Pulsar

Vikipedi, özgür ansiklopedi
PSR B1509−58. Chandra'dan gelen X-ışınları sarı renkte; WISE'den gelen kızılötesi ışınlar kızıl, yeşil ve mavi (en yüksek) renkte.
Dönen bir atarcanın canlandırması. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler mıknatısal alan çizgilerini ve çıkıntılı koniler yayınım bölgelerini temsil ediyor.
Bir atarca aracılığıyla üretilen "deniz feneri" etkisinin çizimi.

Atarca ya da pulsar (pulsating radio sourcedan)[1][2], mıknatısal kutuplarından elektromanyetik ışınım yayan, oldukça mıknatıslanmış, dönen bir nötron yıldızıdır.[3] Bu ışınım, yalnızca bir ışın Dünya'ya doğrultulduğunda gözlemlenebilir (bir deniz fenerinin yalnızca ışığın bir gözlemcinin yönüne doğrultulmasıyla görülebilmesine benzer biçimde) ve yayınımın titreşimli (atımlı) görünümünden sorumludur. Nötron yıldızları çok yoğundur ve kısa, düzenli dönme döngülerine sahiptir. Bu, tek bir atarca için milisaniyeden saniyeye kadar değişen atımlar arasında çok kesin bir aralık oluşturur. Atarcalar, yüksek erkeli evrensel ışınların kaynağı adaylarından biridir.

Atarcaların döngüleri, onları gökbilimciler için çok yararlı araçlar durumuna getirir. Bir ikili nötron yıldız dizgesindeki bir atarcanın gözlemleri, kütleçekimsel dalgaların varlığını dolaylı olarak doğrulamak için kullanıldı. İlk ötegezegenler, 1992'de bir atarca olan PSR B1257+12'nin yörüngesinde keşfedildi. 1983'te, o zamanlar süreyi hesaplamada atom saatlerinin doğruluğunu aşan belirli türde atarcalar belirlendi.[4]

Yengeç Bulutsusu'nun, çevredeki atarca rüzgarı bulutsusundaki senkrotron ışınımını gösteren, mıknatısal alanların ve özekteki atarcadan gelen parçacıkların enjekte edilmesiyle çalışan birleşik optik/X-ışını görüntüsü.
Vela Atarcası ve onu çevreleyen atarca rüzgar bulutsusu.
Sanatçının PSR B1257+12'nin yörüngesindeki gezegenlere ilişkin izlenimi. Öndeki, PSR B1257+12 C gezegenidir.

Oluşum, mekanizma ve kapanma[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir atarcanın şematik görünümü. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler mıknatısal alan çizgilerini, çıkıntılı koniler yayınım ışınlarını ve yeşil çizgi yıldızın döndüğü ekseni gösteriyor.

Bir atarcanın oluşumuna yol açan olaylar, büyük bir yıldızın çekirdeğinin bir nötron yıldızına çöktüğü bir süpernova sırasında sıkışmasıyla başlar. Nötron yıldızı açısal momentumunun çoğunu korur ve öncülünün yarıçapının yalnızca çok küçük bir bölümüne sahip olduğu için (bu nedenle eylemsizlik momenti keskin bir şekilde azalır), çok yüksek dönüş hızıyla oluşur (açısal momentumun korunumu). Nötron yıldızının dönüşü ile birlikte dönen atarcanın mıknatısal ekseni boyunca bir ışınım yayılır. Atarcanın mıknatısal ekseni, elektromıknatısal ışının yönünü belirler, mıknatısal eksenin dönme ekseni ile aynı olması gerekmez. Bu yanlış hizalama, ışının nötron yıldızının her dönüşü için bir kez görülmesine neden olur ve bu da görünüşünün "titreşimli" doğasına yol açar.

Dönme gücüyle çalışan atarcalarda, ışın, çok güçlü mıknatısal alanın deviniminden bir elektrik alanı oluşturan nötron yıldızının dönme erkesinin bir sonucudur, bu da yıldız yüzeyindeki yüklü parçacıkların (proton ve elektronlar) hızlanmasına neden olur, hızlanan parçacıklar mıknatısal alanın kutuplarından yayılan bir elektromanyetik ışınım oluşturur.[5][6] NICER tarafından yapılan J0030−0451 gözlemleri, her iki ışının da güney kutbunda bulunan sıcak noktalardan geldiğini ve o yıldızda bu tür ikiden çok sıcak nokta olabileceğini gösteriyor.[7][8] Elektromıknatısal güç yayıldıkça bu dönüş zamanla yavaşlar. Bir atarcanın dönme hızı yavaşladığında, radyo atarca mekanizmasının kapandığına inanılır ("ölüm çizgisi" denir). Bu kapanış, oluşumdan yaklaşık 10-100 milyon yıl sonra gerçekleşiyor gibi görünüyor, yani evrenin 13,6 milyar yıllık çağında doğan tüm nötron yıldızlarının yaklaşık %99'u artık atmıyor.[9]

