4.2 Nötron Yıldızları

Transkript

1 4.2 Nötron Yıldızları Nötron yıldızlarının varlığı 1932 de nötronun keşfedilmesinden 2 yıl sonra Baade ve Zwicky tarafından tahmin edildi. Süpernova teriminide üreten bu iki astronom tarafından önerilen görüş: Süpernovalar, sıradan yıldızların son evrelerinde gerçekleşen birbirlerine son derece yakın bulunan diğer bir deyişle sıkı paketlenmiş nötronlardan oluşan nötron yıldızlarına geçişleri temsil eder Bu süpernovalara bugün çekirdeği çöken süpernovalar diyoruz. Oppenheimer ve Volkov 1939 da bu cisimlerin genel yapı ve özelliklerini tanımlayan ve genel rölativite içeren denklemleri çözdüler ama bu konuyu çok ciddiye almadılar taaki 1960 larda hızlı dönen nötron yıldızları olan radyo pulsarların keşfine kadar. Bizim galaksimizde bir kaç 10 8 nötron yıldızı olduğu tahmin ediliyor. Bunlardan bugüne kadar gözlenenlerinin sayısı 2000 civarında. Nötron yıldızlarının çoğu radyo pulsarlar olarak keşfedildi, fakat bu yıldızlardan salınan enerjinin büyük çoğunluğu elektromanyetik tayfın radyo bölgesinden çok X ve gama ışınları gibi yüksek enerji bölgesinde. Tipik olarak onların saldığı enerjinin yalnızca 10-5 i radyo bölgede.

2 Crab Bulutsusunu oluşturan süpernova Çinli astronomlar tarafından 1054 yılında kaydedilmiştir!

3 Nötron yıldızlarının çoğu 1-2Mgüneş kütleli, km çaplı yıldızlardır. Bir nötron yıldızı, Güneş gibi normal bir yıldızın kütlesini 10 km mertebesinde yarıçaplı bir hacim içinde hapseden yıldızdır. Ortalama yoğunlukları grcm -3 mertebesindedir. Genellikle, nötron yıldızları, bu yüksek yoğunlukları sebebiyle bir şehir büyüklüğünde olan dev atomik çekirdeklere benzerdirler. Onların bu aşırı yüksek yoğunlukları güçlü çekim alanlarını ve Newtonian çekiminden önemli genel rölativistik sapmaların mümkün olduğunu işaret eder.

4 Elektron Yakalaması ve Nötronizasyon Bir nötron yıldızının oluşumu elektron yakalaması adı verilen bir süreçle gerçekleşir. Sürece nötronizasyon adı da verilir, çünkü onun etkisi proton ve elektronları bozmak ve nötronları oluşturmaktır. Temel reaksiyon, e - +p + n 0 + e Normal şartlar altında, bu süreç zayıf etkileşimlerle sürdürüldüğünden yavaştır, fakat büyük kütleli bir yıldızda üretilen yüksek yoğunluk ve sıcaklığa sahip bir ortam için çok hızlıdır. Süpernova patlamasında, çekirdeğin çöküşünde açığa çıkan aşırı miktarlardaki çekimsel enerji yıldızın dış katmalarına kaçar ve geride son derece yoğun ve sıcak bir kalıntı kalır. Nötronizasyon reaksiyonu devam ederken, nötrinolar enerjiyi ileterek kaçarlar ve arkalarında nötronları bırakırlar. Nötronlar yüksüz olduklarından elektriksel itme yoktur ve çekirdeğin bileşimi çoğunlukla nötronlar olduğunda çok yüksek bir yoğunluğa erişerek çökebilir. Nötron yıldızlarının gerçek yapısı bundan daha komplekstir ve tamamen nötronlardan oluşmazlar, fakat bu basit resim temel düşünceyi anlamamızı sağlar.

