Pulsar
Pulsar (atarca) "kalp gibi atan" anlamına gelmektedir. İngilizcede "kalbin atması" anlamına gelen "pulsate" kelimesinden türetilmiştir. Pulsarlar, içinde bulundukları nebulaların çekirdeği ve kalbi hükmünde oldukları kadar, kalp atışları gibi muntazam fasıllarla (ritimlerle) uzaya radyo dalgaları gönderen nötron yıldızlarıdır.
Bir nötron yıldızı, süpernova patlaması sonucu parçalanan bir yıldızın merkezinin kendi üzerine çökmesiyle oluşur. Nötron yıldızları oldukça yoğun kütleli, çok küçük çaplı, yüksek manyetik alana sahip ve kendi çevresinde muazzam hızlarda dönen gök cisimleridir. Güneşimiz gibi yıldızlar hiçbir zaman bir nötron yıldızı oluşturamaz. Bu tip yıldızlar yakıtları tükendikten sonra beyaz cücelere dönüşmektedirler. Sadece büyük kütleli yıldızlar (Güneşimizden en az 8 kat daha fazla kütleye sahip yıldızlar) supernova patlaması sonucu kendi üstüne çökerek nötron yıldızı oluşturabilir.Güneşimizden en az 25 kat daha büyük kütleli yıldızlarsa aynı zincirleme olayları yaşadıktan sonra kara delik oluşturabilirler.
Nötron yıldızı teorisinin ortaya atıldığı 1934 yılından atarcaların keşfedildiği 1967 yılına kadar bu gök cisimlerinin optik olarak dünyadan gözlemlenebileceği düşünülmüyordu. Kendi etrafında yüksek hızlarla dönen nötron yıldızı kutuplarından uzaya doğru çok yüksek hızlarda parçacık saçar. Bu şekilde belli aralıklarla elektromanyetik ışıma yapan nötron yıldızlarına pulsar adı verilir. Manyetik kutuplardan çıkan bu ışınım (darbe) görüş çizgimizi kestiği sürece pulsar dünyadan gözlemlenebilir. Yani ışınım süreklidir ancak bu ışınım dünyadan kesik kesik izlenebildiği için cisim bize periyodik elektromanyateik ışınımlar yapan bir kaynak gibi gözükür.Buna deniz feneri etkisi denmektedir. Ne var ki her nötron yıldızı pulsar olamayabileceği gibi her pulsarda dünyadan gözlemlenemez.
İlk gözlemlenen pulsar, Tilkicik takımyıldızının ortasında bulunmakta ve her 1,3 saniyede nabız atışları gibi radyo dalgaları yaymaktaydı.
Bazı pulsarlar, radyo dalgalarından başka ışık, kızılötesi ve morötesi ışınlar da yaymaktadırlar. Pulsarın kendi etrafındaki dönüş hızı oldukça yüksektir. Bazıları kendi etrafında saniyede 1000 (bin) devir yapar. 20 km çapındaki bir pulsarın ekvator yüzeyinde bu dönüş hızı saniyede 62.800, dakikada 3.768.00, saatte ise 226.000.000 kilometreyi bulmaktadır.
Pulsarlar o kadar yoğundurlar ki bir çay kaşığı kadar atarca maddesinin dünyadaki ağırlığı 100 milyon tonu geçmektedir.
Keşif
İlk atarca 1967 yılında Cambridge Üniversitesi'nden Jocelyn Bell Burnell ve Antony Hewish tarafından keşfedilmiştir. Antony Hewish radyo dalgaları yardımıyla kuasarlardaki (yıldızımsı cisim) parlamaları incelemek için 4 dönümlük bir araziyi kaplayan ve yapımı iki yıl süren oldukça büyük bir radyo teleskop inşa etmişti. Jocelyn Bell Burnell bu araştırma ekibine henüz asistanken antenin çalışmaya başlamasından kısa bir süre sonra 1967 yılının Temmuz ayında katıldı. Radyo teleskobun sağlıklı bir şekilde çalıştırılmasından ve elde edilen verilerin analizinden sorumluydu. Bell araştırma ekibine katılmasının üzerinden 2 ay geçmeden gökyüzünde belli bir bölgeden gelen ilginç bir sinyalin varlığını keşfetti. Bu durumu araştırma ekibinin başındaki Antony Hewish’e anlattığında Hewish ölçümlerin daha hızlı kaydedicilerle yapılmasına karar verdi. İlerleyen günlerde oldukça keskin, kendini birkaç saniyede bir tekrar eden bir sinyal buldular.
