Mukadder İĞDİ ŞEN, Füsun LİMBOZ, Gülnur İKİS GÜN

... konulu sunumlar: "Mukadder İĞDİ ŞEN, Füsun LİMBOZ, Gülnur İKİS GÜN"— Sunum transkripti:

1 Mukadder İĞDİ ŞEN, Füsun LİMBOZ, Gülnur İKİS GÜN
X-RAY ANALYSIS of WX HYDRI with XMM-NEWTON Mukadder İĞDİ ŞEN, Füsun LİMBOZ, Gülnur İKİS GÜN İSTANBUL UNIVERSITY CANAKKALE ONSEKİZ MART UNIVERSTY TURKEY 20/08/2009 1

2 SUMMARY INTRODUCTION OBSERVATIONS Data Reduction and Analysis
Cataclysmic Variables (CVs) Dwarf Novae SU UMa XMM-Newton OBSERVATIONS Data Reduction and Analysis CONCLUSIONS

3 X-ışınları = 0.01 nm Yumuşak Sert 12.4 keV Şekil 1.1. Elektromanyetik tayf diyagramı Elektromanyetik dalgaların dalgaboyu, enerji ve frekansları vardır. Bir dalganın iki tepe noktası arasındaki uzaklığına "Dalgaboyu" denir. Birimi metre (m) dir. (λ) dalgaboyu 1 Angstrom = 0.1 nm = 1 x 10-4 µm = 1 x 10-8 cm = 1 x m X-ışınları, dalgaboyu 10 nm (100 A) ile 0.01 nm (0.1 A) olan elektromanyetik dalgalardır. 0.01 nm de  frekansı 3x1019 hertz  Enerjisi kev 10 nm de  frekansı 3x1016 hertz  Enerjisi kev morötesi ışınlardan daha kısa dalgaboyuna, dolayısı ile daha yüksek frekans ve enerjiye sahiptir. X-ışınlarının bir başka adı Röntgen ışınlarıdır. ilk olarak Alman bilim adamı Wilhelm Conrad Roentgen tarafından 1895’te bulunmuştur. Elektromanyetik dalga, uzayda ya da maddesel bir ortamda yayılan elektrik alanı ve manyetik alan dalgalarının ortak adıdır. Şekil 1.1’den görülebileceği gibi çıplak gözle görülebilen ışık, gerçekte elektromanyetik tayfın çok küçük bir bölümüdür. Görülebilir bölge, gökkuşağında görülen kırmızı, yeşil, turuncu, mor gibi renklerden oluşmaktadır. Bu renklerin her biri farklı dalgaboylarındaki ışığa karşılık gelmektedir. Elektromanyetik dalgaların dalgaboyu, enerji ve frekansları vardır. En uzun dalgaboyundan en kısa dalgaboyuna doğru elektromanyetik tayfın sıralanışı; Radyo dalgaları, mikrodalga, kızılötesi, optik, morötesi, X-ışınları ve gama ışınları şeklindedir. X-ışınlarının foton enerjilerinin ölçümünde yaygın olarak kullanılan birim keV’tur.  Ayrıca, frekans birimleri 1/s veya Hz (Hertz) olarak (saniye başına tekrarlama periyodu) ve dalga boyu birimi ise genellikle Angstrom (1 A= m = 10-8 cm) dur. keV (Yumuşak X-ışınları) aralığındaki X-ışınları dünya atmosferinden içeri girdiğinde atmosfer tarafından soğurulduklarından yeryüzüne kadar ulaşamamaktadırlar. Bu nedenle yer yüzeyinden bu aralıktaki X-ışın gözlemleri yapılamadığı için keV enerji aralığındaki astronomik gözlemler atmosferin üst kısımlarında ya da atmosfer dışında belirlenen yörüngelerde hareket eden uydularla sağlanmaktadır.  Daha sert (daha yüksek enerjili) X-ışınlarının atmosfer içindeki gözlemleri ~30 km yükseklikte yapılabilmektedir. X-ışını astrofiziği araştırmaları için, uyduların üzerine X-ışın dedektörleri yerleştirilmektedir. X-ışını dedektörleri X-ışını kaynağından gelen fotonları toplayarak, toplanan foton sayısına veya toplanan fotonun enerjisine göre cisim hakkında bilgi vermektedir ( Adams, 1980). c ışık hızıdır ve farklı enerjili fotonların birleşimidir. Fotonlar elektromanyetik ışınım paketleridir. Burada h Planck sabitidir.  h=6.62x10-34 J s (kg m2/s2)

