Dünya genelindeki bilim insanları ilk kez 130 milyon ışık yılı uzaklığındaki iki nötron yıldızının çarpışmasını fotoğraflamayı başardı. Bu olay “GW170817” olarak adlandırıldı.
Ve bunun tamamı, olayı saptayan ve gözlemevlerini nereyi incelemeleri gerektiği ile ilgili uyaran kütle çekimsel dalga astronomisi sayesinde oldu. Böylelikle bunu, ilk eş zamanlı optiksel ve kütleçekimsel dalga gözlemi olarak ilkler listesine ekleyebiliriz.
Parti verebilir miyiz? Hadi verelim!
Şakayı bir yana bırakırsak, bu gerçekten muhteşem bir şey. Daha önce hiçbir zaman kütleçekimsel dalgaların nereden geldiğini ya da bu dalgaların sebep olduğu olayları saptayamamıştık. Ve bu, tüm zamanların yalnızca beşinci kütleçekimsel buluşu.
Önceki dört buluş, bir büyük kara delik oluşturmak için bir araya gelen ikili kara delik sistemlerindeki çarpışmadan (ya da birleşmeden) elde edilmişti. Onları göremememizin iki ana sebebi vardı.
Bunlardan ilki, bu yılın başlarına kadar sadece iki saptayıcımızın olmasıydı –LIGO’nun (Lazer İnterferometre Kütle Çekim Dalga Gözlemevi) Louisiana, Livingston’daki ve Washington, Hanford’daki interferometreleri (çatışma ölçeği). Bu da ilk üç olayın gökyüzünün sadece çok geniş bir kısmında saptanabileceği anlamına geliyordu.
Üçüncü bir saptayıcının eklenmesi, ki bu da İtalya’daki Virgo’nun interferometresi, daha birkaç hafta önceki dördüncü kütleçekimsel dalga olayında lokasyon kesinliğini 10 civarında bir faktör olarak geliştirdi.
Diğer sebep ise kara deliklerin doğaları gereği görünmez olmalarıydı. Kara delikler bütün ışığı emdiklerinden onların varlığını yalnızca etraflarındaki uzaydaki değişimlere bakarak anlayabiliriz. Öte yandan, nötron yıldızları oldukça görülebilirdir haliyle aralarındaki çarpışma heyecanla beklenen bir şeydi.
Bu bir dizi yeni gözlemi yapmak için 70 civarında yeryüzü ve uzaya bağlı gözlemevi, merceksel galaksi NGC 4993’ün hemen bitişiğindeki Su yılanı takımyıldızını araştıran Virgo ve LIGO’ya katıldı.
İlk saptayıcı 17 Ağustos’ta EDT saat dilimine göre 08.41’de ötmeye başladı.
Sonrasında, yaklaşık 1.7 saniye sonra iki uzaya dayalı gözlemevi, NASA’nın Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu ve ESA’nın Uluslararası Gama Işını Astrofizik Laboratuvarı, gökyüzünün aynı alanından yoğun bir gama ışını patlaması –evrendeki en parlak ve en enerjik olayları- algıladı.
“Cırıltı” da farklıydı tabi. Bunlar ses verisine dönüştürülen şeylerdir ve kara delik çarpışmaları için sadece saniyenin kesirleri kadar sürerler. GW170817’de cırıltı 100 saniye civarında sürdü.
Bu bir tesadüf değildi ve dünya genelindeki astronomlar teleskoplarını Suyılanı’ya yöneltmek için çılgınca atıldılar.
LIGO’nun sözcüsü David Shoemaker ,“Bize hemen öyle göründü ki, kaynağın görmeyi umduğumuz bir diğer kaynak olan nötron yıldızları olması olasıydı ve Dünya’ya göreceğimizin sinyallerini veriyordu.” dedi.
Nötron yıldızları, bir süper kütleli yıldızın yaşam döngüsünün sonunda meydana gelebilecek şeylerden biridir.