Kaynağın yaydığı radyo dalgalarının düzenliliğine şaşıran araştırma ekibi, keşiflerini LGM-1 (küçük yeşil adam –little green man) olarak isimlendirdi. Çalışmalarını derinleştiren araştırma ekibi gökadanın başka bölgelerinden de düzenli radyo dalgaları geldiğini tespit etti. Bulunanlardan bir tanesinin darbe periyodu sadece 16 ms. idi. Bu kadar küçük bir darbe aralığı radyo kaynağının bir gezegen olma ihtimalini ortadan kaldırıyordu.
Yıldıza verilen ilk isimden de anlaşılacağı gibi “radyo darbeli yıldız” (atarca) ilk keşfedildiğinde bir saat gibi düzenli olan yayınım karakteristiği oldukça gizemli bulunmuş ve dünya dışı yaşamın bir belirtisi olabileceği düşünülmüştür. Her ne kadar İngiliz Bilimler Akademisi üyesi bir astronom olan Martin Rees sinyalin dünya dışı uygarlıklardan gelebileceği hipotezinin, keşfi yapan bilim insanları arasında ciddiye alınmadığını belirtse de astrofizikçi Peter.A Sturrock olayı şu şekilde anlatmıştır: " Atarcadan kaynaklanan ilk düzenli radyo sinyali elde edildiğinde, Cambridge’li bilim insanları bunun dünya dışı bir varlığın işareti olabileceğini düşündüler. Bu olasılığı tartıştıktan sonra, eğer bu olgu kanıtlanırsa yetkililerle görüşmeden bunu açıklamamaya karar verdiler. Hatta tartışmalar sırasında insanoğlunun iyiliği için kayıtları yok edip bu olayı unutalım diyenler dahi oldu.” (Sturrock, 154)
Ekip birkaç ay içinde 4 farklı radyo kaynağı daha buldu. 27 Şubat 1968 yılında yazdıkları bir makaleyle çalışmalarını tüm dünyaya duyurdular.Bulunan bu gök cisimlerine düzenli olarak yaydıkları radyo sinyallerinden dolayı ‘pulsar’ (atarca) adı verildi.
Daha sonra atarcanın ismi resmi olarak CP 1919 olarak belirlendi. Zamanla gökbilim adlandırma kurallarına göre isim PSR 1919+21, PSR B1919+21 ve PSR J1921+2153 olarak değiştirildi. (PSR = pulse source of radio/darbeli radyo kaynağı, 1919+21 atarcanın gökyüzündeki konumu.)
Atarcaların kendi etraflarında dönen nötron yıldızları olabileceği 1968 yılında birbirinden bağımsız iki araştırmacı, Thomas Gold ve Franco Pacini tarafından ortaya atıldı. Çok geçmeden Yengeç Bulutsusu içinde ışınım periyodu 33ms. olan bir atarca bulundu. Bu kadar kısa aralıklarla radyo dalgaları yayan bir cismin kendi etrafında dönmesi ve dönüş hareketi esnasında kendini parçalamaması için kütlesinin çok yüksek olması gerekiyordu. Böylece atarcaların nötron yıldızları oldukları ispatlanmış oldu.
