Pulsar

Bir atarcanın yapısı: Şekil ortasındaki küçük nokta atarcayı, bu noktadan çıkan içbükey çizgiler manyetik alan çizgilerini, mavi konik çizgilerse atarcanın kutuplarından çıkan ışınımı göstermektedir. ⓘ

Pulsar ya da 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. ⓘ

Yengeç Bulutsususunun optik ve X-ışını görüntülerinin birleştirilmesiyle oluşturulmuş fotoğraf. Nebula merkezindeki atarcanın oluşturduğu manyetik alan çizgileri gözlemlenebilir. ⓘ

Bir nötron yıldızı, süpernova patlaması sonucu parçalanan bir yıldızın merkezinin kendi üzerine çökmesiyle oluşur. Nötron yıldızları çok 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 pulsar da 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 3.768.000, saatte ise 226.000.000 kilometreyi bulmaktadır. ⓘ

Pulsarlar o kadar yoğundurlar ki bir çay kaşığı kadar atarca maddesinin dünyadaki ağırlığı 100 milyon tonu geçmektedir. ⓘ

PSR B1509-58 - Chandra'dan X-ışınları altın; WISE'den kızılötesi kırmızı, yeşil ve mavi/max. ⓘ

Dönen bir pulsar animasyonu. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler manyetik alan çizgilerini ve çıkıntılı koniler emisyon bölgelerini temsil etmektedir. ⓘ

Bir pulsar tarafından üretilen "deniz feneri" etkisinin gösterimi. ⓘ

Bir pulsar (atımlı radyo kaynağından), manyetik kutuplarından elektromanyetik radyasyon ışınları yayan, yüksek oranda mıknatıslanmış dönen bir nötron yıldızıdır. Bu radyasyon yalnızca bir emisyon ışını Dünya'ya dönük olduğunda gözlemlenebilir (bir deniz fenerinin yalnızca ışık bir gözlemcinin yönüne dönük olduğunda görülebilmesine benzer şekilde) ve emisyonun darbeli görünümünden sorumludur. Nötron yıldızları çok yoğundur ve kısa, düzenli dönme periyotlarına sahiptir. Bu da atımlar arasında milisaniyeden saniyeye kadar değişen çok hassas bir aralık yaratır. Pulsarlar, ultra yüksek enerjili kozmik ışınların kaynağı için adaylardan biridir. (Ayrıca bkz. merkezkaç hızlanma mekanizması). ⓘ

Pulsarların periyotları onları astronomlar için çok kullanışlı araçlar haline getirir. İkili bir nötron yıldızı sistemindeki bir pulsarın gözlemleri, yerçekimsel radyasyonun varlığını dolaylı olarak doğrulamak için kullanılmıştır. İlk güneş dışı gezegenler 1992 yılında bir pulsar olan PSR B1257+12 etrafında keşfedilmiştir. 1983'te, o zamanlar zamanı tutmada atomik saatlerin doğruluğunu aşan bazı pulsar türleri tespit edildi. ⓘ

Gözlem tarihi

Jocelyn Bell 1967'de, ilk pulsarı keşfettiği yıl. ⓘ

Keşif

Keşfedilen ilk pulsardan gelen sinyaller ilk olarak Jocelyn Bell tarafından, yapımına yardım ettiği yeni hizmete giren bir radyo teleskoptan 6 Ağustos 1967'de kaydedilen verileri analiz ederken gözlemlendi. Teleskobun geliştiricisi olan amiri Antony Hewish tarafından başlangıçta radyo paraziti olarak değerlendirilen sinyallerin her zaman aynı sapma ve sağ yükselişte ortaya çıkması, kısa sürede karasal bir kaynağı dışladı. 28 Kasım 1967'de Bell ve Hewish hızlı bir kayıt cihazı kullanarak sinyalleri her 1,33 saniyede bir eşit aralıklarla bir dizi darbe olarak çözümlediler. Bu nitelikte bir astronomik nesne daha önce hiç gözlemlenmemişti. 21 Aralık'ta Bell ikinci bir pulsar keşfederek bunların dünya dışı bir zekâdan dünyaya gönderilen sinyaller olabileceği yönündeki spekülasyonları boşa çıkardı. ⓘ