Atarcaların hızla dönen nötron yıldızları olduğu genel kabul görse de, Max Planck Dünya Dışı Fizik Enstitüsü'nden Werner Becker 2006'da şöyle demiştir: "Atarcaların ışınımlarını nasıl yaydıklarına dair kuram, yaklaşık kırk yıllık bir çalışmadan sonra bile hâla emekleme aşamasındadır."[10]

Ulamlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Elektromanyetik ışınımın gücünün kaynağına göre ayrılmış, şu anda gökbilimciler tarafından bilinen üç ayrı atarca sınıfı bulunmaktadır:

  • yıldızın dönme erkesinin kaybının gücü sağladığı dönme gücüyle çalışan atarcalar,
  • birikmiş maddenin kütleçekimi gizil erkesinin güç kaynağı olduğu (Dünya'dan gözlemlenebilir X-ışınları üreten) birikimle çalışan atarcalar (X-ışını atarcalarının çoğunu hesaba katar, ancak hepsini hesaba katmaz),
  • son derece güçlü bir manyetik alanın bozunmasının elektromanyetik güç sağlayan magnetarlar.

Her üç nesne sınıfı da nötron yıldızları olsa da, gözlemlenebilir davranışları ve altında yatan fizik oldukça farklıdır. Ancak bazı bağlantılar var. Örneğin, X-ışını atarcaları, sanılana göre güçlerinin çoğunu kaybetmiş ve ancak ikili yoldaşları genişleyip nötron yıldızına madde aktarmaya başladıktan sonra yeniden görünür duruma gelen, dönme gücüyle çalışan eski atarcalardır.

Yığılma süreci, nötron yıldızına yeterli açısal momentumu, onu dönme gücüyle çalışan bir milisaniye atarcası olarak "geri dönüştürmek" için aktarabilir. Bu madde nötron yıldızına düştüğünde, nötron yıldızının manyetik alanını "gömdüğü" (ayrıntılar kesin olmasa da) ve ortalama atarcalardan 1000-10.000 kat daha güçsüz manyetik alanlı milisaniye atarcaları bıraktığı düşünülüyor. Bu düşük manyetik alan, atarcanın dönüşünü yavaşlatmada daha az etkilidir, bu nedenle milisaniyelik atarcalar milyarlarca yıl yaşarlar ve bu da onları bilinen en eski atarcalar yapar. Milisaniye atarcaları, milyarlarca yıl önce nötron yıldızları oluşturmayı bırakan küresel kümelerde görülür.[9]

Nötron yıldızının dönüş hızında gözlemlenen aksaklıklar, bir nötron yıldızındaki maddenin durumunun incelenmesi açısından ilgi çekicidir. Bu hız, ara sıra meydana gelen apansız bir değişim, bir aksaklık dışında, yavaş ama kararlı bir biçimde azalır. Bu aksaklıkları açıklamak için öne sürülen bir varsayım, bunların nötron yıldızının kabuğunu ayarlayan " yıldız depremlerinin" sonucu olduğudur. Aksamanın, yıldızın umulana göre süper iletken iç kısmının ayrılmasından kaynaklandığı varsayımlar de geliştirilmiştir. Her iki durumda da yıldızın eylemsizlik momenti değişir, ancak açısal momentumu değişmez, bu da dönüş hızında bir değişikliğe neden olur.

Nötron yıldızı türleri (24 Haziran 2020)
Güneş'in gökadanın özeğine göreli konumu ve döngüleriyle birlikte 14 atarca, bir Pioneer plağında gösterilmiştir.

Galeri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Nora Roberts; D. R. Lorimer; M. Kramer (2005). Handbook of Pulsar Astronomy (illustrated, herdruk bas.). Cambridge University Press. s. 249. ISBN 9780521828239.  Extract of page 249 2022-11-16 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  2. ^ "Definition of PULSAR". www.merriam-webster.com. 25 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  3. ^ "NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map". 11 Aralık 2019. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  4. ^ Sullivan, Walter (9 Şubat 1983). "PULSAR TERMED MOST ACCURATE 'CLOCK' IN SKY". NY Times. The New York Times. 24 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2018. 
  5. ^ "Pulsar Beacon Animation". 1 Mayıs 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Nisan 2010. 
  6. ^ "Pulsars". 24 Şubat 1998 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Nisan 2010. 
  7. ^ Arzoumanian (December 2019). "Focus on NICER Constraints on the Dense Matter Equation of State". The Astrophysical Journal Letters (İngilizce). Erişim tarihi: 14 Aralık 2019. 
  8. ^ "NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map". NASA. 11 Aralık 2019. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Aralık 2019. 
  9. ^ a b "Pulsars". www.cv.nrao.edu. 12 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2018. 
  10. ^ "Old Pulsars Still Have New Tricks to Teach Us". Staff. ESA. 26 Temmuz 2006. 8 Ağustos 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Nisan 2013. 

Kaynaklar ve ek okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]