Gama işinlari

Elektromanyetik dalgalar farklı dalga boylarına sahiptir. Bir radyo dinlediğimiz, TV izlediğimiz ya da bir mikrodalga fırınında akşam yemeği yaptığımız zaman elektromanyetik dalgayı kullanmışız demektir. Radyo dalgaları, TV dalgaları ve mikrodalgalar elektromanyetik dalgaların tipleridir. Onlar birbirlerinden sadece dalga boyları ile farklıdırlar.

Dalga boyu, bir dalga tepesi ile sonraki dalga tepesi arasındaki mesafedir.

• 
  Radyo dalgaları
  
• 
  Mikro dalgalar
  
• 
  İnfrared dalgalar
  
• 
  Optik dalgalar
  
• 
  Ultraviole dalgaları
  
• 
  X-ışını dalgaları
  
• 
  Gama dalgaları
  

• 
  Dalga nedir?
  

Ses, de göremediğimiz dalgaların bir tipidir. Deniz dalgaları gibi, ses dalgaları da içinde seyahat edecekleri bir ortama ihtiyaç duyarlar. Ses hava içinde seyahat edebilir, çünkü hava moleküllerden oluşmuştur. Hava molekülleri birbirine çarparak sesi taşır, tıpkı domino taşlarının birbirleri üzerine çarparak yıkılması gibi. Moleküllerden oluşan herhangi bir ortamda, örneğin suda, ses seyahat edebilir. Uzayda ses yoktur, çünkü ses dalgalarını iletecek hiç molekül yoktur.

Elektromanyetik dalgalar ses dalgalarına benzemezler çünkü, seyahat etmek için moleküllere ihtiyaçları yoktur. Bu elektromanyetik dalgaların hava içinde, katı ortam içinde ve uzay boşluğu içinde seyahat edebileceği anlamına gelir. Bu durumu, uzay yürüyüşü yapan astronotların haberleşmek için niçin radyo kullandıkları açıklar. Radyo dalgaları elektromanyetik dalgaların bir tipidir. Elektromanyetik dalgalar nelerdir?

Elektrik ve manyetizma durgun (statik) halde olabilir. Ancak hareket halindeki elektrik ve manyetik yükleri elektromanyetik dalgayı oluşturur. Elektromanyetik dalga bir elektrik alanı ile bir manyetik alanın eşleştiği zaman oluşur. Bir elektromanyetik dalganın elektrik ve manyetik alanları birbirine ve dalganın hareket yönüne diktir. James Clerk Maxwell ve Heinrich Hertz elektromanyetik dalgaların nasıl oluşturduğunu ve hangi hızlarla hareket ettiklerini inceleyen iki bilim adamıdır.

Şekildeki mavi renk bir elektrik alanını ve yönünü, yeşil renkte bir manyetik alanını ve yönünü göstermektedir. Elektromanyetik dalga eksen çizgisi üstünde tek bir yönde ışık hızıyla hareket eder.

Gama ışınları yukarıda belirttiğimiz gibi elektromanyetik spektrumdaki en kısa dalga boylu ve en fazla enerjili elektromanyetik radyasyonlardır. X-ışınları ile γ-ışınları arasındaki sınır kesin olarak belirlenmemiştir. Bazı astronomlar 100 keV üzerinde, bazıları 500 keV’a yakın enerjiye sahip fotonları γ-ışınları olarak niteler.

Gama yayımı, alfa ve beta yayımını takiben türev çekirdek tarafından gerçekleştirilir. Uyarılmış bir çekirdek yüksek enerji değerine sahip  olur gama yayımı  yaparak  fazla enerjisini dışarı verir. Yüksek enerjili gama ışınları birkaç santim kalınlığındaki kurşun bloktan geçebilirler. Gama ışınları iyonlaştırıcı değildir meydana getirdikleri elektronlarla iyonizasyon yaparlar. Gama ışınları X-ışınlarının  aksine çizgisel enerji spektrumuna sahiptirler.

Gama ışınları alfa ve beta ışınlarından farklı olarak, bir tek elementer olayda enerjisinin büyük bir kısmını, çoğu zaman tamamını kaybeder. İçinden geçtiği maddenin hangi atomun civarında bu kaybın olacağı tamamen tesadüfe bağlıdır. Bu sebeple gama ışınlarının madde tarafından soğurulmasında radyoaktif bozunma  kanunlarına benzer bir kanun geçerlidir. Maddenin küçük bir dx kalınlığında absorplanan dI  ışın şiddeti, bu kalınlığa giren I şiddeti ile orantılıdır.