Başka bir teleskopla yapılan gözlemler emisyonu doğrulayınca, her türlü araçsal etki ortadan kalktı. Bu noktada Bell, kendisi ve Hewish hakkında şunları söyledi: "Başka bir uygarlıktan sinyal aldığımıza gerçekten inanmıyorduk, ancak açıkçası bu fikir aklımızdan geçmişti ve bunun tamamen doğal bir radyo emisyonu olduğuna dair hiçbir kanıtımız yoktu. Bu ilginç bir sorun - eğer biri evrenin başka bir yerinde yaşam tespit etmiş olabileceğini düşünüyorsa, sonuçları sorumlu bir şekilde nasıl duyurur?" Yine de sinyale "küçük yeşil adamlar" (dünya dışı kökenli akıllı varlıklar için kullanılan şakacı bir isim) anlamına gelen LGM-1 adını verdiler. ⓘ

Jocelyn Bell'in bir pulsarın kanıtını ilk kez fark ettiği grafik, Cambridge Üniversitesi Kütüphanesi'nde sergileniyor ⓘ

Gökyüzünün farklı bir bölgesinde ikinci bir atımlı kaynak keşfedilene kadar "LGM hipotezi" tamamen terk edilmedi. Bu atarcaya daha sonra CP 1919 adı verildi ve günümüzde PSR B1919+21 ve PSR J1921+2153 gibi çeşitli adlarla bilinmektedir. CP 1919 radyo dalgaboylarında yayılmasına rağmen, atarcaların daha sonra görünür ışık, X-ışını ve gama ışını dalgaboylarında yayıldığı bulunmuştur. ⓘ

"Pulsar" kelimesi ilk kez 1968 yılında basılı olarak ortaya çıktı:

Geçen yıl 6 Ağustos'ta tamamen yeni bir yıldız türü gün ışığına çıktı ve gökbilimciler tarafından LGM (Küçük Yeşil Adamlar) olarak adlandırıldı. Şimdi ise beyaz cüce ile nötron [yıldızı] arasında yeni bir tür olduğu düşünülüyor. Pulsar isminin verilmesi muhtemeldir. Dr. A. Hewish dün bana şunları söyledi: '... Eminim ki bugün bütün radyo teleskoplar Pulsarlara bakıyor. ⓘ

Yengeç Bulutsusu'nun bileşik optik/X-ışını görüntüsü, merkezi atarcadan gelen manyetik alan ve parçacıkların enjeksiyonu ile güçlendirilen çevredeki atarca rüzgar bulutsusundaki senkrotron emisyonunu göstermektedir. ⓘ

Nötron yıldızlarının varlığı ilk kez 1934 yılında Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından, bir süpernovanın sonucunda öncelikle nötronlardan oluşan küçük, yoğun bir yıldızın ortaya çıkacağını ileri sürdüklerinde ortaya atılmıştır. Lodewijk Woltjer 1964 yılında manyetik ana dizi yıldızlarından manyetik akı korunumu fikrine dayanarak bu tür nötron yıldızlarının 10¹⁴ ila 10¹⁶ Gauss (=10¹⁰ ila 10¹² Tesla) kadar büyük manyetik alanlar içerebileceğini öne sürmüştür. 1967 yılında, atarcaların keşfinden kısa bir süre önce, Franco Pacini manyetik alana sahip dönen bir nötron yıldızının radyasyon yayacağını öne sürmüş ve hatta bu tür bir enerjinin Yengeç Bulutsusu gibi bir nötron yıldızının etrafındaki bir süpernova kalıntısına pompalanabileceğini belirtmiştir. İlk pulsarın keşfinden sonra Thomas Gold bağımsız olarak Pacini'ninkine benzer dönen bir nötron yıldızı modeli önermiş ve bu modelin Bell Burnell ve Hewish tarafından gözlemlenen darbeli radyasyonu açıklayabileceğini açıkça savunmuştur. 1968'de Richard V. E. Lovelace işbirlikçileriyle birlikte periyodu keşfetti $P\!\approx 33$ Arecibo Gözlemevi kullanılarak Crab Nebula atarcasının ms. Yengeç pulsarının keşfi, pulsarların dönen nötron yıldızı modelinin doğrulanmasını sağlamıştır. Yengeç pulsarının 33 milisaniyelik atım periyodu, pulsar emisyonu için önerilen diğer modellerle tutarlı olamayacak kadar kısaydı. Dahası, Yengeç atarcası, Baade ve Zwicky'nin 1933 tahminiyle tutarlı olarak Yengeç Nebulası'nın merkezinde yer aldığı için bu şekilde adlandırılmıştır. 1974 yılında, devrim niteliğinde radyo teleskoplar geliştiren Antony Hewish ve Martin Ryle, Nobel Fizik Ödülü'ne layık görülen ilk astronomlar olmuş, İsveç Kraliyet Bilimler Akademisi Hewish'in "pulsarların keşfinde belirleyici bir rol" oynadığını belirtmiştir. Hewish'in ödüle layık görülürken, ilk keşfi doktora öğrencisiyken yapan Bell'in ödüle layık görülmemesi önemli tartışmalara yol açmıştır. Bell, Nobel ödül komitesinin kararını destekleyerek bu konuda herhangi bir kızgınlık duymadığını belirtmiştir. ⓘ