5 Tipik bir nötron yıldızının iç yapısı, yani bir nötron yıldızı şekilde verilen genel bölgelere ayrılabilir.

6 Atmosfer ince ( yaklaşık 1 cm kalınlığında), çok sıcak ve ionize gazdan oluşuyor. Dış kabuk yalnızca yaklaşık 200 m kalınlığında ve katı bir örgü yada yoğun bir sıvı çekirekten oluşuyor. Bu bölgedeki baskın basınç dejenere elektronlardan geliyor. Burada, yoğunluk nötronizasyonun lehine olacak kadar yüksek değil. İç kabuk 0.5 den 1 km kalınlığa uzanıyor. Basınç daha yüksek ve ağır çekirdek örgüsü şimdi serbest süperakışkan nötronlarla, ki bu nötronlar çekirdek dışına sızmayı başlatır, yayılıyor. Basınç hala çoğunlukla dejenere elektronlardan.

7 Dış çekirdek başlıca süperakışkan nötronlardan oluşuyor ve nötronlar, nötron dejenerasyonu ile basıncın çoğunu tedarik ediyor, buna rağmen bir kaç serbest süperiletken proton var. Bu bölge nötron yıldızına bu adı verdiren bölgedir. İç çekirdeğin yapısı yıldızın dış kısmına göre daha az biliniyor, çünkü merkezdeki yoğun basınç altında maddenin nasıl davrandığı konusu henüz anlaşılabilmiş değil, yani bu koşullar altında hal denklemi henüz çözülebilmiş değil. İç çekirdek, nükleonlardan daha temel parçacıklardan (pionlar, hyperonlar, kuarklar, vb.) bile oluşuyor olabilir. Bir nötron yıldızı, nötronların oluşturduğu sıkı bir paket olmasına ve bu yönüyle dev bir atomik çekirdeğe benzemesine rağmen, bu nötronları bir arada tutan gücün çekim olduğunu nükleer kuvvetler olmadığını unutmamak gerek!

8 Nükleer Makarna

9 Nükleer Makarna

10 Nötron Yıldızları Çekimle Bağlıdır! Bir nötron yıldızı km çapında bir atomik çekirdek gibidir, bir önemli farkla! Bir nötron yıldızını bir arada tutan kuvvet çekim kuvvetidir, bu çekim yıldızı öyle sıkışık yapar ki, nötron yıldızının yoğunluğu bu nükleer maddeninkinden bile büyük olur. Soru: En güçlü kuvvetin seyreltilmiş bir formuyla bir arada tutulan atom çekirdeklerinden bile daha yoğun bir cisim, en zayıf kuvvet olan çekim ile nasıl üretilebilir? Cevap: kuvvetlerin çeşitliliği ve izleri içerilerek. Çekim zayıftır, fakat uzun menzilli ve çekicidir. Güçlü nükleer kuvvet kısa menzillidir, yalnızca yakın komşuluklu nükleonlar arasında rol oynar. Normalde çekici nükleer kuvvet çok kısa mesafelerde itici olur, yani bir nötron yıldızı eğer çekim ortadan kalkarsa patlayabilir.

11 Bu bir çeşit kaplumbağa ve tavşan masalıdır: Çekim zayıf bir kuvvettir fakat ısrarcıdır ve her zaman çekicidir. Böylece, yeterince büyük mesafeler ve uzun zaman için çekim (kaplumbağa) daima kazanır. Bu nedenle bir nötron yıldızındaki materyal bilinen kuvvetlerin en çelimsizi olan çekim kuvveti ile böyle yüksek yoğunluğa sıkıştırılabilir.

12 Yüksek kütleçekim etkisiyle ışığın kırılması nedeniyle nötron yıldızının görünen yüzeyi tüm yüzeyinin yarısından fazladır. Başka bir değişle nötron yıldızına baktığımızda bir miktar arkasını da görmüş oluruz.

