Nötron yıldızları ve pulsarlar

Nötron yıldızı, ağır bir yıldızın süpernova olarak patlamasından sonra geride kalan, şehir büyüklüğünde ama yıldız kütlesinde bir cisimdir. Maddesi öyle sıkıştırılmıştır ki atomlar varlığını sürdüremez: elektronlar protonlarla birleşmiş, ortaya çıkan nötronlar neredeyse birbirine değecek yoğunlukta paketlenmiştir. Doğada atom çekirdeğinden sonra en yoğun bilinen hal budur; daha ileri sıkışma kara deliğe götürür.

Ne kadar aşırı?

Sayılar sezgiye meydan okur. Tipik bir nötron yıldızının kütlesi 1,44 – 2,2 Güneş kütlesi arasında, yarıçapı ise yalnızca 10 kilometre dolayındadır. Yoğunluğu metreküp başına 3,7 × 1017 ile 5,9 × 1017 kilogram arasındadır; bir çay kaşığı (4,929 mililitre) maddesi 5,5 × 1012 kilogramdan fazla gelir.

Yüzey kütleçekimi 1012 – 1013 m/s² aralığındadır — Dünya'nın 1011 katından fazla. Kaçış hızı ışık hızının yarısını aşar. Yeni oluşmuş bir nötron yıldızının yüzey sıcaklığı on milyon kelvin ya da daha fazladır; yaşlanmış örneklerden RX J1856.5−3754'ün yüzeyi 434.000 K ölçülmüştür.

Manyetik alanları da benzer biçimde uç değerlerdedir: 104 ile 1011 tesla arasında. En güçlü alanlara sahip olanlara magnetar denir; onların alanı 108 – 1011 tesladır.

Nasıl oluşur, sınırı nerede

Nötron yıldızı oluşması için başlangıçtaki yıldızın 8 Güneş kütlesinden ağır olması gerekir. Çöken çekirdeği ayakta tutan şey nötron dejenerasyon basıncıdır, ama bu basıncın da bir sınırı vardır: Tolman–Oppenheimer–Volkoff sınırı, yaklaşık 2,2 – 2,9 Güneş kütlesi. Bu sınırın üzerinde çöküş durdurulamaz ve kara delik oluşur. Bilinen en ağır nötron yıldızı PSR J0952−0607'dir: 2,35 ± 0,17 Güneş kütlesi.

Nötron yıldızları yalnızca süpernovalardan doğmaz; 2017'de gözlenen GW170817 olayında iki nötron yıldızının birleşmesi hem kütleçekim dalgalarıyla hem ışıkla izlendi. Bugün yaklaşık 3.200 nötron yıldızı bilinmektedir.

Pulsar: dönen deniz feneri

Pulsar, güçlü manyetik alanı olan ve manyetik kutuplarından elektromanyetik ışın demetleri yayan, dönen bir nötron yıldızıdır. Demet Dünya'ya doğru süpürdüğü anda sinyal görürüz; bu yüzden pulsarlar bir deniz fenerine benzetilir. Darbeler arasındaki süre, tek bir pulsar için milisaniyelerden saniyelere kadar değişebilir.

Keşif hikâyesi gökbilimin klasiklerindendir. Jocelyn Bell Burnell, 28 Kasım 1967'de radyo teleskobu verilerini incelerken 1,337 saniye aralıkla düzenli tekrarlanan darbeler fark etti; kaynak CP 1919 (bugün PSR B1919+21) adıyla kayda geçti. Danışmanı Antony Hewish bulgunun doğrulanmasında rol aldı.

1982'de milisaniye pulsarları keşfedildi. 1983'e gelindiğinde bazı pulsar türlerinin zamanlama kararlılığı atom saatlerinin doğruluğunu aşmıştı. Bunun ne kadar uç bir hassasiyet olduğunu bir örnek gösterir: PSR J0437−4715'in dönme süresi 0,005757451936712637 saniye olarak, yalnızca 1,7 × 10−17 saniye hatayla bilinir.

Pulsar türleri

• Dönme enerjili pulsarlar: Enerjisini dönme hızının yavaşlamasından alır. Klasik örnek, Yengeç Bulutsusu'nun merkezindeki yaklaşık 33 milisaniyelik Yengeç pulsarıdır.
• Yığılma enerjili X-ışın pulsarları: Bir yoldaştan düşen maddenin kütleçekim enerjisiyle ışır.
• Magnetarlar: Enerjisini çok güçlü manyetik alanın sönümlenmesinden alır.

En hızlı bilinen pulsar PSR J1748−2446ad'dir: saniyede 716,35 tur, yani dakikada 42.981 devir atar; dönme süresi yaklaşık 1,4 milisaniyedir. Yüzeyindeki madde ışık hızının dörtte birine yakın hızla hareket eder.

Neden önemli: doğanın laboratuvarı

Pulsarlar, kuramları sınamak için eşsiz araçlardır. Hulse–Taylor çifti (PSR B1913+16, 1974) yörünge süresinin tam da genel görelilikte öngörüldüğü gibi kısaldığını göstererek kütleçekim dalgalarının ilk dolaylı kanıtını verdi; bu çalışma 1993 Nobel Fizik Ödülü'yle sonuçlandı. PSR J0737−3039 ise bulunan ilk çift pulsar sistemidir ve göreliliğin en keskin sınavlarından birini sağlar.

Zamanlama kararlılıkları pulsarları pratik araçlara da dönüştürür: X-ışın pulsarlarına dayalı uzay aracı seyrüseferi üzerinde çalışılıyor, pulsar zamanlama dizileri ise çok uzun dalga boylu kütleçekim dalgalarını aramak için kullanılıyor.

Açık sorular

Nötron yıldızının merkezinde maddenin tam olarak hangi halde bulunduğu bilinmiyor; serbest kuarklardan oluşan bir çekirdek bulunup bulunmadığı tartışmalı. Bu belirsizlik doğrudan TOV sınırının değerine yansır. Pulsarların dönme hızında ara sıra görülen ani sıçramaların (glitch) kabuk ile iç akışkan arasındaki etkileşimden kaynaklandığı düşünülüyor, ama ayrıntıları tam açıklanamıyor.

Kısaca

• Nötron yıldızı, 8 Güneş kütlesinden ağır bir yıldızın süpernovasından geriye kalan, yaklaşık 10 km yarıçaplı çekirdektir.
• Kütlesi 1,44 – 2,2 Güneş kütlesi; bir çay kaşığı maddesi 5,5 × 1012 kilogramdan fazla gelir.
• Üst kütle sınırı (TOV) yaklaşık 2,2 – 2,9 Güneş kütlesidir; üstünde kara delik oluşur.
• Pulsar, manyetik kutuplarından ışın demeti yayan dönen nötron yıldızıdır; ilk örnek 28 Kasım 1967'de Jocelyn Bell Burnell tarafından saptandı (1,337 s).
• En hızlı pulsar PSR J1748−2446ad saniyede 716,35 tur atıyor.
• Hulse–Taylor çifti (PSR B1913+16) kütleçekim dalgalarının ilk dolaylı kanıtını verdi; 1993 Nobel Fizik Ödülü.
• Bugün yaklaşık 3.200 nötron yıldızı biliniyor.

Kaynaklar: Wikipedia — Neutron star, Wikipedia — Pulsar, Wikipedia — Crab Nebula, Wikipedia — Supernova