Kilometre Taşları

Vela Pulsarı ve çevresindeki pulsar rüzgâr nebulası. ⓘ

1974 yılında Joseph Hooton Taylor, Jr. ve Russell Hulse ilk kez ikili bir sistemde bir atarca keşfettiler: PSR B1913+16. Bu atarca, yörünge periyodu sadece sekiz saat olan bir başka nötron yıldızının yörüngesinde dönmektedir. Einstein'ın genel görelilik kuramı, bu sistemin güçlü kütleçekimsel radyasyon yayması gerektiğini ve yörünge enerjisini kaybettikçe yörüngenin sürekli olarak daralmasına neden olacağını öngörmektedir. Pulsarın gözlemleri kısa sürede bu tahmini doğruladı ve kütleçekim dalgalarının varlığına dair ilk kanıtı sağladı. 2010 yılı itibariyle, bu pulsarın gözlemleri genel görelilik ile uyumlu olmaya devam etmektedir. 1993 yılında Nobel Fizik Ödülü, bu pulsarın keşfi nedeniyle Taylor ve Hulse'a verildi. ⓘ

1982 yılında Don Backer, dönüş periyodu sadece 1,6 milisaniye (38.500 rpm) olan bir atarca olan PSR B1937+21'i keşfeden bir gruba liderlik etti. Gözlemler kısa süre içinde manyetik alanının sıradan pulsarlardan çok daha zayıf olduğunu ortaya koyarken, daha sonraki keşifler yeni bir nesne sınıfı olan "milisaniye pulsarları "nın (MSP'ler) bulunduğu fikrini pekiştirdi. MSP'lerin X-ışını çiftlerinin son ürünü olduğuna inanılmaktadır. Olağanüstü hızlı ve kararlı dönüşleri sayesinde MSP'ler astronomlar tarafından Dünya'daki en iyi atomik saatlerin kararlılığına rakip saatler olarak kullanılabilmektedir. Atımların Dünya'ya varış süresini birkaç yüz nanosaniyeden daha fazla etkileyen faktörler kolayca tespit edilebilir ve hassas ölçümler yapmak için kullanılabilir. Pulsar zamanlaması yoluyla erişilebilen fiziksel parametreler arasında pulsarın 3B konumu, uygun hareketi, yayılma yolu boyunca yıldızlararası ortamın elektron içeriği, herhangi bir ikili yoldaşın yörünge parametreleri, pulsar dönüş periyodu ve zamanla evrimi yer alır. (Bunlar ham zamanlama verilerinden bu iş için özelleşmiş bir bilgisayar programı olan Tempo tarafından hesaplanır). Bu faktörler dikkate alındıktan sonra, gözlemlenen varış zamanları ile bu parametreler kullanılarak yapılan tahminler arasındaki sapmalar bulunabilir ve üç olasılıktan birine atfedilebilir: atarcanın dönüş periyodundaki içsel değişimler, varış zamanlarının ölçüldüğü Yerküre Zamanının gerçekleştirilmesindeki hatalar veya arka plandaki yerçekimi dalgalarının varlığı. Bilim insanları şu anda birkaç farklı pulsar arasında görülen sapmaları karşılaştırarak, pulsar zamanlama dizisi olarak bilinen şeyi oluşturarak bu olasılıkları çözmeye çalışıyorlar. Bu çabaların amacı, yerçekimsel dalgaların ilk kez doğrudan tespit edilmesini sağlayacak kadar hassas, pulsar temelli bir zaman standardı geliştirmektir. Haziran 2006'da astronom John Middleditch ve LANL'deki ekibi, Rossi X-ray Timing Explorer'dan elde edilen gözlemsel verilerle pulsar aksaklıklarının ilk tahminini duyurdu. Pulsar PSR J0537-6910'un gözlemlerini kullandılar. ⓘ

PSR B1257+12'nin yörüngesindeki gezegenlerin sanatçı izlenimi. Ön plandaki gezegen "C" gezegenidir. ⓘ

1992 yılında Aleksander Wolszczan PSR B1257+12 etrafında ilk güneş dışı gezegenleri keşfetti. Bu keşif, Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerin yaygın varlığına ilişkin önemli kanıtlar sunmuştur, ancak bir pulsarın yakınındaki yoğun radyasyon ortamında herhangi bir yaşam formunun hayatta kalması pek olası değildir. ⓘ

