Pulsar Nedir

Pulsar Nedir
Gökadamızda, çok kısa süreli ve düzgün aralıklı enerji sinyalleri yayınlayan radyokaynağına verilen ad ( kuvasar sözcüğünden örnekseme yoluyla türetilmiştir).

Ocak 1968’de, AHevvish yönetimindeki Cambridge (İngiltere) radyogökbi-limcileri grubu, adını pulsar olarak belirledikleri yeni bir radyokaynağı türünün ortaya çıkarıldığım bildiriyorlardı. Ocak 1970’teyse elli kadar pulsar tanınıyordu. Pulsarlarm kesikli radyoelektrik yayınımı, 0,5-2 saniyelik (pulsardan pulsara değişir) sabit aralıklarla 10 ile 50 milisaniye süreli bir sinyaller dizisi biçimindedir. Her sinyalin şiddeti, yüksek frekanslardan düşük frekanslara doğru hızla azalır; bu olay, yıldızlararası ortamda dalgaların çeşitli yönlere dağılmasına (dis-. persiyon) bağlanır. Bu ortamın yoğunluğu bilindiğinden, dispersiyonun öl-çülmesiyle pulsarlarm yaklaşık uzaklığı saptanabilir; böylelikle, bunların Güneş sistemimize nispeten yakın, on parsekle birkaç yüz parsek uzaklıktaki gökcisimleri oldukları anlaşılmıştır (1 parsek = 3,256 ışık yılı).
PULSARLAR NÖTRON YILDIZLARI MIDIR?

Sinyallerin şiddeti her an değişir; bunun yıldızlararası ya da gezegenler-arası ortamdaki düzensizliklerden ileri gelen titreşim olayından kaynaklandığı sanılır. Sinyallerin yinelenme süresi son derece kararlı olup, presiz-yon (kesinlik) 10~8 saniyeye erişir. Bu durum, pulsarlarm gezegenlerarası ve yıldızlararası iyonlaşmış gazlar içinde dalgaların yayılmasını incelerken, frekans derecesi olarak kullanılmalarını sağlar. Sözgelimi, CP0328 pulsarmmdevri (periyot)0,714518563 sn, PSR2405 pulsarınınkiyse 1,9616633 sn’dir.

Günümüzde pulsarlar 4’rakamın izlediği büyük harflerle belirtilirler. Pulsan gösteren P’nin dışındaki harfler, pulsarlarm keşfedildikleri yeri belirler. Rakamlar bahar açısının yuvarlatılmış değerlerini verirler: İlk ikisi saatleri, son ikisi dakikalan. CP0328, Cambridge’de keşfedilen ve bahar açısı 03 s28 dk olan bir pulsardır. Bununla birlikte, bazı pulsarlarm devrinin yavaş yavaş azaldığı da ortaya çıkarılmıştır (değişim, yılda saniyenin milyonda birinden az); bu olay pulsarlarm yaşlarının beş milyonla beş yüz milyon yıl arasında değiştiğini gösterir. Son olarak, pulsarlarm ışınımının doğrusal olarak kutuplandığı gösteri-lebümiştir.
Sinyallerin süresi ışınım yayınlayan kaynağın boyutlarının çok düşük (en fazla, kilometrenin yüzde birkaçı kadar) olduğunu,sinyallerin düzenliliği de kaynağm büyük (bir yıldız kütlesi düzeyinde) bir kütleye sahip bulunduğunu gösterir. Pulsarlarm nötron yıldızları olduğu varsayımı, son yıllarda yapılan kuramsal hesap ve modellerle güç kazanmıştır; nötron yıldızları, kuramsal gökfiziğinde yıllardır varlıkları kabul edilen ve yıldız evriminin son aşamasını sergileyen gökcisimleridir.

1054 YELİ

Ocak 1970’te,ilk kez bir pulsar gözle görülen bir gökcismiyle özdeşleştirildi. Söz konusu olan bu pulsar, Yengeç bulutsusunun merkezinde bulunan NP0532 pulsarıdır. Bu pulsar ya 1054’te patlayan bir üstnovanın (sü-pernova) kendisiydi ya da, daha doğ rusu, patlamadan sonraki kalıntısı artığıydı. Çok kısa olan devri (30 mi lisaniye) yaşının nispeten genç oldu ğunu gösterir.