Çekirdek, protonları ve elektronları nötron ve nötrinolara sıkıştırarak çöker. Nötrinolar kaçar fakat nötronlar sadece 10-20 kilometre arasında (6-12 mil) bir çapta çekirdeğin içine inanılmaz derecede yoğun olarak doluşurlar.
Eğer çekirdeğin ağırlığı üç yıldız kütlesinden daha azsa, bu yoğunluğun baskısı nötron yıldızını destekler. Eğer çekirdek daha büyükse, çekirdek bir karadeliğin içine çöker.
GW170817’deki iki nötron yıldızı yaklaşık 1.1 ve 1.6 yıldız kütlesi arasındaydı ve hızlandıkça etraflarındaki uzay zamanını çarpıtarak ve evrene dalgacıklar göndererek yaklaşık 300 kilometrelik mesafeden daralan sarmal bir şekilde birbirlerini yörüngelerine alıyorlardı.
Onları gözlemlediğimiz uzaklıktan bakıldığında son çarpışma aşırı derecede parlaktı, gama ışınlarından yoğun bir “ateş topu” yayıyordu. Bunu aşağıdaki videoda görebilirsiniz. Büyük parlak nokta, NGC 4993 galaksisinin merkezinde. Hemen yukarısına ve soluna bakın, GW170817’yi görebilirsiniz.
Kesinlikle inanılmaz değil mi? Bu iki nötron yıldızının arasındaki çarpışma Güneş’ten çok da büyük değil ve 130 milyon ışık yılı uzaklıktaki bu olayı bizzat kendi gözlerinizle görüyorsunuz.
Fakat durum gittikçe iyi bir hal alıyor. Gama ışını patlamasından bahsettiğimizi hatırlıyor musunuz?
NASA’nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi’nin Fermi Projesi’nin bilim kadını Julie McEnery, “On yıllardır kısa gama ışını patlamalarının gücünü nötron yıldızı birleşmelerinden aldığından şüpheleniyorduk.” dedi.
“Şimdi bu olay için LIGO ve Virgo’dan gelen inanılmaz veri ile cevaba sahibiz. Kütleçekimsel dalgalar bize birleşen objelerin nötron yıldızlarıyla tutarlı kütleleri olduğunu ve gama ışınlarının ışıltısı da bize objelerin büyük olasılıkla karadelikler olmadığını çünkü bir karadelik çarpışmasının ışık yaymasının beklenmediğini söylüyor.”
Ve bütün bunlar bir kez daha Einstein’ın haklı olduğunu kanıtlıyor.
”Bu… kütleçekimsel dalgaların ışık hızıyla neredeyse aynı hızda -10.000 trilyonda birlik bir farklılıkta- olduğunu gösterip, Einstein’ın 1915’teki öngörüsünü destekliyor.” diyor Melbourne Üniversitesi’nden Andrew Melatos.
Önümüzdeki haftalar ve aylarda da gözlemevleri kilonova hakkında daha fazla şey keşfetmek için çarpışmanın gözlemlerini yapmaya devam edecek. Ki bu da çarpışmadan geriye kalan maddeler hala parlıyorken ve uzaya püskürmeye devam ediyorken gerçekleşecek.
Dünya genelindeki gözlemevleri ve enstitüler aynı zamanda bu olay hakkında raporlar yayınlıyor olacaklar. Bu olayın daha keşfedilmeyi bekleyen birçok yönü var.
Shoemaker, “Nötron yıldızları ve ürettikleri salınımlar hakkındaki derin çalışmaların detaylandırılmış modellerinden alınan bilgiye göre, genel izafiyet gibi daha temel fizik konuları için bu olay son derece zengin bir kaynak.” dedi.
“Bu bizlere bir şeyler bahşetmeye devam edecek olan bir hediye.”
Daha fazlasını aşağıdaki Veritasium videosunda bulabilirsiniz:
Gökyüzüne baktığımız zaman birçok gökcismi görürüz. Bu gökcisimlerinden ilk akla gelen yıldızlardır. Yıldızlar, en temel tanımıyla kendi kütleçekim kuvvetleriyle bir arada duran parlak plazma küreleridir ve karbon, azot, oksijen gibi görece ağır elementlerin üretiminden ve dağıtımından sorumludurlar.
