Nötron Yıldızlarının Oluşumu ve Yıldız Evrimi

Nötron Yıldızlarının Oluşumu  ve Yıldızların Evrimi : Büyük kütleli yıldızlar, ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman harcarlar.  Kütlesi 15 M☉ kadar olan bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon yıl, kütlesi 30 M☉ kadar olan bir yıldız ise yalnızca bir milyon yıl geçirir. Yıldızların enerjisi nükleer reaksiyonlar sonucunda meydana gelmektedir. Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlı olduğundan, helyum çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız bir kırmızı deve dönüşürken, dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır. Helyum tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır.  Sonunda çekirdek, karbonun da yakarak oksijene dönüştürecek kadar ısınır. Bu arada çevrede helyum yakan bir kabuk da vardır ve yıldızın dış katmanları genişleyerek bir kırmızı süperdev oluşturmuştur. Çekirdek, sıcaklığı 1 milyar derece Kelvin’e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder. Nötron Yıldızlarının Oluşumu Füzyon reaksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretilir ve sonunda çekirdek tümüyle demire dönüşür. Nötron yıldızlarının yaşam evresinin sona ermesi bazen Süpernova patlamaları olarakta karşımıza çıkmaktadır.

Yıldızların Reaksiyonları

Nötron Yıldızlarının Oluşumu demir, füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır; demirden daha ağır elementlerin sentezi sonucunda dışarıya enerji verilmez, tam tersine ortamdan enerji alınır. Yıldızların enerjisi demir çekirdek tüm füzyon (kaynaşma) ve fisyon (parçalanma) reaksiyonlarında endotermiktir (dışarıdan enerji alır). Bu noktadan sonra, dışarıdan enerji sağlanmadıkça hiçbir nükleer süreç oluşamaz. Isı kaçarken çekirdek büzülür ve sıcaklık 1 milyar derece Kelvin’i aşar. Çekirdeğin kütlesi 1.4 M☉ kütlesini aştığı an, artık dejenere elektron basıncı da çökmeyi önleyemez. Çekirdek çöker ve atomların ötesinde atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı, maddenin çok daha yoğun olduğu bir durumuna girer. Bu durumda protonlar, elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler. Aynı zamanda, maddeyle çok zayıf bir biçimde etkilesen ve bu nedenle de yıldızdan hemen hiç engellenmeden kaçabilen karşı nötrinolar biçiminde enerji yayınlanır. Enerji kaybı, yalnızca nötronlardan meydana gelen dev bir atom çekirdeğinin oluşumunu hızlandırır.
Nötron yıldızı çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidir. Dejenere nötron basıncı, nötronlar bir-
birlerine değecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan kuantum mekaniksel bir basınçtır.
Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı yaklaşık 1 kilometre ve yoğunluğu da yaklaşık santimetreküpte l milyar tondur. Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süperdev evresindeki yıldızın dış katmanlarını büyük bir hızla dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır. Kalıntı nötron yıldızı çok sıcak olup x-ışınları yayar. Sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğur. Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolur. Karanlık maddeye dönüşür.

Süpernovalar Nedir ve Nasıl Oluşur?

Süpernovalar çok verimli nötrino kaynaklarıdır. Bu parçacıklar ise, bir nötron yıldızınızın oluştuğunun açık kanıtlarıdırlar. Patlamadaki enerjinin yüzde 99’u nötrinolar ve karşı nötrinolar biçiminde yayınlanır. Maddeyle çok zayıf bir biçimde etkileşen bu parçacıkların zor saptana bilirliği dillere destandır. 23 Şubat 1987 günü 1987A adı verilen süpernova rastlantı eseri iki nötrino ‘teleskobu’ çalışmaktaydı. Aslında, süpernovadan gelen nötrinolar Dünya ya
ışık sinyalinden saatlerce önce ulaştılar.Doğaldır ki süpernova gerçekte 50 000 yıl önce patlamıştı ama 1987A’nın içinde bulunduğu Büyük Magellan Bulutu’nun Güneşimizden uzaklığı 50 000 ışık yılıdır.

Nötrinolar Nasıl Tespit Edilmiştir?

Nötrino yakalama deneyleri, yer altında dev bir fototüpler sistemi tarafından sürekli gözlenen ve binlerce ton su barındıran kaplardan meydana gelmiştir. Bu nötrino ve karşı nötrinolar yeraltı kaplarındaki suya ulaştıklarında nötrinolar, su moleküllerindeki elektronlar tarafından saçılırlar, karşı nötrinolar ise ayni moleküllerdeki protonlar tarafından soğurulurlar ve protonlarla birlikte rasgele yönlerde hareket eden pozitronlar üretirler. Hızla hareket eden elektron ve pozitronlar suda yavaşlatıldıklarında bir ışık parlamasına (Cerenkov Işıması) yol açarlar. 23 Şubat 1987 günü, Şili’den gelen ilk optik (görsel) süpernova raporundan yaklaşık dört saat önce, Büyük Magellan Bulutu yönünde, 13 saniyelik bir süre içinde, nötrinolar tarafından tetiklenen 20 saçılma saptandı. Nötrinoların ve karşı nötrinoların yakalanması, bir nötron yıldızının ortaya çıktığına ilişkin kanıtlardı. Bu bir avuç saçılma, nötron yıldızı oluşurken saniyede 10⁵⁷ nötrino ve karşı nötrino yayıldığını söylüyordu.