2016 yılında AR Scorpii, kompakt nesnenin nötron yıldızı yerine beyaz cüce olduğu ilk pulsar olarak tanımlandı. Eylemsizlik momenti bir nötron yıldızınınkinden çok daha yüksek olduğu için, bu sistemdeki beyaz cüce her 1,97 dakikada bir, nötron yıldızı pulsarlarından çok daha yavaş dönmektedir. Sistem, güçlü bir şekilde mıknatıslanmış beyaz cücenin dönüşünden güç alarak morötesinden radyo dalgaboylarına kadar güçlü titreşimler sergiler. ⓘ

İsimlendirme

Başlangıçta atarcalar, keşfeden gözlemevinin harfleri ve ardından sağ yükselişleri ile adlandırılıyordu (örneğin CP 1919). Daha fazla pulsar keşfedildikçe, harf kodu kullanışsız hale geldi ve böylece PSR (Pulsating Source of Radio) harflerini ve ardından pulsarın sağ yükseliş ve sapma derecelerini (örneğin PSR 0531+21) ve bazen de bir derecenin onda birine kadar sapma derecesini (örneğin PSR 1913+16.7) kullanma geleneği ortaya çıktı. Birbirine çok yakın görünen pulsarlara bazen harfler eklenir (örneğin PSR 0021-72C ve PSR 0021-72D). ⓘ

Modern konvansiyona göre eski sayıların önüne bir B eklenir (örneğin PSR B1919+21), B koordinatların 1950.0 dönemi için olduğu anlamına gelir. Tüm yeni pulsarlar 2000.0 koordinatlarını gösteren bir J'ye sahiptir ve ayrıca dakikalar dahil deklinasyona sahiptir (örneğin PSR J1921+2153). 1993'ten önce keşfedilen pulsarlar J isimlerini kullanmak yerine B isimlerini koruma eğilimindedirler (örneğin PSR J1921+2153 daha yaygın olarak PSR B1919+21 olarak bilinir). Yakın zamanda keşfedilen pulsarların yalnızca J isimleri vardır (örneğin PSR J0437-4715). Tüm pulsarların gökyüzündeki konumunun daha kesin koordinatlarını sağlayan bir J adı vardır. ⓘ

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 bilgilerini de kapsayan isimlere bıraktı (örn. PSR 0531+21). ⓘ

Oluşum, mekanizma, kapatma

Bir pulsarın şematik görünümü. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler manyetik alan çizgilerini, çıkıntılı koniler emisyon ışınlarını ve yeşil çizgi de yıldızın döndüğü ekseni temsil etmektedir. ⓘ

Bir pulsarın oluşumuna yol açan olaylar, büyük kütleli bir yıldızın çekirdeğinin bir süpernova sırasında sıkışarak bir nötron yıldızına dönüşmesiyle başlar. Nötron yıldızı açısal momentumunun çoğunu korur ve atasının yarıçapının sadece küçük bir kısmına sahip olduğundan (ve bu nedenle eylemsizlik momenti keskin bir şekilde azalır), çok yüksek dönüş hızıyla oluşur. Nötron yıldızının dönüşüyle birlikte dönen pulsarın manyetik ekseni boyunca bir radyasyon demeti yayılır. Pulsarın manyetik ekseni elektromanyetik ışının yönünü belirler, manyetik eksen dönme ekseniyle aynı olmak zorunda değildir. Bu yanlış hizalama, ışının nötron yıldızının her dönüşünde bir kez görülmesine neden olur, bu da görünümünün "darbeli" doğasına yol açar. ⓘ

Dönme gücüne sahip pulsarlarda ışın, nötron yıldızının dönme enerjisinin bir sonucudur ve çok güçlü manyetik alanın hareketinden bir elektrik alanı üreterek yıldız yüzeyindeki proton ve elektronların hızlanmasına ve manyetik alanın kutuplarından yayılan bir elektromanyetik ışının oluşmasına neden olur. NICER tarafından J0030-0451 üzerinde yapılan gözlemler, her iki ışının da güney kutbunda bulunan sıcak noktalardan kaynaklandığını ve bu yıldız üzerinde ikiden fazla sıcak nokta olabileceğini göstermektedir. Elektromanyetik güç yayıldıkça bu dönüş zaman içinde yavaşlar. Bir pulsarın dönüş periyodu yeterince yavaşladığında, radyo pulsar mekanizmasının kapandığına inanılmaktadır ("ölüm çizgisi" olarak adlandırılır). Bu kapanma yaklaşık 10-100 milyon yıl sonra gerçekleşiyor gibi görünüyor, bu da evrenin 13,6 milyar yıllık yaşı içinde doğan tüm nötron yıldızlarının yaklaşık %99'unun artık titreşmediği anlamına geliyor. ⓘ