Yıldızlar tarih boyunca uygarlıklar için önem taşımışlardır; uygarlıklar gerek dinlerinin bir parçası, gerek bilimsel nedenlerle, gerek yönlerini bulmak için yıldızları incelemişlerdir. Eskiden yıldızların gökyüzüne asılmış ışık noktaları oldukları düşünülürdü ve bu yüzden insanlar bu noktaları birleştirerek takımyıldızları hayal etmişlerdir, ancak gerçekte uzay 3 boyutlu olduğundan yakın olduğu düşünülen yıldızlar arasında binlerce ışık yılı olabilmektedir.
Ayrıca insanlar uzun yıllardan beri bu yıldızları kataloglamaktadırlar. Bilinen en eski yıldız haritası MÖ 1534 yılında Antik Mısır’da görülmüştür.
Figür 1: Aslan Takımyıldızı (Johannes Hevelius-1690)
Yıldızlarda enerji üretimi:
Gelişen teknoloji ve bilim sayesinde artık yıldızlar hakkında çok daha fazla bilgi sahibiyiz. Eskiden yıldızlar, sadece gökyüzüne asılı noktalar olarak düşünülürken artık yapılarını oluşturan elementlerden yaşlarına kadar birçok bilgiye ulaşabiliyoruz.
Bu gelişmeler, yıldızların evrendeki yaşamın yapıtaşlarını oluşturduğunu öğrenmemizi sağlamıştır; çünkü gelişmiş yaşam için vazgeçilmez olan karbon ve oksijen dahil birçok ağır element yıldızların çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları sayesinde oluşur. Bu işlemin adı nükleosentezdir. Büyük Patlama nükleosentezi, yıldız nükleosentezi, süpernova nükleosentezi gibi farklı türleri vardır. Temel olarak önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdeği yaratma işlemine verilen isimdir.
Yıldızlarda gerçekleşen yıldız nükleosentezinin birçok türü vardır. Bunların en temel olan ikisi hidrojenin yanmasıyla gerçekleşen proton-proton zincirleme reaksiyonu ve CNO (karbon, azot, oksijen) döngüsüdür.
Çekirdek sıcaklığı 15 milyon kelvin civarında olan yıldızlarda gerçekleşen reaksiyon türü proton-proton zincirleme reaksiyonudur. Bu reaksiyonun gerçekleşmesi için protonların kinetik enerjilerinin elektrostatik itki kuvvetini yenmesi gerekir (Coulomb bariyeri).
Bu reaksiyonun ilk aşaması, yeterli enerjisi olan iki protonun çarpışmasıyla başlar. Bu aşamadan sonra iki protondan biri nötrona dönüşür. Bu işlem zayıf etkileşimle açıklanır ve işleme Beta bozunumu (β+) adı verilir. Bu değişim sırasında alttaki Feynman diyagramında da görülebildiği gibi, proton oluşturan iki yukarı kuarktan biri aşağı kuarka dönüşür ve böylece proton nötrona dönüşmüş olur.
Zayıf etkileşim ise bu değişim sırasında yukarı kuark aşağı kuarka dönüşürken devreye girer. Bu dönüşüm sonucunda bir W+ bozonu açığa çıkar, bu bozon ise daha sonra bozunarak bir pozitron ve bir elektron nötrinosu açığa çıkarır. Bu aşamanın sonunda bir adet döteryum atomu oluşmuş olur ve bu atom daha sonra bir protonla birleşerek bir helyum-3 atomu oluşturur.
Bu oluşan helyum-3 atomu, ortamdaki başka bir helyum-3 atomu ile birleşerek bir tane helyum-4 atomu oluşturur ve ortama 2 tane proton bırakılır.
Proton-proton reaksiyonu Güneş gibi fazla büyük olmayan yıldızlarda gerçekleşir. Yıldız boyutu büyüdükçe üçlü alfa süreci gibi farklı tür reaksiyonlar gerçekleşir. Bu reaksiyonlara giren ve çıkan elementler hidrojen ile helyumdan daha ağır elementlerdir, fakat sonuçta yine hidrojen helyuma dönüştürülür.