4 Geometrically Variations
Variable Stars Variation, from occcultation Parlaklıklarında zamanla düzenli ya da düzensiz değişim gösterirler. Variable starts Değişimin nedeni sıcaklık, yoğunluk ve basınçtır İçten Değişenler Geometrically Variations Çok az düzenli değişim gösterirler.   Parlaklık ani bir şekilde artar veya azalır. Patlayan Değişen Yıldızlar Pulsasyon Yapan Değişen Yıldızlar Parlaklıklarında düzenli değişim Roche lobunu doldurmuş bir anakol yıldızı olan bir ikincil (eş) yıldızdan madde akımları ile kütle kazanan beyaz cüceli (birincil yıldız) yakın çift sistemlerdir. Yarı ayrıktırlar ve ortak bir kütle merkezi etrafında dolanmaktadırlar. Sistemlerin yörünge periyotları gnellikle 80 dakika ile birkaç saat arasındadır.  Coşkun (Kataklizmik) Değişenler İlk cüce nova olan U Geminorum 1855’te Hind tarafından keşfedilmiştir. kısa periyotludurlar. optik parlaklıkları kadir arasında değişen, küçük ve sık, tekrarlayan  patlamalar gösterirler. Patlama sırasında kabuk atılımı yoktur. Patlamalar, birkaç günden birkaç haftaya kadar olan sürelerde devam eder ve düzenli şekilde tekrarlanır. Işınım gücü erg s-1 olan güçlü X-ışın kaynaklarıdır. Novalar Nova Benzeri Değişenler Tekrarlayan Novalar Cüce Nova U Gem (SS Cygni) Yörünge periyodu 0,1 günden kısadır. İkincil yıldızlarının kütleleri benzerdir ve yaklaşık 0,2 M dir. iki tür patlama gösterirler: normal ve süper patlamalar. Süper patlamalar normal patlamalara göre ~0,7 kadir daha parlaktır (Vogt, 1980).  Süper patlamaları sırasında ışık eğrisinde, "süper tümsek (superhump)" olarak adlandırılan periyodik parlaklık değişimi görülür. Z Cam SU UMa

5 The Cataclysmic Variables
Accretion disk Secondary star CVs are close binary sistems with periods typically between 80 min and 8 hours. Primary component is a White Dwarf (WD). Generally, its mass is M . White Dwarf The schematic drawing of Cataclysmic variables

6 Sistemle ilgili çeşitli hesaplamalar
Çift yıldızın ayrıklığı a = x 108 m a1= x 108 m a2 = x 108 m RL1= 3.14 x 108 m RL2= ( ) x 108 m=1.535 x 108 m a R2 a1 a2 RL1 ****

7 Hesaplamalar 5) Akışın açısal momentuma uygun olarak ulaştığı en düşük enerjili yörünge yarıçapı: 1)G=6,67 x m3/kg.s2 M1= 0.63 M M2= 0.11 M Pyör = 107 dakika alınarak Çift yıldızın ayrıklığı a = x 108 m bulunmuştur. Yukarıdan bulunan çiftin ayrıklığı (a) ve kütle oranı (q) yerlerine koyulduğunda Rdaire= x 108 m = x 108 cm dir 0.5 Rdaire > R1 olmalıdır. R1 beyaz cücenin yarıçapıdır ve R1= 8.3 x 108 cm dir. Bu durumda 0.5 Rdaire = 55.6 x 108 cm olarak hesaplanmaktadır. 55.6 x 108 cm > 8.3 x 108 cm dir. Bu şartın sağlandığı ve böylece gaz akışının Beyaz cüceye çarpmadığı görülmektedir. 2) a1= x 108 m 3) a = a1 + a2 den a2 = x 108 m 4) q = M2 / M1 kütle oranı denkleminden q = 0.11 / 0.63 q = dir 0.1 < q < 10 için: R2=a (q / (1+q))1/3 R2=1.14 x 108 m RL1= 3.14 x 108 m