Burada μ orantı katsayısıdır, gama ışınlarının enerjisine ve maddeye bağlıdır. Eksi işareti, x kalınlığı arttıkça şiddetin azalmasından dolayı konulmuştur.

Kalın bir x tabakasına I₀ şiddetiyle giren mono enerjik paralel  bir gama ışın demeti, x tabakasından çıkarken

        Değerini alır.

I₀ değerini yarıya indiren kalınlığa yarı değer kalınlığı denir. Eğer bu  yarı değer kalınlığı g/cm² ile ifade edilirse o zaman sadece enerjinin bir  fonksiyonu olarak ifade edilebilir ve 0.5-5 Mev aralığındaki gamalar için durdurucu maddeden bağımsız olur.

• 
  Foto Elektrik Olayı: Gama fotonu, enerjisinin tamamını maddenin atomuna bağlı elektronlardan birine vererek kaybolur. Enerji alan elektron, kinetik güç kazandığından atomdan ayrılır ve adı geçen atomlardan bir “iyon çifti” meydana gelmiş olur. Atomlardan ayrılan elektrona da “Foto Elektron” adı verilir. Foto elektronlar enerjilerini tüketinceye kadar, fotonun geliş doğrultusu ile 50 dereceye yakın bir açı altında yollanırlar ve diğer atomları da iyonizasyona tabi tutarak yollarına devam ederler.
  

• 
  Compton Olayı: Gamma fotonu, herhangi bir madde atomunun elektronuna çarptığı zaman gücünün bir kısmını o elektrona potansiyel enerji olarak verir ve foton kalan enerjisi ile başka bir istikamette yoluna devam eder. Bu suretle meydana gelen potansiyel enerjiye sahip elektrona da “Compton Elektronu” denmektedir. Compton elektronu da tıpkı foto-elektron gibi enerjisi bitinceye kadar sekonder ionizasyonlar meydana getirerek yol kat eder ve sonunda tam absorblanmış olur.
  

• 
  Pozitif ve Negatif Elektron Çiftlerinin Doğuşu: Buna Çift Oluşumu olayı da denir. Nadiren meydana gelen bir hadisedir. Bu olayda gamma fotonu, maddenin atom çekirdeği yakınında bir negatif ve bir pozitif elektrona dönüşmek suretiyle kaybolmaktadır. Böylece bir elektron çifti meydana gelmiş bulunur. Şayet Foton, bir elektron çifti meydana getirmek için gerekli olan enerjiden daha fazla bir güce sahip ise, o fazla enerji dahi çift elektronlarca paylaşır ve her iki elektron enerjilerinin büyüklüğü kadar bir hızla uzaklaşırlar.
  

• 
  Nötronların Meydana Gelişi: Çok yüksek enerjili Gamma ışınlarında nadiren meydana gelen bu hadise, fotonların direkt olarak atomun çekirdeğine kadar ulaşması sonucu fotonlardan daha fazla nüfuz kabiliyetine sahip olan serbest nötron açığa çıkarılması anlamını taşır. Nötronu eksilen atom ise, radyoaktif hale gelmektedir. Bunların her ikisi de radyasyon tehlikesine sahiptirler.
  

Yüksek enerjili X ışınının (sıklıkla 140 kVp) ve düşük enerjili X ışınının (sıklıkla 100 kVp) kemik ve yumuşak dokuda atenuasyonunun (soğurulması) farklı olması prensibi ile çalışmaktadır. Bu yeni jenerasyon çihazlara dual enerji X-ray absorpsiyometri (DXA veya DEXA) cihazları denilmektedir. X ışını kaynağı olarak X-ray tüpü kullanmaktadır. X ışınını direk karşı noktaya veren tüplere pencil beam (kalem ışın); yelpaze tarzında veren X-ışını tüplerine fan beam (yelpaze ışın) denilmektedir. Kalem ışın kullanan cihazlarda tek katı hal silikon dedektörü rektilineer tarzda ilgi alanını tarayarak görüntüyü oluşturmaktadır. Yelpaze tarzı X ışını kullanan yeni cihazlarda 36-72 adet arası katı hal silikon dedektörü (her biri 2 - 4 mm boyuta sahiptir) yay tarzında dizildiğinden, tek lineer geçişte geniş görüntü elde edilmektedir. Fan beam DEXA cihazları çekim süresini ve alınan radyasyon miktarını bariz olarak düşürmektedir.

