4.7.2 Nötron Yıldızları
Nötron yıldızlarının çoğunlukla süpernova patlamasıyla oluştuğuna inanılmaktadır. Süpernova patlamasından arta kalan merkezdeki yıldızın geleceği onun kütlesine bağlıdır. Özek kütlesi 3 güneş kütlesinden küçükse nötron yıldızı olur. Ölüm evresine yaklaşan bir yıldızın özek kütlesi 1.4 güneş kütlesinden büyük ise yoz elektron basıncı kütle çekimini dengeleyemez ve yıldız çöker; hacimce sıkışan elektronlar ve protonlar birleşerek nötronları oluşturur (bkz Kesim 4.6). Bu nötron gazı kütle çekimini dengeler; yıldız artık birkaç on kilimetre çapında, yoğunluğu 1014 g/cm3 kadar olan bir “nötron yıldızı”dır! Yani bir küp şeker büyüklüğündeki nötron yıldızı maddesi, Dünyamıza getirilirse 100 milyon ton çeker! Nötron yıldızının saldığı ışınımı karşılayacak artık yeni enerji kaynağı yoktur, yavaş yavaş soğuyarak ölür.
4.7.2.1 Gözlenen Nötron Yıldızları: Atarcalar
1967 de İngiltere'de iki gök bilimci, Bell ve Hewish, 1.33730113 saniye aralıklarla radyo sinyali gönderen bir cisim keşfettiler (Hiçbir mekanik saat bu kadar hassas zaman tutamaz. Ne olduğu bilinmeyen nesneye "küçük yeşil adam" adı konulmuştu!). Hemen arkasından yenileri keşfedildi ve bir de ad kondu: pulsar (atarca). Bugün bilinen sayıları 500'ü aşan atarcaların birkaç tanesi optik dalga boylarında ışınım salmaktadır. Peryotları yani iki sinyal arasındaki zaman farkı 1 milisaniye (0.001 saniye) ile 4 saniye arasındadır. Peryodu milisaniye mertebesinde olanlara, "milisaniye" atarcaları denir.
Atarcaların süpernova patlamalarının kalıntıları, bir başka deyişle çöken yıldız özeği olduklarına inanılmaktadır. Nitekim süpernova kalıntıları içinde atarcalar bulunmuştur. 1054 yılında Çinlilerin görüp kaydettiği süpernovanın kalıntısı, bugün Yengeç bulutsusu olarak bilinmektedir (Şekil 4.28 ve 4.31). Bu bulutsunun içinde, her dalga boyunda 0.033 saniye ara ile ışınım pulsları salan, bir başka deyişle saniyede 30 kere dönen bir atarca vardır. Çok daha hızlı dönen atarcalar da bilinmektedir.
Şekil 4.31. Yengeç Bulutsusu ve ortasındaki atarca.
Bugün, atarcaların çok yüksek manyetik alanlı (1012 gauss),
çok hızlı dönen nötron yıldızları oldukları kabul edilmektedir. Dönme ekseni ile manyetik eksen arasında belli bir açı vardır. Işınım, manyetik kutuplardan ve manyetik eksen doğrultusunda yayıldığı için gözlemci, atarcayı ancak manyetik eksen kendisine doğru yöneldiği zaman görebilir; aynı deniz fenerinde olduğu gibi. Bu yüzden atarca modeline, deniz feneri modeli denir (Şekil 4.32). Atarca manyetik eksen doğrultusunda enerji kaybettiği için, dönmesi zamanla yavaşlamaktadır.
Şekil 4.32: Bir nötron yıldızının deniz feneri modeli. Hızla dönen nötron yıldızı manyetik eksen boyunca ışıma yapar; manyetik eksen dönme eksenine eğiktir. Manyetik eksen doğrultusunda bakan bir gözlemci bir dönemsel ışınım pulsu görür.
4.7.3 Kara Delikler
Bütün nükleer enerjisini tüketmiş ve çökmekte olan bir yıldız özeğinde, nötron gazının basıncı kütle çekimini dengelemeye yetmez ise ne olur?
Fizik gösteriyor ki süpernova patlamasından geriye kalan özek kütlesi eğer yaklaşık 3 M; den büyükse, onun çökmesini durduracak fizikte bilinen
hiçbir kuvvet yoktur. Hacım gittikçe küçülür, yoğunluk artar, öyle bir yarıçapa ulaşır ki ışık dahil hiçbir madde artık bu cismin kütle çekimini
yenip onu terkedemez. Bildiğimiz Fizik yasaları bu yarıçapın içerisinde geçersizdir. .
