Nötron yıldızı; 10-29 Güneş kütlesi arasındaki bir yıldızın yakacak daha fazla yakıtının kalmadığı bir evreye gelmesiyle gerçekleşen süpernova patlamasının ardından, arta kalan maddelerin çökmesiyle meydana gelir. Bu yıldızlar çoğunlukla (yaklaşık %95) nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da barındırırlar. Esasında bu elektron ve protonlar olmadan nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezlerdi. Bu ise nötronların serbest haldeyken kararsız olmasından kaynaklanır, serbest nötronlar kısa süre içerisinde ayrışarak proton ve elektron halini alır. Yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle bu proton ve elektronlar, yıldızın çekirdeğini daha kararlı tutar.

Bu yıldızların çapları tipik olarak 10 km civarında olmasına karşın, kütleleri 1.4 ile 3 Güneş kütlesi (2*10^30 kg) arasında değer alabilir. Bu da Nötron yıldızlarını, gözlemlenebilir evrendeki en kompakt cisimler haline getirir. (Elbette kara delikler nötron yıldızlarından daha yoğundurlar, fakat gözlemlenebilir yapıda bulunmadıkları için burada hesaba katmadım.) Örneğin nötron yıldızından alınacak sadece 1 çay kaşığı ağırlığındaki madde yaklaşık 100 milyon ton ile 1 milyar ton ağırlığında değer alabilir.

nötron yıldızları

Peki devasa kütle çekimine sahip nötron yıldızları, belli bir noktaya kadar küçülmek yerine neden çökmeye devam ederek kara delikler haline gelmezler? Nötron yıldızlarının daha fazla küçülmemelerinin nedeni, Pauli dışarlama ilkesidir. Dışarlama ilkesi gereği; fermiyon grubu (proton, nötron ve elektronlar) iki parçacık aynı konum ve kuantum durumuna sahip olamazlar, yani iki fermiyonun aynı durumu işgal etmesi olanaksızdır. Bu sebeple kütlesi 3 Güneş kütlesinden daha az olan nötron yıldızlarının yoğunluğu atom çekirdeğindeki yoğunluklar düzeyine ulaştığı zaman çökme durur. Diğer bir deyişle bir nötron yıldızının sahip olabileceği maksimum yoğunluk seviyesi atom çekirdeğindeki yoğunluğa (2,3⋅10^17 kg/m3) eşdeğerdir. Kütlesi  Güneş’inkinin 3 katından fazla olan nötron yıldızları maksimum yoğunluk limitini aşacaklarından dolayı çökmeye devam ederek kara deliğe dönüşürler.

Fiziksel Özellikler                

Nötron yıldızları açısal momentumun korunumu sebebiyle, hacim azaldıkça yıldızın kendi etrafındaki dönüş hızının artması, oldukça hızlı bir şekilde dönmektedirler. Yıldızların dönüş hızlarında farklılıklar görülebilir, normal bir nötron yıldızı saniyede bir kez kendi etrafında dönmekteyken bazı nötron yıldızları ise yüzlerce kez dönebilir. Bu konudaki rekor şuan için PSR J1748-2446ad isimli nötron yıldızındadır, kendi etrafında saniyede 716 dönüş yapar.

nötron yıldızı dönüşü

Nötron yıldızları ilk oluştukları dönemde 100 milyar-1 trilyon derece arasında sıcaklığa sahiptirler. Ancak bu sıcaklıklar kısa bir süre içinde düşmeye başlayarak 1 milyon dereceye kadar geriler. Uç düzeydeki sıcaklık değerlerinden dolayı bir nötron yıldızı görünür dalga boyunda çok az ışıma yapar, ışımanın çoğu X-ışını bölgesinde gerçekleşir. Sıcaklık açısından uç değerlerde olduğu gibi manyetik alan gücü de oldukça fazladır.

Periyodik Olarak Işın Yayınlayan Nötron Yıldızları: Pulsarlar

Yeterli sıcaklık ve manyetik alana sahip olan nötron yıldızları manyetik kutuplarından uzaya doğru ışıma (radyo, x, gama) yapar. Periyodik olarak ışın yayınlayan nötron yıldızlarına pulsar (atarca) adı verilir. Gözlemlenebilen ilk pulsar, Cambridge Üniversitesi’nden Jocelyn Burnell ve Antony Hewish tarafından keşfedilen 2283 ışık yılı uzaklıktaki PSR B1919+21’dir.

pulsar

Galaksimizde yaklaşık 2000 nötron yıldızı olduğu biliniyor. Bunların arasından Güneş sistemine en yakın olan nötron yıldızları, 400 ışık yılı uzaklıktaki RX J1856.53754 ve 424 ışık yılı uzaklıktaki PSR J0108-1431’dir. Nötron yıldızlarının gezegenimizden bu kadar uzakta olmaları bizim için büyük bir şans, çünkü devasa manyetik alanlara sahip olan nötron yıldızları potansiyel olarak bütün elektronik sistemlerimizi çökertebilir. Daha da kötüsü yakınlarımızda gama ışınları yayımlayan bir nötron yıldızı olması durumunda yeryüzündeki yaşam asla var olmayabilirdi.

Yararlanılan Kaynaklar:

  1. Evren 101-Carolyn C. Petersen
  2. Neutron Stars: Definition & Facts