Gama ışını ikili HESS J0632+057

Gama ışınları, elektromanyetik radyasyonun bilinen en enerjik şeklidir ve her gama ışını, bir optik ışık fotonundan en az yüz bin kat daha enerjiktir. Çok yüksek enerjili (VHE) gama ışınları, bu miktarın milyarlarca katı, hatta daha fazla enerji toplar. Gökbilimciler, VHE gama ışınlarının, süpernova patlamalarından geride kalan devasa yıldızların kompakt, ultra yoğun kalıntı küllerinin rüzgarları veya jetleri ortamında üretildiğini düşünüyor. İki tür kompakt kalıntı vardır: kara delikler ve nötron yıldızları (ağırlıklı olarak nötronlardan oluşan, yoğunlukları Güneş’in kütlesine eşdeğer, yarıçapı yaklaşık 10 kilometre olan bir hacme paketlenmiş yıldızlar). Bu tür nesnelerin ortamlarından gelen rüzgarlar veya jetler, yüklü parçacıkları ışık hızına çok yaklaştırabilir ve bu tür enerjik parçacıklardan saçılan radyasyon da enerjilenebilir ve bazen VHE gama ışınlarına dönüşebilir.

Bilinen veya şüphelenilen dokuz gama ışını kaynağı, ikili sistemlerde, periyodik enerji salınımı olan bir yıldızın etrafında dönen kompakt nesnelerdir. Bu sınıfın her üyesinin kendine özgü özellikleri vardır, ancak bir vaka dışında hepsinde yıldız bileşeninin, genellikle bir ekvator diski ile çevrili büyük bir sıcak yıldız olduğu bilinmektedir. Buna karşılık, bu ikili sistemlerdeki kompakt nesnelerin doğası genellikle bilinmemektedir. Gökadamızda yaklaşık beş bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan gama ışını ikili HESS J0632+057, sıcak optik yıldız MWC 148 ve ilişkili bir X-ışını kaynağı ile çakışmaktadır. 2007’de HESS (Yüksek Enerjili Stereoskopik Sistem) bu kaynağın gama ışınları yaydığını keşfetti, ancak 2009’da VERITAS (SAO’nun Arizona’daki Fred L. Whipple Gözlemevi’nde bulunan Çok Enerjik Radyasyon Görüntüleme Teleskop Dizisi Sistemi) bunu tespit edemedi ve kaynağın gama ışını enerjilerinde değişken olduğunu gösteren bir sınır belirleyin. Daha sonra 2009’da VERITAS ve MAGIC gama ışını teleskopları, gelişmiş emisyonlu kaynağı tespit etti. Aynı zamanlarda Swift-XRT göreviyle yapılan gözlemler, kaynağın X-ışını emisyonunda yaklaşık 321 günlük bir periyoda sahip olduğunu ve nesnenin ikili yapısını oluşturduğunu buldu; radyo gözlemleri, birkaç astronomik birim uzunluğunda bir jeti olduğunu buldu.

CfA astronomu Wystan Benbow ve büyük bir uluslararası ekip, bu ikili sistemdeki kompakt nesnenin doğasını araştırdı. 15 yıllık gama ışını gözlemlerinin bir analizini ve bir dizi tesisten X ışını gözlemlerini tamamladılar. İlk kez VHE emisyonundaki yörünge periyodunu, 316,7 gün, yaklaşık yüzde 1,4’lük bir belirsizlikle ve diğer dalga boylarında ölçülen periyotla tutarlı olarak belirleyebildiler. X ışını ve gama ışını davranışları arasındaki güçlü korelasyon, hızlı hareket eden yüklü parçacıklardan oluşan tek bir popülasyonun her ikisinden de sorumlu olduğunu gösterirken, atomik hidrojenin emisyon çizgileriyle bir korelasyonun olmaması, sıcak yıldızdaki herhangi bir varyasyonun bir rol oynadığını ima eder. ihmal edilebilir rol. Gökbilimciler şimdi, emisyonu ve kaynak yapısını daha fazla karakterize etmek için daha derin, çok yıllı eşzamanlı çok dalga boylu gözlemler planlıyorlar.