13 4.2.1 Pulsarlar 1967 de gökyüzünde kaydadeğer bir olay keşfedildi: Bir yıldız yaklaşık 1 s dönemle puls gönderiyordu. Ardından, bundan bile daha hızlı değişimler sergileyen pulsarların varlığı farkedildi: saniyede 1000 puls gönderen milisaniye pulsarları. Pulsarlar birkaç genel karakteristik sergiliyor: Dönemleri iyi tanımlanmıştır ki en iyi atomik saatlerin doğruluğuna meydan okur bu dönemler. Dönemleri 4.3 s den 1.6 milisaniye (hatta daha azına) ye varan bir aralıktadır. 1.6 ms lik bir dönem saniyede 640 dönmeye karşılık gelir: yani 20 km genişliğinde bir cisim bir blender kadar hızlı dönüyor!! Bir pulsarın dönemi zamanla yavaşça azalır. Bu azalma oranı bir günde saniyenin bir kaç milyarında biridir. Bu demektir ki, tipik pulsarlar için pulsasyon frekansı yaklaşık 10 milyon yıl sonra sıfıra düşecek. Bu davranış dikkat çekicidir, peki buna sebep olan nedir?

14

15 Pulsar Mekanizması Ne tür bir cisim, gözlenen pulsar dönemleriyle uyumlu olabilir? Basit hesaplamalar gösteriyor ki, yalnızca çok yoğun bir cisim yeterince hızlı dönebilir ve hızlı dönmeyle ilişkilendirilen kuvvetlerden dolayı parçalanmaz. Bir beyaz cüce yeterince yoğun değildir. Tipik bir beyaz cüce için minimum dönme dönemi bir kaç saniye olabilir. Daha kısa dönemler için beyaz cüce tuzla buz olabilir. Fakat bir nötron yıldızı öyle yoğundur ki, yalnızca 1 saniyede 1000 den daha fazla dönüş yapabilir ve parçalanmaz. Gerçekçi cisimler için, pulsarlara ilişkin gözlemsel detaylar bu zaman ölçeğinde gerçekleşen bir pulsasyon ile uyumlu değil. Dönen bir yıldızın puls yaptığı, eğer yıldız kaynakla dönen bir ışın demeti boyunca ışık salmak için birkaç yola sahip olsaydı, görünebilirdi aynı bir deniz fenerinden çıkan ışın demetinin bir gözlemcinin olduğu yeri süpürürken, deniz fenerinin puls yapar gibi görünmesinde olduğu gibi.

16 Bu nitel çıkarım yalnızca pulsarlar için makuldür öyleki, pulsarlar bir tür deniz feneri gibi beam ışınımı mekanizmasına sahip hızlı dönen nötron yıldızlarıdır!

17 Deniz Feneri Mekanizması Zamanla değişen manyetik alan bir elektrik alan üretir! Böylece, pulsarın hızlı bir şekilde dönen manyetik alanı nötron yıldızının çevresinde çok güçlü bir elektrik alan üretir. Bu alan elektronlara manyetik kutuplara yakın sıcak lekelerde yüzeyden dışarı doğru ivme kazandırır ve bu ivmelenmiş elektronlar senkrotron etkisiyle ışınım üretir. Senkrotron ışınımı elektron hareketi yönünde güçlü bir şekilde neşredilir. Bu ışık hüzmeleri yıldızla döner, fakat manyetik eksen genellikle dönme ekseniyle çakışmaz, çünkü ışık hüzmeleri bir çeşit burgu hareketiyle döner. Bu kıvırıla kıvrıla dönen ışık hüzmeleri dünyayı süpürüp geçse, bir deniz fenerinin gerçekleştirdiği duruma benzer bir durum meydana getirirler ve biz ışık parlamaları gözleriz. Böylece nötron yıldızı puls yapıyormus gibi gözükür, halbuki, ne puls yapar ne de gerçekten bir yıldızdır.

18

19 Manyetik Alanlar Galaksimizde bilinen en güçlü manyetik alanlara sahip cisimler bazı pulsarlardır ve onların temel özelliklerinin bazılarının bu alanlardan elde edildiği düşünülür. Çeşitli cisimler için tipik manyetik alan güçleri tabloda listelendi.