Yakın tarih
1974 yılında Joseph Taylor ve Russell Hulse, çiftli yıldız sistemleri içinde ilk atarcayı keşfettiler.PSR B1913+16. Bu atarca diğer bir nötron yıldızının çevresinde dönüyor ve bir tam turunu sadece 8 saatte tamamlıyordu.Einstein’ın genel görelilik kuramına göre yörünge enerjisini kaybettikçe bu sistemin çok güçlü kütleçekim dalgaları yayması gerekmekteydi. Taylor ve Hulse bu atarcanın yaydığı radyo dalgalarını yıllarca gözlemlediler. Uzun süren gözlemler sonunda yıldızların birbirlerine yaklaştığı anlaşıldı. Yılda birbirlerine 1 metre kadar yaklaşıyorlardı. Atarca bizim darbe olarak adlandırdığımız ışınımını yaparken kutuplarından uzaya doğru ışık hızında partikül fışkırtıyor ve enerji kaybediyordu. Enerji kaybının nedeni görece küçük olan bu hareketin sonuçları büyük oldu. Yıldızlar enerji kaybediyordu ve yörüngenin daralması genel görelilik kuramının kestirimlerine uyuyordu. Taylor ve Hussel yitirilen enerjinin kütleçekim dalgaları olarak yayıldığını söylediler ve 1993 de bu çalışmalarıyla Nobel'le ödüllendirildiler. Böylece dolaylıda olsa kütleçekim dalgalarının varlığı ilk defa kanıtlanmış oldu.
1982 yılında, Shri Kulkarni ve Don Backer kendi etrafında sadece 1.6 milisaniyede dönen bir atarca keşfettiler. Gözlemler, bu atarcanın manyetik alanının olması gerekenin çok altında olduğunu ortaya çıkarmış ve bu gök cismi yeni bir sınıf olan MSP (Milisaniye Atarcaları-Milisecond Pulsars) sınıfı içine dahil edilmiştir. MSP'lerin X-ışını çiftli sistemlerinin artıkları olduklarına inanılmaktadır. MSP’ler oldukça yüksek ve kararlı dönüş hızlarıyla dünyamızdaki en iyi atom saatleriyle boy ölçüşebilecek zaman aygıtları olarak kullanılabilirler.
Bilinen atarcaların üçte ikisinden fazlası Parkes Radyo Teleskobu ile keşfedilmiştir. (“The Dish” filmindeki radyo teleskop) Porto Riko'daki dev Arecibo Radyo Teleskobu, Amerika'daki Green Bank Radyo Teleskobu, Avustralya’daki Molonglo Radyo Teleskobu ve İngiltere’deki Jordell Bank Radyo Teleskobu atarcaların keşfinde çok önemli roller oynamış gözlemevleridir.
Atarca çeşitleri
Atarcalar ışınımlarına neden olan kuvvetlere göre üçe ayrılır
- Yörüngesel Atarcalar
- X-ışını Atarcaları
- Magnetarlar
Yörüngesel atarcaların ışınımı, adından anlaşılacağı gibi atarcanın kendi etrafında dönerken zaman içinde dönme enerjisini yitirmesinden kaynaklanmaktadır. Bu tip pulsarlar dönme enerjisi tamamen bittiğinde ölürler.
X-ışını Atarcaları bir nötron yıldızı, çiftli sistem oluşturduğunuda ortaya çıkan bir gök cismidir. Bir pulsarın çifti, başka bir yıldız, bir gezegen, beyaz cüce hatta başka bir pulsar olabilir. Çiftlerden birisi ömrünün sonuna yaklaştığında dış kabuk şişmeye ve bu eşten nötron yıldızına madde akmaya başlar. Madde akışıyla beraber nötron yıldızı kendi etrafında çok hızlı dönmeye başlayarak MSP olarak da adlandırılan atarcayı oluşturur. Bütün madde atarcaya geçip bittiği zaman atarcanın dönme periyodu artmaya başlar. Enerjisini tüketen atarcanın tamamen durması(ölmesi) milyarlarca yıl sürecektir.
Magnetarlar, ışınım kaynağı çok şiddetli manyetik alanlardan kaynaklanan atarcalardır. Manyetik alanın belli bir seviye altına düşmesiyle ölürler.