8 The Cataclysmic Variables
The second is a Late type star with the main sequence characteristics . Its mass is 0.12 M and its radius is ~ 0.15 R and it is fainter than WD. Surface temperature is 2900 oK and it’s cooler than Sun surface (5800 oK). Mass loss in a year is ~ 10-8 – M Secondary Star fills up its Roche lobe and as many other binaries, losses mass through the inner Lagrangian Point L1, forming a stream flowing toward the primary. Due to the small dimension of WD and due to the specific angular momentum, this material cannot (at least not immediately) reach the surface of the WD. Instead it forms a gaseous disk (Accretion Disk), rotating around the primary component. As the stream collides with outer part of the disk, a part of its kinetic energy becomes dissipated. The place where this dissipation occurs is determinated by the size of the disk and the shape of the stream trajectory. It is called the Hot Spot. Accretion disk Secondary star White Dwarf The schematic drawing of Cataclysmic variables

9 The Cataclysmic Variables
Accretion disk Secondary star The Boundary Layer connects the Accretion Disk to the WD surface. Roughly half of the available energy is emitted as the matter passes through the disk, and one half is in principle still available when the matter reaches the WD surface. Thus, half of the emited radiation may originate from the BL. White Dwarf The schematic drawing of Cataclysmic variables

10 Dwarf Novae Cataclysmic Variables subgroups are ejected their shells except dwarf novae. Dwarf Novae have small and frequently outbursts. Thay have three subclasse as their lightcurves: U Geminorum Subclass (SS Cyg) Z Camelopardalis Subclass (Z Cam) SU Ursae Majoris Subclass (SU UMa).

11 SU UMa In this study, a spectral analysis of the dwarf novae WX Hyi and VW Hyi (which are SU UMa) are presented. SU UMa stars showed periodic peaks in the light curve during superoutburst so called “superhumps” by Voght (1974) and Warner (1975). SU UMa stars show many common properties: Ultra short orbital periods, Superhump periods, similar masses of the secondary stars, two very well seperated types of the outbursts and a similar behaviour in the periodicities for superoutbursts. Shape and amplitude of the superhump light curves (relatively sharp peaks and broad minima) are also typical, and common for all DNe with superoutburst (Voght, 1980). Superoutburst Normal outbursts The lightcurve of an SU UMa type (VW Hyi) (AAVSO).

12 Coşkun Değişenlerin Çeşitli Dalgaboylarındaki Işımaları
Manyetik ve manyetik olmayan sistemler için Coşkun değişen çift yıldız sistemlerinin modelleri (Alis, 2002) Coşkun Değişenlerin Çeşitli Dalgaboylarındaki Işımaları Diskli sistemlerde ışınıma katkısı olan beş bölge vardır Disk olmayan sistemlerde ise bu yapılar dört tanedir Aliş, 2002 Birincil ve ikincil yıldız, yığılma diski, gaz akışı ve sıcak leke. Birincil ve ikincil yıldız, gaz akımı ve yığılma sütunları. White Dwarf It can observe in near and far UV and it can be dominated according to disk emission in several systems. (Mennickent ve diğ., 2004). Secondary Star It contributes in IR. The absorbtion lines of the Secondary star can be seen in the Cataclysmic Variables spectrum. Accretion Disk Especially it özellikle morötesi (ultraviolet, UV) bölgede ışınım yapmaktadır. Ayrıca yığılma diskinin katkısı optikte ve bir miktar da yakın-kızılötesinde kendini gösterir. (Mennickent ve diğ., 2004). Accretion Stream yakın morötesinde ışınım yapar (Gansicke ve Koester, 1999) Hot spot Optikbölgede ışınım yapar (Gansicke ve Koester, 1999) Boundary Layer Düşük yığılma oranlarında sınır tabakasından yayınlanan enerji frenleme mekanizması ile oluşmuş X-ışınları şeklindedir.  Yüksek yığılma oranlarında, sınır tabakası optik olarak kalındır ve yayınlanan enerji uzak morötesi tayf bölgesinde gözlenir. (Mennickent ve diğ., 2004).

