Samanyolu'nda bulunan seçilmiş karışık morfolojili süpenova kalıntılarının X-ışın analizleri
X-ray analysis of selected mixed morphology supernova remnants in milk way
Yazar: CİHAD DENİZ
Danışman: PROF. DR. HİCRAN BAKIŞ ; PROF. DR. AYTAP SEZER
Akdeniz Üniversitesi / Fen Bilimleri Enstitüsü / Uzay Bilimleri ve Teknolojisi Ana Bilim Dalı
Derece: Yüksek Lisans, 2022
Konu: Astronomi ve Uzay Bilimleri = Astronomy and Space Sciences
Dizin: Morfoloji = Morphology ; Plazma = Plasma ; Süpernova = Supernova ; X ışını = X ray

Özet:
Bir süpernova patlaması sonucunda süpernova kalıntısı (SNK) oluşur. Patlama ile açığa çıkan büyük miktardaki kinetik enerji (10^51 erg), şok dalgasının ısıtması ile elektronların ve atomların ısısal enerjisine dönüştürülür ve böylece yüksek sıcaklıklı (~10^7 K) bir plazma meydana gelir. SNK'lardaki bu plazmanın çok ince (~1 cm^-3) olması nedeniyle, elektronlar ile atomlar arasındaki iyonizasyon dengesi ~10^)4-5) yılda sağlanır. Bu nedenle, SNK'lerde plazmanın iyonlaşma durumlarının X-ışını araştırması, kalıntıların evrimsel aşamasının iyi bir göstergesini sağlar. Ayrıca, yüksek sıcaklıktaki bu SNK plazması, çizgi salmaları ve süreklilik ışıması gösterir. Genç SNK'lar, patlayan ata yıldızdan kalan ağır elementlerin salma çizgilerini gösterirler (örneğin;  O, Mg, Si, S, Ar, Ca ve Fe). Bu çizgilerin bolluk değerlerinin doğru bir şekilde belirlenmesi, patlama türünün saptanması için kritik bir öneme sahiptir.
Bu çalışmada Samanyolu'nda bulunan ve karışık morfolojiye sahip SNK'lardan DA 530, CTB 37A ve 3C 391'in Suzaku X-ışın analizleri yapılmış ve SNK'larda yeniden birleşen (YB) plazma araştırılmıştır. Analizlere başlamadan önce, DA 530'un X-ışın arka plan katkısını gidermek için vinyet etkisi giderilirken; CTB 37A ve 3C 391 için ise, X-ışın arka planı modellenmiştir. Daha sonra, analizlerde, daha önce bu kalıntılara uygulanmamış, 2015 yılında kullanıma sunulan ve YB plazmayı tanımlayan vvrnei  tayfsal modeli kullanılmıştır. Bu model YB plazmanın olup olmadığı bilgisini sunmakla birlikte, diğer modellerden farklı olarak YB plazmanın yaşını vermektedir. Bu da YB plazma için önerilen iki teorik model arasında hangisinin geçerli olabileceği konusunda ayrım yapılmasına olanak tanır. Seçilen SNK'ların tayfsal analiz için kullanılacak bölgelerini daha doğru seçebilmek için, yüksek açısal çözünürlüğe sahip Chandra X-ışın Gözlemevi'nin verileri kullanılmıştır. CTB 37A ve 3C 391 kalıntılarının YB plazma gösterdikleri onaylanmış ve vvrnei modeli sayesinde hangi teorik modelin geçerli olduğu tartışılıp, literatürdeki diğer YB plazma gösteren kalıntılarla kıyaslaması yapılmıştır. DA 530 için ise, Suzaku verilerinin analizi ilk defa yapılmış olup, literatüre kazandırılmıştır (Deniz vd. 2022). Analizler sonucunda, DA 530 kalıntısında YB plazmanın olmadığı belirlenmiş olup, bu kalıntının diğer tayfsal özellikleri belirlenmiştir. 
Daha sonra, tayfsal analizlerden elde edilen en iyi tayfsal model kullanılarak, üç kalıntı için de gelecek nesil X-ışın uyduları olan XRISM/Resolve ve Athena/X-IFU'nun simülasyonları yapılmıştır. Bu simülasyonlar ile, XRISM ve Athena'nın yeterlilikleri ölçülüp, yeterince iyi olmayan tayfsal çözünürlük sebebiyle "saklı kalan" ısısal salma çizgileri de ortaya çıkarılmıştır. DA 530 X-ışınlarında sönük bir SNK olmasına karşın, gelecek nesil X-ışın uydularının kabiliyetleri ile pek çok salma çizgisini göstermiştir.

Abstract:
A supernova remnant (SNR) is formed as a result of a supernova explosion. A large amount of kinetic energy (10^51 erg) released by the explosion is converted into thermal energy of electrons and atoms by the heating of the shock wave, and this results in the formation of a high-temperature plasma. The ionization equilibrium between electrons and atoms is achieved in 10^(4-5) years, due to the very thin (~1 cm^-3) of this plasma in SNRs. Therefore, X-ray investigations of ionization states of the plasma in SNRs provide a better understanding of the evolutionary stages of the remnants. Moreover, high-temperature plasma in SNRs shows a sum of line emission and continuum emission in their spectrum. Young SNRs often show strong emission lines of heavy elements (eg, O, Mg, Si, S, Ar, Ca, and Fe) remaining from the exploding progenitor. Sensitive measuring of the abundance values of these lines is critical for determining the type of explosion.
In this thesis, X-ray analyses of DA 530, CTB 37A, and 3C 391, which are Galactic SNRs with mixed-morphology (MM), were performed. These analyzes aimed to investigate the recombining plasma (RP) in these SNRs. Firstly, the X-ray background of these remnants was calculated. For DA 530, the X-ray background was estimated by removing the vignetting effect, while for CTB 37A and 3C 391 remnants, the X-ray background was excluded with modeling. For the spectral fitting, vvrnei model, which is a spectral model for describing the RP and made available in 2015, was used. vvrnei model was used for the first time for the three SNRs in this thesis. With this model, the age of RP can estimate, which can use to select one of the two origin models of RP, different from the other spectral models. To decide the spectral analysis region of the SNRs, high angular resolution Chandra X-ray Observatory was used. The existence of RP was confirmed for CTB 37A and 3C 391, and the origin of the RP was discussed using the RP age derived from vvrnei spectral model. Subsequently, the physical properties of RP compared with the other SNRs in the literature. For the DA 530, for the first time Suzaku data of this SNR was analyzed, and the estimated physical properties of this SNR were added to the literature (Deniz et al. 2022). According to X-ray analysis, the plasma of DA 530 is not recombining state. 
Finally, using the best-fit model derived from Suzaku analyzes, next-generation X-ray satellites XRISM/Resolve and Athena/X-IFU simulations performed for three SNRs. With these simulations, the capabilities of XRISM and Athena was measured and thermal emission lines hidden due to poor enough spectral resolution were revealed. Although the DA 530 is a faint SNR in X-rays, it has demonstrated many emission lines with the capabilities of the next generation of X-ray satellites.