Kütlesi M olan bir kara deliğin yarıçapı R=2GM/c2 dir. Burada G, evrensel çekim sabiti, c ışık hızıdır.
Buna Schwarzschild (şvarzçild) yarıçapı denir. Güneş için Schwarzschild yarıçapı 3 km dir. Bu, yoğunluğun 1016 g/cm3 olması,
yani 1 cm3 karadelik maddesinin (Yer yüzeyinde) 10 milyar ton gelmesi demektir!
Yarıçapı Schwarzschild yarıçapına eşit küre yüzeyine, olay ufku denir. Olay ufku yakınlarında uzay-zaman ikilisi karmaşık bir yapı
sergiler. Bunu anlamak için şu düş yolculuğunu yapalım: Güneş'in yerinde 10 Güneş kütlesinde bir karadelik olsun, bunun olay ufku yarıçapı
30 km dir. Yer'i de bir uzay gemisi kabul edelim. Diyelim elinizde bir saat ve bir de lâzer lâmbası ile gemiden karadeliğe doğru atladınız;
amacınız, karadeliğe yaklaştıkça gemi kaptanına sinyal göndermektir. Karadeliğe doğru düşerken uzun süre birşey olmaz. Gökteki takım yıldızlarını
tanırsınız. Karadeliğe yaklaştıkça takım yıldızlarının yerinin değiştiğini, şeklinin bozulduğunu farkedersiniz. Kendinizi batıyor hissedersiniz.
Daha yaklaştıkça karadeliğin ayağınıza uyguladığı kütle çekimi, başınıza uyguladığından farklı olacağından sizi ip gibi uzatacaktır. Olay ufkuna
yaklaşık 3000 km kala da sizi parçalara ayıracaktır! Eğer parçalanmadan olay ufkunun 15 km yakınına kadar gidebilseydiniz,
tam ileri baktığınızda ensenizi görürdünüz, çünkü ensenizden çıkan fotonlar karadelik çevresini dolanıp gözünüze ulaşırdı.
Eğer aşağıya karadeliğe bakarsanız hiç bir şey göremezsiniz, çünkü karadeliği ışık bile terkedemez.
Şekil 4.33: Çevresinden madde toplayan bir karadelik modeli.
Olay ufkunu geçince yeni bir şey olmaz, sınır işaretli değildir! Fakat bir milisaniye sonra hacminiz sıfıra düşer, yok oldunuz demektir. Fakat sizin yok olduğunuzu uzay gemisi kaptanı göremez. Ona göre, siz olay ufkuna yaklaştıkça düşmeniz gittikçe yavaşlar; olay ufkunu geçerken gönderdiğiniz lâzer sinyalinin uzay gemisine ulaşması sonsuz zaman alır, kırmızıya kayma da sonsuz olur.
Karadeliklerin Gözlenmesi
Bütün bunlar Einstein'in genel görelilik kuramından çıkarılmıştır. Peki bir karadelik gerçekten varsa ve biz onu doğrudan göremiyeceğimize göre, onun varlığını gözlemlerle nasıl anlarız? Bunun tek yolu bir karadeliği olay ufku yakınındaki maddeyi yutarken yakalamaktır! Buna en iyi aday da X- ışını salan çift yıldızlardır. Karadeliğin çevresinde dolanan bir kırmızı dev olsun. Bunun uzaya attığı madde, karadeliğin kuvvetli çekimi ile sarmal hareket yaparak karadelik etrafında bir disk oluşturur (Şekil 4.33). Dökülen madde, çok yüksek hızlı olduğu için, disk maddesi ile etkileşmesi sonucu ortam sıcaklığı milyonlarca derece olabilir. Kuğu takım yıldızında X-ışını kaynağındaki (Cygnus X-1) mavi üstdev görülmeyen bir nesne etrafında 5,6 günde bir dolanmaktadır. Karadelik olması gereken bu görülmeyen nesnenin hesaplanan kütlesi ~10 güneş kütlesi kadardır.
Hubble uzay teleskopuyla yapılan çok duyarlı gözlemler, Samanyolu gökadamızın ve Andromeda gibi diğer gökadaların çoğunun merkezinde milyonlarca güneş kütlesine denk kütleli karadelik olabileceğini göstermektedir.