Pulsarların hızla dönen nötron yıldızları olduğu genel kabul görse de, Max Planck Dünya Dışı Fizik Enstitüsü'nden Werner Becker 2006 yılında şöyle demiştir: "Pulsarların radyasyonlarını nasıl yaydıklarına dair teori, yaklaşık kırk yıllık bir çalışmanın ardından bile hâlâ emekleme aşamasındadır." ⓘ

Kategoriler

Elektromanyetik radyasyonun gücünün kaynağına göre, şu anda astronomlar tarafından üç farklı pulsar sınıfı bilinmektedir:

• Yıldızın dönme enerjisi kaybının gücü sağladığı dönme enerjili atarcalar,
• Biriken maddenin yerçekimsel potansiyel enerjisinin güç kaynağı olduğu (Dünya'dan gözlemlenebilen X-ışınları üreten) birikimle çalışan pulsarlar (X-ışını pulsarlarının hepsini değil ama çoğunu açıklar),
• Son derece güçlü bir manyetik alanın bozunmasının elektromanyetik gücü sağladığı magnetarlar. ⓘ

Her üç nesne sınıfı da nötron yıldızı olmasına rağmen, gözlemlenebilir davranışları ve altında yatan fizik oldukça farklıdır. Bununla birlikte, bazı bağlantılar vardır. Örneğin, X-ışını pulsarları muhtemelen güçlerinin çoğunu kaybetmiş eski dönme enerjili pulsarlardır ve ancak ikili arkadaşları genişleyip nötron yıldızına madde aktarmaya başladıktan sonra tekrar görünür hale gelmişlerdir. ⓘ

Birikme süreci nötron yıldızına yeterli açısal momentum aktararak onu dönme gücüne sahip bir milisaniye atarcası olarak "geri dönüştürebilir". Bu madde nötron yıldızına indiğinde, nötron yıldızının manyetik alanını "gömdüğü" düşünülmektedir (ayrıntılar belirsiz olsa da) ve milisaniye pulsarlarını ortalama pulsarlardan 1000-10.000 kat daha zayıf manyetik alanlara sahip bırakır. Bu düşük manyetik alan pulsarın dönüşünü yavaşlatmada daha az etkilidir, bu nedenle milisaniye pulsarları milyarlarca yıl yaşar ve bu da onları bilinen en eski pulsarlar yapar. Milisaniye pulsarları, milyarlarca yıl önce nötron yıldızı oluşturmayı bırakan küresel kümelerde görülür. ⓘ

Bir nötron yıldızındaki maddenin durumunun incelenmesi ilgi çekicidir. nötron yıldızının dönüş hızında gözlemlenen aksaklıklardır. Bu hız, ara sıra meydana gelen ani değişimler - bir "aksaklık" - dışında yavaş ama istikrarlı bir şekilde azalır. Bu aksaklıkları açıklamak için öne sürülen modellerden biri, bunların nötron yıldızının kabuğunu ayarlayan "yıldız depremlerinin" sonucu olduğudur. Aksaklığın yıldızın muhtemelen süper iletken olan iç kısmının ayrışmasından kaynaklandığı modeller de ileri sürülmüştür. Her iki durumda da yıldızın eylemsizlik momenti değişir, ancak açısal momentumu değişmez ve bu da dönme hızında bir değişikliğe neden olur. ⓘ

Nötron Yıldızı Türleri (24 Haziran 2020) ⓘ

Bozulmuş geri dönüşümlü pulsar

Aynı gaz bulutundan birbirine yakın iki büyük yıldız doğduğunda, ikili bir sistem oluşturabilir ve doğumdan itibaren birbirlerinin yörüngesinde dönebilirler. Eğer bu iki yıldız bizim güneşimizden en az birkaç kat daha büyükse, her ikisinin de yaşamı süpernova patlamalarıyla sona erecektir. Önce daha büyük olan yıldız patlar ve ardında bir nötron yıldızı bırakır. Patlama ikinci yıldızı uzaklaştırmazsa, ikili sistem hayatta kalır. Nötron yıldızı artık bir radyo pulsarı olarak görülebilir ve yavaşça enerji kaybederek dönmeye başlar. Daha sonra, ikinci yıldız şişerek nötron yıldızının maddesini emmesine izin verebilir. Nötron yıldızının üzerine düşen madde onu döndürür ve manyetik alanını azaltır. ⓘ