20 Tablodan, bilinen manyetik alanlardan en güçlüsüne sahip olan iki cisim sınıfı (radyo pulsarlar ve magnetralar) hızlı dönen nötron yıldızı grubuna dahildirler. O halde anlıyoruz ki, çok güçlü manyetik alanlar nötron yıldızları için yaygın bir durummuş gibi gözükmektedir (nötron yıldızı bir pulsar yada bir magnetar olarak gözlenmemişse bu sonuca varmak daha zor olmasına rağmen).

21 Crab Pulsarı İlk pulsar Jocelyn Bell ve Anthony Hewish tarfından Cambridge radyo astronomi gözlemevinde 28 Kasım 1967 de bulundu. En ünlü pulsar bundan kısa bir süre sonra keşfedildi. Crab nebulasında ve Taurus takımyıldızından 7000 ışık yılı uzaklıkta. Crab pulsarı yaklaşık saniyede 30 kez dönüyor, her bir dönmede radyo bölgeden gama ışın bölgesine kadar bir çift puls salarak. Görünür bölgede, crab pulsarı nebulanın merkezinde 16. kadirden bir yıldız olarak görünüyor, fakat stroboskobik teknikler açıklıyor ki o puls yapıyor.

22 Şekil Crab pulsarı gösteriyor.

23 Dizi tüm görünür bölgede 3 farklı filtre kullanılarak alınmış kompozit bir görüntü. Görüntü dizisi ve ışık eğrisi açık bir şekilde gösteriyor ki crab pulsarı çift puls yapan bir cisim, her bir çevrimde güçlü bir birincil pulsu daha zayıf olan ikincil bir puls takip ediyor. Birincil yada ikincil pulslar arasındaki zaman her saniyede yaklaşık 30 kez 1 birincil ve 1 ikincil pulsun varlığını işaret eder şekilde. Bu çift puls yapma etkisi deniz feneri modeli ile açıklanabilir eğer geometri şöyle olursa: bir manyetik kutuptan gelen ışık hüzmesi dünyanın tamamını süpürüyorken diğeri yalnızca kısmen süpürebiliyor. Crab pulsarı görünür, X ve gamma ışını salmasına rağmen, pulsarların çoğu radyo frekansı ışınımı ile saptanabilir. Ancak, diğer dalgaboyu bandlarında güçlü bir şekilde bir kaç puls var.

24 Pulsar (Spin-down) ve Bozulmalar (glitches) Bazı pulsarlarda, dönme oranının ani bir şekilde yüksek bir değere çıkmasından dolayı glitches gözlenir.

25 Bir glitches in sebep olduğu dönemdeki değişim kesri tipik olarak orjinal dönemin 10-6 dan 10-9 una kadarıdır. Glitches, bazı iç düzenlemelerin dönme oranını küçük miktarlarda değiştirdiğini işaret eder. Öneri: yoğun kabuktaki yıldız depremleri nötron yıldızının hafifçe büzülmesine ve böylece daha hızlı dönmesine (açısal momentum korunumu) sebep olur. Başka bir öneri: içe özgü bir süperakışkan sıvının sirkülasyonunda tutulan açısal momentum, dönme oranını değiştirerek ani bir şekilde kabuğa transfer edilir.

26 Milisaniye Pulsarları Bir pulsar enerjisini dışarıya saldığı için, dönme oranı yavaşça azalır. Bu değişim küçüktür fakat yüksek kesinlikle ölçülebilir. Bir radyo pulsar için dönme dönemindeki değişim oranı önemlidir çünkü bu oran nötron yıldızıyla ilişkilendirilen manyetik alanın gücünü öngörmede kullanılabilir. Pulsarlar zamanla yavaşladığından, enerjilerini hem elektromanyetik hemde çekimsel dalgalarla salarlar, böylece umulur kı en hızlı pulsarlar en genç olanlardır. Örneğin, crab pulsarı gençtir (1000 yıldan az yaşı) ve saniyede 30 puls yapar. Ancak milisaniye dönemli pulsar için bu öngörüyü ortadan kalkıyor. Bu hızlı pulsarların çoğu, en hızlı dönme oranlarından öngörüldüğü gibi genç olmadığına bilakis yaşlı olduklarına dair deliller var.