13 XMM-Newton The X-ray Multi-Mirror (XMM) Observatory

14 The X-ray Multi-Mirror (XMM) Observatory
Launch time December 10th, (ESA) Name origin English man-of-science “Sir Isaac NEWTON” Cost-price 700 million dolar Mass 4 ton Length 10 m Duration time 2-10 years Max. width 16 m Focal lenght 7.7 m Orbital altitude (apogee) km Orbital altitude (perigee) 7 000 km Instruments EPIC MOS (keV) pn (keV) RGS (keV) OM (nm) Energy range 0.2-12 0.33 – 2.5 Field of view 30' ~5' 17' Angular resolution (FWHM) 6'' … ~1'' Telescope Tube Focal Plane Assembly Service Module Mirror Support Platform XMM carries two distinct types of telescope: 1-three Wolter type-1 X-ray telescopes, with different X-ray detectors 2-a 30-cm optical/UV telescope Thus, XMM-Newton offers simultaneous access to two windows of the electromagnetic spectrum: X-ray and optical/UV. All Scientific Instruments can work in the same time It can be observe the target for a long time XMM-Newton has four main Module

15 Chip Geometry MOS-CCD has 7 silicone chips. Every chip is 600x600 pixel PN-CCD has 12 silicone chips. Every chip is 64 x 200 pixel.

16 WX HYDRI and VW HYDRI Hydri – Small water snake 16

17 The Some Properties 0.175 1 Distance to the Earth 265 parsec 65 parsec
WX Hyi VW Hyi 1 Distance to the Earth 265 parsec 65 parsec 2 Type SU UMa Semidetached star 3 Equatorial coordinates α = 2h 09m 50.65s δ = ' 39.9'' α = 4h 09m 08.3s , δ = –710 17' 38'' dir 4 Inclination angle Eclipse 40 ± 10◦ it does not show eclipse 60o ±10o 5 orbital period days 107 m=1.78 h= days 6 The minimum brightness during the quiescent state 14.2 mag 13.8 mag 7 The maximum brightness during normal outburst 12.5 mag 9.5 mag 8 The maximum brightness during Superoutburst 10.7 mag 8.4 mag 9 Normal outburst period 14 days 27.3 days 10 Super outburst period 140 days 180 days 11 white dwarf mass 0.9±0.3 M⊙ 0.63 M⊙ 12 Secondary star mass 0.16 ± 0.05 0.11 13 Mass rate q (M2/M1) 0.177± 1.5 0.175 13.8 8.5 9.5 3-5 gün 10-15 gün

18 VW Hyi WX Hyi VW Hyi WX Hyi VW Hyi WX Hyi VW Hyi WX Hyi
ACCRETION DISK VW Hyi WX Hyi Ldisk=4x1031 erg /sn Mdisk=12x10-12 M/yr Tdisk= K Tdisk= oK Vdisk=3000 km /sn den büyük Fdisk=Fopt=8,5x10-11 erg/cm2sn BOUNDARY LAYER VW Hyi WX Hyi Tsınır=6 keV=69,6x106 K (sürekli sıcaklık dağılımı) Optik olarak ince plazma Vsınır=540 km/sn Lsınır=8x1030 erg /sn Lsınır/Ldisk=0.2 BL deki x-ışın salan gazın dönme hızı: VsınırSin i = 750 km/sn SECONDARY STAR VW Hyi WX Hyi TII=2750 K MII=0,11 M WHITE DWARF (WD) VW Hyi WX Hyi T1= oK R1=8.3X108 cm R1=6.2X108 cm M1=0.63M M1=0.86 (+0.18, -0.32)M Accretion Rate onto WD= 5x10-12M/yr V1= km/s THOT SPOT =12000 K