Gama kamera ile görüntülemede, radyoaktif materyallerin vücuttaki dağılımlarından yayılan gama ışınlarının kolimasyonu gereklidir. Bunun için kolimatörler kullanılır. Kolimatörler genelde kurşun veya tungstenden yapılır ve 4-5 cm kalınlığında 20cm’e 40cm büyüklüğündedir. Kolimatör gama ışınlarının içinden geçebileceği binlerce kare, yuvarlak veya hekzagonal paralel kanallara sahiptir. Kolimatörler direk olarak çok hassas olan NaI(Tl) kristalinin üstüne yerleştirilir. Kolimatörü geçen gama ışınları NaI(Tl) kristaline ulaşır ve ışığa dönüşür. Kristalin arkasında bulunun foto çoğullayıcı tüpler proses için bu ışığı toplarlar. Daha sonra bu ışık sinyallerinin analiziyle görüntü oluşturulur. Gama kameranın boyutuna göre, kalp, karaciğer gibi organların tümü görüntülenebilir.

4.)Sağlık sektöründeki diğer bir kullanım yeri ise tek kullanımlık tıbbi malzeme ve cihazlar ile sağlık bakım ürünlerini sterilize etmek için kullanılıyor. Bu kategoride üretilen ürünlerin yarısı ve  tür olarak ise 1000’i aşkın değişik türdeki ürün radyasyonla sterilize edilmektedir. Radyasyonla sterilizasyon soğuk bir yöntem olması, işlem gören ürünler üzerinde kalıntı bırakmaması, işlem kontrolunun kolay olması ve yüksek sterilizasyon güvencesi sağlaması diğer yöntemlere göre başlıca üstün tarafları olmaktadır.

Tek kullanımlık tıbbi ürünleri çoğu plastik malzemelerden yapılmış olduğundan, bunlar 110-120 ⁰C’ ta erimekte veya şekil bozulmaları meydana gelmektedir. Bu nedenle  klasik sterilizasyon yöntemi olan kuru veya nemli ısı sterilizasyonu  uygulanamamaktadır. Bunun için soğuk bir yöntem olan radyasyon sterilizasyonu veya Etilenoksit (E_tO) sterilizasyonu  uygulanmaktadır. ETO zehirli ve kanserojen bir gaz olması, ürünler üzerinde kalıntı bırakması ve çevre sorunları yaratması nedeniyle birçok ülkede kullanımı kısıtlanmış bulunmaktadır.

Türkiye’ de 1994 yılından beri gama ışınlaması ile sterilizasyon yöntemi uygulanmaktadır. Sterilize edilen başlıca ürünler serum setleri, kan verme setleri, ameliyat eldivenleri, ameliyat iplikleri, kat-güt, kateterler, plastik ve metal sondalar, koter kalemleri, ameliyat giysileri ve setleri , gazlı bez, kompres ve pedler, damla sayıcıları, damla ayar klipleri, hemodializ setleri, ortepedik protezler, örnek alma ve muayene  apareyleri, laboratuar tüpleri ve pedri kapları sayılabilir.

4.)Gama ışınlarının ülkemizde ilaç, ilaç hammaddeleri ve ilaç kapları alandaki uygulamalara bakıldığında başta göz ve cilt merhemleri, veteriner ilaçları, burun spreyleri, bazı bitkisel vitaminler ve ilaçlar, katı formdaki pek çok ve ilaç hammaddesi, dolgu maddeleri, validasyon maddeleri,  tablet kaplama ve parlatma maddeleri sayılabilir. İlaç kapları olarak cam ve plastik şişeler, şişe kapakları, damla sayıcıları, contalar ve jelatin kapsülleri ve  ilaç poşetleri  sterilize edilmektedir.



SANAYİDE KULLANIM:
1.)Sanayide gama ışınlarının kullanımınıda görürüz. Amerikan NDS SYSTEMS firmasının üretimi bir cihaz sayesinde gama ışınları yardımı ile kalınlık ölçülebilinen bir sistem yapılmıştır. Bu sistemle plastik, kauçuk, tekstil, kağıt, her türlü gıda,süt ,ağaç ve ilaç sektöründe kalınlık, nem, protein, yağ vs. ölçülmesi yapılabilmektedir. Ayrıca bu sistemler ürün renk değiştirmesi, ısı değiştirmesi, ortam ısısının değişmesi gibi etkenlere karşı duyarsızdır. Değişimlerden sonra tekrar kalibrasyon gerektirmez. Scanner ile birlikte 3-4 kg ağırlıkta olan sistem hızlıca bir tesisten diğer tesise aktarılabilir.Bu sayede yatırım maliyetinin düşmesine sebep olur.