SON GÖZLEMLER

Yukarda da belirttiğimiz gibi pulsaı larm nötron yıldızları, yani son dere ce yoğun (bir kahve kaşığı içinde milyar ton) üstnova artıkları öldükle rı artık günümüzde kabul edilmekti dir. Radyoelektrik bulgulardan harı

ket edilerek 300 pulsar sınıflandırılmıştır ama bunlardan ancak otuz kadarının üstnova artığı, optik olarak gözlemlenebilmektedir (fotoğrafı çekilebilir bir bulutsu biçiminde). Ayrıca, gökbilimciler Gökadamız içinde, her biri 10 milyon yıllık bir yaşam süresine sahip olan iki pulsarın doğuşları arasındaki zaman aralığının 20 ile 150 yıl arasında olduğunu sanmaktadırlar. Günümüzde bu gökcisimleri, dağılımlarını gösteren bir harita düzenlemeye yetecek sayıda gözlenmiş bulunmaktadır: Hemen hemen hepsi gökada düzleminin üstünde ya da altmda, 700 ışık yılında az uzaklıklarda, düz bir disk içinde öbeklenmişler-dir. Yayınladıkları toplam enerji (daha çok radyo bölgesinde toplanırlar) aşağı yukan Güneş’inkine denktir; bu da hacmi Güneş’inkinden bir milyon kez küçük olan bir gökcismi için son derece yüksek bir değerdir; çapları hiçbir zaman on kilometreyi geçmez. Bir pulsarın yayınladığı ışınım, 0,033 ile 3,7 saniyelik son derece düzenli aralıklarla, kısa radyo sıçramalarıyla belirlenir. Her sinyalin süresi asıl-devirin yüzde 3 ile 10’u arasındadır; ancak bu sıçramaların arasında kimi kez süresi birkaç milisaniye olan ikincil sinyaller, on beş-yirmi mikrosani-yelik şiddetli mikrosinyaller ve asıl sıçramalara göre yavaş yavaş ilerleyen (ya da gerileyen) sinyalcikler yer alır. Ayrıca, daha uzun bir zaman ölçeği içinde (birkaç günden birkaç yıla dek) akı şiddetinde değişim kaydedilir; en kuvvetli ve en zayıf ışınımlar arasındaki şiddet oranı, pulsardan pulsara 1 ile 50 arasında değişir. Bu değişimler pulsarın radyo yayınımının on beş-yirmi devir boyunca kaybolmasına yol açar. Sınıflandırılmış pulsar-
lardan biri için, 60 gün süren bir alc azalması da belirlenmiştir. i

Pulsarlarm bir başka önemli özel’!?, de radyo sıçramalarının devirlerindeki yavaş azalmadır. Bu, gökcisminin açısal azalması olarak yorumlanır. Son derece küçük (günde, saniyenin1 bin milyarda birinden az) olan bu yavaşlama, pulsar ne kadar gençse o kadar önemli olmaktadır. Buradan, oluşumlarından bu yana geçen zamanın saptanması olasılığı doğmaktadır. Yengeç bulutsusunun pulsan için bu azalmanın günde 35 nanosaniyeye ulaşması 927 yıllık bir yaşa denk düşmektedir. Bilinen Vela pulsarmdaysa 10 000 yaşında olmalıdır. Ama bazen bu düzenli azalma üstüne, ilk kez “Vela” pulsannda kaydedilen kesintili olma özellikleri de eklenir. Bunlar, büyük bir olasılıkla, gökcisminin son derece sert olan kabuğundaki çatlamalardan oluşmakta ve dönme hızım, böylelikle de radyo yayınımının normal gidişini değiştiren bir çeşit yüzeysel depreme yol açmaktadırlar. Pulsarlar, yıldızlararası ortamın araştırılması için eşsiz bir temel oluştururlar, çünkü bunlar yıldızlar arasındaki yoğunlukların hesaplanmasına ve Gökadamızın magnetik alanının haritasının çıkarılmasına yardım ederler. Birinci durumda, radyo yayınımlarının, yayılma sürelerinin dalga boyuna göre farkım ölçmek yeterlidir (fark, 100 ile 400 megahertz arasında bir dakikaya ulaşır). İkinci durumda, alman ışınımın kutuplanmasındaki yön ve şiddet ölçülür; buradan magn,etik alanın ortalama şiddetinin 3 mikrogauss olduğu bulunur (yerin magnetik alanının 1/100 000’i).

Yorum yazın