Nötron Yıldızları Nedir?
Yıldız ömrü genellikle yüz milyonlarca ve milyarlarca yıldır; örneğin bir yıldız olan Güneş’in toplam ömrü 9 milyar yıl kadardır ve bunun 4-5 milyar yılı çoktan sona ermiştir. Yıldız, termonükleer faaliyetleri sürdürebileceği yakıtın sonuna geldiğinde, kütle çekimi birdenbire üstün gelir. Böylece yıldızın bütün parçaları, çekirdeğe doğru hızla çökmeye başlar. Bu çökme çok şiddetli olur, bütün madde çekirdekte biriktiği anda şok dalgası bütün yıldızı sarsar ve dışarı doğru yayılarak patlar. Bu patlama, süpernova olarak bilinir ve genellikle sadece birkaç saniye sürer.
Ancak patlamadan arta kalan çekirdek halen yerindedir ve kütle çekim kuvveti, geriye kalanını kendi üzerine çöktürmeye devam eder. Böylece artık kütlesi değişmeyen yıldız artığının hacmi hızla azalır, yoğunluğu hızla artar. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.
Bu şekilde nötron yıldızları, isimlerini buradan almış olur. Eski yıldızdan arta kalan madde, ”nötronyum” adı verilen, aşırı yoğun ve nötronca zengin bir çekirdeğe dönüşmüştür. Nötronyum, genellikle bir şehir büyüklüğündedir ve küre şeklindedir.
Samanyolu içinde yaklaşık 2000 nötron yıldızı olduğu biliniyor. Güneş Sistemi’ne en yakın nötron yıldızları, yaklaşık 400 ışık yılı uzaklıktaki RX J1856.5-3754 ve yaklaşık 424 ışık yılı uzaklıktaki PSR J0108-1431’dir.
Şu anki bilgilerimiz ışığında, eğer süpernovadan sonra arta kalan madde miktarı, bir nötron yıldızı oluşturmak için çok fazla ise, bir kara delik oluşacaktır. Bir nötron yıldızı mı, yoksa bir kara delik mi oluşacağını belirleyen kütlenin sınırı halen tartışılmaktadır. Nötron yıldızlarının kütleleri çok büyük olmasına rağmen hacimleri çok küçüktür. Bu durum nötron yıldızlarının yoğunluklarının çok yüksek olmasına neden olur.
Öyle ki nötron yıldızlarının yoğunlukları Güneş’inkinin 2,6 x 1014 ila 4,1 x 1014 katıdır. Nötron yıldızlarının kütleleri Güneş’inkinin 1,44 ila 3 katı olabilir. Bugüne kadar gözlemlenmiş en büyük nötron yıldızının kütlesi ise Güneş’inkinin yaklaşık iki katıdır.
Nötron yıldızlarının kütle çekimi etkisiyle daha fazla küçülmemelerinin nedeni, Pauli Dışarlama İlkesi’dir. Bu ilke, fermiyon grubu iki parçacığın -örneğin protonlar, elektronlar ve nötronlar- aynı konuma ve aynı kuantum durumuna sahip olamayacağını söyler. Bu yüzden kütlesi Güneş’inkinin üç katından az olan nötron yıldızlarının yoğunluğu atom çekirdeğindeki yoğunluklar düzeyine ulaştığı zaman çökme durur. Ancak kütlesi Güneş’inkinin beş katından fazla olan nötron yıldızları kararsızdır ve çökmeye devam ederler. Bu yıldızlar karadeliğe dönüşür.
Nötron yıldızları güçlü bir manyetik alana sahiptir. Buna magnetarlar (çok yüksek manyetik alana sahip nötron yıldızları) örnektir. Nötron yıldızının manyetik alan şiddeti 104 Tesla ile 1011 Tesla arasında değişir. Nötron yıldızlarının bu manyetik alana sahip olmasında iki etken yatıyor: Ölen yıldızın manyetik alanı, kendisinden daha küçük hacmi olan nötron yıldızına aktarılır ve manyetik alan çizgileri sıklaştığı için daha şiddetli manyetik alanlar gözlenir.
Diğer bir etken ise süpernova patlaması ve nötron yıldızının dış kabuğunda gerçekleşen dinamo süreçleridir. Bu faaliyetler süpernova sırasında çökme ve taşınım nedeniyle gerçekleşebilir. Aynı zamanda nötron yıldızının dış kabuğunda gerçekleşen bu süreçler de manyetik alana katkıda bulunur.
Beril BAŞARAN