2.)Sanayideki bir diğer kullanımı ise polietilen gaz ve su boruları kablo izolasyonları, plastik makine dişlileri ışınlanmak suretiyle çapraz bağlama işlemi yapılmaktadır. Çapraz bağlama sonucu bu gibi ürünler sertleşmekte ve erime noktaları yükselmektedir. Dünyada çok büyük oranlarda uygulanan bir yöntem olmasına karşın ülkemizde sadece yerden ışınmada kullanılan polietilen sıcak su borularında ve çok sınırlı miktarlarda ışınlama yolu ile çapraz bağlama işlemi yapılmaktadır.
Ayrıca Gama ışınları gıda ışınlama işleminde de kullanılır. Dünyada 30 yıldan beri 40  kadar ülkede 200’ ü aşkın gıda türünde uygulanan bir yöntemdir. Türkiye’de ise  6 Kasım 1999 yılında çıkartılan Gıda Işınlama Yönetmeliği ile gıda ışınlamasına izin verilmiştir. Ülkemizde ise halen gıda ışınlaması için sadece bir tesis onay almıştır.

Gıda ışınlama işlemi; gıdalarda bozulmaya sebep olan mikro organizmalar ve biyokimyasal olayların miktar ve faaliyetlerinin engellenmesi, azaltılması, yok edilmesi, gıdaların raf ömürlerinin uzatılması, olgunlaşma süresinin kontrolü için yapılmaktadır.  Gıda ışınlamada kullanılacak ışınlama dozu, gıdanın özelliklerine ve istenen doz aralığına uygun uluslararası kabul edilebilir dozimetri yöntemleriyle gıdanın belli hacim biriminde absorblanan ortalama doz ölçülerek belirlenir.

Gama ışınlama işlemi bu amaç için özel üretilmiş Metelik formda Co-60 kaynakları veya Sezyum-137 (Cs-137) izotoplarından çıkan gama ışınlarından yararlanılarak gerçekleştirilen bir işlemdir.

Sonuç olarak Türkiye’ de radyasyon ışınlaması iki adet gama ışınlama tesisi ile 9 yıldan beri tıp, gıda ve plastik endüstrisinde uygulanmaktadır.

• 
  Yüksek enerjili bir parçacığın bir başka parçacık ile çarpışması
  
• 
  Bir parçacık ve onun karşı parçacığın birbirlerini yok etmesi
  
• 
  Radyoaktif bozunma
  
• 
  İvmelendirilmiş yüklü parçacıklar
  

Gama ışınları ayrıca süpernova patlamaları ya da atomların parçalanmasıyla ve daha az dramatik olarak uzaydaki radyoaktif maddelerin bozunmalarından üretilirler. Süpernova patlamaları, nötron yıldızları, pulsallar ve kara delikler tüm gökler âleminin gama ışın  kaynaklarıdır.( Süpernova patlamaları daha sonra detaylandırılacaktır.)

Bu güçlükten sonra araştırmacıların çektiği en büyük zorluk, iyi bir resim yapmak için gereken çok sayıda fotonu bulmak olmuştur. Gama ışın astronomisini zor kılan en önemli ikinci sebep evrende diğer dalga boyları ile karşılaşınca çok az sayıda gama ışın fotonu bulunmasıdır. Birkaç örnek vermek gerekirse; Yengeç atarcası, gama ışın dalga boyunda nispeten parlak bir kaynak olmasına rağmen, yayınladığı her 10³ optik fotona karşılık bir gama ışın fotonu yayınlar. Bu alanlarda en başarılı teleskoplardan biri olan EGRT hazırladığı tüm gökyüzü haritası için tam 18 ay boyunca açık kalmıştır yani bu teleskopla bütün gökyüzünün resmini çekebilmek için gereken poz süresi 18 ay olmuştur.

Yörüngeye çıkan ilk gama ışın teleskopu 1961 yılında fırlatılan Explorer-XI dır. Bu uydu ise sadece 100 kozmik gama ışın fotonu algılayabilmiştir. Bu gama ışınları da gama-ışın zemin ışınımıdır. Bu zemin ışınımı, kozmik ışınların yıldızlar arası gaz etkileşmesi gibi sebeplerle meydana gelir. Dikkate değer sayıda gama ışını ilk olarak, 1967’de fırlatılan OSO-3 uydusundaki gama-ışın teleskopunca tespit edilmiştir. Bu uydu zemin ışınımından farklı olarak 621 olay kaydetmiştir.