19 Optical images (NASA, Digital Sky Survey) X-ray images ( 0. 1 – 2
Optical images (NASA, Digital Sky Survey) X-ray images ( 0.1 – 2.4 keV) ROSAT X-ray ( keV) (Our study) VW Hyi WX Hyi

20 The XMM-Newton Observations of VW Hyi and WX Hyi
Instrument time Duration AAVSO VW Hyi XMM 05:24:31 19319 s (5 h 21 m) Checked for Quiescent time WX Hyi 03:37:52 15197 s (4 h 13 m) Sky image obtained from EPIC PN with ds9 VW Hyi’nin JD tarihini de kapsayan, AAVSO dan temin edilen optik ışık eğrisi. Okla belirtilen yer XMM- Newton uydusu ile yapılan gözlemin tarihidir. MJD = Modified Julian Date MJD2000 = = Modified Julian Date of Epoch J2000.0, which is defined as January 1, 2000, 12h UT. SecPerDay = SolarSiderealDayRatio = Step 1. Compute the integral and fractional MJD. IntMJD = floor(MJD) FracMJD = MJD - IntMJD Step 2. Compute Tu, which is the interval of time, measured in Julian centuries of days of universal time (mean solar days), elapsed since January 1, 2000, 12h UT. The Ast. Almanac gives the following equation for Tu: Tu = (JD ) / 36525

21 Data Reduction Data Internet based data archieve of XMM-Newton Program
(Science Analysis Subsystem, SAS) Methods Imaging of the source (from raw data) light curves (from raw data) (Good time interval detection  Data filtering) Imaging of the source (from filtered data) In the different energy range: soft(0,3-1,0 keV) medium(1,0-1,6 keV) hard(1,6-10,0 keV) all(0,3-10,0 keV) Source detection Obtain the Spectrum The model fit to the spectrum Operating System Linux

22 The Light curve of MOS1, MOS2 and PN
All raw data We don’t see occultation by the secondary star

23 Imaging of the source (from PN)

24 X-ray Images for EPIC Ximage Four energy range
X-ışın görüntüleri, SAS’ın ximage paket programı kullanılarak elde edilmiştir. Bu çalışmada üç EPIC kameradan alınan görüntüler dört enerji aralığı için çizdirilmiştir: yumuşak enerji aralığı (soft) keV, orta enerji aralığı (medium) keV, sert enerji aralığı (hard) keV ve tüm enerji aralığı keV. Elde edilen Şekil 3.14 , Şekil 3.15 , Şekil ve Şekil de MOS1, MOS2, PN ve üç kameradan alınan görüntülerin birleştirilmesiyle oluşan EPIC görüntüleri görülmektedir. EPIC görüntüleri yumuşak, orta ve sert enerji aralıklarında verilmiştir ve 600x600 piksel (1 açısaniyesi) büyüklüğündeki görüntüler VW Hyi’nin yakınındaki diğer X-ışın kaynaklarını daha belirgin görebilmek için elde edilmiştir. VW Hyi’ nin MOS1 dedektöründen yumuşak ( keV), orta ( keV), sert ( keV) ve tüm (all) band ( keV) enerji aralıklarında elde edilen görüntüleri (600x600 pikel boyutunda) Filtered data