Nötron Yıldızları Nedir ve Nasıl Gözlemlenir?

Milattan sonra 1054 yılında Çin’de hüküm süren Sung hanedanının tarihçileri, Boğa Takımyıldızında, bugün bir süpernova olduğu anlaşılmış olan yeni bir yıldızın ortaya çıktığını kaydettiler. Her ne kadar bu yıldız, ertesi yıl içinde yavaş yavaş ortadan kaybolduysa da süpernova kalıntısının yeri, tarihsel kayıtlardan saptandı. Bu kalıntı, saniyede 1000 kilometreye varan hızlarda genişlemekte olan gaz sütunları içeren Crab (Yengeç) Bulutsusu’ dur. Bu gaz sütunlarının hareket yön ve hızlarından patlamanın tarihi milattan sonra 1054 olarak bulunmuştur. Crab Bulutsusu yoğun bir radyo dalgaları, optik ışın ve X-ışınları kaynağıdır. Çok geçmeden bu ışınımı açıklayabilmek için bir enerji kaynağının gerekli olduğu anlaşıldı.

Pulsar Nedir?

Nötron Yıldızlarının Oluşumu bilmecesi, 1968 yılında Crab Bulutsusu’nun merkezinde bir nötron yıldızı keşfedildiğinde çözülmüş oldu. Bulutsunun içinde bir cismin çok düzenli bir biçimde her 0.033 saniyede bir ışık atmaları (puls) yaptığı gözlendi. Bu atmaların frekansı belli belirsiz bir biçimde azalıyordu. Pulsların yavaşlaması dönmekte olan yıldızın dönme hızının azalması olarak yorumlandı. Pulsar adı verilen yıldız elektromanyetik ışıma yoluyla enerji yaydığından, yavaşlıyordu. Hesaplamalara göre bu pulsların kaynağı, dönen ya da atma yapan bir beyaz cüceden daha sıkı ve küçük olmalıydı. Bu koşulları ancak nötron yıldızı sağlıyordu. Işık pulsları, ambulansların dönen lambalarına benzer şekilde, yüksek manyetik alana sahip nötron yıldızının dönme ekseninin kuzey ve güney kutuplarından demet halinde çıkarlar. Yavaşlama hızından nötron yıldızının oluştuğu tarih, beklendiği gibi, süpernovanın patlama tarihi olan 1054 olarak bulundu.
Aslında pulsarların varlığı 1967 yılında fark edilmişti ama ilk pulsarlar, düzensiz periyotları olan, yıldız benzeri radyo dalgaları kaynakları olarak biliniyorlardı.

Süpernovaların Kalıntıları

Crab Bulutsusu’nda bir pulsarın keşfiyle birlikte pulsarların, süpernova patlamaları sonucu ortaya çıkan nötron yıldızları oldukları doğrulanmış oldu. Şimdiye kadar periyotları milisaniyeden saniyelere kadar değişen yüzlerce pulsar gözlenmiştir. Pulsarların çoğunluğu Samanyolu içinde ve galaksi düzlemi üzerinde yer almaktadırlar. Biri Crab Süpernova kalıntısında, diğeri Vela Süpernova kalıntısında yer alan iki pulsar, günümüzden 1000 ve 10 000 yıl önce gerçekleşen süpernova patlamaları sonucunda sıcak nötron yıldızları olarak ortaya çıktılar. Genç süpernova kalıntıları içinde gözlenen pulsarların ilk oluştuklarında 10-20 milisaniye civarında, şaşırtıcı derecede kısa periyotlara sahip oldukları görülüyor.
Bilinen en hızlı pulsarların periyotları milisaniyeler mertebesindedir. Periyotların
düzgünlüğü insan eliyle yapılmış en duyarlı zaman ölçme araçlarının duyarlılığının da ötesindedir. Pulsarlar, bir yıl veya daha uzun bir ama diliminde zamanı 10¹⁴ de bir duyarlılıkla ölçerler ki bu da yeryüzünde bulunan en iyi atom saatleri ile karşılaştırılabilir.

Genç süpernova kalıntılarında bulunanlara ek olarak, en az 10 milyar yaşında olan, en yaşlı yıldız toplulukları olarak bildiğimiz küresel kümelerde de milisaniye periyotlu birçok pulsar bulunmuştur. Bu milisaniyelik pulsarların, kırmızı dev evresine giren eş yıldızlarından kütle aktarılması sonucunda daha da hızla dönmeye başladıklarına inanılıyor.
Pulsarlar, dönmekte olan mıknatıslara benzerler. Zamanla elektromanyetik ışıma Sonucunda enerji kaybettiklerinden radyo frekanslarında bile görünmez olurlar. Galaksimiz uzun zaman önce ölmüş olan pulsarlardan başka bir şey olmayan nötron yıldızlarıyla doludur.

Evrenin Kısa Tarihi Adlı Eserden Derlenmiştir.

Çeviren: Murat Alev