Gama-ışın astronomisinin gözlemsel kısmı en büyük aşamayı, SAS-2 (1972) ve COS-B (1975-1982) uydusu ile kaydetmiştir. Bu iki uydu yüksek enerjili evrenin o zamana kadar hiç görülmemiş görüntülerini sağlamışlardır. Bu uydular, zemin ışınımı hakkında daha önceki bulguları doğrulamışlar, gama-ışın dalga boyundaki gökyüzünün ilk kez detaylı bir haritasını çıkarmışlar ve bazı nokta kaynakları tespit etmişlerdir. Ancak bu cihazların düşük çözünürlüğü bu nokta kaynakların tam tanımlamasını yapmayı güçleştirmiştir.

1. 
   VELA ATARCASI(PRS B0833-45): Bu atarca SAS-2 (The second small Astronomy satellite) verilerinde, sadece gözlenen gama-ışın bölgesindeki en parlak atarca değil aynı zamanda bütün gama-ışın gök yüzündeki en parlak kaynaktır. En nemli özelliği gama-ışın bölgesindeki iki atımıdır ki bunlar radyo bölgedeki ile zıttır ve hiçbir gama-ışın atımı radyo atımlarıyla aynı devrede olmaz. Bu özellikler daha sonra CMOS-B tarafından da doğrulanmış, EGRET teleskopu ile yapılan çok daha ayrıntılı gözlemler üzerinde ise çalışılmaktadır. Bundan başka bu atarcanın optik bölgede de iki tepe noktası Wallace (1977) tarafından bulunmuştur. Bunlar da ne gama-ışın bölgesinden gelen ışınlarla nede radyo bölgesindeki ışınlarla uyumlu değildir. Sonradan x-ışın bölgesinde de zayıf bir emisyon Hakkı Ögelman , Finley ve Zimmerman (1993) tarafından bulunmuştur ki; bu ışınımında evreyegöre dağılımı diğerleriyle uyuşmaz. Vela atarcası ayrıca 1-30 Mev bölgesinde COMPTEL tarafından ve 0.06-9 Mev bölgesinde de OSSE tarafından gözlenmiştir.
   

2. 
   YENGEÇ ATARCASI (PRS B0531+21): Bu atarca bilinen ilk gama-ışın atarcasıdır. Ancak en güçlüsü değildir. SAS-2 ve COS-B bu atarcadan gelen gama ışımasının detaylarını ortaya çıkarmıştır.
   

Aslında Yengeç bulutsusundaki PRS B0531+21 atarcası örneğin Vela atarcasına göre açıklaması daha kolay bir atarcadır. Çift atımlı yapısı radyo, optik, x-ışını ve gama-ışın bölgelerinde gözlenmiştir. Daha da güzeli her dalga boyundaki bu atımların birbirleriyle uyumlu olmasıdır. Yengeç atarcası bu açıdan tektir. Gama-ışın bölgesinde tespit edilen diğer bütün atarcalar için farklı dalga boylarındaki atımlar farklı evrelerde ortaya çıkarlar. Aynı fazdaki bu çift atımlar PRS B0531+21 için hr dalga boyundaki ışımın sebebinin aynı olduğunu gösterir, buda muhtemelen Yengeç atarcasının 10³ yıllık yaşı ile bilinen en genç gama-ışın atarcası olmasından kaynaklanır. Daha yaşlı olan Vela atarcasının yüksek enerjili bileşeni belirgin bir şekikde baskındır. Aslında atımlar şeklindeki ışınım güçleri oranları, L(PSR B0531+21)/l(PSR B0833-45), 100 Mev’den yüksek enerjilerde yaklaşık 5’tir. Aynı oran optik bölgede 10⁴ tür. Atılımlı ışınım düşük, orta ve yüksek enerji aralıklarında Compton uydusu teleskopları tarafından da gözlenmiştir.

3. 
   GEMINGA: Bu kaynağın tarihi bile ilginçtir. Doğası hakkında elle tutulur açıklamalar keşfinden 20 yıl sonra gelmiştir. Geminga (2CG195+04) ilk olarak SAS-2 uydusu tarafından 1972 ve 1973 yıllarında gözlenmiştir. Geminga, halen Vela ve Yengeç atarcaları ile birlikte gökyüzündeki yüksek enerjili gama-ışın bölgesinin en güçlü üç kaynağından biridir. SAS-2 gökyüzünün bu bölgesini taradığı her gözlemde atarca hep aynı şiddette ışınım yayınlıyordu. Sonra COS-B uydusu da bu kaynağı 1975 ve 1982 arasında tam beş kez gözledi ve yine her seferinde aynı şiddeti kaydetti.
   