Figür 3: Güneş’teki nükleosentez reaksiyonu
Yıldız evrimi:
Tıpkı doğadaki her şey gibi yıldızlar da doğar, büyür ve ölürler. Yıldızların yaşamı yıldızlararası uzaydaki gaz ve toz bulutlarında başlar. Bu bulutlarda gaz basıncından kaynaklanan kinetik enerji, gazların kütleçekim kuvvetinden kaynaklanan potansiyel enerjiyle dengede olduğu sürece bulut hidrostatik dengededir. Virial teoremine (eşbölüşüm) göre dengenin korunabilmesi için kütleçekim potansiyel enerjisi, termal kinetik enerjinin iki katı olmalıdır. Bu denge, bulutun kütlesinin Jeans kütlesi adı verilen sınırı geçmesi veya bulutların çarpışması ve süpernova gibi olayların tetiklemesi sonucunda bozulabilir. Denge bozulduğu zaman bulut kendi içine doğru çökmeye, bu durumdan dolayı da gittikçe ısınmaya başlar.
Bu gittikçe küçük bir hacme sıkışan gaz kütlesi ilkyıldızları oluşturur. Bu, yıldız oluşumunun erken evresidir ve kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldız için bu evre yaklaşık 10 milyon yıl sürer. İlkyıldız evresinden sonra bir yıldızın yetişkinlik evresi yani ömrünün çoğunu geçirdiği evre olan ana kol evresi gelir. Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldızın ana kol evresinde geçirdiği süre yaklaşık 10 milyar yılken kütlesi Güneş’in kütlesinden çok daha büyük olan yıldızlar bu evrede sadece 10 milyon yıl kadar geçirir: Bu farkın sebebi büyük yıldızların yakıtlarını çok daha hızlı tüketmesidir. Bu evreye ana kol ismi verilmesinin sebebi ise yıldızların ömürlerinin en büyük kısmını burada geçirmesi, ve bu dönemdeki yıldızların Hertzsprung-Russell adlı bir diyagramın (H-R diyagramı) ana kolunu oluşturmasıdır. Bu diyagram Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilmiştir ve yıldızların renk-parlaklık grafiğidir. Yıldızların bu grafik üzerindeki yerleri parlaklık ve sıcaklıkları (veya renkleri) tarafından belirlenir. Yıldızların yaş, kütle, sıcaklık ve parlaklıkları birbirleriyle çok bağlantılı olduğu için sadece H-R diyagramındaki yerine bakarak bile bir yıldız hakkında birçok çıkarımda bulunmak mümkündür.
Figür 4: Hertzsprung-Russell diyagramı
Ana kol evresindeki tüm yıldızlar hidrostatik dengededir, yani yıldızdaki kütleçekim kuvveti çekirdekteki yüksek sıcaklık ve ışımadan kaynaklanan dış yönlü basınç ile dengededir. Çekirdekte üretilen enerji, ışıma ve/veya konveksiyon yolu ile yıldızın dış katmanlarından olan fotosfere kadar çıkar ve ışıma yoluyla yıldızdan atılır.
Ana kol yıldızları üst ve alt olarak ikiye ayrılabilir, bu ayrım enerji üretmekte kullanılan döngüye göre belirlenir. Güneş kütlesinin 1,5 katının altında olan yıldızlar genellikle proton-proton zincirleme reaksiyonu ile enerji üretir: Bu yıldızlar alt ana kol yıldızlarıdır. Üst ana kol yıldızları ise Güneş’in kütlesinin 1,5 katından daha büyük kütleye sahip olan yıldızlardır: Bu yıldızlar ise genellikle CNO döngüsü ile enerji üretir. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükendiğinde nükleer reaksiyonlar aynı şekilde devam edemeyeceği için yıldız H-R diyagramındaki ana koldan uzaklaşmaya başlar. Bunun sebebi yıldızın ışıma basıncının kütleçekimini dengeleyememesi ve çekirdekteki sıcaklığın zamanla artıp farklı reaksiyonları tetiklemesindendir. Bu durumdan sonra yıldızın yine kütlesine bağlı olarak geçirebileceği birden fazla evre vardır. Bu evreleri Güneş’in kütlesine yakın ve Güneş’in kütlesinden 10 kat daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar olarak ikiye ayırabiliriz.