Buna "geri dönüşüm" denir çünkü nötron yıldızını hızla dönen bir duruma geri döndürür. Son olarak, ikinci yıldız da bir süpernova ile patlayarak başka bir nötron yıldızı üretir. Bu ikinci patlama da ikiliyi bozmayı başaramazsa, bir çift nötron yıldızı ikilisi oluşur. Aksi takdirde, patlayan nötron yıldızına eşlik eden bir şey kalmaz ve saniyede birkaç ila 50 kez dönen bir "bozulmuş geri dönüşümlü pulsar" haline gelir. ⓘ

Uygulamalar

Pulsarların keşfi gökbilimcilerin daha önce hiç gözlemlenmemiş bir nesneyi, nötron yıldızını incelemelerine olanak sağladı. Bu tür bir nesne, maddenin nükleer yoğunluktaki davranışının (doğrudan olmasa da) gözlemlenebildiği tek yerdir. Ayrıca milisaniye pulsarları, yoğun bir çekim alanı koşullarında genel göreliliğin test edilmesine olanak sağlamıştır. ⓘ

Haritalar

Güneş'in Galaksi merkezine göre göreceli konumu ve Pioneer plaketi üzerinde gösterilen, periyotları belirtilmiş 14 pulsar ⓘ

Pulsar haritaları Voyager Altın Plak'ın yanı sıra iki Pioneer plaketi üzerinde de yer almaktadır. Bunlar, elektromanyetik atımlarının benzersiz zamanlamasıyla tanımlanan 14 atarcaya göre Güneş'in konumunu gösterir, böylece hem uzaydaki hem de zamandaki konumumuz potansiyel dünya dışı zekalar tarafından hesaplanabilir. Pulsarlar çok düzenli radyo dalgası darbeleri yaydıkları için radyo yayınları günlük düzeltmeler gerektirmez. Dahası, pulsar konumlandırması bağımsız olarak bir uzay aracı navigasyon sistemi oluşturabilir veya uydu navigasyonu ile birlikte kullanılabilir. ⓘ

Pulsar navigasyonu

X-ışını pulsar tabanlı navigasyon ve zamanlama (XNAV) veya kısaca pulsar navigasyonu, pulsarlardan yayılan periyodik X-ışını sinyallerinin derin uzaydaki bir uzay aracı gibi bir aracın konumunu belirlemek için kullanıldığı bir navigasyon tekniğidir. XNAV kullanan bir araç, aldığı X-ışını sinyallerini bilinen pulsar frekansları ve konumlarından oluşan bir veri tabanıyla karşılaştırır. GPS'e benzer şekilde, bu karşılaştırma aracın konumunu doğru bir şekilde (±5 km) hesaplamasını sağlayacaktır. Radyo dalgaları yerine X-ışını sinyallerini kullanmanın avantajı, X-ışını teleskoplarının daha küçük ve daha hafif hale getirilebilmesidir. Deneysel gösterimler 2018'de rapor edilmiştir. ⓘ

Hassas saatler

Genel olarak, pulsar emisyonunun düzenliliği atomik saatlerin kararlılığına rakip değildir. Yine de harici referans olarak kullanılabilirler. Örneğin, J0437-4715 1,7×10-17 s hata ile 0,005757451936712637 s periyoda sahiptir. Bu kararlılık, milisaniye pulsarlarının efemeris zamanının belirlenmesinde kullanılmasına izin verir ya da pulsar saatlerinin yapımında kullanılır. ⓘ

Zamanlama gürültüsü tüm pulsarlarda gözlemlenen dönme düzensizliklerine verilen addır. Bu zamanlama gürültüsü, nabız frekansında veya fazında rastgele gezinme olarak gözlemlenebilir. Zamanlama gürültüsünün pulsar aksaklıklarıyla ilişkili olup olmadığı bilinmemektedir. ⓘ

Yıldızlararası ortamın sondaları

Pulsarlardan gelen radyasyon Dünya'ya ulaşmadan önce yıldızlararası ortamdan (ISM) geçer. ISM'nin sıcak (8000 K), iyonize bileşeni ve H II bölgelerindeki serbest elektronlar radyasyonu iki temel şekilde etkiler. Pulsarın radyasyonunda ortaya çıkan değişiklikler ISM'nin kendisi hakkında önemli bir araştırma sağlar. ⓘ

