Benim bütün araştırmalarım nötron yıldızlarının dönmesi ile ilgili. Nötron yıldızları gözleyebildiğimiz en çökmüş, en yoğun yıldızlar. En hızlı dönen yıldızlar da bunlar, gökcisimleri arasındaki en kuvvetli mıknatıslar da. Ben bu yıldızların en hızlı dönenleri niye o kadar hızlı dönüyorlar, aralarındaki en kuvvetli mıknatısların (magnetarların) dönmelerini ne kontrol ediyor, nötron yıldızlarının aniden daha hızlı dönmeleri nasıl içlerindeki üstün akışkanlıktan kaynaklanıyor, bu konularda çalışıyorum. Burada genel olarak nötron yıldızlarını tanıtmaya çalışacağım.

Bütün yıldızlar milyarlarca yıl süren evrimlerinin sonunda kütleçekimi etkisiyle çökerler. Yüksek kütleli yıldızlar için bu çöküş hiç bitmez. Kütleçekimi nihayet ışığı bile salmayacak kadar etkili aşamaya gelince yıldız bir kara delik olur. Bu aşamadan sonra artık kara deliği doğrudan gözleyemeyiz.

Sayfadaki görsel :Yengeç Nebülası
Kırmızı Renk: Hubble
Mavi Renk: Chandra X-ışını
Uzay teleskobu ile alınan resim (Wikipedia)

Tipik bir yıldız olan Güneşin kütlesi 2 × 10 üzeri 27 ton, yarıçapı 700 000 Km. Yıldız evriminin son aşamasında çöken bir yıldızın çekirdeğinde kütle yaklaşık 2,5 Güneş kütlesinden yani 4 – 5 × 10 üzeri 27 tondan fazla ise yıldız karadelik haline gelerek gözden kayboluyor. Bu sınırın altındaki kütlelerde nötronlar arasındaki itici nükleer güç ve Pauli etkisi, yani kabaca ifadeyle iki nötronun ‘üstüste gelememesi’, ayni kuvantum durumunda olamaması, kütleçekimine karşı durmaya yeterli basıncı sağlıyor. Bu durumda dengeye ulaşan yıldızda bir kaç Güneş kütlesi kadar madde 10 Km kadar yarıçapı olan bir hacme sıkışmış oluyor. Bir küçük kahve kaşığında birkaç yüz milyon ton madde var. Bu yoğunluklarda maddenin %95 kadar nötron %5 kadar da proton ve elektronlardan oluştuğundan bu yıldızlara nötron yıldızı deniyor.

Çöken yıldız yaklaşık 1.5 Güneş kütlesinin altında ise elektronların Pauli basıncı ile kütleçekimsel çöküşü durdurabiliyor. Beyaz Cüce dediğimiz bu yıldızlar ‘sadece’ 1 ton/cm3 kadar yoğunluktalar. Yıldız evriminin sonunda ulaşılabilen bu üç denge konumu arasında kara delikler gözlenemediğine göre maddenin gözlenebilen en yoğun hali nötron yıldızlarında.

Dönen bir cisim küçüldükçe dönmesi hızlanır – dansçıların, patencilerin, tramplenden atlayan sporcuların kollarını bacaklarını topladıkça dönüşlerinin hızlanması bunun örneği. En yoğun yıldızlar olan nötron yıldızları da en yüksek dönme hızlarına erişebilen yıldızlar. Nötron yıldızları kuvvetli kütleçekimi sayesinde saniyede birkaç yüz tur gibi akıl almaz dönme hızlarına erişebiliyorlar. Bildiğimiz en hızlı dönen nötron yıldızı PSR J1748-2446ad saniyede 716 dönüş tamamlıyor (716 Hz).

Nötron yıldızları yine bu kadar çökmüş olmalarının ve elektrik iletkenliklerininyüksek olmasının sonucu olarak çok kuvvetli mıknatıs alanları taşıyorlar. Dönen bir mıknatıs elektrik alanı (voltaj) oluşturur. Nötron yıldızlarının ürettikleri voltajlar o kadar yüksek ki yıldızın yüzeyinden elektron ve iyonlar çekilebiliyor ve ayrıca elektron-pozitron çiftleri yaratılıyor. Oluşan parçacık akımları en çok radyo ama bazan da optik, X ışını veya gamma ışını bantlarında elektromanyetik ışınım üretiyor. Çıkan ışınım hüzmeleri yıldız döndükçe bazan bizim yönümüze bakabiliyor, yıldızın her dönmesinde bir kez bizi tarayıp geçiyor. Nötron yıldızının dönme periyodu ile tekrarlayan sinyaller alıyoruz. Bu tür nötron yıldızlarına pulsar deniyor. Resim Yengeç nebülasının ortasındaki Yengeç pulsarını gösteriyor. Bu pulsar saniyede 30 kez dönüyor. Pulsardan çıkan enerjik parçacık huzmeleri etraftaki gaz bulutunda (nebüla) pulsarın hareketinin izini bırakmışlar.

Pulsarların periyodik sinyallerini aşağıdaki bağıntıdan dinleyebilirsiniz. Manchester Üniversitesi Jodrell Bank Radyo Gözlemevinin bu web sayfasında aralarında Yengeç pulsarının da bulunduğu pulsarlardan gelen radyo sinyalini hoparlörden duyuyorsunuz. Daha yavaş (!) dönen pulsarlar için tık tık tık her dönüşte bir atış duyabiliyorsunuz. En hızlı dönen milisaniye periyodlu pulsarlarsa saniyede birkaç yüz dönüş atıyorlar. Birkaç yüz Hertzlik bu dönme frekansı odyo, yani insan kulağının duyabileceği aralıkta. Hoparlörden tık tıkları ayrıştıramıyorsunuz ama mesela PSR B 1937+21’in 642 Hz sıklıktaki dönüşünü mi-bemol tonunda bir ses olarak duyabilirsiniz. Bu bağıntıda 47 Tuc adlı milyonlarca yıldızdan oluşan yıldız kümesindeki tüm milisaniyelik pulsarları ayrı ayrı ve sonra orkestra gibi hep beraber dinleyebilirsiniz.

İşte pulsarların “ses”leri!