SAS-2 gözlemlerinden sonra kaynağın gücü, yeri, diğer dalga boylardaki gözlemlerin eksikliği ve bazı diğer faktörlerden dolayı sadece kaynağın galaktik ve henüz keşfedilememiş bir atarca olduğu tahmini yürütülebiliyordu. COS-B uydusu, kaynağın koordinatlarını daha iyi bir şekilde belirlemesine rağmen pek çok deneme sonuçsuz kalmış ve kaynağın bir radyo bileşenini bulunamamıştır. Einstein gözlem evi tarafından Geminga’nın çok yakınında keşfeden x-ışın kaynağı 1E063+178 (Bignami, Caraveo ve Lamb, 1983 ) Geminga’nın başka bir dalga boyunda bulunan ilk bileşeni olmuştur. Bignami va ark.. (1987) daha sonra Einstein gözlem evi tarafından tespit edilen x-ışın kaynağın varlığını doğrular. Halpern ve Tyler (1988) daha sonra bu kaynağın varlığını ve bunun son derece mavi olduğunu doğruladı. Bu sonuçların, SAS-2 grubunun bunun bir nötron yıldızı olduğu iddialarını desteklediğini hatta daha ileri giderek gama ışınları ile x-ışınları arasındaki büyük akı oranının gama ışınlarının, pek çok atarca modelinin gerektirdiğinin aksine, yıldızın yüzeyinden çok yukarıda oluşması gerektiğini açıkladılar. 1E0630+178’te 237.0974 ms’lik bir peryodun bulunması bu kaynağın nötron yıldızı olduğunu neredeyse kesinleştirdi. Bu periyottan yola çıkan araştırmacılar gama-ışın verildiğinde de aynı periyodun SAS-2 ve COS-B verilerinde de olduğunu buldular. Bu bulgular atarcanın kararlı bir yapıda olduğunu görmeyi de sağladı.

Bu atarca ile ilgili diğer bir ilginç nokta ise, iki atımının arasının evrenin yarısı kadar olmasıdır. Geminga’nın gama ışın bölgesindeki en güçlü üç atarcadan biri olmasına rağmen halen radyo bileşeni tespit edilememiştir.

4. 
   PRSR B1055-52 : EGRET bu atarcadan da gelen yüksek enerjili gama-ışınlarını tespit etmiştir. Tespit edilen bu ışınların periyodu yaklaşık 197 ms’dir. PRS B10055-52’nin, çok sert foton tayfsal indeksi ve rotasyonel enerjisini gama ışınına dönüştürme konusunda büyük bir yeteneği vardır. 100 Mev ile 4Gev arasında gözlenen ışınımın dağılımı tek bir güç kanunuyla aşağıdaki gibi temsil edilmektedir;
   

ŞEKİL-1:Yukarda PSR B1055-52 ve hemen yanındaki büyük bir yıldız görülmektedir

—Gökyüzünde bir nokta kaynak olarak gözlenmelidir. Örneğin normal bir galaksi ya da bulutsu gibi olmamalıdır. Bazı blazarların etrafında bulutsular vardır ama ışığın çoğu nokta kaynaktan gelir.

—Tayfları pürüzsüz olmalıdır. Örneğin normal bir yıldızın sahip olabileceği gibi derin soğurma çizgileri olmamalıdır.

—Görülebilir ışığı kutuplanmış olmalıdır.

—Tüm dalga boyu aralıklarında bir kuazardan daha fazla ve daha hızlı değişimler göstermelidir.

Her ne kadar 1976 yılında 3C273’den yüksek enerjili gama-ışınları alındıysa da, EGRET’in yeni bir gama-ışın kaynağı sınıfı olan blazarları keşfetmesi büyük bir sürprizdi. Blazar sınıfına giren Aktif Gökada Çekirdekleri (AGÇ) şu anda EGRET katalogunda tanımlanmış en kalabalık kaynak sınıfıdır.

Blazarların gama-ışımasını açıklayan genel olarak kabul görmüş iki model vardır. Bu modeller birbirlerinden, ivmelendirilen asıl parçacıkların leptonlar mı? ya da hadronlar mı? olduğu noktasında ayrılırlar.