Figür 5: Kütlelerine göre yıldızların yaşam süreleri
1)Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan yıldızlar:
a) Yaklaşık 0.3 Güneş Kütlesi ile 8 Güneş Kütlesi arasında bulunan yıldızlar:
Hidrostatik dengesini koruyamayan yıldızlar kendi içine çökmeye başlar ve çekirdekteki madde sıkıştıkça tekrar ısınmaya başlar. Bu sıcaklık öyle bir noktaya gelir ki yıldız çekirdeğindeki füzyon tekrar başlar ve yıldız genişlemeye başlar. Yıldızın bu seferki boyutu ana kol evresindeki boyutundan çok daha büyük olur ve parlaklığı 1000 ile 10000 kat arasında artar ancak yıldızın yüzey alanı çok büyüdüğü için çekirdekte üretilen enerji daha fazla alana yayılır ve bu durumdan dolayı yüzey sıcaklığı daha düşük olur. Yüzey sıcaklığı düşük olan yıldızlar kırmızı görünürler; bu yüzden de bu evreye kırmızı dev ismi verilir. Bu evrenin sonunda da yakıtı tükenen yıldız tekrar içine çöker ancak bu sefer dış katmanlarını uzaya püskürterek gezegenimsi bulutsuları oluştururlar. Çekirdeği açıkta kalan yıldız beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüceler elektron-dejenere maddeden (fermiyon) oluşan sıkışık yıldızlardır (sıkışık yıldız beyaz cüce, kara delik ve nötron yıldızlarına verilen genel bir isimdir.). Yoğunlukları çok yüksektir, hacmi Dünya kadar olan bir beyaz cücenin kütlesi Güneş’in kütlesine yakındır.
Güneş, bir ana kol yıldızı
b) Kütlesi 0.3 Güneş Kütlesi’nden küçük olan yıldızlar:
Bu yıldızlar yakıtları tükenince kendi içlerine çökmeye başlarlar ancak kendi içine çöken gazın oluşturduğu basınç yeniden bir füzyon reaksiyonu başlatmaya yetmez bu yüzden direkt olarak beyaz cüceye dönüşürler.
Beyaz cüceler sürekli soğumaya devam eder. Soğumuş, daha fazla ısı ve ışık yaymayan beyaz cücelere siyah cüce denir. Ancak beyaz cücelerin soğuması için gereken süre evrenin şu an bilinen yaşından daha uzun olduğu için evrende bulunmaları beklenmemektedir. Bulunsalardı bile gözlemleri, yaydıkları ışık miktarının azlığından dolayı aşırı derecede zor olurdu ve kütleçekimsel etkileşimleri aracılığıyla bulunmayı beklemek zorunda kalacaklardı.
2) Güneş’in kütlesinden 10 kat ve daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar:
Bu yıldızların ana kol evresinden sonraki evreleri kırmızı süperdevdir. Kırmızı süperdevler yapı olarak kırmızı devler ile benzerdir ancak çok daha büyüklerdir. Ancak böyle bir kütleye sahip olan yıldız kırmızı süperdev evresini geçtikten sonra daha az kütleli yıldızlar gibi beyaz cüceye dönüşmez; bu noktadan sonra bu dev yıldızlar için çok daha etkileyici bir dizi olay başlar.
