Haber | NÖTRON YILDIZI NEDİR? | Haber

Haber | Büyiik bir olasılıkla bu, eski yaşlı bir nötron yıldızı iken, başka bir yıldızın çarpması ile veya yakınındaki bir yıldızın uzaya fırlattığı kütleyi üzerine çekmek suretiyle yeni kütle kazanıp, hızlanan bir nötron yıldızı olabilirdi. | Haber

Haber |NÖTRON YILDIZI NEDİR? | Haber

NÖTRON YILDIZI NEDİR?
Eski Çin kayıtları, 4 Temmuz 1054 günü Boğa burcundan birdenbire ortaya çıkan bir yıldızdan bahsederler. Bu yıldız o denli parlaktır ki. bir süre gündüzleri de izlenebilir. Fakat, kısa bir süre sonra, sönükleşerek görünmez olur.

1572 yılında, DanimarkalI matematikçi Tycho Brahe de böyle bir olaya tanık olduğunu anlatır. (Tycho Brahe’nin, imparator ikinci Rudoll’un Sara-yı’naaki olanaklarla çok güvenilir gözlemler yaptığı bilinmektedirJ ölümünden sonra yerini alan Kepler de 1604’de buna benzer bir olayı gözlediğini kaydeder. Teleskopun icadından beri galaksimizde aözleyemediğimiz bu olayı, yer yer başka galaksilerde güçlü teleskoplarla gözlemek mümkün olmuştur. Olayın adı, SÜPERNOVA PATLAMASI dır.

Bilindiği gibi, Güneş’imizin sürekli olarak enerji yayar. Bu enerjinin yakıtı, helyuma dönüşen hidrojen atomlarıdır. Uzayda, Güneş’imize benzer enerji yayan yıldızların yakıtı bitince, merkezindeki yüksek çekim gücü atom dengesini bozduğu için, şiddetli bir patlama ile içlerindeki maddeleri uzaya . püskürür. Süpernova patlaması, işte bu olaydır. Bir süpernova patlaması, Güneş’ten milyonlarca kez daha güçlü ışınım yayabilir.

Bu patlamadan geriye kalan, birbirine çekirdek*■ sel güçlerle bağlanmış sıcak nötron yığınlarıdır. Bu yığının öyle yüksek bir çekim gücü vardır ki, etra-lındaki dağılmış parçacıkları; hatta ona yakın başka yıldızları bile kendine çekebilir. Oluşan yüksek çekim gücü nedeniyle, atom yapısı dejenere olur ve burada ayrıntılarına girmeyeceğimiz olaylar sonucu, yalnız nötronlardan oluşan, bu nedenle de adına NÖTRON YILDIZI denilen, yoğunluğu çok yüksek gökcisimleri meydana gelir. Hesaplara göre bu yoğunluk, 10u-10’6 gr/cm3‘e kadar yükselir. Yani, nötron yıldızındaki bir bilyanın ağırlığı, yaklaşık, İzmir’deki Yamanlar Dağı’nın ağırlığı kadardır.

Nötron yıldızlarının çekim gücü, yıldızın yoğunluğunu arttırarak, çapını her an küçültür ve bunun sonucu, dönme hızları artar. Bu artış o denli ileri gider ki, yıldız, çevresinde birkaç saniyede bir dönme yapmaya başlar.

Nötron yıldızları, çevresinde manyetik alanları bulunması halinde dönmelerine bağlı olarak eşit aralıklarla Dünya doğrultusunda radyo dalgalan gönderirler. Onun için bunlara, PULSAR (Atım yapan vs ya Atarca) lar da denir. Nötron yıldızları bugüne dek, yalnız pulsar oldukları için tanımlandığından “Nötron yıldızı” ve “Pulsar” kavramları birbirinin yerine kullanılır. Manyetik alanı olmayan veya dönmeyen bir nötron yıldızını algılama olanağımız, günümüzde çok sınırlıdır.

gisayar kayıtlarına dayanarak hazırladığı gök haritasını incelemiş ve bu noktada birşey görememişti. Oysa, incelediği POOS-E-185 sayılı gök paftası 1980 tarihinde düzenlenmişti. Öyleyse, 1972’de radyo ışınında bir anormallik sezilen yıldız, son 2 yıl içinde optik bölgede de ışınım vermeye başlamıştı ve galaksimizde, optik ışınım salan ikinci pulsar oluyordu.

Pulsarın kinetik enerjisiı 10” erg olarak hesaplandı. Bu enerji ile dönen pulsarın dönüşünü durdurmak istersek, yaklaşık olarak Güneş’imizin bütün ömrü boyunca ürettiği ve üreteceği enerjiyi bir anda, bu frenleme için kullanmamız gerekir.

Pulsarın dönüş hızının yıllık yavaşlaması da saniyenin milyarda 3i’I kadardır. Bu kadar az yavaşlama bile, yıldızın çok büyük miktarda bir enerji kaybetmesini gerektiriyordu. Bununla be-raber, yıldızın radyo bölgesinde saldığı enerji, çok daha azdı. Şu halde yıldızdan, henüz bilmediğimiz bir yolla enerji yayınlanıyordu, işte bu sorun, 1983 başında bilim adamlarının ilgisini bu yıldıza çeken noktalardan biriydi. Einstein’in görecelik kuramına göre bu enerji, X- ve X-ışınları şeklinde yayınlanıyor olması gerekiyordu.

Pulsarların yaşları, saniyede dönme sayıları ile orantılıdır. Yavaş dönen pulsar hızlı dönenden daha yaşlıdır. Bilinen en genç pulsar, 1054 yılındaki süpernova patlaması sonucu oluştuğu anlaşılan Yengeç Pullarıdır. Şu haide, yeni bulunan pulsar, daha da gençtir ve yukarıdaki açıklamaya göre, son on yılda tam olarak ortaya çıkmıştır. Galaksimizde 1604’den beri süpemova patlaması görülmediğine göre, bu pulsarın oluş nedeni, bugüne kadar olan kanıların tersine, süpemova patlaması değildir.

Büyiik bir olasılıkla bu, eski yaşlı bir nötron yıldızı iken, başka bir yıldızın çarpması ile veya yakınındaki bir yıldızın uzaya fırlattığı kütleyi üzerine çekmek suretiyle yeni kütle kazanıp, hızlanan bir nötron yıldızı olabilirdi.

1983 yılı, bu tür astronomi sorunlarının çözümünü beklerken, yıldızın, X- ve X- ışın detektörleri gibi başka aygıtlarla gözlenmesi, ilginç sonuçlar ortaya çıkarabilir. Hatta, bu sonuçlar bizi yeni astrofizik gerçeklerle karşı karşıya bırakabilir.
Bu konu ¡1« İlgili daha fazla bilgi İçin bkx.

ALPAR, Dr. M. AH – Puİsariar ve Nötron Yıldızları – Bilim ve Teknik S. 155 156, 1980

DERMAN, Dr. İ. Ethem – İntanları Yaşlanmayan Bir Dön-yi – Bilim ve Teknik S. 182, 1983

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.