1. 
   Leptonik Modeller : Leptonik modellerde blazarların yayınladığı gama ışınımının, ısısal olmayan sinkrotron-yayan elektronların, etraftaki düşük enerjili fotonlar ile Compton saçılmasına uğradığında oluştuğu kabul edilir. Ortamdaki düşük enerjili fotonlar, jette üretilen sinkrotron fotonları, daha dıştaki bir yığılma diskinde üretilen ve jet tarafından durdurulan fotonlar, veya diskin etrafını çevreleyen gaz ve toz bulutları tarafından jeti katetmeden önce saçılan disk tarafından üretilmiş fotonlar olabilirler. Ancak büyük bir olasılıkla bu işlevlerin her biri farklı oranlarda fakat aynı anda gerçekleşmektedir.
   

2. 
   Hadronik Modeller : Blazarların yayınladığı gama-ışınlarının sebebini anlamak üzere kurulmuş, blazarın enerjisinin büyük bir kısmının ivmelendirilmiş hadronlarca taşındığını varsayan modellere hadronik modeller denir. Protonlar ortamdaki çeşitli etkileşimlerle ortaya çıkmış parçacıklar ile ya da ortamdaki fotonlar ile e^± üretmek üzere foto-mezon veya foto-çift işlemleriyle etkileşirler. Çiftlerde, Compton veya sinkrotron işlevleriyle bir güç kanunu foton tayfı üretmek üzere bir çift oluşum döngüsü oluştururlar. Yüklü piyon bozulmaları ile de elektron ve pozitronların üretimine yüksek enerjili nötrino üretimi eşlik eder. Blazar jetlerinden gelebilecek yüksek nötrino akıları, hadronların blazar ışımalarının asıl öğeleri olduklarını gösterebilir. Blazar jetlerinin süperpozisyonundan da yaygın bir nötrino zemini yine modelle öngörülebilir öyle ki; bu zemin ışınımı gelecek nesil nötrino teleskopları ile algılanabilecektir.
   

Yukarıda en önemli blazarlardan olan 3C279 ve 3C273’ün görüntüleri vardır. Sağ üstte görünen ve sönük olan 3C273’dür. Aslında , keşfedilen ilk blazar 3C273 olmasına rağmen hemen yanındaki 3C279 daha sonra EGRET tarafından keşfedilebilmiştir (Report of the Gamma-Ray Astronomy Group Working Program June 1999).

—Kendi etraflarındaki dönme periyotları 6-12 s arasındadır. (Bu aralık radyo atarcalarında 0.015-8 s ve x ışın atarcalarında ise 0.1 – 10³s arasındadır.)

Bunlardan başka protonlar ve ağır iyon etkileşmeleri de π^o bozunması ile gama-ışınları üretirler. Bu işlemin spektrumunun ise 68 Mev’de bir maksimumu vardır.

Gama-ışın patlamaları astronomisi bazı özellikleri ile ‘klasik’ gama-ışın astronomisinden ayrılmaktadır. Bu özellikler zamansal yapı ve geliş koordinatlarıdır. Özetle vermek gerekirse gama-ışın patlamalarının zamansal yapısı geçici olaylar görünümündedir. Oysa ki yüksek enerjili gama ışıması sürekli bir olgudur. Gama-ışın patlamalarının geliş koordinatları, bazen yay dakikası mertebesinde belirlenebilirken,‘klasik’ gama-ışın teleskoplarının yön belirleme gücü bundan da düşüktür. Her iki enerji bölgesindeki kayıt araçlarının ve tekniklerin farklılığı ise beklenen bir durum olarak kabul edilmelidir.

Zamansal yapı, yeryüzüne ulaşan toplam enerji akısı, gelen fotonların enerji yapısı, kaynak uzaklığı, patlamaların kuramsal modelleme çalışmalarında girdi olarak kullanılan en önemli gözlemsel parametrelerdir. Oluşturulan bir çok model ve senaryoda patlamaların açıklanmasında önde olan fikrin birleşme (çarpışma) modeli olduğunu gösteriyor. Patlamaların kısa süreliliği, onların farklı cihazlarla gözlenebilmesini zorlaştırıyor. Bunun sonucunda ortaya çıkan veri azlığı da teorilerin çok üretken olmasına müsaade ediyor.