Yıldızlararası plazmanın dağıtıcı doğası nedeniyle, düşük frekanslı radyo dalgaları ortam boyunca yüksek frekanslı radyo dalgalarından daha yavaş ilerler. Atımların bir dizi frekansta varışında ortaya çıkan gecikme, atarcanın dağılma ölçüsü olarak doğrudan ölçülebilir. Dağılım ölçüsü, gözlemci ile pulsar arasındaki serbest elektronların toplam sütun yoğunluğudur, ⓘ

$\mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)ds,$ ⓘ

nerede $D$ pulsardan gözlemciye olan uzaklık ve $n_{e}$ ISM'nin elektron yoğunluğudur. Dağılım ölçüsü Samanyolu'ndaki serbest elektron dağılımının modellerini oluşturmak için kullanılır. ⓘ

Ek olarak, ISM'deki yoğunluk homojensizlikleri pulsardan gelen radyo dalgalarının saçılmasına neden olur. Sonuçta ortaya çıkan radyo dalgalarının parıldaması - Dünya atmosferindeki yoğunluk değişimleri nedeniyle bir yıldızın görünür ışıkta parıldamasıyla aynı etki - ISM'deki küçük ölçekli değişimler hakkında bilgileri yeniden yapılandırmak için kullanılabilir. Birçok pulsarın yüksek hızı (birkaç yüz km/s'ye kadar) nedeniyle, tek bir pulsar ISM'yi hızla tarar ve bu da birkaç dakikalık zaman ölçeklerinde değişen sintilasyon modelleriyle sonuçlanır. Bu yoğunluk homojenliklerinin kesin nedeni, türbülanstan akım tabakalarına kadar değişen olası açıklamalarla açık bir soru olmaya devam etmektedir. ⓘ

Uzay-zaman probları

Samanyolu'nun merkezindeki süper kütleli kara delik olan Sgr A*'nın etrafındaki eğri uzay-zamanda yörüngede dönen pulsarlar, güçlü alan rejiminde kütleçekim sondası olarak hizmet edebilir. Atımların varış zamanları özel ve genel göreli Doppler kaymalarından ve radyo dalgalarının kara delik etrafındaki güçlü eğri uzay-zamanda kat edecekleri karmaşık yollardan etkilenecektir. Genel görelilik etkilerinin mevcut aletlerle ölçülebilmesi için, yörünge periyotları yaklaşık 10 yıldan az olan pulsarların keşfedilmesi gerekir; bu tür pulsarlar Sgr A*'dan 0,01 pc içindeki mesafelerde yörüngeye girecektir. Araştırmalar halen devam etmektedir; şu anda beş pulsarın Sgr A*'dan 100 pc uzaklıkta olduğu bilinmektedir. ⓘ

Kütleçekimsel dalga dedektörleri

Dünya çapında yerçekimsel dalgaları aramak için pulsarları kullanan 3 konsorsiyum bulunmaktadır. Avrupa'da Avrupa Pulsar Zamanlama Dizisi (EPTA); Avustralya'da Parkes Pulsar Zamanlama Dizisi (PPTA); Kanada ve ABD'de ise Kuzey Amerika Yerçekimi Dalgaları Nanohertz Gözlemevi (NANOGrav) bulunmaktadır. Bu konsorsiyumlar birlikte Uluslararası Pulsar Zamanlama Dizisi'ni (IPTA) oluşturmaktadır. Milisaniye Pulsarlarından (MSP'ler) gelen atımlar Galaktik saat sistemi olarak kullanılmaktadır. Saatlerdeki bozulmalar Dünya'da ölçülebilir olacaktır. Geçen bir kütleçekim dalgasından kaynaklanan bir bozulma, atarcalar topluluğu boyunca belirli bir imzaya sahip olacak ve böylece tespit edilecektir. ⓘ

Önemli pulsarlar

300 pc içinde pulsarlar

PSR	Mesafe (pc)	Yaş (Myr) ⓘ
J0030+0451	244	7,580
J0108-1431	238	166
J0437-4715	156	1,590
J0633+1746	156	0.342
J0659+1414	290	0.111
J0835-4510	290	0.0113
J0453+0755	260	17.5
J1045-4509	300	6,710
J1741-2054	250	0.387
J1856-3754	161	3.76
J2144-3933	165	272

Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu tarafından tespit edilen gama ışını pulsarları. ⓘ

Burada listelenen pulsarlar ya kendi türünde ilk keşfedilenlerdir ya da bilinen pulsar popülasyonu arasında ölçülen en kısa periyoda sahip olmak gibi bir tür uç noktayı temsil etmektedirler.

