Yıldız Evrimi IV: Patlamadan Sonra Yaşam

Yazı dizimizin bir önceki bölümünde bazı yıldızların ömürlerinin sonunda süpernova patlaması geçirdiğinden bahsetmiştik. Peki, süpernovanın ardından yıldızdan geriye bir şey kalır mı? Yoksa yıldız tamamen paramparça mı olur? Bu yazımızda bu soruların cevabını irdeleyeceğiz.

Süpernova çeşitlerinden Tip-I yani karbon detonasyon süpernovasının ardından yıldızın bir kısmının tek parça halinde yaşama devam etmesi mümkün değildir. Yıldızın bütün parçaları uzaya saçılır. Öte yandan Tip-II adı verilen çekirdek çökme süpernovalarının ardından yıldızın merkezinde çökme sonucu oluşan nötronlar bir bütün halinde kalabilir. Bu yapıya nötron yıldızı adı verilir.

Nötron Yıldızlarının Özellikleri

Nötron yıldızları hacimce çok küçük olmalarına rağmen bu yıldızların kütleleri çok büyüktür. Örneğin ortalama bir nötron yıldızının çapı yaklaşık 15-20 kilometredir. Buna karşın böyle bir nötron yıldızının kütlesi Güneş’ten bile fazladır. Dolayısıyla ortalama yoğunlukları 10^17 ila 10^18 kg/m^3 civarındadır. Yani nötron yıldızları öyle yoğundur ki bir çay kaşığı kadar nötron yıldızı 100 milyon ton kütleye sahiptir denilebilir. Başka bir bakış açısıyla nötron yıldızlarını dev bir atom çekirdeği olarak düşünebiliriz. Nötron yıldızları, ana kol evresinde bulunan plazma halindeki yıldızlardan farklı olarak katı haldedir. Yıldızın kütle çekimi bizi ezmeseydi, nötron yıldızlarının üzerinde ayakta durabilirdik. Öte yandan bu cisimler çok yoğun olduğu için kütle çekimi öyle fazladır ki nötron yıldızının yüzeyindeki ortalama bir insanın ağırlığı Dünya’ya göre trilyonlarca kat daha fazla olur ve kütle çekimi bu insanı saniyeler içinde kağıttan daha ince hâle getirebilir.

Bu özelliklere ek olarak nötron yıldızlarının iki önemli özelliği daha bulunmaktadır. Bunlardan birincisi nötron yıldızlarının kendi etraflarındaki dönüş hızıdır. Bu cisimlerin dönüş periyotları ancak saniyenin kesirleri ile ölçülebilir. Yani nötron yıldızları bir saniyede kendi çevrelerinde defalarca dönebilir. Bunun sebebi bütün cisimlerin dönüş yarıçapı küçüldükçe açısal momentumun korunabilmesi için dönüş hızının artmak zorunda olmasıdır. Dolayısıyla süpernovadan önce Güneş’ten kat kat büyük olan yıldız, bir şehir büyüklüğündeki nötron yıldızına dönüştüğünde dönüş hızı çok fazla artar. İkinci özellik ise nötron yıldızlarının çok güçlü olan manyetik alanlarıdır. Manyetik alanın bu kadar güçlü olmasının sebebi yine yıldızın çok fazla küçülmüş olmasından ileri gelir. Başlangıçtaki dev yıldız nötron yıldızı hâline gelince manyetik alan çizgileri sıklaşarak manyetik alanın güçlenmesine sebep olur. Teoriye göre nötron yıldızları milyonlarca yıllık bir süreç içerisinde uzaya enerji saçarak dönüş hızlarını ve manyetik alanlarını kaybeder. Nötron yıldızlarının bu iki özelliği gözlemlenmelerinde büyük bir pay sahibi olmuştur.

Pulsarlar

Önceleri tamamen teorik olarak öne sürülen nötron yıldızlarının gözlemlenmesi uzun yıllar boyunca mümkün olmamıştı. Ta ki 1967 yılında Cambridge Üniversitesi’nde lisansüstü öğrencisi olan Jocelyn Bell radyo dalga boyunda hızlı atımlar yapan bir gök cismi keşfedene kadar. Bu cisim 1,34 saniye aralıklarla yaklaşık 0,01 saniye süren atımlar yapıyordu. Bu şekilde atımlar yapan gök cisimlerine pulsar (atarca) adı verilmiştir. Her pulsarın kendine özgü bir atım periyodu vardır. Bazı pulsarların periyodu öyle hassastır ki Dünya’daki en iyi atomik saatlerden bile daha hassas aralıklarla atım yapar. 1967 yılından bu yana keşfedilen pulsarların sayısı sürekli artmıştır. Günümüzde Samanyolu Galaksisi’nde 1500’ten fazla pulsar bilinmektedir. 

