KOZMİK IŞIN FIRLATAN BİR KARA DELİKTEN X IŞINI JETLERİ

Gökadamızdaki en enerjik parçacıkların bazıları mikrokuasarlardan geliyor olabilir: bir eş yıldızdan beslenen ve göreli jetler fırlatan bir kara delik ya da nötron yıldızı. Tibet ASγ, HAWC ve LHAASO gibi yer tabanlı diziler, bunların birçoğundan 100 TeV’nin üzerinde gama ışınları saptadı. Bu da mikrokuasarları yeni bir PeVatron sınıfı yapıyor — parçacıkları bir peta-elektronvolta, yani milyon milyar elektronvolta kadar itebilen hızlandırıcılar.

Belirlenen ilki, W50 bulutsusuyla birlikte SS 433’tü. İkincisi V4641 Sagittarii oldu.

Bir gama ışını şampiyonu

V4641 Sgr, TeV gama ışınlarında en parlak mikrokuasar. 0,8 PeV’ye kadar saptanan gama ışını parıltısı gökyüzünün yaklaşık bir derecesine yayılıyor ve Gökada’nın TeV kaynakları arasındaki en “sert” spektrumlardan birine sahip. Kalbinde, yaklaşık 6,2 kiloparsek uzakta, 6,4 Güneş kütlesinde bir kara delik ve 2,9 Güneş kütlesinde bir eş yıldız var. Sistem 1999’da güçlü bir patlama yaşadı ve o zamandan beri kabaca iki yılda bir alevleniyor; 1999 patlaması sırasında radyo jetleri görülmüştü.

Yine de X ışını teleskopları onu çoğunlukla, merkezi kaynağın her şeyi gölgede bıraktığı patlamalar sırasında izlemişti. XRISM uydusu 2024’te yaygın X ışınlarına dair bir ipucu görmüştü, ama bir patlamanın hemen ardından ve bölgenin yalnızca bir kısmında.

Sessizliği beklemek

Naomi Tsuji (Tokyo Üniversitesi ve RIKEN), Caterina Tresoldi (INAF–Brera Gözlemevi) ile Japonya, İtalya, Amerika Birleşik Devletleri, Çin, Kanada, Fransa ve başka yerlerden yaklaşık kırk meslektaşı tam tersi bir strateji seçti. Kara deliğin sakin olduğunu başka aletlerle doğruladıktan sonra, Eylül 2025’te XMM-Newton teleskobunu tüm gama ışını bölgesine çevirdiler: her biri 30 ila 40 kilosaniyelik dört yönlendirme. Merkezi kaynak o sırada XRISM gözlemine göre yaklaşık üç büyüklük mertebesi daha sönüktü.

Alanın nokta kaynaklarla — aktif yıldızlar, beyaz cüceler, uzak gökadalar — dolu olduğu ortaya çıktı; ekip yaygın ışığı aramak için bunları maskeledi.

V4641 Sgr bölgesinin (yıldız) XMM-Newton haritaları, beyaz renkte H.E.S.S. gama ışını konturlarıyla; sağda, iki yeni yaygın X ışını kaynağı n1 ve s1. — Şekil 1, Tsuji, Tresoldi ve ark. (2026), arXiv:2610.02966.

Jet ekseninde iki düğüm

2–5 keV bandında iki yaygın leke göze çarpıyor; SS 433’ün bilinen düğümlerine göre n1 (kuzey) ve s1 (güney) adı verildi. İkili sistemden yaklaşık 23 ve 25 parsek uzaktalar, kabaca radyo jet ekseniyle hizalılar (16° ve 10° içinde) ve gama ışını salımının içinde yer alıyorlar. Saptama anlamlılığı: n1 için 20 sigma, s1 için 7 sigma; n1 iki ayrı gözlemde görünüyor.

Bu, bu sistemde onlarca parsek uzunluğundaki X ışını jet yapılarının ilk saptanması. Bu tür yapılar yalnızca bir avuç X ışını ikilisinde biliniyor.

Spektrumları, sıcak bir gazın salma çizgileri olmayan düzgün bir kuvvet yasası; ısıl bir model çok daha kötü uyuyor. Yazarlar bunu sinkrotron ışıması olarak yorumluyor: birkaç TeV enerjili elektronların bir manyetik alanda sarmal çizmesi.

Zayıf, ama yerel olarak güçlenmiş bir alan

X ışınlarını ve gama ışınlarını birlikte modellemek — ikisini de aynı elektronlar üretiyor — düğümlerde yalnızca 3 ila 5 mikrogauss, gama ışını loblarının geri kalanında ise 1 ila 2 mikrogauss ya da daha az bir manyetik alan veriyor. Alan zayıf, ama yerel olarak güçlendirilmiş.

SS 433 ile temel fark da bu; onun düğümleri de benzer uzaklıklarda: SS 433, X ışınlarında gama ışınlarından yaklaşık on kat daha parlak; V4641 Sgr ise alanı daha zayıf olduğu için yaklaşık on kat daha sönük. Yazarlar ortalamada daha az güçlü bir jet ya da daha seyrek bir ortam öneriyor, çünkü V4641 Sgr Galaktik düzlemin yaklaşık 5 derece altında bulunuyor.

İki yorum açık kalıyor: düğümler, jetin şoklandığı hızlanma bölgelerinin kendisi ya da akış aşağısındaki yapılar olabilir. Böyle bir alanda yaklaşık 5 parsek boyunca PeV enerjilere ulaşmak için jetin ışık hızının en az onda biriyle hareket etmesi gerekirdi. Elektronlar yerine protonların ürettiği parçacıklar da dışlanamıyor.

Merkezin dışına bakmak

Yazarlar, çözümlenmemiş nokta kaynakların hâlâ katkıda bulunabileceği ve yaygın görünümün kısmen sınırlı çözünürlükten kaynaklanabileceği konusunda uyarıyor. Chandra ve NuSTAR gözlemleri planlandı. Einstein Probe uydusuyla yapılan eşlik eden bir makale de tutarlı X ışını yapıları bildiriyor. Diğer gökbilimcilere tavsiyeleri basit: parlak merkezden uzağa, sakin evrelerde bakın ve düğümleri arayın.