• İlk radyo pulsarı "CP 1919" (şu anda PSR B1919+21 olarak bilinmektedir), 1,337 saniyelik bir atım periyodu ve 0,04 saniyelik bir atım genişliği ile 1967 yılında keşfedilmiştir.
• Yörüngesi, genel görelilik tarafından kütleçekimsel radyasyon emisyonu nedeniyle öngörülen tam hızda bozunan ilk ikili pulsar, PSR 1913+16
• En parlak radyo pulsarı, Vela Pulsarı.
• İlk milisaniye pulsarı, PSR B1937+21
• En parlak milisaniye pulsarı, PSR J0437-4715
• İlk X-ışını pulsarı, Cen X-3
• İlk biriken milisaniye X-ışını atarcası, SAX J1808.4-3658
• Gezegenleri olan ilk pulsar, PSR B1257+12
• Asteroitlerden etkilendiği gözlemlenen ilk pulsar: PSR J0738-4042
• İlk çift pulsar ikili sistemi, PSR J0737-3039
• En kısa periyotlu pulsar, ~0,0014 saniye veya ~1,4 milisaniye (saniyede 716 kez) periyotlu PSR J1748-2446ad.
• En uzun periyotlu nötron yıldızı pulsarı, 75,9 saniye periyotlu PSR J0901-4046
• En uzun periyotlu pulsar 118,2 saniye ile beyaz cüce pulsarın bilinen tek örneği olan AR Scorpii'dir.
• En kararlı periyoda sahip pulsar, PSR J0437-4715
• İki yıldız kütlesinde yoldaşı olan ilk milisaniye pulsarı, PSR J0337+1715
• PSR J1841-0500, 580 gün boyunca titreşimini durdurdu. Birkaç dakikadan daha uzun süre titreşimi durduğu bilinen sadece iki pulsardan biri.
• PSR B1931+24, bir döngüye sahiptir. Yaklaşık bir hafta boyunca titreşir ve yaklaşık bir ay boyunca titreşimini durdurur. Birkaç dakikadan daha uzun süre titreşimi durduğu bilinen sadece iki pulsardan biri.
• PSR J1903+0327, Güneş benzeri bir yıldızla oldukça eksantrik bir ikili yıldız sisteminde olduğu keşfedilen ~2,15 ms'lik bir pulsar.
• PSR J2007+2722, 40.8-hertz'lik 'geri dönüştürülmüş' izole bir pulsar, Şubat 2007'de alınan veriler üzerinde gönüllüler tarafından bulunan ve dağıtık hesaplama projesi Einstein@Home tarafından analiz edilen ilk pulsar oldu.
• PSR J1311-3430, gama ışını atımlarıyla keşfedilen ilk milisaniyelik atarca ve en kısa yörünge periyoduna sahip ikili sistemin bir parçası. ⓘ

Galeri

• 

  Video - Yengeç Atarcası - parlak nabız ve interpuls.

• Video - Vela pulsarı - X-ışını ışığı.

• Video - AR Scorpii'nin sanatçı izlenimi. ⓘ

Ayrıca bakınız

• Anormal X-ışını pulsarı
• Kara delik
• Çift pulsar
• Magnetar
• Nötron yıldızı
• Optik pulsar
• Pulsar saat
• Pulsar gezegeni
• Pulsar rüzgar nebulası
• Radyo astronomisi
• Radyo yıldızı
• Dönen radyo geçişi
• Yumuşak gama tekrarlayıcı
• Süpernova kalıntısı
• X-ışını pulsarı ⓘ

Referanslar ve daha fazla okuma

• Lorimer, Duncan R.; Kramer, Michael (2004). Pulsar Astronomisi El Kitabı. Cambridge Üniversitesi Yayınları. ISBN 978-0-521-82823-9.
• Lorimer, Duncan R. (2008). "İkili ve Milisaniye Pulsarlar". Görelilikte Yaşayan İncelemeler. 11 (1): 8. arXiv:0811.0762. Bibcode:2008LRR....11....8L. doi:10.12942/lrr-2008-8. PMC 5256074. PMID 28179824. 2012-03-15 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2011-12-14.
• Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Pulsar Astronomisi. Cambridge Üniversitesi Yayınları. ISBN 978-0-521-59413-4.
• Manchester, Richard N.; Taylor, Joseph H. (1977). Pulsarlar. W. H. Freeman ve Şirketi. ISBN 978-0-7167-0358-7.
• Stairs, Ingrid H (2003). "Genel Göreliliğin Pulsar Zamanlaması ile Sınanması". Görelilikte Yaşayan İncelemeler. 6 (1): 5. arXiv:astro-ph/0307536. Bibcode:2003LRR.....6....5S. doi:10.12942/lrr-2003-5. PMC 5253800. PMID 28163640. ⓘ