Atarca avı
Bir pulsarı araştıran gökbilimci, radyo teleskobunu gökyüzündeki belli bir bölgeye, birkaç dakikadan 12 saate kadar uzanan bir zaman dilimi için çevirir.Gözlem süresi ne kadar uzarsa zayıf atarcaları bulmak o kadar kolaylaşır. Teleskop çıkışına elde edilen verileri işleyecek bir bilgisayar bağlanır. Daha sonra elde edilen veriler içinde, kendini tekrar eden bir sinyal olup olmadığı araştırılır.
Kendini tekrar eden darbeler arasındaki zamana atarca periyodu denir. Darbeler arasındaki zaman oldukça belirlidir ve çok kesin olarak ölçülebilir. Mesela PSR J1603-7202 olarak bilinen atarcanın periyodu 0.0148419520154668 saniyedir. Bununla beraber atarcanın periyodu oldukça yavaş artar. PSR J1603-7207’nin periyodu her milyon yılda bir sadece 0.0000005 sn. uzar. Hali hazırda devam eden bilimsel araştırmalarla atarcaların düşük darbe periyotları kullanılarak yüksek hassasiyetli saatler yapılmaya çalışılmaktadır.
Aynı beyaz ışığın yedi farklı renkten oluşması gibi elde edilen darbelerde farklı frekanslardaki radyo dalgalarından oluşmaktadır. Bir darbenin en yüksek frekanslı bileşenleri düşük frekanslı bileşenlerinden biraz daha önce radyo teleskoba ulaşmaktadır. Bu olgunun nedeni darbenin yıldızlararası ortam içinde (dünya ile pulsar arasındaki uzay boşluğu) yolculuk etmesi ve farklı frekans bileşenlerinin farklı hızlarda yol almasıdr. Yıldızlarası ortamda bulunan serbest elektronların neden olduğu bu olaya darbe yayılması denmektedir. Uzaktaki atarcalardan gelen sinyaller, yakındakilere göre frekans anlamında daha dağınıktır. Bu yüzden farklı frekans bileşenleri arasındaki gecikme pulsarın yaklaşık olarak uzaklığının hesaplanmasında kullanılır. Komşu gökadalarda ve Macellan Bulutsusu içinde bulunan birkaç atarca dışında bilinen tüm atarcalar kendi gökadamız içindedir.
Adlandırma
İlk başlarda atarcalar onları keşfeden gözlemevinin başharfleriyle adlandırılırlardı (örn. CP 1919). Bulunan atarca sayısı arttıkça bu yöntem yerini 'PSR'(darbeli radyo kaynağı-pulse radio source) kodu ve bu kodu takip eden yükseklik ve açı bilgilerinide kapsayan isimlere bıraktı (örn. PSR 0531+21).
Birbirlerine çok yakın pulsarları ayırmak için harfler kullanılabilir (örn. PSR 0021-72C ve PSR 0021-72D).
Günümüzde eski isimleri belirtmek için B harfi kullanılmaktadır. B, pulsar isimlendirilirken, 1950.0 tarih başı (epoch) değerlerinin kullanıldığı anlamına gelir. Yeni adlandırılan bütün pulsarlar J harfi ile başlayıp 2000.0 koordinatlarını kullanır ve derece yanında dakika bilgilerinide barındırırlar (örn. PSR J1921+2153). Bütün atarcaların J isimleri olmasına rağmen 1993'ten önce keşfedilen atarcalar, genelde B kodlu isimleriyle anılırlar. örn. PSR J1921+2153 daha çok PSR B1919+21 olarak bilinen atarcadır.)
Dış bağlantılar
- Bir pulsarın ilk defa optik olarak gözlemlenmesi
- Pulsarların keşfi
- Jocelyn Bell-Burnell ile atarcaların keşfi üzerine röportaj (Jodcast) Haziran, 2007 düşük çözünürlüklü versiyon
- Pulsarlar hakkında genel bilgi
- ATNF Pulsar Kataloğu
- MSP atarcaların günümüzdeki kullanım alanları üstüne makale Michael Kramer (2006)
- Farklı periyotlara sahip atarcaların kaydedilmiş sesleri
- Çiftli sistemlerdeki atarcaların listesi
Wikimedia Commons'ta Pulsar ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur.
| |||||||||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