25 Source Detection MOS1 MOS2 PN
The sources in the field of view for MOS1, MOS2 ve PN VW Hyi bir nokta kaynak olduğu için kaynak belirleme işlemi gerekmese de kaynağımız ve çevresindeki diğer X-ışın kaynakları, bu çalışmada gösterilmek amacı ile, MOS1, MOS2 ve PN dedektörleri için kaynak belirleme çalışması yapılmıştır. Herbir dedektör için yumuşak, orta ve sert enerjilerde ayrı ayrı kaynaklar belirlenmiş ve daha sonra bu görüntüler Şekil 3.9, Şekil 3.10 ve Şekil 3.11 i elde edebilmek için birleştirilmiştir (detaylar için Bakınız Ek 5). MOS1 MOS2 PN

26 Tayf Analysis Method MOS1 MOS2 PN
We choose the fields for Source (green) and for background from MOS1, MOS2 ve PN images Analizler yapılırken, kaynaktan gelen net ışınımı bulmak amacıyla, arka plandan gelen ışınım kaynaktan gelen ışınımdan çıkarılmıştır. Bu nedenle, öncelikle kaynak verisi ve arkaplan için bölge seçimi yapılmıştır. Kaynak verisi için, VW Hyi yi içine alan daire (yeşil renkli) MOS1 için 700, MOS2 için 700 ve PN için ise 600 gökyüzü pikselinden oluşan yarıçapta seçilmiştir. Arkaplan verisi Şekil 3.19’da görüldüğü gibi kaynağa yakın bölgede, kaynak ile aynı çip üzerinde, çip kenarlarına yaklaşmadan ve iç yarıçapı kaynak için seçilenle aynı büyüklükte olacak şekilde alınmıştır ve başka bir X-ışın kaynağı içermemesine dikkat edilmiştir. MOS1 MOS2 PN Net radiation= Source radiation – Background Radiation Background data: (must be near to the source and far from the chip border and also it must be the same size)

27 THE SPECTRUMS From filtered data

28 Mekal Model An emission spectrum from hot diffuse gas based on the model calculations of Mewe and Kaastra with Fe L calculations by Liedahl. The model includes line emissions from several elements. EM(T) α (T/Tmaks)α . Tmax is maximum plasma temperature (Singh et all., 1995). theMEKAL model describes an optically thin and collisionally ionized, isothermal plasma based on calculations by Mewe et al. (1985) and Liedahl et al. (1995) Cevmkl Model A multi-temperature plasma emission model built from the mekal code. It take the informations from the tables Mkcflow Model: A cooling flow model after Mushotzky & Szymkowiak (Cooling Flows in Clusters and Galaxies ed. A. C. Fabian, 1988). This one uses the mekal (or vmekal) model for the individual temperature components and differs from cflow in setting the emissivity function to be the inverse of the bolometric luminosity

29

30 The CEMEKL model fit to MOS1 and PN spectrums

31 The MKCFLOW model fit to MOS1 and PN spectrums

32 The CEVMKL model fit to MOS1 and PN spectrums.

33 CONCLUSIONS (1) VW Hyi WX Hyi Fopt = FUV erg cm-2 s-1 1.7 x 10-10
Ldisk (erg / s) 4 x 1031 1.2 x 1032 kTmax ( keV ) 6.28 7.2 Flux from Cevmkl Model (FX) (erg cm-2 s-1) ~ 6.8 x 10-12 ~1.1 X10-11 Luminosity (LX ) ( erg / s ) ~6.8 x 1030 ~2 x 1032 Rate (LBL/Ldisk) ~0.2 ~0.25 Mass accretion rate from the BL (MBL) 2.71 x 1014 gr / sn (4.3 x (M/ yr)) 4 x 1014 gr / sn (7.3 x (M/ yr)) Mass transfer rate of Accretion disk Mdisk (M/ yr) 12 x 10-12 1.4 x 10-11 MBL/Mdisk ~0.4 0.5 As the theoretical models: The Critical Accretion rate onto WD is 2 x 1016 g s-1 (3 x M/ yr). If this value is smaller than the Critical Accretion rate, The BL will optically thin and it wil radiate via Thermal bremssrahlung. It is correct for our study.