Tıpkı bir ana kol yıldızı gibi ölüm evresi başlayan kırmızı süperdev içine çökerek gittikçe sıkışır ve ısınır. İçine çöken kırmızı süperdev, Güneş gibi bir yıldızın hayatı boyunca ürettiği enerji kadar bir enerjiyi yayacak patlamaya sebep olur; bu patlamalara süpernova ismi verilir. Süpernovalar en fazla bir kaç ay kadar neredeyse bir gökadayı sönük gösterecek şekilde parlar, daha sonra ise sönerler. Bu esnada yıldızdan kalan materyalleri saniyede 30.000 kilometre (ışık hızının %10’u) hızla uzaya püskürtürler. Süpernovalar yeni yıldızların oluşumunda, demirden ağır elementlerin sentezinde rol oynarlar.
NGC 4526 Gökadası’nda SN 1994D (tip Ia) süpernovası
Süpernova patlamalarından geriye büzülen bir çekirdek kalır. Geriye kalan bu çekirdek sıkışık yıldızları oluşturur ancak böyle bir durumda geriye kalan çekirdeğin kütlesi küçük bir yıldızın geriye bıraktığı çekirdeğin kütlesinden fazla olacağı için beyaz cüce olmaz. Ancak kütlesi Chandrasekhar limitinden az olan sıkışık yıldızlar (1.44 Güneş kütlesi) beyaz cüce olabilir.
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Chandrasekhar limitiyle Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinin (3 güneş kütlesi) arasında ise bu sıkışık yıldız bir nötron yıldızıdır. Nötron yıldızları aşırı yoğun ve sıcaktırlar, yüzey sıcaklıkları yaklaşık 6×105 Kelvin’dir ve yoğunlukları ise 3.7×1017 ile 5.9×1017 arasındadır (Güneş’in yoğunluğunun yaklaşık 3×1014 katı). Bu demek oluyor ki bir kibrit kutusu kadar nötron yıldızı materyali yaklaşık 5 milyar ton ağırlığındadır.
Figür 6: Bir nötron yıldızının Vancouver şehrine oranla boyutu
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinden fazlaysa kendi içine çökmeye devam eder. Kendi içine çöken kütle Schwarzschild yarıçapı ismi verilen sınırı geçerse uzay-zamanı deforme ederek bir kara deliğe dönüşür.
Figür 7: Yoğunluk-kütle grafiği
Schwarschild yarıçapı bir kütlenin kaçış hızının ışık hızına eşit olduğu yarıçapa verilen isimdir, kaçış hızının ışık hızına eşit olması ışığın dahi bu cismin kütleçekiminden kurtulamayacağı anlamına gelir. Ancak sanıldığı gibi kara delikler evrendeki her şeyi içine çeken cisimler değildir yani kara deliğin çevresinde bir yörüngede bulunabiliriz ancak olay ufku ismi verilen sınır geçildiğinde kaçış hızı ışık hızından büyük olacağı için ve özel görelilik teorisine göre hiç bir kütle ışık hızından yüksek bir hızla hareket edemeyeceği için olay ufkunu geçen bir şeyin geri dönmesi imkansızdır.
Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium.
“How the Sun Came to Be : Stellar Evolution” (PDF)
en.wikipedia.org/wiki/Protostar
The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10 Haziran, 1997), sf 420-432
Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. sf. 321-322. ISBN 0-03-006228-4.
Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life”. The Astrophysical Journal 591: 288.
Schawinski, K. et al. (2008). “Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant”.
Whittet, D. C. B. (2003). Dust in the Galactic Environment. CRC Press. sf. 45–46. ISBN 0-7503-0624-6.
Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). “The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds”. Astronomy and Astrophysics
Gelin sizinle bu yazımızda yıldız evriminin son halkası olan nötron yıldızları ve onların dönen ikizleri olan atarcalara göz atalım.
Nötron Yıldızlarının Oluşumu:
Nötron yıldızları, Tip-II süpernovaların patlaması sonucu oluşur. Tip-II süpernova patlamaları ana yıldızı yok etse bile merkezinde küçük fakat aşırı yoğun bir kalıntı bırakır.