Jocelyn Bell 1967 yılında ilk pulsarı keşfettiğinde bu cismin ne olduğu bilinmiyordu. Daha sonra Bell’in tez hocası olan Antony Hewish, bu kadar hassas atımların ancak dönen bir ışınım kaynağından ortaya çıkabileceğini fark etmiştir. Aynı zamanda Hewish, bu cismin çapının onlarca kilometreden fazla olması hâlinde atımlarının bu kadar düzenli olamayacağını öne sürmüştür. Yani pulsarların hızlı dönen ve çok küçük boyutlara sahip olan gök cisimleri olması gerekmekteydi. Bu çıkarımlara dayanarak Antony Hewish, gözlemlenen pulsarların aslında teorik olarak varlıkları daha önce öne sürülen nötron yıldızları olduğunu ispatlamıştır ve kendisine 1974 yılı Nobel Fizik Ödülü verilmiştir. 

Deniz Feneri Modeli

Pulsarların dönerek belli aralıklarla atım yapması deniz fenerlerine benzetilebilir. Aşağıdaki şekilde de görüldüğü üzere nötron yıldızlarının ışınım yaptığı iki tane manyetik kutup noktası vardır. Bu noktalardan yüklü parçacıklar manyetik alanın etkisiyle uzaya saçılır. Eğer nötron yıldızının dönüş ekseni ile manyetik kutuplardan geçen ekseni çakışık değilse aynı bir deniz fenerinin kendi çevresinde dönerek etrafını belli aralıklarla aydınlatması gibi pulsarlar da kendi çevrelerinde dönerken ışınımları belli aralıklarla uzayı tarar. Dünya, pulsarın taradığı hat üzerinde olursa bu ışınım Dünya’dan atımlar şeklinde gözlemlenebilir ve atımların periyodu yıldızın dönüş periyoduna denk olur. Bu model “deniz feneri modeli” olarak adlandırılır.   

Nötron yıldızlarının süpernova patlamalarından artakaldığından bahsetmiştik. Ancak bugüne kadar gözlemlenen pulsarlardan çok azı süpernova kalıntılarıyla ilişkilendirilebilmiştir. Bu pulsarlardan en meşhuru Yengeç Bulutsusu’nun merkezinde bulunan ve yaklaşık 33 milisaniyede bir x-ışını ve radyo dalga boylarında atım yapan pulsardır. 1054 yılında Çinli astronomlar tarafından kayıtlara geçirilen süpernovadan artakalan Yengeç Bulutsusu’nun şu anki yayılımından yola çıkarak geriye dönük hesaplamalar yapılmıştır ve bu süpernovanın tam olarak gerçekleştiği nokta tespit edilmiştir. Gerçekten de tam bu noktada bir pulsar olduğu görülmüştür. 

Pulsarların çoğu radyo dalga boylarında ışınım yapsa da Yengeç Bulutsusu’ndaki pulsar gibi görünür ışık, x-ışını ve gama ışını dalga boylarında ışıma yapan pulsarlar da mevcuttur. Pulsarların ortalama periyodu saniyede 3 ila 30 arasındadır. İnsan gözüyle algılanamayan bu periyotlar ancak çeşitli araçlar yardımı ile gözlemlenebilir.   

Nötron Yıldızları ve Pulsarlar

Günümüzde kabul gören teoriye göre bütün pulsarlar nötron yıldızıdır. Ancak bütün nötron yıldızları pulsar olarak atım yapmaz ve dolayısıyla bu şekilde gözlemlenemez. Bunun iki sebebi vardır. Birincisi nötron yıldızlarının atım yapabilmesi için hızlı bir dönüşe ve güçlü bir manyetik alan alana sahip olması gerekir. Bu iki özellik de zaman geçtikçe azalır ve pulsarın atımı zayıflayarak seyrekleşir. Teorik olarak bir pulsarın oluşumundan birkaç on milyon yıl sonra atımlarının gözlemlenmesi mümkün değildir. Dolayısıyla sadece nispeten yeni oluşmuş pulsarlar gözlemlenebilir. İkincisi ise her pulsarın ışınımlarını saçtığı atım konisi Dünya’ya denk gelmek zorunda değildir. Yani sadece manyetik ekseni Dünya’ya denk gelen pulsarlar gözlemlenebilir. 

