delik yaratacak kadar yoğunlaşmıştır. Buna rağmen,yoğunluğu fazla olan bölgeler evrenin genişlemesi nedeniyle kolayca dağılmış ve başlangıçtan beri var olan kara deliklerin durumlarını şu anda da devem ettirmelerine neden olmuş olurlardı. Başlangıç kara deliklerinin kütle oranlarının 1014 kg ile 1023 kg arasında değiştiği ve karanlık madde olabilecekleri iddia edilmiştir. Bu ihtimal küçük kütlelerin de karanlık madde olabilme ya da karanlık madde gibi davranabilme ihtimalinin olduğu düşüncesini doğurmuştur. Bu düşünce, kara deliklerin kütlelerinin hemen hemen küçük gezegenlerin kütleleri büyüklüğünde olacağından bizim dönemimize kadar varlıklarını sürdüremediklerini ve kütle çekimsel mercek gözlemleri içinde çok büyük olduklarını söyler.

<span class="mw-page-title-main">Tip Ib ve Ic süpernova</span>

Ib ve Ic tipi süpernovalar, çok büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki Hidrojenin tamamını tüketirler. Ia tipi bir Süpernova'nın spektrumu ile kıyaslandığında, silikona ait emilim çizgilerinin eksik olduğu görülür. Bu Ib ve Ic tipi Süpernovaların çekirdeklerindeki helyumun da büyük çoğunluğunun tükendiği Hipotezi yapılmıştır. Bundan dolayı bu iki tip süpernovaya tükenmiş çekirdeği çöken süpernova denir.

<span class="mw-page-title-main">Dünya'ya yakın süpernova</span>

Dünya'ya yakın süpernova, Dünya'ya yakın bir yıldızın patlaması ile oluşan süpernovalardır. Biyosferde fark edilebilir etkiler yaratır.

Herkül-Kuzeytacı Büyük Duvarı veya sadece Büyük Duvar, yaklaşık 10 milyar ışık yılını aşan uzunluğuyla gözlemlenebilir evrende boyut ve kütle olarak bilinen en büyük yapıdır. Bu devasa süper yapı, gama ışını patlamalarının (GRB) veri kümesi haritalamasında görülen ve beklenen ortalama dağılımdan benzer uzaklıktaki GRB'lere göre alışılmadık derecede daha yüksek konsantrasyona sahip olduğu tespit edilen gökyüzünün bir bölgesidir. Kasım 2013'ün başlarında István Horváth, Jon Hakkila ve Zsolt Bagoly liderliğindeki Amerikalı ve Macar gök bilimcilerden oluşan bir ekip tarafından Swift Gama Işını Patlaması Görevi'nden elde edilen veriler ve yer tabanlı teleskoplardan elde edilen diğer veriler analiz edilirken keşfedildi. Daha önce keşfedilen Huge-LQG'nin boyutunu yaklaşık iki kat aşan, evrendeki bilinen en büyük oluşumdur.

<span class="mw-page-title-main">Kilonova</span>

Bir kilonova, iki nötron yıldızı veya bir nötron yıldızı ve bir kara delik birleştiğinde kompakt bir ikili sistemde meydana gelen geçici bir astronomik olaydır. Bu birleşmelerin, birleşme işlemi sırasında oldukça izotropik olarak üretilen ve fırlatılan ağır r-işlem çekirdeklerinin radyoaktif bozunması nedeniyle gama ışını patlamaları ürettiği ve "kilonova" adı verilen parlak elektromanyetik radyasyon yaydığı düşünülüyor. Kilonova AT2017gfo'nun erken dönemlerde ölçülen yüksek küreselliği, spektrumunun kara cisim doğasından çıkarılmıştır.

ROTSE, çoklu teleskop deneyi olarak tasarlanmış ve gama ışını patlamalarının geçici optik ışımalarını gözlemlemek amacıyla oluşturulmuştur. Deney; Avustralya, Namibya, Türkiye'deki TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi ve Teksas'daki McDonald Gözlemevi'nde bulunan dört teleskobu içermektedir. Teleskop çalışma zamanının %30 kadarı TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'ne yani Türk astronomlarına aittir. Bu zaman dilimi içinde çeşitli nesnelerin optik bantta gözlemleri yapılabimektedir.

<span class="mw-page-title-main">Astrofiziksel jet</span> Dönen bir astronomik cismin ekseni boyunca akan iyonize madde ışını

Astrofiziksel jet, iyonize olmuş maddenin dönüş ekseni boyunca uzamış ışınlar şeklinde dışarı atıldığı astronomik bir olgudur. Işındaki büyük ölçüde hızlandırılmış madde ışık hızına yaklaştığında, astrofiziksel jetler özel görelilik etkileri gösterdiği için relativistik jetler haline gelir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.