 II. TÜR SÜPERNOVA PATLAMALARI: Kütleleri 8 Güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlara büyük kütleli yıldızlar denir. Bu yıldızların evrimleri çok hızlıdır. Yıldızın çekirdeğindeki madde sonunda tamamen demire dönüşür.Bu yıldızlarda merkezden yüzeye doğru farklı kabuklar oluşur.Demir doğada bulunan  en kararlı elementtir neredeyse yıldızın çekirdeğindeki  5 milyar sıcaklık bile demirin yanmasını sağlayamaz ve sonunda demir parçalanarak helyum atomlarına dönüşür

 PULSARLAR:Pulsar ya da atarca adı  verilen yıldızların hızlı dönmekte olan nötron yıldızları olduğu düşünülmektedir. Pekçok  yıldızın manyetik alanı vardır. Yıldız bir nötron yıldızına dönüşmek üzere çöktükçe yüzeydeki alan çok büyük değerlere ulaşır.Manyetik alan yıldızın içinde kalan elektronların hareketiyle oluşur. Bir pulsarın manyetik alanı, ışık, radyo dalgaları ve X-ışınları yayınlamakta olan iyonlaşmış gaz kuyruklarını hapseder. Manyetik eksen dönme ekseni ile çakışmıyorsa atarca döndükçe uzaktaki bir gözlemci örneğin dünyadaki bir astronom ışınımın atmalarını  alacaktır.Yani bir atarca çakmaları bir ışık huzmesinden ileri gelen bir deniz feneri gibidir.

Periyotları 0.0016 ile 4 s arasında olan birkaç yüz atarca keşfedilmiştir ancak bunların hepsi gama ışınları yaymaz. En iyi bilinen atarca Yengeç gökadasının merkezinde olup atarca açısal momentum kaybettikçe 10-5 s/yıl  oranında azalan periyodu 0.033 s’dir.

Pulsarlar dönmekte olan mıknatıslara benzerler.Zamanla elektromanyetik ışınımla enerji kaybettiklerinden dolayı radyo frekanslarında bile görünmez olurlar.Galaksimiz uzun zaman önce ölmüş olan pulsarlardan başka bir şey olmayan nötron yıldızlarıyla doludur.

 Gama Işın Bölgesinde Görülen Pulsarlar:

 

KARADELİKLER: Kütlesi 1.4 M_Θ’den küçük bir yaşlı yıldız bir beyaz cüceye, kütlesi 1.4 ile 3 M_Θ arasında olan bir yıldız ise bir nötron yıldızına dönüşür. Ya daha büyük kütleli yaşlı yıldızlar? M>3 M_Θ olduğunda ne bir dejenere elektron gazı nede bir dejenere nötron gazı kütle çekimsel çöküşü durdurabilir.Böyle bir yıldız uzayda bir yıldız olarak mı  son bulur? Bu pek olası değildir. Son durumdaki doğası ne olursa olsun M>3 M_Θ’e sahip bir yaşlı yıldız büzüşürken Schvarzshild yarıçapını (Rs=2GM/c²) geçince bir kara delik olur.Kütle çekimi alanı hiçbir şeyin  hatta fotonların bile kaçmasına izin vermeyecek kadar yeğin olduğunda yıldızdan artık bilgi almayız.Kara delikler büyük kütleli yıldızların son durumudurlar. Bir kara deliğin merkezi uzay zamanda bir tekil  noktadır.                                   

·       

Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı 10-20 km, kütlelerinin 1.4 ile 3 M_Θ arasında ve  yoğunluklarının da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar ton olduğu düşünülmektedir. Dünya bu kadar yoğun olsaydı büyük bir apartmana sığardı. Nötron yıldızları Açısal momentum (kütle x hız x yarıçap = sabit) korunması gerektiğinden dolayı çok hızlı dönerler. Kalıntı nötron yıldızı çok sıcak olup X-ışını yayar. Daha sonra sıcaklığı koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğurlar.Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolur.Karanlık maddeye dönüşür.

Yıldızın artakalan kütlesi soğur ve  atomları çekirdeklerinin üstüne çöküp elektronları sıkıştırıncaya kadar kütle çekimiyle büzüşür. Sonunda geriye yıldızın orijinal kütlesinin yüzde onunu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabuğuyla çevrelenmiş karbon bir çekirdek kalır. Gezegenimsi bulutsunun merkezinde sıcak olmakla birlikte hızla soğuyan bir yıldız kalıntısı vardır. Bu yıldız bir beyaz cücedir. Dejenere elektron basıncı yıldızın daha fazla içe doğru çökmesini engeller. Bir beyaz cücenin kütlesi ne kadar büyük olursa boyutları o kadar küçük olur. Bir beyaz cücenin sahip olacağı en büyük kütle Chandrasekhar kütlesi olarak bilinen 1.4M_Θ dir. Bundan daha büyük kütleli bir cismin çökmesi dejenere elektron basıncı tarafından engellenemez.