Sonuç olarak pulsar terimi atımı Dünya’ya denk gelen nötron yıldızları için kullanılır. Astronomlar galaksimizde yüz binlerce nötron yıldızının var olduğunu ancak Dünya’dan gözlemlenemediğini düşünüyor. Nötron yıldızlarının (ve kara deliklerin) varlığı, gözlemlenmesinden yıllar önce teorik olarak öne sürülmüştü. Birçok bilim insanı bu kadar ekstrem özellikleri olan nesnelerin doğada var olamayacağını dahi düşünüyordu. Fakat günümüzde nötron yıldızlarının varlığına dair güçlü kanıtlarımız var ve bu kanıtlar yıldız evrimi teorisinin önemli temel taşlarını oluşturuyor. 

Nötron Yıldızı Çiftleri 

Daha önce de bahsettiğimiz gibi evrendeki yıldızların çoğu çift yıldız sistemleri hâlinde bulunur. Çift yıldızların ölümlerinin ardından oluşan nötron yıldızları da çift olarak bir arada kalabilir. Bu yıldızların birbirleri çevresinde dönmesi sayesinde, çift nötron yıldız sistemlerinin kütlesi Kepler kanunları kullanılarak hassas bir şekilde ölçülebilir. 

Çift halinde bulunan biri ana kol yıldızı, diğeri nötron yıldızı olan iki yıldızdan nötron yıldızına eşlikçi yıldızdan (aynı ana kol-beyaz cüce çiftinde olduğu gibi) madde aktarımı gerçekleşebilir. Madde aktarımı açısal momentumun korunumundan dolayı dönerek gerçekleşir ve nötron yıldızının çevresinde bir toplanma diski oluşturur. Toplanma diskinde bulunan gazlar birbirine sürtünerek ısınır ve belli bir süre sonra x-ışını ışıması yapmaya başlar. Öte yandan yıldızın yüzeyinde biriken madde belli bir süre sonunda yeterli sıcaklığa ulaşarak hidrojen füzyonunu kısa bir süre için başlatır. Bu aşamada çok kısa süreli bir x-ışını patlaması gözlemlenir. Bu olay beyaz cücelerde gerçekleşen nova ile çok benzerdir. Novalarda görünür ışık dalga boyunda gerçekleşen patlama, burada x-ışını dalga boyunda gerçekleşir. Ayrıca nötron yıldızları novalara göre çok daha güçlü bir kütle çekimine sahip oldukları için bu x-ışını patlamasının şiddeti novaya göre kat kat daha fazladır. 

Milisaniye Pulsarları

1980’lerde yeni bir pulsar çeşidi bulunmuştur. Kendi etraflarında diğer pulsarlara göre çok daha hızlı dönen bu cisimlere milisaniye pulsarı adı verilmiştir. Günümüzde Samanyolu Galaksisi’nde 250 kadar milisaniye pulsarı keşfedilmiştir. Bu pulsarlar normal bir pulsarın parçalanması beklenen hızlarda, saniyede yüzlerce kez kendi çevrelerinde döner. Öyle ki bazı durumlarda milisaniye pulsarlarının ekvatorundaki dönüş hızı ışık hızının %20’sine kadar çıkabilir. Bu durum; saniyede neredeyse 1000 tur atan, birkaç kilometre yarıçapında, Güneş’ten daha fazla kütleli ve neredeyse parçalanacak kadar hızlı dönen, kısacası var olması neredeyse imkânsız gibi görünen bir nesnenin varlığını gözler önüne sermektedir. 

Milisaniye pulsarlarının üçte ikisi küresel yıldız kümelerinde bulunmaktadır. Küresel yıldız kümelerinin en az 10 milyar yaşında olduğu düşünüldüğünde durumun ilginçliği daha iyi anlaşılabilir. Çünkü bu kümelerde oluşan nötron yıldızlarının dönüş hızı çoktan yavaşlamış ve yıldız ışıma gücünü kaybetmiş olmalıdır. Dolayısıyla milisaniye pulsarlarının varlığının en mantıklı açıklaması söz konusu pulsarın çok daha yakın bir zamanda tekrardan hızlanmış olmasıdır. Bu hızlanma eşlikçi yıldızdan pulsara aktarılan madde sayesinde olabilir. Gözlemlenen milisaniye pulsarlarının 150 kadarının küresel yıldız kümelerinde, yarısının da çift yıldız sisteminde bulunması bu açıklamayı doğrulamaktadır. Çift yıldız sistemlerinde bulunmayan milisaniye pulsarlarının da geçmişte çift yıldız sisteminde olduğu ancak daha sonra eşlikçi yıldızını kaybettiği düşünülmektedir. 