34 CONCLUSIONS (2) When we decide for X-ray emittig region these type systems: There is UV delay in VW Hyi and Meyer & Meyer accepts the UV delay. Meyer & Meyer-Hofmeister (1994) suggest that the inner disk in quiescent dwarf novae becomes unstable and is evaporated by a coronal siphon flow. The gas in the forming corona is partially accreted onto the white dwarf and partially lost in a wind. If the density in the corona is low, the X-ray spectrum would be dominated by emission from the cooling plasma piling up on the white dwarf. This scenario is also consistent with the results of our spectral analysis. In Addition, Gaseous plasmas with a normal astrophysical abundance of elements (abundances reduced with increasing atomic weight) are almost completely ionised at temperatures above 107 K. Therefore the mojor emission process which needs to be considered is bremsstrahlung. Obtained X-ray spectrum shows us: hot and optically thin plasma in the boundary layer that cools as it settles onto the WD. Our spectral analysis of XMM-Newton data indicates that the X-ray emission originates from a hot, optically thin multitemperature plasma. mp the proton mass (mp= x g) the mean molecular weight (0.6)

35 CONCLUSIONS (3) Fe XXV and Fe XXVI lines come from a plasma having a temperature 0f K. In this study, The plasma temperature estimated as ~ keV (7.3 x 107 K) and this value is corresponding to this structure. Rana et all. (2006) Residuals around the iron lines tend to be a sign of fluorescence from cold material (X-ray reflection) and/or an inadequate representation of the temperature structure of the spectrum. Baskill et all.(2005) 6.7002 keV In the X-ray spectrum: Fe XXV component of Fe Kα emission resonance line is a common feature in the hard X-ray spectra of Dne There is collision in the plasma. indicates that the temperature of the emitting plasma is above 3 × 107 K. We estimated Tmax ~ 7.3 x 107 K (for VW Hyi) and Rana et all. (2006) 6.42 Fe XXV component Flourescent line in the quiescent state indicates that the hard X-rays of the presence of significant reflection In non-magnetic CVs, the fluorescent iron line is believed to arise due to reflection of hard X-rays from the white dwarf surface or the inner edge of the accretion disk. at low accretion rates, the inner accretion disk is either absent or optically thin and hence contributes little to the observed reflection component. Therefore, a significant contribution to the fluorescent Fe line in DNe in the quiescent state comes from the reflection off the white dwarf surface. 6.9 Weak Fe XXVI Ly α line shows the matter activity in the BL. In addition, clearly demonstrates that plasma at higher temperatures is either not present or not radiating efficiently in X-rays. It appears that the gas in the zoundary layer loses ∼2/3 of the available accretion energy before it begins to emit X-rays. Pandel, 2004

36 REFERENCES Bateson, 1956; Bateson, 1977 Belloni et all,1991
Fabian 1994 Godon and Sion, 2005 Liller, 1996; Mateo and Szkody, 1984 Mennickent et all.2004 Pandel et all. 2003 Pandel, 2004 Pringle et all., 1987, Saygaç, 1993 Saygaç, 1994 Schoembs ve Vogt, 1981 Schreiber et all., 2004 Sion et all. 1997 Sion et all. 2001 Sion,1985 Smith et all., 2006 Van Amerongen et all., 1987 Vogt, 1974; Warner, 1987

37 X-RAY ANALYSIS of WX HYDRI with XMM-NEWTON
Mukadder İĞDİ ŞEN Füsun Limboz Gülnur İKİS GÜN Thank You

38 for your hospitality and all support
Thank you for your hospitality and all support

39 Special Acknowledgement
He, invited, encouraged in my hesitation, helped me before and now. Thanks a lot ALEXANDER ZHUK

40 X-RAY ANALYSIS of WX HYDRI with XMM-NEWTON
Mukadder İĞDİ ŞEN Füsun Limboz Gülnur İKİS GÜN Thank Again