Tip-II süpernova patlamaları esnasında merkezde elektron ve protonlar yüksek bir hızda çarpışarak nötron ve nötrinoları oluşturur. Nötrinolar merkezi neredeyse ışık hızında terk ederek nötronlardan oluşan merkezi ivmelendirir ve merkezdeki parçacıklar etkileşim haline geçene kadar çarpışmayı devam ettirir. Bu noktadan sonra çekirdek büyük bir güçte patlayarak güçlü bir şok dalgası yayar uzaya. Bu şok dalgası tam olarak merkezde olmaz ve bundan dolayı merkezde yoğun bir çekirdek bırakarak yıldızın geri kalanını yok eder. Araştırmacılar merkezde kalan yoğun nötron çekirdeğe nötron yıldızı deseler dahi nükleer reaksiyonları durduğu için teknik olarak yıldız sayılmazlar.
Nötron Yıldızlarının Özellikleri:
Nötron yıldızları çok küçük fakat çok yoğunlardır. Ortalama 20 kilometrelik çaplarıyla küçük bir asteroid ya da bir şehir boyutunda olmalarına rağmen 1017-1018 kg/m3’e ulaşabilen yoğunluklarıyla evrendeki en yoğun maddeler olarak da adlandırılabilirler.
Nötron yıldızları soğuk denebilecek katı bir merkeze sahiptir. Hatta üzerinde durmayı bile hayal edebilirsiniz, tabi aşırı güçlü yerçekimini saymazsak. Çekim etkileri o kadar güçlüdür ki Dünya’da 70 kg gelen bir insan nötron yıldızında 10 trilyon kg gelir. Böyle bir yerçekimi sizi kağıttan bile ince bir hale getirir!
Yukarıdaki özelliklerin yanı sıra yeni oluşan nötron yıldızlarının eşsiz iki özelliği daha vardır. Bunlardan bir tanesi saniyelik periyodlarla çok hızlı bir şekilde dönmeleridir. Bu dönmeye sebep olan şey açısal momentumun korunumu yasasıdır- dönen cisimlerin yarıçapı küçüldükçe daha hızlı dönerler.
İkinci özellikleri ise yeni oluşmuş nötron yıldızlarının çok güçlü manyetik alana sahip olmalarıdır. Öncü yıldızın çökmesiyle çekirdekte sıkışan maddeler aynı zamanda manyetik alan çizgilerini birbirine yaklaştırarak yeni doğan nötron yıldızının Dünya’dan trilyon kat daha fazla manyetik alana sahip olmasına yol açar.
Zaman içinde nötron yıldızının uzaya enerji yaydıkça yavaşlaması ve manyetik alanının azalması beklenirken doğumundan milyonlarca yıl sonra, evrendeki en garip objeyi oluşturur; pulsarları yani atarcaları.
Atarcalar :
Samanyolu Galaksisi’nde bilinen 1500 atarca vardır. Her atarca kendine özgü periyotta ve uzunlukta ışıma yapar. Bazı durumlarda bu periyodlar milyon yıl içinde bir-iki saniye değişebilir. Şu an yapılabilecek en basit ve en doğru atarca tanımı; Dünya’ya belirli periyodlarda ışıma yapan, dönen nötron yıldızlarıdır. Hatta o kadar hızlı dönerler ki bilinen en hızlı atarca saniyede tamı tamına 716 tur atar! Belirli yönlere anlık radyo dalgası ve X-ışını yayarlar. Bu nedenle gözlemlendikleri zaman tıpkı bir deniz feneri gibi görünürler. Deniz fenerinin ışığı ile yerini belli etmesi gibi bu cisimler de yaydıkları ışınlarla uzayda yerlerini belli ederler. Yani evrenden yayılan radyo dalgalarını dinleyerek bu cisimlerin yerlerini tespit etmek mümkündür.
Atarcalar dönerken merkezdeki parçacıklar ışık hızına yakın bir hızda manyetik kutuplar arasında geçiş yaparlar. Bu parçacıklar aynı zamanda çok güçlü ve parlak bir ışıma gerçekleştirirler. Tıpkı Dünya’da olduğu gibi atarcalarda da manyetik eksen ile dönüş ekseni aynı hizada değildir. Bundan dolayı atarcalar dönerken bu güçlü ışık ışınları, deniz feneri ışığının yaptığı gibi etrafa ışık yayar.