Yengeç Bulutsusu’ndaki pulsar gibi pulsarlar süpernova patlamasının doğrudan bir sonucu iken milisaniye pulsarları iki aşamalı bir sürecin sonucunda oluşmuştur. Milisaniye pulsarları ve x-ışını patlamaları birbiri ile yakından ilişkilidir. X-ışını patlaması gerçekleştiren pulsarlar milisaniye pulsarı olma yolunda ilerlemektedir.  

Gama Işını Patlamaları

1960’lı yıllarda imzalanan Kısmi Nükleer Deneme Yasağı Antlaşması’nın ardından yapılması muhtemel gizli nükleer testlerin tespit edilebilmesi için uzaya gama ışınını tespit edebilen dedektör uydular gönderildi. Fakat beklenenin aksine bu uydular Dünya’nın dışından gelen gama ışınları tespit etti. 90’lı yıllara kadar bu patlamaların x-ışını patlamalarının daha güçlü hâli olduğu düşünülse de daha sonra aralarında ciddi farkların olduğu anlaşılmıştır. Neredeyse her gün uzayın farklı bir noktasından gelen gama ışını patlamaları tespit ediliyordu. Eğer gama ışını patlamaları sadece x-ışını patlamalarının daha güçlü hâli olsaydı devamlı olarak aynı noktalardan patlaması beklenirdi. Yapılan gözlemler, patlamalardan bazılarının süpernova patlamalarından bile yüzlerce kat daha fazla enerji içerebilecek büyüklükte olduğu göstermektedir. Bunun sebebi, her yöne doğru gerçekleşen süpernovaların aksine gama ışını patlamalarının jet şeklinde bir noktada yoğunlaşmış olarak patlamasıdır. Bu durumu sıradan bir ampul ve lazer arasındaki farka benzetebiliriz. Pille çalışan basit bir lazer bile bir noktada yoğunlaşmış öyle güçlü bir ışık yayar ki göze tutulduğunda ciddi zarar verebilir. Öte yandan çok daha fazla enerji tüketen normal bir ampule doğrudan bakılsa bile ampulün ışığı tüm yönlere yayıldığından göze zarar vermez.  

Yapılan gözlemler gama ışını patlamalarının sadece birkaç yüz kilometrelik küçük bir gök cisminden geldiğini göstermektedir. Çünkü eğer ışınımın kaynağı büyük bir gök cismi olsaydı ışığın cismin farklı noktalarından farklı anlarda gelmesi beklenirdi. Ancak yapılan gözlemler ışığın kaynağın farklı bölgelerinden 1 milisaniyeden bile kısa zaman farkıyla geldiğini göstermektedir. Işık bir milisaniyede 300 km yol gittiği için ışınımın kaynağının çok küçük bir gök cismi olduğu anlaşılmaktadır. 

Gama ışını patlamalarının kaynağının ne olduğu konusunda öne çıkan iki muhtemel açıklama bulunmaktadır. Birinci açıklamada, birbiri etrafında dönen iki nötron yıldızının kütleçekim dalgaları yayarak enerji kaybettiği ve sonunda birleşerek bir gama ışını patlaması gerçekleştirdiği öne sürülmektedir. İkinci açıklamada ise bilim insanları bu patlamaların hipernovalar sebebiyle gerçekleştiğini iddia etmektedir. Hipernovalar aslında başarısız süpernovalardır denilebilir. Çok büyük kütleli yıldızlar ömürlerinin sonunda kendi içlerine çökerken nötron yıldızı yerine kara delik oluşturur. Tam bu sırada patlama ile dışarı saçılacak olan madde bu yeni oluşan kara deliğin etrafında bir toplanma diski ve dolayısıyla bir jet oluşturabilir. Yıldızın dış katmanları bu jet ile bir noktada yoğunlaşmış olarak dışa saçılır. Bu olaya hipernova adı verilir. Peki hangi açıklama doğru? Aslında ikisi de! Bilim insanları gama ışını patlamalarının bir kısmının nötron yıldızı birleşmeleriyle, bir kısmının da hipernovalar yoluyla gerçekleştiğini düşünüyor.

Bu yazımızda kısaca nötron yıldızlarından bahsettik. Yazı dizimizin bir sonraki bölümünde evrendeki en ilginç nesnelerden biri olan kara deliklerden bahsedeceğiz.

Hazırlayan: Fatmanur Himmet & Mustafa Demirer

İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri

Kaynak

  • Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.

Yorumlar kapatıldı.

WordPress gururla sunar | Theme: Baskerville 2 by Anders Noren.

Yukarı ↑