27 Bu delil dönme oranından geliyor: burada pulsarın dönmesi yavaşlıyor ve milisaniye pulsarı bulunur. Örneğin, keşfedilen ilk milisaniye pulsarı PSR çok hızlı dönüyor, fakat çok yavaş bir şekilde dönmesi yavaşlıyor. Bu yavaş bir şekilde azalan dönme oranı işaret ediyor ki, o zayıf bir manyetik alana sahip ve yaşlı. Yaşlı pulsarlar daha zayıf alanlara sahip olmalı ve bunlar gençlerden daha az etkin olmalı, çünkü daha güçlü alanlar onların hareketinde frenlenmeye sebep olur. Keşfedilen milisaniye pulsarlarının çoğu yaşlı yıldızları içeren küresel kümelerde bulundu.

28 En hızlı pulsarların çok yaşlı görünmeleri durumu için en makul açıklama milisaniye pulsarlarının doğduklarından beri hızlarının arttırılmasıdır. Önerilen mekanizma, nötron yıldızına açısal momentum ekleyen çift sistemlerde kütle transferi gerektirir.

29 Bu birikme mekanizması (çift dönme hızlanması) çiftin yörünge hareketinden, nötron yıldızının dönmesine açısal momentumu transfer eder. Daha sonra, nötron yıldızı yüksek dönme hızlarına dönme hızını artırdıktan sonra, baş yıldız bir süpernova olabilir ve çift sistemi parçalar. Bu süreç hızlı bir şekilde dönen fakat yaşlı bir nötron yıldızı bırakır arkasında, izole edilmiş nötron yıldızlarının evriminden umulan sistematiğe karşı koyan bir milisaniye pulsarı olarak.

30 Magnetarlar Nötron yıldızları son derece güçlü manyetik alanlara sahiptir. Ancak bir nötron yıldızı için bile muaazzam büyük manyetik alanlara sahip dönen nötron yıldızlarının yeni bir türü keşfedildi. Bu cisimlere magnetar adı verilmektedir. Magnetar SGR nın çok güçlü bir manyetik alana (en az gauss mertebesinde) sahip olduğu öngörüldü, yani eğer bu değerler kıyaslanabilir gücü olan bir mıknatısı Ay ile Dünya arasına koysadık dünyadaki bir insanın cebindeki bir metal kalemi çekerdi. SGR (soft gamma-ray repeater) bir magnetara işaret ediyor. Pulsarlar gibi, sayının ilk kısmı sağ açıklık ikinci kısmı ise dik açıklığı ifade ediyor. Bu dönen nötron yıldızlarında, düşünülüyorki, devasa manyetik alanlar yıldızın dönmesini yavaşlatan bir tür fren olarak rol oynuyor.

31 Bu yavaşlayan dönme nötron yıldızının iç yapısını bozar ve yıldızdaki yıldız depremleri yada manyetik alan bağlanma olayları çevredeki gaza (gama ışın patlamaları emisyonuna sebep olur) enerji salar. Gözlemsel olarak, bunlar soft gamma ışın repeaterlar (SGR) adını alırlar, Soft; düşük enerjili gama ışınlarını (aslında, onlar tayfın X ışın kısmında bulunurlar) temsil eder. Repeater; gama ışın patlamalarının tekrarlanabildiğini ifade eder, sıradan gama ışın patlamalarına (bunların tekrarı gözlenmez) benzemez SGR ler.

32 Kaynaklar tures/lecture_ch11.pdf An Introduction to Modern Astrophysics