Bazı atarcalar X-ışını yayar. Aslında bu ışık sürekli olarak yayılsa da manyetik kutuplardan çıkan ışınım bizim görüş açımıza girdiği sürece biz atarcaları gözlemleyebiliriz. Yani ışınımın sürekli olmasına rağmen Dünya’dan belirli sürelerde gözlenebildiği için bize periyodik ışınım yapan bir kaynak olarak görünür. Bu da atarcaların deniz feneri gibi ışınım yaptığını düşünmemize yol açar.
Yengeç Nebulası’nda bulunan bir atarca
Atarcaların Keşfi:
İlk atarca keşfi 1967 yılında Cambridge Üniversitesi öğrencisi Jocelyn Bell tarafından gerçekleştirilmiştir. Bell, hızlı ve belirli zaman aralıklarında tekrarlanan ve astrofizikçilere bir o kadar da garip gelen radyo sinyalleri almıştı. Bu düzenli sinyaller o kadar alışılmamıştı ki bir uygarlığa ait olabileceği düşünülmüştü. Bu aralıklar o kadar kesindi ki Dünya’daki tüm atom saatlerinden daha doğru, doğal bir saat gibiydi adeta. Daha sonra yapılan incelemeler sonucunda bu sinyallerin kaynağının nötron yıldızları olduğu ortaya çıktı.
Tüm atarcalar birer nötron yıldızıdır fakat tersini söylemek bir nedenden ötürü mümkün değildir; atarcanın iki önemli özelliği-hızlı dönüşü ve güçlü manyetik alanı- nötron yıldızlarında zamanla azalır. Yani dönüş hızı azalırken manyetik alanı da zayıflar. Atarcalar birkaç yolla ışıma yapabilir. Bunlar;
1-X-ışını atarcaları bir nötron yıldızının başka bir gök cismiyle ikili sistem oluşturmasıyla ortaya çıkar. Bu atarcanın çifti, başka bir yıldız, bir gezegen, beyaz cüce hatta başka bir atarca olabilir. Çiftlerden birisi ömrünün sonuna yaklaştığında dış kabuk şişmeye ve bu eşten nötron yıldızına madde akmaya başlar. Madde akışıyla beraber nötron yıldızı kendi etrafında çok hızlı dönmeye başlayarak X-ışını atarcasını oluşturur. Bütün madde atarcaya geçip bittiği zaman atarcanın dönme periyodu artmaya başlar. Enerjisini tüketen atarcanın tamamen durması yani ölmesi milyarlarca yıl sürebilir.
2-Yörüngesel atarcaların ışıma kaynağı ise adından anlaşılacağı üzere kendi etrafında dönerken sağladığı enerjidir. Bu tür atarcalar dönme enerjileri bittiğinde ölürler.
3-Magnetar olarak da adlandırılan diğer bir atarca ise ışınım kaynağı çok güçlü olan atarcalardır. Bir magnetar normal bir nötron yıldızından bin kat güçlü manyetik alana sahiptir. Bu güçlü manyetik alan atarcaya bir direnç oluşturur ve zamanla yavaşlamasına sebep olur. Hızındaki azalmayla beraber manyetik alanı da zayıflar. Manyetik alanın belirli bir seviye altına düşmesiyle ölürler.
Sonuç olarak büyük kütleli yıldızların süpernova patlamaları sonucunda nötron yıldızları oluşur. Nötron yıldızlarının manyetik alan kuvveti ve dönüş hızlarını korumasıyla atarcalar ortaya çıkar. Her atarcanın kendine özgü periyodu bulunur. Işınım kaynakları farklı olsa da genelde x-ışını ve radyo dalgaları yayarlar. Çok hızlı döndükleri için yaydıkları ışın bize periyodik olarak yansır, bu da atarcaların ışınlarını deniz feneri ışığı gibi görmemize yol açar.
Merak edenler için atarca seslerini burada dinlemek mümkün.
